идеальный объектив из-за дифракции не может построить изображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглое пятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает с удалением от центра изображения (рис. 102). Угловой диаметр центрального пятна
(8.6)
где l - длина волны и D - диаметр телескопа. Если l = 0,55 мк (зеленый свет) и D =100 см, то d = 0,55×10-6 радиан = 0',1. Очевидно, две точки (например, две находящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояние между ними больше d . Этот минимальный угол d называется теоретическим угловым разрешением телескопа. Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается другим фактором - атмосферным дрожанием. Дрожание вызывается оптической неоднородностью и неспокойствием атмосферы. Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление в них колеблется, в результате чего коэффициент преломления в разных точках атмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление этого отклонения меняются со временем. Минимальный размер неоднородностей в атмосфере составляет около 10 см и поэтому изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существенно больше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется как целое. Изображение звезды, размытое атмосферным дрожанием, называется диском дрожания. Диаметр диска дрожания зависит от местных природных условий (“астроклимат”), а также от размера и конструкции телескопа и башни. Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне частот - от гамма-лучей до самых длинных радиоволн (см. § 102). Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника. В настоящее время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одного миллиметра до нескольких десятков метров. Антенны радиотелескопов, принимающих миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны, чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных астрономических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора. Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать, как уже упоминалось, l /8, а длины волн l , в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для волны l = 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркало радиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку на каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением облучателя (в пределах до 10-20°). Благодаря этим особенностям радиотелескопы могут намного превосходить по размерам оптические телескопы. Самая большая в мире “полнопрофильная” (т.е. представляющая собой единое сплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Она находится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественном углублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида, закрепили бетоном и на бетон нанесли металлическое покрытие (рис. 103). Конечно, неподвижная антенна, направленная в зенит, не позволяет принимать радиоизлучения из любой точки небесной сферы, но благодаря суточному вращению Земли и возможности смещать облучатель значительная часть неба оказывается доступной наблюдениям. Радиоастрономические зеркала меньших размеров устанавливают на вертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Самая большая антенна такого типа (диаметр 100 м, рис. 104) находится в Федеративной Республике Германии (Бонн). Подобные гигантские антенны не могут, однако, работать на миллиметровых волнах, так как сделаны недостаточно точно (при диаметре в несколько десятков метров выдержать параболическую форму с точностью, например, до нескольких десятых долей миллиметра, - задача очень трудная). Среди высокоточных инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, к числу наилучших принадлежат два советских 22-метровых радиотелескопа (один в Физическом институте им. П.Н. Лебедева, другой - в Крымской астрофизической обсерватории). Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из большого количества отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое излучение на один облучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600 (расшифровывается как 'радиотелескоп Академии наук, диаметр 600 м'), который установлен вблизи станицы Зеленчукской (недалеко от 6-м рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцо диаметром около 600 м, состоящее из 900 плоских зеркал размером 2 ´ 7,4 м, образующих сегмент параболоида (рис. 105). При малых зенитных расстояниях может работать все кольцо, а при больших - некоторая его часть. Антенны такого типа называются антеннами с незаполненной апертурой. На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества дипольных антенн, электрическая связь между которыми обеспечивает необходимую для радиотелескопа направленность приема.
Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальная характеристика - диаграмма направленности, Диаграммой направленности называется зависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источника радиоизлучения по отношению к антенне. Радиотелескоп с симметричной параболической антенной имеет диаграмму направленности, симметричную относительно ее оси. Примерный вид такой диаграммы показан на рис. 106. Угловое разрешение радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками, которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммы направленности 'по половине мощности' (угол d на рис. 106). Физическая причина, ограничивающая теоретическое угловое разрешение - это дифракция, так же как и в оптических телескопах.
Так как длины волн в радиодиапазоне очень велики, то радиоастрономические зеркала, несмотря на огромные размеры, значительно уступают по угловому разрешению оптическим. Так, 300-метровая антенна Аресибо на своей рабочей длине волны в 70 см может обеспечить угловое разрешение
т.е. в несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптического телескопа (1-2'). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнять разрешающую силу тех и других телескопов. Это можно сделать с помощью радиоинтерферометра. Простейший радиоинтерферометр (рис. 107) представляет собой систему из двух антенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базой интерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы по проводам (“фидерам”) на вход одного и того же приемника.
На антенну А1 электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием по отношению к А2 . Если запаздывание ('разность хода') равно целому числу длин волн, b = a sin a = nl , то сигналы на входе приемника складываются, так как они приходят в одной фазе. Если же то сигналы вычитаются, так как приходят в противофазе. В результате диаграмма направленности интерферометра состоит из узких лепестков, угловое расстояние между максимумами (и минимумами) которых равно
(8.7)
вдоль направления, параллельного базе. Эти лепестки налагаются на диаграмму направленности одиночной антенны, и полная диаграмма направленности (вернее, ее сечение плоскостью, проходящей через линию базы) имеет вид, показанный на рис. 107. Расстояние а может быть сделано очень большим: a D ; поэтому интерферометрами можно разрешить очень близко расположенные точечные источники.
Радиоизлучение точечного источника при наблюдениях с одиночной антенной записывается так, как показано на рис. 108, а, а при наблюдениях интерферометром так, как на рис. 108,6. Если угловые размеры источника много больше, чем Dq , то источник не регистрируется интерферометром. Изменяя длину базы, можно определить размеры и распределение яркости источника вдоль одной координаты. Проделав такой же ряд измерений при другой ориентации базы, можно узнать распределение яркости и по другой координате. В последние годы разработана методика радиоинтерферометрических наблюдений с использованием двух раздельных приемников. В этом случае антенны интерферометра могут быть разнесены на тысячи километров. С помощью таких систем в радиоастрономии удалось получить угловое разрешение порядка 10-4 секунды дуги намного лучше, чем дают оптические телескопы. Благодаря мощному развитию радиоастрономической техники к настоящему времени исследовано радиоизлучение Солнца и Луны, планет Солнечной системы от Меркурия до Урана включительно, многих объектов, принадлежащих
