ГЛОБАЛЬНАЯ СЕТЬ ДЛЯ ЛОВЛИ РАДИОВОЛН
Доктор технических наук А. ГОЛУБЕВ.
Работа глобальной сети радиотелескопов основана на методе РСДБ. Эта аббревиатура расшифровывается как радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (по-английски VLBI - Very Long Base Interferometry). Новый метод радиоастрономии открыл блестящие перспективы в изучении невообразимо далеких космических объектов и в то же время позволяет решать чисто "земные" задачи: измерять с очень высокой точностью большие расстояния на Земле, отслеживать перемещение литосферных плит, изучать динамику вращения планеты и многие другие геофизические и геодезические проблемы.
Предыстория развития РСДБ восходит к использованию интерференции света для астрономических целей. В 1920 году выдающийся американский физик Альберт Майкельсон осуществил сенсационный эксперимент. При помощи оптического телескопа он измерил диаметр гигантской звезды Бетельгейзе, находящейся на расстоянии 200 световых лет от Земли. Зеркало телескопа диаметром 2,5 метра закрывалось крышкой с двумя параллельными и симметричными относительно центра щелями, сконструированной так, что расстояние между щелями можно было изменять. Телескоп наводился точно на центр звезды. Свет от нее проходил через щели, образуя два пучка. При помощи линзы они сводились вместе, создавая интерференционную картину в виде системы чередующихся темных и светлых полос. Контрастность картины зависит от углового диаметра звезды θ (то есть от угла, под которым видна звезда из центра объектива телескопа) и от расстояния D между щелями. Изменяя это расстояние, можно добиться такой его величины Dо, при которой контраст становится равным нулю, то есть полосы размываются и интерференционная картина исчезает. Тогда угловой диаметр звезды вычисляется по формуле θ = λ/Dо , где λ - длина волны света.
И вот здесь имеет место очень важное обстоятельство: чем больше "исходное" расстояние между щелями D (база), тем меньший угловой диаметр θ можно измерить: разрешающая способность интерферометра определяется отношением λ/D. Чтобы увеличить базу, Майкельсон использовал стальную балку длиной 6 метров, укрепив ее перпендикулярно трубе телескопа. На концах балки были смонтированы плоские передвижные зеркала под углом 45о. Свет от звезды падал на эти зеркала, отражался от них и двумя другими зеркалами направлялся в фокус телескопа. Затем зеркала, помещенные на балке, раздвигались до тех пор, пока не исчезали интерференционные полосы. Такая конструкция получила название "звездный интерферометр Майкельсона".
Дальнейшее увеличение базы сталкивается с трудностями, обусловленными прогибом балки, ее вибрациями и т. п. Так появилась идея - складывать пучки, собранные отдельными телескопами. Но тут возникает существенное обстоятельство: чтобы наблюдалась интерференционная картина, складываемые пучки должны быть когерентны, а для этого разность их хода не должна превышать (в видимом свете) 2-3 микрона. В звездном интерферометре Майкельсона достаточно сориентировать базу перпендикулярно направлению на звезду (точно навести телескоп на ее центр), чтобы уравнять оптические пути пучков. А как уравнять пучки, приходящие на два отдельных разнесенных телескопа? И где наблюдать их интерференцию? Заметим, что эта проблема была решена сравнительно недавно (см. "Наука и жизнь" № 9, 2000 г.). Но значительно раньше подобная задача была решена в радиодиапазоне. Использование разнесенного приема радиоизлучения от космических объектов с независимой регистрацией сигналов и привело к появлению радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой - РСДБ.
Впервые идея РСДБ была предложена учеными нашей страны Н. С. Кардашевым, Л. И. Матвеенко и Г. Б. Шоломицким в 1965 году (см. "Наука и жизнь" № 10, 1973 г.; № 8, 1978 г.). Напомним основные принципы радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой.
В простейшем случае радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, разнесенных на сотни или тысячи километров и наблюдающих один и тот же квазар - квазизвездный (звездоподобный) внегалактический источник шумового радиоизлучения с чрезвычайно широким спектром. Квазары находятся на расстояниях от Земли в десятки и сотни миллионов световых лет, то есть практически в бесконечности; поэтому приходящие от квазара радиоволны имеют идеально плоский фронт, а поступающие на оба радиотелескопа сигналы приходят по строго параллельным путям. Эти шумовые сигналы совершенно идентичны, но приходят на радиотелескопы с некоторой временной задержкой τ один относительно другого, обусловленной разностью расстояний ∆S от радиотелескопов до квазара. Линию, соединяющую центры антенн радиотелескопов 1 и 2, называют вектором базы D. Он является одним из основных определяемых параметров и может быть выражен через три разности одноименных координат точек 1 и 2. Нетрудно показать, что задержка τ зависит от длины D вектора D и угла τ между базой и направлением на квазар. Эта задержка измеряется так называемым корреляционным методом: на обоих радиотелескопах шумовые сигналы от квазара записываются на широкополосные магнитофоны. Записи сводят вместе в центре обработки на корреляторе - устройстве, осуществляющем перемножение сигналов и осреднение произведения за большой промежуток времени (который намного больше периода самой низкочастотной составляющей спектра входных сигналов). Это осредненное произведение есть корреляционная функция входных сигналов, и ее значение снимается с выхода коррелятора. Если шумовой сигнал, принятый первым радиотелескопом, обозначить S(t), то сигнал, принятый вторым радиотелескопом, будет S(t + τ), а их корреляционная функция выразится в виде К = Из-за вращения Земли разность хода ∆S, а следовательно и задержка τ, изменяется. Величину, пропорциональную скорости изменения задержки, называют частотой интерференции f. Она тоже измеряется. По измеренным величинам τ и f можно получить разность хода ∆S и ее изменение во времени. Величина ∆S является функцией радиус-векторов пунктов 1 и 2 и направления на квазар. Не рассматривая здесь аналитические соотношения, отметим лишь, что метод РСДБ позволяет определить длину вектора базы с ошибкой 2-3 сантиметра и направление на квазар с точностью до 0,001 угловой секунды по обеим угловым координатам. Высокая точность определения длины базы дает возможность изучать современные движения земной коры в масштабах планеты.
Записи сигналов на радиотелескопах должны быть привязаны к единой шкале времени, для чего часы на обеих станциях необходимо как можно точнее синхронизировать. Это осуществляется при помощи независимых местных стандартов частоты и времени, которые контролируются по высокостабильному атомному эталону - водородному мазеру с относительной нестабильностью 2•10-14 за сутки. Мазер работает в радиодиапазоне на частоте примерно 1,4 ГГц ( λ = 21 см), а нестабильность 2•10-14 означает, что уход таких "часов" составляет 0,4 секунды за миллион лет. Метки времени записываются на магнитофоны одновременно с записью радиосигналов на обеих станциях РСДБ, и именно по сдвигу одноименных меток определяют задержку τ при корреляционной обработке записей.
В радиотелескопах обычно применяются полноповоротные параболические антенны диаметром от 20 до 70 метров. Телескопы работают в нескольких отдельных диапазонах частот, охватывающих интервал длин волн от нескольких миллиметров до нескольких метров. Приемные системы радиотелескопов обладают очень высокой чувствительностью. Чтобы свести к минимуму шумы внутри аппаратуры, усилители принимаемых сигналов охлаждаются до температуры 15 К (-258оС).
Необходимо четко представлять себе, что, в отличие от рассмотренного в начале статьи оптического случая, непосредственной интерференции радиоволн в РСДБ не наблюдают, да ее просто и нет. Она была бы, если два сигнала от одного источника, пройдя различные пути, приходили бы на один приемник (телескоп). Но эти сигналы поступают на два отдельных телескопа, огромное расстояние между которыми не позволяет наложить сигналы непосредственно один на другой (как это делается в звездном интерферометре Майкельсона при помощи системы зеркал). О какой же интерференции идет речь?
Дело в том, что в результате обработки мы получаем такой же результат, как если бы наблюдали интерференцию на одном радиотелескопе с диаметром антенны, равным длине базы D - расстоянию между двумя радиотелескопами. Поэтому фактически мы имеем здесь случай синтезированной интерференции , индикатором которой служит появление сигнала на выходе коррелометра при достаточно близком совпадении записей. Этот сигнал при сдвиге записей прописывает корреляционную функцию, имеющую максимум при τ = 0. В этот момент входные сигналы когерентны и выходной сигнал аналогичен полученному при непосредственной интерференции широкополосных сигналов, поступающих на две антенны.
Подчеркнем один тонкий момент, касающийся когерентности сигналов. Выше отмечалось, что острый максимум корреляционной функции обеспечивается использованием широкополосных, некогерентных сигналов, и в то же время было сказано, что при τ = 0 сигналы когерентны. В этом нет противоречия, так как речь идет о разных вещах. Каждый из двух сигналов остается некогерентным во времени: фазы волн разных частот, образующих широкополосный шумовой сигнал, хаотически меняются случайным образом. Но при τ = 0 эти случайные изменения происходят одинаково в обоих сигналах, совершаясь в одни и те же моменты времени, вследствие чего оба сигнала, сохраняя "собственную" некогерентность, становятся когерентными между собой (коррелированными), что и вызывает появление пика корреляционной функции.
Высокая точность метода РСДБ обусловлена тем, что использование двух разнесенных антенн дает разрешающую способность, эквивалентную таковой для одной антенны с огромной апертурой (диаметром), равной длине базы.
На Земле максимальная длина базы, при которой расположенные на ее концах радиотелескопы 1 и 2 могут быть направлены на один и тот же участок небесной сферы, составляет примерно 7 тыс. километров. Из наблюдений могут быть определены: компоненты вектора базы, то есть три разности координат пунктов 1 и 2 (DX, DY, DZ), по которым вычисляется длина вектора базы D = (DX2 + DY2 + DZ2)1/2 c ошибкой 2-3 см; две угловые координаты квазара с ошибкой 0,001 секунды; две координаты точки Северного полюса Земли с ошибкой 3-6 см. Кроме того, определяются параметры прецессии и нутации - явлений, связанных с изменениями направления оси вращения Земли. Ось не сохраняет постоянное положение в пространстве, а описывает конус вокруг перпендикуляра к плоскости земной орбиты, подобно оси слегка наклоненного волчка (прецессия), и на это движение накладываются колебания относительно среднего положения оси (нутация), обусловленные силами притяжения Солнца и Луны. К списку перечисленных величин добавляются также точное время, определяемое с ошибкой 0,05-0,10 миллисекунды, и относительная поправка часов на станциях.
РСДБ широко применяют не только для измерения величин, связанных с Землей, но и для решения астрометрических и астрофизических задач. При этом используется то обстоятельство, что РСДБ позволяет получать высококачественные радиоизображения различных космических объектов (не только квазаров).
Дальнейшим шагом в развитии радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой стало создание сетей РСДБ из нескольких радиотелескопов, которые управляются из единого центра и наводятся на один объект; они могут работать в различных диапазонах длин волн. Измерительную информацию подвергают совместной обработке, позволяющей получать более подробные сведения о наблюдаемом объекте, чем дает одна пара радиотелескопов. Разрешающая способность сети определяется отношением длины волны к максимальному расстоянию между ее элементами. Для предельно коротких длин волн (миллиметрового диапазона) можно достичь разрешения порядка 0,00003 угловой секунды, что в миллион раз превышает разрешение человеческого глаза. Из сетей РСДБ можно создать глобальную геодезическую сеть - систему опорных пунктов с известными координатами. Поскольку метод РСДБ дает не сами координаты, а их разности, то для перехода к абсолютным координатам необходимо иметь их хотя бы на одном пункте сети. Для этого обычно используют метод лазерной локации искусственных спутников Земли.
Одним из примеров сети РСДБ служит отечественная сеть "Квазар", задуманная как система радиообсерваторий на территории России и СНГ с передачей данных по спутниковым и оптоволоконным каналам связи в центр управления и обработки. Первая очередь этой сети "Квазар", по проекту, состоит из трех радиотелескопов с антенными зеркалами диаметром 32 метра каждый, расположенных в поселке Светлое (под Санкт-Петербургом), станице Зеленчукская (Ставропольский край) и в урочище Бодары (в Бурятии, южнее озера Байкал).
Кроме "Квазара" существует европейская РСДБ-сеть EVN (European VLBI Network), американская - VLBA, австралийская - LNA, японский проект - VERA, а также проекты Китая и Южной Кореи.
Следующим шагом в развитии РСДБ стало объединение всех радиотелескопов и сетей в единую мировую радиоинтерферометрическую сеть. "В 90-е годы, - писал в 1998 году Н. С. Кардашев, - в астрономии возникла очень интересная и необычная ситуация - создан принципиально новый радиотелескоп, охватывающий весь земной шар. Все крупнейшие радиотелескопы мира объединены в глобальную систему; они могут по команде наводиться на одну и ту же часть неба. Принимаемые ими сигналы синхронизируются высокостабильными атомными генераторами и обрабатываются. Получающиеся изображения астрономических источников обладают таким же угловым разрешением, как если бы мы имели единый радиотелескоп с размерами порядка Земли. Эта глобальная сеть радиоинтерферометров дает поразительные результаты, которые было трудно предвидеть" (Вестник РАН, № 6, 1998 г.).
Все пункты сети "Квазар" включены в международную глобальную радиоинтерферометрическую сеть. Кроме того, в глобальной сети участвуют еще несколько инструментов России и СНГ. Это радиотелескопы ОКБ МЭИ диаметром 64 метра под Москвой (Медвежьи озера и Калязин), 70-метровые радиотелескопы Центров дальней космической связи на востоке (около Уссурийска) и в Крыму (Евпатория). На высокогорном плато Суффа в Узбекистане строится 70-метровый радиотелескоп миллиметровых волн.
Глобальная мировая радиоинтерферометрическая сеть позволяет изучать физические процессы, происходящие в сверхкомпактных космических источниках радиоизлучения (квазары, ядра галактик, космические мазеры и др.). С ее помощью удалось впервые наблюдать очень редкое явление - взрыв сверхновой звезды в его начальной стадии. На базе между радиотелескопом под Калязином и 34-метровой антенной в Кашиме (Япония) проведена серия экспериментов по измерению координат пульсаров - вращающихся нейтронных звезд (проект "Астрокомплекс"). Изучение радиоизображений со сверхвысоким разрешением дало возможность обнаружить чрезвычайно массивные черные дыры, работающие как сверхмощный природный ускоритель частиц. Подобные исследования представляют исключительный интерес для астрономии, космологии и физики элементарных частиц.
Самый последний этап в развитии РСДБ - вынос радиотелескопа в космос. Космический радиотелескоп, работающий совместно с наземной сетью, образует радиоинтерферометр; длина его базы определяется высотой орбиты, на которую он запущен. Впервые такой проект под названием VSOP (VLBI Space Observation Programme - программа наблюдений при помощи космической РСДБ) осуществили японские исследователи, запустившие в 1997 году 8-метровую параболическую антенну на орбиту, максимальное удаление которой от Земли составляет около 20 тысяч километров (см. "Наука и жизнь" № 5,1998 г.). Глобальная сеть наземных радиоинтерферометров с добавлением космического радиотелескопа VSOP используется для изучения процессов вокруг черных дыр, в центрах активных галактик и т. п. Отметим, что сеть с космическим телескопом не предназначена для геодезических измерений, поскольку движение космического телескопа по орбите непрерывно меняет длину базы интерферометра, постоянство которой необходимо для решения геодезических задач.
В России предложен и находится в стадии разработки крупнейший в мире проект наземно-космической РСДБ - "Радиоастрон". Его научный руководитель - один из "отцов" РСДБ, директор Астрокосмического центра ФИАН академик Н. С. Кардашев. В проекте предусматривается запуск 10-метрового космического радиотелескопа "Радиоастрон" на орбиту с максимальным удалением от Земли до 300 тыс. км. Радиоинтерферометр с такой базой будет иметь разрешающую способность до одной стотысячной угловой секунды! При таком разрешении наблюдатель с Земли мог бы разглядеть на Луне камешек размером 2 сантиметра. В этом глобальном проекте участвуют радиоастрономические обсерватории США, Канады, европейских государств, Китая, Индии и Австралии. Осуществление проекта "Радиоастрон" намечено на следующий год.
Но мысль ученых идет еще дальше. Как отмечает Николай Семенович Кардашев, размеры орбиты космического радиотелескопа можно увеличить на много порядков и построить космическую сеть радиотелескопов, работающую совместно с наземной. Для получения наилучших результатов, наивысшего разрешения, необходимо правильно выбрать диапазон длин волн. При этом следует учитывать два ограничивающих фактора: потери излучения при распространении в космическом пространстве и чувствительность телескопа. Потери излучения в оптическом диапазоне возникают из-за поглощения межзвездной пылью, а в радиодиапазоне - вследствие рассеяния радиоволн на скоплениях межзвездной плазмы и поглощения в отдельных районах межзвездной среды. Эти явления меньше всего проявляются в области электромагнитного спектра между радио- и оптическим диапазоном, на длинах волн от нескольких миллиметров до нескольких микрометров, в области, оптимальной и с точки зрения чувствительности телескопов. Поэтому дальнейшее развитие радиотелескопии в космосе видится в переходе на миллиметровый и субмиллиметровый диапазоны, а в дальнейшем - и на инфракрасный. В Астрокосмическом центре ФИАН разработаны перспективные проекты "Миллиметрон" и "Субмиллиметрон", предусматривающие создание международной космической обсерватории-интерферометра "Земля - Космос - Космос", включающей в себя космическую сеть радиотелескопов этих диапазонов. Наиболее подходящее место для размещения такой сети - область на расстоянии 1,5 миллиона километров от Земли в противосолнечном направлении. В подобной системе космический телескоп с 12-метровым зеркалом будет эквивалентен по чувствительности наземному радиотелескопу с зеркалом диаметром 3 километра на волне λ = 2 см, а в интерферометрическом режиме позволит реализовать разрешение в тысячи раз выше, чем интерферометры с предельной наземной базой.
Иллюстрация "На фото слева направо: Г. Б. Шоломицкий, И. С. Шкловский (известный астрофизик) и Н. С. Кардашев".
Иллюстрация "Метод РСДБ".
Иллюстрация "Схема метода РСДБ". Читайте в любое время
Идею радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой предложили в 1965 году Николай Семенович Кардашев (ныне академик, директор Астрокосмического центра ФИАН), Леонид Иванович Матвеенко и Геннадий Борисович Шоломицкий. На фото слева направо: Г. Б. Шоломицкий, И. С. Шкловский (известный астрофизик) и Н. С. Кардашев. Апрель 1965 года. Фото из архива Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга.
Излучение от квазара (широкополосный шумовой сигнал) приходит на радиотелескопы 1 и 2 с задержкой τ, обусловленной разностью хода ∆S. Вектор базы D имеет длину D = ∆S/cosβ, а так как ∆S = Vτ, где V - скорость радиоволн, то τ = (D/V)cosβ, т.е. задержка τ содержит информацию о длине D. Эта задержка измеряется корреляцион ным методом. Записи сигналов S(t) и S(t + τ) на телескопах 1 и 2 сводятся в корреляторе, на выходе которого воспроизводится корреляционная функция К12(τ) = =<S(t)·S(t + τ)>, имеющая максимум при τ = 0. Сдвигая записи до появления максимума выходного сигнала, определяют задержку τ, равную величине сдвига.
Сигнал от квазара с антенны поступает в приемную систему и передается в квантователь - преобразователь аналогового сигнала в цифровой. Обработанный сигнал вместе с метками времени, которые вырабатывают атомные часы, записывается на магнитную ленту. В центральном пункте управления записи сигналов от двух радиотелескопов корреллируются для определения временной задержки τ.
