книги / Сверхвысокие частоты. Основы и применения техники СВЧ

счет вращения Земли относительно небесной сферы, то волны 1' и 2' поступают теперь под некоторым углом а и, следовательно, проходят от источника до антенн раз­ личные пути, отличающиеся на х — d sin а (здесь d есть расстояние между антеннами). Если разность путей х— = Х/2, то волны достигают антенн в противоположных фазах и поэтому взаимно гасят друг друга. При даль­ нейшем увеличении разности хода волн х этот процесс повторяется. Во время прохождения радиоисточника через меридиан интенсивность принимаемого сигнала пе­ риодически то увеличивается, то уменьшается. Положе­ ние максимума во времени определяет прямое восхож­ дение источника, а длительность периода отдельного ле­ пестка диаграммы направленности (интерференционной диаграммы)— его склонение. Чем больше расстояние между антеннами (база), тем острее получается макси­ мум на диаграмме направленности и тем точнее может определяться положение источника излучения на небес­ ной сфере.

Конечно, с увеличением базы интерферометра возра­ стает количество наблюдаемых максимумов; при этом затрудняется идентификация (точное определение коор­ динат) радиоисточника в присутствии других источни­ ков сравнимой интенсивности.

Известен целый ряд различных радиоинтерферомет­ ров, таких как, например, интерферометр с «расщепле­ нием» фазы и интерферометр интенсивности, которые позволяют весьма точно определять небесные коорди­ наты дискретных космических радиоисточников. Особый интерес представляют многоэлементные интерферомет­ ры, которые вместо двух параболоидов используют боль­ шее число антенн, расположенных на равных расстоя­ ниях одна от другой и связанных каждая со своим приемником. Такого рода направленные системы соот­ ветствуют оптическим дифракционным решеткам. В то время как в оптике с их помощью анализируется спек­ тральный состав излучения при известном направлении его прихода, в радиоастрономии дифракционная решет­ ка используется для того, чтобы при известной длине волны определить направление на источник принимае­ мого излучения. Нормированная, т. е. отнесенная к еди­ ничному значению, амплитуда волны в направлении, соответствующем углу <р, рассчитывается согласно

191

выражению, известному из теории оптических дифрак­ ционных решеток:

. (	т	nd	.	\
sin I			sin ф1
Е ( ф) = Е0	( nd		,	\	(140)
sin
	Ь г 5"1'1']

Следовательно, получают интерференционную картину пеленгуемого космического радиоисточиика, грубая

	О	30
	о
	о
	Л
	и
	О
	о
>OOQOOOOOOI		^20
\ \	О
Л1	>^0 о о о о о о о о о
	0о
	*о	ю
Отдельные
	о	0
антенны	о
	0)	б)	О	10
Направленныйлуч у		/
отдельнойантеннь//		£
	у		Направление движения
	Солнце		г Солнца

Z.

7

>)

Точна пересечения лепестнов(оченьострая направленность)

Рис. 95. Многоэлементный интерферометр (крестообразная решетка):

а —схема расположения; б —интерференционные максимумы одного из плеч решетки в вертикальной плоскости, проходящей через это плечо; в —прохожде­ ние Солнца через неподвижные «лучи» направленного приема крестообразной решетки (малые черные кружки представляют сечения различных лучей приема, большой белый круг показывает сечение луча отдельной антенны)*

структура которой эквивалентна картине двухантенного интерферометра с малой базой d, но имеет очень острый максимум; наряду с этим имеется тонкая структура, об­ разуемая рядом достаточно малых максимумов и мини­ мумов.

192

Многоэлементные интерферометры нередко строят в виде креста, т. е. состоящими из двух взаимно перпен­ дикулярных линейно расположенных антенных решеток (рис. 95) *). С помощью интерферометров типа креста Миллса удается получить особенно высокую остроту на­ правленности. Рис. 96 в качестве примера показывает конструкцию многоэлементиого крестообразного интер­ ферометра, который служит для наблюдения дискретных источников СВЧ-излучения на Солнце на волне Я = 9 см. С помощью таких СВЧ-гелиографов можно очень точно «прощупать» солнечный диск и получить подобное теле­ визионному изображение; пример такого изображения приводится на рис. 97 [26].

Кроме упомянутых здесь направленных антенн, в ра­ диоастрономии применяются также и другие устройства. Особый интерес представляют, естественно, такие ан­ тенные ячейки, на основе которых можно достаточно просто создавать антенны больших размеров.

2. Радиоизлучение Солнца

Уже давно было высказано предположение, что Солн­ це, кроме видимых и невидимых световых и тепловых лучей, испускает также радиоволны. Не было недостат­ ка и в опытах по обнаружению этого длинноволнового излучения. Однако эти эксперименты были безуспешны­ ми, так как применявшиеся ранее индикаторы имели не­ достаточную чувствительность. Лишь появление высоко­ чувствительных приемников, необходимых в радиолока­ ционной технике, привело к обнаружению в 1939— 1945 г. солнечных радиоволн.

а) Тепловое излучение

Исследование радиочастотного излучения Солнца по­ казывает, что Солнце постоянно излучает электромаг­ нитные волны во всех диапазонах метровых, дециметро­ вых, сантиметровых и миллиметровых волн. Это излу­ чение, которое испускается Солнцем с интенсивностью примерно постоянной во времени, является единствен­

*) В специальной литературе такой тип антенны обычно назы­ вают крестом Миллса (Прим, перев.).

194

ным видом излучения только тогда, когда поверхность Солнца достаточно свободна от таких возмущенных уча­ стков, как, например, солнечные пятна или какие-либо другие нерегулярные области. В связи с этим такое из­ лучение называют радиоизлучением невозмущенного Солнца (невозмущенное излучение).

Это излучение является тепловым излучением сво­ бодных электронов внешних слоев Солнца. Радиоволны излучаются, прежде всего, солнечной короной, где элек­ троны осуществляют в электростатическом (кулонов­ ском) поле положительно заряженных протонов так на­ зываемый «переход из свободного состояния в свобод­ ное». Электрон, который попадает в поле протона, дви­ жется по гиперболической траектории. Следовательно, при встрече с протоном путь электрона искривляется и скорость его уменьшается, причем энергия, которая со­ ответствует потере скорости, испускается в форме элек­ тромагнитного излучения; спектр его непрерывен, с длинноволновым участком в диапазоне радиоволн. Ха­ рактерно, что интенсивность этого невозмущенного сол­ нечного излучения зависит от частоты испускаемой вол­ ны. Эта особенность объясняется тем, что мерой погло­ щающей и излучательной способности абсолютно черного излучателя, каким можно представить на радиочасто­ тах ионизированный газ солнечной атмосферы, являет­ ся так называемая оптическая плотность

S
хf = \% d s,	(141)
6

которой называют произведение коэффициента поглоще­ ния у. и пути, проходимого радиоволной в солнечной ат­ мосфере. Для волны напряженности электрического по­ ля коэффициент поглощения ионизированного газа рас­ считывается по формуле

и =	am	(142)
	f2T*lt	’

где N — плотность электронов в см3, Т — температура электронов в °К и а — коэффициент, слабо зависящий лишь от Т н N, который составляет для короны величи­ ну около 0,10 и для хромосферы около 0,07 Если Солн­ це на частотах наблюдения является оптически плотным.

13*

195

то радиотелескоп принимает «черное» излучение, ин­ тенсивность которого определяется формулой Релея— Джинса

1, = - ^ - Т = В,{Тк),

(143)

в которой 7ft — электронная температура соответствую­ щего солнечного слоя. Таким образом, радиотелескоп, с помощью которого наблюдается иевозмущениое Солнце, принимает «черное» излучение, интенсивность которого соответствует электронной температуре короны порядка

1 • 106 °К- Для более высоких частот солнечная		корона
становится прозрачнее. Если ее	оптическая плотность на
дециметровых и сантиметровых	волнах не больше, чем
величина т /= 1, она в этом случае не полностью		погло­

щает падающее излучение, а лишь ослабляет его в e~xf раз. Поглощающая способность поэтому составляет I—

— e~xf, и по закону Кирхгофа соответствующая ей эмис­ сионная способность короны также уменьшается; излуче­

ние короны теперь равно Bf(Tu) (1 — e~xf). В противопо­ ложность этому с увеличением частоты становится все более преобладающим излучение расположенной под ко­ роной хромосферы, которая является оптически плотной для всех рассматриваемых частот. Излучение этого сол­ нечного слоя имеет интенсивность В/(ГС); здесь Тс— температура хромосферы. При прохождении через сол­ нечную корону интенсивность хромосферного излучения

ослабляется в e~xf раз. Наблюдаемая интенсивность равняется поэтому сумме обеих составляющих ее частей:

lf = B,(Tk)(\ - e - 't) + B,(Tc)e-xt.

(144)

Электронная температура хромосферы имеет значение порядка 104°К. Если же наблюдение невозмущенного Солнца производится в сантиметровом диапазоне волн, где корона вносит незначительный вклад в совокупное излучение, то в этом случае радиотелескоп принимает излучение с интенсивностью, соответствующей темпера­ туре электронов порядка 104°К- На миллиметровых вол­ нах излучение определяется исключительно внешней фотосферой; поэтому измеряемые в этой области частот эквивалентные температуры примерно совпадают с тем­

196

пературой светящейся фотосферы, равной округленно 6000 °К.

На рис. 98 кривая 1 представляет спектральную за­ висимость интенсивности невозмущенного солнечного ра­ диоизлучения, измеряемой в вг/ж2 *г^ (поток излучения).

Точки этой кривой получены для минимума солнечных

' to 5 / Q3 Щ ГМ

Рис. 98. Спектральная зависимость излучения различных радиочастотных составляющих излучения Солнца:

/ — невозмущеиное Солнце; 2 —медленно меняющееся излучение (наблюдается только на СВЧ); 3 —радиобури; 4 —всплески излу­ чения (вспышки).

пятен. Увеличение потока излучения с ростом частоты является характерным для теплового излучения.

В основном такая же спектральная зависимость ин­ тенсивности имеет место для «медленно изменяющегося излучения», которое наблюдается на СВЧ-волнах (рис. 98, кривая 2 ). Оно также имеет тепловое происхождение

и обусловлено тепловым излучением так называемых уп­ лотнений короны. Они появляются над солнечными пятнами и являются областями, которые по сравнению с окружающими имеют более высокие плотность и температуру электронов. Представленная на рис. 97

197

спектрогелиограмма на Я=9 см показывает источники этого излучения на Солнце. То, что это медленно ме­ няющееся излучение является частично поляризованным по кругу, указывает на существование магнитных полей в атмосфере Солнца. Области уплшнения короны яв­ ляются также, как известно благодаря измерениям с помощью ракет, источниками непрерывного рентгенов­ ского излучения, с которым связано образование £-слоя ионосферы. Поэтому иследование медленно меняюще­ гося СВЧ-излучения возмущенного Солнца представляет для геофизики значительный интерес.

б) Нетепловое излучение

Как только что было показано, радиоизлучение спо­ койного Солнца (основное излучение) и медленно меня­ ющаяся СВЧ-радиация определяются тепловым излуче­ нием электронов (поток излучения увеличивается с воз­ растанием частоты!). Обратимся теперь к рассмотрению тех составных частей общего радиоизлучения Солнца, механизм возникновения которых имеет существенно иную природу. Причины появления этих нетепловых со­ ставляющих излучения чрезвычайно разнообразны. На­ блюдаются они только при наличии на Солнце каких-ли­ бо возмущений, о которых могут свидетельствовать сол­ нечные пятна и другие признаки активности Солнца. Это спорадическое радиоизлучение Солнца имеет харак­ тер флуктуаций интенсивности, зависящих от частоты излучения. Наиболее сильные флуктуации бывают в ди­ апазоне метровых волн (рис. 99,а).

В этом диапазоне наблюдаются и короткие всплески излучения, длительностью от нескольких секунд до не­ скольких минут, и шумовые бури (радиоштормы), кото­ рые длятся от нескольких часов до многих суток. В об­ ласти сантиметровых волн (рис. 99, а) отмечено значи­ тельно меньше таких колебаний; вспышки излучения продолжаются от одной минуты до часа и бывают зна­ чительно реже, чем на более длинных волнах. Радио­ штормы на сантиметровых волнах не наблюдаются. Формы появления радиации, наблюдаемой в области де­ циметровых волн (рис. 9 9 , 6 ), оказываются промежуточ­

ными между аналогичными явлениями в диапазоне мет­ ровых и сантиметровых волн,

198

Радиобури, наблюдаемые на метровых волнах, со­ стоят из множества отдельных коротких всплесков (I спектральный тип). В большинстве случаев сигналы шу­ мовых бурь имеют полную круговую поляризацию и воз­ никают в областях, расположенных над солнечными пятнами. Излучение из таких областей может продол­ жаться много дней, все время, пока существует солнечное

Радиобури

jyMkAi

J ____I____Г - I___

О 40

Длительность, мин

Рис. 99. Кривые регистрации радиоволн в различных диапазонах частот при появлении возмущений на Солнце:

а —метровые волны; б —дециметровые волны; в —сантиметровые волны.

пятно. Излучение этих областей достаточно остро на­ правлено. Нередко шумовые бури обнаруживаются спу­ стя несколько часов после радиовсплеска или появления водородной вспышки (факела).

В случае коротких всплесков в диапазоне метровых воли появляются изолированные импульсы излучения (II спектральный тип); они наблюдаются немного спу­ стя после оптической вспышки видимого света. Эти изо­ лированные всплески поступают в виде серий, общей продолжительностью около 1 мин.; каждый отдельный

всплеск длится около 10 сек. Динамический спектр, ко­ торый исследуется одновременно в широкой области ча­ стот, показывает, что сначала испускаются сигналы вы­ соких частот, а затем сразу же следуют сигналы более низких частот. Кроме того, было обнаружено, что од­ новременно излучаются две различные спектральные

199

полосы, частоты которых находятся в отношении 2 : 1.

На дециметровых и сантиметровых волнах также на­ блюдаются всплески радиоизлучения III спектрального типа, но более простой формы, чем в метровом диапа­ зоне (рис. 99,в).

Было установлено также, что изолированные радио­ всплески появляются одновременно со вспышками сол­ нечного рентгеновского излучения. Особый интерес представляют всплески радиочастотного излучения, взаи­ мосвязанные с большими видимыми водородными вспыш­ ками на Солнце (факелами). Такие радиовсплески мо­ гут иметь две различные фазы излучения. Первая фаза, следующая непосредственно после вспышки факела, по существу, является всплеском III спектрального типа. На несколько минут позднее наступает вторая фаза из­ лучения; она длится от нескольких минут до получаса (II спектральный тип). Спектральное исследование по­ казывает, что это излучение испускается также в двух спектральных полосах с частотами, находящимися в со­ отношении 2:1. Эти спектральные полосы сдвигаются во времени от высоких частот к более низким, но происхо­ дит это примерно в 2 0 0 раз медленнее, чем для всплес­

ков III спектрального типа. На этом, втором, этапе мо­ жет образоваться еще один вид излучения, который от­ носят к IV спектральному типу. Это продолжительное (в течение ряда часов) интенсивное излучение отчетливо выделяется в общем радиочастотном спектре. Применяя высокоразрешающие многоэлементные интерферометры, можно проследить движения в солнечной атмосфере источника, испускающего радиоизлучение IV спек­ трального типа. При этом оказывается, что такой источ­ ник удаляется от места извержения со скоростью около 1 0 0 0 км/сек и может подниматься до высоты, равной

многим радиусам Солнца. О том, какого происхождения эти источники, можно только предполагать. Вероятно, это какие-то летающие в солнечной атмосфере образо­ вания, состоящие из электронов и протонов. Последние могут достигать Земли и быть причиной таких явлений в земной атмосфере, как северные сияния и магнитные бури. В самом деле, эти явления наблюдаются через один-два дня после вспышки факела на Солнце или ра­ диочастотного всплеска излучения, что согласуется с упомянутой выше оценкой скорости перемещения источ­

200