Главная > СВЧ, ультразвук, аккустика > Техника сверхвысоких частот. Том 2
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

26.4.2. Спектральные линии

Предсказание ван де Халста [138] относительно линейчатости спектра космического излучения было подтверждено теоретическим анализом [238] и результатами наблюдений. Сообщение [103] об обнаружении сверхтонкого перехода в дейтерии на частоте до сих пор не подтвердилось, несмотря на интенсивные исследования [2, 253]. Опыты по обнаружению спектральных линий гидроксильного остатка на частотах 1,665 и также не дали положительных результатов [21]. Сверхтонкие спектральные линии водорода на частоте были обнаружены Ивеном и Парселом [94]. Позднее их наличие было подтверждено другими исследователями [56, 200].

Коэффициент затухания, обусловленный наличием спектральных линий, зависит, как это показано в § 7.1.2, от относительногозаполнения энергетических уровней атома, определяемого спиновой температурой. Его величина для центральной частоты линии водорода в неперах на парсек определяется формулой [274]:

где плотность атомов. В силу малой вероятности перехода [96, 121] ширина линии равна гц, что соответствует времени существования спонтанного излучения в течение приблизительно 11 миллионов лет. Перемещение атомов относительно наблюдателя является причиной появления эффекта Допплера-, вследствие чего происходит расширение спектральной линии и сдвиг ее центральной частоты. При скорости ширина спектральной линии оказывается равной Плотность водорода в межзвездном пространстве равна всего вследствие чего затухание оказывается небольшим. Водород можно обнаружить или по линии излучения на холодном фоне, или по линии поглощения, наблюдаемой на относительно горячем фоне. Интенсивность этой спектральной линии является функцией оптической глубины А, определяемой

путем интегрирования коэффициента затухания по пути от источника к приемнику. Для области изотермического газа толщиной

Подстановка величины в уравнение [26.7] позволяет вычислить значение а. Зная величину а, с помощью уравнения (26.9) можно рассчитать яркостную температуру. При поглощении изменение температуры антенны равно что позволяет определить отношение сигнал/шум по формуле

где шумовая температура приемника. Если Твеличина отношения сигнал/шум равна граничному значению А. При излучении изменение температуры антенны равно значение которого обычно намного меньше значения при поглощении. Для малошумящего приемника величина отношения сигнал/шум определяется выражением

где Та — температура антенны, обусловленная наличием излучения фона галактик. Если наблюдения ведутся с помощью больших антенн, ширина луча которых меньше угловых размеров источника, граничное значение отношения сигнал/шум также равно А.

Температура фона, являющегося источником космического излучения, обычно много меньше спиновой температуры водорода, и сначала, исследовалось это излучение. Наблюдения [137] за мест: ными галактиками, во время которых обнаружен [129] фиолетовый сдвиг в ореолах, позволили оценить их структуру. Изучение однако, ограничилось в основном внешними источниками излучения галактик [170]. Например, Дитер [87], используя антенну с шириной луча 49 мин, наблюдал за спиральной туманностью Мессье. Наблюдения за Магеллановыми Облаками [152, 153, 155, 297], угол зрения которых равен 8°, производились с помощью антенны с шириной луча 1,5°. Используя результаты наблюдений, удалось непосредственно определить распределение масс и скоростей нейтрального водорода. Результаты измерений интенсивности спектральной линии водорода [189] группы звезд типа Орион подтвердили результаты оптических наблюдений, позволивших определить скорость удаления этих звезд, равную нескольким километрам в секунду, и время их жизни, исчисляемую примерно миллионом лет. С помощью параболоида было произведено исследование линейчатого излучения трех созвездий Галактики [127]. Например, при наблюдении созвездия Геркулеса, угол зрения которого равен 4,5°, а удаление — 58 мйллионам парсек, было найдено, что шумовая температура антенны равна 1,5° К, а скорость удаления

Используя уравнение (26.5) и подставляя в него выражения для получаем [128]

где линейный диаметр источника излучения, расстояние до него; угол сдвига фазы колебаний центральной частоты спектральной линии. При учете релятивистского эффекта Допплера можно показать, что на расстоянии 1600 миллионов парсек частота спектральной линии водорода уменьшается до чему соответствует при Этот метод, таким образом, является более полезным для изучения красного смещения излучения удаленных источников [314], чем оптический метод.

Истинный профиль поглощения [171] радиоволн, обусловленного наличием водорода между дискретным источником радиоизлучения и приемной антенной, можно получить путем введения в профиль, полученный в результате наблюдения, поправки на излучение всей массы водорода, расположенной в пределах луча антенны. Ввиду того что поглощение производится газом, находящимся в пределах телесного угла зрения дискретного источника, разрешающая способность антенн оказывается весьма высокой. Такая величина разрешающей способности антенн эквивалентна апертуре размером в

Первоначально измерения производились с помощью параболоида [118], ширина луча которого была равна 55 мин, и приемника с полосой пропускания Дополнительные уточнения [179] позднее были получены с помощью приемника, полоса пропускания которого [118] была равна Эти и другие результаты [261], полученные при исследовании, например, Кассиопеи А, показывают, что на зависимость интенсивности излучения от скорости источника влияет тонкая структура профиля поглощения промежуточных водородных облаков. Расчет распределения скоростей движения водорода дает возможность оценить [276, 277] минимальное расстояние до дискретного источника излучения. Лебедь А представляет собой источник излучения, в состав которого входит нейтральный водород. Этот газ поглощает часть непрерывного излучения, что дает возможность использовать абсорбционные методы [172] для определения скорости удаления источника излучения. В работах [34, 313] предлагается использовать результаты исследований спектральной линии водорода для обнаружения весьма слабых межзвездных магнитных полей путем учета эффекта Зеемана. Наличие магнитного поля напряженностью приводит к разделению спектральной линии на две, разнесенные по частоте на 30 гц.

Результаты, полученные с помощью методов радиоастрономии, находят широкое применение в космической электродинамике. Излучение энергии может быть объяснено, например, процессами, подобными процессам, протекающим в синхротроне. Кроме того, детальное рассмотрение этих результатов позволяет получить

дополнительную информацию о Вселенной. Наличие красного смещения приводит к значительному уменьшению плотностей потоков, идущих от удаленных источников. Величину этого уменьшения можно обнаружить путем сравнения [230] количества источников с различными плотностями потока энергии излучения с числом источников, полученным при расчетах с использованием различных космологических моделей. Общие методы радиоастрономии находят применение в других областях науки и техники.

В силу того что рассматриваемые в нашем анализе расстояния значительно превышают расстояния Релея, даже применительно к антеннам с очень большим коэффициентом направленного действия некоторые дискретные источники излучения можно использовать [26, 146, 263, 303, 319, 320] для определения полярных диаграмм направленности антенн. Более того, ввиду слабого влияния погоды на распространение радиоволн представляется возможным использовать излучение Солнца [150, 177, 374] для создания всепогодного секстанта. Хэддок [116] показал, что при дальнейшем совершенствовании приемников и антенн можно будет использовать радиоизлучение некоторых звезд для создания радиосекстанта, который может работать круглосуточно.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление