Что такое приемник излучения в астрономии кратко

Обновлено: 05.07.2024

Для измерения интенсивности элетромагнитного излучения его необходимо преобразовать в иной вид энергии. Эту роль выполняют устройства, называемые приемниками, или детекторами, излучения.

Приемники излучения подразделяются на одноэлементные и многоэлементные. Одноэлементные приемники содержит только по одному чувствительному элементу. Их располагают за выходной щелью монохроматора (или за каждой щелью полихроматора). Многоэлементные приемники содержат большое число миниатюрных дискретных или непрерывно распределенных чувствительных элементов, с помощью которых за одно измерение регистрируется весь спектр. Их располагают в фокальной плоскости камерного объектива вместо диафрагмы со щелями.

В настоящее время наиболее распространен фотоэлектрический способ детектирования, основанный на непосредственном преобразовании энергии излучения в электрическую. К фотоэлектрическим детекторам относятся фотоэлементы (рис. 1.7), фотоэлектронные умножители (ФЭУ, рис. 1.8), которые основаны на явлении внешнего фотоэффекта, а также полупроводниковые устройства, такие как фоторезисторы (рис. 1.9), фотодиоды (рис. 1.10), приборы с зарядовой связью (ПЗС).

Рис. 1.7. Схема фотоэлемента: Ф — световой поток, А — анод; К — катод; E — приложенная разность потенциалов; R_н — сопротивление нагрузки

Фотоэлемент представляет собой вакуумированную колбу, в центре которой находится анод, а фотокатод нанесен на внутреннюю поверхность колбы. Фотокатод может быть выполнен из различных материалов, например, Cs – Sb, Ag – O – Cs, Na – K – Sb – Cs, в зависимости от рабочей области спектра. При облучении фотокатода с его поверхности вылетают электроны, которые ускоряются под действием электрического поля, попадают на анод и создают в цепи фототок.

В фотоэлектронных умножителях между анодом и катодом расположена система дополнительных электродов (динодов), которые являются вторичными эмиттерами электронов. На диноды подается последовательно нарастающий потенциал. При ударе каждого электрона о поверхность динода с нее испускается несколько вторичных электронов. Каждый из них ускоряется под действием поля следующего динода, ударяется о его поверхность, и процесс повторяется. Таким образом, ФЭУ играет роль не только приемника излучения, но и усилителя сигнала. Коэффициент усиления в ФЭУ с 12 динодами может составлять 10 7 .

Рис. 1.8. Структурные схемы фотоэлектронных умножителей с линейными динодными системами: с корытообразными динодами (а); с жалюзийными динодами (б). Ф — световой поток; К — фотокатод; В — фокусирующие электроды входной камеры; Э — диноды; А — анод. Штрихпунктирными линиями изображены траектории электронов

а	б

Рис. 1.9. Фоторезисторы: внешний вид (а), схема включения (б): U — напряжение; R_н — сопротивление нагрузки

Фоторезисторы используют в своей работе эффект фотопроводимости. При облучении фоторезистора возрастает его проводимость, и соответственно возрастает ток. Выходное напряжение U_вых, пропорциональное потоку излучения, снимается с сопротивления нагрузки R_н.

а	б

Рис. 1.10. Фотодиоды: внешний вид (а) и структурная схема включения (б) при работе в фотодиодном режиме: 1 — кристалл полупроводника; 2 — контакты; 3 — выводы; Ф — поток электромагнитного излучения; n и p — области полупроводника соответственно с донорной и акцепторной примесями; E — источник постоянного тока; R_н — нагрузка

Новым типом полевых полупроводниковых приборов, работающих в динамическом режиме, являются приборы с зарядовой связью (ПЗС). Название ПЗС отражает способ считывания электрического потенциала методом сдвига заряда от элемента к элементу.

На рис. 1.11 приведено типичное устройство ПЗС: на полупроводниковой поверхности находится тонкий (0,1 – 0,15 мкм) слой диэлектрика (обычно окисла), на котором располагаются полоски проводящих электродов (из металла или поликристаллического кремния). Один элемент ПЗС-матрицы формируется тремя или четырьмя электродами. Эти электроды образуют линейную или матричную регулярную систему, причем расстояния между электродами столь малы (1 – 2 мкм), что существенными являются эффекты взаимного влияния соседних электродов. Положительное напряжение на одном из электродов создаёт потенциальную яму, куда устремляются электроны из соседней зоны. Последовательное переключение напряжения на электродах перемещает потенциальную яму, а следовательно, и находящиеся в ней электроны, в определённом направлении. Так происходит перемещение по одной строке матрицы.

Рис. 1.11. Устройство прибора с зарядовой связью

В инфракрасной и микроволновой областях применяют термоэлектрический способ детектирования. В его основе лежит преобразование энергии электромагнитного излучения в тепловую (нагревание чувствительного элемента детектора), которая преобразуется детектором в электрический сигнал.

Термоэлектрическими детекторами могут служить терморезисторы (болометры) (рис. 1.12), термоэлементы (термопары) или пироэлектрики (рис. 1.13). Терморезистор изготавливают из металлического или полупроводникового материала, сопротивление которого существенно меняется при изменении температуры. Термоэлемент — это датчик температуры, включающий два контакта (спая) из разнородных электропроводящих материала (обычно металлов или сплавов, реже полупроводников). Температура одного из контактов поддерживается постоянной. При изменении температуры другого контакта в электрической цепи возникает ЭДС.


Рис. 1.12. Терморезистор: 1 — чувствительный элемент, 2 — платиновые электроды, 3— выводы; 4 — стеклянная оболочка	Рис. 1.13. Пироэлектрический детектор температуры 75В/Вт TO5

В пироэлектрических детекторах (рис. 1.13) чувствительным элементом служат кристаллы сегнетоэлектриков. Деформируясь при нагревании такой кристалл генерирует на своей поверхности электрические заряды. Пироэлектрики можно использовать в широком спектральном диапазоне — от рентгеновского до микроволнового.

В другом типе детекторов излучения (фотохомических) энергия излучения преобразуется в химическую. Используют фотоэмульсию, нанесенную на фотопластинку или фотопленку — тонкий слой желатина, в котором распределена взвесь микрокристаллов галогенида серебра. Под действием излучения они частично восстанавливаются до металлического серебра, в результате чего формируется скрытое изображение. Затем проводят проявление и фиксацию изображения. Фотохимические детекторы — наиболее ранний тип детекторов электромагнитного излучения. Основным преимуществом фотоэмульсии является возможность одновременной регистрации всего спектра.

В качестве современного аналога фотоэмульсии можно назвать передающие телевизионные трубки с накоплением зарядов — видиконы, которые являются примером многоэлементных детекторов с непрерывным распределением чувствительных элементов.

Детекторы описанного типа называются многоканальными.

а	б

Рис. 1.9. Фоторезисторы: внешний вид (а), схема включения (б): U — напряжение; R_н — сопротивление нагрузки

а	б

Рис. 1.11. Устройство прибора с зарядовой связью


Рис. 1.12. Терморезистор: 1 — чувствительный элемент, 2 — платиновые электроды, 3— выводы; 4 — стеклянная оболочка	Рис. 1.13. Пироэлектрический детектор температуры 75В/Вт TO5

ПРИЁМНИКИ ИЗЛУЧЕ́НИЯ в астрономии, устройства для регистрации излучения, собранного прибором для астрономич. наблюдений (напр., телескопом). Действие П. и. основано на преобразовании собранного излучения в сигнал др. природы, как правило в электрич. ток. Вид П. и. существенно зависит от длины волны исследуемого излучения; для регистрации электромагнитного излучения разных диапазонов спектра применяются принципиально различающиеся приборы.

излучения, устройства для преобразования сигналов электромагнитного излучения (в диапазоне от рентгеновских лучей с длиной волны l 10-9 см до радиоволн с l 10-1 см, о приёмниках электромагнитного излучения с меньшей длиной волны см. в ст. Детекторы ядерных излучений ) в сигналы др. физической природы с целью их обнаружения и использования (изучения) информации, которую они несут. П. и. часто являются одними из основных узлов автоматических приборов и систем управления. Они играют важную роль в научных исследованиях, например в спектроскопии , квантовой электронике и астрономии. Преобразование сигналов в П. и. осуществляется в процессе взаимодействия поля электромагнитного излучения с тем или иным веществом; поле изменяет энергетические состояния электронов, атомов или молекул вещества, и эти изменения регистрируются.

Существуют различные типы П. и., в которых используются вещества в разных агрегатных состояниях. Так, например, излучение может ионизовать газ, вызывая в нём электрический разряд; в этом случае регистрируется импульс тока или напряжения, а П. и. называется счётчиком фотонов. Возможна регистрация увеличения объёма газа, нагреваемого поглощённым излучением; таков принцип действия оптико-акустических (пневматических) П. и., которые могут работать во всей указанной области спектра, но чаще применяются в далёкой инфракрасной (ИК) области в диапазоне длин волн 50-1000 мкм. Самую обширную группу составляют П. и. из чувствительного к излучению твёрдого вещества. К ним относятся болометры , у которых при поглощении излучения меняется сопротивление электрическому току; термоэлементы , реакция которых на нагрев излучением состоит в появлении термо-эдс; пироэлектрические П. и., изготовляемые из кристаллов сегнетоэлектриков - при взаимодействии с излучением на их поверхности появляется статический электрический заряд. Все эти П. и. относятся к тепловым П. и., т.к. в механизме преобразования энергии в них основную роль играет нагрев вещества излучением. Они применяются во всей рассматриваемой области спектра.

В фотоэлектрических П. и. излучение непосредственно воздействует на электроны вещества (главным образом в явлениях внешнего и внутреннего фотоэффекта ) . Фотоэлементы и фотоэлектронные умножители (внешний фотоэффект, или фотоэлектронная эмиссия )используются в основном при l

Сравнение с оптической астрономией.

Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве.

Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида. В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) – неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров.

Диапазоны регистрируемого радиоизлучения.

Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50–1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3–30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.

Историческая справка.

Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.

Крупнейшими радиообсерваториями США являются Национальные радиоастрономические обсерватории в Грин-Бэнк (шт. Зап.Виргиния) и Шарлотсвилле (шт. Виргиния), обсерватория Корнеллского университета в Аресибо (о. Пуэрто-Рико), обсерватория Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли (шт. Калифорния), Линкольновская лаборатория Массачусетского технологического института и обсерватория Ок-Ридж Гарвардского университета (шт. Массачусетс), обсерватория Хэт-Крик Калифорнийского университета в Беркли (шт. Калифорния), Радиоастрономическая обсерватория пяти колледжей Массачусетского университета (шт. Массачусетс).

Типы радиотелескопов.

В простейшем виде радиотелескоп состоит из антенны, приемника и регистрирующего устройства. Радиотелескоп может только принимать сигналы из космоса, а радиолокатор может излучать мощный сигнал и принимать отраженное от космического объекта эхо. Некоторые известные радиотелескопы являются также радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ.

Параболические антенны.

Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа – это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Минимальный угол (в радианах) между такими источниками определяется отношением длины волны излучения к диаметру телескопа. Если антенна диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее разрешение составляет около 1/300 радиана или 11ў. Это заметно хуже, чем у человеческого глаза (около 1ў) и намного хуже, чем у крупных оптических телескопов (менее 1ўў). Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может точно фокусировать приходящее излучение.

Радиоинтерферометры.

Простейший из них по принципу действия похож на оптический интерферометр Майкельсона и состоит из двух небольших антенн, находящихся друг от друга на некотором расстоянии, называемом базой. Сигнал источника достигает одной из антенн чуть раньше, чем другой: разница в пути сигнала определяется базой интерферометра и углом между ней и направлением на источник. Если эта разница составляет целое число длин волн, то сложенные вместе сигналы усиливают друг друга; если нечетное число полуволн – то ослабляют. Поэтому при перемещении источника по небу его суммарный сигнал периодически усиливается и ослабляется, аналогично светлым и темным полосам в оптическом интерферометре. Чем больше база прибора, тем чаще располагаются полосы. Это позволяет точнее определять положение на небе точечных источников или детальнее исследовать структуру протяженных источников.

Радиоинтерферометр Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли состоит из трех 27-метровых параболических антенн, которые могут передвигаться по рельсовым путям на расстояние 488 м в направлениях север-юг и запад-восток. Меняя таким образом размер и направление базы, можно исследовать структуру источников в разных масштабах и направлениях. Похожая система работает и в Грин-Бэнк.

Интерферометры другого типа состоят из двух линейных рядов антенн, образующих крест. Каждый из рядов имеет высокое разрешение в направлении своей протяженности, а вместе они точно локализуют источник на небе. В начале 1950-х годов в Австралии такие системы создавали У.Кристиансен и Б.Миллс. Крест Миллса состоит из двух рядов элементарных дипольных антенн, а крест Кристиансена – из рядов параболических антенн; существуют также кресты из параболических цилиндров. Первый крест Миллса, сооруженный в 1952 близ Сиднея (Австралия), имел плечи по 457 м, второй, законченный в 1957, – по 1067 м. Позже в Хоскинтауне (шт. Новый Южный Уэльс, Австралия) был построен крест из двух параболических цилиндров длиной по 1554 м. В крестообразном телескопе Стэнфордского университета каждое плечо длиной 114 м состоит из 16 трехметровых параболических антенн. Физический институт Российской АН имеет близ Серпухова крестообразный телескоп из двух параболических цилиндров длиной по 1 км. Такой же инструмент используется в Университете Болоньи (Италия), а крест вблизи Сиднея имеет плечи по 1,6 км.

Развитие этих идей привело к созданию гигантских инструментов. Например, на плато Св. Августина, к западу от Сокорро (шт. Нью-Мексико) сооружен радиоинтерферометр VLA (Very Large Array, очень большая решетка) Национальной радиоастрономической обсерватории США. Это система из 27 параболических полноповоротных антенн диаметром по 25 м, имеющая три плеча по 22,4 км, расположенных в виде буквы Y. Предельно большими для наземной радиоастрономии стали межконтинентальные интерферометры, отдельные антенны которых расположены в разных странах и даже на разных континентах. Разрешающая способность таких систем достигает 0,001ўў.

Радиоизлучение Солнца.

Галактические радиоисточники.

Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц – электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. В этих источниках излучение возникает при движении очень быстрых электронов в магнитном поле. Скорости электронов близки к скорости света, и это не может быть следствием простого теплового движения. Для разгона электронов до таких скоростей в лаборатории используют специальные ускорители – синхротроны. Как это происходит в естественных условиях, не совсем ясно. Синхротронное излучение сильно поляризовано. Это позволяет обнаруживать его в космических источниках и по направлению поляризации определять ориентацию их магнитного поля. Таким методом исследованы межзвездные магнитные поля в нашей и соседних галактиках.

Одним из важнейших достижений радиоастрономии стало открытие активных процессов в ядрах галактик. Радионаблюдения указывали на это еще в 1950-е годы, но окончательное подтверждение появилось в 1962, когда с помощью 5-метрового оптического телескопа обсерватории Маунт-Паломар (США) были независимо обнаружены бурные процессы в ядре галактики М 82.

Отождествление источников.

В.Бааде и Р.Минковский из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (США) отождествили многие яркие радиоисточники с оптическими объектами. Например, ярчайший источник в Лебеде оказался связан с очень далекой и слабой галактикой необычной формы, ставшей прототипом радиогалактик. Мощный радиоисточник в Тельце они отождествили с остатком взрыва сверхновой звезды, отмеченной в китайской летописи 1054. Мощный источник в Кассиопее также оказался остатком сверхновой, вспыхнувшей всего лет 300 назад, но не замеченной никем.

Фоновое излучение.

Кроме отождествленных и неотождествленных дискретных источников, наблюдается суммарный фон от миллионов далеких галактик и облаков межзвездного газа нашей Галактики. С повышением чувствительности и разрешающей способности радиотелескопов из этого фона удается выделить все больше дискретных источников.

Радиоизлучение планет.

В 1956 К.Мейер из Военно-морской лаборатории США открыл излучение Венеры на волне 3 см. В 1955 Б.Бурке и К.Франклин из института Карнеги в Вашингтоне обнаружили короткие всплески радиоизлучения от Юпитера на волне 13,5 м. Дальнейшие исследования в Австралии показали, что всплески излучения от Юпитера приходят в те моменты, когда определенные зоны его поверхности обращены к Земле. В дециметровом диапазоне кроме теплового излучения наблюдалось и синхротронное, что указывало на наличие у Юпитера мощного магнитного поля, которое позже было действительно обнаружено космическими зондами.

Радиолокационные исследования планет позволяют точно определять их расстояние от Земли, скорость их суточного вращения и свойства поверхности. Радиолокация Венеры позволила изучить топографию ее поверхности, закрытой от оптических телескопов плотным облачным слоем. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ.

Излучение водорода.

Нейтральный атомарный водород – возможно, самый распространенный элемент в межзвездном пространстве. Он способен излучать радиолинию с длиной волны 21 см, которая была предсказана в 1944 нидерландским теоретиком Х. ван де Хюлстом и обнаружена в 1951 Х.Юэном и Э.Парселом из Гарвардского университета (США). Существование узкой линии в радиодиапазоне оказалось очень полезным: измеряя ее доплеровское смещение, можно очень точно определять лучевую скорость наблюдаемого облака газа. При этом приемная аппаратура радиотелескопа сканирует некоторый диапазон длин волн в районе линии 21 см и отмечает пики излучения. Каждый такой пик – это линия излучения водорода, смещенная по частоте из-за движения одного из облаков, попавших в поле зрения антенны телескопа.

Около 5% водорода в Галактике вследствие высокой температуры находится в ионизованном состоянии. Когда свободные электроны пролетают вблизи положительно заряженных ядер водорода – протонов, они испытывают притяжение, движутся ускоренно и при этом излучают электромагнитные кванты. Иногда, потеряв энергию, электрон оказывается захваченным на один из верхних уровней атома (т.е. происходит рекомбинация). Спускаясь затем каскадно на устойчивый нижний уровень, электрон также излучает кванты энергии. Такое излучение свободных и рекомбинирующих электронов наблюдается в радиодиапазоне от эмиссионных туманностей и позволяет обнаруживать их даже в тех случаях, когда оптическое излучение не может достичь Земли из-за поглощения в межзвездной пыли. Благодаря этому радиоастрономы смогли обнаружить практически все эмиссионные туманности в Галактике. См. также ТУМАННОСТИ.

Млечный Путь.

Наша Галактика – довольно плоская спиральная звездная система диаметром около 100 тыс. св. лет. Солнце – одна из 100 млн. ее звезд – движется по орбите почти точно в плоскости галактического диска на расстоянии около 30 тыс. св. лет от его центра. Радиоволны, свободно проходящие сквозь облака межзвездной пыли, идеально подходят для изучения спиральных рукавов Галактики, содержащих много межзвездного газа. Наблюдая в линии 21 см скопления облаков нейтрального водорода, можно довольно точно определять строение спиральных рукавов и их положение: они тянутся почти от самого центра Галактики до расстояния в 40 тыс. св. лет. В области центра Галактики движение газа довольно беспорядочное; возможно, газ движется там радиально от центра. См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ.

Молекулы и формирование звезд.

Исследование облаков атомарного водорода показало, что они тесно связаны с процессом формирования звезд. Как показал Т.Менон из Гарвардского университета (США), комплекс молодых звезд в Орионе с известной яркой эмиссионной Туманностью Ориона, пылевой туманностью Конская голова и множеством массивных горячих звезд погружен в огромное облако водорода массой 60 тыс. масс Солнца. Наиболее холодные и плотные части таких облаков содержат многие виды молекул и атомных групп. Простейшая и самая распространенная из них – молекула водорода H₂, но встечаются и более сложные: гидроксил (OH), окись углерода (CO), вода (H₂O), аммиак (NH₃), формальдегид (H₂CO), метиловый спирт (CH₃OH), этиловый спирт (CH₃CH₂OH), ацетон (CH₃CH₃CO) и т.д. Всего в межзвездных облаках открыто около 100 различных молекул, самые сложные из которых содержат 13 атомов. В недрах молекулярных облаков под действием гравитации межзвездное вещество сжимается в звезды, а из остатков этого вещества вокруг звезд формируются планетные системы. Не исключено, что межзвездные органические молекулы, попадая в атмосферы планет, дают начало развитию жизни. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО.

Космологические исследования.

Астрономы считают, что эволюция нашей Вселенной началась 10–15 млрд. лет назад с колоссального взрыва, после которого началось ее расширение. Радионаблюдения далеких галактик и квазаров помогают узнать состояние Вселенной в глубоком прошлом. Значительно глубже проникнуть в прошлое нашего мира помогло открытие реликтового радиоизлучения, оставшегося от первого этапа расширения горячего вещества Вселенной. Это открытие, удостоенное Нобелевской премии, было сделано А.Пензиасом и Р.Уилсоном. Оно окончательно подтвердило справедливость представлений о Большом взрыве, родившем нашу Вселенную.

Читайте также: