21
V-şəkilli antennaya iki yüksək stabilliyə malik radiometr birləşirdi.
Bu cihaz 0.45-9.2 MHs intervalını 9 kanalda 200
kHs enində zolaqla
ölçmə aparılmışdır. Hər 10 dəqiqədən bir antennalar dərəcələyici
mənbəyə qoşulurdu.
1973-cü ildə ayətrafı orbitə RAE-1-in analoqu olan yeni kosmik
aparat RAE-2 çıxarılmışdır. Yerdən olan məsafənin böyüklüyü
radiomüşahidəni 20kHs tezliyə qədər müşahidə etməyə imkan
vermişdir. Ayda radioküylər yoxdur, bundan başqa, orbitdə Yerin
görünməyən hissələrində fon şüalanması da müşahidə olunmurdu.
Ayətrafı orbitdən aparılmış müşahidələr radioşüalanmanın ikiölçülü
xəritəsini ay tutulması üsulu ilə tərtib etməyə imkan vermişdir. Ayın
kənarı kifayət qədər iti olduğundan bucaq ayırdetməsi peykin orbitdə
vəziyyətindən asılı olmuşdur və əsasən 15
′ təşkil etmişdir.
RAE-2 peykinin presessiyası cəmi 0.14 º/gün təşkil edirdi, ona
görə bir il ərzində düz doğuş istiqamətində 50º bir zolaq müşahidə
oluna bilirdi. Bu peyklə çoxsaylı Ay tərəfindən Yer tutulması,
Yupiter və Günəş tutulmaları müşahidə olunmuşdur.
1.4 Müasir kosmik radioteleskoplar
Astronomik məqsədlər üçün ilk dəfə yüksəktezlikli diapazonda iti
istiqamətli parabolik APS antennaları istifadə olunmuşdur. Belə
antennalarla bir çox maraqlı müşahidələr aparılmışdır. Bunlardan
Günəş tacının xassələrinin tədqiqi, planet atmosferlərinin
radioşüalanma ilə qarşılıqlı təsiri, ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin
effektlərinin yoxlanması misal ola bilər. Məsələn, «Venera-9 və 10»
APS ilə Veneranın orbitindən parabolik antenna vasitəsi ilə 8 və 32
sm koherent monoxromatik siqnal bu planetin atmosferinə
yönəldilmişdir. Doğub-batma anlarında göndərilən siqnalların yerdə
müşahidəsi gecikməyə görə planet atmosferinin fiziki parametrlərini
təyin etməyə və orada dalğanan yayılma şəraitini müəyyən etməyə
imkan vermişdir. Bu cür 20 radioseans nəticəsində atmosferin sıxlıq
22
və temperaturu, ionosferin elektron konsentrasiyası təyin
olunmuşdur.
Anolo$i müşahidələr «Mariner» kosmik aparatı vasitəsi ilə də
aparılmışdır. Bundan başqa «Voyacer-1 və 2» stansiyası Yupiter və
Saturnun yaxınlığından keçəndə iti istiqamətli antennalar vasitəsi ilə
3.5 və 13 sm analo$i təcrübələr aparılmışdır. Həmin aparatlarla
Günəş Yerlə kosmik aparat arasında olarkən Günəş tacına
göndərilmiş radiosiqnallar vasitəsi ilə siqnalın Günəş yanından
keçərkən gecikməsi əsasında relyativistik effektlər və qravitasiya
sahəsinin təsiri öyrənilmişdir.
Kainatın ilkin genişlənməsi mərhələsində materiyanın xassələri
haqqında bir sıra hipotez və nəzəriyyələri yoxlamaq üçün, habelə
bizim və digər qalaktikalarda yerləşən mənbələrin mm diapazonda
radioşüalanmasını öyrənmək üçün qəbuledicinin həssaslığı 0.1 mK
olmalıdır. Balonlarda qoyulmuş radiometrlərdə detektorların həmin
diapazonda həssaslığı bundan bir tərtib az idi. Tələb olunan həssaslıq
diapazonuna çıxmaq üçün 1983-cü ildə kosmosa «Proqnoz-9» YSP
buraxıldı. Peykdə 8 mm diapazonda iki yüksəkhəssaslıqlı radiometr
qoyulmuşdu. Onlardan biri göy sferində Günəş istiqamətinin əksinə
yönəldilmişdi. Digər parabolik antenna stansiyanın yan tərəfinə
bərkidilmişdi. Peyk 2 dəqiqə periodla fırlandıqca Günəş istiqamətinə
perpendikulyar böyük bir dairə müşahidə oluna bilirdi. Bucaq
ayırdetməsi radioxəritə tərtibində 5º təşkil edirdi. Yerdən gələn istilik
şüalanmasının təsirindəq azad olmaq üçün peyk apogey məsafəsi
700000 km olan bir məsafəyə çıxarılmışdı.
Daha yüksək həssaslıqlı teleskoplar əldə etmək üçün kosmosa daha
böyük ölçülü teleskopların çıxarılması lazımdır. Bu cür teleskopları
orbitə çıxarmaq çətin olduğundan açıla bilən antenna sistemləri
quraşdırılmağa başlandı. Bu məqsədlə ilk dəfə 10 m diametrli KRT -
10 teleskopu düzəldildi və «Salyut-6» peykində «Proqress-7»
daşıyıcısı vasitəsi ilə kosmosa çıxarıldı.
Müasir açılan antennalar açıq vəziyyətdə hər 1 m
2
sahəyə 1 kq
kütlə yerləşdirir və yığılma əmsalı 10:1 təkil edir. KPR-10 üçün bu
əmsal 20:1 təşkil etmişdi ki, bu da maksimal sayılır. Yığılmış
23
vəziyyətdə antenna ölçüləri 0.5 m olan altıbucaqlı prizma şəklində
olurdu.
Açılan antennalar üçün əsas texniki problem səthin açıldıqdan
sonra lazımi dəqiqliyə malik olmasıdır. Diametri D olan antennanın
gücləndirmə əmsalı səthin ideal səthdən fərqləməsi ilə əlaqədardır:
⎥⎦
⎤
⎢⎣
⎡−
=
2
2
2
)
4
(
exp
)
(
λ
πσ
λ
π
η
D
G
(1.4.1)
Burada
η
- antennanın sahəsinin istifadə əmsalı,
σ
- səthin ideal
səthdən orta kvadratik kənaraçıxmasıdır. Verilmiş
σ
üçün G
kəmiyyəti
λ
= 4πσ qiymətində maksimuma çatır. Əgər
η
-əmsalı 0.5
isə
G
max
=0.01 (
D/
σ
)
2
. KRT-10 üçün işçi dalğa uzunluğu 12 və 72
sm təşkil edirdi, ona görə kənaraçıxma 1 sm-dən çox deyildi. Ona
görə açılma bucağı 12 sm-də 1º, 72 sm-də isə 5º təşkil etmişdi. KRT-
10 -da həssaslıq 0.2-0.3 K olmuşdur.
KRT-10 və Krımdakı 70 m-lik yerüstü radioteleskopun birgə
işləməsi nəticəsində ilk dəfə Yerin diametrindən böyük bazaya malik
yer-kosmik interferometr yaradılmışdı.
Hazırki dövrdə kosmosda diametri onlarla metr olan açılan
radioteleskop işləyə bilir. Gələcəkdə belə antennaları modul şəklində
orbitə çıxarıb kombinasiya etməklə diametri 1-10 km-ə çatan
teleskoplar qurmaq mümkün olacaqdır. Belə modulların hər birinin
diametri 200 m-ə çatır və onlar arasında məsafə 1-10 a.v. təşkil edir.
Güzgülərin səthinin nəzarəti və orientasiyası xüsusi peyklərlə idarə
olunacaqdır (Şəkil 1.4.1). Belə teleskopun həssaslığı 10
-35
-10
-37
Vt
/(m
2
·Hs) olacaqdır. Lakin belə yüksək həssaslıqda aşkar olunmuş
mənbələrin təsviri üst-üstə düşür, ona görə də müşahidələri
interferometrik re$imdə iki-üç belə antenna ilə aparmaq zəruridir. 10
a.v. bazası olan belə sistemlərdə
24
Şəkil 1.4.1. Çox böyük diamtrli kosmik radioteleskopun sxemi.
ayırdetmə 10
-7
-10
-10
bucaq saniyəsi təşkil edir. Bir-birindən 1-10 a.v.
məsafədə işləyən belə antennalarda müşahidə olunan oblastın
holoqrafik təsvirini almaq mümkün olacaqdır. Bu zaman maksimal
ölçülən məsafə Frenel zonasının radiusu ilə müəyyən olunacaqdır:
λ
π
2
2
D
R
f
=
(1.4.2)
Burada D güzgülər arasındakı məsafədir. λ = 10 sm və D=10 a.v.
olarsa, bütün görünən kainatın holoqrafiyasını almaq olar (R
f
~ 10
28
sm).
Böyük
radioantennaların kosmosa çıxarılması
radioastronomiyanın ən perspektivli məsələlərindən biridir. Belə bir
eksperimentdə əsas məqsəd antennalar arasında Yer kürəsinin
diametrindən böyük bazis əldə etməkdir. Bu da qısadalğalı
radiooblastda çox böyük - 10
-6
bucaq saniyəsi qədər ayırdetmə