Большой Пулковский радиотелескоп

БПР был первым в СССР и одним из первых в мире крупных инструментов, специально построенных для радиоастрономических наблюдений. История его создания тесно связана с зарождением и развитием наблюдательной радиоастрономии в СССР. Одним из её основоположников является профессор Семён Эммануилович Хайкин (1901‒1968) — один из выдающихся представителей всемирно известной научной школы академика АН СССР Леонида Исааковича Мандельштама (1879‒1944). В результате теоретических расчётов Виталия Лазаревича Гинзбурга (1916‒2009) и Иосифа Самуиловича Шкловского (1916‒1985) была выдвинута гипотеза о корональном происхождении радиоизлучения Солнца в метровом диапазоне. Для её экспериментальной проверки академик АН СССР Николай Дмитриевич Папалекси (1880‒1947) предложил провести наблюдение радиоизлучения Солнца в метровом диапазоне во время его продолжительного полного затмения. Такое событие должно было произойти 20 мая 1947 г. в Бразилии. Незадолго до начала Бразильской экспедиции, организованной руководством АН СССР, Папалекси ушёл из жизни. Эксперимент по наблюдению радиоизлучения Солнца возглавил Хайкин, в то время работавший в лаборатории колебаний ФИАН, руководимой Папалекси^[2].

В результате Бразильской экспедиции было экспериментально обнаружено радиоизлучение солнечной короны^[3], получены новые данные по излучению солнечных пятен. Не менее важным результатом стала конвергенция взглядов физиков (прежде всего, радиофизиков) и классических астрономов, достигнутая благодаря общению учёных во время долгого пересечения Атлантики на теплоходе «Грибоедов» (на его палубе была установлена антенна для проведения наблюдений на длине волны 1,5 м). После возвращения из Бразильской экспедиции Хайкин с энтузиазмом взялся за развитие экспериментальной базы отечественной радиоастрономии, а будущий академик АН СССР и директор ГАО АН СССР (1947‒1964) Александр Александрович Михайлов (1888‒1983) задумался о необходимости развития нового раздела науки в стенах астрономической обсерватории. Работами по радиоастрономии Хайкин заинтересовал сотрудников лаборатории колебаний ФИАН, в том числе своего аспиранта Кайдановского. Основная задача, которую Хайкин ставил в радиоастрономическом приборостроении, заключалась в существенном увеличении разрешающей способности радиотелескопа. Разрешающая способность телескопа определяется как отношение длины волны к размеру его апертуры. Следовательно, необходимо уменьшать длину волны, на которой ведутся наблюдения, и увеличивать размер (диаметр зеркала, или рефлектора) телескопа. Для наблюдения источников космического радиоизлучения Хайкиным и его единомышленниками был выбран сантиметровый диапазон, для которого существовали благоприятные условия распространения сигнала в межзвёздной среде и земной атмосфере, была хорошо развита волноводная техника и усилительные устройства, можно было реализовать широкие полосы приёма радиосигнала.

На увеличение диаметра зеркала радиотелескопа накладываются механические ограничения. Относительная точность конструкции рефлектора может быть порядка 1 · 10⁻⁴, а требуемая точность отражающей поверхности должна быть не хуже 0,1λ. Отсюда следует, что создать антенну диаметром более 1000λ очень сложно. Для преодоления этого ограничения Хайкин и Кайдановский предложили разделить поверхность зеркала радиотелескопа на небольшие отражающие элементы. В этом случае задача получения зеркала значительных размеров сводится не к точности всей конструкции, а к взаимной привязке (юстировке) её отдельных элементов, при этом точность методов юстировки оказывается на три порядка выше относительной точности всей конструкции^[4].

В 1952 г. Кайдановский и Хайкин сформулировали основные идеи и описали образ будущего телескопа. Он представляет собой вырезку из параболического зеркала, образованного плоскими элементами (щитами), каждый из которых установлен на фундамент. Для наблюдения источников космического радиоизлучения на различных высотах, исходный параболоид должен наклонятся. Это достигается за счёт перемещения щитов по радиусу, углу места и азимуту. Аналитические расчёты, выполненные Кайдановским, показали, что, изменяя параметры исходного параболоида, можно добиться такой оптимизации, чтобы перемещения щитов были минимальными. Данный теоретический вывод позволил реализовать проект новой антенны радиотелескопа. Такую антенну стали называть антенной переменного профиля (АПП). Идея создания АПП, её расчёты и реализация на практике являются важнейшими достижениями отечественной радиоастрономии, которые нашли применение во всех проектах современных радиотелескопов^[5].

В 1953 г. Михайлов принял решение создать Отдел радиоастрономии в ГАО АН СССР, который в 1954 г. возглавил Хайкин. Ядро нового Отдела составили Кайдановский, Николай Федосеевич Рыжков (1923‒1985), Тамара Михайловна Егорова (1927—2017), Юрий Николаевич Парийский (1932‒2021), Наталья Сергеевна Соболева (1933—2012), Георгий Борисович Гельфрейх (1932—2010), Нелли Александровна Есепкина (1930—2008), Дмитрий Викторович Корольков (1925—1984), Вера Николаевна Ихсанова (1929‒2023) и др. Хайкин предложил начать радиоастрономические наблюдения в диапазоне сантиметровых волн, в котором естественные помехи, связанные с земной атмосферой, межпланетным и межзвёздным газом, минимальны. Как следствие, можно было ожидать обнаружения новых слабых и далёких источников космического радиоизлучения. Для осуществления таких наблюдений требовалось создать новый, совершенный радиотелескоп. Хайкин и Кайдановский предложили построить в Пулковской обсерватории радиотелескоп сантиметрового диапазона с АПП. О новом радиоастрономическом инструменте Кайдановский рассказал в своём докладе на Учёном совете ГАО АН СССР. Предложение по строительству нового телескопа было принято положительно и поддержано авторитетным конструктором оптических систем, членом корреспондентом АН СССР Дмитрием Дмитриевичем Максутовым (1896—1964). Будущий инструмент был назван Большим Пулковским радиотелескопом (БПР). Он стал первым радиотелескопом в мире, в котором был реализован принцип АПП.

1 апреля 1954 г. Хайкин и Кайдановский подали заявку на признание изобретением предложенной ими конструкции антенны. Их изобретение «Антенна для радиотелескопов» было зарегистрировано 13 мая 1971 г., что было подтверждено авторским свидетельством. В 1954 г. Кайдановский произвёл расчёты АПП с конкретными размерами и сформулировал основные технические требования к элементам конструкции БПР. Механизмы перемещения его щитов должны обеспечивать движение по радиусу 0,5 м, по углу места 0-45^°, по азимуту 10^°. По заданию и по просьбе Кайдановского Павел Дмитриевич Калачёв (1911‒1991) разработал конструкцию отражательного щита будущего БПР.

С 1957 г. на БПР начались регулярные наблюдения Солнца, планет, галактических и внегалактических источников. В том числе проводились ежедневные наблюдения активных областей на Солнце на двух длинах волн (3,2 см и 10 см). С 1969 г. БПР использовался для регулярных ежедневных наблюдений радиоизлучения Солнца с высоким пространственным разрешением. Наблюдения велись в сантиметровом (2,7 см, 3,2 см, 4,5 см и 6,2 см) и дециметровом (20 см) диапазонах длин волн по двум параметрам Стокса: интенсивности и поляризации^[6].

120-метровое зеркало БПР состоит из 90 плоских зеркальных элементов (щитов), каждый размером 3,5 м x 1,5 м (соответствует геометрической площади около 350 м²), и облучателя в виде параболического цилиндра. Эти элементы расположены на земле полукругом, образуя отражающую поверхность, как будто вырезанную из поверхности параболоида вращения. Элементы устанавливаются по радиусу и углам вручную, по таблицам, рассчитанным для каждого зенитного расстояния наблюдаемого источника. Одновременно устанавливается первичный облучатель в расчётную точку^[7].

Процесс переустановки БПР занимает примерно полчаса. Количество перестановок зависит от расписания наблюдений. Радиоизлучение от космического источника, отражаясь от зеркальных элементов БПР, фокусируется в фокусе параболоида на входном рупоре приёмника. Оттуда детектированный сигнал по кабелю передаётся в лабораторию, где осуществляется запись и обработка полученной информации.

Достоинством БПР является возможность выполнять наблюдения одновременно в широком диапазоне длин волн: 0,8 < λ < 20 см.

Разрешающая способность БПР в регулярных наблюдениях Солнца достигала величины 1 угловой минуты что было рекордом вплоть 1972 г., когда был запущен 100-метровый радиотелескоп в Эффельсберге.

К научным результатам, полученным с помощью БПР, следует отнести^[8][9]:

• детальное изучение радиопятен, вспышек, и распределения яркости спокойного Солнца;
• обнаружение и исследование поляризации радиоизлучения Луны на длине волны 3,2 см, что позволило измерить диэлектрическую проницаемость вещества лунной поверхности и оценить степень крупномасштабной шероховатости её покрова;
• измерения координат галактических и внегалактических радиоисточников (обнаружено, что более 40 % ярких источников в сантиметровом диапазоне имеют квазизвёздную природу), исследование их структуры и поляризации;
• первые в СССР наблюдения радиоизлучения центра Галактики (получены одномерные распределения яркости области центра нашей Галактики на волнах 3,2 см, 9,4 см и 33,3 см);
• наблюдения галактических источников теплового излучения, позволившие получить одномерные распределения яркости некоторых радиоисточников с довольно высоким угловым разрешением (~ 1 угловая минута на длине волны 3,2 см);
• исследование тонкой структуры некоторых областей Галактики на линиях 21 см и 18 см, соответствующих излучению нейтрального водорода и гидроксила;
• обнаружение и изучение сильной круговой поляризация излучения активных областей Солнца, линейной поляризации теплового радиоизлучения Луны в сантиметровом диапазоне;
• исследование распределения радиояркости по диску Венеры, структуры мощных радиационных поясов Юпитера, структуры и поляризации сложных внегалактических источников;
• составление первого в мире детального морфологического каталога галактических источников радиоизлучения;
• исследования анизотропии реликтового фона.

Благодаря использованию БПР, в 1962 г. удалось «заглянуть» под плотный облачный покров Венеры и определить температуру её поверхности. Оказалось, что она составляет около 300 ^°C (средняя температура поверхности Венеры примерно равна 462 ^°C). При некоторых предположениях о составе атмосферы этой планеты была выполнена оценка давления в атмосфере Венеры — 20-30 атм. Согласно оценкам учёных, атмосферное давление на поверхности Венеры примерно в 92 раза больше, чем на поверхности Земли.

На БПР, помимо радиоастрономических наблюдений, осуществлялась радиолокация искусственных спутников Земли (ИСЗ) и их ракетоносителей на длине волны 10 см. Эксперименты проводились с целью выяснения возможностей использования радиотелескопа для уточнения орбиты и определения максимальной дальности действия и точности измерения координат. В период с 18 ноября по 4 декабря 1958 г. было выполнено 16 наблюдений ракеты-носителя третьего ИСЗ, из которых 3 оказались успешными: ракета-носитель была обнаружена на расстояниях 1020, 600 и 400 км. При этом было определено время пересечения объекта диаграммы направленности антенны.

Из результатов наблюдений следовало, что АПП, благодаря большей дальности обнаружения объектов, и выгодной («ножевой») форме диаграммы направленности, дающей высокую точность измерения азимута (точность 1 угловая минута), может применяться для наблюдения ИСЗ на сантиметровом и дециметровом диапазонах волн. Конструктивные особенности АПП (расположение фокуса у поверхности Земли) позволяют использовать её для работы с любым локатором.

На БПР был испытан принцип и конструкция АПП, разработаны различные методы юстировки и антенных измерений, которые впоследствии были использованы при проектировании и строительства радиотелескопа РАТАН-600.