Радиотелескоп РТ-22 ФИАН

Инициатива создания радиотелескопа РТ-22 ФИАН принадлежит В. В. Виткевичу — первому директору Радиоастрономической станции (РАС) ФИАН, основанной в 1956 г. (с 1996 г. ПРАО АКЦ ФИАН). Этот радиотелескоп предполагалось использовать для наблюдения радиоизлучения Солнца, а также других космических источников радиоизлучения в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн^[2].

В декабре 1952 г. разработка эскизного проекта нового радиотелескопа с параболическим рефлектором диаметром 16 м была возложена на ФИАН. Научным руководителем работ по его созданию стал А. Е. Саломонович, а главным конструктором — П. Д. Калачёв. По результатам эскизного проектирования было решено увеличить диаметр зеркала радиотелескопа до 22 м при условии достижения высокой точности поверхности его отражающей поверхности. Для решения этой задачи Калачёв выдвинул новаторское конструкторское решение, которое заключалось в разделении функций обеспечения жёсткости и точности рефлектора радиотелескопа. При этом жёсткость рефлектора обеспечивалась несущим силовым каркасом, а точность отражающей поверхности радиотелескопа — установкой рефлектора на каркасе на регулируемых по высоте установочных опорах — шпильках, выставляемых по шаблону. При изменении гравитационных нагрузок при наклонах рефлектора его отклонение от параболической формы должно было быть минимальным. Для решения этой проблемы Калачёвым был предложен новый принцип конструирования силового каркаса, названный методом гомологических деформаций.

С февраля 1954 г. сотрудники ФИАН совместно с рядом организаций и предприятий министерств СССР занимались проектированием нового радиотелескопа. Когда чертежи на его опорно-поворотное устройство были отправлены в конструкторский отдел Ленинградского металлического завода имени И. В. Сталина, конструкторы завода указали на сходство этой системы с конструкцией поворотных устройств орудийных башен главного калибра линкора. В ходе обсуждений было решено использовать готовую конструкцию поворотного устройства, что позволило существенно сэкономить временные и материальные затраты.

После этого на территории РАС ФИАН под руководством Саломоновича и Калачёва началось строительство нового радиотелескопа. Для доставки необходимых узлов и деталей были сконструированы сани грузоподъёмностью 45 т, на которых зимой 1956‒1957 гг. блоки опорно-поворотного устройства были перетащены тракторами к месту строительства. В ходе монтажа радиотелескопа была достигнута высокая точность его отражающей поверхности, достигшая значения 0,4 мм. К концу 1958 г. монтажные работы были полностью завершены. Радиотелескоп был оснащён созданной сотрудниками ФИАН радиоприёмной аппаратурой, которая включала в себя модуляционные радиометры на длины волн 8 мм, 1,6 см, 3,2 см и 9,6 см на основе супергетеродинных приёмников с кристаллическими смесителями на входе.

Для запуска радиотелескопа РТ-22 ФИАН необходимо было провести его юстировку. Классический метод антенных измерений предполагал использование стандартного источника радиоизлучения с точно известными параметрами и находящегося в дальней зоне антенны, то есть на расстоянии R:

${\displaystyle R\geq {\frac {2D^{2}}{\lambda }}}$,

где D — максимальный габаритный размер антенны радиотелескопа, λ — длина волны.

Однако при D = 22 м на длине волне λ = 8 мм дальняя зона антенны радиотелескопа начинается с расстояния 120 км.

А. Д. Кузьмин предложил использовать радиоастрономический метод измерения параметров антенн, ранее применённый им в работах по координатному обеспечению первых космических полётов на Луну. В этом методе используется тот факт, что Солнце, Луна, планеты, туманности и галактики являются источниками радиоизлучения. Расстояния до этих объектов больше величины 2D²/λ, их координаты точно известны, поэтому с большой точностью можно вычислить траектории движения^[3]. В миллиметровом диапазоне длин волн юстировка радиотелескопа РТ-22 ФИАН проводилась по планетам Венера и Юпитер, являющими компактными и наиболее яркими источниками радиоизлучения в этом диапазоне. Кроме того, удалось решить задачу по определению ориентации электрической оси антенны этого радиотелескопа.

Основополагающий вклад в проектирование, создание и запуск радиотелескопа РТ-22 ФИАН внесла группа учёных, инженеров и техников, к которым относятся А. Е. Саломонович, П. Д. Калачёв, А. Д. Кузьмин, М. М. Тяптин, Г. Г. Басистов, Н. Ф. Ильин, М. Т. и Л. А. Левченко, С. К. Паламарчук и др.

Разработка радиотелескопа РТ-22 ФИАН была отмечена присуждением в 1977 г. А. Е. Саломоновичу и П. Д. Калачёву премии имени А. С. Попова АН СССР за выдающиеся достижения в области создания и исследования радиотелескопов миллиметровых волн.

Главное зеркало радиотелескопа РТ-22 ФИАН имеет форму параболоида диаметром 22 м, а его вторичное зеркало — гиперболическую форму диаметром 1 м. Отражающая поверхность рефлектора антенны изготовлена из отштампованных алюминиевых листов толщиной 6 мм, которые крепятся к каркасу с помощью регулируемых по высоте стоек (винтовых шпилек). Прочный каркас радиотелескопа опирается на конструкцию подвески в четырёх точках, расположенных на секторах поворотного устройства. Каркас обеспечивает малые деформации рефлектора при наклонах, а его высокоточная поверхность достигнута за счёт регулировки по шаблону с помощью шпилек^[4].

В 1968 г. на радиотелескопе РТ-22 ФИАН была размещена двухзеркальная система облучения. Вторичное зеркало гиперболической формы (гиперболоид) была установлена так, что один из его фокусов совмещён с фокусом первичного зеркала (параболоида). Другой фокус гиперболоида находится на расстоянии 100 мм от вершины параболоида. Облучение вторичного зеркала осуществляется парой симметрично смещённых в горизонтальной плоскости облучателей. Во вторичном фокусе гиперболоида расположены приёмники на длины волн 8 мм и 13,5 мм, охлаждаемые до 20 К. В первичном фокусе размещена высокочастотная часть приёмной аппаратуры РСДБ на длины волн 13,5 мм, 5 см, 18 см и 90 см. При работе из первичного фокуса вторичное зеркало снимается и вместо него устанавливается соответствующий облучатель.

Конструкция радиотелескопа РТ-22 ФИАН размещена на вращающемся основании, которое является поворотным лафетом (турелью) корабельного орудия линкора. Это позволяет обеспечить плавное изменение положения радиотелескопа^[5]. Система наведения и сопровождения основана на сельсинных схемах измерения азимута и угла места радиотелескопа и аналогового преобразователя координат на основе синус-косинусных вращающихся трансформаторов. Такая система обеспечила точность наведения и сопровождения радиотелескопа в 2‒3', что позволяет проводить наблюдения источников космического радиоизлучения в сантиметровом диапазоне длин волн. Для более точного наведения и сопровождения наблюдаемых объектов на радиотелескопе был установлен оптический гидирующий телескоп (гид), соосный с электрической осью антенны радиотелескопа РТ-22 ФИАН и оснащённый ручным пультом наведения на исследуемый космический объект.

В первых наблюдениях на радиотелескопе РТ-22 ФИАН использовались смесительные приёмники, шумовая температура которых составляла несколько тысяч градусов. В 1961 г. радиотелескоп был оснащён более чувствительными радиометрами, работавшими на длинах волн 3,3 см и 1,6 см, с параметрическими усилителями на входе. Их шумовая температура составляла 425 К и 850 К соответственно. Это позволило увеличить чувствительность радиометров в несколько раз и расширить возможности радиоастрономических наблюдений с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН.

При решении многих задач радиоастрономии требуется проводить одновременные наблюдения на нескольких длинах волн. Для решения этой проблемы в 1962 г. сотрудниками ФИАН и НИИ-17 был разработан и установлен на радиотелескопе РТ-22 ФИАН совмещённый облучатель для одновременных наблюдений на длинах волн 20 см, 10 см, 3 см и 8 мм. Он был применён в ходе одновременных наблюдений радиоизлучения Венеры и измерения спектра её радиоизлучения.

В 1963 г. по инициативе А. М. Прохорова на радиотелескоп РТ-22 ФИАН был установлен мазер в качестве входного усилителя на длину волну 21 см. Шумовая температура системы радиотелескопа РТ-22 ФИАН при использовании радиометра с мазером составила 180 К. В дальнейшем было решено оснастить этот радиотелескоп мазерами, работавшими в нескольких диапазонах длин волн. Их разработку осуществляла группа В. Б. Штейншлейгера из Московского научно-исследовательского института приборостроения (МНИИП), работавшая в контакте с А. М. Прохоровым и его сотрудниками. Мазеры на длины волн 8 мм, 1,35 см и 5,2 см, созданные Штейншлейгером и его сотрудниками, были установлены на радиотелескоп РТ-22 ФИАН. Наиболее эффективным было применение мазера на длину волны 8 мм, мазеры на длины волн 8 мм и 1,35 см составили основу входных устройств радиометрической аппаратуры этого радиотелескопа и проработали более 20 лет. Шумовая температура системы в ясную погоду при направлении радиотелескопа в зенит на обеих длинах волн составляла 200‒240 К^[6].

Разработка двухзеркальной системы облучения, обеспечивающей перенос фокуса антенны к вершине главного зеркала, уменьшение шумовой температуры и повышение эффективной площади антенны, проводилась сотрудниками ФИАН совместно с группой Л. Д. Бахраха из МНИИП. В результате ими была создана двухзеркальная система облучения по схеме Кассегрена с гиперболическим вторичным зеркалом. Для обеспечения одновременной работы в двух диапазонах длин волн была создана совмещённая облучательная система на длины волн 8 мм и 3,2 см, позволившая уменьшить шумовую температуру антенны до 10‒15 К. Допуская работу как из вторичного, так и из первичного фокуса, радиотелескоп РТ-22 ФИАН стал более универсальным инструментом^[7].

В 1992‒1993 гг. в эксплуатацию на радиотелескопе РТ-22 ФИАН были введены радиометры с охлаждаемыми малошумящими усилителями (МШУ). Шумовая температура системы на длинах волн 8 мм и 1,35 см (ясная погода, направление на зенит) составила 200‒220 К, то есть была примерно такой же, что и в радиометрах с мазерами. Помимо более простой эксплуатации, важным преимуществом МШУ была их широкополосность. Полоса приёма на длине волны 8 мм составляла 4 ГГц (34‒38 ГГц), а на длине волны 1,35 см — 3 ГГц (22‒25 ГГц)^[8].

В 2001 г. в радиометре на длину волны 1,35 см был использован усовершенствованный МШУ. Вместо полевых транзисторов в нём были установлены транзисторы с высокой подвижностью электронов (HEMT-транзисторы). Шумовая температура системы радиотелескопа РТ-22 ФИАН на длине волны 1,35 см с новым МШУ составила 120 К, то есть почти в 2 раза меньше, чем на предыдущих МШУ.

Начиная с середины 1960-х гг., одним из ведущих направлений научных исследований на радиотелескопе РТ-22 ФИАН стала спектральная радиоастрономия. Для обеспечения наблюдений спектральных линий его аппаратурный комплекс был укомплектован системой стабильных частот (ССЧ) и анализаторами спектра. ССЧ обеспечивала высокостабильные и перестраиваемые частоты первых гетеродинов радиометров на длины волн 8 мм и 1,35 см. Это позволяло настроить каждый из приёмников на приём исследуемой спектральной линии. При этом обеспечивалась высокая точность настройки (до восьмого знака частоты).

В начале 1970-х гг. совместными усилиями лаборатории радиоастрономии и отдела счётно-решающих устройств ФИАН был разработан проект автоматизации исследований на радиотелескопе РТ-22 ФИАН. Значительный вклад в процесс внедрения отечественных ЭВМ в технику радиоастрономических наблюдений и измерений внёс Р. Л. Сороченко. В 1972 г. он выступил на специальном заседании Президиума АН СССР с обоснованием и программой компьютеризации отечественной радиоастрономии. В результате было принято решение о необходимости автоматизировать основные радиотелескопы и выделить радиоастрономии фонды АН СССР на управляющие ЭВМ М-6000^[9].

В 1973 г. первая подобная ЭВМ была установлена на радиотелескопе РТ-22 ФИАН, а год спустя на радиотелескопах ДКР-1000 и БСА ФИАН. К 1978 г. была завершена комплексная автоматизация радиоастрономических исследований на РТ-22 ФИАН. Созданный при участии Сороченко автоматизированный аппаратурный комплекс для спектральных исследований позволял получать в автоматическом режиме спектрограммы с многочасовым накоплением и обрабатывать полученные данные с помощью ЭВМ. Этот комплекс значительно улучшил технические характеристики радиотелескопа РТ-22 ФИАН для поиска и исследования рекомбинационных радиолиний (РРЛ).

Для наблюдений узких молекулярных линий с помощью этого радиотелескопа, был сконструирован 96-канальный анализатор фильтрового типа с разрешением 7,5 кГц и общей полосой анализа 712 кГц. В 2003 г. на радиотелескопе РТ-22 ФИАН был введён в эксплуатацию цифровой анализатор спектра, разработанный С. В. Логвиненко^[10]. Он обеспечивает спектральный анализ по 2048 точкам при ширине полосы анализа 50, 12,5, 6,25 и 3,125 МГц.

В 1987 г. вместо первой ЭВМ М-6000 была применена ЭВМ СМ-2М, работающая совместно с двумя микро-ЭВМ СМ1634. Этот комплекс ЭВМ был более быстродействующим, имел больший объём оперативной памяти и более современные устройства ввода и вывода информации.

В 1996 г. система автоматизации радиотелескопа РТ-22 ФИАН была переведена на ЭВМ IBM PC. Структура, в которую вошли три PC, была построена по правилам распределённых вычислительных систем. Это позволило отображать на экране монитора траекторию движения радиотелескопа РТ-22 ФИАН, реальные и расчётные координаты, стадии процесса накопления данных наблюдений, текущие и усреднённые спектрограммы и др.

В результате модернизации, проведённой в 2002 г., комплекс автоматизации радиотелескопа РТ-22 ФИАН стал работать на основе сетевой операционной системы Linux. Это позволило интегрировать систему автоматизации этого радиотелескопа в локальную сеть ПРАО и в глобальную сеть Интернет. При этом стал возможным удалённый режим наблюдений.

• Тип радиотелескопа: полноповоротная параболическая антенна.
• Оптическая система: двухзеркальная система облучения по схеме Кассегрена с гиперболическим вторичным зеркалом.
• Диаметр главного зеркала (параболический рефлектор): 22 м.
• Фокусное расстояние: 9,525 м.
• Угол раскрыва главного зеркала: 120^°.
• Точность поверхности рефлектора (среднеквадратичная ошибка): 0,66 мм.
• Пределы вращения: по азимуту — 180^°, по углу места — (5-95^°).
• Максимальная скорость вращения в ручном режиме управления: по азимуту — 18 град/мин, по углу места — 25,5 град/мин.
• Диаметр вторичного зеркала (гиперболический рефлектор): 1 м.
• Установка зеркала: азимутально-угломестная.
• Масса всех вращающихся частей: 413 т^[11].

Первые радиоастрономические наблюдения на радиотелескопе РТ-22 ФИАН были начаты в мае 1959 г. С его помощью сотрудники РАС ФИАН изучали радиоизлучение Солнца, Луны, планет и некоторых дискретных источников. В частности:

• были получены первые карты распределения радиояркости по диску Солнца;
• был впервые исследован фазовый ход изменения распределения радиояркости по диску Луны;
• было обнаружено различие химического и минералогического составов лунных морей и материков;

Некоторые из этих работ были проведены в сотрудничестве с НИРФИ и ИРЭ АН СССР.

В начале 1960-х гг. в ходе наблюдений на радиотелескопе РТ-22 ФИАН А. Д. Кузьмин обнаружил излом в спектре внегалактического радиоисточника — радиогалактики Лебедь А. Используя этот факт, Н. С. Кардашёв, А. Д. Кузьмин и С. И. Сыроватский на основе модели эволюции спектров синхротронного излучения, получили первую оценку возраста радиогалактики Лебедь А (t ≈ 10⁶ лет) по виду её радиоспектра^[12].

В начале 1960-х гг. в преддверии запуска отечественных космических аппаратов серии «Венера» со спускаемыми зондами была важно определить температуру и давления на поверхности Венеры. В 1959 г. А. Д. Кузьминым и А. Е. Саломоновичем с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН были проведены первые в СССР радиоастрономические измерения Венеры на длине волны 8 мм^[13]. Согласно полученным результатам, яркостная температура Венеры в миллиметровом диапазоне (Т_я = 380 ± 75 К) в 1,5 раза ниже, чем на сантиметровых волнах. Кузьмин и Саломонович предположили, что более низкая яркостная температура на миллиметровых волнах обусловлена поглощением этих волн в относительно холодной атмосфере, окружающей горячую поверхность Венеры. В 1961 г. Д. Джонсом была предложена ионосферная модель, согласно которой источником высокотемпературного радиоизлучения Венеры на сантиметровых волнах является её плотная ионосфера — область атмосферы, в которой электронная температура составляет около 600 К. В миллиметровом диапазоне ионосфера Венеры становится прозрачной, поэтому наблюдаемое радиоизлучение обусловлено поверхностью планеты Венеры, имеющей в этом случае более низкую температуру (около 400 К).

В 1961—1963 гг. Ю. Н. Ветухновской, А. Г. Кисляковым, А. Д. Кузьминым, Б. Г. Кутузой, Б. Я. Лосовским и А. Е. Саломоновичем с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН были проведены измерения яркостной температуры Венеры на длинах волн 4 мм, 8 мм, 1,6 см, 3,3 см и 9,6 см, а также построен частотный спектр её радиоизлучения. Из анализа данного спектра следовало, что ему удовлетворяют обе указанные модели.

Другой подход, позволивший дать более конкретный ответ на вопрос о том, откуда исходит наблюдаемое радиоизлучение Венеры, предложили А. Д. Кузьмин и Б. Дж. Кларк в 1964 г. Под их руководством на радиоинтерферометре обсерватории Оуэнс-Вэлли (Калифорнийский технологический институт, США) был выполнен совместный советско-американский эксперимент, в результате которого была обнаружена поляризация радиоизлучения Венеры на длине волны 10,6 см около краёв диска. Отсюда следовало, что наблюдаемое на этой длине волны радиоизлучение Венеры является тепловым излучением её поверхности. Из сравнения измеренных и расчётных значений была определена температура поверхности Венеры: 650 ± 70 К. Полученные данные использовались при разработке посадочных аппаратов КА «Венера-4», «Венера-5», «Венера-6», в конструкциях которых были предусмотрены теплозащита и парашют из термостойкой ткани.

В 1964 г. Кутузой, Лосовским и Саломоновичем были проведены первые в СССР измерения радиоизлучения Меркурия на длине волны 8 мм с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН. В 1967—1968 гг. Ветухновской и Кузьминым была разработана теория радиоизлучения Меркурия^[14]. На основе анализа наблюдаемых изменений суточной температуры этой планеты с учётом эксцентриситета её орбиты и наклона оси вращения ими были определены некоторые характеристики материала поверхности Меркурия: диэлектрическая проницаемость, средняя плотность грунта и др.

В 1965 г. Кутузой, Лосовским и Саломоновичем были выполнены первые в СССР радиоастрономические измерения Марса на длине волны 8 мм с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН. Теория радиоизлучения Марса была разработана в 1969 г. независимо B. C. Троицким, а также и Ю. Н. Ветухновской, А. Д. Кузьминым и Б. Я. Лосовским. Троицкий предложил способ определения суточных вариаций температуры поверхности Марса по зависимости измеренной яркостной температуры от длины волны (его подход был применим лишь, если измерения на разных волнах осуществлялись в близкие даты или в одинаковых условиях нагрева планеты Солнцем). Ветухновская, Кузьмин и Лосовский показали, что из-за эксцентриситета орбиты и наклона оси вращения среднесуточная температура Марса значительно изменяется при движении по орбите. На основе данных более точных измерений радиоизлучения Марса Ю. Н. Ветухновской, А. Д. Кузьминым, Б. Я. Лосовским, В. А. Ефановым, А. Г. Кисляковым, И. Г. Моисеевым и др. были рассчитаны электрические и тепловые характеристики его поверхности: диэлектрическая проницаемость, средняя плотность грунта, глубина проникновения электромагнитных волн и др.^[15]

Используя результаты многочисленных измерений плотностей потоков радиоизлучения планет на радиотелескопе РТ-22 ФИАН, а также теоретические модели их атмосфер, Кузьмин оценил содержание аммиака в атмосферах планет-гигантов. В 1961 г. Кузьминым и Саломоновичем были проведены первые в СССР наблюдения радиоизлучения Юпитера на длине волны 8 мм с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН. В том же году были выполнены наблюдения радиоизлучения Юпитера на длине волны 3,3 см с помощью этого радиотелескопа (А. Д. Кузьмин, А. Е. Саломонович, В. П. Бибинова и др.). При этом было выявлено возрастание яркостной температуры Юпитера с увеличением длины волны и предложена интерпретация этой зависимости, согласно которой радиоизлучение более длинных волн исходит из более глубоких слоёв атмосферы этой планеты, температура которой увеличивается с глубиной.

В 1964 г. Кутузой, Лосовским и Саломоновичем были выполнены первые в СССР радиоастрономические наблюдения Сатурна на длине волны 8 мм с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН. На основе имеющихся данных о радиоизлучении Сатурна в диапазоне длин волн от 8 мм до 21 см А. Д. Кузьмин, А. П. Наумов и Т. В. Смирнова получили оценку содержания аммиака в подоблачной атмосфере Сатурна. Первые в СССР радиоастрономические наблюдения Урана были проведены в 1970 г. Кузьминым и Лосовским на длине волны 8 мм с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН. На основе анализа данных радиоастрономических наблюдений (в том числе, зависимости яркостной температуры от длины волны принимаемого радиоизлучения) ими был сделан вывод о наличии в атмосфере Урана газообразного аммиака при давлении насыщения и, следовательно, аэрозоля из твёрдого аммиака^[16].

Первое в СССР измерение радиоизлучения спутника планеты (спутника Юпитера Каллисто) было проведено в 1971 г. Кузьминым и Лосовским с помощью радиотелескопа РТ-22 ФИАН на длине волны 8,2 мм. Полученное ими значение яркостной температуры (Т_я = 280 ± 120 К) подтвердила выдвинутую ранее этими же учёными гипотезу о ледяной поверхности Каллисто с толщиной ледяного покрова не менее 100 км^[17].

Согласно расчётам, проведённым Сороченко, для поиска РРЛ оптимальным является диапазон длин волн 2,5-3 см. При наблюдении туманности NGC 6618 (туманности Омега) на частоте линии, излучаемой возбуждённым атомом водорода при переходе между уровнями 91 и 90, можно было ожидать увеличения антенной температуры радиотелескопа РТ-22 ФИАН на 0,5-0,3^°. Для проведения высокоточных наблюдений в конце 1963 г. на этом радиотелескопе был установлен радиоспектрометр трёхсантиметрового диапазона с квантовым парамагнитным усилителем (КПУ).

В 1964 г. Р. Л. Сороченко и Э. В. Бородзич, используя данное оборудование, в первой же серии наблюдений зарегистрировали в спектре туманности Омега радиолинию возбуждённого атома водорода, обусловленную переходами между уровнями 91 и 90. Частота зафиксированной радиолинии, скорректированная на орбитальное движение Земли, движение Солнечной системы к апексу, а также на лучевую скорость туманности Омега относительно Солнца, составляла 8872,5 ± 0,3 МГц. Полученное значение с точностью до ошибок измерения совпало с расчётной частотой (8872,58 МГц) для переходов между уровнями 91 и 90. В последующих наблюдениях данная РРЛ уверенно наблюдалась в спектре туманности Омега и не наблюдалась при антенне радиотелескопа, отведённой от данного источника космического радиоизлучения^[18].

Практически одновременно с наблюдениями на радиотелескопе РТ-22 ФИАН поиск радиолиний возбуждённого водорода проводили радиоастрономы Главной астрономической обсерватории (ГАО) АН СССР А. Ф. Дравских и З. В. Дравских. В мае 1964 г. им удалось обнаружить в туманности Омега радиолинию возбуждённого атома водорода, излучаемую при переходах между уровнями 105 и 104. 31 августа 1964 г. результаты обеих научно-исследовательских групп по обнаружению РРЛ возбуждённого водорода были доложены на XII Генеральной Ассамблее Международного Астрономического Союза (МАС) в Гамбурге.

Государственный комитет по делам изобретений и открытий при Совете Министров СССР зарегистрировал явление излучения радиолиний возбуждённого водорода в качестве научного открытия, совершённого сотрудниками ФИАН P. Л. Сороченко и Э. В. Бородзичем, сотрудниками ГАО АН СССР А. Ф. Дравских и З. В. Дравских и автором гипотезы о существовании РРЛ Н. С. Кардашёвым. Приоритетной датой их открытия было принято 31 августа 1964 г.^[19]

Начиная со второй половины 1960-х гг., с целью всестороннего исследования физических закономерностей излучения радиолиний высоковозбуждёнными атомами, а также использования этих линий для астрофизических исследований, коллективом Сороченко была развёрнута обширная программа поиска и изучения РРЛ на волнах миллиметрового, сантиметрового и метрового диапазонов^[20]. Осуществление этой программы потребовало существенной модернизации экспериментальной базы спектральных исследований, разработки новых аппаратурных и методических средств наблюдений РРЛ. В частности, в 1966 г. на радиотелескопе РТ-22 ФИАН был введён в эксплуатацию радиоспектрометр на длину волны 5,2 см с мазером на входе и симметричной диаграммной модуляцией. С помощью данного радиоспектрометра группой Сороченко был выполнен обзор областей ионизированного водорода в линии Н 104α (данное обозначение соответствует линии водорода, обусловленной переходами между уровнями 105 и 104, греческой буквой α отмечен порядок линии), которая была принята от ряда источников космического радиоизлучения.

В 1968 г. на радиотелескопе РТ-22 ФИАН были начаты спектральные измерения в миллиметровом диапазоне, в результате которых в туманности Омега была зафиксирована радиолиния возбуждённого водорода H 56α на длине волны 8,22 мм. Эта была первая галактическая спектральная линия, обнаруженная в миллиметровом диапазоне. Кроме того, в туманности Ориона удалось обнаружить радиолинию возбуждённого гелия (ν = 5765 МГц).

Важным научным достижением Р. Л. Сороченко и его группы (Г. Т. Смирнов, В. В. Китаев, А. П. Цивилёв, А. Ф. Щёголев) стало регистрация на радиотелескопе РТ-22 ФИАН РРЛ углерода в миллиметровом диапазоне волн.

Радиотелескоп РТ-22 ФИАН позволяет проводить широкий круг радиоастрономических исследований, в том числе, систематические наблюдения:

• РРЛ водорода, гелия, углерода;
• линии водяного пара на длине волны 1,35 см, линий некоторых других молекул, а также космических мазеров в линии H₂O.

Радиотелескоп РТ-22 ФИАН регулярно работает совместно с рядом зарубежных радиотелескопов в международной системе РСДБ (вплоть до размеров земного шара). Это позволяет получать радиоизображения квазаров с рекордным угловым разрешением — до десятитысячных долей секунды.

В 2011—2019 гг. радиотелескоп РТ-22 ФИАН эффективно работал не только по программам наблюдений космических источников радиоизлучения, но и в качестве основной антенны станции слежения в международном проекте наземно-космического интерферометра «Радиоастрон». На базе ПРАО АКЦ ФИАН в самом начале 2000-х гг. был сооружён полигон для испытаний 10-метрового космического радиотелескопа КРТ-10. Испытания КРТ-10 прошли на этом полигоне в 2003—2004 гг. В 2011 г. он был запущен в космос на КА «Спектр-Р». В течение последующих 9 лет радиотелескоп РТ-22 ФИАН работал в качестве антенны наземной станции слежения проекта «Радиоастрон», принимая основную часть научной информации с аппарата «Спектр-Р»^[21].