Радиотелескоп SKA - Square Kilometre Array
Rainer Beck, журнал "Sterne und Weltraum", N9, 2006
 (перевод с немец. Нижельского Н.А.)

Разрабатываемый проект SKA должен стать международным радиотелескопом XXI века. Квадратный километр собирающей поверхности означает примерно стократное увеличение чувствительности по сравнению с современными радиотелескопами. SKA должен заняться поиском первичных структур во Вселенной, исследовать природу Темной Энергии, изучить происхождение магнетизма в Космосе, доказать существование гравитационных волн и проверить общую Теорию Относительности с не достижимой прежде точностью. Наряду с этим следует ожидать открытий новых феноменов.


Рис.1. Ядро SKA с поверхностью антенны в 1 квадратный километр состоит из фазоуправляемых радиотелескопов, построенных по схеме разностного приема (на переднем плане). Они окружены сотнями традиционных параболических антенн.

Радиоволны слабо поглощаются межзвездным и межгалактическим пространством и поэтому могут распространяться почти беспрепятственно. Поэтому многие объекты можно наблюдать исключительно или лучше всего в радиодиапазоне. Благодаря радиоволнам появились многие важные открытия в астрофизике и космологии (четыре Нобелевские премии). Активные галактические ядра с джетами (струями) натолкнули нас на след черных дыр в центрах галактик. Радиосигналы пульсаров - это точнейшие природные часы, которые мы знаем: они позволяют проверить Общую Теорию Относительности и подтвердить существование гравитационных волн. Открытие микроволнового фонового излучения привело к краху модели не изменяющейся Вселенной. Из радиокарт спутника WMAP получены важнейшие параметры космологии с высокой точностью [8,9].

Сегодня встают новые вопросы:
  • Что такое Темная Энергия?
  • Меняется ли она со временем?
  • Верна ли ОТО и для экстремально искривленного пространства, или здесь проявляются другие эффекты, например скрытых размеров?
  • Какую роль играет магнетизм в развитии галактик?
  • Когда появляются первые материальные структуры?
  • Как возникают планеты?
Радиоволны смогут скоро дать ответы на эти вопросы.
  • Радиотелескоп будущего
Первые идеи создания большого радиотелескопа для исследования Вселенной с помощью линии 21 см нейтрального водорода (Н1) в галактиках возникли в 1990 году. Международный союз радионаук создал в 1993 году рабочую группу, разработавшую проект "Очень большой радиотелескоп", в 1998 году он получил название SKA ("Решетка площадью в 1 квадратный километр").
В 2000 году был образован Международный координационный комитет SKA (ISSC), в который вошел 21 представитель (по 7 от Европы, США и других стран). 34 института из 15 стран участвуют сейчас в проекте. Число активно участвующих в нем ученых и инженеров ежегодно растет. Решения ISSC готовятся техническими рабочими группами, а также группой выбора возможного места размещения телескопа. От начала до конца это международный масштабный проект. Технологические требования к разработкам очень жесткие и выходят за рамки современного уровня.

  • Спецификации

SKA должен перекрывать диапазон от 100 МГц (длина волны 3 м) до 25 ГГц (1.2 см) несколькими широкополосными приемными системами. Важнейшее требование к SKA - собирающая площадь; но чувствительность радиотелескопа зависит также и от шумовой температуры его приемников. Если они будут изготавливаться в большом количестве и работать без охлаждения, вряд ли можно рассчитывать на шумовые температуры ниже 50 К, поэтому для достижения необходимой чувствительности и нужен 1 кв. км площади.
Угловое разрешение SKA на частоте 1.4 ГГц (21 см) должно быть лучше 0.02 угловых секунды, поэтому наиболее удаленные антенны должны быть разнесены на расстояние более 3000 км от ядра сооружения - ничего особенного для систем апертурного радиосинтеза. Сверхзадача - требования к полю зрения, оно должно быть по меньшей мере квадратный градус на 1.4 ГГц и даже несколько сотен квадратных градусов на 300 МГц, чтобы осуществлять быстрое перенаведение.
Этого нельзя добиться с помощью классических рупорных антенн, для этого потребуется специальная радиокамера (матрица в фокальной плоскости), или фазированная антенная решетка (ФАР, см. словарик). Революционным является то, что на частотах ниже 1.4 ГГц SKA может смотреть одновременно в четырех направлениях, т.е работать как 4 телескопа для разных наблюдателей (рис.2) - новая техника электронного формирования антенной диаграммы делает это возможным.


Рис. 2. Управление фазой дает возможность одновременного наблюдения различных областей неба.

Динамический диапазон, т.е. контраст между самым слабым и самым сильным объектом на готовой радиокарте должен составлять 1 к миллиону. Это требует точной корректировки всех инструментальных и ионосферных помех, а также дальнейшего совершенствования внутренней калибровки (см. словарик).

  • Путь к реализации

Большую собирающую площадь можно получить небольшим числом больших антенн или огромным числом малых антенн. Например, китайская концепция с неподвижными сферическими зеркалами с активной поверхностью является дальнейшим развитием уже известной конструкции зеркала Аресибо в Пуэрто-Рико: карстовый ландшафт в юго-западном Китае облегчает природную реализацию формы зеркала (рис.3).


Рис. 3. Карстовый ландшафт в Китайской провинции Гуйджоу весьма подходящее место для большого неподвижного радиотелескопа типа Аресибо.

Но в таком большом зеркале поле зрения отдельной рупорной антенны очень маленькое, поэтому для достижения большого поля зрения нужна радиоматрица. Стоимость большого зеркала, точность поверхности которого достаточна для наблюдений на частотах до 25 ГГц выходит далеко за рамки утвержденной сметы SKA. Наконец, малое число больших зеркал означает плохое заполнение площади всего телескопа (UV-плоскости), из-за чего ограничивается качество изображения протяженных объектов.
Малые антенны имеют преимущество в том, что они без применения матрицы обладают большим полем зрения. 15-метровое зеркало на длине волны 21 см имеет как раз такое минимальное поле зрения, предусмотренное проектом SKA. Чтобы достичь собирающей площади 1 кв.км, необходима тысяча зеркал. Недостатком такой системы является соответственно большое число приемных систем и множество базовых линий, которые должны коррелировать между собой, причем число корреляций растет пропорционально квадрату числа антенн. Но, как показывает опыт, стоимость электроники и вычислительной техники падает со временем, в то время как механика становится дороже. Поэтому проект предусматривает массовое производство по-возможности простых зеркал.

  • Индийский подход к решению проблемы с параболическими зеркалами диаметром 12 м экономит стоимость материалов из-за уменьшения нагрузки на поддерживающие конструкции. Параболические зеркала со смещенным на край фокусом (рис.4) изготавливаются в США для Allen Telescope Array (ATA) и могут использоваться с единственным рупорным облучателем в диапазоне от 0.5 до 11 ГГц.



    Рис. 4. Allen Telescope Array (ATA), строящаяся в обсерватории Хэт Крик (Калифорния, США), состоит из 6-метровых параболических антенн со смещенным на сторону фокусом.

  • Австралийская концепция (рис.5) использует тоже простое 15-метровое зеркало, которое оснащается матрицей для частот до 3 ГГц. Первая антенна должна вступить в строй в 2007 году в Западноавстралийской пустыне.



    Рис. 5. Австралийская концепция New Technology Demonstrator (NTD) представляет собой 15-метровое параболическое зеркало с радиоматрицей.

  • Немецкая промышленность тоже разработала новую конструкцию для легкого недорогого параболического зеркала, например для гамма-эксперимента HESS в Намибии или для прототипа SKA в Южной Африке. Первое 15-метровое зеркало для Karoo Antenna Array (KAT) в Южной Африке должно быть готово в 2007 году. Опыт прототипов будет использован при выборе окончательной концепции проекта SKA.

Параболические зеркала имеют свою оптимальную область применения на средних и высоких (выше 1 ГГц) частотах. При соотношении диаметра зеркала к рабочей длине волны менее 10 падает эффективность антенны, так как зеркало меньше угла облучения рупорного облучателя.10-метровое зеркало неэффективно на частотах ниже 300 МГц, здесь начинается доминирование фазированных антенных решеток (ФАР), полей из простых антенн, неподвижно установленных на земле. Цифровые данные от всех станций направляются по высокоскоростным оптоволоконным линиям к центральному компьютеру, который путем сравнения фаз приходящих сигналов выдает изображение в выбранном направлении или в нескольких направлениях одновременно. Мешающие сигналы подавляются аппаратными и программными способами.
Европейский прототип фазоуправляемого радиотелескопа уже строится в Нидерландах, это LOFAR [5].Первая международная станция будет построена в Эффельсберге, другие немецкие станции в стадии разработки [3]. LOFAR работает в диапазоне от 30 до 240 МГц и до вступления в строй SKA будет оставаться самым большим радиотелескопом в мире.
Следующий шаг - это проект ЕС SKA Design Study (SKADS), в котором участвуют 29 институтов и среди них Институт радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн). Прототип под названием "Electronic Multi-Beam Radio Astronomy Concept" (EMBRACE) должен расширить диапазон LOFAR в высокочастотную сторону от 0.6 до 1.7 ГГц. Для этого в Нидерландах и Великобритании будут построены ФАР на полупроводниковых элементах ("плитки", рис.6).



Рис. 6. Прототип из полупроводниковых "кафельных плиток" для приема радиоволн до 1 ГГц - решетка из тысячи элементов.
  • Реализация проекта SKA

Чтобы перекрыть сверхширокополосный диапазон SKA , составляющий больше двух декад, необходима комбинация из ФАР для низких частот и параболических зеркал для высоких. Как в принципе будет выглядеть SKA, показано на рис.1. Программа оптимизирована так, что будут реализованы описанные ниже ключевые проекты, и состоит из трех частей, связывающих классические параболические зеркала и новые технологии:

  • ФАР из простых дипольных антенн для метровых волн (частоты от 0.1 до 0.3 ГГц) с полем зрения, по меньшей мере, 200 кв. градусов для измерения сигналов из эпохи реионизации: дальнейшее развитие европейской LOFAR.

  • ФАР из полупроводниковых плиток для средних частот (0.3 . 1 ГГц), которая одновременно может использоваться как "рыбий глаз" в радиодиапазоне для обзора всего неба с многолучевой диаграммой, базируется на европейском проекте EMBRACE.

  • Поле из параболических зеркал диаметром порядка 10 м, оснащенных "радиоматрицами" для средних частот (0.3-3 ГГц), обладающих большим полем зрения, как у австралийских NTD (рис.5), а также с широкополосными рупорными облучателями для высоких частот (3-25 ГГц), как у ATA в США (рис.4).

Оба компонента ФАР образуют ядро SKA диаметром 5 км. Половина параболоидов тоже находится в ядре, другая на станциях, по нескольку сотен зеркал, расположенных в виде пятилучевой спирали (рис.7).


Рис. 7. Согласно базовому проекту SKA (врезка слева внизу и рис.1) внешние станции расположены в виде исходящих из ядра логарифмических спиралей.

Расстояния между внутренними станциями растут по мере удаления от центра (логарифмическое расположение); тем самым обеспечивается оптимальное изображение протяженных радиоисточников при сохранении высокого углового разрешения. Расположение внешних станций, удаленных от ядра на несколько тысяч километров относительно произвольное и может учитывать развитие инфраструктуры или политическую стабильность в странах. Расположение SKA должно удовлетворять ряду требований. Прежде всего область вокруг ядра должна быть без радиопомех радиусом по меньшей мере 100 км, это значит, что помехи от радио, телевидения, мобильной связи, радаров и радиорелейных линий должны быть как можно слабее (рис.8). Потребуется законодательная защита области ядра от помех на весь срок работы радиотелескопа (минимум на 50 лет).



Рис. 8. Помехи в диапазоне от 80 МГц до 2 ГГц в большом городе (вверху), малом городе (в центре) и в месте возможного размещения SKA (внизу).

Атмосфера должна быть прозрачной для высоких частот, а ионосфера для низких. Предложения для размещения получены в 2004 году из Аргентины-Бразилии, Австралии - Новой Зеландии, Китая и Южной Африки - Намибии - Ботсваны - Мадагаскара, Маврикии - Кении - Ганы (рис.9).


Рис. 9. На варианте размещения показаны станции (красные кружки) во многих странах Африки с ядром в ЮАР (зеленый кружок).

В 2005 году были проведены измерения уровней радиопомех во всех предложенных местах. Австралия предлагает самое радио-спокойное место в пустыне Западной Австралии, которое уже охраняется как "радиоастрономический парк", выделив в национальном распределении радиочастот необходимые диапазоны для радиоастрономии на все время предстоящего эксперимента. С другой стороны, размещение инструмента в Африке имело бы для технологического и научного развития этого континента неоценимое значение.

  • Стоимость и план-график

Общая стоимость SKA оценивается в размере от 1 до 1.5 миллиардов Евро, для большого международного проекта приемлемая сумма. Основная часть затрат падает на антенны и приемные системы (примерно 55%), 20% потребуется на инфраструктуру и линии передач данных и 25 % на компьютеры и математическое обеспечение. Затраты на эксплуатацию оцениваются в 70-100 миллионов Евро в год. Эксплуатацию должен взять на себя международный радиоастрономический центр. В конце 2006 года должен быть завершен список мест размещения, до 2008 года должно быть принято решение на политическом уровне. Строительство SKA должно начаться в 2012 году, сначала в "фазе 1", с внутренним ядром и 10% собирающей площади. Полное ядро и внешние станции должны вступать в строй поэтапно до 2020 года.

  • Технологические проблемы

SKA предъявляет экстремальные требования к технологическим разработкам, необходимым для достижения поставленных целей. Проект станет двигателем инноваций, которые должны быть разработаны и внедрены в кооперации с индустрией всего мира. SKA дает перспективы тесного сотрудничества науки и промышленности в самых различных отраслях. Чтобы удержать затраты в предусмотренных рамках, стоимость параболического зеркала должна быть не более 1000 Евро на квадратный метр поверхности - это на порядок меньше стоимости современных радиотелескопов. Приемные системы для параболических зеркал с требуемой широкополосностью и малыми шумами тоже должны быть намного дешевле современных. Только массовое производство не спасает, здесь необходимы совершенно новые технологии. Приемники должны быть автоматическими и необслуживаемыми, чтобы снизить затраты на эксплуатацию. Охлаждение жидким водородом или даже гелием, обычное для современных радиотелескопов, вообще не рассматривается.
Огромные технологические проблемы таит в себе и обработка сверхбольшого потока данных. Для достижения запланированных потоков станции SKA должны быть связаны широкополосными оптоволоконными кабелями со скоростью передачи 100 Гбит в секунду. Несмотря на то, что таких линий еще не существует (LOFAR требует "только" 3 Гбит/сек), экстраполяция прогресса в передаче данных показывает, что скорости реальны к 2015 году. То же самое относится и к мощности центрального компьютера от 10 до 100 петафлопов, т.е 1016 - 1017 операций в секунду, что существенно выше, чем возможности сервера LOFAR Blue Gene c 27 терафлопами (2.7 х 1013 операций в секунду).

  • Ключевые научные проекты

SKA открывает совершенно новые перспективы для исследования Космоса. Различные методы наблюдений (неразрешенные источники, пульсары, диффузная эмиссия, поляризация, излучение радиолиний) требуют различных режимов работы аппаратуры. Поэтому рабочая группа SKA выделила из всех возможных научных задач шесть ключевых проектов. Они должны быть способны ответить на фундаментальные вопросы астрофизики, астробиологии, космологии или физики элементарных частиц, представляющие огромный интерес как для научных кругов, так и для широкой общественности. Но они тем самым обосновывают и требования к проекту SKA.

Ключевые научные проекты опубликованы в 2004 году вместе с другими идеями по SKA в книге "Научные задачи SKA" [17], в которой собраны публикации более 100 авторов.

  • Эволюция галактик, больших структур и Темной Энергии

Первые идеи действительно большого радиотелескопа, обсуждавшиеся в 1990 году, вращались вокруг измерения линии нейтрального водорода (НI) в большом числе галактик и на максимально больших расстояниях. Эта первоочередная цель нашла свое отражение в ключевом проекте. Чувствительность SKA позволяет видеть линию НI уже при красном смещении z=5. Тем самым можно исследовать эволюцию нормальных галактик (содержание газа, вращение, переменные процессы, окружение) от ранней стадии Вселенной до настоящего времени.
Но еще большее значение имеет каталог с несколькими миллиардами красных смещений галактик, намного более полный, чем все современные и запланированные. Спутник WMAP передал моментальные снимки космических колебаний из эпохи микроволнового фонового излучения при z=1100 [7,8], которые еще не до конца осмыслены [13]. SKA может измерить трехмерное распределение материи почти всей Вселенной, а также ее поля скоростей и неоднородности от z=5 до настоящего времени. Тем самым можно определить крупномасштабные колебания барионной плотности материи в зависимости от красного смещения и исследовать, менялась ли плотность Темной Энергии во времени - решающий эксперимент для проверки моделей Темной Энергии [10,11].

  • Темная эпоха

Перед образованием галактик царила темная эпоха, из которой к нам не доходило никакого оптического излучения, доступ к ней нам могут открыть только радиоволны. Примерно до z=20 материя во Вселенной была полностью нейтральной, потом первые звезды и квазары начали ионизировать окружающий их газ. Эпоха реионизации длилась согласно моделям, построенным по данным WMAP, примерно до z=7 (рис.10).


Рис. 10. Модель эволюции Вселенной. Эпоха реионизации началась примерно через миллиард лет после Большого взрыва, при красных смещениях между z = 15 и z = 7.

Из-за уменьшения величины областей с нейтральным водородом НI (рис.11) возник набор радиолиний НI, который в соответственно смещенной в красную сторону линии НI (от 70 до 200 МГц) можно обнаружить как вариации радиоизлучения на масштабах в несколько угловых минут. Начало и длительность эпохи реионизации все же не точны. Эти измерения послужат критическим тестом для космологических моделей, обсуждаемых сегодня.


Рис. 11. Смоделированное распределение газа в эпоху реионизации при красных смещениях z=12.1, 9.2 и 7.6. Нейтральный газ НI показан светлым, ионизированный - темным цветом. Галактики возникают предположительно из волокон НI, обычно остающихся после этой эпохи.

LOFAR еще до вступления в строй SKA будет искать сигналы из эпохи реионизации. Чувствительность LOFAR все-таки недостаточна для прямого наблюдения флуктуаций, будет учитываться статистика по многим областям на небе. Если это удастся, то велика вероятность, что SKA сможет получить прямые снимки ранней Вселенной, аналогично показанным на рис.11. Должны быть и самые сильные сигналы из эпохи реионизации при z=15, т.е в УКВ диапазоне, но они могут быть измерены только с помощью SKA.
Пример картины обычно остающегося нейтрального газа НI в конце эпохи реионизации показан на рис. 11 справа, его называют "космической паутиной". Из него возникают галактики. Первые протогалактики следует ожидать при z=10. SKA по радиоизлучению в континууме от первых активных ядер галактик в протогалактиках сможет ответить на вопросы, когда, где и с какой частотой возникают первые черные дыры в галактиках. Новый миллиметровый радиотелескоп ALMA, примерно с пятьюдесятью 12-метровыми зеркалами [12], сможет измерить излучение пыли и смещенные в красную сторону линии окиси углерода (СО) в первых галактиках. Но основные линии холодного газа СО, которые с частот 115, 230, 345, 460... ГГц смещаются примерно в диапазон от 12 до 46 ГГц, ALMA наблюдать не сможет (ее рабочий диапазон выше 80 ГГц). Здесь может помочь только SKA со значительно более высокой чувствительностью.

  • Проверка гравитационных теорий на пульсарах

Сегодня в нашем Млечном пути известно около 1800 пульсаров. SKA сможет обнаружить 20000 пульсаров в нашей Галактике (рис.12) и несколько сотен в других галактиках.


Рис. 12. С помощью SKA ожидается открытие более 20 000 пульсаров в нашем Млечном пути. На этой модели они показаны синими точками, в проекции на плоскость Галактики. Желтым обозначены известные на сегодня пульсары.

Несколько тысяч из них будут миллисекундные пульсары, это наиболее точные "часы" во Вселенной (относительная точность 10-14). С их помощью образуется гигантская сеть часов, которая регистрирует каждое незначительное изменение, например, прохождение гравитационной волны. "Пульсарная сеть" SKA (рис.13) может доказать существование экстремально длинных гравитационных волн с частотами от 10-8 до 10-5 Гц и идеально дополнить запланированные спутниковые эксперименты LISA и LIGO для обнаружения более коротких гравитационных волн (от 10-5 до 10-3 Гц). Длинные гравитационные волны могут излучаться стрингами в ранней Вселенной или при объединении двух сверхмассивных черных дыр.


Рис. 13. С помощью сети пульсарных часов должно быть подтверждено существование длинных гравитационных волн.

До сих пор были открыты одна пара пульсар-пульсар и семь пар пульсар-нейтронная звезда, но ни одного пульсара, вращающегося вокруг черной дыры (рис.14). Такие пары крайне редки, но есть надежда, что среди 20000 пульсаров, которые будут обнаружены SKA, они найдутся. Открытие такой пары - мечта каждого астронома, так как это лаборатория, изучающая физические процессы в экстремальных условиях, которые никогда не могут быть созданы на Земле.


Рис. 14. Система из Черной дыры и пульсара была бы идеальной лабораторией для проверки теорий гравитации.

Важнейшее приложение - это проверка Общей Теории Относительности Эйнштейна и альтернативных теорий гравитации при максимально искривленном пространстве (см., напр.[1]). ОТО блестяще подтвердилась во всех предыдущих экспериментах (прежде всего с помощью пульсаров, отмеченных Нобелевской премией). Несмотря на это, ее пригодность для максимально искривленного пространства еще не доказана, и не исключены сюрпризы.

  • Космический магнетизм

Магнетизм - одна из фундаментальных сил во Вселенной, но мы еще очень мало знаем о его значении, например, при образовании звезд и галактик. Измерениями линейно поляризованного излучения на 100-метровом радиотелескопе в Эффельсберге и на других инструментах обнаружено существование магнитных полей в нашей Галактике и почти во всех других галактиках [2]. Спиральная структура магнитных силовых линий (рис.15) может быть объяснена усилением поля посредством динамо-эффекта. Но динамо-эффект требует во всех случаях начального магнитного поля, которое должно возникнуть при образовании протогалактик или еще ранее.

Рис. 15. Магнитные поля в спиральной галактике М51, комбинация из измерений на волне 6 см 100-метрового радиотелескопа в Эффельсберге и VLA (США). Контурные линии показывают общее радиоизлучение, которому пропорциональна напряженность магнитных полей, штрихи показывают направление магнитных полей. Оптическое изображение получено космическим телескопом Хаббла.

Плоскость поляризации вращается из-за эффекта Фарадея, когда радиоволны проходят через намагниченную плазму. Измерения фарадеевского вращения показывают, что магнитные поля простираются за оптически видимые части Галактики и, возможно, связаны со слабым межгалактическим магнитным полем. Но чувствительность современных радиотелескопов недостаточна для доказательства таких слабых полей. SKA открывает возможность исследовать первопричины космического магнетизма. Основа этого ключевого проекта - измерение фарадеевского вращения линейно поляризованных источников всего радионеба на волне 21 см наряду с измерением линии НI в первом ключевом проекте. Большая чувствительность SKA даст около 10 миллионов точек измерения (см. рис.16).


Рис. 16. Модель видимых SKA линейно поляризованных источников (белые точки) позади туманности Андромеды (М31). Для каждого источника нужно измерить фарадеевское вращение в М31, тем самым вычислить детальную структуру магнитного поля в туманности. Цветная фоновая картинка - это комбинация излучения М31 в радиоконтинууме, измеренного 100-метровым радиотелескопом в Эффельсберге на волне 6 см (синее - общее излучение, зеленое - поляризованное излучение) с оптикой (красное).

С помощью эффекта Фарадея можно обнаружить магнитные поля уже в очень далеких объектах с красным смещением не меньше z=3. Магнитные поля в первых галактиках должны быть особенно сильными, так что глубина обзора SKA будет еще больше. Свой вклад в фарадеевское вращение вносят газ в межгалактическом пространстве и газ в галактиках, которые случайно окажутся на луче зрения. Гигантское число измерений даст возможность разделить различные компоненты и получить трехмерную картину магнитных полей во Вселенной. Межгалактические магнитные поля известны пока только в скоплениях галактик. Если SKA обнаружит магнитны поля везде в межгалактическом пространстве, то закроются многие космологические модели, которые пренебрегали влиянием магнитных сил.
Кроме этого, SKA может картины магнитных полей в нашей Галактике и соседних галактиках с существенно более высоким разрешением, сделать наглядным влияние магнитных сил на звездообразование и движение газа. Посредством одновременного наблюдения на сотнях частотных каналов магнитные структуры будут исследованы слоями на различной глубине, таким образом будет получена "томография" межзвездной среды. Пульсары - это сильно поляризованные радиоисточники. Измерение фарадеевского вращения, а также расстояний (исходя из меры дисперсии пульсарных сигналов, т.е. временной задержки моментов прибытия сигналов в зависимости от частоты) дают трехмерную картину направления и силы магнитных полей во всем нашем Млечном пути, которая на настоящий момент еще очень не точна, так как имеем только несколько сот измеренных точек. С помощью SKA будут исследованы не только 20 000 пульсаров, но станут видны и мельчайшие подробности магнитных полей.

  • Колыбель жизни

Протопланетные диски можно обнаружить с помощью SKA по тепловому радиоизлучению пыли на высоких частотах (от 10 до 25 ГГц). Пылевые частички размером до 1 мм - это объекты исследования для телескопа ALMA, SKA из-за более длинных волн доступны частицы сантиметровой величины. Диски с высокой плотностью, которые непрозрачны для ALMA, может обнаружить SKA. Решающее преимущество SKA по сравнению с ALMA - это все же в сто раз лучшее угловое разрешение. На 20 ГГц SKA , например, покажет на дисках, удаленных от нас на расстояние 300 световых лет, еще и детали размером 0.1 а.е. Тем самым можно будет пронаблюдать и возможные кольцевые пустоты, которые образуются в "протоблинах" из-за рождения протопланет (рис.17), похожих на Землю, причем в деталях [14].

Рис. 17. Из-за протопланет, которые отсасывают материал вблизи своей орбиты, возникают пустоты в протопланетных "блинах".

В перекрываемом SKA частотном диапазоне известны сотни молекулярных линий из межзвездной среды или звездных оболочек, причем более 30 органических молекул. Многие кандидаты в "первокирпичики" жизни, как аминокислоты и сложные углеводороды, могут быть исследованы с помощью SKA. К этому ключевому проекту относится и проблема поиска внеземных цивилизаций SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence). Радиодиапазон между 1 и 10 ГГц оптимален для поиска искусственных радиосигналов, так как там наиболее слаб уровень естественного шума.
Наиболее вероятными считаются попытки связи между развитыми цивилизациями на основной волне Вселенной, линии нейтрального водорода НI 21 см (частота 1.4 ГГц). Кроме того, SKA будет искать и сигналы технического происхождения. Станцию мобильной сотовой связи мощностью 1 МВт можно обнаружить на расстоянии до 3 световых лет, а радар аэропорта даже на расстоянии до 100 световых лет. С улучшенной в будущем в 10 раз чувствительностью SKA будет в состоянии обнаружить обычные наземные телевизионные передатчики на расстоянии до 1000 световых лет.

  • Изучение неизвестного

Астрономическое наблюдение можно описать фазовым пространством параметров: длина волны, угловое разрешение, временное разрешение, спектральное разрешение, поляризация. Почти каждое расширение этого фазового пространства с помощью телескопа нового вида или с более высокой чувствительностью открывает новый феномен, который прежде не был известен и, в большинстве случаев, не был теоретически предсказан [6]. В радиодиапазоне к ним относятся микроволновое фоновое излучение, радиогалактики, струи, пульсары и гравитационные волны. Таких открытий с нетерпением ожидают в наблюдательной астрономии, это стимул для разработки новых телескопов. Нобелевские премии зовут!

  • Перспективы

SKA станет событием большого значения для всей астрономии. Для других больших проектов в области оптической астрономии (OWL, ELT, см. специальный выпуск SuW N3/2003 "Новые телескопы Европы") и рентгеновской астрономии (например, Xeus), которые заглянут на такие же далекие расстояния, SKA станет прекрасным дополнением, так как Космос познается только через наблюдения во всех возможных диапазонах. Представленные здесь ключевые научные проекты затрагивают массу фундаментальных проблем, к решению которых приступит SKA, к ним добавятся и случайные открытия. Многие новые разработки, необходимые для SKA, пригодятся и в других отраслях науки и техники, например, сверхскоростная передача информации, дешевые и надежные усилители, легкие металлические зеркала.
Включение в проект с самого начала таких технологически развивающихся стран, как Китай и Индия, повышает шансы на успех. До завершения проекта в него включатся многие активные ученые и инженеры, которые сегодня еще не начали учиться. Проект SKA и его европейский предшественник - проект LOFAR открывают новые перспективы для нашего научного и технического прогресса.

Глоссарий

  • Диаграмма антенны - телесный угол, в котором антенна собирает излучение. Ширина диаграммы по уровню половинной мощности - это удвоенный угол от максимума чувствительности до ее половины. Диаграмма рупорной антенны на оптической оси параболического зеркала напоминает двумерную гауссиану. Ширина диаграммы параболического зеркала диаметром D на длине волны составляет округленно 57о/D.
    При отклонении от оси на больших углах имеют место боковые лепестки. При электронном формировании диаграммы фокальной матрицы или станции фазированной решетки она может сильно отклоняться от гауссианы и иметь сильные лепестки. В интерферометрическом режиме диаграмма отдельного зеркала определяет поле зрения всего радиотелескопа.

  • Эффект Фарадея - описывает вращение плоскости поляризации поляризованного радиоизлучения при прохождении через межзвездную или межгалактическую среду. Угол поворота растет с напряженностью поля и электронной плотностью среды, а также с квадратом длины волны. Его измерение на разных волнах позволяет определить напряженность поля.

  • Фокальная решетка ("радиоматрица") - установка полупроводниковых элементов в фокальной плоскости радиотелескопа. По аналогии с CCD матрицей в оптическом диапазоне может получать "снимки" большого участка неба в радиодиапазоне. Прообразы ФАР - это многорупорные системы, уже много лет применяемые на различных радиотелескопах [4]. Каждый рупор имеет неизменное поле зрения относительно телескопа, но поле зрения и диаграмма всей системы управляется электронным способом, как у ФАР.

  • Рупорная антенна - находится в фокусе зеркала и направляет радиоволны в волновод. На его конце в диполе индуцируется переменный электрический ток, который потом усиливается в приемнике. Поле зрения рупорной антенны соответствует размерам главного зеркала. Размеры и форма рупорной антенны определяются рабочим диапазоном частот: для длинных волн - большие, для коротких волн - малые. Собираемое рупором излучение исходит от области на небе, соответствующей диаграмме зеркала. Большим числом рупорных антенн можно одновременно наблюдать множество участков на небе, угловое расстояние между которыми зависит от физического расстояния между рупорами в фокальной плоскости.

  • LOFAR, который в настоящее время строится в Нидерландах, с дополнительными станциями в Германии станет затем самым большим радиотелескопом в мире [3,5]. Это - фазированная решетка для частотных диапазонов 30 - 80 МГц и 110-240 МГц. В УКВ диапазоне 87-108 МГц в Европе невозможны радиоастрономические измерения (см. рис.8).

  • Фазированная решетка, апертурная решетка или фазоуправляемый радиотелескоп - электронный радиотелескоп, состоящий из большого числа простых элементов, неподвижно смонтирован на земле и не имеет подвижных частей. Антенные диаграммы станции формируются электронным способом изменением фаз сигналов между элементами [5]. Фазированной решеткой можно одновременно и независимо наблюдать в нескольких направлениях. На низких частотах (ниже 100 МГц) фазированная решетка (как, напр., LOFAR) состоит из большого поля простых дипольных антенн из металлических проводов или штанг. Каждый диполь принимает радиоизлучение всего неба. Диаграммы станции формируются электронным способом из центральной конструкции станции и управляются центральным компьютером всего телескопа. Радиокарта каждого луча получается путем корреляции сигнала этого луча со всеми станциями, как в радиоинтерферометре или (точнее) в системе апертурного синтеза.

  • Самокалибровка - метод, который использует свойства всех антенн решетки и ионосферы, а также их временные изменения, и так моделирует их в компьютере, что в синтезируемой радиокарте получаются источники с максимальным динамическим диапазоном.

Литература
  • [1] Nima Arkani-Hamed, Savas Dimopoulos und Georgi Dvali: Die unsichtbaren Dimensionen des Universums.In: Spektrum der Wissenschaft Dossier 1/2003, Vom Quant zum Kosmos, S. 50-59.
  • [2] Rainer Beck und Richard Wielebinski: Galaxien im Radiolicht. In: SuW-Special 2/2004, Lebendige Galaxis, S.50-59.
  • [3] Rainer Beck und Wolfgang Reich: LOFAR: Startschuss fur deutsche Stationen. SuW 9/2006, S. 19-21.
  • [4] Michael Dahlem und Elias Brinks: Radiobeobachtungen. SuW 5/1994, S.350-357, 6/1994, S.446-452, 7/1994, S.524-531 sowie 10/1994, S.692-702.
  • [5] Heino Falcke: LOFAR - das Low Frequency Array. SuW 5/2004, S.24-34, sowie www.lofar.org
  • [6] Martin Harwit: Die Entdeckung des Kosmos. Piper, Munchen 1983.
  • [7] Wayne Hu und Martin White: Die Symphonie der Schopfung. Spektrum der Wissenschaft 5/2004, S.48-55.
  • [8] Martin Neumann: Neues vom Rand des Kosmos. SuW 4/2003, S.20-21.
  • [9] Gotz Hoeppe: In diesen sechs Zahlen steckt eine neue Physik. SuW 11/2004, S.24-31.
  • [10] Jeremiah P. Ostriker und Paul J. Steinhardt: Die Quintessenz des Universums. In: Spektrum der Wissenschaft Dossier 1/2003, Vom Quant zum Kosmos, S.74-81.
  • [11] Adam G. Riess und Michael S. Turner: Das Tempo der Expansion. Spektrum der Wissenschaft 7/2004, S.42-47.
  • [12] Peter Shaver: Alma. In: SuW-Special 3/2003, Europas neue Teleskope, S.74-85.
  • [13] Glenn D. Starkman und Dominik J. Schwarz: Missklange im Universum. Spektrum der Wissenschaft 12/2005, S.30-37.
  • [14] Sebastian Wolf und Hubert Klahr: Planetenentstehung. SuW 2/2006, S.22-30. SKA-Broschuren und Bucher:
  • [15] The Square Kilometre Array (2005), erhaltlich vom MPIfR, Bonn oder als Download von [19].
  • [16] SKA South Africa - Exploring Our Origins (2003), erhaltlich von der National Research Foundation, PO Box 2600, Pretoria, 0001, South Africa.
  • [17] C. Carilli und S. Rawlings (Hrsg.): Science with the SKA. New Astronomy Reviews 48, Elsevier 2004, erhaltlich vom SKA Project Office.
  • [18] P. Hall (Hrsg.): The SKA: an Engineering Perspective. Experimental Astronomy 17, Springer, Berlin 2005.
  • [19] Homepage des Square Kilometre Array: www.skateleskope.org