Comments 9
В 1963 был построен уникальный 300-метровый радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико).

А как же РАТАН-600? Что-то про него в статье вообще ни слова :(
Спасибо!.. Цель статьи моделирование радиоинтерферометра со сверхдлинной базой, а не одиночных радиотелескопов.
Но упоминается история одиночных радиотелескопов, а не радиоинтерферометров и РДСБ.
image
На фото перемещаемый радиоинтерферометр в Owens Valley Radio Observatory в Калифорнии, которым в 1964 году были определены следующие физические характеристики Венеры:
  • температура поверхности планеты T=700 ±50 градусов Кельвина, т.е. выше 400 градусов Цельсия,
  • радиус тела планеты R = 6057 ± 55 км,
  • давление атмосферы у поверхности P 80 ± 50 атм.

Данные близки к тому, что было обнаружено спускаемыми аппаратами через несколько лет.
www.prao.ru/History/history_3.html
Так и про самый новый и большой китайский 500-метровый с полностью заполненной апертурой — нет. Не о том речь)
Просто замечу, что дифракционный предел lambda / D, точнее даже там еще косинус (проекция D на плоскость фронта волны, картинка есть в статье) — это именно теоретический предел, который еще надо достичь.
Условие lambda <<D(cos(Teta) близок к 1), очевидно. При большем количестве периодически расположенных антенн ширина главного максимума будет определяться отношением lambda/D а расстояние до боковых максимумов 2*lambda/S, где S расстояние между соседними антеннами. C увеличением количества антенн боковые максимумы будут отдаляться от главного.Как правило, антенны интерферометра делают направленными, понижая уровень боковых лепестков диаграммы направленности интерферометра за счёт ДН отдельных антенн. Потери в высокочастотном кабеле и связанное с ним ослабление сигналов ограничивают базы(расстояние между антеннами, апертура) радиоинтерферометра. Поэтому принятые сигналы сначала усиливаются, преобразовываются в низких частоты и лишь после этого передаются по кабелю. При этом, чтобы не потерять когерентности сигналов и контролировать электрическую длину путей их распространения, передаются вспомогательные сигналы.
Честно говоря, так и не понял про что это. Реальные сигналы от отдельных телескопов заменены модельными навигационными сигналами со спутников? Где именно происходит мат. обработка? Ведь сигналы от отдельных телескопов значительно удалены. Их оцифровывают перед обработкой? Тогда на каком этапе? Могу предположить, что после гетеродинирования на одну из доступных для дискретизации частот.
Т.е. должны быть сырые оцифрованные данные, которые поступают в некий центр обработки? Где их уже «коррелируют» с использованием метода БПФ. А для чего нужна корреляционная функция? Чтобы сдвиг по времени между двумя сигналами посчитать? А для чего? Чтобы улучшить отношение сигнал/шум?
По-моему, в статье не хватает некоторого охвата сверху. Т.е. как именно получаемая «картинка» от телескопа связана с описанным алгоритмом.
Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами (РСДБ, англ. Very Long Baseline Interferometry, VLBI) — вид интерферометрии, используемый в радиоастрономии, при котором приёмные элементы интерферометра (телескопы) располагаются не ближе, чем на континентальных расстояниях друг от друга. При этом управление элементами РСДБ интерферометра производится независимо, без непосредственной коммутационной линии связи, в отличие от обычного радиоинтерферометра. Запись данных осуществляется на носители информации с последующей корреляционной обработкой на специализированном вычислительном оборудовании[1] — корреляторе. В статье подробно описана работа FX-коррелятора
Only those users with full accounts are able to leave comments. Log in, please.