まず自己紹介をしてください。 私はニジニ・ノヴゴロド州立大学の計算数学およびサイバネティックス学部の4年生です。 10年生から太陽天文学に携わり始めました。 その後、この趣味は私をニジニ・ノヴゴロド研究所電波物理研究所の太陽電波天文学の学部に導いた。 Habrの読者に、私たちが太陽について知っていること、そして研究がどのように進んでいるかを知りたいです。 いくつかの部分が計画されていますが、それらの中ですべてを非常にアクセスしやすく、読みやすいものにするよう努めます。
電波範囲の地球の空
研究は、地球から太陽に非常に「見える」ため、無線周波数範囲で実施され、地球の軌道に配置された受信機のあるガンマ範囲も使用されました。
電波範囲内の木星画像
望遠鏡
私は天文学の学校のコースのほとんどの読者が単純な望遠鏡装置を想像していると思いますが、これについて簡単に説明します。
電波望遠鏡は、アンテナ自体と受信機で構成されています。 アンテナは受信した信号の焦点を合わせて受信機に転送します。受信機からはすでにプロセッサに到達し、その後ハードディスクに保存されます。
電波望遠鏡の特徴は、波長に正比例し、ミラーの直径に反比例する放射パターンです（放物線望遠鏡の場合）。 画像では、放射パターンの「サイドローブ」を見ることができます。それぞれ回折により生じる特徴は、望遠鏡がその主な方向に加えて、側面から、さらには背後からも放射を受信できることです。
世界最大の電波望遠鏡
1.グリーンバンクテレスコープ（GBT） -ミラーサイズが100x110メートルの世界最大の全周放物線電波望遠鏡。 米国にあります。
2.アレシボ -世界最大の放物線電波望遠鏡、鏡の直径306メートル、収集エリア-想像を絶する73,000平方メートル。 望遠鏡はプエルトリコの自然のカルスト漏斗にあります。 アレシボ天文台は、米国天文学および電離圏の国立センターです。
3. Ratan-600-海抜1 km近くの北コーカサスにあるロシアの望遠鏡。 直径576メートルの円形に配置された11.4 x 2メートルの895個の長方形の反射要素で構成されています。
望遠鏡の写真とその動作原理を説明する図。
新しい研究方法。
1.画像の合成（フーリエ変換）への新しいアプローチの出現により、大きな空間（〜1 ''）および時間（1ms）の解像度で太陽の画像を構築することが可能になりました。
2.衛星が地球の軌道に打ち上げられ、ガンマ線およびX線放射（TRACE、HESSI）で太陽を研究し、太陽の表面の磁場マップを取得できるようにします。
3.無線干渉計が表示されます（SSRT、野辺山など）。 それらについてさらに詳しく説明します。
干渉計
まず、干渉計の動作原理について説明しましょう。
干渉計は、単一の処理センターにデータを送信する複数（2〜無限）のアンテナで構成されています。 干渉の原理で動作します。 干渉計を使用すると、1つのアンテナを大口径に置き換えることができ、高解像度を得ることができます。 したがって、干渉計のアンテナの数が増えると、結果として得られる画像の解像度が上がります。 干渉計を作成する主な問題は、異なるアンテナから受信した信号の同期です。 現在、この問題は主に同じ長さのケーブルを敷設することで解決されています。
このような干渉計の角度分解能は、波長とベースの長さの比（つまり、望遠鏡自体の距離）に等しくなります。 したがって、受信機の数を増やすだけでなく、受信機間の距離を増やすことによって結果を改善することが可能です。 ただし、信号の同期には深刻な問題があります。
さて、いくつかの干渉計：1. VLA（Very Large Array / Extra Large Array） -それぞれ直径25メートルの27個のアンテナで構成されるY字型干渉計。 全体的な感度は、直径が36 kmを超える従来の電波望遠鏡に似ています。 現在主に星の研究に使用されています。
2.シベリア太陽電波望遠鏡（SSRT） 。 十字型干渉計：長さ622.3 mのE – WおよびN – S方向のアンテナラインには、それぞれ直径2.5 mの128 x 128のパラボラアンテナエレメントがあります。 現在、アンテナ要素の数を再構築して増やす予定です。
3.野辺山ラジオヘリオグラフ 。 この干渉計は、17.6 mmと8.8 mmの波長に対応する17 GHzと34 GHzの2つの周波数で太陽から放射を受け取ります。 各直径80 cmの84個のアンテナで構成されています。 すべてのアンテナは、北から南へ、西から東へT字型に配置されています。 現在、干渉計の最大時間分解能と空間分解能は、それぞれ10 ms、5インチ（34 GHz）および10インチ（17 GHz）です。 放射強度は17 GHzと34 GHzで測定され、放射の偏光は17 GHzのみです。 これが私たちの主な研究ツールです。
有望なプロジェクト
1.
ATA（アレンテレスコープアレイ） 。 干渉計は350本のアンテナで構成され、各アンテナの直径は6.1mです。 観測周波数0.5-11.5 GHz。 建設には約4000万人が必要です。 ドル。 現在、3,000万を少し超えています。 主要な投資家は、ビル・ゲイツの元パートナーであるポール・アレンであり、1000万人以上を投資しています。 この干渉計の助けを借りて、現在よりも数倍多くの星を観測できるようになる予定です
2.
超長距離基地無線干渉計（VLBI） -地球規模で間隔をあけて相互に同期する複数の望遠鏡を使用する計画のプロジェクト。 以下にスキームを示します。
また、地球の軌道を周回するラジオアストロン電波望遠鏡の助けを借りて、得られた干渉計のベースを数倍に増やすことも計画されています。
PSこの記事は太陽と直接関係がありませんが、それについての詳細な話がさらに計画されています。実際、より多くの科学があり、視認性が少し低下します。
この記事の
PPS資料は、オープンソースおよび公式サイトから取得されます。
記事Wikiヘルプ：1.放射パターン-望遠鏡がデータを受信できる立体角
2.電波ヘリオグラフ-太陽を研究する電波望遠鏡/電波干渉計
3.フーリエ変換-
ウィキペディア4.ベース-干渉計のアンテナ要素間の距離
関連書籍：1. S.A. カプラン「初等電波天文学」
2.ヘイJ.「ラジオユニバース」
テーマサイト：1.
SSRT2.
野辺山ラジオヘリオグラフ3.
ATA