С думой о Земле

Качество любой антенны оценивается коэффициентом ее использования, который зависит от формы главного зеркала и дефектов его изготовления, совершенства облучателя, степени затенения зеркала элементами крепления контррефлектора. Еще совсем недавно этот коэффициент составлял 0,5–0,6, а это означает, что в лучшем случае 40–50 процентов площади зеркала практически пропадает. Вот и получается, что, строя антенну диаметром 60 метров, реально получают только 45. Не правда ли, обидно впустую тратить металл, энергию. Кроме того, с ростом диаметра зеркала увеличиваются сроки строительства, возрастает его стоимость.

Существенный вклад в решение этой проблемы внес член-корреспондент АН СССР Л. Д. Бахрах. Он предложил заменить традиционную параболическую форму главного зеркала квазипараболической. Такая форма рефлектора помогает добиться более равномерной освещенности его поверхности. Тогда и энергия облучателя используется почти полностью. Если бы не затенение от опор контррефлектора и дефекты изготовления зеркала, коэффициент использования поверхности квазипараболической антенны был бы близок к единице. Новый профиль зеркала нашел первое воплощение в антеннах спутниковой связи, в частности земных станциях «Орбита» и «Москва».

С увеличением диаметра зеркала неизбежно встает еще одна проблема: борьба с деформациями. Их величина растет пропорционально квадрату диаметра зеркала. Так, у 70-метровой антенны деформация в восемь раз больше, чем у 20-метровой, и достигает трех-четырех сантиметров. Вот тут-то и начинаются трудности, ведь неровности формы не должны превышать десятой доли длины волны.

И из этого, казалось бы, безвыходного положения выход был найден. Советский конструктор радиотелескопов П. А. Калачев и немецкий конструктор С. фон Хорнер независимо друг от друга предложили идею, которая сводилась к следующему. Поскольку от деформации избавиться нельзя, то не попытаться ли рационально использовать новую форму зеркала, запланировав ее изменение в процессе проектирования?

Комбинируя смещение контррефлектора и облучателя в зависимости от деформации, можно добиться требуемого хода лучей. Позже, при разработке антенны РТ-70, был найден закон распределения деформации по поверхности произвольной формы для двухзеркальной системы, то есть найдено решение в общем виде. В результате коэффициент использования антенны был поднят до 0,8.

Радиотелескоп был опробован в декабре 1978 года во время работы с автоматическими межпланетными станциями «Венера-11» и «Венера-12». Тогда благодаря его чувствительности ученые смогли определить параметры движения спускаемых аппаратов в атмосфере планеты. С тех пор проведено немало космических, радиоастрономических и радиолокационных исследований, в которых с помощью РТ-70 получены качественно новые результаты.

По сравнению с другими отечественными центрами дальней космической связи крымский радиотелескоп в различных диапазонах волн в 10–35 раз более чувствителен к сигналам, приходящим от автоматических межпланетных станций. Во столько же раз выше скорость приема научной информации, передаваемой с борта этих станций. Это особенно важно для исследования Венеры, поскольку время спуска аппаратов на ее поверхность занимает несколько часов. Именно возможности крымского радиотелескопа обеспечивали прием цветной фотопанорамы поверхности Венеры в 1981 году, информации о локации поверхности планеты аппаратурой станций «Венера-15» и «Венера-16» в 1983 году и в экспериментах с аэростатными зондами «Вега-1» и «Вега-2» в 1985 году.

Интересные результаты получили советские ученые при радиолокации планет. Измерения межпланетных расстояний, выполненные с помощью крымского и других радиотелескопов, легли в основу уточненной теории движения внутренних планет (Меркурия, Венеры, Земли, Марса). Она дает поразительные результаты: в 50–100 раз точнее классической позволяет прогнозировать движение этих планет. Это очень важное достижение. Баллистики получили весьма тонкий инструмент для расчета межпланетных траекторий космических аппаратов.

Антенна РТ-70 дала возможность увидеть рельеф ближайших к нам планет с разрешением по дальности до 1,2 км. В частности, на Марсе определен профиль горы Олимп, максимальная высота которой 17,5 километра.

Этот телескоп позволил радиоастрономам регистрировать слабые источники космического излучения, исследовать их спектр в недоступном ранее диапазоне волн (например, на длинах волн 1,35 и 0,8 см). А именно они несут важную информацию о структуре и движении объектов Вселенной.