«В мире науки» 1988 №12, c.125-126
* © «Мир», 1988.
| С |
Радиоастрономия дает сегодня примерно половину экспериментальных данных о «тайнах неба». Во многом именно благодаря этим данным совершается подлинная революция в изучении Вселенной. Уже сегодня астрофизики рассчитывают с помощью радиоастрономических методов «увидеть» и понять, когда и как образовались первые галактики, звезды и планетные системы, что представляют собой квазары и ядра галактик, связаны ли они с большими черными дырами, каковы основные свойства космического пространства, как происходила его эволюция, начиная с Большого взрыва. Интересно узнать также, как устроены белые карлики и нейтронные звезды, вещество которых пока невозможно смоделировать в лабораториях. Попытаться обнаружить и исследовать кварковые звезды, что дало бы огромную информацию о строении и свойствах элементарных частиц. Увидеть и исследовать другие планетные системы, находящиеся на разных стадиях эволюции, определить вероятность возникновения жизни в различных областях Вселенной и, наконец, может быть, обнаружить внеземные цивилизации.
Радиоастрономические методы позволяют исследовать объекты, от которых до Земли из-за большого их удаления доходит предельно малое количество энергии, и имеющие настолько низкую температуру, что их излучение приходится только на радиодиапазон.
Длины радиоволн самые большие по сравнению с другими электромагнитными диапазонами - инфракрасным, оптическим, рентгеновским и гамма, поэтому требования к точности конструкции радиотелескопа не столь жесткие. Отсюда и стоимость одного квадратного метра поверхности радиотелескопа намного меньше, чем оптического. Так, например, при сопоставимой стоимости крупнейший советский наземный радиотелескоп PAT АН имеет диаметр 600 м, а крупнейший оптический - 6 м.
Однако из-за большой длины радиоволн разрешающая способность радиотелескопов не превышает возможностей невооруженного глаза. (Разрешающая способность глаза человека равна 1´ и позволяет с расстояния 100 м различать предметы, разнесенные между собой на 3 см.) В этом смысле радиоастрономы до недавнего времени находились как бы в догалилеевой эпохе. Напомним, что угловое разрешение лучших в мире наземных оптических телескопов составляет около 0,1˝ - 0,5˝ (при таком разрешении булавочная головка видна с расстояния 2 км).
Угловая разрешающая способность долгое время оставалась слабым местом радиоастрономии. Еще в начале 50-х годов радиомир выглядел как бы расфокусированным, туманным. Повысить «зоркость» инструментов можно было единственным способом: увеличить диаметр приемных антенн. Путь сложный и дорогостоящий, поскольку стоимость инструмента растет в среднем пропорционально третьей степени его размера.
Кроме того, наземные зеркальные антенны радиотелескопов практически достигли предельно допустимых размеров из-за гравитационных и ветровых нагрузок, а также других ограничений. Так, диаметр самой большой полноповоротной антенны Боннского радиотелескопа (ФРГ) составляет 100 м, а наибольшей неподвижной антенны радиотелескопа в Аресибо (о. Пуэрто-Рико, США) - 300 м. Выход был найден в применении для исследования излучений космических объектов анализа интерференционной картины, создаваемой двумя одинаковыми антеннами, разнесенными друг от друга и соединенными между собой кабелем. Такая система оказывается эквивалентной инструменту с диаметром, равным расстоянию между антеннами. В 50 - 60-х годах были созданы радиоинтерферометры, расстояние между антеннами которых составляло несколько километров; с их помощью были открыты, например, радиогалактики.
Следующий важный шаг был сделан советскими учеными Н.С. Кардашевым, Л.И. Матвеенко и Г.Б. Шаломицким. Они предложили отказаться от кабелей, а принимаемую радиотелескопами информацию записывать на магнитофоны одновременно с «метками» точного времени. При этом в ходе наблюдений специальными устройствами обеспечивается максимальная корреляция сигналов по задержке и частоте. (Задержка обусловлена разностью расстояний между радиотелескопами и источником - к дальней антенне излучение приходит позже, а из-за доплеровского сдвига оказываются несколько смещенными частотные спектры принятых сигналов.) В качестве гетеродинов для преобразования (смещения) частоты применяют независимые высокостабильные водородные, цезиевые или рубидиевые стандарты частоты. Магнитные ленты обрабатываются на компьютерах с использованием сведений о геометрии интерферометра и координат радиоисточника, а затем воссоздается его изображение (зависимость радиояркости от координат).
Таким образом удалось «синтезировать» огромный радиотелескоп: размеры интерферометров стали сравнимыми с размером земного шара. Сейчас существует много пар антенн, работающих в согласованном режиме на межконтинентальных расстояниях, например Австралия - США, Крым - Калифорния, Австралия - Крым. В результате удалось добиться углового разрешения до 0,0002˝ - 0,0001˝. Это более чем в 1000 раз превышает угловое разрешение наземных оптических телескопов и в 100 раз - разрешение, предполагаемое для космического «телескопа Хаббла», запуск которого в США пока отложен.
Но и подобное сверхразрешение не удовлетворяет ученых. Все дело в гигантских расстояниях до звезд в нашей Галактике и тем более до других галактик. Даже такие огромные по размерам радиоисточники, как радиогалактики, квазары и космические мазеры, представляются земному наблюдателю точкой из-за колоссальных расстояний до них, составляющих несколько десятков миллионов световых лет. И ближайшие к нам (несколько световых лет) источники - пульсары - из-за их компактности (около 10 км в поперечнике) можно наблюдать также лишь в виде точки. По мере накопления результатов таких исследований становилось все более очевидным, что почти в каждом компактном источнике наибольший интерес представляет его ядро, для изучения структуры и динамики которого необходимо гораздо более высокое разрешение.