Виктор Комаров - Занимательная астрофизика

Роль синхротронного механизма нетеплового радиоизлучения в космосе, теоретически исследованного главным образом советскими учеными, очень велика. Многие объекты Вселенной, где протекают активные физические процессы, являются источниками энергичных релятивистских частиц, которые, попадая в магнитные поля, порождают интенсивное радиоизлучение.

Освоение радиодиапазона потребовало от астрономов и создания соответствующей приемной аппаратуры. Появились специальные устройства для улавливания и регистрации космических радиоволн — радиотелескопы.

Устройство антенны радиотелескопа в принципе не отличается от устройства отражающего зеркала оптического телескопа-рефлектора, только «радиозеркало» не стеклянное, а металлическое. Как известно, при шлифовке зеркал, предназначенных для собирания света, требуется колоссальная точность. Так, например, теоретически допустимое отклонение от рассчитанной формы для зеркала шестиметрового телескопа составляет всего лишь одну двадцатую долю микрометра. Это объясняется тем, что электромагнитные волны чувствительны к неоднородностям, размеры которых сравнимы с длиной их волны. Поэтому для очень коротких волн, а именно таковы световые лучи, требования, к отражающей поверхности весьма жестки.

Иное дело радиоволны, длина которых значительно больше. При обработке зеркал, которые должны собирать такие волны, — антенн радиотелескопов — вполне можно удовлетвориться и значительно меньшей точностью. Поэтому антенны современных радиотелескопов обладают намного большими размерами, чем зеркала телескопов оптических.

Иногда радиотелескопы строят с неподвижными антеннами, направленными в определенный участок неба. Но, благодаря суточному вращению Земли, через этот участок за 24 часа проходит целая полоса небесной сферы.

Хотя создавать телескопы с неподвижными антеннами и проще, у таких инструментов есть определенные недостатки. С их помощью за сутки можно «просмотреть» лишь узкую полоску неба, в которую заведомо не попадет большая часть радиоисточников, интересующих наблюдателя. Но и те радиоисточники, которые окажутся в этой полоске, будут находиться в зоне приема всего какую-нибудь минуту. А этого явно недостаточно.

Более широкими возможностями обладают радиотелескопы с полноповоротными антеннами, которые можно направлять в любую точку небесной сферы, расположенную в данный момент над горизонтом, и вращать вслед за ее суточным перемещением по небу.

Принцип работы радиотелескопа довольно прост. Электромагнитное излучение, приходящее из космоса, отражается от поверхности приемного «зеркала» радиотелескопа и собирается в его фокусе. В этом месте находится непосредственный «съемник энергии» сфокусированных радиоволн — облучатель: антенна небольших размеров типа хорошо всем знакомого телевизионного приемного диполя.

Но аппаратура для регистрации принятых сигналов достаточно сложна. Она должна обладать очень высокой чувствительностью и создавать минимальные «шумы», мешающие приему слабых сигналов. При ее конструировании используются новейшие достижения радиоэлектроники.

Как уже было отмечено выше, одна из главных задач наблюдательной астрономии — всемерное повышение разрешающей способности инструментов, с помощью которых ведутся наблюдения космических объектов. В этом отношении радиоастрономия на протяжении длительного времени значительно отставала от своей старшей сестры — астрономии оптической.

Из уже знакомой нам формулы, определяющей значение разрешающей способности для данного инструмента и принимаемого излучения, следует, что чем короче длина волны этого излучения, тем легче добиться более высокой степени разрешения.

Разрешающая способность большого оптического телескопа при благоприятных условиях наблюдения — меньше одной секунды дуги. Но поскольку длина световых волн составляет миллионные доли сантиметра, а радиоволн — сантиметры и метры, для получения такого же разрешения с помощью радиотелескопов потребовались бы колоссальные приемные антенны поперечником в сотни километров.

Между тем для изучения структуры космических радиоисточников необходимы гораздо большие разрешения, вплоть до десятых и тысячных долей секунды, а возможно, и еще более высокие.

Чтобы увеличить разрешающую способность радиотелескопов, наблюдения космического объекта ведутся одновременно двумя инструментами, расположенными на большом расстоянии друг от друга. При таких наблюдениях радиоастрономами используется явление интерференции электромагнитных волн.

Наиболее простым радиоастрономическим прибором, работающим на этом принципе, является двухантенный радиоинтерферометр, представляющий собой систему двух радиотелескопов (рис. 2). Сигналы, принятые обеими антеннами, передаются на общее приемное устройство, где они подвергаются совместной обработке и сравнению. Наблюдения на радиоинтерферометре позволяют получать результаты, эквивалентные радионаблюдениям с помощью одной антенны очень больших размеров.

Разрешающая способность радиоинтерферометра возрастает с увеличением его базы, т. е. расстояния, на которое разнесены его антенны.

В современной радиоастрономии применяются не только двухантенные, но и многоантенные интерферометры. Они представляют собой цепочку или несколько параллельных цепочек антенн. Например, в Нью-Мексико (США) построена большая антенная решетка, состоящая из 27 связанных между собой антенн с поперечником 25 метров каждая.

Еще одна остроумная идея, получившая применение в современной радиоастрономии, состоит в том, чтобы одну из антенн двухантенного интерферометра сделать подвижной. Это дает возможность в процессе наблюдений менять длину базы интерферометра. Получается ряд наблюдений, которые после соответствующей обработки («суммирования») дают такой, же результат, который достигается с помощью цепочки неподвижных антенн того же размера.

В тех случаях, когда радиотелескопы, работающие совместно, находятся на очень больших расстояниях друг от друга, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами.

Подобные системы эквивалентны применению сверхгигантских сплошных антенн диаметром в тысячи и более километров. Однако при этом возникает чисто техническая трудность, связанная с передачей сигналов от каждой из антенн на общее приемное устройство. Антенны интерферометров со сравнительно малыми базами соединяются кабелем, проводящим высокочастотные колебания. При больших базах подобный способ неприменим. Дело в том, что сигналы при прохождении по кабелю, даже самому высококачественному, сильно затухают, ослабляются. Кроме того, кабели очень тяжелы, хрупки и дороги. Поэтому о проводном соединении антенн, находящихся на больших расстояниях друг от друга, не стоит и мечтать.

Ученые нашли выход из положения: при радиоастрономических наблюдениях со сверхдлинными базами сигналы, принятые каждым инструментом, записываются на магнитную ленту, а затем доставляются в одно место и синтезируются с помощью ЭВМ.

Осенью 1969 г. советскими и американскими астрономами были проведены совместные радиоинтерференционные исследования компактных внегалактических объектов. Были использованы 22-метровый радиотелескоп Крымской обсерватории в Симеизе и расположенный на расстоянии около 8 тыс. км от него 42-метровый радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории США в Грин-Бэнк.

Разрешающая способность этой системы составила 5·10-4 секунды дуги. Чтобы представить себе наглядно, что это значит, достаточно сказать, что под таким углом видна из Симеиза обычная канцелярская кнопка, находящаяся в Грин-Бэнк. Это намного больше того разрешения, которое способны обеспечить самые крупные современные оптические телескопы!

Применение радиоинтерферометров со сверхдлинными базами позволило довести разрешающую способность радиоприемных систем до одной десятитысячной секунды дуги, что примерно в 10 тысяч раз превосходит разрешающую способность оптических телескопов.

Если бы такой разрешающей способностью обладал обычный оптический телескоп, то с его помощью можно было бы разглядеть 10-копеечную монету на расстоянии 4 тыс. км.

Если же говорить не об угловых, а о реальных пространственных размерах тех наиболее «мелких» деталей различных астрономических объектов, которые можно выделять с помощью подобных радиотелескопических систем, то для объектов, расположенных на расстоянии 300 млн. световых лет[3]) от Земли — это примерно один световой год, а на расстоянии квазаров — 100 световых лет.