Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

236

Радиотелескоп с отражателем диаметром 250 футов (76 метров) в обсерватории Джорделл-Бэнк, расположенной примерно в 35 километрах к югу от Манчестера (Англия). В 2003 г. этот первый в мире гигантский параболический радиотелескоп был реконструирован. Его снабдили новой отражающей поверхностью и новой высокоточной системой наведения, что позволило его использовать на частотах в четыре раза более высоких, чем до модернизации.

После открытий Джеймса Хея, сделанных в годы войны, исследования Солнечной системы с помощью больших радиотелескопов стали сильно зависеть от радарных технологий, и, в этом смысле, в числе бенефициариев холодной войны были не только американские астрономы. Совсем скоро советские астрономы также начали использовать радарную технику в качестве научного инструментария. В 1960‐х гг., используя установленную в Крыму антенную систему из восьми 16‐метровых отражателей, они впервые получили отраженные сигналы от Меркурия, Венеры и Марса. Позже этот опыт был использован Академией наук СССР при постройке радиотелескопа в станице Зеленчукской, получившего название РАТАН-600. Это название содержит в себе указание на диаметр телескопа в метрах и его принадлежность Академии наук – «Радиоастрономический телескоп Академии наук». Он состоит из 895 элементов (каждый из них представляет собой прямоугольную параболическую пластину), расположенных в четырех независимых секторах, образующих круг диаметром 576 метров. Каждый сектор может работать как автономное устройство. Его совокупная мощность соизмерима с мощностью телескопа в Сокорро (штат Нью-Мексико), о котором мы еще упомянем.

РАТАН-600 принадлежит к числу главных российских наблюдательных мощностей и соседствует с оптической обсерваторией в близлежащем Нижнем Архызе. Там расположен оптический телескоп с монолитным зеркальным объективом диаметром 6 метров; в свое время он являлся мировым рекордсменом. Вероятно, именно этим фактом обусловлено достижение другого «мирового рекорда» – проведение там пяти из одиннадцати первых международных астрономических олимпиад среди учеников старших классов, начало которым было положено в 1996 г.

В ПОИСКАХ ВЫСОКОГО УГЛОВОГО РАЗРЕШЕНИЯ

Одна из самых насущных потребностей ранней радиоастрономии – увеличение разрешающей способности, то есть сужение угла зрения. В то время углового разрешения радиоантенн не хватало даже для того, чтобы разрешить солнечный диск, не говоря уже о точной локализации источников радиоизлучения, зарегистрированных Янским, Ребером и другими. Однако Райл и Д. Д. Вонберг из Кембриджского университета в процессе модификации вышедшего из употребления военного радарного оборудования сумели разработать новую технологическую версию приемников, способных регистрировать волны метрового диапазона. Райл идеально подходил для такого рода работы, поскольку он играл незаурядную роль в британских боевых операциях, предполагавших полномасштабное использование радарной и радиотехники. Каким способом можно улучшить угловое разрешение? Один из наиболее ранних приемов заключался в том, чтобы наблюдать Солнце в момент солнечного затмения, отмечая все происходящие изменения по мере того, как Луна постепенно загораживает «обзор» солнечного диска. Этот метод был опробован в том числе американцами Р. Г. Дикке и Р. Беринджером в 1945 г., канадцем А. Э. Ковингтоном в 1946 г., советскими астрономами С. Э. Хайкиным и Б. М. Чихачевым, работавшими на морском судне у берегов Бразилии в 1947 г. и австралийцами У. Н. Кристиансеном, Д. Э. Ябсли и Б. Я. Миллсом в 1948 г. Однако радиоастрономы явно нуждались в чем-то более надежном – в методе, пригодном для использования в повседневной практике.

В результате удалось найти два других решения, каждое из которых основывалось на явлении интерференции, уже широко применяемом в оптике. Здесь уместно будет вспомнить попытки Стефана и Майкельсона использовать интерферометр для измерения углового диаметра звезд и первый успех в этом направлении, достигнутый Майкельсоном, Пизом и Андерсоном в обсерватории Маунт-Вилсон в 1920 г. Если работать с обычным светом, то существует много разных способов добиться интерференционного эффекта помимо классического эксперимента Томаса Юнга с двумя щелями в пластине, служащими источниками света при образовании интерференционной картины. В одном из вариантов подобной экспериментальной установки, собранной в 1834 г. Хэмпфри Ллойдом из Дублина, было достаточно иметь лишь одну щель. Рассматривая эту щель через зеркало, расположенное под очень малым углом, он добился эффекта возникновения второго щелевого источника – отражения щели в зеркале. Свет, идущий от зеркала, мог интерферировать со светом, идущим от реальной щели. Технология «зеркала Ллойда» была адаптирована для радионаблюдений и использовалась в течение нескольких лет, особенно в Австралии, Л. Л. Маккриди, Дж. Л. Пози и Р. Пейн-Скоттом. В Кембридже Райл и Вонберг разработали радиоаналог интерферометра Майкельсона, вероятно, не отдавая себе отчета в том, что именно они изобретали. Их антенны могли раздвигаться на расстояние до 140 длин волн. Большое солнечное пятно, появившееся в июле 1946 г., дало им возможность протестировать оборудование, и проведенные наблюдения со всей убедительностью показали: радиоволны испускаются участком солнечной поверхности такого же размера, что и солнечное пятно. В 1947 г. Райл и Грэхэм-Смит провели дополнительное исследование для тех, у кого еще оставались сомнения в существовании обнаруженного Хеем дискретного источника радиоизлучения в созвездии Лебедь, приспособив для этого имеющийся у них солнечный интерферометр. К 1950 г. Грэхэм-Смит с высокой точностью измерил положение этого источника (Лебедь А), показав, что он совпадает с крупной галактикой.

Разрешающая способность телескопа увеличивается с увеличением его апертуры, например у радиотелескопа апертурой служит большой параболический отражатель, но она может представлять собой также и совокупность отдельных элементов составных антенн. Кроме того, разрешающая способность зависит от длины волны. Минимальный угол разрешения телескопа с апертурой a равен 1,22λ/a. Очевидно, что для получения столь же качественных результатов радиотелескоп, работающий на гораздо более длинных волнах, должен обладать гораздо бо́льшими размерами, чем его оптический собрат. Повсеместно наблюдаемая 21-сантиметровая волна примерно в 400 000 раз больше длины волны середины оптического диапазона. Налицо колоссальная несоразмерность доступной разрешающей способности. Существуют очевидные конструктивные ограничения на изготовление полноповоротных антенн, но постройка неподвижных антенн (соответственно, со сравнительно большими зеркалами) представляется довольно простым делом, что обеспечивает ряд преимуществ при наблюдении длинноволновых спектральных линий радиодиапазона. Райл показал, каким образом можно использовать это преимущество.

Важнейшим его достижением стала разработка концепции «апертурного синтеза». Вряд ли ее можно отнести к разряду вещей, легко поддающихся объяснению, но этот технический прием давал возможность получать изображения радиоисточников, объединяя наблюдения таким же способом, как это происходит в интерферометре, и используя для этого не слишком большие телескопы, разнесенные на различные интерференционные расстояния. Для этого необходимо осуществить измерение как относительных амплитуд (интенсивностей), так и фаз (повторяющихся периодов волнового цикла) принимаемых сигналов. Эти данные содержат всю необходимую информацию для реконструкции распределения интенсивности радиосигналов, поступающих от доступной части неба, с помощью далеко отстоящих друг от друга телескопов. Высокое разрешение могло быть достигнуто относительно простыми средствами. Сигналы от двух (или большего количества) удаленных друг от друга телескопов обрабатывались посредством особых математических процедур, позволявших получать изображения с таким же угловым разрешением, как на инструменте, размеры которого равнялись бы размерам всей совокупности используемых устройств. Для того чтобы получать изображения высокого качества, необходимо иметь возможно большее количество пар радиотелескопов (баз). В простейшем способе для изменения длины базы между двумя антеннами использовалось вращение Земли; первые наброски, описывающие этот метод, появились в 1950 г. Со временем стали применять механическое перемещение элементов всей антенной системы интерферометра. Так, в состав VLA (мы еще поговорим об этом инструменте) входит 27 телескопов, образующих одновременно 351 вариант независимых баз; такая конструкция позволяет получать изображения довольно высокого качества.

Это все, что касается теории. Однако осуществление ее на практике, особенно в первые годы, оказалось довольно