Вы здесь

Астрономия невидимого. Часть 2/4.

Астрономия невидимого.

Однако естественные спектральные пределы, которыми ограничена оптическая астрономия, вызвали к жизни, такие новые области науки о Вселенной, как радиоастрономия. Чего же достигла радиоастрономия на сегодняшний день?

Когда сразу же после второй мировой войны первые радиоастронавты (как правило, это были инженеры-радиофизики, а не профессионалы астрономы) стали наводить свои, по современным понятиям примитивные, радиотелескопы) на небо, их ждали открытия, одно сенсационнее другого. Это была поистине «Terra Incognita» (неизвестная страна). Даже весьма скромные средства наблюдения приводили подчас к открытиям огромной важности.

Когда появились радиотелескопы?

Около 1950 года начали строить специальные радиотелескопы (до этого времени исследования проводились преимущественно на переоборудованных радиолокационных станциях). Получила огромное развитие специфическая для радиоастрономии интерференционная методика, позволившая преодолеть основной недостаток радиотелескопов — их низкую разрешающую способность. Разберемся в этом по порядку. Сначала — что таксе разрешающая способность телескопа и что значит «низкая разрешающая способность»?

Представьте себе, что вы рассматриваете два близких точечных источника (например, две звезды) с помощью телескопа или какого-нибудь другого оптического прибора. Согласно законам геометрической оптики вы должны были бы получить два четких, близко расположенных друг к другу точечных изображения. Однако из-за явления дифракции (свойственного, кстати сказать, всем волновым процессам) вместо двух раздельных точек видна сложная кар-тина: две системы светлых и темных колец, которые могут накладываться друг на друга. Оказывается, наблюдать раздельно два близких источника можно только в том случае, если угловое расстояние \(\varphi\) между ними порядка отношения длины волны \(\lambda\) к диаметру D объектива телескопа: \(\varphi\sim \lambda /D\). Это же соотношение справедливо и для радиотелескопа. Но для радиоволн \(\lambda\) очень велико (например, порядка 1 м), поэтому даже при диаметре объектива D порядка 100 м угловое расстояние \(\varphi\sim 0.01\) радиана, или 0,5 градуса. Это очень большое значение \(\varphi\). Для сравнения: угловой диаметр Солнца, видимый с Земли, тоже порядка 0,5 градуса. С помощью такого радиотелескопа нельзя «увидеть» никаких деталей на солнечном диске. В таком случае и говорят, что разрешающая способность телескопа очень низкая.

Интерференционная методика в радиоастрономии

Теперь немного о сущности интерференционной методики, применяемой в радиоастрономии. Оказывается, разрешающую способность радиотелескопа можно повысить искусственно. Для этого проводят одновременные наблюдения одного и того же объекта с помощью нескольких антенн радиотелескопа, расстояния между которыми (исчисляемые километрами) можно изменять. Результат «сложения» всей полученной информации получается таким, как будто диаметр D телескопа увеличился до значения расстояния l между антеннами. Развитие этого метода привело к тому, что, как это ни парадоксально, разрешающая способность в радиоастрономии в отдельных случаях значительно выше, чем в оптической. Например, если длина волны h=3 см, а расстояние между радиотелескопами l =10 000 км, то \(\varphi=\frac{\lambda }{l}=3*10^{-9}\) радиана, или \(\varphi\)=0,0006 угловой секунды! Это невообразимо малая величина. Например, автомобильное колесо на поверхности Луны было бы видно земному наблюдателю приблизительно под таким углом!

Особенно впечатляющи успехи радиоастрономии в области повышения чувствительности, то есть способности измерять предельно слабые потоки космического радиоизлучения. Это достигнуто, во-первых, увеличением площади собирающих излучение зеркал радиотелескопов, а во-вторых, - повышением чувствительности радиоприемников, измеряющих величину собираемых этими зеркалами потоков. Сейчас диаметры крупнейших современных радиотелескопов достигают 100-300 м. В комбинации со сверхчувствительными приемниками, изготовленными с учетом последних достижений квантовой радиофизики, такие зеркала позволяют регистрировать минимальные потоки порядка 10-21 Вт/м2 - 10-18 эрг(см• хс). Попробуем представить себе эту величину. Слабейшие из звезд, наблюдаемые одним из крупнейших в мире оптическим телескопом с диаметром 5 м, имеют 24-звездную величину. Это соответствует потоку 3 • 10-14 эрг!(см2•с), что в тысячи раз больше минимального потока радио-излучения. Поражает совершенно ничтожное абсолютное значение энергии, падающей от космических источников. Достаточно сказать, что суммарная энергия этого радиоизлучения, принятая всеми радиотелескопами мира за все годы существования радиоастрономии, не превосходит тысячной доли эрга. Этой энергии едва ли хватит, чтобы нагреть миллиграмм воды на одну десятимиллионную градуса! Если по существующим тарифам оценить эту энергию (предоставляем это сделать читателям самостоятельно) - стоимость получится смехотворно низкая...

© И. Шкловский. ООО НПП ОО "Бюро Квантум".


Эта статья состоит из нескольких частей. Другие части: