Лучший телескоп - о радиоастрономии БЕЗ ФОРМУЛ / Обо всем

С момента появления телескопа в 1609 году более трехсот лет исследователи небес пользовались приборами, действующими лишь в видимой части электромагнитного спектра, обрамленной узкими участками ультрафио-летового и инфракрасного излучения. Только в 1930-х годах появились инструменты, способные регистрировать космические сигналы в метровом, дециметровом и сантиметровом диапазонах. Так родилась новая ветвь космической науки — радиоастрономия.

У истоков

В судьбоносный день 1886 года 29-летний профессор экспериментальной физики Технического института Карлсруэ Генрих Рудольф Герц в присутствии жены готовил в затемненной аудитории демонстрацию эксперимента по прохождению импульсного тока через открытый колебательный контур. Закончив сборку, он включил индукционный генератор, чтобы полюбоваться красивым искровым разрядом. Случилось так, что рядом лежало медное незамкнутое кольцо с острием на одном конце и шариком на другом. Либо сам Герц, либо его молодая супруга заметили, что искра одновременно проскочила как в контуре, так и внутри этой щели.

Позднее историки науки выяснили, что до Герца это явление наблюдали по крайней мере пятеро физиков. Однако лишь он так заинтересовался загадочным эффектом, что приступил к его исследованию. В результате Герц пришел к выводу, что экспериментально получил электромагнитные волны, предсказанные в начале 1860-х создателем классической электродинамики Джеймсом Максвеллом.

Взгляд в небо

Окна прозрачности обусловлены взаимодействием электромагнитного излучения различных длин волн с различными слоями атмосферы. Рентгеновское и гамма-излучение доходит только до высот 30−40 км, а основная часть УФ-диапазона поглощается озоновым слоем на высоте около 30 км. Первое узкое окно прозрачности пропускает видимый свет с примыкающими к нему УФ и ближним ИК, в котором у атмосферы есть несколько узких окон, обусловленных механизмами поглощения излучения молекулами воды и углекислого газа. Большая часть ИК-диапазона поглощается содержащимися в нижних слоях атмосферы водяным паром, углекислым газом и кислородом. Затем на шкале длин волн от 1 см до 30 м следует широкое радиопрозрачное окно. Более длинные радиоволны отражаются ионосферой.

Сенсационное открытие «волн Герца» (как их тогда называли) вызвало интерес к выявлению их космических источников. Судя по всему, первым такая идея осенила Томаса Эдисона. В 1890 году его ассистент Артур Кеннелли написал директору Ликской обсерватории, что его шеф хочет зарегистрировать длинноволновое излучение Солнца с помощью нескольких проводов, обрамляющих кусок железной руды. Судя по всему, этот экзотический детектор так и не собрали (да он бы и не сработал). Впоследствии Кеннелли стал выдающимся электротехником, профессором Гарварда и Массачусетского технологического. В 1902 году он и англичанин Оливер Хевисайд одновременно выдвинули гипотезу, что высоко в атмосфере имеется ионизированный слой (который позднее, в 1920-х, был обнаружен и назван в их честь слоем Хевисайда-Кеннелли). Но основателем радиоастрономии Кеннелли так и не стал.

В 1897—1900 годах поисками солнечного радиоизлучения занимался в Ливерпуле известный английский физик Оливер Лодж. Детектор Лоджа в принципе мог воспринимать проходящее через ионосферу сантиметровое излучение. Однако чувствительность прибора была невысока, и к тому же он был недостаточно защищен от электрических помех. Ничего не удалось и немецким астрофизикам Иоганну Вилсингу и Юлиусу Шейнеру, которые тоже охотились за солнечными радиоволнами. Наконец, ими интересовался Гульельмо Маркони — и тоже безрезультатно.

В XX столетии поиск космических радиосигналов полностью прекратился. Возможно, это случилось потому, что в конце 1900 года Макс Планк обнародовал знаменитую формулу, описывающую спектр абсолютно черного тела. В соответствии с формулой Планка радиоизлучение нагретой примерно до 6000 К поверхности Солнца даже в сантиметровом диапазоне (не говоря о волнах большей длины) столь слабо, что его нельзя обнаружить с помощью существовавших приборов. Правда, этот вывод относится исключительно к тепловому радиоизлучению, однако прочие механизмы генерации космических радиоволн в те времена просто не рассматривались. В общем, по той или иной причине радиоастрономия тогда так и не состоялась.

Телефонист

В 1927 году компания «Белл» запустила первый в мире трансатлантический радиотелефон. Связь была несовершенной из-за множества помех, и 23-летнему физику Карлу Янскому поручили выяснить их причину. Чтобы решить эту задачу, он смонтировал в Холмделе в штате Нью-Джерси десять вертикальных прямоугольных рамочных антенн, соединил их в единую цепь и установил на вращающуюся 30-метровую раму. Эта система была настроена на прием сигналов на частоте 20,5 МГц (14,6 м).

В 1930 году Янский нашел два очевидных и предсказуемых источника помех — близкие и дальние грозы. Но в его наушниках постоянно слышалось слабое шипение, причина которого не поддавалась объяснению. К 1932 году Янский обнаружил, что загадочные помехи изменяются с периодичностью звездных суток (23 часа 56 минут) и, следовательно, возникают за пределами Солнечной системы. В дальнейшем выяснилось, что излучение приходит из Млечного Пути — иными словами, из плоскости нашей Галактики.

Ученому повезло: как раз тогда плотность солнечных пятен держалась на минимуме и по ночам ионосфера хорошо пропускала 15-метровые волны. В период активного Солнца «карусель Янского» была бы бесполезной.

Открытие межзвездных волн, как их называл Янский, вызвало немалый шум — в мае 1933 года о нем сообщила даже «Нью-Йорк Таймс». Ученый пытался убедить руководство «Белл» построить 30-метровую тарелочную антенну и серьезно заняться космическими радиосигналами. Но менеджеры щедрости не проявили и перебросили Янского на другой проект. У астрономических обсерваторий тоже не было лишних денег и желания тратиться на радиоаппаратуру. Изложив свои результаты в четырех статьях (двух — в инженерном журнале, одной — в Popular Astronomy и одной — в Nature), Янский распрощался с радиоастрономией.

Тем не менее дело Янского не пропало. На его работы обратили внимание физик из Мичиганского университета Джон Краус и молодой радиоинженер Гроут Ребер. Первый уже в 1933 году соорудил небольшой радиотелескоп с отражающей антенной, но не смог ничего поймать из-за низкой чувствительности приемника. После Второй мировой он основал радиоастрономическую обсерваторию при Университете Огайо и написал ставший классическим учебник по новой науке. А Ребер в 1937 году построил на пустыре рядом с родительским домом первый в мире радиотелескоп с поворотной параболической антенной, приступил к регулярным наблюдениям и в 1942 году опубликовал карту радионеба Северного полушария. В том же 1942 году англичанин Джеймс Хей поймал солнечные радиосигналы; в 1942—1943 годах радионаблюдения Солнца вели Ребер и Джеральд Саутворт, известный американский радиоинженер, изобретатель волновода. Тогда же разработчики немецких радаров заметили отражение радиоволн от поверхности Луны, о чем стало известно лишь после войны.

Становление науки

Бурное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны (этому сильно способствовало освоение технологий, возникших в ходе работы над радиолокаторами). Сначала в Великобритании, а потом и в других странах начали строить телескопы с антеннами размером в десятки метров — сперва неподвижными, а затем и поворотными. Вскоре появились системы из нескольких связанных радиотелескопов — радиоинтерферометры. Такие нововведения в сочетании с новой аппаратурой для усиления и фильтрации радиосигналов значительно улучшили чувствительность радиотелескопов и их угловое разрешение. Радиоастрономия постепенно превращалась в «большую» науку, способную не только регистрировать космические источники радиоволн, но преобразить все исследования небесных явлений. В 1960-х годах она стала столь же серьезной научной дисциплиной, что и оптическая астрономия.

Атмосферные окна

Земная атмосфера пропускает из космоса отнюдь не любые электромагнитные излучения. Она прозрачна для волн длиной от 300 до 1500 нм — это весь оптический диапазон с прилежащими участками ультрафиолета и ближнего инфракрасного диапазона (в горных районах с сухим климатом инфракрасное окно шире). В атмосфере есть еще одна зона прозрачности, вмещающая волны длиной от 1 см до 30 м. Волны большей длины либо отражаются, либо задерживаются ионосферой, в то время как миллиметровые и субмиллиметровые волны поглощаются атмосферой (но в этом диапазоне есть несколько узких окон, например, вблизи 8 мм, сквозь которые может заглянуть радиотелескоп). Все прочие излучения возможно зарегистрировать либо в очень сухих высокогорных зонах вроде чилийской пустыни Атакама (там хорошо регистрируются волны с длинами вплоть до 0,3 мм), либо со стратостата, либо из космоса.

Вот лишь один пример, демонстрирующий ее прогресс. Самый крупный оптический телескоп середины XX века, 200-дюймовый рефлектор Паломарской обсерватории, при оптимальных атмосферных условиях обеспечивал угловое разрешение порядка 0,5 угловой секунды (в наши дни благодаря адаптивной оптике и цифровой видеоаппаратуре его разрешение почти достигло теоретического предела в 0,02 с). Работающая на принципе оптического интерферометра телескопическая система Южной Европейской обсерватории дает разрешение в 1 мс — в 500 раз лучше. Теперь посмотрим, как выросли наблюдательные возможности радиоастрономии. Некогда крупнейший в мире Транзитный телескоп британской обсерватории Джодрелл Бэнк (введен в действие в 1947 году, диаметр параболической антенны 66 м) позволил добиться рекордного по тому времени разрешения в 1 градус. Действующая с мая 1993 года американская сеть из десяти интегрированных радиотелескопов Very Long Baseline Array (восемь антенн на континентальной территории США, одна на Гавайях и одна на карибском острове Сен-Круа) дает разрешение вплоть до 0,0002 угловой секунды. То есть разрешающая способность радиотелескопов выросла в 18 млн раз! И это без учета прогресса приборного оснащения радиотелескопов и компьютеризации их работы, начало которой пришлось на 1960-е. А в скором времени появятся совершенно фантастические системы, соединяющие межконтинентальные сети наземных радиотелескопов с радиоаппаратурой на космических платформах. По расчетам, предел разрешения таких наземно-космических радиоинтерферометров дойдет до десятимиллионных (или даже стомиллионных!) долей секунды.

Отец радиоастрономии

Гроут Ребер (1911−2002) родился и вырос в Уитоне, пригороде Чикаго. В 1933 году он получил в Арморовском технологическом институте степень радиоинженера и тогда же заинтересовался открытием Карла Янского. В свободное от работы время он на собственные средства строил радиотелескоп во дворе собственного дома. В 1937 году закончил и запустил первый в мире радиотелескоп с поворотной параболической антенной диаметром 9,5 метров. Работая по ночам (днем ему мешали искровые разряды автомобильных свечей зажигания), он в 1938 году принял первые космические радиосигналы из нашей галактики — Млечного пути — в частотном диапазоне 160 МГц. Несколько лет он занимался регулярными наблюдениями, и в начале 1940-х годов опубликовал первую карту неба Северного полушария в радиодиапазоне. Позднее телескоп Ребера был передан Национальной радиоастрономической обсерватории в Грин Бэнк, Западная Вирджиния, где он находится и в настоящее время — уже в качестве музейного экспоната. С конца 1950-х и до самой смерти 20 декабря 2002 года Ребер жил и работал в Тасмании, географическое расположение и климат которой благоприятны для длинноволновой радиоастрономии.

От прошлого к будущему

«Главная заслуга радиоастрономии — то, что она неизмеримо расширила возможности получения информации о космическом пространстве. Астрономы десятки веков смотрели на мир сквозь узкое окошко видимого света и его ближайшего окружения. Появление радиотелескопов позволило выйти за эти рамки и открыло путь к современной всеволновой астрономии, — рассказал «Популярной механике» Фред Ло, директор американской Национальной радиоастрономической обсерватории. — Радиотелескопы зарегистрировали синхротронные излучения, возникающие при движении релятивистских электронов в мощных магнитных полях, окружающих сверхмассивные черные дыры в галактических ядрах. Эти дыры закручивают и втягивают окружающий космический газ, выбрасывая при этом в пространство два джета, две разнонаправленные струи заряженных частиц. Если джет движется по направлению к Земле, мы наблюдаем источник, который называется квазаром. Когда джеты перпендикулярны направлению на Землю, мы называем такой источник радиогалактикой. Если джеты сильно взаимодействуют с ионизированным газом вокруг черной дыры, галактика светит как в радиодиапазоне, так и в инфракрасной области, видимом свете, ультрафиолете и рентгене (такие галактики называют сейфертовскими). Именно радиоастрономии мы в первую очередь обязаны тем, что в основном поняли природу активных галактических ядер, окружающих черные дыры. Ранее считалось, что космические процессы по большей части питаются энергией термоядерного звездного синтеза и звездных взрывов. В последние десятилетия мы осознали гигантскую роль гравитационной энергии, источником которой служат как раз черные дыры. Это очень серьезный прорыв, подлинная научная революция».

17 радиотелескопов, расположенных по всему миру, способны работать в режиме реального времени как единый радиоинтерферометр со сверхдлинной базой (e-VLBI, electronic Very Long Baseline Interferometry).

«На второе место я бы поставил становление молекулярной картины Вселенной, — продолжает доктор Ло. — Радиоастрономия открыла исполинские облака космического водорода, не говоря уже о более сложных молекулах. Оптическая астрономия прекрасно отслеживает звезды, но может сказать совсем немного о межзвездной среде. Радиоастрономия позволяет также наблюдать гравитационные сгущения холодных газовых облаков, в ходе которых рождаются звезды и формируются галактики. Конечно, были и другие замечательные достижения, скажем, открытие пульсаров и микроволнового реликтового излучения — тоже заслуга радиоастрономов».

Космические источники радиоволн

Если астрономы говорят о радиоволнах, то имеют в виду электромагнитные излучения от субмиллиметрового до метрового (и даже километрового) диапазонов. Они имеют несколько источников:
1. Неполяризованное тепловое излучение, возникающее за счет хаотического движения заряженных частиц. Оно позволяет обнаружить очень холодные космические газовые облака, в основном состоящие из нейтральных молекул водорода и моноокиси углерода. Их размеры достигают тысяч световых лет, а масса — миллионов солнечных масс. При типичной температуре 10 К максимум их теплового излучения приходится на длину волны 0,5 миллиметра. Спектр теплового излучения не столь замороженных объектов (в частности, горячих и потому ионизированных газовых облаков, окружающих молодые звезды) сдвинут в сторону более коротких волн, поэтому его максимум уже не лежит в радиодиапазоне. Тем не менее, он имеет длинноволновый хвост, так что тепловые радиоволны излучаются даже звездами, в том числе и нашим Солнцем.
2. Поляризованное магнитотормозное излучение, обусловленное спиральным движением свободных ионов, протонов и электронов в магнитных полях космического пространства. Если скорости частиц много меньше световой, такое излучение называют циклотронным, если близки к световой — синхротронным (именно оно преобладает в этом типе космических радиоволн). Циклотронное излучение направлено во все стороны, в то время как синхротронное распространяется узким пучком вдоль мгновенной скорости частицы. Яркость теплового излучения уменьшается по мере увеличения длины волны, в то время как яркость синхротронного возрастает.
3. Излучение плазменных волн, рожденных в атмосферах звезд и планет (обычно при участии магнитных полей). К примеру, Юпитер помимо теплового радиоизлучения выдает всплески поляризованных радиоволн, генерируемых движением заряженных частиц в верхних слоях атмосферы. Источником таких радиоволн служит и солнечная плазма.
4. Излучение, обусловленное взаимодействием спиновых магнитных моментов ядра и электрона в атомах водорода. В соответствии с правилами квантовой механики, эти моменты могут быть параллельными или антипараллелными, причем в первом случае энергия атома больше, нежели во втором. При переходе электрона из первого состояния во второе рождается квант с частотой 1420,4 МГц, что соответствует длине волны 21,1 см (правда, спектральные линии всегда несколько размыты из-за допплеровского уширения, вызванного движением атомов). В 1944 году существование такого излучения предсказал аспирант Утрехтского университета Хендрик ван де Хулст; спустя семь лет его зарегистрировали одновременно в Австралии, Голландии и США. Радиоастрономы наблюдают также излучения водородных и прочих нейтральных атомов, обусловленные иными электронными переходами.
5. Излучение, которое возникает при квантовых переходах между внутренними состояниями молекул космических газов и обычно лежит в сантиметровой и миллиметровой зонах (сейчас известно около полутора сотен таких молекул, и с каждым годом их становится больше и больше). Сюда же относится и открытое в 1965 году излучение космических мазеров. Оно возникает, если молекулы в очень плотных газовых облаках поглощают звездное излучение (в основном, инфракрасное) и переходят в состояния с повышенной энергией. Резонансное излучение той же частоты, проходя через такую среду, индуцирует массовый переход молекул в нижнее энергетическое состояние — это и есть космический мазер. К настоящему времени известны два вида межзвездных мазеров, водяные и гидроксильные, однако аналогичный эффект зарегистрирован еще для нескольких молекул.
6. Реликтовое микроволновое излучение, пронизывающее весь Космос и несущее информацию о Большом Взрыве. В нашу эпоху его спектр соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой 2.725 K, так что (в соответствии с формулой Планка) максимум спектральной интенсивности приходится на длину волны 1,9 мм.

Конечно, предсказывать будущее достаточно сложно, но, по мнению Фреда Ло, прогресс радиоастрономии будет, как и раньше, определяться обновлением ее инструментария: «В Чили на севере пустыни Атакама на высоте 5 км строится ALMA — сеть из нескольких десятков интегрированных 12-метровых антенн. В этом международном проекте задействована и наша Национальная радиоастрономическая обсерватория. Он стал осуществляться в 2003 году, а в 2012-м ALMA вступит в действие. Эта обсерватория будет работать на миллиметровых и субмиллиметровых волнах с угловым разрешением в одну десятую угловой секунды. Она сможет значительно обогатить наши знания о динамике молекулярного газа в центре нашей Галактики, о формировании прото-звезд и протопланетных дисков, об атмосферах экзопланет и о многом-многом другом. Мы собираемся также модернизировать принадлежащую нашей обсерватории радиоинферометрическую систему VLA в штате Нью-Мексико.

Чувствительность ее аппаратуры возрастет десятикратно, а угловое разрешение на верхнем частотном пределе в 50 ГГц достигнет 0,004 угловой секунды. Это будет поистине фантастический инструмент, и мы ждем от него многого. В частности, информации о том, что происходило в темную эпоху Вселенной, когда материя в ее известных формах уже возникла и стабилизировалась, но первые звезды еще не родились. Есть еще немало интересных проектов будущих обсерваторий, всего не перечислишь. Скажем, китайские ученые планируют в ближайшем будущем построить крупнейший в мире радиотелескоп с неподвижной антенной диаметром в полкилометра".