Рудольф Сворень - В просторы космоса, в глубины атома [Пособие для учащихся]
И в то же время радиоволны рождаются естественным образом, в огромном многообразии природных явлений, таких, скажем, как разряд молнии, или изменение энергии молекул, или торможение электронов в магнитных полях. Подобные процессы происходят во всех небесных телах, и поэтому радиоизлучения приходят к нам от планет, от Луны и Солнца, от звезд, галактик, туманностей. Именно они и называются космическими радиоисточниками.
Радиоастрономия. Изучением космических радиоисточников занимается радиоастрономия. Она зародилась в 1931 г., когда случайно было обнаружено радиоизлучение Млечного Пути. Через 15 лет в созвездии Лебедя нашли первый точечный радиоисточник, невидимую радиозвездочку, и лишь через восемь лет ее удалось увидеть в мощном телескопе. Это, кстати, типичная ситуация — сначала далекий космический объект обнаруживают по радиоизлучению, а затем его уже удается увидеть. А бывает, что и не удается.
Радиотелескопы (РТ). Основной инструмент радиоастрономов — радиотелескоп, он состоит из чувствительного приемника и остронаправленной антенны. Антенна называется «остронаправленной» потому, что улавливает радиоволны только с одного направления, а остальные просто не замечает. Именно поэтому, поворачивая антенну радиотелескопа и как бы ощупывая ею небосвод, удается установить, где именно находится радиоисточник, а иногда и оценить его размеры, различить детали.
Одна из главных характеристик радиотелескопа — его разрешающая способность, т. е., грубо говоря, умение различить близко расположенные источники, не принять их за один источник (рис. 2). Разрешающую способность оценивают в угловых единицах, в градусах, минутах или секундах. Если, например, разрешающая способность телескопа 5' (5 угловых минут), то он видит звездное небо как бы через узкую конусообразную трубку, постепенно расширяющуюся под углом 5' и прикрытую плотным матовым стеклом, — никаких деталей в поле зрения трубки уже различить нельзя. И ясно, что чем тоньше трубка, чем острее угол, под которым она расходится, тем более мелкие детали можно через нее увидеть. Так, скажем, при разрешении 1' с расстояния 1 км можно увидеть световое пятно размером с футбольный мяч, а при разрешении 1" (угловая секунда) обнаружить в нем более яркие или менее яркие участки размером с горошину.
Радиотелескопы, которые мы чаще всего видим на фотографиях, устроены так: большая металлическая чаша-рефлектор собирает радиоволны и концентрирует их в фокусе обычно на высоте в несколько метров (40 % от диаметра) над центром зеркала. Здесь расположен сам воспринимающий элемент, так называемый облучатель, связанный непосредственно со входом приемника (рис. 3).
Разрешающая способность такого радиотелескопа зависит от размеров рефлектора: чем он больше, тем лучше разрешение, тем меньше, острее угол зрения и, значит, более мелкие детали можно рассмотреть (рис. 4). Кроме того, чем больше рефлектор, тем больше энергии он собирает, тем лучше вторая важнейшая характеристика радиотелескопа — его чувствительность, способность улавливать слабые сигналы.
Отсюда вывод: нужно строить радиотелескопы с большими антеннами. Чем больше, тем лучше.
Размеры антенны РТ. Каждая наша земная радиостанция излучает радиосигналы одной частоты, т. е. с одной строго определенной длиной волны. А космический радиоисточник излучает, как правило, очень широкий спектр частот, излучает одновременно на всех волнах всех диапазонов. Образно говоря, берет аккорд, ударяя сразу по всем рояльным клавишам. Радиотелескоп не может услышать весь этот аккорд, он выделяет из него лишь отдельные ноты: есть радиотелескопы средневолновые, они улавливают космические радиоизлучения с длиной волны в сотни метров, есть инструменты метрового диапазона и дециметрового. Ну а телескоп с чашей-рефлектором, как правило, рассчитан на прием сантиметровых или миллиметровых волн.
Желательно вести наблюдение на волнах как можно более коротких, и вот одна из причин — при одних и тех же размерах антенны ее разрешающая способность тем лучше, чем короче принимаемая волна (рис. 5).
Но при этом, чем короче принимаемая волна, тем точнее должен быть изготовлен сам рефлектор, тем меньше он должен деформироваться при поворотах (рис. 9). Так, например, при длине волны 1 см деформации рефлектора даже на 1 мм могут заметно ухудшить характеристики антенны. Вот здесь-то и лежит непримиримое противоречие: чтобы улучшить разрешающую способность радиотелескопа, нужно увеличить антенну и принимать более короткие волны; уменьшая длину принимаемой волны, нужно повышать точность геометрических форм антенны, а точность эта снижается с увеличением размеров антенны.
Вот лучшее, что удалось сегодня достигнуть в создании радиоастрономических инструментов с поворачивающимися рефлекторами: радиотелескоп в Эффельсберге (ФРГ) — диаметр рефлектора D = 100 м, минимальная длина волны к — около 0,8 см.
Кроме того, построены большие телескопы сантиметрового диапазона с неподвижными рефлекторами — в них направление приема можно несколько менять, перемещая облучатель, ну а кроме того, телескоп осматривает небо, вращаясь с Землей. Один из таких инструментов сооружен в кратере потухшего вулкана в Аресибо (Пуэрто-Рико), его данные: D = 300 м, λ = 6 см. Другой гигант с мировым именем — это наш РАТАН-600 (с. 92). Его рефлектором служат сегменты кольца диаметром D = 600 м, образованного металлическими щитами высотой 7,5 м; рабочий диапазон телескопа — λ от 8 мм до 30 см. У лучших из этих инструментов разрешающая способность несколько секунд. Как будто бы неплохо (с расстояния 1 км видна горошина), но даже при таком рекордном разрешении уже на краю нашей Галактики, на расстоянии 50—100 тыс. св. лет, не говоря уже о больших космических расстояниях — миллионах и миллиардах световых лет, радиотелескоп увидел бы нашу Солнечную систему со всеми ее планетами как одно радиопятнышко.
Радиоинтерферометры (РИ). Если собрать два-три радиотелескопа в единую систему, то можно получить значительно лучшую разрешающую способность, чем у отдельного инструмента. Такая система называется интерферометром (с. 96), в ней, по сути дела, с высочайшей точностью учитывают момент прихода радиоволн к каждой антенне и по запаздыванию одного из сигналов вычисляют радиоизображение источника, его размеры. Чем больше база РИ, т. е. чем дальше один РТ от другого, тем легче уловить разность хода, тем выше, лучше разрешение интерферометра. На Земле предельное расстояние между антеннами — 12 тыс. км (диаметр земного шара), на радиоинтерферометрах с такой базой, принимая радиоволны длиной около 1 см, уже удалось получить разрешающую способность 2·10-4 угловой секунды, т. е. 0,2 миллисекунды. Замечательный результат: была бы у нас такая острота зрения, мы увидели бы на Луне предмет размером с ботинок, а на Марсе могли бы рассмотреть детали рельефа размером в несколько километров.
Космический радиотелескоп (КРТ). Главный враг больших телескопов — сила земного тяготения — резко ослабевает по мере удаления от Земли. И поэтому в космосе можно строить большие антенны, в частности, большие рефлекторы, которые не будут деформироваться под действием собственного веса. Можно строить антенны, не расходуя тонны металла, как мы это делаем на Земле, антенны с очень точной геометрией, а значит, пригодные для приема на самых коротких волнах, вплоть до миллиметровых. Один из вариантов большого космического радиотелескопа разрабатывают советские специалисты. Великолепная идея КРТ объединила конструкторов, радистов, специалистов по строительным конструкциям, по космической технике. Рассчитано: диаметр рефлектора можно довести до 10 км, а возможно, и до 20 км; «фигуру» рефлектора можно будет сохранить с такой точностью, которая позволит принимать радиоволны до λ = 1 мм.
Космический радиоинтерферометр (КРИ). Имея два КРТ, можно построить радиоинтерферометр с огромной базой. Можно, например, увезти эти КРТ в две противоположные точки далекой околосолнечной орбиты, куда-нибудь за Марс, и пусть они себе вращаются вокруг Солнца на расстоянии 1–1,5 млрд. км друг от друга (рис. 6). Из двух таких плывущих в космосе антенн может получиться КРИ с гигантской базой и с совершенно уже невероятным разрешением — до 10-10 угловой секунды (10-7 миллисекунды), т. е. в миллион раз — в миллион раз! — лучше нынешних рекордных результатов. Имея оптический прибор с таким разрешением, мы могли бы с Земли рассматривать отдельные песчинки в марсианской пустыне.
