Наше место в этом мире
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Исследование Солнечной Системы - Вселенная и Солнечная система
 Исследователи
Изучение Вселенной
Наше место в этом мире

Всеволновая астрономия

Инфракрасная Вселенная

    В 1800 г. Уильям Гершель проделал эксперимент, который открыл "эру невидимого" в астрономии. Ученый решил проверить, одинаково ли греют лучи разных частей спектра. Пропустив пучек солнечного света через призму, он разложил вдоль радужной полоски термометры так, чтобы они освещались лучами разных цветов. А один термометр он поместил за границей цветной полоски, рядом с красным краем спектра. Оказалось, что термометр, на который не попадало никаких видимых лучей, тоже нагревался! Значит, заключил Гершель, помимо видимого излучения есть еще невидимое; он назвал его инфракрасным. Сегодня известно, что инфракрасное излучение занимает обширный участок спектра электромагнитных волн между радиоволнами и красным светом: 1 мм (1000 мкм) до 0,8 мкм. Впрочем, земная атмосфера для большей части инфракрасных лучей непрозрачна (она пропускает лишь излучение в диапазоне 0,75-5 мкм). Главными поглотителями этого излучения являются водяной пар и углекислый газ. Последний - основной виновник разогревания атмосферы вследствие так называемого парникового эффекта.

    Поймать невидимку. В XIX в. для обнаружения инфракрасного излучения астрономы пользовались термопарами - двумя соединенными проволочками из разных металлов. Если место их соединения нагревают ИК-лучи, то на концах проволочек возникнет электродвижущая сила. Измеряя ее, можно узнать интенсивность лучей, попавших на термопару, а по ней - и температуру небесного тела. Именно так в прошлом веке определили температуру поверхности Луны, а затем и планет. Следующим шагом стало создание болометра. Главным элементом этого прибора является зачерненная полоска фольги специального состава, поглощающая ИК-лучи. Электрическое сопротивление фольги меняется при повышении температуры. Измерив это изменение, также можно установить интенсивность падающего на нее излучения. В настоящее время в качестве детекторов с успехом применяют и полупроводниковые кристаллы.
    И все же чувствительность этих приборов остается невысокой, а трудности измерений очень велики. Ведь в инфракрасном диапазоне излучают не только звезды и планеты, но и все предметы вообще, в том числе детали аппаратуры, "забивая" слабый сигнал от небесных тел. Чтобы ослабить эти помехи, аппаратуру охлаждали - сначало "сухим льдом", позднее жидким азотом и наконец жидким гелием. Для уменьшения собственного излучения начали охлаждать и сами детекторы. Только после этого чувствительность аппаратуры стала удовлетворять требованиям астрономов. В качестве собирающих устройств в инфракрасных телескопах используются обычные вогнутые зеркала, как и при оптических наблюдениях. Однако требования к точности обработки отражающей поверхности здесь значительно ниже, поэтому изготовление рефлекторов с диаметрами зеркал 2-4 м особых технических сложностей не представляет. Наблюдения в ИК-лучах можно выполнять при помощи наземных телескопов, установленных высоко в горах, со стратостатов и даже с высотных самолетов. С развитием космической техники наступила очередь телескопов, размещаемых на спутниках. Большое значение имел вывод на околоземную орбиту в 1983 году инфракрасного телескопа IRAS, в котором использовалось охлаждение приемной аппаратуры жидким гелием. Телескоп проработал на орбите год, пока не испарился весь 300-литровый запас гелия. За это время ученым удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной.

Инфракрасное небо
В далеком инфракрасном свете светятся Солнечная система, наша Галактика и Вселенная. Картинка, представленная в условных цветах, является проекцией всего инфракрасного неба. Данные для построения этой картинки собирались в течение нескольких лет спутником по исследованию космического фона (COBE). Слабое свечение в виде голубой буквы S обусловлено зодиакальным светом Солнечной системы, излучением мелких кусочков камней и пыли, расположенных между Солнцем и орбитой Юпитера. Наша Галактика ответственна за яркую полосу света, проходящую по горизонтали. В основном это излучение пыли, находящейся в диске Млечного Пути. Если внимательно присмотреться к картинке, можно разглядеть, что фон не полностью темный. Это означает, что Вселенная слабо светится. За это ответственна пыль, которая осталась после образования звезд.
Инфракрасное небо
ВСЕСТОРОННИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

    Излучение планет. Первыми объектами инфракрасных наблюдений на современной аппаратуре стали планеты Солнечной системы. Начало полетов в космос оживило интерес к проблеме жизни вне Земли. Астрономы принялись настойчиво измерять температуры поверхностей планет и их атмосфер, пытаясь найти благоприятные для жизни условия (разумеется, по земным меркам). Оценки температуры не вселяли особых надежд: 500 °С на Меркурии; -140 ° на Юпитере; - 160 °С на Сатурне. Зато наделало много шума обнаружение американским астрономом Уильямом Синтоном в инфракрасном спектре Марса жвух полос, характерных для углеводов - простейших органических соединений. Казалось, вопрос о жизни на Марсе близок к решению... Однако проверка показала, что открытие полосы имеют не марсианское, а земное происхождение и скорее всего принадлежат парам тяжелой воды в атмосфере Земли. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили уточнить структуру их атмосфер, обнаружить водяной лед на их спутниках. Было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет.
    Новая карта неба. После появления инфракрасных телескопов с 3-4 метровыми объективами астрономы развернули работу по составлению карт неба в инфракрасных лучах. Проводя регулярные обзоры неба, они определяли координаты инфракрасных источников и оценивали энергию приходившего от них излучения. В итоге человек впервые сумел взглянуть на небо в невидимых "тепловых" лучах. Результаты оказались впечатляющими. На инфракрасном небе пропали яркие голубые и белые звезды. Исчезли с неба созвездия Большой Медведицы, Ориона, Кассиопеи, не стало Сириуса, Проциона, Ригеля. Яркие красные звезды - Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран - мало изменились в блеске. Но появились и другие звезды, которых раньше не было видно на небосводе: тусклые темно-красные источники, похожие на тлеющие угольки. Многие из них - даже еще не звезды, а протозвезды, т.е. сгущения межзвездной среды, сжимающиеся под действием собственного тяготения. Это холодные газовые шары, окруженные газопылевыми оболочками. В некоторых из них только начинаются ядерные реакции, характерные для "настоящих" звезд. Не исключено, что одновременно с образованием звезд идет и формирование планетных систем. Именно такие удивительные объекты обнаружены в созвездиях Тельца, Лебедя и Ориона, в том числе в знаменитой туманности Ориона.
    Источником сильного инфракрасного излучения может стать и горячая звезда, если она окружена облаком пыли или пылевым диском. Пыль поглощает коротковолновое и видимое излучение и переизлучает его энергию в инфракрасных лучах. Примером может служить Вега, окруженная диском, от которого исходит мощное ИК-ищлучение.
    Орбитальный телескоп IRAS исследовал излучение центральной области Млечного Пути в длинноволновой части инфракрасного диапазона. То, что центр нашей Галактики испускает ИК-лучи, было известно давно. Еще в 1951 г. советские астрономы первыми получили снимки галактического центра в сравнительно коротковолоновых ИК-лучах. В качестве приемника излучения они использовали техническую новинку того времени - электронно-лучевую трубку, фотокатод который чувствителен к инфракрасным лучам. В результате было обнаружено излучение звезд ядра, видимый свет которых очень сильно поглощается межзвездной пылью. Аппаратура, установленная на IRAS, принимала излучение на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм. В этих лучах светят уже не сами звезды, а пыль вблизи звезд или между ними. IRAS зарегистрировал очень много источников: инфракрасные объекты в ядре нашей Галактики, излучение узкой полосы вдоль Млечного Пути, где концентрируются межзвездный газ и пыль, и большое количество звезд с пылевыми оболочками.
    Более 10 тыс. источников удалось отождествить с внегалактическими объектами: галактиками (преимущественно спиральными) и квазарами. Во многих случаях излучение галактик в инфракрасном диапазоне сравнимо по мощности с наблюдаемыми оптическим излучением или даже превосходит его. В рсновном это излучение связано с молодыли горячими звездами, которые рождаются в непрозрачных (для видимых и ультрафиолетовых лучей) областях галактик и нагревают окружающую их пылевую среду до нескольких десятков кельвинов, из-за чего она начинает светиться в инфракрасном диапазоне. По мощности этого излучения астрономы количественно оценивают темпы образования звезд в галактиках. В некоторых случаях мощность инфракрасного излучения ядер галактик и квазаров оказалась невероятно высокой - сотни миллиардов светимостей Солнца. Механизм образования таких источников еще ждет своего объяснения.

Ультрафиолетовая Вселенная

    Тот, кто хотя бы раз поднимался в горы, знает, что Солнце там гораздо жарче, чем на равнине: оно очень быстро обжигает кожу. В то же время люди, живущие в горах, реже страдают насморком, ангиной и другими простудными заболеваниями. Неужели солнечный свет там чем-то отличается от равнинного? Да, в нем больше ультрафиолетовых лучей, у которых длины волн короче, чем у видимого света. УФ часть спектра охватывает участок с длинами волн от 0,3 до 0,01 мкм. Коротковолновые, или жесткие, УФ лучи, к счастью не проходят через земную атмосферу. В газовой среде, например в межзвездном пространстве, жесткие, энергичные ультрафиолетовые кванты ионизуют атомы различных элементов. При этом энергия кванта передается одному из электронов, и он отрывается от родного атома, отправляясь в "свободное плавание". Нейтральный атом, потеряв электрон, приобретает электрический заряд и превращается в положительный ион. "Сбежавший" электрон может вновь присоединиться к какому-нибудь ионизированнуму атому, тогда последний опять становится нейтральным.
    Газ, образованный не нейтральными атомами, а положительно и отрицательно заряженными частицами, называется плазмой. Плазма проводит электрический ток, и на ее движение очень сильно влияет магнитное поле. Ученые установили, что Вселенная в основном состоит из плазмы. Лишь планеты, межпланетная и межзвездная пыль да газ в холодных "уголках" Вселенной, куда не проникает коротковолновое ионизующее излучение, содержат вещество в иных состояниях.
    Газовые облака, ионизуемые ультрафиолетовым светом горячих звезд, сами становятся мощными источниками излучения. Их именуют светлыми газовыми туманностями или областями ионизованного водорода. Там, где они наблюдаются, можно ожидать присутствие молодых горячих звезд, которые из-за своей высокой температуры излучают большую часть энергии в ультрафиолетовой области спектра. Итак, на УФ излучение природа возложила важную миссию - быть "главным ионизатором" рассеяного вещества.
    Излучение Солнца. В излучении Солнца должно быть довольно много УФ лучей, значительно больше, чем это наблюдается с Земли, поскольку их поглощает земная атмосфера. Запуски беспилотных шаров-зондов, поднимавших на высоту 30 и более километров измерительные приборы и радиопередатчики, показали, что выше 25-28 км температура воздуха растет, достигая максимума на уровне 30-35 км. Еще выше температура снова падает, а интенсивность УФ-лучей увеличивается. Ученые сделали вывод, что на высоте 30-35 км происходит интенсивное поглощение солнечного УФ излучения с образованием озона. Озон очень сильно поглощает лучи с длинами волн короче 0,3 мкм, спасая нас от их опасного воздействия на кожу и органы зрения. Но не только на образование озона расходуется энергия солнечных УФ-лучей.

Ультрафиолетовое небо
Новый этап в изучении распределения жесткого ульрафиолетового излучения начался с запуском в 1992 году космического аппарата EUVE. Карта всего неба в условных цветах, построенная по результатам первых 6-ти месяцев работы. В результате того, что EUVE осуществлял сканирование неба при движении по орбите, изображение состоит из отдельных полос. Научная программа EUVE завершилась в 2001 г. В конечном счете им зарегистрировано около 1000 небесных объектов, включая более 30 внегалак-тических.
ВСЕСТОРОННИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

    Радиоволны,как и все электромагнитные волны, должны распространяться прямолинейно. Значит, поскольку Земля - шар, радиосвязь между Европой и Америкой невозможна? Итальянский радиотехник Гульельмо Маркони осуществил в 1901 г. прямую радиосвязь, раз и навсегда доказав, что радиоволны могут огибать земной шар. Для этого им надо отразиться от какого-то "зеркала", высящего над земной поверхностью на высоте 150-300 км. Таким зеркалом служит ионизованные слои атмосферы, а источником ионизации - ультрафиолетовое излучение Солнца.
    С развитием спутниковой астрономии исследование ультрафиолетового излучения Солнца стало ее обязательным компонентом. Причина ясна: УФ-излучение контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, а следовательно, и условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах. Эта не слишком приятная зависимость от капризов Солнца стала ослабевать лишь в последние десятилетия, с развитием спутниковой связи.
    Космическое оружие. Исследование УФ излучения небесных объектов началось довольно давно - с появлением астрофотографии. Ведь фотоэмульсии чувствительны не только к видимому свету, но и к УФ-излучению. Однако для изучения жесткого, коротковолнового, излучения небесных тел понадобилось вынести приборы за пределы атмосферы. Здесь трудно было ожидать больших сюрпризов. Жесткое УФ-излучение - это "оружие ближнего боя", оно не может распространяться в межзвездной среде на большие расстояния. Его высокая ионизирующая способность приводит к быстрой потере энергии и поглощению космических УФ-квантов газом, который для длинноволнового излучения совершенно прозрачен. Основным межзвездным поглотителем является водород. Он ионизуется УФ-излучение с длинами волн менее 0,0912 мкм. Но его энергия может перейти к более длинноволновым квантам и "высветиться" в эмиссионных линиях, которые испытывают значительно меньшее поглощение и наблюдаются с больших расстояний. Нагретый УФ-квантами газ излучает не только свет, но и радиоволны, поэтому наблюдения межзвездных облаков ионизованного водорода проводятся и в оптическом, и радиодиапазоне. Они позволяют узнать, где находятся далекие источники жестких УФ-лучей и измерить их мощность.
    Источники мощного УФ-излучения не так часто встречаются в космосе. В основном это очень горячие звезды большой светимости с температурой поверхности выше 20-25 тыс. кельвинов. По цвету такие звезды кажутся голубыми или бело-голубыми; типичным примером служит Ригель. Большинство подобных звезд сосредоточены в галактической плоскости, в спиральных ветвях. Их свет сильно ослабляется из-за поглощения газом и пылью, которые тоже сосредоточены в галактической плоскости. Но интерес к ним астрономов велик, поскольку эти звезды молоды: их возраст исчисляется лишь миллионами лет. Впрочем, совсем без неожиданностей все-таки не обошлось. Старые звезды в ядрах и нашей Галактики, и галактики Андромеды, и дальних звездных систем излучают гораздо больше УФ лучей, чем ожидалось. По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. Измерение УФ-излучения звездных систем дает ключ к выяснению их звездного состава.
    Но, пожалуй, наиболее высокую УФ светимость, причем, как правило быстропеременную, имеют активные ядра галактик и квазары. И излучение это исходит не только от горячих звезд. Там имеются незвездные, или, как говорят, нетепловые источники очень большой мощности. Излучение их природы - одна из актуальных задач астрономии.

Рентгеновская Вселенная

    Лучи не знающие преград. В конце XIX в. немецкий физик Вильгельм Рентген открыл невидимые лучи, названные в его честь рентгеновскими. Новые лучи привлекли всеобщее внимание своей проникающей способностью: они свободно проходили через слои бумаги, картона, дерева и даже тонкие листы металла. Ученые установили, что рентгеновские лучи - это электромагнитные колебания с очень малыми длинами волн и большой энергией квантов - от 1000 до десятков тысяч электронвольт. Лучи Рентгена очень скоро стали использовать в медицине и др. отраслях. Казалось, однако, что для астрономии открытие Рентгена не имеет никакого значения. Более или менее мощный поток рентгеновских лучей от небесных светил возможен лишь в том случае, если температура их приближается к миллионам градусов. А таких температур на поверхностях обычных звезд быть не может. И никто даже не предполагал, что прямо над нашими гловами каждый день появляется источник внеземного излучения. Речь идет, конечно, о Солнце.
    Рождение рентгеновской астрономии. Долгое отсутствие каких-либо данных о рентгеновском изучении Солнца объясняется экранирующим действием земной атмосферы, которая поглощает практически все коротковолновое излучение, идущее из космоса. Правда, в 30-х гг. XX в. возникло подозрение, что в нарушениях дальней радиосвязи в дневное время повинно рентгеновское излучение. Считалось, что оно, исходя от внеатмосферного источника, создает дополнительный ионизованный слой в земной атмосфере на высоте около 80 км. Но для доказательства данной гипотезы требовалось вывести приборы за его пределы. Это стало возможным только в послевоенные годы. В конце 40-х гг. детекторы рентгеновских лучей на баллистических ракетах были подняты на высоту более 100 км. С их помощью удалось зарегистрировать рентгеновское излучение, испускаемое при солнечной вспышке. Этот своеобразный "магнитный взрыв" на Солнце сопровождается выбросом частиц высокой энергии - солнечных космических лучей - и мощным импульсом рентгеновского излучения. Кроме того, приборы зафиксировали и диффузное излучение неба в рентгеновских лучах.

Рентгеновское небо
Если бы наши глаза воспринимали рентгеновские лучи, ночное небо показалось бы нам незнакомым и странным. Кванты рентгеновского излучения примерно в 1000 раз энергичнее квантов видимого света. Такие кванты возникают в астрофизической среде с высокой температурой и бурно протекающими процессами. Вместо обычных звезд мы бы увидели небо, заполненное экзотическими двойными системами.
ВСЕСТОРОННИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

    В 60-х гг. были обнаружены два других рентгеновских источника. Один из них оказался связанным с Крабовидной туманностью - газовым остатком сверхновой звезды, второй - со странной звездой в созвездии Скорпиона. В 70-х гг. регулярные наблюдения со специальных искусственных спутников - рентгеновских обсерваторий "Ухуру" и "Эйнштейн" - обогатили картину неба в рентгеновских лучах новыми деталями. Для регистрации космических рентгеновских лучей физики предоставили астрономам большой набор приемных устройств. Сначала применялась фотопленка, похожая на ту, что используется в рентгеновских кабинетах; потом появились счетчики Гейгера; затем газовые, так называемые пропорциональные счетчики и наконец специальные полупроводниковые устройства, способные не только улавливать рентгеновские кванты, но и определять их энергию. Долгое время основным недостатком рентгеновских приемников излучения была низкая разрешающая способность, однако впоследствии использование на рентгеновских обсерваториях специальных металлических зеркал обеспечило угловое разрешение не менее 1".
    Рентгеновское небо. Каталоги, составленные на основе спутниковых наблюдений, включают тысячи космических источников рентгеновского излучения. Сотни из них отождествлены с оптическими объектами. Среди рентгеновских источников немало галактических объектов: остатки сверхновых звезд (в частности, Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар), тесные двойные системы, центральная область (ядро) Галактики. Но многие источники лежат за пределами нашей звездной системы: это другие галактики, как обычные (туманность Андромеды), так и необычные (галактика Дева А из скопления галактик в созвездии Девы). Мощными источниками рентгеновского излучения оказались ядра галактик с признаками высокой активности и квазары, как правило быстро меняющие свою рентгеновскую светимость. В крупных скоплениях галактик в рентгеновских лучах наблюдается также разреженный горячий газ, заполняющий межгалактическое пространство.
     Особенно интересна природа рентгеновских источников, связанных с тесными двойными системами (так называется объединенная взаимным тяготением пара очень близких друг к другу звезд), в которых один компонент - очень компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра), а второй - гигант или сверхгигант. Расстояние между членами пары невелико, поэтому при определенных условиях вещество может активно перетекать со звезды-гиганта на компактную звезду. Оно выпадает на поверхность нейтронной звезды в области магнитных полюсов либо "наматывается" в ее экваториальный плоскости, подобно магнитофонной ленте на катушку, образуя вокруг звезды газовый диск. Так как компактная звезда имеет достаточно большую массу и малые размеры, падающее вещество приобретает огромные скорости - десятки тысяч километров в секунду, сильно уплотняется и разогревается до температуры свыше миллиона градусов. Двойная звезда превращается в мощный источник рентгеновских лучей.
    Если газ падает в область магнитных полюсов нейтронной звезды, то ее быстрое вращение делает принимаемое рентгеновское излучение переменным. Такие источники называются рентгеновскими пульсарами. Их известно несколько десятков. Неспокойным, наполненным бурными событиями, катастрофами и взрывами невиданных масштабов предстает перед нами космос в рентгеновских лучах. Как он не похож на тихий, спокойный почти неизменный мир в видимом свете с безмолвным мерцанием тысяч звезд!

Гамма Вселенная

    Во всех курсах физики - от школьной до университетского - описывается такой эксперимент: свинцовая коробочка с маленьким отверстием... Так были открыты альфа, бета и гамма-лучи. Вскоре выяснилось, что альфа-лучи - это поток ядер гелия, бета-лучи - поток быстрых электронов, а гамма-лучи - родственники света, электромагнитные волны, более короткие, чем рентгеновские, с длинами волн в стотысячные доли микрометра. Если лучи видимого света порождаются атомами, то гамма-лучи - в основном атомными ядрами. Атом способен перейти в возбужденное состояние, поглотив порцию (квант) энергии; вслед за тем, возвращаясь в основное состояние, он испускает свет, образующий те самые линии, которые мы видим в спектроскопе. Точно так же возбужденное, т.е. поглотившее энергию, ядро способно излучать ее, но уже в виде гамма-лучей.

Гамма-небо
Что бы мы увидели, если бы наши глаза были чувствительны к гамма-лучам? В таком случае небо для нас было бы заполнено игристым свечением высокой энергии от экзотических и загадочных объектов Вселенной. В начале 1990-х годов орбитальная обсерватория им. Комптона сделала эту первую карту всего неба в гамма-лучах. Яркие пятна в галактической плоскости справа от центра являются пульсарами - вращающимися замагниченными нейтронными звездами . Над и под плоскостью Галактики видны квазары.
Гамма-небо
ВСЕСТОРОННИЕ НАБЛЮДЕНИЯ

    В полном соответствии с законами квантовой механики гамма-лучи из-за очень малой длинны волны, а следовательно, мощной энергии квантов, гораздо больше похожи по поведению на поток частиц, чем на волны. Гамма-лучи испускаются не только возбужденным атомным ядром. Они могут возникать при столкновении высокоэнергетичных частиц, так называемом комптоновском рассеянии - обмене энергией между обычным излучением и высокоэнергетичными электронами. Их источником является также процесс аннигиляции - превращения пары частица-античастица в гамма-кванты.
    В недрах звезд протекают многочисленные ядерные реакции; в пространстве между звездами с околосветными скоростями проносятся частицы космических лучей; в космосе происходит аннигиляция частиц и античастиц. Значит, должны существовать космические гамма-лучи. Уловить их на поверхности Земли невозможно - мешает атмосфера, мощная броня, которой природа прикрыла нас от космоса. Ученые подсчитали, что для того, чтобы пролететь через земную атмосферу, частицы космических лучей или кванты высокой энергии должны преодолеть такой же по массе слой вещества, какой они прошли по пути через Вселенную на протяжении нескольких миллиардов световых лет! Вот почему гамма-астрономия родилась лишь после того, как детекторы гамма-лучей были подняты сначала на баллонах и ракетах, а потом на космических аппаратах.
    Гамма-фон и гамма-пульсары. Источником гамма-излучения служат частицы сверхвысокой энергии - будь то частицы очень горячего газа с температурой миллиарды градусов или заряженные частицы, разогнанные до невероятно больших скоростей в природных ускорителях. Когда приборы для регистрации гамма-лучей были вынесены в космос, астрономы обнаружили то, что и ожидали, - фоновое гамма-излучение, "размазанное" по небу в полосе, охватывающей Млечный Путь. Это следствие уплощенной структуры нашей Галактики. Гамма-излучение рождается в межзвездной среде, которая в основном сосредоточена в плоской составляющей нашей звездной системы - галактическом диске. Гамма-излучение здесь возникает при столкновении энергичных протонов космических лучей с атомами межзвездного газа. Конечно, часть фонового излучения относится к внегалактическим источникам, однако их доля невелика. Помимо "размазанного" фона четко просматривается яркие пятна - дискретные источники. Чаще всего они наблюдаются вблизи плоскости галактического экватора, и это прямо свидетельствует об их космической близости и принадлежности к нашей Галактике. Часть из источников оказалась связана с пульсарами. Это удалось установить на основании того, что периоды "миганий" пульсаров равны периодам колебаний интенсивности источников гамма-излучения. Самый близкий к нам источник гамма-лучей - Солнце. Гамма-излучение возникает при мощных солнечных вспышках.

Радиоастрономия

    Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны, которые можно принимать с помощью современной техники. Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии - радиоастрономия. Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера, и для его приема необходимо выносить аппаратуру в космос. От изобретения радио до открытия космического радиоизлучения прошло несколько десятилетий. Причина в том, что радиоизлучение космических объектов исключительно слабое, поэтому для его исследования необходимы очень чувствительные приборы и огромные приемные антенны - радиотелескопы.
    Рождение новой науки. Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1932 г. американский инжинер Карл Янский. Он тогда исследовал радиопомехи, мешавшие работе трансатлантического беспроводного телефона. Для этих целей была построена большая однонаправленная антенна: маталлическая рама, закрепленная на поворотном устройстве. Работа велась на волне 14,6 м. Янский быстро выяснил, что треск и щелчки в наушниках, мешавшие связи, были вызваны ближними и дальними грозовыми разрядами. Но кроме этих помех он уловил постоянное негромкое шипение, которое усиливалось и ослабевало с периодом 23 ч 56 мин. Это время равно звездным суткам. Он установил, что "паразитное" радиоизлучение приходит из космоса - от Млечного Пути, причем наибольшая интенсивность его наблюдается в направлении центра нашей Галактики.
    Эпоха открытий. Астрономы и инженеры поняли, что для измерения космического радиоизлучения нужны радиотелескопы гораздо больших размеров, чем антены Янского. Уже в 1947 г. в Великобритании, в университете города Манчестера, был построен неподвижный параболический радиотелескоп диаметром 66 м. В 1950 г. с его помощью удалось зафиксировать слабое радиоизлучение от туманности в созвездии Андромеды. С этих пор и началпсь гонка размеров радиотелескопов. Уже в 50-е гг. для достижения более высокого углового разрешения асторономы стали использовать радиоинтерферометры - системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями. Благодаря этому удалось определить точные координаты радиоисточника Кассиопеи А. Эти открытия, следовавшие одно за другим, обескураживали астрономов. Почему ближайшая галактика излучает в радиодиапазоне в миллион раз меньше энергии, чем далекая галактика в созвездии Лебедя? Уже к концу 50-х гг. стало ясно, что радиоастрономы открыли новую, невидимую Вселенную.

Крупнейшие радиоинтерферометры мира
    Даже у самых больших радиотелескопов угловое разрешение редко бывает лучше 1', что соответствует зоркости невооруженного глаза, в то время как оптические телескопы обеспечивают в сотни раз более высокое разрешение. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры. Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние. Разрешающая сила такой системы определяется уже не диаметром антенны каждого телескопа, а расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра. Современные многоэлементные интерферометры могут состоять из десятков радиотелескопов. Наблюдения источника продолжается много часов. По мере вращения Земли радиотелескопы занимают в пространстве различные положения, как бы заполняя постепенно огромное зеркало воображаемого телескопа. Такие многоэлементные интерферометры называются системами апертурного синтеза.
    Угловое разрешение самой большой в мире системы апертурного синтеза - VLA - составляет около 0,05" на волне 1,3 см, что во много раз превышает возможности любого оптического телескопа на Земле. VLA состоит из 27 полноповоротных 25-метровых радиотелескопов, размещенных в виде Y-образной конфигурации с максимальным расстоянием около 20 км между крайними телескопами. VLA расположена на плато, на высоте 2000 м, в 80 км к западу от города Сокорро в штате Нью-Мехико. Принадлежит VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США - крупнейшему радиоастрономическому центру в мире. Общая собирающая площадь этой системы соответствует параболическому телескопу с диаметром зеркала 120 м. Изображение исследуемого источника строится путем сложной математической обработки записанных сигналов. Даже на самых современных компьютерах получение высококачественного радиоизображения может потребовать несколько сот часов вычислительного времени.
    В Нидерландах с 1970 г. функционирует система, состоящая из 14 радиотелескопов диаметром 25 м, расположенных в направлении восток-запад с максимальным удалением 2,8 км. Наивысшее угловое разрешение составляет 4", а общая собирающая площадь равноценна радиотелескопу диаметром 93,5 м. В Великобритании действует радиоинтерферометр MERLIN. В систему входит семь радиотелескопов, максимальное расстояние между которыми 230 км. Только один из них был построен специально для этой системы, он является копией радиотелескопа VLA; остальные раньше работали по независимой программе. Они были связаны в единую сеть путем передачи сигналов от каждого телескопа в центр корреляции по радиолиниям. Максимальное угловое расширение не уступает VLA и составляет 0,05" на волне 6 см. Под таким углом будет видна монета диаметром 2 см с расстояния почти 100 км!
    В Южном полушарии, в Австралии, с 1990 г. работает система апертурного синтеза, которая называется "Австралийский телескоп - компактная решетка". Система состоит из шести радиотелескопов диаметром 22 м. Они передвигаются по рельсам на расстояния в пределах 3 км. А можно ли удалить звенья интерферометра на тысячи километров друг от друга? Ведь тогда угловое расширение составит тысячные доли секунды. Эта задача также была решена радиоастрономами, а подобная система получила название радиоинтерферометр со сверхдлинной базой (РСДБ). Он объединяет радиотелескопы, находящиеся в разных странах, а иногда и на разных континентах.
    В системах со сверхдлинными базами сигналы, принятые на отдельных радиотелескопах, записываются сначало на магнитную ленту. Лишь через несколько дней или даже недель все записи поступают в центр обработки. В настоящее время работает глобальная сеть РСДБ, объединяющая крупные телескопы Европы, США, Австралии и других стран. В экспериментах иногда участвует более 20 радиотелескопов.

Купить недорого стойки ресепшн.
2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru