Виктор Комаров - Занимательная астрофизика

Энергия синхротронного излучения распределяется по длинам волн неравномерно. Положение ее максимума на шкале электромагнитных волн зависит от энергии частицы и напряженности магнитного поля. Электроны, разгоняемые в синхротронах и бетатронах до скорости, близкой к световой (такие электроны называются релятивистскими), начинают интенсивно светиться («светящийся» электрон). При тех условиях, которые создаются в земных лабораторных установках, максимум излучения этих релятивистских электронов лежит в оптической части спектра. Такое излучение обладает целым рядом интересных особенностей. Оно сосредоточено в узком конусе, направленном в сторону движения электрона. Чем больше скорость, а следовательно, и энергия электрона, тем этот конус уже, излучение сосредоточено в более остром угле. Релятивистский электрон является как бы микроскопическим, направленно излучающим прожектором.

Межзвездные магнитные поля очень слабы; их напряженность не превышает сотых долей эрстеда. Поэтому радиус витка спирали космического релятивистского электрона, движущегося в таком поле, очень велик, и максимум энергии соответствующего синхротронного излучения попадает в область радиоволн метрового диапазона. Таким образом, в условиях межзвездного пространства релятивистские электроны — это уже не маленькие прожекторы, а крошечные остронаправленные радиоантенны. Совокупное движение релятивистских электронов в Галактике, сопровождающееся радиоизлучением, образует, например, одну из составляющих галактического фона излучения.

Роль синхротронного механизма нетеплового радиоизлучения в космосе, теоретически исследованного главным образом советскими учеными, очень велика. Многие объекты Вселенной, где протекают активные физические процессы, являются источниками энергичных релятивистских частиц, которые, попадая в магнитные поля, порождают интенсивное радиоизлучение.

Освоение радиодиапазона потребовало от астрономов и создания соответствующей приемной аппаратуры. Появились специальные устройства для улавливания и регистрации космических радиоволн — радиотелескопы.

Устройство антенны радиотелескопа в принципе не отличается от устройства отражающего зеркала оптического телескопа-рефлектора, только «радиозеркало» не стеклянное, а металлическое. Как известно, при шлифовке зеркал, предназначенных для собирания света, требуется колоссальная точность. Так, например, теоретически допустимое отклонение от рассчитанной формы для зеркала шестиметрового телескопа составляет всего лишь одну двадцатую долю микрометра. Это объясняется тем, что электромагнитные волны чувствительны к неоднородностям, размеры которых сравнимы с длиной их волны. Поэтому для очень коротких волн, а именно таковы световые лучи, требования, к отражающей поверхности весьма жестки.

Иное дело радиоволны, длина которых значительно больше. При обработке зеркал, которые должны собирать такие волны, — антенн радиотелескопов — вполне можно удовлетвориться и значительно меньшей точностью. Поэтому антенны современных радиотелескопов обладают намного большими размерами, чем зеркала телескопов оптических.

Иногда радиотелескопы строят с неподвижными антеннами, направленными в определенный участок неба. Но, благодаря суточному вращению Земли, через этот участок за 24 часа проходит целая полоса небесной сферы.

Хотя создавать телескопы с неподвижными антеннами и проще, у таких инструментов есть определенные недостатки. С их помощью за сутки можно «просмотреть» лишь узкую полоску неба, в которую заведомо не попадет большая часть радиоисточников, интересующих наблюдателя. Но и те радиоисточники, которые окажутся в этой полоске, будут находиться в зоне приема всего какую-нибудь минуту. А этого явно недостаточно.

Более широкими возможностями обладают радиотелескопы с полноповоротными антеннами, которые можно направлять в любую точку небесной сферы, расположенную в данный момент над горизонтом, и вращать вслед за ее суточным перемещением по небу.

Принцип работы радиотелескопа довольно прост. Электромагнитное излучение, приходящее из космоса, отражается от поверхности приемного «зеркала» радиотелескопа и собирается в его фокусе. В этом месте находится непосредственный «съемник энергии» сфокусированных радиоволн — облучатель: антенна небольших размеров типа хорошо всем знакомого телевизионного приемного диполя.

Но аппаратура для регистрации принятых сигналов достаточно сложна. Она должна обладать очень высокой чувствительностью и создавать минимальные «шумы», мешающие приему слабых сигналов. При ее конструировании используются новейшие достижения радиоэлектроники.

Как уже было отмечено выше, одна из главных задач наблюдательной астрономии — всемерное повышение разрешающей способности инструментов, с помощью которых ведутся наблюдения космических объектов. В этом отношении радиоастрономия на протяжении длительного времени значительно отставала от своей старшей сестры — астрономии оптической.

Из уже знакомой нам формулы, определяющей значение разрешающей способности для данного инструмента и принимаемого излучения, следует, что чем короче длина волны этого излучения, тем легче добиться более высокой степени разрешения.

Разрешающая способность большого оптического телескопа при благоприятных условиях наблюдения — меньше одной секунды дуги. Но поскольку длина световых волн составляет миллионные доли сантиметра, а радиоволн — сантиметры и метры, для получения такого же разрешения с помощью радиотелескопов потребовались бы колоссальные приемные антенны поперечником в сотни километров.

Между тем для изучения структуры космических радиоисточников необходимы гораздо большие разрешения, вплоть до десятых и тысячных долей секунды, а возможно, и еще более высокие.

Чтобы увеличить разрешающую способность радиотелескопов, наблюдения космического объекта ведутся одновременно двумя инструментами, расположенными на большом расстоянии друг от друга. При таких наблюдениях радиоастрономами используется явление интерференции электромагнитных волн.

Наиболее простым радиоастрономическим прибором, работающим на этом принципе, является двухантенный радиоинтерферометр, представляющий собой систему двух радиотелескопов (рис. 2). Сигналы, принятые обеими антеннами, передаются на общее приемное устройство, где они подвергаются совместной обработке и сравнению. Наблюдения на радиоинтерферометре позволяют получать результаты, эквивалентные радионаблюдениям с помощью одной антенны очень больших размеров.