Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Поскольку очередной период покрытий пришелся на 1962 г., Хазард зарезервировал время на телескопе имени Паркса. Он и его коллеги отследили три покрытия — 15 апреля, 5 августа и 26 октября. По условиям наблюдений в апреле радиотелескоп смог зарегистрировать лишь выход источника из-за лунного диска в апреле и его заход за лунный диск в октябре. Больше всего информации было получено в августе, когда аппаратура «Паркса» измерила дифракцию радиоволн и на входе, и на выходе, причем сразу на двух частотах (136 и 410 МГц). Очень ценными оказались и наблюдения октябрьского покрытия, которые удалось провести на частотах 410 и 1420 МГц. Поскольку более высокая частота обеспечивала лучшее разрешение, у источника обнаружились не одна, а две излучающие зоны, заметно разнесенные на небосводе. Так что эти данные не только позволили определить положение источника с погрешностью менее одной угловой секунды, но и привели к выявлению его пространственной структуры.

На пальцах объяснить улучшение разрешающей способности телескопа методом лунных покрытий невозможно — нужна серьезная математика. Поэтому ограничусь минимумом сведений. Предельная разрешающая способность телескопа при обычных наблюдениях определяется отношением длины волны излучения к размеру апертуры. Анализ дифракционной картины, возникающей при огибании радиоволнами края лунного диска, обеспечивает разрешение порядка квадратного корня от отношения длины волны к удвоенному расстоянию от Земли до Луны (а это 770 000 км). Это обстоятельство плюс ряд технических приемов, использованных Хазардом, обеспечили разрешение порядка одной угловой секунды.

Хазард и его группа опубликовали свои результаты в марте 1963 г. [39] Hazard, C. et al. Investigation of the Radio Source 3C 273 by the Method of Lunar Occultation // Nature (1963), 197: 1037. Как уже было сказано, они пришли к выводу, что 3С 273 включает два излучающих центра, компоненту А и вчетверо менее яркую компоненту B, разделенные дистанцией примерно в 20 угловых секунд. Компонента А наблюдается как вытянутое ядро поперечником в две секунды, окруженное шестисекундным гало. Компонента B имеет овальное ядро поперечником в половину секунды и гало шириной в семь секунд. Это означает, что излучение компоненты B сильнее сконцентрировано в ее центре, нежели излучение компоненты А. Стоит отметить, что немного раньше французский астрофизик Джеймс Лекё с помощью интерферометрических наблюдений также выявил бинарную структуру 3С 273, хотя не столь детально.

С группой Хазарда сотрудничал Джон Болтон, который участвовал в сооружении телескопа имени Паркса и стал первым директором этой обсерватории. Хазард и не вошедший в число соавторов Болтон сочли полученные результаты настолько важными, что сами доставили их в Сидней, причем во избежание случайностей летели разными рейсами. И им было о чем беспокоиться! Австралийским радиоастрономам впервые удалось детально реконструировать структуру радиоисточника, который предположительно находился на космологической дистанции от нашей Галактики. Предположительно — но все же не наверняка. Истинное расстояние до 3С 273 оставалось неизвестным.

Как это часто бывает даже (впрочем, почему даже?) в науке, прояснению этой ситуации помогли личные связи. 20 августа (то есть задолго до полной расшифровки структуры 3С 273) Болтон ознакомил с собранной информацией голландского астронома Маартена Шмидта, который тремя годами ранее эмигрировал в США и приступил к работе в Калтехе. В своем письме Болтон просил проверить этот участок небосвода на предмет оптической идентификации радиоисточника. Интересно, что в координаты 3С 273, только что вычисленные Хазардом, вкралась ошибка приблизительно в 15 секунд (позже, естественно, она была исправлена), и поэтому в письме Шмидту содержались не вполне точные данные о его местоположении. К счастью, ничего страшного из-за этого не произошло.

Шмидт имел доступ к пятиметровому телескопу Паломарской обсерватории, оснащенному первоклассным спектрографом. До декабря 3С 273 находился чересчур близко к Солнцу, что препятствовало наблюдениям в оптическом диапазоне. В результате Шмидт получил первые фотоснимки и спектрограммы требуемого участка небосвода лишь 27 декабря. В наблюдаемом районе имелась голубая звезда 13-й величины. Рядом с ней можно было разглядеть тонкую светящуюся полоску, которую Шмидт идентифицировал как джет. Ее координаты, как выяснилось позднее, соответствовали положению компоненты B, выявленной группой Хазарда. Эту звездочку астрономы обнаружили на фотопластинках еще в конце XIX в. — конечно, на тогдашних телескопах джета не было видно.

Первые спектрограммы оптического излучения этой звезды (вернее, космического объекта, который приняли за звезду) оказались некачественными, однако 29 декабря Шмидт получил отчетливую картинку. На ней просматривалось несколько полос, не соответствовавших спектральным линиям ни одного из известных элементов. Шмидт убрал фотопластинку в стол и переключился на подготовку к новогодним праздникам.

Кто знает, сколько времени она там пролежала бы, если бы Болтон не предложил опубликовать наблюдения Шмидта в Nature одновременно с работой группы Хазарда. Поэтому 5 или 6 февраля (относительно точной даты источники расходятся) Шмидт вернулся к изучению пластинки. И в этот судьбоносный день он вдруг понял, что три самые узкие и потому хорошо различимые полосы на спектрограмме точно соответствуют трем линиям серии Бальмера, одной из спектральных групп излучения водорода, только сдвинутым на 15,8 % в красную часть спектра (позже выяснилось, что аналогичная интерпретация годится и для трех менее четких полос). Это была первостатейная сенсация!

Шмидт немедленно поделился своими выводами с профессором астрофизики Джесси Гринстайном, который в то время занимался изучением радиоисточника 3С 48, и с профессором астрономии Джоном Беверли Оуком, чьи кабинеты были расположены рядом. Весь остаток рабочего дня они пытались найти другие объяснения странного спектра, но из этого ничего не вышло. По ходу беседы Гринстайн показал коллегам незаконченную статью о 3С 48. К ней были приложены сделанные Гринстайном и другим калтеховским профессором астрономии Гвидо Мюнхом спектрограммы уже упоминавшегося оптического источника 16-й величины, расположенного по соседству. На этих спектрограммах, как и на снимках объекта 3С 273, наблюдались линии, которые никак не получалось идентифицировать. После недолгого мозгового штурма ученые пришли к выводу, что эти линии тождественны спектральным линиям ионов магния, неона и кислорода, сдвинутым к красной границе спектра аж на 37 %. Гринстайн предложил коллегам немедленно выпить за свои потрясающие открытия, что и было сделано.