Астрономы наблюдают

Секрет прост. Изготовить зеркало телескопа-рефлектора в техническом отношении несравненно труднее, чем гораздо большее по размерам зеркало радиотелескопа.

Для того чтобы параболическое зеркало давало в своем фокусе достаточно резкое, четкое изображение небесного объекта (неважно, в видимых или невидимых лучах), поверхность зеркала не должна уклоняться от идеальной геометрической поверхности более чем на ¹/₁₀ длины волны собираемого излучения. Такой «допуск» верен как для видимых лучей света, так и для радиоволн. Но для радиоволн ¹/₁₀ длины волны измеряется миллиметрами, а то и сантиметрами, тогда как для лучей видимого света этот допуск ничтожно мал — сотые доли микрона! Как видите, важны не абсолютные размеры шероховатости зеркал, а их отношение к длине волны собираемого излучения.

О том, как трудно создать крупный рефлектор, мы уже говорили. Радиотелескоп с поперечником в десятки метров построить легче. Ведь если даже этот телескоп будет принимать радиоволны с длиной 1,25 см, то шероховатости зеркала не должны по размерам превышать 1 мм — допуск, вполне технически осуществимый.

В некоторых радиотелескопах, рассчитанных на прием радиоволн с длиной, измеряемой многими метрами, зеркала делаются не сплошными, а сетчатыми. Этим значительно уменьшается вес инструмента, и в то же время, если размеры ячеек малы в сравнении с длиной радиоволн, решетчатое зеркало действует как сплошное. Иначе говоря, для радиоволн отверстия в зеркале радиотелескопа, в сущности, являются неощутимыми «неровностями».

Подчеркнем одну замечательную особенность описываемых радиотелескопов — они могут работать на различных длинах волн. Ведь очевидно, что свойство параболических зеркал концентрировать излучение в фокусе не зависит от длины волны этого излучения. Поэтому, меняя облучатель, то есть приемную антенну, можно «настраивать» радиотелескоп на желаемую длину волн. При этом, конечно, требуется изменить частоту радиоприемника.

Чем больше размеры зеркала, тем больше излучения оно собирает. Количество собираемого излучения, очевидно, пропорционально площади зеркала. Значит, чем больше зеркало, тем чувствительнее телескоп, тем более слабые источники излучения удается наблюдать — ведется ли прием на радиоволнах или в лучах видимого света.

Замечательно, что радиотелескопы можно устанавливать в любом пункте страны. Ведь они совсем не зависят от капризов погоды или прозрачности атмосферы. С помощью радиотелескопов можно исследовать Вселенную хоть в проливной дождь!

Борьба с помехами

Нелегко создать сплошное металлическое зеркало поперечником в несколько десятков метров, да еще установить так, чтобы, перемещая зеркало с удивительной плавностью, его можно было нацелить на любой участок неба. Каждое такое творение рук человеческих есть поистине чудо современной техники.

Иногда зеркало радиотелескопа, как уже говорилось, делают очень большим, но неподвижным. При высокой чувствительности подобный радиотелескоп ограничен в своих возможностях — он всегда направлен на одну и ту же точку неба.

Впрочем, и неподвижный телескоп все-таки движется — ведь он находится на поверхности Земли, а земной шар непрерывно и равномерно вращается вокруг своей воображаемой оси. Поэтому в поле зрения неподвижного радиотелескопа постоянно появляются все новые и новые небесные тела, причем наблюдению становится доступным довольно широкий круговой пояс неба. Разумеется, через сутки, когда Земля завершит полный оборот, картины в поле зрения радиотелескопа снова начнут повторяться.

Нечто подобное, как помнит читатель, было и в истории оптической астрономии. В погоне за все более и более крупными рефлекторами астрономы создали наконец таких исполинов, что постоянно перемещать их оказалось технически невозможным. Тогда их укрепляли неподвижно или в лучшем случае создавали устройство, позволяющее рефлектору перемещаться только в вертикальной плоскости. Примером такого неуклюжего исполина может служить знаменитый рефлектор лорда Рисса, названный им Левиафаном.

Уж раз речь пошла о трудностях, нельзя умолчать и о помехах, мешающих радионаблюдениям.

Радиоприемники, присоединенные к антенне радиотелескопа, очень чувствительны. Если, например, к ним просто подключить какой-нибудь проводник, то приемник станет реагировать на беспорядочные тепловые движения электронов в этом проводнике. Яснее говоря, тепловое движение электронов вызывает на концах проводника беспорядочно меняющиеся напряжения, кстати сказать, пропорциональные температуре проводника. В приемнике эти процессы приобретут характер «шумов».

Хотя мощность таких помех от антенного устройства ничтожно мала, они все же, как это ни обидно, подчас в десятки, а иногда и в сотни раз превосходят мощность космического радиоизлучения. Мешают также и шумы, возникающие в самом радиоприемнике при работе его электронных ламп.

Шумы, порожденные аппаратурой, как бы маскируются под космическое радиоизлучение. Они похожи друг на друга и усиливаются в приемнике одновременно. Этим обстоятельством ограничивается чувствительность современных радиотелескопов. Однако с помощью большого усложнения аппаратуры удается зарегистрировать сигналы в сто раз более слабые, чем шумы аппаратуры.

При изучении слабых источников космических радиоволн применяют различные довольно сложные и хитроумные методы и устройства, позволяющие уловить неуловимое. И здесь победа остается в конце концов за человеком. Рост техники радиоастрономических исследований происходит очень бурно, и с каждым годом радиотелескопы становятся все более и более чувствительными.

Впрочем, уже и сейчас чувствительность радиотелескопов вызывает удивление. Если сравнить энергию излучения, воспринимаемую самыми лучшими из современных радиотелескопов, с энергией видимого света, посылаемого звездами, то окажется, что радиотелескопы в сотни раз чувствительнее гигантских телескопов-рефлекторов. Среди всевозможных приемников электромагнитных волн радиотелескопы не имеют себе равных.

О зоркости радиотелескопов

Благодаря сложным оптическим явлениям лучи от звезды, уловленные телескопом, сходятся не в одной точке (фокусе телескопа), а в некоторой небольшой области пространства вблизи фокуса, образуя так называемое фокальное пятно. В этом пятне объектив телескопа конденсирует электромагнитную энергию светила, уловленную телескопом. Если взглянуть в телескоп, звезда покажется нам не точкой, а кружочком с заметным диаметром. Но это не настоящий диск звезды, а лишь ее испорченное изображение, вызванное несовершенством телескопа. Мы видим созданное телескопом фокальное пятно.

Чем больше диаметр объектива телескопа, тем меньше фокальное пятно. Следовательно, большие телескопы обладают и большой «зоркостью». Но последняя зависит еще и от длины волны принимаемого излучения.

Чем меньше длина волны, тем меньше и размеры фокального пятна.

С величиной фокального пятна тесно связана разрешающая способность телескопов. Так называют наименьшее угловое расстояние между двумя источниками излучения, которые данный телескоп дает возможность различить в отдельности. Если, например, в двойной звезде обе звезды так близки на небе друг к другу, что их изображения, создаваемые телескопом, попадают практически внутрь одного фокального пятна, двойная звезда покажется в телескоп одиночной.

Оптические телескопы обладают весьма большой разрешающей способностью. В настоящее время наилучшие из оптических телескопов способны «разделить» двойные звезды с расстоянием между составляющими в 0,1 секунды дуги! Под таким углом виден человеческий волос на расстоянии 30 м.

Радиотелескопы воспринимают весьма длинноволновое излучение. Поэтому фокальное пятно в радиотелескопах огромно. И соответственно разрешающая способность этих инструментов весьма низка. Оказывается, например, что радиотелескоп с диаметром зеркала 5 м при длине радиоизлучения 1 м способен разделить источники излучения, если они отстоят друг от друга больше чем на десять градусов!