Читать онлайн «Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна». Страница 79

100-кратного улучшения чувствительности физикам-экспериментаторам удалось добиться уже к 1949 г., но не методом грубой силы, а с помощью хитрости. Ключом к пониманию этой хитрости может быть аналогия с чем-то совершенно простым и хорошо знакомым. (Это лишь аналогия, фактически, здесь есть небольшой обман, но она дает представление об общей идее.) Мы, люди, можем видеть трехмерность окружающего нас мира, используя только два глаза. Левый глаз видит чуть больше за объектом с левой стороны, а правый немного больше справа. Если мы наклоним голову, мы сможем видеть немного больше за объектом сверху и снизу; а если бы мы могли разнести наши глаза на еще большее расстояние (как это делается с помощью двух кинокамер для съемки стереофильмов с утрированной трехмерностью), мы бы смогли видеть еще больше всего за объектом. Однако наше стереоскопическое видение сильно не улучшилось бы, имей мы огромное количество глаз, полностью покрывающих наши лица. С помощью дополнительных глаз мы бы видели все гораздо отчетливее (имели бы лучшую чувствительность), но немного бы выиграли в трехмерном разрешении.

Километровый телескоп (левая часть рис. 9.2) будет чем-то вроде лица, плотно покрытого глазами. Он будет состоять из километровой тарелки, покрытой листами металла, отражающими и фокусирующими радиоволны на проволочную антенну и приемник. Если мы уберем металлический листы везде кроме нескольких островков свободно рассеянных по поверхности тарелки, это будет то же самое, что убрать все лишние глаза с лица, оставив лишь несколько. В обоих случаях произойдет умеренное ухудшение разрешения, но большая потеря чувствительности. Физикам-экспериментаторам больше всего нужно было улучшение разрешения (им хотелось обнаружить, откуда приходят радиоволны и каков размер источников), а не повышение чувствительности (возможности видеть больше слабых радиоисточников). По-крайней мере, в то время. Поэтому они могли обойтись и пятнистой тарелкой, не полностью покрытой металлом. Чтобы сделать такую пятнистую тарелку, надо было построить сеть маленьких радиотелескопов, связанных проводами с центральной радиоприемной станцией (правая часть рис. 9.2). Каждый маленький телескоп подобен металлическому пятну в большой тарелке, провода, несущие радиосигналы от каждого телескопа к центральной приемной станции, подобны радиолучам, отраженным от пятен большой тарелки, а сама центральная приемная станция, объединяющая сигналы, приходящие по проводам, подобна центральной антенне и приемнику большой тарелки, соединяющим лучи, отраженные от пятен. Такие сети малых телескопов, ставшие главным направлением усилий экспериментаторов, получили название радиоинтерферометров, поскольку принципом их действия является интерферометрия: интерферируя выходные сигналы малых телескопов между собой, центральная приемная станция строит радиокарту или изображение неба.

* * *

С конца 40-х годов, в 50-х и в начале 60-х годов три группы физиков-экспериментаторов (в Джодрелл Бэнка, Кембридже и Австралии) соперничали в создании все более сложных радиоинтерферометров, все большего размера с постоянно улучшаемым разрешением. Первая критическая отметка — стократное улучшение разрешения, достаточное, чтобы заинтересовать оптических астрономов, была пройдена в 1949 г., когда Джон Болтон, Гордон Стенли и Брюс Сли из австралийской группы определили границы ошибок для положения нескольких радиоисточников, не превышающие 10 угловых минут, т. е. они установили области на небе размером в 10 угловых минут, в которых должны лежать радиоисточники. (Десять угловых минут составляют одну треть видимого с Земли поперечника Солнца и, таким образом, это гораздо хуже, чем разрешение, которое дает человеческий глаз в видимом свете, но это замечательное разрешение при работе с радиоволнами.) Когда эти области были исследованы с помощью оптических телескопов, в некоторых случаях, включая и область Cyg А, там ничего особенно яркого, заслуживающего внимания не оказалось. Требовалось еще лучшее разрешение, чтобы выяснить, какие из огромного числа оптически тусклых объектов в заданных границах могут быть источниками радиоволн. В трех из обозначенных границами ошибок областях, однако, оказались чрезвычайно яркие оптические объекты: остатки древней сверхновой и две удаленные галактики.

Как бы ни было трудно для астрофизиков объяснить открытые Янски испускаемые нашей собственной галактикой радиоволны, гораздо труднее было понять, каким образом такие мощные радиосигналы могут посылать отдаленные галактики. Невозможно было поверить в то, что некоторые из самых ярких радиоисточников на небе могут быть настолько удалены (хотя, в конце концов, окажется, что так оно и есть). Поэтому казалось естественным сделать ставку на то (хотя те, кто так считали, окажутся в проигрыше), что каждый из радиосигналов из очерченных областей приходит к нам не из далекой галактики, а от одной из огромного множества оптически слабых, но расположенных поблизости звезд. Только улучшение разрешения позволило бы ответить наверняка. Физики-экспериментаторы продолжали продвигаться вперед, и отдельные астрономы начали с некоторым интересом краем глаза к ним присматриваться.

Летом 1951 г. команда Райля из Кембриджа достигла очередного десятикратного улучшения разрешения, и аспирант Райля Грэм Смит этим воспользовался, чтобы очертить для Cyg А границу погрешности в 1 угловую минуту — область достаточно малая, чтобы в ней размещалось лишь порядка сотни оптических объектов (объектов, наблюдаемых с помощью света). Смит отправил авиапочтой наиболее вероятную оценку и возможную погрешность измерений известному оптическому астроному Вальтеру Бааде из Института Карнеги в Пасадене. (Тому самому Бааде, который семнадцатью годами раньше вместе с Цвикки обнаружил сверхновые и предположил, что они обязаны своей энергией нейтронным дырам, см. главу 5.) Институт Карнеги владел 2.5-метровым (100-дюймовым) оптическим телескопом на горе Вильсон, который оставался крупнейшим в мире, пока Калтех, расположенный ниже по той же улице в Пасадене, не закончил сооружение 5-метрового (200 дюймов) телескопа на горе Паломар. Астрономы Карнеги и Калтеха сообща пользовались этими телескопами. Во время очередной по графику серии наблюдений на 5-метровом паломарском телескопе (рис. 9.3а) Бааде сфотографировал очерченный район, в котором, по словам Смита, лежал Cyg А. Этот участок неба, как и многие другие до этого, ни разу не исследовался с помощью большого оптического телескопа. Когда Бааде проявил фотографию, он едва мог поверить своим глазам. В очерченном районе находился объект, не похожий ни на один из когда-либо наблюдавшихся. Казалось, что это две сталкивающиеся друг с другом галактики (в центре рис. 9.Зг). (Теперь, благодаря наблюдениям 1980-х годов, сделанным с помощью инфракрасных телескопов, мы знаем, что столкновение галактик было оптической иллюзией. На самом деле Cyg А — это одна галактика, а перед ней расположена полоса пылевого облака. Пыль поглощает свет таким образом, что единственная галактика выглядит как две сталкивающиеся.) Всю систему — центральную галактику вместе с радиоисточником впоследствии стали называть радиогалактикой.

В течение двух лет астрономы были уверены что радиоволны возникли при столкновении галактик. Затем 1953-й год преподнес другой сюрприз. Р.С.Дженнисон и М.К. Дас Гупта из группы Ловелла в Джодрелл Бэнк изучали Cyg А с помощью нового интерферометра, состоящего из двух телескопов: одного, закрепленного на земле, а другого, перемещавшегося по окрестностям на грузовике, захватывающего, таким образом, одно за другим большое число «пятен» на «тарелке» воображаемого телескопа с площадью в 4 километра (левая часть рис. 9.2). С помощью этого нового интерферометра (рис. 9.3 б, в) они обнаружили, что радиоволны Cyg А приходят не от «сталкивающихся галактик». Эти радиоизлучающие области, или лепестки, как их обычно называют, показаны в виде прямоугольников на рис. 9.3 г вместе с оптической фотографией «сталкивающихся галактик», полученной Бааде. На рисунке также дана более детальная карта радиоизлучения лепестков, построенная шестнадцатью годами позже с помощью более совершенных интерферометров; эта карта показана с помощью тонких контурных линий, изображающих яркость радиоизлучения, так же как на топографической карте с помощью контурных линий приводится высота местности. Эти контурные картины подтверждают вывод 1953 г., что радиоволны приходят от гигантских лепестков газа с двух сторон от «сталкивающихся галактик». То, как оба этих огромных лепестка могут управляться единственной гигантской черной дырой, будет основным предметом обсуждения этой главы.

* * *

Эти открытия были достаточно поразительны, чтобы возбудить устойчивый сильный интерес оптических астрономов. Джесси Гринштейн был теперь не единственным, кто обращал серьезное внимание на проблему.