Читать онлайн «Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна». Страница 84

Исполненный энтузиазма относительно работ Ребера, Гринштейн попробовал, спустя несколько лет взять его в Университет Чикаго. «Университет ни цента не хотел тратить на радиоастрономию», — вспоминает он. Директор Университетской Йеркесской обсерватории Отто Струве согласился взять Ребера на место исследователя, но при условии, что деньги в оплату его работы и в поддержку исследований будут идти из Вашингтона. Однако Ребер «был независимым малым», — говорит Гринштейн. Он отказывался подробно объяснять бюрократам, как будут потрачены деньги на новые телескопы. Дело провалилось.

Тем временем закончилась вторая мировая война, и ученые, занимавшиеся военно-технической деятельностью, начали искать для себя новые поприща. Среди них были и физики-экспериментаторы, разрабатывавшие во время войны радары для слежения за вражескими самолетами. Поскольку работа радара основана на посылке радиоволн передатчиком, подобным радиотелескопу, отражении радиоволн от самолета и приеме вернувшихся волн, эти физики-экспериментаторы идеально подходили, чтобы дать жизнь новой области — радиоастрономии, и многим из них не терпелось взяться за дело, ведь это была интересная огромная техническая задача, и интеллектуальный выход выглядел многообещающим. Среди многих, приложивших руку к этой проблеме, три группы быстро заняли доминирующее положение: группа Бернарда Ловелла в Джодрелл Бэнк, Манчестерского университета в Англии; группа Мартина Райля из Кембриджского университета в Англии и объединенная группа Дж. Л. Поуси и Джона Болтона в Австралии. В Америке было мало усилий, заслуживающих упоминания; Грот Ребер продолжал свои радиоастрономические исследования практически в одиночестве.

Оптические астрономы (т. е. астрономы, изучающие небо с помощью света [91], единственный тип астрономов, существовавший в те дни) почти не обратили внимания на лихорадочную деятельность физиков-экспериментаторов. Они будут оставаться равнодушными, пока радиотелескопы не будут в состоянии измерять положение источника на небе с такой точностью, чтобы можно было судить, какой светящийся объект излучает радиоволны. Это потребовало 100-кратного увеличения разрешения по сравнению с достигнутой Ребером, т. е. 100-кратного улучшения точности, с которой измеряются положение, размер и форма радиоисточников. Подобное улучшение было непростой задачей. Оптический телескоп или даже невооруженный человеческий глаз может легко достичь хорошего разрешения, поскольку волны, с которыми он «работает» (световые), имеют очень малую длину волны, меньше чем 10^-6 метра. И наоборот, ухо человека не может очень точно определить, откуда исходит звук, поскольку звуковые волны имеют большую длину волны, около метра. Точно так же и радиоволны метрового размера дают плохое разрешение до тех пор, пока вы не будете использовать телескоп размерами во много раз больший метра. Телескоп Ребера был не слишком велик, и поэтому имел скромное разрешение. Чтобы достичь 100-кратного улучшения разрешения, нужен был телескоп в 100 раз большего размера, примерно в 1 км, и/или использование более коротковолнового радиоизлучения с длиной волны несколько сантиметров вместо одного метра.

9.2. Принцип работы радиоинтерферометра. Слева: Чтобы получить хорошее угловое разрешение, нужен огромный, размером порядка 1 км, радиотелескоп. Однако при этом оказывается достаточным, чтобы лишь несколько пятен на тарелке были действительно покрыты металлом и отражали радиоволны. Справа: Вовсе не обязательно, чтобы радиоволны, отраженные от таких пятен, фокусировались на антенне и приемнике в центре огромной антенны. Каждое пятно может фокусировать свои радиоволны на своей антенне и приемнике, а результирующие радиосигналы ото всех приемников могут быть затем по проводам переданы на центральную приемную станцию, где они объединяются таким же образом, как и в случае приемника гигантского телескопа. В результате получается сеть маленьких радиотелескопов со связанными и объединенными выходами — радиоинтерферометр

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.