Ключи от неба

Вестники далеких миров. В своем путешествии сквозь века, начав с дебрей темноты и суеверий, мы переступили порог XX века. Он еще не закончился. И тем более примечательно, что едва ли не основные сведения о строении и эволюции окружающего нас звездного мира были получены совсем недавно, буквально в последние 50—30 лет... Сегодня астрономы уже имеют четкие ответы на вопросы о масштабах окружающего нас мира звезд и галактик, знают, что представляют собой звезды и Солнце как одна из них, какие процессы происходят в их недрах, какие законы управляют их развитием.

Чаще всего мы даже не отдаем себе отчет в том, сколь огромны расстояния до объектов, о природе и строении которых так спокойно говорим, читаем и пишем. Десятки, сотни тысяч, миллионы и миллиарды лет движутся световые лучи в пространстве Вселенной раньше чем они попадут в телескоп наблюдателя на Земле. И разве не удивительно то, что, улавливая и анализируя эти слабые световые потоки, астрономы определяют расстояния до далеких светил и их систем так, как будто измерили их своими шагами; говорят о температуре их поверхностей, как будто побывали на них; взвешивают их так, как будто укладывали их на огромные весы; рассказывают о строении звездных недр, как будто им удалось пробуравить каждую звезду до самого ее центра; устанавливают химический состав звездных атмосфер, как будто удалось уже на сверхскоростной ракете приблизиться к той или другой звезде и зачерпнуть крупицу вещества ее атмосферы и, наконец, строят схемы развития звезд и галактик на протяжении миллиардов лет, как будто хотя бы один из них проследил за изменением важнейших характеристик этих объектов хотя бы на протяжении нескольких сотен лет...

Ничего этого, конечно, нет. До последнего времени астрономические наблюдения проводились с поверхности Земли, «со дна воздушного океана», как принято образно говорить, и единственным источником информации для астрономов были слабые световые потоки, идущие от далеких небесных светил. Для этого и необходимы телескопы. Но уловить луч света — это лишь начало. Могучим оружием в исследовании Вселенной стал для астрономов спектральный анализ — изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвинулись бы с места ни на шаг, если бы они не знали, как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты.

Вестником далеких звездных и галактических миров являются фотоны — кванты света, частицы, движущиеся со скоростью c = 300 000 км/с. Как известно, каждый фотон переносит определенную порцию энергии в ε = hv, где v — частота, h = 6,62·10⁻²⁷ эрг·с — постоянная Планка. Именно Макс Планк (1858—1947), немецкий физик-теоретик, в 1900 г. предположил, что излучение электромагнитных волн происходит определенными порциями. Конкретизируя это представление, один из создателей современной физики Альберт Эйнштейн (1879—1955) в 1905 г. пришел к выводу, что многие физические явления, в том числе фотоэффект, «лучше объясняются предположением, что энергия света распределяется по пространству дискретно». Планк вывел формулу, по которой при заданной температуре абсолютно черного тела (это представление-идеализация и сейчас используется в астрофизике) можно рассчитать величину интенсивности излучения в зависимости от частоты v. Конечно же, совершенно нельзя представить себе современную астрофизику без теории атома Бора, конкретизированной квантовой механикой. В 1920—1921 гг. на ее основе индийский физик Мегнад Саха (1893—1956) разработал теорию ионизации газов, благодаря чему стало возможным объяснение спектральной последовательности...

Механизм образования спектральных серий читателю, конечно, известен. Но, как оказалось, природа исключительно богата в своих проявлениях. Так, в 1950 г. советский ученый А.Я. Киппер (1907—1984) открыл возможность излучения не одного, а двух фотонов при переходе электрона в атоме водорода со второго на первый энергетический уровень. Эта возможность реализуется в газовых туманностях.

В 1945 г. нидерландский астроном Хендрик ван де Хюлст (род. 1918 г.) предсказал принципиальную возможность наблюдения линии водорода λ = 21,11 см (ν = 1420,4 МГц), возникающей при переориентации спинов электронов в атомах нейтрального водорода (так называемые переходы между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома водорода). В 1949 г. советский астрофизик И.С. Шкловский (1916—1985) рассчитал вероятность такого перехода и соответствующую ему интенсивность излучения (речь идет о так называемых запрещенных переходах, вероятность которых в 10²³ раза меньше, чем вероятность перехода электрона со второго уровня на первый! Поэтому они могут осуществляться лишь в условиях исключительной разреженности водорода, а такое состояние как раз и характерно для межзвездной среды и газовых туманностей). Через два года излучение межзвездного водорода было зарегистрировано Х. Юином и Э. Парселлом (Англия), а также К. Мюллером и Я. Оортом (Нидерланды). Исследование в линии 21 см дало очень ценные сведения о структуре нашей Галактики и ее вращении, о распределении в ней межзвездного газа и т. д.

В 1952 г. Дж. Вилд (США) и в 1959 г. Н.С. Кардашев (СССР) отметили принципиальную возможность наблюдать переходы электронов между двумя близкими высокими уровнями атома водорода (например, переход с уровня n = 100 на n = 99; при n > 28 излученные линии находятся в радиодиапазоне). Осуществляются такие переходы в случае исключительной разреженности среды. Регистрация излучения водорода в упомянутых линиях, так же как и в линии λ = 21 см, дает важные сведения о распределении, температуре, скоростях и других его параметрах в Галактике.

Пока здесь шла речь об излучении атомов. Но еще в 1949 г. И.С. Шкловский высказал предположение о том, что присутствующие в межзвездном пространстве молекулы OH, CH и др. также излучают радиоволны, которые можно улавливать с помощью уже существующей техники. Он же показал, что, в частности, молекула OH излучает (и, конечно, поглощает) в линиях 17,24, 18,0, 18,01 и 18,57 см. Четыре года спустя, в конце 1963 г., сотрудники Массачусетского технологического института С. Вайнреб, А. Баррет, М. Микс и Дж. Генри (США) обнаружили в спектре радиоисточника Кассиопея A (с. 292) две линии поглощения молекулы OH. Это было доказательством существования молекул в межзвездной среде, сегодня же их обнаружено более 50, а уже в 1965 г. в Галактике обнаружены области, интенсивно излучающие в линиях OH и др., — космические мазеры (с. 282).

Нетепловое излучение. Описанное выше излучение атомов и молекул в непрерывном спектре и в отдельных спектральных линиях называется тепловым. В данном случае излучающие частицы распределены по скоростям в соответствии с известной формулой Максвелла. Зависимость же излучения в непрерывном спектре от частоты (по крайней мере — в «нулевом приближении») описывается уже упоминавшейся формулой Планка, из которой для радиодиапазона (где hν ≪ kT, k — постоянная Больцмана) следует формула Рэлея — Джинса: Iν = (2kν²)/c² T. Как видим, здесь интенсивность теплового излучения прямо пропорциональна квадрату частоты.

Но, как оказалось, в природе реализуются и другие варианты рождения электромагнитных волн — действуют нетепловые механизмы. Это прежде всего магнитотормозной, или синхротронный механизм и возбуждение плазменных колебаний, переходящих в электромагнитное излучение. Синхротронное излучение возникает при движении электронов, скорость которых близка к скорости света (т. е. релятивистских электронов), поперек магнитных силовых линий. И как только в 1942 г. американский радиоинженер Гроут Рёбер (род. 1911 г.) составил первую радиокарту неба, возник вопрос о природе этого космического радиоизлучения. В 1950 г. Х. Альвен и Н. Герлофсон (Швеция) и независимо от них К. Киппенхойер (ФРГ) пришли к выводу, что источниками упомянутого излучения могут быть релятивистские электроны, движущиеся в межзвездных магнитных полях. Теория синхротронного излучения была развита в 1950—1953 гг. советскими физиками В.Л. Гинзбургом, Г.Г. Гетманцевым и М.И. Фрадкиным. Они получили зависимость интенсивности излучения от частоты: I_ν ∼ ν^−α причем для большинства реальных источников синхротронного излучения α ≈ 5—0,8; с увеличением частоты интенсивность излучения уменьшается.

А ведь если бы это свечение не было замечено раньше в земных условиях на ускорителях элементарных частиц (электронов), вряд ли так быстро была бы разгадана его природа, и сколько самых невероятных предположений о физической природе галактической среды и отдельных космических объектов было бы построено! Таким образом, мы еще раз убеждаемся, что истинным ключом к познанию тайн далекой Вселенной является правильная теория...

Механизм плазменных колебаний был предложен И.С. Шкловским в 1946 г. для объяснения всплесков радиоизлучения Солнца. В 1958 г. В.Л. Гинзбург и В.В. Железняков, а в 1959 г. Е. Паркер (США) подробно рассмотрели вопрос о возбуждении колебаний плазмы потоком электронов, движущихся через корону. Год спустя нидерландский астроном Корнелис де Ягер более детально проанализировал возможности применения теории к явлениям на Солнце.

Как оказалось, при изучении природы источников радиоизлучения (впрочем, и излучающих в других диапазонах) следует учитывать возможное изменение частоты электромагнитных волн на релятивистских электронах, т. е. эффект Комптона. Напомним, что эффект этот был открыт в 1923 г. американским физиком Артуром Холли Комптоном (1892—1962) как эффект уменьшения частоты рентгеновского излучения вследствие его рассеяния на электронах вещества. В космическом же пространстве, по-видимому, происходит обратное — существенное увеличение частоты фотона при его столкновении с релятивистским электроном. Эффект этот приводил бы к тому, что если только на пути фотонов света имеется облако релятивистских электронов, то вместо, скажем, слабого источника радиоизлучения наблюдатель регистрировал бы мощный источник рентгеновского излучений...

И, наконец, в 1945 г. В.Л. Гинзбург (род. 1916 г.) и И.М. Франк (род. 1908 г.) (СССР) опубликовали результаты исследований перехода электрического заряда через границу двух сред (например, электрона из вакуума в пылевую частицу, а затем из частицы в вакуум). Было отмечено, что при этом происходит перестройка создаваемого зарядом электромагнитного поля и возникает электромагнитное переходное излучение.

К гигантам XX века. Развитие современной астрономии немыслимо без мощных телескопов. Путь же к их созданию был длинным и нелегким.

Как мы уже видели, из-за хроматической аберрации телескопы-рефракторы в XVII в. приходилось делать длиннофокусными, и управлять этими «воздушными трубами» было крайне тяжело. Поэтому главным инструментом на протяжении всего XVIII в. у астрономов был рефлектор, зеркало которого изготавливалось из металла. В XIX в. строители телескопов научились изготовлять двухлинзовые ахроматические объективы (т. е. с исправленной хроматической и частично сферической аберрацией), и число крупных рефракторов быстро возрастало. Оказалось, однако, что возможности здесь весьма ограничены. Так, Альван Кларк с двумя своими сыновьями сумел изготовить 66-сантиметровый объектив для Вашингтонской обсерватории (1873 г.), 76-сантиметровый — для Пулковской (1885 г.), 91-сантиметровый — для Ликской (1888 г.) и уже его сыновья отшлифовали 102-сантиметровый объектив для Йеркской обсерватории (1896 г.). Отлить заготовку для рефрактора Ликской обсерватории удалось лишь с 19-й попытки... Йеркский же объектив так и остался до сих пор крупнейшим. Ведь в трубе телескопа объектив крепится за тонкие края, линзы же тяжелы и от собственной тяжести прогибаются...

Между тем в 1856 г. Ю. Либих (Германия) изобрел химический способ серебрения стеклянных зеркал астрономических рефлекторов. С того времени началась новая эра в телескопостроении. Среди крупнейших инструментов XIX в. наибольшую известность имеет 91-сантиметровый рефлектор Ликской обсерватории, изготовленный в Англии в 1879 г. и подаренный любителем астрономии Э. Кросслеем упомянутой обсерватории в 1895 г. Кстати, первым директором этой обсерватории был крупный американский астроном Джордж Эллери Хэйл (1868—1938). Это он (почти так же, как описано в книге Т. Драйзера «Финансист») уговорил чикагского трамвайного магната Ч. Йеркса финансировать строительство упомянутого 91-сантиметрового рефрактора. Позже, в 1904 г. Хэйл начал строительство обсерватории Маунт Вилсон, директором которой он был до 1923 г. (позже — почетным директором). На этой обсерватории в 1908 г. был уже установлен 150-сантиметровый рефлектор, стеклянный диск которого был изготовлен во Франции, шлифовку же зеркала осуществил Джордж Уиллис Ричи (1864—1945). Дальше мы процитируем П.В. Щеглова:

«Экспозиции на 150-сантиметровом телескопе на несовершенных фотопластинках начала века достигали 10—15 часов. Каждые 1,5 ч Ричи вынимал кассету и заново фокусировал телескоп — из-за остывания изготовленного из стекла зеркала фокус постепенно менялся.

Днем зеркало охлаждали с помощью специального холодильника (что было в 1910 г. известным новшеством), а башню закрывали брезентовым балдахином для того, чтобы не дать телескопу нагреться. Дрожание изображения компенсировалось смещением кассеты; путем длительной тренировки Ричи удавалось выполнять до четырех коррекций в секунду (каждой рукой). Имелся тренажер, на котором он днем совершенствовал свое искусство. В зубах наблюдатель держал электроконтакт, который позволял быстро закрыть затвор кассеты в момент ухудшения изображений»...¹

Таков «легкий хлеб» астронома-наблюдателя!

Следующим был 2,5-метровый телескоп той же обсерватории. Диск также был заказан во Франции, шлифовал зеркало Ричи. И вот что об этом рассказывает П.В. Щеглов: «Ричи начал обработку, которая затянулась на 6 лет, — существовало опасение, что диск лопнет на станке. Нервное напряжение в оптической мастерской было столь велико, что Ричи испортил отношения с большинством обсерваторских астрономов, а один из его помощников даже лишился рассудка»... 2,5-метровый телескоп был введен в действие в начале 1918 г. На протяжении 65 лет на нем был получен огромный материал, в частности известным американским астрономом Эдвином Поуэллом Хабблом (1889—1953). В 1984 г., однако, было принято решение «отправить его на заслуженный (вполне!) отдых»... По сравнению с телескопами «нового поколения» он уже оказался «нерентабельным».

Закончив создание 2,5-метрового, Хэйл сразу же начал усилия по созданию более крупного инструмента. Решено было изготовить из кварца зеркало с диаметром в пять метров. К 1931 г. работы были заброшены, через два года они возобновились, но уже в новом варианте: диск было решено изготовлять из пирекса и для облегчения веса с тыльной стороны сделать ребристым. В первой отливке один из выступов на дне формы оторвался и всплыл, испортив заготовку. Вторая (декабрь 1934 г.) была удачной. Весной 1936 г. диск был переправлен к месту обработки, которую выполнил оптик М. Браун. В октябре 1947 г. зеркало было доставлено на Паломарскую обсерваторию, а 12 декабря 1949 г. телескоп, получивший имя Хэйла, вступил в строй.

В СССР большую роль в развитии отечественного телескопостроения сыграли работы выдающихся оптиков и конструкторов Д.Д. Максутова (1896—1964) и Н.Г. Пономарева (1900—1942), а также Б.К. Иоаннисиани (род. 1911 г.). Были построены по схеме Д.Д. Максутова два крупных менисковых телескопа: 50-сантиметровый для Алма-Атинской обсерватории (1950 г.) и 70-сантиметровый для Абастуманской (1955 г.). В 1954 г. было принято решение изготовить силами отечественной промышленности телескоп с диаметром зеркала 2,6 м. Работа была блестяще выполнена под руководством Б.К. Иоаннисиани: 2,6-метровый рефлектор, получивший имя советского астронома Г.А. Шайна (1892—1956), в 1961 г. установлен на Крымской обсерватории. В 1976 г. его дубликат начал свою работу в Бюраканской обсерватории АН АрмССР.

В 1960 г. в СССР был утвержден эскизный проект 6-метрового рефлектора. Заготовка зеркала была отлита на Лыткаринском заводе оптического стекла, масса готового зеркала 42,7 т, на его тыльной стороне имеется 66 углублений для облегчения веса. Заслуживает упоминания тот факт, что отжиг 70-тонной заготовки продолжался 2 года и 6 суток (температура понижалась со скоростью 0,03 К в час). Далее грубая обработка заготовки заняла 1 год и 4,5 месяца. Как отмечает П.В. Щеглов, за это время с помощью алмазного инструмента было удалено более 23 т стекла (израсходовано 12 000 карат естественного алмаза). В 1968 г. была закончена шлифовка, а в середине 1974 г. — полировка зеркала. В следующем, 1975 г., 6-метровый телескоп уже был введен в действие. В отличие от всех предыдущих он установлен не на параллактической, а на азимутальной монтировке (рис. 59). Управление телескопом осуществляется с помощью ЭВМ.

Осталось напомнить, что в 1929 г. Д. Стронг (США) изобрел способ алюминирования зеркал распылением в вакууме. Алюминиевый слой прочнее серебряного, очищается мытьем простой губкой (тогда как к серебряному практически нельзя прикасаться) и, что очень существенно, гораздо лучше отражает ультрафиолетовые лучи. Поэтому примерно в 1934 г. у крупных телескопов мира была произведена замена серебряного покрытия на алюминиевое. Сегодня серебрятся зеркала лишь небольших любительских телескопов.

В 1973 г. на обсерватории Китт Пик (США) был установлен первый телескоп «третьего поколения» — рефлектор системы Ричи — Кретьена с диаметром зеркала 381 см. «Старые» параболические рефлекторы обладают крупным недостатком — крайне малым размером рабочего поля (у 5-метрового оно составляет всего 2,5′, у 6-метрового 2′; для его увеличения примерно в десять раз — устранения аберрации комы используются специальные корректоры). Система Ричи — Кретьена такая же, как и кассегреновская, однако главное зеркало делается гиперболоидом вращения, это позволяет исправить сферическую аберрацию и кому, увеличить поле зрения инструмента в несколько раз и существенно уменьшить размеры телескопа. В 1975 г. установлен 3,9-метровый англо-австралийский телескоп этого типа в обсерватории Сайдинг Спринг (Австралия), в 1976 г. — 3,6-метровый западноевропейский и 4-метровый телескоп США в Чили, в 1979 г. — английский на о. Гавайи, в 1986 г. — 4,2-метровый английский на о. Пальма.

Рис. 59. Крупнейший в мире 6-метровый телескоп на азимутальной монтировке

Сейчас проектируются телескопы «четвертого поколения». Вероятно, это будут многозеркальные инструменты, варианты которых существуют самые разнообразные².

До сих пор речь шла о «звездных» телескопах. Большая яркость Солнца позволяет строить крупные (длиннофокусные) инструменты, дающие его изображение в большом масштабе. Обычно используются горизонтальные или вертикальные солнечные телескопы. Вертикальный, или башенный (тауэр) телескоп был изобретен Хэйлом и в 1908 г. установлен в обсерватории Маунт Вилсон (фокусное расстояние главного зеркала f = 18 м). Четыре года спустя Хэйл в той же обсерватории построил 45-метровый башенный телескоп.

В 1939 г. в Пулковской обсерватории Н.Г. Пономаревым был построен горизонтальный солнечный телескоп, размещавшийся вдоль меридиана в павильоне длиной 25 м. Один из крупнейших башенных телескопов мира построен под руководством А.Б. Северного (род. 1913 г.) в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Здесь можно видеть изображение Солнца диаметром 70 см.

Вспомогательные инструменты и методы. Телескоп собирает слабые световые потоки, идущие от далеких объектов, в фокальной плоскости. Их следует зафиксировать или непосредственно оценить в определенной шкале. Как уже отмечалось, с середины XIX в. для этого с большим успехом используется фотографический метод.

Но уже в 1910 г. Д. Стеббинс (США) провел первые фотоэлектрические наблюдения с селеновым фотоэлементом. С середины 40-х годов в астрономии используются фотоэлектронные приемники излучения (фотоумножители). А сегодня этим методом выполняется примерно половина всех астрономических наблюдений.

В середине XX в. появляются приборы фотоэлектронного изображения. Так, французский астроном Андре Лаллеман (род. 1904 г.) в 1951 г. создал электронную камеру, с помощью которой удается в 30—40-раз уменьшить экспозицию при фотографировании слабых объектов или их спектров. Немногим ранее, в 1949 г., началось использование электронно-оптических преобразователей (ЭОП). Тогда же сделаны первые попытки наблюдать астрономические объекты с помощью телевизионных систем.

С начала 70-х годов в астрономии используются твердотельные приемники излучения, действие которых основано на присущем всем полупроводникам явлении внутреннего фотоэффекта. Это приборы с инжекцией заряда (ПЗИ), приборы с зарядовой связью (ПЗС) и фотодиодные матрицы с индивидуальным подключением диодов (ретиконы). Возможности этих приемников излучения во всех отношениях поистине фантастические...

Весьма полезными оказались светофильтры. Их использовал уже в 1909 г. советский астроном Г.А. Тихов (1875—1960) при изучении поверхности Марса. В 1953 г. Х. Джонсон и У. Морган (США) предложили систему трех светофильтров — ультрафиолетового (U), синего (B) и желтого (V) — трехцветную систему UBV. С 1959 г. она постепенно расширяется в инфракрасную область спектра.

В 1932 г. американский инженер Карл Янский (1905—1950) открыл космическое радиоизлучение, источник которого он в 1933 г. отождествил с Млечным Путем, а два года спустя указал более точную локализацию — центральная часть Млечного Пути. Несколько позже, в 1944 г., Г. Рёбер сообщил об открытии радиоизлучения Солнца. Сегодня радиоастрономия — едва ли не самая важная составная часть астрономии. Уже построены крупные радиотелескопы с диаметром зеркал до 100 м (неподвижное зеркало, установленное в кратере потухшего вулкана на острове Пуэрто-Рико, имеет диаметр 305 м). В 1977 г. в СССР вступил в строй многоэлементный радиотелескоп РАТАН-600, состоящий из 895 отдельных прямоугольных зеркал, общая площадь которых эквивалентна 130-метровому параболоиду. Разработаны методы межконтинентальной радиоинтерферометрии.

Еще в прошлом веке были сделаны попытки поднять инструменты как можно выше над плотными слоями земной атмосферы. Первым было наблюдение Солнца во время его затмения с воздушного шара, осуществленное русским ученым Д.И. Менделеевым (1834—1907) в 1887 г. Позже, поднимаясь на воздушных шарах, астрономы проводили фотографирование поверхности Солнца, его спектра, наблюдали кометы и метеоры.

Начиная с 1951 г. французский астроном Одуэн Дольфюс (род. 1924 г.) совершил несколько высотных полетов и провел важные исследования небесных тел. Так, в 1954 г. он поднялся на высоту 7 км и с помощью 28-сантиметрового телескопа измерил количество водяного пара в атмосфере Марса. В 1969 г. он побывал на высоте 13 км, сфотографировал спектр Венеры и обнаружил в составе ее атмосферы водяные пары. Практикуется запуск стратостатов с астрономическими приборами без человека на борту. Так, Мартин Шварцшильд (род. 1912 г., США) в 1957 г. начал серию запусков стратостатов, причем «Стратоскоп-2» поднялся на высоту 24 км с управляемым по радио 90-сантиметровым телескопом. В 1966 г. была запущена в стратосферу созданная под руководством тогдашнего директора Пулковской обсерватории В.А. Крата (1911—1983) первая советская стратосферная обсерватория, на борту которой был инструмент с диаметром зеркала в 1 м.

С 1946 г. производятся запуски ракет в верхнюю стратосферу. Этим путем в 1948 г. было зарегистрировано рентгеновское излучение Солнца.

Однако подлинная революция в астрономии произошла после 1957 г. — года запуска в СССР первых в мире двух искусственных спутников Земли. На орбиту вокруг Земли и в мировое пространство к Луне и планетам Солнечной системы неоднократно были направлены космические аппараты с самой разнообразной приемной техникой. Подробности читатель может найти в книге Е.И. Москаленко «Методы внеатмосферной астрономии» (М.: Наука, 1984).

Примечания

1. Щеглов П.В. Оптические телескопы сегодня и завтра. — М.: Знание, 1980. — С. 17.

2. Оптические и инфракрасные телескопы 90-х годов. — М.: Мир, 1983, 292 с.