Астрономы наблюдают

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!

Десять градусов — это двадцать видимых поперечников Луны. Значит, указанный радиотелескоп не способен «разглядеть» в отдельности такие мелкие для него небесные светила, как Солнце или Луна.

Ясно, что низкая разрешающая способность обычных небольших радиотелескопов — большой недостаток; даже при огромных размерах зеркала она, как правило, уступает разрешающей силе человеческого глаза (не говоря уже об оптических телескопах). Как же можно устранить это препятствие?

Физикам уже давным-давно известно явление сложения волн, названное ими интерференцией. В школьном учебнике физики подробно описано, какое значение имеет интерференция на практике. Оказывается, интерференцию можно использовать в радиоастрономии.

Вообразим, что одновременно из двух источников распространяются две волны. Если они, как говорят физики, находятся в противоположных фазах, то есть «горб» одной приходится как раз против «впадины» другой, обе волны «погасят» друг друга, и колебания среды прекратятся. Если это световые волны — наступит тьма, если звуковые — тишина, если волны на воде — полный покой.

Может случиться, что волны находятся в одинаковых фазах («горб» одной волны совпадает с «горбом» другой). Тогда такие волны усиливают друг друга, и колебания среды будут совершаться с удвоенной интенсивностью.

Представим себе теперь устройство, называемое радиоинтерферометром (рис. 40). Это два одинаковых радиотелескопа, разделенных расстоянием (базой) и соединенных между собой электрическим кабелем, к середине которого присоединен радиоприемник. От источника радиоизлучения на оба радиотелескопа непрерывно приходят радиоволны. Однако тем из них, которые попадают на левое зеркало, приходится проделать несколько больший путь, чем радиоволнам, уловленным правым радиотелескопом. Разница в путях, называемая разностью хода, равна отрезку АБ. Нетрудно сообразить, что если в этом отрезке укладывается четное число полуволн улавливаемого радиоизлучения, то «левые» и «правые» радиоволны придут в приемник с одинаковой фазой и усилят друг друга. При нечетном числе полуволн произойдет обратное — взаимное гашение радиоволн, и в приемник радиосигналы вовсе не поступят.

Рис. 40. Схема радиоинтерферометра (d — его база, т. е. расстояние между радиотелескопами, угол характеризует направление на источник радиоволн).

Обратите внимание: при изменении направления на источник излучения меняется и разность хода.

Достаточно при этом (что очень важно!) лишь весьма незначительное изменение угла, чтобы «гашение» волн сменилось их усилием или наоборот, на что сразу же отзовется весьма чувствительный радиоприемник.

Радиоинтерферометры делают, как правило, неподвижными. Но ведь Земля вращается вокруг своей оси, и поэтому положение светил на небе непрерывно меняется. Следовательно, в радиоинтерферометре постоянно будут наблюдаться периодические усиления и ослабления радиопередачи от наблюдаемого источника космических радиоволн.