В прошлый раз я рассказал, как при помощи радиотелескопа засечь Спутник-1 и ракету-носитель, и почему этого недостаточно для астрономии. А сегодня наши главные герои придумают, как сделать телескопы на порядки мощнее, отправятся искать чистого неба и познакомятся с тонкостями астрономии в Австралии. Добро пожаловать под кат.
По большому счету, принцип работы двойных телескопов – звездных интерферометров из первой части основан на трех простых идеях:
1. В маленький телескоп звезда кажется точкой, в большой – протяженным объектом. То же самое для двух телескопов с маленьким/большим расстоянием между ними.
2. Если менять расстояние между двумя телескопами, то рано или поздно изображение звезды из точечного станет протяженным. Из этого можно определить угловой размер звезды – один из важнейших астрономических параметров.
3. Как узнать, в какой момент изображение из точечного становится протяженным? Можно по интерференции: точечный объект дает четкую интерференцию, протяженный не дает никакой:
Первый и второй пункт просты и гениальны. А вот с третьим есть проблема. Интерференция всегда образуется двумя лучами, идущими по двум разным путям, и поэтому она жуть как чувствительна к длине этих путей. Турбулентности, да и просто легкого движения воздуха достаточно, чтобы свет приходил в телескопы то чуть раньше, то чуть позже. Из-за этого интерференционные полоски будут двигаться влево-вправо и в конце концов размоют всю картину.
Интерференция: хорошая (а), не очень хорошая (b), совсем плохая (с).
Вот бы придумать что-нибудь такое, чтобы отличать точечное изображение звезды от вытянутого! Хэнбери Браун встречается со вторым героем нашего рассказа, физиком-теоретиком Ричардом Твиссом. Вместе они обращают внимание на интенсивность излучения звезды – а точнее, на шум этого излучения.
Свет от звезды не постоянен, а немножко изменяется во времени. Дело здесь не в планетах и затмениях – любой источник света немного, да шумит. Если источник точечный, то с какой стороны на него ни смотри, шум будет одинаковым (точка она и есть точка, как ее ни крути). А вот для протяженного источника это не так: скажем, шум лампочки, если смотреть на нее слева и справа, немного отличается. То же самое верно для звезды.
Если оба телескопа видят одинаковые шумы – значит, звезда кажется точкой. Если шумы разные – значит, звезда кажется протяженной. Гениально! При этом не нужно никакой интерференции или другой чувствительной связи между телескопами; проблема с турбулентностью отпадает сама собой. Это значит, что их можно разнести на сотни метров друг от друга без каких-либо проблем! Наши главные герои собирают первый телескоп новой системы – интерферометр интенсивностей (к слову, дело было аж в 1952 году – еще до телескопа Ловелла).
Как узнать, видят два телескопа один и тот же шум или разный? Самая простая идея – вычесть сигнал одного телескопа из сигнала другого. На самом деле гораздо эффективнее следить не за разностью сигналов с двух телескопов, а за их произведением. Причем, не просто произведением, а его средним значением:
Треугольные скобки – это всего лишь усреднение по времени, то есть среднее значение, скрытое за шумами. I1 и I2 – интенсивности сигнала от двух телескопов. Они зашумлены, поэтому произведение их тоже зашумлено; но среднее значение определено вполне четко.
Чтобы было удобнее, эту величину делят на средние значения I1 и I2. То, что получилось, называется g(2) или корреляционной функцией второго порядка:
Если звезда протяженная, то I1 и I2 приходят из разных ее точек, они независимы, и треугольные скобки можно раскрыть. Числитель и знаменатель дроби сравняются, и она станет единицей. То есть для протяженной звезды g(2) = 1. Это удобно и легко запомнить.
А что для точечной звезды? С какой стороны на нее не посмотри, и интенсивность, и шум будут одинаковыми. Значит, I1 = I2 и поэтому
Обычно эта величина больше единицы (в идеале она равна двум). Итак, чтобы измерить размер звезды при помощи двух телескопов, нужно вычислять g(2), меняя расстояние между ними:
Когда g(2) начнет падать от двойки к единице, расстояние между телескопами будет определять угловой размер звезды через дифракционное соотношение. Вот и вся теория. Пора переходить к практике.
Поэтому обычная интерференция (она же g(1)) – это корреляция первого порядка (первая степень амплитуды), а g(2) – корреляция второго порядка (вторая степень амплитуды = интенсивность).
Отсюда же происходят названия интерферометр амплитуд (измеряющий g(1)) и интерферометр интенсивностей (g(2)).
Итак, два радиотелескопа Хэнбери Брауна не были ничем связаны, и их можно было раздвигать не на десятки метров, а на километры. Один телескоп оставили в обсерватории, второй перевозили с одного поля на другое, подальше от первого. Опасения по поводу радиоисточников Лебедь А и Кассиопея А не оправдались – они оказались довольно крупными, и расстояния между телескопами в несколько километров было вполне достаточно, чтобы измерить их размеры.
После радиоинтерферометра Хэнбери Браун решает собрать новый двойной телескоп – на этот раз оптический. Под рукой оказываются старые военные прожекторы, идеально подходящие для этой цели. Теперь им предстоит не рассеивать свет, а собирать его, для чего лампы нужно заменить на фотоумножители:
Воодушевлённый предыдущим успехом, Хэнбери Браун задается амбициозной целью – измерить размер Сириуса, ярчайшей звезды на небе. Задача осложнялась тем, что Сириус (точнее, его яркая компонента Сириус А) – это небольшая звезда, сопоставимая по размерам с Солнцем. Но это были еще цветочки. Совершенно внезапно оказывается, что жизнь астронома-оптика в Британии не так уж и проста – климат не тот. А тут еще телескоп удалось собрать только осенью, поэтому измерения начали чудесной британской зимой: влажно, промозгло, ну и само собой облачно и на Темзе туман.
Зима в обсерватории Jodrell Bank.
К этому лишь остается добавить, что в Британии Сириус выше 20 градусов над горизонтом не поднимается в принципе! Астрономы измучились, потратили всю зиму, но каким-то чудом измерили четыре экспериментальных точки с огромными погрешностями и грубо прикинули размер звезды. Самое удивительное, что их результат отличается от современных данных меньше, чем на двадцать процентов.
Вкусив все прелести британской астрономии, Хэнбери Браун переезжает в безоблачную Австралию, где собирает новый оптический телескоп. Наверное, вас немного удивляет то, как быстро ему удавалось изготавливать новые телескопы. Дело в том, что от них не требовалось качественной картинки. Нужно просто большое зеркало, которое может собирать свет на фотоприемник; качество и аберрации этого зеркала совершенно неважны. Австралийские телескопы были очень похожи на современные спутниковые антенны: параболическая «тарелка» собиралась из 252 зеркал и фокусировала свет на фотоумножитель, закрепленный на конце длинной трубы:
За много лет некоторые зеркала пришлось убрать, но на качество это особо не влияло. Гораздо хуже обстояло дело с местной фауной. Сначала обсерваторию атаковали лягушки. Хэнбери Браун их ужасно не любил, поэтому Твисс выкидывал их из помещений щипцами для льда. После засухи лягушки пропали, но появились мыши, которые стали грызть кабеля. Но хуже всего были птицы: мелкие обожали летать навстречу своему отражению в зеркале до звонкого удара клювом; а крупные разноцветные попугаи с удовольствием висели вниз головой на кабелях, регулярно царапая и обгрызая их. Пришлось завести ястреба, который охранял телескопы от разнообразной живности.
Сами телескопы закрепили на двух железнодорожных платформах и поставили на круговые рельсы. Это позволило проводить измерения при двух перпендикулярных ориентациях телескопов и, таким образом, получать двумерную картинку. В частности, такой подход очень пригодился при изучении двойных звезд.
Посередине круга – центр управления, большое здание на переднем плане – гараж для телескопов, в нем же жил ястреб-охранник.
Телескоп в Наррабри произвел настоящий прорыв в астрономии. С его помощью удалось измерить угловые размеры десятков звезд, в том числе двойных. Это позволило дополнить диаграмму Герцшпрунга-Расселла, разобраться с эволюцией поздних звезд, увидеть звездные короны и узнать, что в них происходит… Интерферометрия интенсивностей заняла свое почетное место среди астрономических инструментов, ну а расцвет ее пришелся на новые радиотелескопы.
Можно ли разнести два телескопа еще дальше? Конечно! Да и зачем разносить, можно взять любые два радиотелескопа на Земле и заставить их работать в паре. Это называется интерферометрией со сверхдлинной базой. При этом телескопам не нужна связь в реальном времени: сигнал с них можно записать и потом обработать; главное, чтобы измерения проводились одновременно. Вместо изменения расстояния между ними изменяют задержку во времени – прямо как в звездных интерферометрах.
Принцип работы радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами.
Радиотелескопы на карте мира (далеко не все). Любая пара может образовать радиоинтерферометр.
Телескоп размером с диаметр Земли – кто бы мог подумать! Оказалось, и это не предел. Почему бы не запустить один телескоп в космос, а в пару ему поставить один из земных? Впервые это сделали на станции «Салют-6», объединив ее телескоп с гигантским РТ-70 под Евпаторией:
Из-за большого диаметра – аж 10 метров – телескоп решили закрепить на стыковочном узле, а после завершения работ просто отцепить и оттолкнуть подальше (нужно же куда-то пришвартовывать «Прогрессы»). Но телескоп решил иначе и умудрился зацепиться за корпус станции. Пришлось выходить в открытый космос. Как только космонавт Валерий Рюмин перерезал один из тросиков, которым зацепилась антенна, так она сразу же дернулась и полетела прямо на него. Пришлось уворачиваться. В общем, реальная жизнь космонавтов ни разу не уступает «Гравитации» :).
Ну а вершиной творения на сегодня является легендарный проект «Радиоастрон» с космическим телескопом «Спектр-Р». Он летит по эллиптической орбите с апогеем аж 340 тысяч километров – это значит, что эффективный диаметр телескопа примерно равен расстоянию от Земли до Луны! В качестве второго приемника выбирают один из наземных телескопов в зависимости от погоды и задач.
Успехи Радиоастрона за три года впечатляют: он сумел определил размеры множества квазаров, релятивистских джетов, пронаблюдать за поведением космических мазеров, обнаружить необычную структуру пульсаров… Про некоторые из результатов хорошо рассказал Zelenyikot. На сегодня Радиоастрон продолжает наблюдения, задачи для него расписаны надолго вперед, и я уверен, что он продолжить радовать нас новыми результатами.
Хэнбери Браун и Твисс совершили очередную научную революцию. Интерферометр интенсивностей – понятный, простой в наладке, невероятно эффективный – оказался мощнейшим инструментом в руках астрономов. Но в его работе оставалась пара непонятных моментов. Больше всего удивляло, почему g(2) для сдвинутых телескопов равняется именно двум:
Считалось, что это как-то связано с шумом звезды, но как именно, было неясно. Осознавали наши герои или нет, но они стояли в одном шаге от совершенно нового мира – квантовой оптики.
Продолжение следует.
Источники
M. Fox. Quantum optics: An Introduction – Oxford University Press, 2006.
R. Hanbury Brown. The Intensity Interferometer. Its Application to Astronomy. – London: Taylor & Francis, 1974.
R. Hanbury Brown. Boffin: A Personal Story of the Early Days of Radar, Radio Astronomy and Quantum Optics – Bristol: Adam Hilger, 1991.
Глазков Ю.Н., Колесников Ю.В. В открытом космосе. — М.: Педагогика, 1990.
2009 Workshop on Stellar Intensity Interferometry.
Obituary: Robert Hanbury Brown. Nature 416, 34 (2002).
P.G. Tuthill The Narrabri Stellar Intensity Interferometer: a 50th birthday tribute. Proc. of SPIE 91460C (2014).
Картинки: КДПВ, 1, 2, 4, 5, 7, 9, 10, 11, 12, 13, 14.
Автор: qbertych
