Исторический обзор
1.1. Исторический обзор
В 1931–1932 гг. были проведены известные опыты Карла Янского. Исследовались радиопомехи на волне 14.6 м. В этих экспериментах впервые надежно зарегистрировано радиоизлучение внеземного происхождения. Выявлена составляющая радиоизлучения, связанная с плоскостью Галактики и имеющая максимум в направлении на галактический центр. Связать источник со звездами Галактики не удалось; выяснилось, что как минимум одна звезда (Солнце) сравнительно мало излучает в радиодиапазоне.
В 1937 г. Грот Ребер построил первый радиотелескоп-параболоид диаметром 9.5 м. Первые наблюдения он провел на волнах 9 и 33 см (в предположении, что спектр внеземного радиоизлучения подчиняется закону Планка, и поэтому интенсивность должна возрастать в сторону более коротких волн). Однако первые опыты дали на этих волнах отрицательный результат. Лишь в 1939 г. Ребер зарегистрировал внеземное радиоизлучение на волне 1.87 м (ему соответствует частота n=160 МГц). В 1940-х гг. были опубликованы работы Ребера [Reber G. ApJ, 1940, 91, 621; 1944, 100, 279], содержавшие первые карты распределения радиоизлучения по небу. В 1948 г. Ребер опубликовал также карты неба на волне 62.5 см (n = 480 МГц).
Радиоизлучение Солнца, Луны и планет. Радиоизлучение Солнца впервые наблюдалось в 1942 г. Успех был во многом обязан развитию радиолокационной техники и созданию высокочувствительных приемников. В Англии Хей наблюдал на радиолокаторе метровых волн сильные помехи, связанные с солнечной активностью (как оказалось позже, всплески радиоизлучения, связанные с активными областями на Солнце). Почти одновременно Саусворт в США обнаружил тепловое радиоизлучение спокойного Солнца на волнах 3 и 10 см. Тогда эти данные были по обстоятельствам военного времени засекречены, и сообщения о них были опубликованы лишь после войны. Радиоизлучение Луны обнаружили в 1945 г. Дикке и Беринджер на волне l = 1.25 см. Среди планет первым наблюдался на волне 22 м Юпитер, как оказалось, также обладающий мощными всплесками радиоизлучения на декаметровых и гектометровых волнах. Позднее собственное радиоизлучение было найдено от всех больших планет Солнечной системы, от многих астероидов и комет.
Радиолокационная астрономия. Радиолокация Луны впервые проведена в 1945 г. в Венгрии. Основные успехи радиолокации относятся к началу 1960-х гг., когда были получены сигналы, отраженные от Венеры и Марса. К настоящему времени успешные радиолокационные эксперименты проведены для Меркурия, колец Сатурна, ряда комет и малых планет. С помощью радиолокации построены карты поверхности Венеры, не доступной для оптических исследований. Найдены области с необычными свойствами отражения радиоволн вблизи полюсов Луны, Меркурия и Марса: вероятно, под поверхностью присутствуют включения льда. Получены радиолокационные изображения астероидов, многие из них имеют сильно вытянутую неправильную форму, некоторые оказались двойными. Уточнена шкала расстояний в Солнечной системе, что потребовало новой теории движения планет.
Линия l=21 см и другие спектральные линии. В 1944 г. Оорт, ознакомившись с работами Ребера, поручил ван де Хюлсту рассмотреть возможность наблюдений спектральных линий в радиодиапазоне. Ван де Хюлстом была предсказана возможность наблюдения радиолинии нейтрального водорода l=21 см. Эта идея была подробно развита И.С. Шкловским в 1949 г. [АЖ, 26, 10], он впервые рассчитал вероятность перехода l = 21 см. Кроме того, в той же работе были предсказаны возможности обнаружения линий молекул OH (l = 18 см) и CH (l = 9 см). Линия l = 21 см впервые наблюдалась в 1951 г. почти одновременно в США, Голландии и Австралии. Первый обзор неба в линии l = 21 см, проведенный в 1950-х гг. в Лейденской обсерватории (Голландия), позволил построить распределение межзвездного газа в Галактике и проследить ее спиральную структуру. Линии OH и CH были обнаружены значительно позднее (в 1963 и 1973 гг. соответственно).
Радиотелескопы. Один из первых радиотелескопов для целей радиоастрономии сооружен Ребером. В дальнейшем использовались приспособленные для этой цели военные радиолокаторы (Большой Вюрцбург). Первый полноповоротный параболоид диаметром 76 м был построен в Англии, в обсерватории Джодрелл Бэнк в 1957 г. Затем были построены крупные параболические антенны: 64-м Паркс (Австралия), 91-м NRAO (Грин Бэнк, США), 300-м Аресибо (Пуэрто-Рико), 100-м Бонн (Германия). В СССР созданы: антенна переменного профиля БПР (Большой Пулковский радиотелескоп), 22-м параболоиды в Пущино и Симеизе, аналог Пулковского радиотелескопа — РАТАН-600 в Зеленчукской на Северном Кавказе. Введены в строй крупные антенны миллиметровых волн, работающие вплоть до lmin ~ 1 мм: 15-м шведский телескоп SEST, установленный в Чили, 30-м телескоп IRAM в Испании и 45-м телескоп Обсерватории Нобеяма (Япония). В настоящее время создаются в основном интерферометрические системы апертурного синтеза сантиметровых волн, состоящие из относительно небольших антенн диаметром около 25 м. К ним относятся VLA (Нью Мексико, США), MERLIN (Великобритания), Вестерборк (Нидерланды), ATCA (Австралия). Построены также интерферометры миллиметровых волн с антеннами 10–15 м в Нобеяма, на плато Бюр (Франция), система BIMA (Калифорния, США). На постоянной основе функционируют Европейская интерферометрическая сеть EVN, объединяющая радиотелескопы стран Европы, и система VLBA (10 телескопов США). На очереди создание миллиметровой системы ALMA (Atacama Large Millimeter Array) из 64-х 12-метровых антенн в Чили [максимальная база 14 км, разрешение 0.02²l(мм)] и международный проект SKA (Square Kilometer Array) площадью в 1 км2 для частотного диапазона от 0.1 до 20 ГГц.
На Земле предельная база интерферометра практически достигнута. Проведены первые эксперименты с выносом одной из антенн интерферометра на японский спутник HALCA. Ведется работа по проекту космического интерферометра "Радиоастрон" с базой до 4·105 км.
Обзоры неба и отождествление радиоисточников с оптическими объектами. Сплошные обзоры неба – важная форма работы в радиоастрономии, так как они позволяют выявить в первую очередь объекты, наиболее заметные своим излучением в радиодиапазоне (но, возможно, очень слабые в оптическом диапазоне). Одним из первых радиообзоров неба проведен в 1946 г. Хеем и др. на метровых волнах (l = 1.7 м). Было обнаружено флуктуирующие излучение из области созвездия Лебедя (первый дискретный радиоисточник, получивший название Лебедь A). С помощью морского интерферометра Болтон и Стэнли (1948) определили угловой размер Лебедя A (< 8¢). Тогда же Болтон (1948) впервые отождествил радиоисточник Телец A с известным ранее оптическим объектом – Крабовидной туманностью. В 1952 г. Дьюхерст отождествил источник Лебедь A со слабой удаленной двойной галактикой, светимость которой в радиодиапазоне превышает 1045 эрг/с. Для сравнения укажем, что радиосветимость Туманности Андромеды, впервые наблюдавшейся в 1950 г. на длине волны l = 1.9 м, примерно на 6 порядков ниже. Таким образом, было выявлено разделение галактик на два класса: нормальные галактики и радиогалактики, особенно мощно излучающие на радиоволнах.
Рекомендуемые материалы
В дальнейшем было выполнено большое число обзоров, вначале на метровых, а затем на все более коротких волнах. Полная сводка данных имеется в [3, 4, 49, 51]. Перечислим наиболее известные.
Кембриджские обзоры (обозначения радиоисточников 3C, 4C, 5C, 6C), австралийские обзоры (PKS, MSH), калифорнийские обзоры (CTA–CTD), обзоры Национальной Радиоастрономической обсерватории США (NRAO), Болонские обзоры (B1, B2), Огайский обзор (OA–OZ), а также обзор галактической плоскости Вестерхаута (W).
Вам также может быть полезна лекция "Научные исследования и документальные публикации".
В Астрономическом институте Московского государственного университета (ГАИШ) с 1973 г. выполняется обзор неба на сантиметровых волнах (ll 7.5, 3 и 2 см) с помощью радиотелескопа РАТАН-600.
Квазары. В результате обзоров неба было открыто большое количество дискретных радиоисточников, долгое время не имевших оптических отождествлений ("радиозвезд"). В начале шестидесятых годов с развитием интерферометрической техники были измерены их точные координаты и получены точные отождествления со слабыми звездами. Спектр в оптике был очень необычным и долго не поддавался интерпретации. В 1963 г. М. Шмидт выяснил, что линии имеют большое красное смещение. Если оно имеет доплеровскую природу и связано с хаббловским расширением Вселенной, то эти объекты должны находиться на космологических расстояниях в тысячи мегапарсек; это наиболее удаленные объекты из всех наблюдаемых во Вселенной. Источники (сверхзвезды, квазизвездные объекты) получили название квазаров. Они слабы в оптическом диапазоне (V > 13m и еще гораздо слабее), но обладают огромными светимостями в радиодиапазоне, до 1045 эрг/с и более. Мощным радиоизлучением обладают и некоторые галактики ("радиогалактики").
Реликтовое фоновое радиоизлучение. В 1965 г. Пензиас и Вилсон (США) обнаружили на волне 7 см внеземное фоновое радиоизлучение, интенсивность которого практически не зависела от направления на небе. Дальнейшие наблюдения на других волнах показали, что излучение имеет планковский спектр с температурой Tb = 2.7 K. В настоящее время общепринято, что это излучение является остатком ("реликтом") от тех времен, когда Вселенная была горячей; это – одно из главных доказательств модели "горячей Вселенной". Само излучение, по предложению И.С. Шкловского, называют теперь "реликтовым". В 1978 г. Пензиас и Вилсон получили за это открытие Нобелевскую премию по физике.
Межзвездные молекулы. Простейшие молекулы (CN, CH, CH+) были отождествлены в межзвездной среде по линиям поглощения в оптических спектрах звезд еще в 1930-х гг. Однако подлинный прогресс в исследовании межзвездных молекул принесла радиоастрономия. В 1963 г. линии молекулы OH l = 18 см, предсказанные И.С. Шкловским, были найдены в поглощении в направлении радиоисточника Кассиопея A, а в 1965 г. – в излучении в некоторых областях звездообразования в Галактике, причем с очень большой интенсивностью. Как оказалось, в линиях OH имеет место мазерный эффект – усиление радиоизлучения молекулами с неравновесным заселением энергетических уровней под действием некоторого механизма "накачки". Затем в 1968 г. было найдено излучение межзвездной среды в линиях молекулы аммиака NH3 (l = 1.25 см) и мазерное излучение в линии молекулы H2O (l = 1.35 см). Последовали также открытия молекул формальдегида (линия l = 6 см и еще несколько линий), CO (l = = 2.6 мм) и др. Всего к настоящему времени известно около 100 молекул (свыше 4000 линий, большей частью в миллиметровом диапазоне). Причем мазерное излучение наблюдается в линиях OH, H2O, SiO (как в межзвездной среде, так и в околозвездных оболочках) и, в меньшей степени, в линиях CH3OH, HCN и H2CO. Обнаружены достаточно сложные молекулы, содержащие до 13 атомов (HC11N), что явилось большой неожиданностью, так как раньше считалось, что сложные молекулы не могут существовать в межзвездной среде и должны диссоциировать под воздействием УФ-излучения.
Пульсары. В 1967 г. в Кембридже при исследовании мерцаний квазаров на неоднородностях космической плазмы Джоселин Белл нашла внеземной радиоисточник, излучение которого имело вид строго периодически повторяющихся импульсов. Полгода информацию держали в секрете: предполагалось, что обнаружена внеземная цивилизация. Потом были открыты еще три пульсара, в настоящее время их известно свыше тысячи. Периоды пульсаров составляют от 1.5 мс до 4 с. Общепринята точка зрения, согласно которой пульсар представляет собой нейтронную звезду с магнитным полем, быстро вращающаяся и излучающая радиоволны направленным образом.
В настоящее время реализованы постоянно функционирующие системы с угловым разрешением ~1² и выше; РСДБ во многих случаях дает разрешение до нескольких единиц 10–3² и даже 10–4² дуги. Чувствительность, достигающая ~ 10–30 Вт/м2 Гц, уже в основном ограничивается эффектом путаницы вследствие наличия фона от неразрешенных слабых источников.
