Загадки космоса. Планеты и экзопланеты - читать онлайн книгу. Автор: Андрей Мурачёв cтр.№ 16

Дело в том, что телескопы – это штуки, в случае с которыми размер действительно имеет значение. Разрешающая способность в них зависит от диаметра главного зеркала (или приемной тарелки): чем она больше, тем более близкие объекты он сможет «разрешить» – разделить, идентифицировать как два объекта, а не принять за один источник. Для того чтобы получить более четкие изображения, мы должны делать более крупные телескопы. Но кто решится сделать телескоп с диаметром тарелки пусть даже в 10 км?

После Второй мировой войны для увеличения разрешающей способности приборов, регистрирующих электромагнитное излучение, английский радиоастроном Мартин Райл разработал новую технологию, прилучившую название «радиоинтерферометрия». Она позволила объединять несколько радиотелескопов таким образом, чтобы те работали как один огромный телескоп – радиоинтерферометр. В радиоинтерферометре разрешающая способность зависит не от размера зеркала, а от расстояния между радиотелескопами, входящими в единый комплекс (это расстояние называют базой).

Идея здесь довольно простая, но иллюстрировать ее лучше на примере двух радиотелескопов. Представьте себе звезду, которую мы наблюдаем, и две отдельно стоящие тарелки радиотелескопов, объединенных в радиоинтерферометр. Поскольку телескопы находятся на некотором расстоянии друг от друга, сигнал от звезды приходит на каждый из них в разное время. В процессе суточного перемещения звезды по небосводу время прихода сигналов на радиотелескопы меняется. Все сигналы передаются на коррелятор (центральный компьютер) и там специальным образом обрабатываются. Такая схема позволяет точно определить координаты небесного объекта, и чем больше радиотелескопов объединено в радиоинтерферометр, тем выше его разрешающая способность.

Радиоинтерферометрия позволила создавать радиотелескопы с базой, эквивалентной радиотелескопу с многокилометровой тарелкой. На 2020 год ALMA является самым крупным по числу объединенных в нем радиотелескопов радиоинтерферометром: в его составе 66 12-метровых тарелок, каждая из которых способна к тому же произвольно перемещаться по площадке размером в 16 км. Все это позволяет получить поистине поразительное разрешение. Благодаря ALMA астрономы сделали много важных открытий. В свете нашего разговора об экзопланетах упомяну одно из них: в 2014 году были опубликованы великолепные фотографии протопланетного диска звезды HL Тельца²⁷. Это первые фотографии, на которых можно детально рассмотреть структуру газопылевого диска.

В 2021 году планируется начать строительство крупнейшего из когда-либо созданных радиоинтерферометров. По структуре он будет напоминать ALMA. Его антенны разместят на двух материках: в Африке, на территории ЮАР, и в Австралии. В ЮАР расположат 200 радиотарелок, способных принимать сигналы в среднечастотном диапазоне, а в западноавстралийской пустыне – почти 130 000 низкочастотных антенн. Проект носит название Square Kilometre Array («Антенная решетка площадью в квадратный километр»), или SKA ^[24]. Первоначально общая эффективная площадь радиотелескопа, как ожидается, составит 1 км² (а может, и больше – до 3 км²). Количество данных, генерируемых этим радиотелескопом в секунду, в 10 раз превысит глобальный интернет-трафик. Если все пройдет как задумано, в середине 2020-х годов начнутся первые наблюдения.

При максимальном расстоянии в 65 км между антеннами в Австралии и 150 км в ЮАР, вдали от городов и радиопомех SKA сможет улавливать радиосигналы, которые испускают космические объекты, в том числе протопланетные облака, удаленные от нас на десятки тысяч световых лет, с беспрецедентной чувствительностью.

Для поиска уже сформировавшихся планет радиоинтерферометры подходят плохо ^[25]. Экзопланеты обычно ищут в инфракрасном и оптическом диапазонах – различные методы поиска эффективны в разных диапазонах волн. Больше всего экзопланет обнаружено в оптическом диапазоне. Но для наблюдений «в оптике» подходит не любая точка на Земле. На самом деле существуют строжайшие требования, которым должна удовлетворять местность, чтобы строительство современного телескопа там было целесообразным. Как и радиоинтерферометрам, оптическим телескопам необходимо отсутствие крупных городов рядом, ясное небо, спокойный воздух и сухой климат. На нашей планете не так много мест, которые могут обеспечить эти условия на протяжении большей части года. Но если подходящее место найдено, будьте уверены: здесь вы найдете не один и не два, а целое множество телескопов разных стран. Такими цитаделями астрономии являются, например, пустыня Атакама в Чили, вулкан Роке-де-лос-Мучачос на Канарском острове Пальма, гора Мауна-Кеа на Гавайях. Последнее место теперь все чаще упоминают в СМИ из-за проблем религиозного характера: вулкан, на котором собираются строить телескоп, является священным местом для коренного народа Гавайев²⁸. Сейчас там расположена обсерватория Кека.

Существует много способов войти в историю, и большое количество денег этому только способствует. Однако распространенное мнение гласит, что состоятельные люди не очень-то хотят, чтобы их знали. Если же вы по счастливой случайности не принадлежите к такой породе людей, профинансируйте строительство телескопа и можете быть уверены: его назовут в вашу честь. В 1954 году Уильям Майрон Кек создал фонд для поддержки научных открытий и новых технологий. А в 1980-х годах в стенах Калифорнийского университета родилась идея создать самый мощный и крупный (на тот момент, конечно же) телескоп в мире. Поиски финансирования привели астрономов Калифорнийского университета в фонд Кека, основатель которого и стал учредителем всего проекта, вложив 70 миллионов долларов. Благодарные ученые назвали телескоп его именем.

Обсерватория Кека состоит из двух 10-метровых оптических телескопов: «Кек I» и «Кек II». «Кек I» увидел «первый свет» ^[26] в мае 1993 года, а «Кек II» – в октябре 1996-го. Так как технологии создания подходящих по качеству зеркал диаметром более 8,5 м не существует, главные зеркала этих телескопов состоят из 36 шестиугольных сегментов, действующих как единое целое.

Когда мы смотрим на звезды, мы видим свет, который прошел десятки и сотни триллионов километров в безвоздушном пространстве. Из-за таких больших расстояний звезды даже в мощные телескопы должны казаться нам точечными источниками без любого намека на наличие у них площади. Но последнюю сотню километров луч света проходит сквозь атмосферу Земли и преломляется в ее слоях подобно тому, как он преломлялся бы в призме. Эти слои образуются вследствие возникновения участков локальной турбулентности, хаотично меняющих температуру и плотность воздуха в атмосфере Земли. Из-за этого меняется и показатель преломления, и вместо точечного источника мы видим мерцающее пятно.