Инфракрасная астрономия

Между радиодиапазоном и участком видимого глазом спектра располагается, как уже говорилось, область инфракрасных лучей. Использование этих невидимых лучей для изучения небесных тел началось в 1800 году, когда Вильям Гершель попробовал наблюдать Солнце сквозь различно окрашенные темные стекла.

При рассматривании Солнца через некоторые стекла Гершель чувствовал тепло, несмотря на то, что стекло почти не пропускало света; в опытах с другими стеклами, пропускавшими много света, тепловое ощущение было почти незаметно.

Чтобы выяснить, в чем тут дело, Гершель поставил простой опыт, который легко может повторить и читатель этой книги. С помощью стеклянной призмы он разложил солнечный луч в радужную полоску, спектр, и измерил термометром с зачерненным ртутным концом температуру в разных участках спектра. С продвижением от фиолетового его конца к красному температура неуклонно росла. Но более всего Гершеля удивило то, что, когда ртутный шарик оказался за пределами красной границы спектра, там, где глаз уже не видел никаких лучей, температура оставалась достаточно высокой. Так были открыты невидимые, «тепловые», инфракрасные лучи.

Хотя Гершель был уверен, что источником инфракрасного излучения является любое нагретое тело, он, естественно, не мог предвидеть грандиозных последствий своего открытия.

Термометр, употребленный Вильямом Гершелем, был, конечно, самым примитивным приемником инфракрасного излучения. Последователи великого астронома старались использовать более совершенную технику. В 1840 году Джон Гершель впервые получил инфракрасную фотографию Солнца. Приемником излучения была бумага, пропитанная спиртом, который содержал в себе частички сажи. «Тепловые» инфракрасные лучи, оправдав свое первое наименование, выпарили спирт, и на бумаге был зафиксирован некоторый, не очень, правда, четкий рисунок.

Эмульсии современных фотопластинок чувствительны к лучам с длиной волны от 760 до 1200 миллимикрон. Примерно век спустя после первой инфракрасной фотографии, полученной Джоном Гершелем, удалось сфотографировать инфракрасные спектры Венеры, Марса и Юпитера. В атмосфере первой из этих планет был обнаружен углекислый газ. Его же нашли и в атмосфере Марса, где, кроме того, оказались в крайне незначительном количестве и водяные пары. Что же касается атмосферы Юпитера, то в ней, как и ожидали, преобладающая роль отведена водороду. Скромное начало имело немалые по значению последствия.

Начиная с длины волны 1,2 микрон все более длинноволновое инфракрасное излучение принимается специальными «точечными» приемниками. Они и в самом деле чувствительны только к той лучистой энергии, которая собрана в данной отдельной точке изображения.

Среди них долгое время безраздельно господствовали термоэлемент и болометр. Оба эти прибора постепенно совершенствовали. В 20-х годах текущего века термоэлемент поместили в вакуум, чем увеличили его чувствительность. Несколько улучшили и конструкцию болометров, что позволило проникнуть дальше в инфракрасный спектр Солнца, вплоть до волн длиной около 22 микрон.

Во время второй мировой войны вошел в практику так называемый элемент Голея. Идея его устройства несложна. В замкнутом объеме находится газ, давление которого при нагревании, естественно, увеличивается. С ростом давления искривляется поверхность зеркала, на которое постоянно направлен луч света специального источника. Следовательно, изменение температуры элемента неизбежно влечет за собой изменение положения отраженного луча, что с большой точностью фиксируется на особой шкале.

Совсем на другом принципе действуют квантовые, или фотопроводниковые, приемники инфракрасного излучения. Их основа — некоторые кристаллы, обладающие свойствами так называемых полупроводников. Когда на них надают невидимые инфракрасные лучи, кристаллы нагреваются, их проводимость меняется, что и фиксируется специальными измерительными приборами.

Земная атмосфера мешает «инфракрасной астрономии». Мало того, что она поглощает часть инфракрасного излучения небесных тел и тем маскирует действительную картину, — земной воздух сам излучает инфракрасные лучи в диапазоне от 8 до 14 микрон. Это дополнительное излучение только мешает наблюдениям. Создается почти такое же незавидное положение, как если бы астроном стал наблюдать звезды днем с помощью освещенного изнутри телескопа.

Стремясь преодолеть это препятствие, приемники инфракрасного излучения размещают на воздушных шарах и космических аппаратах. Атмосфера вся или почти вся оказывается внизу и не мешает наблюдениям. Зато возникают другие неудобства. В космос трудно выносить массивные приборы, трудно применять там длительные экспозиции, повторять наблюдения до тех пор, пока появится полная уверенность в достоверности полученных результатов. В общем, наземные средства наблюдения пока конкурируют с заатмосферными, хотя рано или поздно первенство все же перейдет к последним.

На окулярном конце 125-сантиметрового рефлектора Крымской обсерватории был укреплен призменный инфракрасный спектрометр, с помощью которого В. И. Мороз, видный исследователь в области инфракрасной астрономии, изучил недавно спектры планет и их спутников. Приемником инфракрасного излучения служило особое сернисто-свинцовое фотосопротивление, проводимость которого при нагревании заметно менялась. Хотя наблюдения велись с Земли, сквозь толщу мешающей им атмосферы, результаты получились очень интересными.

Почти всякий раз, когда исследователям планет удавалось проникнуть в инфракрасную часть спектра и изучить находящиеся там спектральные линии, они совершали важное открытие. Так было в 1932 году — в инфракрасном спектре Венеры нашли неизвестные ранее линии с длинами волн 7820, 7883, 8689 ангстрем. Их удалось уверенно приписать углекислому газу и даже (по их интенсивности) сделать правильный вывод об обилии углекислоты в атмосфере Венеры. Подобным образом в 1947 году в спектре Марса были обнаружены две полосы углекислоты с длинами волн, близкими к 1,6 микрон.

Но это — в прошлом. А вот несколько выдающихся открытий, сделанных в последние годы при изучении невидимого инфракрасного излучения планет и их спутников.

Давно обсуждался вопрос о природе густого облачного слоя Венеры. Что это — облака, похожие на земные, то есть состоящие из множества мельчайших водяных капелек, взвешенных в атмосфере? Или это облака пыли, вздымаемые ураганами над сухими, безводными пустынями Венеры? Или, наконец, поверхность Венеры постоянно скрыта от наших глаз ядовитыми парами формальдегида серной кислоты?

В 1963 году американский астроном Стронг с помощью инфракрасной аппаратуры, установленной на воздушном шаре, с высоты 25 км пытался найти полосы поглощения водяных паров в инфракрасном спектре Венеры. Их не совсем четкие следы были зафиксированы, но только год спустя с более совершенной аппаратурой первоначальное открытие было подтверждено. К таким же выводам почти одновременно пришел и известный французский исследователь планет Дольфус. Из их наблюдений вытекало, что над облачным слоем Венеры содержится водяных паров примерно в сто раз меньше, чем у поверхности Земли. Если бы вся эта «венерианская» вода осела на поверхность планеты, она покрыла бы ее пленкой толщиной всего в 0,1 миллиметра.

Окончательный вывод о природе облаков Венеры еще не сделан. Ледяные кристаллики, которые могли бы входить в состав высоких облаков Венеры, должны давать полосы поглощения для длин волн в 11/2 и 21 миллиметр. Их же в инфракрасном спектре Венеры почему-то нет.

Любопытна инфракрасная карта Венеры (рис. 42). Сплошными линиями показаны изотермы, то есть кривые, соединяющие точки с одинаковыми указанными на них температурами. Пунктиром показан терминатор — граница света и тени (дня и ночи) на поверхности планеты. Примечательно, что на распределение температур он не влияет — факт, доказывающий медленное вращение Венеры вокруг оси, медленное настолько, что разница дневных и ночных температур, по-видимому, сглаживается.

Рис. 42. Инфракрасная карта Венеры.

Еще одна интересная деталь — горячее пятно около южного полюса Венеры. Оно не единственное. Наблюдались и другие подобные пятна, возникавшие и исчезавшие за короткие сроки (за 20–25 часов). Может быть, они порождены мощными действующими вулканами Венеры?

Даже в небольшой телескоп на диске Юпитера легко различимы сероватые полосы. Это облака в мощной метано-аммиачной атмосфере Юпитера. Естественно было ожидать, что в инфракрасном свете картина получится сходной. На самом же деле в диапазоне волн от 8 до 14 микрон Юпитер выглядел неузнаваемым — на нем нельзя было различить ни одной из характерных для него полос. Получается, что распределение температур на видимой поверхности Юпитера никак не связано с распределением облачности в его атмосфере.

Но вот что заслуживает особого упоминания: на инфракрасных картах Юпитера его знаменитое Красное пятно, образование загадочное, во многом непонятное до сих пор, оказалось примерно на два градуса холоднее окружающих областей. Это еще раз говорит о том, что Красное пятно в известной степени «инородное» образование в атмосфере Юпитера.

Давно известно, что кольца Сатурна представляют собой рои из множества глыб. Московский астроном М. С. Бобров, почти всю жизнь посвятивший исследованию сатурновых колец, нашел, что их составляют тела диаметром от сантиметра до метра. Вместе взятые, они по объему примерно в тысячу раз меньше того объема пространства, которое занимают кольца, причем масса колец Сатурна примерно в сто тысяч раз меньше массы земного шара.

Уже много лет назад было подмечено, что распределение энергии в инфракрасном спектре сатурновых колец не совсем такое, как у Солнца. Было высказано предположение, что частицы кольца покрыты льдом или инеем. Недавно В. И. Мороз с более современной аппаратурой подтвердил эту гипотезу.

По-новому в инфракрасном «свете» выглядят и некоторые спутники планет.

Еще в 1947 году Д. Койпер в спектре Титана, главного спутника Сатурна, заметил полосы метана. Долгое время считалось, что Титан — единственная луна Солнечной системы, окруженная атмосферой. Теперь, после недавних исследований В. И. Мороза, этот вывод надо признать устаревшим. Советский астроном изучил отражательную способность (в инфракрасном «свете») главных спутников Юпитера — Ио, Европы, Каллисто, Ганимеда — и сравнил результаты с отражательной способностью лишенной атмосферы Луны. Оказалось, что кривые для Ио и Каллисто сходны между собой, но явно отличаются от кривых для Европы и Ганимеда. Последние похожи на кривые, полученные для полярных шапок Марса и сатурновых колец. Значит, напрашивается вывод: поверхность Европы и Ганимеда покрыта льдом. Расчеты показывают: эти льды должны испаряться под воздействием солнечных лучей. Но это означает, что вокруг Европы и Ганимеда существует атмосфера.

У Луны отражательная способность увеличивается с ростом длины волны. У По и Каллисто она остается почти постоянной. Эти особенности, по-видимому, говорят о наличии атмосфер и у Ио и у Каллисто. Стоит заметить, что ряд наблюдателей отмечали на поверхности главных спутников Юпитера изменчивые полосы и пятна. Впрочем, во всем этом ничего поразительного нет — Ио, Европа, Каллисто и Ганимед весьма крупные тела, по размерам сравнимые не только с Меркурием, но даже и с Марсом. Если бы они обращались не вокруг Юпитера, а вокруг Солнца, мы бы считали их нормальными планетами.

Наблюдения Луны в инфракрасном диапазоне показали, что на ее поверхности есть ряд «горячих точек», температура которых существенно выше окружающей местности. Возможно, именно в этих районах Луны под поверхностью скрыты сравнительно небольшие лавовые очаги. Примечательно, что ряд «горячих точек» Луны совпадает с молодыми лунными кратерами.

Совершенно необычным показалось бы наблюдателю звездное небо, если бы он мог видеть Вселенную в «инфракрасном» свете. Исчезли бы с неба такие привычные созвездия, как Большая Медведица или Орион. Ярчайшая из звезд Сириус стала бы вовсе невидимой и эту участь разделили бы такие яркие звезды, как Вега, Денеб и Ригель. Зато красные звезды (например, Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран) остались бы почти неизменными, а некоторые из них даже увеличились бы в яркости.

В целом небо стало бы неузнаваемым. Новые, незнакомые созвездия украсили небосвод. Самыми яркими на нем казались бы холодные звезды с температурой поверхности около 1000 градусов или даже ниже, а также горячие звезды, закрытые облаками пыли, которые играют роль инфракрасного фильтра.

Невидимое ныне ядро Галактики ярко просвечивало бы сквозь облачную пелену. Привлекли бы наше внимание и многие загадочные инфракрасные объекты, природа и происхождение которых пока неясны. В частности, вблизи центра Галактики найден очень небольшой (диаметр 0,3 светового года), но зато мощный инфракрасный источник, поток излучения от которого в 300 000 раз превышает по интенсивности общее излучение Солнца. Столь же таинственно, как этот объект, инфракрасное излучение квазаров, по мощности не уступающее их излучению в других диапазонах.

Приведенные примеры показывают, что инфракрасная техника раскрыла перед астрономами совершенно новые, прежде неизвестные свойства космических объектов. Это, конечно, относится и к другим, невоспринимаемым глазом участкам электромагнитного спектра.

 

За фиолетовым концом спектра

Коротковолновый участок спектра, отделенный от длиноволнового зоной видимых глазом лучей, состоит из трех типов излучений — ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения. Иногда ту область астрономии, которая использует для изучения Вселенной все эти лучи, называют астрономией высоких энергий. С какими же приемниками излучения приходится работать в этом случае?

Вся трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для волн с длиной меньшей 200 ангстрем обычные преломляющие и отражающие системы становятся попросту непригодными. Если на участке от 400 до 200 миллимикрон еще кое-как, с большими ухищрениями, удается пользоваться линзами и зеркалами, то для рентгеновской части спектра (не говоря уж о гамма-лучах) кванты становятся такими энергичными, что они запросто пробивают все известные нам материалы, не изменяя первоначального направления полета.

Но если нельзя сфокусировать рентгеновские и гамма-лучи, то как же их исследовать, как построить для них телескоп?

Выход все-таки был найден. Коротковолновое излучение очень энергично, или, как говорят физики, «жестко». Значит, кванты рентгеновских и гамма-лучей по своим свойствам похожи на обычные частицы (скажем, протоны), приходящие из космоса на Землю. Но тогда для регистрации жестких квантов годятся такие же счетчики, какие применяются при изучении космических лучей.

Самый несложный из них — знаменитый счетчик Гейгера-Мюллера. Принцип его действия прост. По оси металлического цилиндра натянута металлическая нить, изолированная от цилиндра. Цилиндр наполнен газом под давлением примерно в восемь раз меньше атмосферного. Между цилиндром и нитью с помощью источника тока создается напряжение, близкое к разрядному: вот-вот между цилиндром и нитью проскочит искра, произойдет разряд.

Так и случится, если внутрь счетчика, пробив его цилиндрическую стенку, вторгается энергичная частица или жесткий квант. Столкнувшись с молекулами газа, они ионизуют их, то есть лишают части электронов, и нейтральная молекула превратится в положительный ион. «Выбитые» электроны устремляются к положительно заряженной нити, ионизуя на своем пути другие молекулы газа. Электроны множатся. За какие-то доли секунды возникает лавина электронов, иначе говоря, происходит разряд.

Теперь должна быть понятна принципиальная схема рентгеновского телескопа. Его основа, его приемное устройство — счетчик жестких квантов. Счетчик заключают в массивный металлический тубус, для того чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение. Можно покрывать счетчики пленками различного состава. Тогда разные счетчики будут принимать кванты различной жесткости. Получается что-то вроде спектрографа — появляется возможность выявить состав рентгеновского излучения.

Конечно, такой рентгеновский телескоп очень несовершенен. Один из его главных недостатков — слишком малая разрешающая способность, своеобразная близорукость. Счетчик фиксирует только то излучение, которое пропускает тубус. На практике оказывается, что при этом сразу охватывается обзором участок неба поперечником в несколько градусов. А ведь на такой площади даже в средний обычный телескоп видны тысячи звезд и других объектов. Какой из них посылает рентгеновы лучи, неясно.

В некоторых случаях (при наблюдениях Солнца) придумали приемное устройство, гораздо более зоркое, чем рентгеновский телескоп. В сущности, это не какой-то новый, сложный современный инструмент, а давно известная камера-обскура. В простейшем варианте — это обыкновенная картонная коробка с маленьким отверстием в дне, которое можно проткнуть иглой. Если на место крышки наклеить тонкую папиросную бумагу, камера-обскура готова.

Направьте ее из глубины комнаты на яркое освещенное окно — на папиросной бумаге тотчас появится перевернутое изображение окна.

В современной рентгеновской астрономии при изучении Солнца камера-обскура играет заметную роль. Устройство современных астрономических камер-обскур принципиально совершенно такое же, как и у детской самоделки. Но только на место прозрачной бумаги помещают фотопластинку, а крошечное отверстие камеры закрывают фольгой из бериллия, алюминия или органической пленки. Не будь ее, камера-обскура дала бы видимое глазом изображение Солнца. Непрозрачная заслонка выполняет роль фильтра — она пропускает только рентгеновские лучи.

Камера-обскура создает изображение Солнца с большими подробностями — на снимке можно различить детали, угловые размеры которых близки к минуте дуги. А это уже такая же зоркость, как и у человеческого глаза — для начала совсем неплохо.

Теперь посмотрите, как выглядит гамма-телескоп (рис. 43). Пришедшие из космоса жесткие гамма-кванты поступают сначала в особый радиатор А, внешне несколько напоминающий слоеный пирог (кстати, его называют иногда кристаллом-сандвичем).

Рис. 43. Схема гамма-телескопа.

Взаимодействуя с веществом этого «сандвича», гамма-кванты порождают электроны и позитроны. Эти частицы поступают в свою очередь в особый, так называемый черепковский счетчик.

В отличие от гейгеровского счетчика, где появление частицы или жесткого кванта вызывает электрический разряд, в черенковском счетчике быстро движущиеся частицы порождают особое свечение вещества. Явление это впервые было открыто советским физиком П. А. Черенковым — отсюда и наименование счетчика.

Конечно, свечение это очень слабое, и его приходится усиливать с помощью так называемых фотоумножителей. Но так или иначе, гамма-телескоп регистрирует приходящие гамма-кванты, и можно даже с помощью дополнительных устройств рассортировать их на более жесткие и менее жесткие.

«Близорукость» гамма-телескопа очень велика.

Угол зрения, или конус видимости, определяется, очевидно, размерами радиатора и счетчика. В современных гамма-телескопах регистрируется поступление гамма-квантов с участка неба поперечником 30–35°. Из всех существующих телескопов гамма-телескопы в этом отношении самые несовершенные, самые «близорукие».

И все-таки, как и рентгеновские телескопы, их выносят на границу атмосферы и за ее пределы. И они уже сегодня доставили нам множество интереснейших сведений о невидимом коротковолновом излучении небесных тел. Не исключено, что некоторые волнующие нас загадки (скажем, природа сверхплотных и очень маленьких по размеру нейтронных звезд) будут решены именно этими средствами.

Что касается приемников ультрафиолетового излучения, близкого к видимой части спектра, то ими могут быть, например, фотопластинки, эмульсия которых чувствительна к ультрафиолетовым лучам. Приведем теперь несколько примеров из области «астрономии высоких энергий».

Когда в рентгеновском кабинете нас подвергают просвечиванию, источник рентгеновских лучей находится, естественно, вне нашего тела. Создаваемый им поток жесткого коротковолнового излучения пронизывает нас, а затем попадает на особый люминесцирующий экран, и получается видимое глазом изображение. Если экран заменить фотопленкой, получится рентгенограмма, в сущности, демонстрирующая нашу прозрачность в рентгеновских лучах. Ткани лучше пропускают рентгеновские лучи, чем кости. Поэтому на медицинских рентгенограммах легко различимы детали скелета.

При получении рентгенограммы Солнца ни о каком «просвечивании» не может быть и речи. Само Солнце, в отличие от человеческого тела, служит источником рентгеновских лучей. Типичная рентгенограмма Солнца сильно отличается от снимков Солнца в видимых лучах спектра.

Во время полных солнечных затмений удалось выяснить, какие части Солнца преимущественно испускают рентгеновские лучи. Помогла Луна, которая, как исполинская заслонка, загораживала разные части солнечного диска, а в момент полной фазы оставила незакрытой лишь солнечную атмосферу (точнее, хромосферу) и корону. Если бы в этот момент рентгеновское излучение Солнца упало до нуля, это значило бы, что рентгеновские лучи зарождаются на солнечной поверхности — ведь огромный лунный шар для них непрозрачен. Наоборот, если бы в момент полной фазы рентгеновское излучение не исчезало совсем, а только слабело, то отсюда следовало бы, что источники этих лучей находятся над солнечной поверхностью.

Как раз этот случай и наблюдается в действительности. Тем самым было доказано, что рентгеновское излучение возникает в солнечной атмосфере и короне.

В отличие от солнечной поверхности, солнечная корона имеет температуру миллион градусов! Заметим, что эта величина характеризует очень высокую подвижность частиц, слагающих корону, — протонов, альфа-частиц, электронов. Расчеты показывают, что солнечная корона за счет очень высокой температуры порождает рентгеновское излучение и излучение это достаточно велико.

Когда на Солнце возникает хромосферная (или солнечная, как ее иначе называют) вспышка, рентгеновское излучение Солнца увеличивается иногда в сотни раз. Еще бы, ведь температура вспышек достигает сотен миллионов градусов! Предстоит выяснить закономерности в образовании этих взрывов на Солнце.

Еще в 1963 году приборы американской ракеты «Аэроби» зафиксировали на звездном небе два мощных источника рентгеновского излучения. Один из них находился в созвездии Тельца и, по-видимому, связан со знаменитой Крабовидной туманностью (рис. 44), другой — в созвездии Скорпиона. Выходит, что на небе, если бы наши глаза воспринимали рентгеновские лучи, мы увидели бы три Солнца — одно «настоящее», обычное, и два других, менее ярких, в созвездиях Тельца и Скорпиона.

И в том, и в другом созвездии в прошлом отмечены вспышки ярких новых (а скорее, даже сверхновых) звезд. Новыми астрономы называют звезды, которые в процессе своего развития иногда вспыхивают, как бы взрываясь, и при этом выделяют в мировое пространство огромные запасы своей внутренней энергии. Некоторые из звезд при взрыве выделяют энергию до 1050 эрг. Сбросив с себя внешние газовые оболочки, такие звезды резко сжимаются и превращаются в сверхплотные, нейтронные звезды с диаметром порядка 10 км и средней плотностью, близкой к плотности нейтронов. Такие звезды астрономы называют сверхновыми. В созвездии Тельца вспышка сверхновой звезды произошла в 1054 году, что было отмечено китайскими и японскими летописцами. В созвездии Скорпиона сверхновая звезда вспыхнула несколько раньше — в 827 году. И это событие было зафиксировано в арабских летописях. Казалось, все говорит в пользу того, что источниками мощного рентгеновского излучения служат нейтронные звезды — «остатки» сверхновых звезд. Но как это можно было бы проверить?

Рис. 44. Фотография Крабовидной туманности.

Обращаясь вокруг Земли, Луна проходит по небу через зодиакальные созвездия. Бывает она ежемесячно и в созвездии Тельца, причем раз в девять лет ее путь проходит столь удачно, что Луна на короткое время заслоняет собой Крабовидную туманность. Как раз такое событие произошло летом 1964 года.

Возможны два случая: или рентгеновские лучи посылает нейтронная звезда, находящаяся где-то внутри Крабовидной туманности, или рентгеновское излучение исходит от самой этой туманности. В первом случае поток рентгеновского излучения резко, сразу упадет до нуля в тот момент, когда Луна закроет гипотетическую нейтронную звезду. Во втором случае, поскольку рентгеновские лучи посылает вся туманность, интенсивность этого излучения будет падать постепенно, по мере того, как туманность станет покрываться Луной.

Наблюдения показали, что посылает рентгеновские лучи не нейтронная звезда, а туманность, что лучи зарождаются в ней при торможении в магнитных полях быстрых электронов. Важная деталь: рентгеновские лучи все-таки посылаются не всей Крабовидной туманностью, а только ее вдвое меньшей центральной частью.

По-видимому, такой же процесс совершается и в созвездии Скорпиона. Здесь тоже есть очень небольшая, но весьма горячая газовая туманность, излучающая рентгеновские лучи в миллионы раз более интенсивно, чем Солнце. И, как в созвездии Тельца, эта туманность образована когда-то вспыхнувшей сверхновой звездой.

Теперь на звездном небе известны сотни источников рентгеновского излучения. Они гораздо слабее тех, которые наблюдались в созвездиях Тельца и Скорпиона, и, что примечательно, почти все они расположены в Млечном Пути, в созвездиях Стрельца, Лебедя, Змеи и других. По оценке выдающегося советского астрофизика И. С. Шкловского, расстояния до них огромны — один, два десятка тысяч световых лет, тогда как «рентгеновское Солнце» в Скорпионе примерно вдесятеро ближе.

Установлено, что рентгеновские источники, входящие в состав двойных систем, представляют собой компактные тела с массой, близкой к массе Солнца. По мнению И. С. Шкловского, эти тела являются нейтронными звездами, быстро вращающимися вокруг оси. Однако механизм мощного рентгеновского излучения остается не вполне ясным. Наряду с нейтронными звездами рентгеновские лучи испускают и газовые облака, окружающие эти звезды.

Ультрафиолетовые части спектра ряда звезд выглядят на снимках менее яркими, чем им полагается быть по теории звездных атмосфер. Может быть, это вызвано свойствами самой звезды, а может быть, поглощением ультрафиолетовых лучей в межзвездной среде. Вот еще загадка, решение которой ищут сегодня астрофизики.

В межзвездных облаках, по теоретическим соображениям, должен быть молекулярный водород, но его пока не нашли, так как он излучает в основном в ультрафиолете. Излучение это очень слабое, но с развитием «астрономии ультрафиолета» его, наверное, обнаружат.

Нередко в ультрафиолетовом свете замечают такое, что глазом не видно. Таковы, например, темные пятна, найденные некоторыми астрономами на снимках Венеры в ультрафиолете. Глазам же поверхность Венеры всегда представляется повсюду почти одинаково светлой. Загадочные пятна обнаруживают некоторое постоянство, странное для изменчивой облачной атмосферы Венеры. Период вращения планеты, определяемый по смещению этих пятен, совсем не похож на тот, который недавно уверенно получен средствами радиолокации. Может быть, перемещение этих пятен вызвано атмосферными вихрями или потоками? Загадка пока не решена.

Взгляните теперь на фотографию известной туманности Северная Америка (рис. 45). Наименование дано, очевидно, за форму туманности. Визуально она ни в один современный телескоп не видна, хотя отыскать ее было бы нетрудно: на небе она находится по соседству с Денебом — самой яркой звездой созвездия Лебедя. Раньше объясняли этот парадокс тем, что туманность излучает невидимые ультрафиолетовые лучи.

Объяснение это неточно. В видимых глазом лучах туманность Северная Америка также излучает, но очень слабо. К тому же она весьма разрежена, и потому ее поверхностная яркость очень мала. Может быть, когда-нибудь в будущие сверхмощные оптические телескопы ее и увидят.

В ультрафиолетовых лучах звездное небо стало бы для нас неузнаваемым (как, впрочем, и в других невидимых лучах спектра). Самой яркой звездой вместо Сириуса оказалась бы звезда Дзета из южного созвездия Кормы. Она выглядела бы примерно такой же яркой, как Венера. В Северном полушарии неба выделялась бы Дзета Ориона, самая левая звезда в его «поясе». Необычно яркими выглядели бы и некоторые особенно горячие звезды.

Рис. 45. Фотография туманности «Северная Америка».

Самое же удивительное на ультрафиолетовом небе — обилие огромных, ярко светящихся туманностей. Одна из них заняла все созвездие Ориона. Это продолжение той части туманности Ориона, которую с трудом, в виде крохотного слабо светящегося пятнышка, различает глаз.

Из других похожих огромных светящихся пятен особенно примечательна исполинская ультрафиолетовая туманность, окутывающая Спику — главную звезду созвездия Девы. В ультрафиолетовых лучах она казалась бы очень яркой, почти круглой, с поперечником, в 50 раз большим видимого диаметра полной Луны. А вот сама Спика при этом была бы почти не видна — ее ультрафиолетовое излучение сравнительно слабо.

Необычен невидимый ультрафиолетовый космос. И в этом невидимом непременно надо тщательно разобраться.

 

Телевидение в астрономии

В самом начале второй половины текущего века астроному Пулковской обсерватории?. Ф. Купревичу пришла в голову счастливая идея — использовать телевидение для астрономических наблюдений). Принцип действия телевизионного телескопа, в сущности, прост, — это сочетание обычного оптического телескопа с приемным и передающим телевизионным устройством.

Можно проделать нехитрый опыт — направить телескоп на Солнце, а за его окулярной частью поместить белый экран. Тогда, как известно, на экране появится изображение Солнца. Чем дальше отодвинут экран от окуляра, тем оно будет крупнее. Но, выигрывая в размерах, изображение Солнца теряет в яркости. Наоборот, вблизи окуляра яркость изображения возрастает настолько, что крошечное ослепительное «солнце» прожжет бумагу.

Если телескоп навести на Луну, можно на экране получить и ее изображение. Разумеется, изобразятся на экране и планеты, и звезды, и другие небесные объекты, но только яркость изображения получится несравнимо меньшей, чем для Луны.

Теперь представьте себе, что там, где находится экран, помещена передающая телевизионная трубка — та самая, которой пользуются в телевизионных студиях. Мы не станем разбирать ее устройство — это увело бы нас далеко от темы книги. Отметим лишь главное: передающая трубка превращает оптическое изображение в электрические сигналы. Эти сигналы можно с помощью радиоволн передать на большое расстояние, где они будут приняты антенной телевизора, причем последний снова превратит их в изображение. А можно телевизор поместить тут же, в обсерватории, и на экране его кинескопа наблюдать то, что происходит на небе.

Такова идея, таков основной принцип. Техническое воплощение этого принципа — телевизионный телескоп. Этот новый метод астрономических наблюдений имеет ряд преимуществ по сравнению с традиционными. Изображение астрономического объекта можно передать на большие расстояния.

На экране кинескопа можно получать очень крупные, подробные изображения. Удается «накапливать» изображение в виде электрических зарядов на люминесцирующем слое кинескопа, а потом рассматривать или фотографировать его. Расчеты показывают, что таким способом в недалеком будущем на заатмосферных обсерваториях удастся получить изображения звезд 34-й звездной величины — в десятки тысяч раз более слабых, чем те, которые ныне на пределе видимости доступны современным телескопам. Есть и другие достоинства телевизионных телескопов, но следует, конечно, отметить и их главный недостаток — громоздкость оборудования. Непостоянство изображения на экране телевизионного телескопа (перерывы в чередовании кадров) мешает четкому фотографированию объекта.

В инфракрасной астрономии телевизионный телескоп уже продемонстрировал свою силу. Если наблюдения ведутся в инфракрасной части спектра, перед видиконом — передающей телевизионной трубкой — устанавливают фильтр из кремния или особого стекла, который пропускает только инфракрасное излучение. Эти лучи попадают на тонкий слой полупроводникового материала, в разных частях которого создается разное электрическое сопротивление — в «светлых» меньше, в «темных» больше (речь идет, повторяем, об инфракрасном невидимом изображении). Таким образом, на полупроводниковой «мишени» видикона создается электрическое изображение объекта, которое затем и передается в приемный телевизор. На экране же последнего невидимое изображение становится видимым, потому что люминесцентный приемный слой кинескопа излучает видимые лучи. Теперь уже ничто не мешает сфотографировать невидимое, получить снимок небесного тела в инфракрасных лучах.

Еще в 1962 году Н. Ф. Купревич таким способом получил очень любопытные инфракрасные фотографии Луны. Картина получилась во многом отличная от того, что видит глаз.

Лунное Море Облаков обычно выглядит равниной с неопределенными пятнами и небольшим числом кратеров. В инфракрасном свете видны кольцевые горы, заполняющие все пространство моря. А вот светлые лучи, расходящиеся от кратера Тихо, в инфракрасном свете оказались совокупностью мелких, вытянутых в полоску кратеров — открытие, лишь через несколько лет подтвержденное средствами космонавтики. Там, где вокруг кратера Коперник глаз видит темные пятна, инфракрасный телевизионный телескоп?. Ф. Купревича зафиксировал кратеры с резко выраженной структурой. Неожиданным было и то, что Море Дождей оказалось бугристой областью, усеянной множеством невидимых глазом кратеров. Подобные открытия были сделаны и в других районах Луны.

Астрономы Крымской обсерватории А. И. Абраменко и Е. С. Агапов с помощью 50-сантиметрового телескопа с присоединенным к нему телевизионным устройством наблюдали звезды 21-й звездной величины. Без помощи телевидения тот же телескоп фиксирует лишь звезды не слабее 18-й звездной величины.

Все это, конечно, только первые шаги. Но перспективы весьма заманчивы. В созвездии Стрельца, там, где Млечный Путь становится более широким и ярким, должно находиться центральное сгущение нашей звездной системы — ядро Галактики. В этом направлении сгущаются звезды, звездные скопления, туманности. Здесь, именно здесь, должно находиться огромное шаровидное скопище звезд, подобное тем, которые хорошо различимы на снимках ближайших галактик.

Но его нет, галактическое ядро мы не видим. А в том месте неба, где ему следовало бы быть, наблюдается своеобразный темный «провал», выделяющийся на фоне Млечного Пути.

Причина несоответствия теории и наблюдений понятна. Ядро Галактики скрыто от нас огромными протяженными облаками темной космической пыли. Они обволакивают центральные области нашей звездной системы, делают их невидимыми. И все-таки увидеть ядро Галактики можно. Помогла решить эту задачу телевизионная техника.

В 1948 году советские астрономы В. Б. Никонов, А. А. Калиняк и В. И. Красовский исследовали окрестности галактического ядра, а несколько ранее и менее удачно их американские коллеги попытались сфотографировать невидимое галактическое ядро. Прибор, позволяющий это сделать, получил ныне широкое признание в инфракрасной астрономии. Называется он электронно-оптическим преобразователем.

Основа прибора — полупрозрачный кислородно-цезиевый фотокатод. Его помещают в фокус телескопа и с помощью инфракрасного фильтра (вроде тех, о которых говорилось) направляют на него инфракрасные лучи от небесного тела. Кванты инфракрасного излучения хотя и менее энергичны, чем кванты видимого света, но все же, ударяясь о фотокатод, выбивают из него электроны, которые на специальном экране создают видимое глазом изображение.

Не зря этот прибор называется преобразователем. Он и на самом деле преобразует инфракрасное изображение в видимое. Благодаря ему и удалось впервые увидеть окрестности ядра Галактики. Спустя два десятилетия американские астрономы аналогичным способом исследовали и самое ядро нашей звездной системы.

Если бы какой-нибудь фантастический пылесос убрал из Галактики всю межзвездную среду, то есть пыль и газы, заполняющие межзвездное пространство, то ядро Галактики предстало бы перед нами огромным, причудливым светилом. Мы видели бы летними ночами в созвездии Стрельца шаровидное, слегка сплюснутое скопище звезд, поперечник которого в 36 раз превышал бы видимый диаметр Луны. Земные предметы, освещенные зеленовато-желтым светом галактического ядра, отбрасывали бы заметные тени.

Природа лишила нас этого необыкновенного зрелища. Но человек способен преодолеть любые преграды — инфракрасная техника раскрыла перед нами невидимые глазом звездные дали.

 

Нейтринные телескопы

О нейтрино впервые заговорили около сорока лет назад, после того как в 1931 году швейцарский физик Паули теоретически предсказал существование этой удивительной частицы. Поначалу нейтрино выполняло служебную роль: его ввели, чтобы устранить кажущееся нарушение закона сохранения энергии при так называемом бета-распаде.

Как известно, распадаясь, радиоактивное вещество порождает три типа лучей, обозначаемых греческими буквами альфа (а), бета (?) и гамма (?). Состав этих лучей давно известен: альфа-лучи представляют собой ядра атомов гелия, бета-лучи — электроны, гамма-лучи — электромагнитное излучение малой длины волны, о котором в этой книге уже говорилось.

Все эти продукты радиоактивного распада уносят с собой энергию. Но вот при бета-распаде получается, что энергия вылетающих электронов не всегда одна и та же, а меняется от опыта к опыту, причем нередко в широком диапазоне. Чтобы объяснить эти странные факты, Паули высказал гипотезу, что каждый раз вместе с электроном из радиоактивного ядра вылетает некая частица, которая и уносит с собой недостающую энергию.

Закон сохранения энергии вновь торжествовал, но объяснение Паули многим казалось чересчур искусственным. Да и гипотетическая частица должна была обладать необычными свойствами — при отсутствии всякого электрического заряда иметь исчезающе малую массу. Как бы там ни было, эта частица все же прочно вошла в арсенал теоретической физики под названием «нейтрино». Только в 1957 году, после пятилетней подготовительной работы, физикам удалось наконец «увидеть» нейтрино. Говоря более строго, была зарегистрирована вспышка, порожденная потоками нейтрино в водородосодержащем веществе. Источником же нейтрино в этих опытах был один из самых мощных современных ядерных реакторов.

Ныне установлено совершенно твердо, что нейтрино образуется при всех ядерных процессах. Возникает оно и в недрах Солнца как побочный продукт тех ядерных реакций, которые обеспечивают его свечение. И роль этих солнечных нейтрино не малая. Нейтринное излучение Солнца по своей энергии составляет 10 % его видимого излучения.

Пробивная способность нейтрино совершенно фантастична. Зародившись в недрах Солнца, нейтрино совершенно беспрепятственно выходит наружу, в космическое пространство, и делает оно это так, как если бы вовсе не существовал исполинский газовый солнечный шар. Более того, если бы Солнце со всех сторон было окружено железным слоем толщиной в миллионы световых лет, то и такое препятствие нейтрино преодолело бы без всяких затруднений!

До сих пор астрономы изучали космос, используя главным образом электромагнитное излучение небесных тел. Лучи, как видимые, так и невидимые, служили (да и теперь служат) почти единственными «связными» между небом и Землей. Существование нейтрино подсказало заманчивую идею: уловить солнечные нейтрино и «выжать» из них информацию о глубинных недрах Солнца.

По существующим ныне теоретическим представлениям солнечные нейтрино зарождаются в центральных областях Солнца, близко от его центра, в ходе происходящих там ядерных реакций. Поэтому если бы мы могли видеть потоки солнечных нейтрино, наше дневное светило показалось бы нам крошечной, ослепительно яркой точкой, в сто раз по поперечнику меньше «оптического» Солнца. Нельзя ли с помощью каких-нибудь приборов увидеть, изучить это нейтринное Солнце? Ну, а в случае успеха можно потом попробовать уловить нейтринное излучение других звезд.

Идея смелая, но практически ее осуществить очень трудно. Мешает неуловимость нейтрино: оно никак не реагирует на магнитные или электрические поля. А очень малая масса помогает нейтрино беспрепятственно пробиваться сквозь вещество.

Нельзя, правда, сказать, что нейтрино никогда и ни при каких обстоятельствах не взаимодействует с веществом. Если бы дело обстояло так, то нейтрино мы бы просто никогда не обнаружили. На самом деле возможны процессы, при которых (по крайней мере в принципе) нейтрино даст знать о себе. Таков, например, процесс, обратный бета-распаду. В этом случае протон должен превратиться в нейтрон и позитрон, причем неизбежно возникает вспышка света, которую можно обнаружить чувствительными фотоэлементами. Правда, вероятность такого процесса очень мала, но все же не равна нулю. Если вещество содержит водород (а значит, протоны) и это вещество облучается потоком нейтрино, то рано или поздно фотоэлементы зарегистрируют слабые вспышки — реальные проявления реально существующих нейтрино.

Мыслимы две возможности: или пропустить одно нейтрино через астрономическую толщу вещества, или, наоборот, использовать поток с астрономическим числом нейтрино для облучения приемлемой на практике толщи вещества. Первый вариант практически нереален. Во втором случае при достаточно мощном потоке нейтрино есть шансы на успех — именно так и сделали физики, когда в 1957 году им удалось впервые убедиться в существовании нейтрино.

10 % энергии видимого излучения Солнца — величина немалая. Это значит, что ежесекундно через квадратный сантиметр земной поверхности проходит 100 миллиардов нейтрино. Это значит, кстати, что в течение жизни человека через его тело пройдет число нейтрино, еще в биллион раз большее. И, вероятно, только один раз одно какое-то нейтрино поглотится в человеческом теле. Заметим, что в полночь мы облучаемся потоком нейтрино никак не меньшим, чем в полдень, — ведь нейтрино запросто проходит через всю толщу земного шара! Любопытно все-таки, что нейтринное Солнце «освещает» нас круглосуточно. Но как поймать это излучение?

Среди высказанных предложений есть одно, пожалуй, наиболее практичное. Нейтрино реагирует с ядром хлора. В итоге этой реакции образуется ядро радиоактивного изотопа аргона, которое испускает электрон. Среди дешевых и широко распространенных веществ есть четыреххлористый углерод или перхлор-этилен (C2Cl4) — вполне подходящая мишень для нейтрино. Заготовить его предварительно можно хоть тоннами. А потом посмотреть, как повлияют на него солнечные нейтрино — в нем должен образоваться аргон, который затем следует испытать на радиоактивность.

Еще одна примечательная деталь. Обсерваторию для приема солнечных нейтрино лучше всего поместить под землей, на глубине нескольких — километров, где не будет сказываться нежелательное вмешательство других частиц. В 1955 г. американский исследователь Р. Девис в Южной Дакоте (США) на глубине 1490 м смонтировал первый нейтринный «телескоп». Приемником нейтринного излучения служил горизонтальный цилиндрический бак длиной около 14 м, содержащий примерно 400 000 литров перхлорэтилена. Позже нейтринные телескопы были созданы в других районах США, а также в Индии и ЮАР (в последнем случае на трехкилометровой глубине!) Предполагается построить крупный нейтринный телескоп и в Советском Союзе.

К сожалению, результаты работ этих «телескопов» пока не удалось согласовать с теорией. Чем это вызвано, еще неясно. Может быть, Солнце в центре холоднее, чем мы думаем, а может быть источником его энергии служат такие неизвестные нам пока процессы, при которых нейтрино вовсе не возникает, или образуется в неощутимо малых количествах. Будущее покажет, в чем причина теперешних неудачных поисков. И все-таки эти первые шаги в создании нейтринной астрофизики обнадеживают.

Очень трудно построить хороший нейтринный телескоп. И не потому лишь, что не видно, из чего сделать нейтринные линзы и как уменьшить их до практически реальных размеров. Нейтринные пучки только при очень больших энергиях, так сказать, чувствительны к направлению, только в этом случае «выбитые» нейтрино частицы вещества сохраняют первоначальное направление полета, а значит, можно узнать, откуда прилетело нейтрино. Есть, конечно, и другие трудности, заставляющие некоторых ученых сегодня скептически относиться к нейтринным телескопам. Но будущее может таить в себе такие возможности, о которых мы сегодня и не подозреваем.

И если когда-нибудь все-таки будут построены сверхчувствительные нейтринные телескопы, с их помощью в звездном мире откроют много необычного. Среди прочего станет возможным прогноз вспышек сверхновых звезд. Оказывается, задолго до того как вспыхнуть в видимом свете, кандидаты в сверхновые звезды начинают интенсивно излучать все более и более мощные потоки нейтрино. А разве не будоражит нашу фантазию такая возможность, как познание антимиров из антивещества, что с помощью нейтрино могло бы быть сильно облегчено? Право же, обидно сознавать, что вокруг нас (и даже в нас самих!) движутся мириады частиц, в которых заложена ценнейшая информация о космосе, а мы эту информацию пока не умеем извлекать и использовать!

Веками астрономы стремились подняться над Землей, в верхние, прозрачные и спокойные слои атмосферы. Они строили обсерватории на высоких плоскогорьях, поднимались на вершины гор, а в последние годы им удалось даже вывести обсерватории на космические орбиты. И теперь, когда, казалось, цель достигнута, астрономы подумывают о том, чтобы зарыться поглубже в Землю и оттуда, сквозь всю толщу земного шара, изучать космос!

Парадоксально? Конечно. Но в этой внешней противоречивости действий отражается внутренняя противоречивость науки, в конечном счете и обеспечивающая ее прогресс. А средства изучения космоса и должны быть многообразны, как многообразна сама Вселенная — видимая и невидимая.