До сих пор мы обсуждали две астрономические темы – планеты и телескопы. Мы привыкли, что телескоп – это рукотворный прибор, а планета – объект исследования. Обычно так и есть, но не всегда: порой небесные тела сами становятся частью астрономического инструмента.

Еще в 240 г. до н. э. великий греческий астроном Эратосфен использовал свойство взаимной параллельности солнечных лучей для измерения диаметра Земли. А русский ученый М. В. Ломоносов, наблюдая в 1761 г. прохождение Венеры по диску Солнца, обнаружил у нее «знатную» атмосферу. Как видим, и для Эратосфена, и для Ломоносова Солнце послужило зондом при изучении планет. В наше время большинство астрономических открытий сделано благодаря новым приемникам излучения в радио-, рентгеновском, инфракрасном, ультрафиолетовом и гамма-диапазонах. Может создаться впечатление, что прогресс астрономических знаний связан исключительно с применением технических новинок, а природные объекты и явления лишь мешают наблюдениям: например, земная атмосфера размывает изображения, а Луна посылает рассеянный свет в атмосферу. Но изобретательность человеческого ума безгранична: даже то, что порою мешает в работе, ученые заставляют служить науке. Уже давно астрономы научились использовать одни космические объекты для изучения других. Всякий раз, когда природа сама помогает поставить те или иные эксперименты, астрономы стараются не упускать представившуюся им возможность наблюдать за ходом этих экспериментов.

 

Экран размером в тысячи километров

Астрономы по праву гордятся тем, что в их руках находятся самые крупные (и очень дорогие!) научные приборы – оптические телескопы диаметром 10 м, радиотелескопы диаметром в сотни метров, межконтинентальные радиоинтерферометры с базой, длина которой равна расстоянию от Крыма до Австралии! Кажется, не было крупнее астрономических приборов в истории человечества. Но это не так. Еще древние астрономы использовали для наблюдения солнечной короны «прибор» размером почти 3500 км. Речь идет, конечно, о Луне, которая во время полных солнечных затмений аккуратно закрывает сияющий диск нашей звезды, предоставляя ученым возможность исследовать солнечную хромосферу и корону. Особенно ценно то, что диск Луны имеет тот же угловой размер, что и фотосферный диск Солнца. Луна как будто специально изготовлена для помощи астрономам в изучении Солнца.

Рис. 5.1. Солнечная корона, наблюдавшаяся с территории Монголии во время затмения 1 августа 2008 г. Изображение создано путем объединения 55 кадров, снятых с разными экспозициями: от 1/125 до 8 секунд. Солнце и Луна располагаются на фоне созвездия Рак. Фото: М. Druckmüller, P. Aniol, V. Rusin.

Сколько сил и изобретательности было затрачено на создание внезатменного коронографа! Прибор работает, но пока ему трудно конкурировать с естественным коронографом – Луной, и астрономы по-прежнему с нетерпением ждут солнечных затмений. До сих пор с поверхности Земли благодаря Луне удается получать изумительные снимки солнечной короны (рис. 5.1), превосходящие по качеству даже те, которые получены дорогостоящими космическими обсерваториями (см. рис. 4.24).

Неоценимы в астрономических исследованиях покрытия Луной различных объектов малого углового размера. Астрономы умеют очень точно измерять яркость тусклых источников света – астероидов, звезд, галактик, но земная атмосфера препятствует исследованию тонкой структуры этих источников. Край лунного диска, последовательно закрывая от наблюдателя (или открывая) части изучаемого объекта, позволяет измерить распределение яркости по поверхности объекта, то есть получить его изображение. Луна движется по орбите со скоростью около 1 км/с. Для наблюдателя на Земле край лунного диска на фоне неба движется с угловой скоростью от 0,3″ до 0,5″ в секунду, в зависимости от географической широты наблюдателя и высоты Луны над горизонтом. Современный телескоп с электронным приемником света способен тысячи раз в секунду фиксировать световой поток от объекта 5m. Значит, угловое разрешение системы «телескоп – Луна» составляет примерно 0,001″, то есть в сотни раз лучше, чем у телескопа «без Луны», и даже лучше, чем у телескопа с дорогостоящей системой адаптивной оптики.

Рис. 5.2. Момент контакта во время покрытия Венеры диском Луны. Фото: Philippe Tosi.

Методом лунных покрытий определяют диаметры астероидов, планет и звезд, открывают и исследуют тесные двойные звезды и даже изучают распределение яркости на дисках некоторых звезд. Сейчас этот метод очень популярен и доступен даже любителям астрономии. Правда, такие наблюдения возможны лишь в тех местах на небе, где бывает Луна: для земного наблюдателя – в полосе шириной около 12° вдоль эклиптики.

У метода лунных покрытий есть и недостатки. Во-первых, дифракция света на краю лунного диска приводит к искривлению световых лучей. Даже точечный источник, когда на него надвигается лунный диск, исчезает не сразу, а предварительно испытав несколько возрастающих по амплитуде колебаний яркости. Исключают эти эффекты математическими методами, сравнивая с наблюдаемой картиной изменения яркости кривые, рассчитанные для источников различного углового диаметра.

Второй недостаток данного метода в том, что одно лунное покрытие – это всего лишь один «скан», дающий одномерное распределение яркости источника. Но если наблюдать несколько покрытий одного и того же источника, то можно получить набор одномерных профилей яркости с разными углами сканирования. Дело в том, что Луна движется очень сложно и никогда не повторяет в точности своего пути. По этому набору сканов несложно восстановить двумерную картину распределения яркости.

Покрытия Луной используются для исследований не только в оптическом диапазоне: чрезвычайно широкое применение в свое время нашел этот метод в рентгеновской астрономии, приборы которой поначалу обладали очень низким угловым разрешением. В 1963 г. рентгеновские детекторы имели угловое разрешение несколько градусов, поэтому московский астрофизик И. С. Шкловский предложил исследовать рентгеновский источник в созвездии Телец в то время, когда его постепенно закрывала Луна. Эксперимент был проведен: в результате источник отождествили с Крабовидной туманностью и определили его размер – около 1′, что было в сотни раз меньше разрешающей способности рентгеновского детектора.

Рис. 5.3. Кривые блеска звезды IRC+00233 на длинах волн 2 и 4 микрона в момент ее покрытия Луной. Крестики – данные наблюдений. Сплошная кривая – теоретическая модель для звезды углового размера 0,0045″. Колебания блеска вызваны эффектом дифракции света на краю лунного диска: чем меньше угловой размер звезды, тем сильнее дифракционные колебания блеска. Из работы Р. М. Harvey, A. Oldag (Техасский университет), 2007 г.

Особенно тесно рентгеновские источники расположены на небе в направлении галактического центра. К счастью, через этот район время от времени проходит Луна. В 1971 г. в ходе ракетного эксперимента удалось определить координаты близкого к галактическому центру рентгеновского источника GX3+1 с точностью 25″х1″. Рентгеновским телескопам такая точность стала доступна лишь в конце 1970-х гг.

А еще раньше, в 1950-е гг., аналогичная ситуация сложилась в радиоастрономии. В то время радиотелескопы в метровом диапазоне имели угловое разрешение около 10°. Поэтому радиоастрономы часто использовали методы лунных покрытий для определения точных координат источников. В наше время на радиоинтерферометрах достигнута фантастическая разрешающая способность – 0,0001″, но Луна по-прежнему остается в арсенале радиоастрономов. Например, в последние годы при наблюдении радиоизлучения межзвездных молекул метод лунных покрытий позволил детально исследовать ядро нашей Галактики.

Начиная с 1973 г. Луна стала выступать в новой роли: американский радиоастрономический спутник «Эксплорер-49», выйдя на окололунную орбиту, развернул 230-метровые антенны и приступил к исследованию низкочастотного радиоизлучения Солнца, Юпитера и других объектов, закрываясь с помощью Луны от радиошумов земного происхождения. Заметим, что при наблюдении с борта искусственных спутников Земли и Луны метод лунных покрытий удается распространить практически на все небо. Первый опыт работы в радиотени Луны оказался удачным, и теперь радиоастрономы готовятся к созданию постоянной обсерватории на обратной стороне Луны. Впрочем, я опасаюсь, что пока эта обсерватория будет создана, наши музыкальные радиостанции доберутся и до обратной стороны Луны.

Итак, Луна отлично исполняет роль заслонки. А на что еще она годится? В следующем разделе мы узнаем, что Луна – подходящая мишень для нейтрино; вполне вероятно, что скоро она будет использована в этом амплуа. А недавно у нее появилась еще одна роль: Луну можно использовать как зеркало. Мы не имеем в виду любительскую радиосвязь «через Луну», когда принимаются отраженные от нее радиоволны: это интересно, но не имеет отношения к планетам. Астрономы стали использовать Луну в роли зеркала следующим образом: во время лунных затмений на поверхность Луны попадает солнечный свет, прошедший сквозь земную атмосферу, затем он частично отражается от Луны, и астрономы на Земле могут его наблюдать. Яркость Луны во время затмения показывает, насколько прозрачна атмосфера Земли, велика ли в ней облачность; цвет лунной поверхности говорит о степени запыленности нашей атмосферы.

А совсем недавно лунное затмение позволило взглянуть на Землю как на экзопланету. Испанские астрофизики (E. Palle и др.) опубликовали результаты любопытной работы, которые увеличивают шанс успешного поиска внесолнечных планет с органической жизнью. Наблюдая частное лунное затмение 16 августа 2008 г., они получили спектр солнечного излучения, прошедший через атмосферу Земли и отраженный от Луны. В нем без особого труда обнаружились линии молекулярного кислорода, озона, водяного пара, метана и углекислого газа. Эти биомаркеры в своей совокупности однозначно свидетельствуют о наличии жизни на Земле. Такие же наблюдения за экзопланетами можно проводить в период их прохождения на фоне их звезды.

Рис. 5.4. Частное лунное затмение 16 августа 2008 г. Вверху слева: схема прохождения Луны через полутень и тень Земли. Указано всемирное время (UT). Справа: фото Луны в максимальной фазе затмения (21:10 UT). Внизу: схема (не в масштабе) прохождения солнечных лучей сквозь атмосферу Земли к Луне и отражения обратно к Земле.

Еще одно неожиданное использование Луны как зеркала произошло в области гамма-астрономии. В последние годы астрофизики интенсивно исследуют короткие гамма-всплески, источниками которых, по-видимому, служат самые удивительные космические объекты – нейтронные звезды, взрывы сверхновых и, возможно, что-то еще неизвестное. Аппаратура для регистрации гамма-лучей устанавливается на космических обсерваториях, поскольку сквозь земную атмосферу эти лучи не проходят. У каждого гамма-детектора есть определенный динамический диапазон: очень слабых вспышек он не замечает, а от слишком сильных его зашкаливает. Именно такая сверхсильная вспышка наблюдалась 27 декабря 2004 г. от источника SGR 1806-20, по-видимому, связанного с нейтронной звездой-магнитаром. Вспышку зафиксировали многие спутники, имеющие соответствующую аппаратуру, но измерить параметры самой яркой ее фазы не смогли, поскольку приборы «ослепли» от слишком сильного потока гамма-лучей. В это время российский спутник «Коронас-Ф» с гамма-спектрометром на борту оказался в тени Земли, и вспышка его не ослепила, но через несколько секунд он зафиксировал ослабленное эхо этой вспышки: лучи отразились от Луны! Их потока оказалось достаточно для измерений. Прав был Козьма Прутков: Луна полезнее Солнца!

 

Земля – фильтр, мишень, детектор

Тут самое время вспомнить, что наша Земля – не только «модель экзопланеты», но и сама – полноправная планета. Может ли она играть роль телескопа или хотя бы как-то способствовать изучению Вселенной? Казалось бы, земные явления только мешают астрономическим наблюдениям: достаточно вспомнить о свечении ночного неба, атмосферном дрожании, почти полной непрозрачности атмосферы в рентгеновском, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Несмотря на это, в последние годы Земля все чаще становится элементом астрофизических приборов. Вот несколько примеров.

Чтобы наблюдать космическое гамма-излучение, как уже говорилось, аппаратуру приходится выводить за пределы земной атмосферы на космических аппаратах. Но и в космическом пространстве трудно зарегистрировать «сверхжесткие» гамма-кванты, энергия которых превышает 100 ГэВ. Это «сверхпроникающее» излучение способны задержать и обнаружить только детекторы размером в десятки и сотни метров. Для их запуска в космос даже нет достаточно грузоподъемной ракеты. К счастью, оказалось, что детектором для таких квантов может быть… атмосфера Земли! Ученые воспользовались тем обстоятельством, что гамма-квант сверхвысокой энергии, проходя через земную атмосферу, создает в ней ливень элементарных частиц. Каждая заряженная частица этого ливня, двигаясь с околосветовой скоростью (которая выше скорости распространения света в атмосфере), вызывает черенковское свечение. Поток оптических фотонов распространяется в том же направлении, что и породивший его гамма-квант. Остается только зарегистрировать этот свет с помощью обычного телескопа.

Первыми в мире систематические наземные исследования космического гамма-излучения начали проводить сотрудники Физического института имени П. Н. Лебедева РАН (ФИАН) еще в 1964 г. На Тянь-Шаньской высокогорной станции ФИАНа и в Крымской астрофизической обсерватории регистрация черенковского излучения успешно осуществлялась сначала с помощью параболических зеркал диаметром 1,5 м (от прожекторов ПВО), а позже – с помощью многозеркальных коллекторов света. Атмосфера Земли не только не мешала им, но и была необходимым элементом установки.

Сейчас уже в нескольких странах действуют подобные гамма-телескопы. Один из крупнейших – VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) в Аризоне состоит из четырех 12-метровых коллекторов света и регистрирует кванты с энергией от 50 ГэВ до 50 ТэВ. Каждый из коллекторов собран из 350 плоских шестиугольных зеркал, которые отражают свет в фокус коллектора, где находится система регистрации на основе фотоэлектронных умножителей (ФЭУ). С помощью этих приборов уже обнаружены десятки источников сверхжесткого гамма-излучения, как в нашей Галактике, так и в соседних. Кстати, таким же методом регистрируют и частицы космических лучей сверхвысокой энергии, которые также при взаимодействии с атмосферой Земли порождают поток вторичных частиц – широкий атмосферный ливень, дающий вспышку черенковского излучения.

Рис. 5.5. Схема регистрации сверхжестких космических гамма-квантов, порождающих в земной атмосфере черенковское свечение. Атмосфера планеты играет роль сцинтиллятора – прозрачной среды, в которой рождаются черенковские фотоны.

Неоценима роль Земли и при наблюдении космических нейтрино. В нашей стране в недрах горы Андырчи в Приэльбрусье сооружен один из крупнейших в мире нейтринных телескопов, в котором Земле отведено сразу несколько важных функций. Во-первых, она служит фильтром, не пропускающим к телескопу потоки космических лучей. Во-вторых, земной шар используется в качестве мишени, взаимодействуя с которой нейтрино рождают потоки мюонов. Эти мюоны регистрируются счетчиками нейтринного телескопа. Сравнивая потоки нейтрино, приходящие сверху и снизу, можно определить сечение взаимодействия нейтрино с земным шаром, иначе говоря, измерить коэффициент пропускания планеты-фильтра.

Рис. 5.6. Четыре коллектора света, составляющих черенковский телескоп VERITAS.

Такие подземные установки по регистрации нейтрино работают уже в нескольких странах. Одна из самых совершенных расположена близ города Садбери (пров. Онтарио, Канада). В шахте Крайгтон на глубине 2070 м находится прозрачный плексигласовый шар диаметром 12 м, заполненный 1000 т тяжелой воды (D20). Вокруг него расположены 9600 ФЭУ, направленные в центр шара и регистрирующие вспышки черенковского света от быстрых электронов, рождающихся в реакции

ve + D → е- + р + р.

Вся эта конструкция помещена в еще больший резервуар с 7300 т обычной, но очень чистой воды, играющей роль защиты от радиоактивного излучения горных пород. Именно на Садберийской нейтринной обсерватории (SNO) в 2002 г. была решена так называемая проблема солнечного нейтрино – слабость наблюдаемого потока электронных нейтрино из недр Солнца по сравнению с теоретически рассчитанным потоком, который должен быть, если в глубинах Солнца идут термоядерные реакции. Оказалось, что по пути от Солнца к Земле часть электронных нейтрино превращается в нейтрино других сортов – мюонные и тау, а их пока не умеет регистрировать ни один детектор, кроме детектора SNO. Открытие взаимных превращений (осцилляций) нейтрино разных сортов (поколений) заставило физиков взяться за модернизацию теории элементарных частиц.

Рис. 5.7. Схема обнаружения нейтрино, пронизывающего земной шар. Установка такого типа – в полном смысле слова «планета-телескоп».

Масштаб Садберийского прибора поражает, но эта установка не самая крупная среди нейтринных детекторов. Например, японский детектор «Супер-Камиоканде», также опущенный глубоко под землю, имеет резервуар диаметром 40 м, заполненный 22 000 т обычной воды и окруженный 11 200 фотоумножителями. Вес всей установки 50 000 т. Но не нужно думать, что астрофизики страдают гигантоманией. Неуловимые нейтрино, с легкостью пронизывающие Солнце и Землю, просто не замечают на своем пути установки меньшего масштаба.

Развивая идею «планета-телескоп», некоторые научные коллективы решили вообще отказаться от искусственных резервуаров гигантского объема, а использовать вместо этого природные резервуары – озера и моря. Глубоководный водоем может быть и фильтром (не нужна шахта!), и сцинтиллятором (не нужен дорогой резервуар). Требуются только ФЭУ, которые следует опустить «во глубину» прозрачных вод и следить там, в абсолютной темноте, за слабенькими вспышками черенковского света, сопровождающими ливни элементарных частиц, рожденных нейтрино в толще воды. Такие установки уже начали работать на озере Байкал, где детекторы опущены на глубину 1 км, а также в Средиземном море – у берегов Франции (эксперимент ANTARES) на глубине 2,5 км и у побережья Греции (эксперимент NESTOR) на глубине 4 км. Если смотреть в перспективу, то весьма привлекательными «планетами-телескопами» для исследователей нейтрино со временем могут стать Европа, спутник Юпитера, и Энцелад, спутник Сатурна, с их подледными океанами глубиной в десятки километров.

Кстати, лед – тоже отличная среда для сооружения гигантских черенковских детекторов, и этим уже воспользовались астрофизики. В ледяном куполе Антарктиды, прямо на Южном полюсе, в течение последних нескольких лет проводился эксперимент AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array – массив мюонных и нейтринных детекторов в Антарктике). Во льду были проплавлены вертикальные скважины и в них на глубину от 1,5 до 2 км опущены гирлянды фотоумножителей. Под давлением вышележащих слоев лед приобретает чрезвычайно высокую прозрачность, к тому же он обладает очень низким радиационным фоном и хорошо охлаждает ФЭУ, уменьшая уровень шумов. Эксперимент оказался успешным, и теперь установка расширяется вглубь и вширь, получив новое имя – IceCube Neutrino Observatory. Глубина увеличилась до 2,5 км, а площадь, на которой по ледяному куполу распределены гирлянды детекторов, достигнет 1 км2. Так что объем ледяного черенковского телескопа будет равен одному кубическому километру! Как у ядра небольшой кометы.

А теперь вспомним, что в воде и во льду лучше всего распространяется все же не свет, а звук. Именно поэтому для рыб слух важнее зрения. Еще в 1977 г. советские физики Г.А.Аскарьян и Б. А. Долгошеин предложили проект акустической регистрации нейтрино. Ливень вторичных частиц, рожденных при взаимодействии нейтрино с ядрами атомов воды, должен вызывать в воде короткий щелчок, длительностью всего около 100 мкс. Зарегистрировав звук из нескольких точек, можно определить направление прихода нейтрино. Особый интерес к этому методу появился в связи с тем, что в годы «холодной войны» на дне океанов были раскинуты обширные сети чувствительных гидрофонов для обнаружения вражеских подводных лодок. Например, база США в Атлантике вблизи Багамских островов занимает подводное пространство площадью 250 км2. Сейчас там планируется создать подводную акустическую установку с 52 гидрофонами для обнаружения нейтрино. Еще более грандиозный проект DUMAND (Deep Underwater Muon And Neutrino Detector) развивался с 1976 по 1995 гг. в Тихом океане близ острова Гавайи. Там на глубине 5 км предполагалось развернуть объединенную систему оптической и акустической регистрации нейтрино. Сейчас проект остановлен, но его наработки и часть оборудования используются в других, менее дорогостоящих, проектах подводных нейтринных детекторов.

Но, пожалуй, еще более грандиозная идея – использовать всю Землю целиком в качестве телескопа. Планета Земля может служить детектором самого экзотического вида излучения – гравитационных волн.

Рис. 5.8. Схема регистрации гравитационных волн, в которой используется специальный сейсмометр, фиксирующий колебания земного шара.

В поле гравитационного излучения Земля в простейшем случае должна деформироваться в эллипсоид, вытянутый перпендикулярно направлению приходящей волны, причем степень вытянутости изменяется с частотой приходящего гравитационного излучения. В результате в теле Земли будут возбуждаться сейсмические колебания. В принципе такие же колебания должны возбуждаться и в лабораторных твердотельных детекторах гравитационных волн. Это, как правило, металлические болванки массой около тонны, снабженные чувствительными датчиками колебаний. Наилучшим образом такие детекторы откликаются на ту гравитационную волну, частота которой совпадает с частотой собственных колебаний болванки: для лабораторных детекторов это звуковые частоты (1 Гц – 10 кГц), для Земли – инфразвуковые (0,1-10 Гц), что интереснее с точки зрения астрофизики. Регистрируя колебания земной поверхности специальным сейсмометром, исследователи надеются обнаружить гравитационное излучение пульсаров и вращающихся белых карликов. Уже четверть века в различных районах Земли ставятся такие эксперименты. За это время чувствительность аппаратуры была повышена в тысячи раз, но пока на фоне сейсмических шумов не удалось выделить колебаний с периодами, близкими или кратными периодам известных пульсаров. Были даже попытки поставить аналогичный эксперимент на Луне, куда участники экспедиций «Аполлон» доставили сейсмометры. Но эти попытки закончились безрезультатно.

Впрочем, астрофизики постоянно пытаются приспособить Луну для изучения космоса. Ее роль при исследовании Солнца и звезд мы уже обсуждали, но и нейтринная астрономия тоже приглядывается к Луне. Пролетая сквозь планету или ее спутник, высокоэнергичное нейтрино может родить ливень вторичных заряженных частиц, которые, как мы знаем, испускают в среде черенковское излучение, причем не только оптическое, но и радио. Если оптические черенковские вспышки можно заметить только в прозрачной среде (воздух, вода), то радиоволны могут выходить из глубин планеты. Кстати, этот метод регистрации нейтрино тоже предложил Г. А. Аскарьян еще в 1961 г. Для генерации черенковского радиоизлучения прекрасно подходит Луна, особенно ее обратная сторона – заповедное место в смысле радиопомех. Но наземным радиотелескопам обратная сторона Луны не видна. Поэтому исходящее оттуда излучение должен регистрировать спутник на окололунной орбите, снабженный чувствительными радиоантеннами. Вот такой нейтринный телескоп получается: даже не планета, а спутник (Луна) + спутник спутника.

А теперь вернемся к Луне в роли гравитационной антенны. Если пока Луну в этой роли не удается использовать «соло», то почему бы не создать дуэт «Земля – Луна»? При прохождении гравитационной волны между свободными телами периодически меняется расстояние. При этом чем больше расстояние, тем сильнее оно меняется. Гравитационная антенна «Земля – Луна» отлично подходит для регистрации длинноволнового гравитационного излучения с периодом колебаний около 2–3 секунд. Для этого нужно точно измерять расстояние между центрами Земли и Луны. Такие измерения осуществляются методом лазерной локации с использованием уголковых отражателей, доставленных на поверхность Луны советскими и американскими космическими аппаратами. Достигнутая при этом точность – около

1 см – пока недостаточна для целей гравитационноволновой астрономии, но можно надеяться, что переход от локации к лазерной интерферометрии резко повысит чувствительность гравитационной антенны «Земля – Луна», так как интерферометр способен почувствовать изменение расстояния в несколько ангстрем.

 

Мертвая звезда – генератор стандартных сигналов

Астрофизики предлагают все новые способы «поймать» гравитационное излучение. На помощь призваны радиопульсары как источники импульсов строго постоянной частоты. Идея проста. Представьте себе, что где-то на пути от пульсара к Земле находится источник гравитационного излучения, например тесная двойная звезда. Тогда свойства пространства в этой области не остаются неизменными, ведь гравитационная волна – это и есть периодическое изменение свойств пространства-времени! Радиосигналу пульсара понадобится то чуть больше, то чуть меньше времени, чтобы достичь Земли.

Рис. 5.9. Гравитационное излучение тесной двойной звезды можно обнаружить, исследуя радиоизлучение пульсара, расположенного от наблюдателя дальше, чем двойная система.

Радиоастрономы в принципе могли бы заметить такие периодические изменения в моментах прихода импульсов и сравнить их период с периодом обращения тесной двойной звезды. При совпадении этих двух периодов можно констатировать наличие гравитационных волн в пространстве между пульсаром и Землей.

К сожалению, на пути осуществления такого эксперимента много трудностей. Межзвездное и межпланетное пространство заполнено движущейся неоднородной плазмой, которая преломляет радиоволны и непредсказуемо задерживает их приход на Землю. Правда, мы знаем, что периодическую компоненту, связанную с гравитационным излучением, можно выделить на фоне даже очень сильных шумов, но для этого нужны длительные прецизионные наблюдения.

Уникальный «прибор» для гравитационно-волновых экспериментов создан самой природой. Это тесная двойная система, состоящая из нейтронных звезд, одна из которых – радиопульсар PSR В1913+16. С тех пор как в 1993 г. за изучение этой системы Нобелевскую премию по физике получили Р. А. Халс и Дж. X. Тейлор (Принстонский университет), этот объект называют не иначе как «двойной пульсар Халса – Тейлора». Период обращения нейтронных звезд в этой системе составляет 7 ч 45 мин, но он меняется: в результате излучения гравитационных волн орбитальный период уменьшается на 76,5 мкс в год. Соответственно уменьшается и большая полуось орбиты – на 3,5 м в год. Заметить это удалось, измеряя частоту прихода радиоимпульсов от пульсара, который в данном случае служит «генератором стандартных сигналов». Эта работа была так высоко оценена именно потому, что впервые косвенно подтвердила существование гравитационных волн в полном согласии с прогнозом общей теории относительности. Конечно, нейтронные звезды – это не планеты, о которых мы здесь говорим, но важен принцип: астрономические приборы не только изготавливаются руками, но и обнаруживаются среди естественных объектов.

 

Гравитационная фокусировка

До сих пор мы рассматривали принципы детектирования гравитационных волн с помощью небесных тел, но было бы хорошо научиться фокусировать эти волны, создавая высокую плотность гравитационного излучения в некоторой точке пространства – в фокусе. Разумеется, поскольку волны гравитационные, то и фокусирующая их линза тоже должна быть гравитационной. Такой линзой может служить любое массивное тело.

Гравитационная линза универсальна: она фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц, ведь гравитационному взаимодействию подвержены все материальные объекты. Принципиальная возможность создания такой линзы была доказана в 1919 г., когда под руководством А. Эддингтона во время полного солнечного затмения измерили отклонение лучей света звезд, наблюдавшихся недалеко от края Солнца. Оправдалось предсказание А. Эйнштейна, что лучи света, проходящие вблизи солнечного края, отклоняются на 1,75″ (под таким углом мы видим толщину спички с расстояния 200 м). Зная эту величину, даже школьник может вычислить, что отклоненные Солнцем лучи соберутся в фокусе, расположенном на расстоянии 550 а. е. от светила – в 18 раз дальше орбиты Нептуна. Поток излучения в фокусе такой гравитационной линзы, как Солнце, усиливается всего в несколько раз. Солнце и любой другой одиночный массивный объект – плохая гравитационная линза, так как обладает сильнейшей аберрацией. У этой линзы нет одной точки фокуса, где собирались бы все параллельно падающие на нее лучи: чем дальше проходят лучи от поверхности Солнца, тем больше для них фокусное расстояние.

Рис. 5.10. Планета – гравитационная линза. Такая линза фокусирует все виды излучения и потоки любых частиц. К сожалению, у нее нет единого фокусного расстояния. Но к счастью, она практически изотропна: фокусирует частицы и кванты, приходящие с любого направления.

Но для излучений, которые проникают сквозь вещество (гравитационные волны, нейтрино), можно рассчитать, каким должно быть распределение плотности вещества вдоль радиуса гравитационной линзы, чтобы фокусировка происходила в одной точке, где поток излучения значительно усилится. Оказалось, что распределение плотности вещества в мантии и внешнем ядре земного шара неплохо подходит для целей гравитационной фокусировки. Жаль только, что точка фокуса удалена от Земли на 13 ООО а. е. Но если установить автоматическую систему детектирования на комету с подходящей орбитой, то через 325 тыс. лет наш детектор прибудет на место наблюдения. А до области, где фокусирует Солнце, комета доберется всего за 2300 лет. А межпланетный зонд, использующий гравитационные маневры в поле планет-гигантов, сделает это намного быстрее. Вспомним, что «Пионеры» и «Вояджеры» уже удалились на 100 а. е.

Так что с развитием космонавтики использование Солнца и планет в качестве гравитационных линз может стать реальным. А пока мы не имеем возможности выносить наши детекторы далеко от Земли, нужно подбирать подходящую линзу, в фокусе которой мы случайно находимся, благо вокруг нас много звезд и галактик. Эффект гравитационной фокусировки обсуждается с середины 1920-х гг., начиная с работы петербургского физика Ореста Хвольсона. В отношении линзы-звезды особого оптимизма не было: рядом с яркой звездой трудно заметить изображение более далекого объекта. Другое дело – использовать в качестве линзы галактику, поверхностная яркость которой невелика, а гравитационный потенциал не меньше, чем на поверхности нормальной звезды.

Несколько лет продолжались поиски эффекта гравитационной фокусировки в мире галактик, прежде чем в конце 1978 г. эффект был обнаружен: астрономы заметили, что изображение далекого квазара QSO 0957+561 состоит из двух почти одинаковых частей, разделенных углом всего 6″. При этом они имеют одинаковые спектры с одинаковым красным смещением и «мигают» в унисон с временной задержкой один относительно другого 417 сут. Оказалось, что это два изображения одного квазара, созданные гравитационной линзой – более близкой к нам галактикой, изображение которой позже обнаружили. Галактика находится от нас на расстоянии 3,7 млрд св. лет (красное смещение z = 0,355), а квазар удален на 8,7 млрд св. лет (z= 1,41). Если бы галактика лежала точно на линии «квазар – Земля» и была сферически симметричной, то изображение квазара имело бы форму кольца (так называемое кольцо Эйнштейна). Но это не так, поэтому изображение, созданное гравитационной линзой, представляет собой несколько пятен. Позже были найдены тройные и даже четверные изображения квазаров («крест Эйнштейна»). Таким образом, принцип гравитационной фокусировки был доказан. Позже обнаружилось, что роль гравитационной линзы могут играть как целые скопления галактик, так и отдельные звезды, если их собственный блеск слабее яркости созданного ими изображения. До сих пор такие наблюдения проводились в оптическом и радиодиапазоне. В будущем нам нужно научиться использовать этот метод для усиления проницающей способности нейтринных и гравитационноволновых телескопов.

 

Звезды-зонды

Вначале главы я рассказывал, как покрытие диском Луны помогает изучить звезды. В том случае Луна была прибором, а звезды – объектом исследования. Однако и сами звезды могут стать частью астрономического прибора, предназначенного для исследования планеты. Метод покрытия уже несколько десятилетий весьма плодотворно применяется для того, чтобы излучением звезд «просвечивать» атмосферы планет и их окрестности.

Первый сенсационный результат этот метод дал в 1977 г., когда позволил обнаружить темные кольца Урана. Открытие сделал американский астроном Джеймс Эллиот с коллегами 10 марта 1977 г., наблюдая с борта летающей обсерватории «Койпер» (NASA) за тем, как Уран проходит перед звездой SAO 158687 в созвездии Весы. Вообще-то ученые хотели узнать что-нибудь новое об атмосфере Урана, сквозь которую на заходе и на восходе будет просвечивать звезда.

Рис. 5.11. Летающая обсерватория «Койпер» для инфракрасных наблюдений в стратосфере.

В передней части фюзеляжа находится окно для телескопа (темный прямоугольник).

Чтобы не пропустить явление, они начали свои наблюдения за час до рассчитанного момента и неожиданно заметили, как за полчаса до начала покрытия звезды диском планеты и совершенно симметрично после окончания ее покрытия блеск звезды пять раз на несколько секунд ослаб. Сразу стало ясно, что это указывает на существование пяти тонких полупрозрачных колец вокруг планеты, заслонивших от телескопа звездный свет. С Земли эти кольца до того дня никто не видел, поскольку, в отличие от колец Сатурна, кольца Урана состоят из очень темного вещества. Спустя полгода после открытия Джеймса Эллиота к планетам-гигантам стартовали межпланетные зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Когда 24 января 1986 г. «Вояджер-2» сблизился с Ураном, ученые уже были готовы к поиску колец и без труда обнаружили их на переданных снимках, а также открыли новые. Позже свою лепту внес и космический телескоп «Хаббл», так что сейчас уже известно 13 колец Урана.

Пожалуй, еще более неожиданным открытием, чем кольца Урана, было обнаружение спутников у некоторых астероидов, также сделанное при наблюдении звездных покрытий. Позже наличие этих маленьких тел, сопровождающих астероиды и карликовые планеты, подтвердилось их прямыми наблюдениями в телескопы и с борта космических зондов. Кстати, многие наблюдения покрытия звезд астероидами тоже были сделаны с помощью летающей обсерватории. Дело в том, что тень астероида (освещенного звездой!) крайне невелика – в лучшем случае несколько сотен километров. Проходя по Земле, она обычно не попадает на стационарные обсерватории, поэтому за ней приходится «охотиться». Идеально подходит для этого обсерватория-самолет.

Например, в 1977 г. покрытие звезды Ураном астрономы наблюдали над южной частью Индийского океана. Вряд ли это удалось бы сделать даже с борта морского судна: в «ревущих сороковых» широтах помешали бы облачность и качка. А с борта самолета наблюдения провести удалось. Летающая обсерватория «Койпер» (КАО – Kuiper Airborne Observatory) работала в составе NASA с 1974 по 1995 г. На борту модифицированного транспортного самолета С-141А находился кассегреновский рефлектор диаметром 92 см, в основном предназначенный для наблюдений в широком ИК-диапазоне (от 1 до 500 мкм). Рабочая высота этой обсерватории достигала 14 км. Выше практически не бывает облаков и атмосфера очень сухая, что необходимо для инфракрасных наблюдений, поскольку пары воды поглощают это излучение. С помощью телескопа КАО были открыты кольца Урана (1977 г.), обнаружена атмосфера Плутона (1988 г.) и составлены ценные каталоги инфракрасных источников ночного неба. Сейчас самолет-обсерватория «Койпер» законсервирован на авиабазе Эймсовского исследовательского центра в Калифорнии; возможно, он станет научным музеем. А на смену ему пришла новая техника: NASA совместно с Немецким аэрокосмическим центром создали летающую обсерваторию SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) на базе самолета «Боинг-7478Р», несущего телескоп диаметром 2,5 м и способного работать на высотах до 12,5 км. Подобные мобильные обсерватории чрезвычайно полезны: обычные телескопы привязаны к земле, телескопы на спутниках движутся по строгому орбитальному расписанию, а самолет-обсерватория всегда может быть в нужное время в нужном месте. По существу, такой летающий телескоп делает обсерваторией весь земной шар. Можно сказать, что вся Земля становится планетой-телескопом.