Виктор Комаров - Занимательная астрофизика Страница 6

Если бы такой разрешающей способностью обладал обычный оптический телескоп, то с его помощью можно было бы разглядеть 10-копеечную монету на расстоянии 4 тыс. км.

Если же говорить не об угловых, а о реальных пространственных размерах тех наиболее «мелких» деталей различных астрономических объектов, которые можно выделять с помощью подобных радиотелескопических систем, то для объектов, расположенных на расстоянии 300 млн. световых лет[3]) от Земли — это примерно один световой год, а на расстоянии квазаров — 100 световых лет.

Однако при создании радиоинтерферометров со сверхдлинными базами ученые ограничены естественными масштабами земного шара. Для еще большего увеличения базы необходимо по крайней мере одну из антенн вынести в космос.

Как известно, первый опыт создания космического радиотелескопа — КРТ-10 («Космический радиотелескоп с поперечником антенны 10 м») был осуществлен на советской орбитальной станции «Салют-6».

Вполне реальными представляются и проекты создания внеземных интерферометров, где одна из антенн будет расположена, например, на поверхности Луны, а другая на Земле или искусственном спутнике. По мнению многих специалистов, возможности интерферометрии со сверхдлинными базами при дальнейшем совершенствовании измерительной техники принесут наиболее интересные результаты в радиоастрономии обозримого будущего.

По соседству со светом

В «промежутке» между видимым светом и радиоволнами «заключено» инфракрасное излучение, с длинами волн от 0,74 мкм до 1–2 мм. Источниками этого излучения являются тела, обладающие температурой от 20 до 5000 кельвинов.

Таким образом, подавляющее большинство космических объектов являются источниками излучения в инфракрасном диапазоне. К примеру, около 50 % солнечного излучения приходится на инфракрасную область.

Особенно ценную информацию инфракрасное излучение несет о таких космических объектах, которые не удается наблюдать в других диапазонах электромагнитных волн, в частности, о холодных звездах.

Еще одно важное достоинство инфракрасного излучения состоит в том, что оно хорошо проходит сквозь межзвездную среду, т. е. пыль и газ, заполняющие межзвездное пространство. Поэтому в инфракрасном диапазоне можно получать изображения таких космических объектов, которые нельзя наблюдать с помощью обычных оптических телескопов. Именно таким путем советскими астрофизиками было, впервые получено изображение ядра Галактики — центральной части нашей звездной системы.

В земной атмосфере есть небольшое «окно прозрачности», расположенное в инфракрасном диапазоне. Воздушная оболочка нашей планеты пропускает излучение с длинами волн от 8 до 13 мкм. Но все же основная часть инфракрасных космических излучений атмосферой, задерживается, и поэтому подлинное развитие инфракрасной астрономии началось тогда, когда появились технические средства, способные выносить измерительную аппаратуру на большую высоту за пределы плотных слоев земной атмосферы.

Исследования в инфракрасном диапазоне позволили получить весьма ценные сведения, пополнившие наши знания об атмосферах планет Солнечной системы, о свойствах лунной поверхности, о пылевых туманностях, а также о многих других космических объектах…

Весьма интересное открытие было сделано в 1983 г. международным спутником «ИРАС», предназначенным для исследования космического инфракрасного излучения. Вокруг Веги — одной из самых близких к нам звезд, расстояние до которой составляет всего около 27 световых лет, было зарегистрировано «кольцо» вещества, излучающего в инфракрасном диапазоне. Видимо, это означает, что вокруг Веги обращается рой холодных частиц — пылинок и более крупных тел. А возможно, Вега обладает и планетами.

В пользу такого предположения говорит и еще одно обстоятельство. Звезды типа Веги обладают очень быстрым вращением вокруг собственных осей. Сама же Вега вращается весьма медленно.

Есть веские основания предполагать, что в процессе формирования планет звезда каким-то образом передает им основную часть своего «„запаса“ вращения» или более точно — момента количества движения. Например, в Солнечной системе подавляющая часть момента количества движения приходится на долю планет и лишь весьма незначительная на долю Солнца.

Если вывод о наличии планетной системы (возможно, в стадии формирования) у Веги подтвердится, это будет иметь огромное значение для планетной космогонии. До сих пор мы изучали нашу Солнечную систему в единственном экземпляре — ее не с чем было сравнивать. Не исключено, что теперь такой объект для сравнения, наконец, появился. И, может быть, не один. Тот факт, что мы обнаружили нечто подобное планетной системе возле одной из ближайших к нам звезд, говорит о том, что подобные объекты, по всей вероятности, достаточно широко распространены во Вселенной.

Продолжая наше путешествие по электромагнитному спектру, мы теперь переберемся в ту его область, которая примыкает к видимому свету со стороны коротких волн. Это — область ультрафиолетового излучения с длинами волн от 4000 до 100 ангстрем[4].

Главным «поставщиком» ультрафиолетового излучения, приходящего на Землю, является Солнце. На ультрафиолетовый диапазон приходится около десятой доли энергии, излучаемой нашим дневным светилом. Среди других космических объектов основными источниками ультрафиолетового излучения являются горячие звезды.

Сквозь земную атмосферу проникает лишь очень небольшая доля ультрафиолетового излучения. Излучения с длинами волн меньшими, чем 3000 А, почти полностью поглощаются озоном, а также азотом и другими газами.

Астрофизика высоких энергий

Перейдем в область еще более коротковолновых излучений и более высоких энергий. Это — рентгеновский диапазон электромагнитных волн.

Какие же физические процессы могут порождать космическое рентгеновское излучение и тем самым о каких явлениях во Вселенной оно может рассказать?

Как мы уже знаем, кванты рентгеновского излучения обладают очень большой энергией. Поэтому и физические процессы, его порождающие, должны отличаться высокой энергией. Одним из подобных процессов является излучение очень горячей разреженной плазмы. В такой плазме быстро движущиеся свободные электроны, тормозясь в электрическом поле протонов, излучают электромагнитные кванты (тормозное излучение). Расчеты показывают, что при температуре плазмы от 10 до 500 млн. кельвинов (К) генерируется рентгеновское излучение с длиной волны от 1 до 10А. Таков, например, механизм рентгеновского излучения солнечной короны — горячей разреженной внешней оболочки нашего дневного светила.

Но возможны и другие механизмы возбуждения рентгеновского излучения, не связанные с высокими температурами. Об одном из них мы уже говорили. Это синхротронное или, как его иногда называют, магнитотормозное излучение.

Наконец, в тех областях Вселенной, где имеется достаточно много быстрых электронов и квантов электромагнитного излучения, может действовать механизм, получивший название обратного комптон-эффекта. Обычный комптон-эффект наблюдается при взаимодействии рентгеновского фотона с неподвижным электроном. Фотон передает электрону часть своей энергии, электрон приходит в движение, а вместо прежнего фотона возникает новый с меньшей частотой.

Обратный же эффект возникает тогда, когда большей энергией обладает не фотон, а электрон. В результате такого взаимодействия дополнительную энергию получает уже не электрон, а фотон. Происходит рождение рентгеновских фотонов. Исследования, проводившиеся с помощью космических аппаратов, показали, что основными источниками рентгеновского космического излучения являются объекты, обладающие очень высокой температурой — порядка миллионов и десятков миллионов кельвинов.

В частности, рентгеновское космическое излучение рождается в двойных системах (парах звезд, обращающихся вокруг общего центра масс), одним из компонентов которых является нейтронная звезда. В такой системе нейтронная звезда, обладающая чрезвычайно мощным полем тяготения, становится, по образному выражению академика Я. Б. Зельдовича, своеобразным «пылесосом». Она «всасывает» вещество соседней «нормальной» звезды, разгоняя при этом ее частицы до огромных скоростей, достигающих 0,4 скорости света. Как показывают теоретические расчеты, под воздействием магнитного поля нейтронной звезды поток газа устремляется струями в те области, где расположены ее магнитные полюса. При ударе частиц о поверхность нейтронной звезды их кинетическая энергия переходит в тепловую, и в этих областях развивается высокая температура, достаточная для генерирования рентгеновского излучения.