ры. Рассеяние света в этих атмосферах производит темные линии в спектрах звезд и Солнца. По этим линиям можно произвести качественный, а по их интенсивнсстям и количественный химический анализ атмосфер звезд и нашего Солнца.
Если вспомнить, что атмосферы звезд состоят из многих химических элементов, из многих сортов атомов, из которых каждый сорт дает свою серию линий, как бы исполняет свою мелодию, состоящую из разных аккордов, то станет ясно, насколько хорошим музыкальным критиком должен быть исследователь спектров, чтобы разобраться в какофонии спектральных линий, в основательной мешанине нот, принадлежащих разным ариям и аккордам. Бывает, что при отождествлении линий спектров звезд какая-нибудь нота и фальшивит. Тогда приходится биться, чтобы установить, какой мелодии и какому роялю (атому) она на самом деле принадлежит…
Остается рассказать, как спектры разоблачают движение небесных светил. Вспомним принцип Доплера, знакомый нам из школьной физики: если источник колебаний движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется. При сближении длина волны укорачивается, а при удалении увеличивается. В случае звуковых колебаний постоянно встречающийся пример этого дает свисток мчащегося локомотива. Пока он несется к нам, звук его свистка выше и резко понижается, когда локомотив, обдав нас паром, начнет быстро удаляться.
В случае световых Колебаний меняются длины волн в спектре. Однако даже при скоростях в сотни километров в секунду изменений цвета в спектре заметить нельзя, — так мало изменение длин волн. Лишь в «научном» анекдоте водитель автомашины может уверять, что красный свет светофора показался ему зеленым оттого, что он несся очень быстро навстречу светофору. Для этого ему пришлось бы нестись со скоростью более 60 000 км в секунду! Можно заметить лишь сдвиг линий в спектре — изменение их длины волны Δλ. Согласно принципу Доплера скорость υ движения источника относительно нас
υ=сΔλ/λ
где λ — нормальная длина волны линии спектра, а с — скорость света, равная 300 000 км/сек.
При сближении источника света и наблюдателя линии спектра смещаются к фиолетовому концу спектра и к красному концу — при их взаимном удалении.
Что все это в самом деле так, доказал около полувека назад знаменитый русский астрофизик А. А. Белопольский. В Пулковской обсерватории он установил в своей лаборатории ряд быстро вращающихся зеркал, в которых отражался источник света так, что его изображение двигалось со скоростью, приближающейся к тем скоростям движения небесных тел, при которых только и можно с уверенностью заметить сдвиг линий в спектре, согласно принципу Доплера. С тех пор сомнения в верности описанного выше принципа отпали.
Всякое нагретое тело испускает электромагнитные волны — ультрафиолетовые, видимые, тепловые и радиоволны, но в разной пропорции, в зависимости от свойства тела и его температуры. Мы уже говорили, что для так называемого абсолютно черного тела — идеального излучателя Планк вывел формулу, показывающую, как будет распределяться энергия в его полном спектре в зависимости от температуры.
В нагретом теле происходит хаотическое тепловое движение частиц. Кинетическая энергия, т. е. энергия движения частиц при их столкновениях, переходит в энергию электрического и магнитного поля и выход электромагнитной энергии растет с ростом быстроты движений, которой и определяется температура. Солнце, звезды и облака межзвездного разреженного газа испускают тепловое радиоизлучение, которое мы можем измерять. Но есть и другие причины радиоизлучения.
Электрически заряженная частица при перемене скорости создает переменное электромагнитное поле, т. е. излучает энергию. Перемену скорости электрона, а именно торможение, производит протон, когда он притягивает пролетающий мимо него электрон.
Мощность этого излучения крайне мала, но в газах космического пространства электронов и протонов бывает множество и в сумме они иногда дают значительное радиоизлучение. Изменение скорости электронов и протонов может происходить и под действием магнитного поля. Оно заставляет электрон двигаться по спирали, и испытываемое им при этом ускорение порождает электромагнитное излучение, в частности, радиоизлучение. Это — процесс магнитотормозного излучения, и он также встречается в Космосе, где есть магнитные поля. В случае, когда электроны несутся со скоростью, близкой к скорости света, в магнитном поле тоже возникает магнитотормозное излучение, но с гораздо большей энергией. Оно называется синхротронным по названию применяемого в ядерной физике сооружения — ускорителя частиц — синхротрона, где такое излучение впервые наблюдалось. Электроны же, скорость которых близка к скорости света, называются релятивистскими. Синхротронное излучение тоже обнаружено в Космосе. Все перечисленные выше виды радиоизлучения образуют в радиодиапазоне частот такой же непрерывный, сплошной спектр, какой наблюдается в спектральном анализе. К сожалению, сплошное радиоизлучение небесных светил не доходит до нас целиком из-за его поглощения в земной атмосфере. Точнее, радиоволны поглощаются верхними наэлектризованными слоями атмосферы, называемыми ионосферой.
Окно прозрачности в ионосфере оставляет доступными для излучения длины волн от 16–20 м до 1 г/4 см. Микрорадиоволны длиною около 1 мм проходят через атмосферу уже плохо. На этот раз им мешают не наэлектризованные слои воздуха, а водяной пар в атмосфере. Такие волны примыкают к тепловым волнам, а они, как известно, поглощаются водой очень сильно. Вот через это «радиоокно» мы только и выглядываем, если хотите — прислушиваемся, к тому, что делается в радиодиапазоне за пределами земной атмосферы. Только в этом диапазоне возможна и посылка радиосигналов с Земли в Космос. С межпланетных космических кораблей за пределами земной атмосферы теперь стал возможен прием и передача радиосигналов на любых частотах, но пока космические корабли еще не могут брать с собой на борт такую мощную радиоаппаратуру и такие запасы энергопитания, которые нужны для изучения очень слабого или очень далекого космического радиоизлучения.
Частота, на которой ведется широковещательная передача, в радиоприемнике преобразуется в звуковую частоту, в шум. Когда есть много помех, эти посторонние шумы заглушают интересующий нас концерт, особенно, если он передается слабой станцией или очень издалека. И в радиоастрономии говорят о шумах. Эти шумы создаются множеством процессов в Космосе; ведь пространство между небесными телами, называемое безвоздушным, не пусто. В нем носятся заряженные электрические частицы, в нем есть магнитные поля. Шумят и наша атмосфера и даже сам радиоприемник. Бороться с этими шумами и выделять из них нужное нам радиоизлучение какого-либо небесного тела — в этом и состоит основная задача радиоастронома. С усилением чувствительности радиоприемника возрастает, вообще говоря, и шум.
Запись радиоизлучения сейчас делается автоматически при помощи самописцев. Перо прибора на движущейся бумажной ленте записывает «уровень», т. е. силу поступающего сигнала. Шум изображается зубчатой полоской, а сигнал — пиком над нею, тем белее высоким, чем сигнал сильнее. Обработка таких записей — сложное дело. В частности, приходится учитывать особенности радиоприема. Часто прибор реагирует не только на тот излучатель, на который он направлен, но и на некоторые излучатели, расположенные в стороне, хотя и с меньшей чувствительностью. Так астрономы «слушают» радио-шумы и радиоизлучение. Антенна радиотелескопа — как бы ухо астронома.
Чем больше «ухо» радиотелескопа, чем больше его антенна, тем больше энергии, идущей от далеких светил, она улавливает. Антенны радиотелескопов бывают очень различных конструкций. Больше всего похож на оптический телескоп-рефлектор радиотелескоп, имеющий главной частью такое же зеркало, но металлическое. Это гигантская чаша, в фокусе которой, где собирается излучение, помещен облучатель — небольшая антенна. От нее энергия по волноводу передается в помещение, где находится приемная аппаратура. Зеркало направляется на желаемый участок неба из этого помещения путем нажатия нужных кнопок, управляющих электрически движением телескопа. Отличие радиотелескопа от оптического телескопа состоит в том, что облака для него не помеха. Радиоволны проходят и через них. Облака не прерывают наблюдений, но как утомительны непрерывные наблюдения в течение долгой зимней ночи!
Как известно, для того чтобы зеркало собрало лучи как можно точнее в фокус, надо, чтобы отклонения его поверхности от правильной формы не превышали длины волны принимаемого излучения. Длина световых волн меньше одного микрона, а длина радиоволн — сантиметры и метры. Поэтому зеркало радиотелескопа можно делать с гораздо меньшей точностью, чем оптическое зеркало, а изготовлять большие радиотелескопы легче. Это важно в двух отношениях.
Во-первых, они собирают больше энергии.
Во-вторых, у — больших радиотешеекбпов по сравнению с малыми разрешающая способность, т. е. возможность различить но отделшмстш два источника радиоизлучения на малом угловом расстоянии друг от друга, больше. Но разрешающая сила падает с увеличением длины волны. Однако сейчас в радиоастрономии достигают иногда точности определения положения или размера источника даже большей, чем при наилучших оптических наблюдениях. Большое сплошное зеркало весит очень много. К счастью, как известно, мелкие царапины на зеркале, если они раз в 10 меньше, чем длина волны, не мешают. Поэтому зеркало радиотелескопа, предназначенного для метровых радиоволн, может быть без вреда продырявлено отверстиями до 10 см диаметром, следовательно, можно сделать зеркало не сплошным, а в виде металлической сетки. Это облегчает его вес, облегчает изготовление и значительно уменьшает его стоимость.