Введение

Как хорошо известно, световые волны — это лишь очень малая часть огромного диапазона электромагнитных волн, которые излучаются (и поглощаются) различными космическими объектами. Совершенно очевидно, что, ограничивая себя узкой спектральной областью видимых лучей, астрономы получали только одностороннюю информацию о Вселенной. После второй мировой войны положение коренным образом изменилось — астрономические исследования охватывают теперь всю шкалу электромагнитных волн. Прежде всего — возникла и получила мощное развитие радиоастрономия, которая за последние десятилетия обогатила астрономию рядом открытий первостепенной важности. Сейчас на вооружении радиоастрономии находятся самые большие в мире (размером в сотни метров) антенны и самые чувствительные из всех существующих приемники радиоизлучения. Радиоастрономия в огромной степени раздвинула горизонты космических исследований. Каковы же ее возможности в настоящее время?

Можно утверждать, что возможности наблюдательной астрономии определяются предельным значением потока измеряемого излучения, предельным разрешением по спектру, характеризуемом величиной                                                (Ду, Д1 — соответственно минимально разрешимые

ширины спектральных деталей) и предельным угловым разрешением, т. е. возможностью измерить минимальные угловые размеры космических источников или их отдельных деталей. Сравнение оптической и радиоастрономии по всем этим показателям оказывается далеко не в пользу оптической астрономии. В самом деле, даже 5-метровый телескоп на пределе своих возможностей может зарегистрировать звезду или галактику 24-й величины. Это означает, что минимальный обнаружимый поток оптического излучения от космических объектов близок к 10^-14 эрг/см² • с. Между тем возможности гигантских современных радиотелескопов таковы, что они на пределе могут зарегистрировать спектральную плотность потока ~ 10^-29 Вт/м² • Гц. Полагая ширину полосы частот, в которой принимается излучение, Ду ~ 300 МГц, найдем, что минимальный обнаружимый сейчас радиоастрономией поток (в диапазоне волн ~ 10 см) близок к 3 • 10^-21 Вт/м² или 3 • 10^-18 эрг/см² • с (т. е. примерно в 3 000 раз меньше, чем в оптической астрономии!). Следует, правда, иметь в виду, что в оптической астрономии отношение потоков излучения от самых ярких и самых слабых звезд близко к 10¹⁰, в то время как в радиоастрономии самые «сильные» источники посылают к нам поток «всего лишь» в ~ 10⁷ раз больший, чем самые слабые. Как следствие, количество доступных наблюдениям космических радиоисточников значительно меньше, чем оптических. Все же огромная абсолютная чувствительность современных больших радиотелескопов невольно поражает воображение¹.

Еще более впечатляющи возможности современной радиоастрономии разрешать по частоте отдельные детали спектра. Так, например, в профилях радиолиний источников космического мазерного излучения на волне 18 см (молекула ОН) легко разрешаются детали, спектральная ширина которых меньше 1 кГц. Следовательно, спектральное раз-

решение равно         3—10 ⁷, между тем как в оптической звездной спектроскопии хорошим

считается разрешение           10^-4

«Ахиллесовой пятой» радиоастрономии в первые годы ее развития была низкая угловая разрешающая способность радиотелескопов. В самом деле, естественным пределом для углового разрешения является угловой размер центрального дифракционного пятна, равный 1/0, где 1 — длина волны, О — диаметр зеркала телескопа-рефлектора.

В оптической астрономии (1 ~ 4 • 10^{-5 см) для больших телескопов предельная разрешающая способность, определяемая дифракцией, составляет несколько сотых секунды дуги. Однако дрожания земной атмосферы и несовершенство поверхности телескопа не позволяют достигнуть этого предела. Практическая разрешающая способность больших оптических телескопов редко превосходит 0},5 секунды дуги.

Ну, а какова угловая разрешающая способность радиотелескопов? Даже для самых крупных из них, с диаметром зеркала ~ 100 м, работающих на волне 10 см, угловые размеры дифракционного пятна около 3 минут дуги. А в начале пятидесятых годов, когда радиоастрономия только начинала свое развитие, разрешающая способность исчислялась градусами.

Положение коренным образом изменилось после того как в практику радиоастрономических исследований был введен интерференционный метод. Идея метода состоит в том, что прием космического радиоизлучения производится одновременно на двух радиотелескопах. В этом случае в формулу для угловых размеров дифракционного пятна следует подставить не диаметр зеркала радиотелескопа, а расстояние между антеннами, которое может быть достаточно большим. Рекордное угловое разрешение достигается при интерференционных наблюдениях, выполненных на антеннах, удаленных друг от друга на межконтинентальные расстояния¹. Например, были осуществлены интерференционные наблюдения с «базой» Крым — США, США — Австралия. На самой короткой волне, на которой проводились такие наблюдения, было достигнуто угловое разрешение 10^-4 секунды дуги!

Возникла парадоксальная ситуация, когда угловая разрешающая способность радиоастрономии значительно превосходит оптическую! Впрочем, нужно заметить, что такая сверхвысокая разрешающая способность в радиоастрономии пока достигнута только в единичных экспериментах и притом для источников особого класса, у которых угловые размеры очень малы (ядра квазаров и галактик, источники космического мазерного излучения). Как правило, радиоисточники представляют собой более или менее протяженные объекты, для которых насущно необходимо знать как можно более детальное распределение яркости. Другими словами, необходимо иметь радиоизображение протяженных объектов по возможности с высоким угловым разрешением по обеим координатам.

Сейчас для таких задач одной из лучших установок является голландская система «Ве- стерборк», состоящая из надлежащим образом расположенных и соединенных 12 зеркал диаметром 25 метров каждое; максимальная протяженность системы 1,6 км. Разрешающая сила этой установки на волне 21 см около 20 угловых секунд. Однако наилучшие результаты были получены на близкой по схеме, но несравненно большей по размерам американской системе «УЬЛ», введенной в эксплуатацию в 1979 г. (см. 3.3). Она состоит из 27 параболоидов диаметром 25 метров, расположенных в виде буквы Уна полигоне размером в 47 км. Ее разрешающая способность на волне 6 см составляет 0,3 секунды дуги, что в три раза лучше, чем у знаменитого оптического «Атласа неба», выполненного на обсерватории Маунт Паломар после многолетней напряженной работы.

Качественно новым этапом в развитии астрономии является ее выход в космос, что связано с бурным развитием ракетной техники в послевоенные годы. Возникла новая,

внеатмосферная астрономия, столь же радикально отличающаяся от классической астрономии, как и радиоастрономия. Установив научные приборы (счетчики фотонов, телескопы) на космические платформы, астрономы пробили мощную броню земной атмосферы, полностью поглощающей космическое коротковолновое электромагнитное излучение (ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма-излучение). Тем самым оказалось возможным исследовать коротковолновое («жесткое») излучение Солнца, звезд, туманностей и галактик, что необычайно расширило объем нашей информации о природе этих объектов. Например, подавляющее большинство так называемых «резонансных» спектральных линий различных элементов и их ионов находится как раз в ультрафиолетовой части спектра. Между тем изучение этих линий совершенно необходимо хотя бы для детального выяснения химического состава звезд и межзвездной среды. Для того чтобы проиллюстрировать возможности современной внеатмосферной астрономии, немного остановимся на некоторых характеристиках телескопа, установленного на специализированном американском искусственном спутнике Земли, запущенном на довольно высокую (~ 750 км) почти круговую орбиту. Этот спутник носит название «Третья Орбитальная Астрономическая обсерватория» («ОАО-3»), но чаще называется «Коперником», так как работал в юбилейном для астрономов году (1972—1973), в котором отмечалось 500-летие со дня рождения великого польского астронома. Во всех отношениях этот спутник можно считать совершенным. Основной инструмент, установленный на нем,— это телескоп-спектрометр, работающий в ультрафиолетовой области. Главное зеркало телескопа системы Кассегрена имеет диаметр 80 см — величина не такая уж маленькая даже для наземных обсерваторий… Спектрограф телескопа работает с вогнутой дифракционной решеткой и дает дисперсию 4,2 ангстрема на миллиметр в первом порядке. Спектральное разрешение Д1 в области 950—1450 А составляет около 0,05 А! Поражает точность наведения этого телескопа на звезды, от которых получается спектр. Визирная линия телескопа в пространстве за 10 минут наблюдений уходит не больше, чем на 0,02 секунды дуги! По команде с Земли телескоп наводится на интересующую астрономов звезду (до пятой величины), после чего получается ее спектр, который передается на Землю при посредстве телеметрии.

Уже несколько лет действует специализированный космический телескоп «ШЕ», выведенный на синхронную орбиту. С его помощью проводятся исследования в ближнем ультрафиолете (1000—3000 А) и изучаются спектры звезд до 16-й величины с разрешением 0,1 А. В 1983 г. был запущен советский астрономический спутник «Астрон», на котором успешно работает ультрафиолетовый телескоп с диаметром зеркала 90 см. Точность наведения этого телескопа 0,1 секунды дуги.

Особое значение для астрономии имеют исследования излучения космических объектов в рентгеновской и гамма-областях. Наиболее впечатляющи достижения рентгеновской астрономии. Получена богатейшая информация об излучении некоторых космических объектов как в мягкой рентгеновской области (энергии квантов порядка нескольких сотен электрон-вольт), так и в более жесткой области спектра (тысячи, десятки и сотни тысяч электрон-вольт на квант).

Важность рентгеновской астрономии состоит прежде всего в том, что она позволяет исследовать космические объекты, находящиеся в «экстремальных» условиях (например, при температуре газа в десятки и сотни миллионов градусов, а также при мощных взрывных процессах, о которых речь будет идти в этой книге). Так же, как и в радиодиапазоне, многие источники в рентгеновской спектральной области испускают не тепловое излучение, а специфическое «неравновесное» излучение, сопутствующее движению электронов огромных, «сверхрелятивистских» энергий. В этом отношении возможности оптической астрономии весьма ограничены. Мы видим, таким образом, что оптическая, радио- и рентгеновская астрономия не дублируют друг друга, а существенно дополняют. Есть объекты (например, большинство обычных звезд), основное излучение которых сосредоточено в оптической части спектра, есть и такие объекты, где основное излучение падает на радио-

либо на рентгеновскую область. Особый интерес представляют довольно часто встречающиеся космические объекты, одновременно, но с разной мощностью, излучающие во всех трех диапазонах и требующие для своего изучения комплексных исследований.

Как иллюстрацию возможностей рентгеновской астрономии рассмотрим оснащение знаменитого американского специализированного спутника «Ухуру», запущенного на экваториальную орбиту в конце декабря 1970 г. и работавшего несколько лет.

На спутнике установлены два рентгеновских детектора площадью по 880 см² каждый. Детекторами являются пропорциональные рентгеновские счетчики с окнами из бериллия, толщиной около 0,1 мм. Поля зрения счетчиков равны 5° х 5° и 0°,5х 5° и ориентированы в противоположных направлениях. Спутник оснащен специальной магнитной системой ориентации, включающей электромагнитные катушки для ориентации продольной оси спутника относительно магнитного поля Земли, и маховичной системой для «закрутки» спутника относительно этой оси с угловой скоростью в пределах от 0°,1/с до 0°,5/с.

В систему ориентации входят также звездные датчики для определений угла поворота вокруг продольной оси. С помощью этого спутника были исследованы дискретные источники рентгеновского излучения с потоком вплоть до 0,005 кванта/см² • с в области от 2 до 20 кэВ. Кроме того, каждый детектор был снабжен 8-канальным анализатором амплитуды импульсов, что позволяет построить спектр источников.

Запущенный в конце 1978 г. специализированный рентгеновский спутник «НЕАО-2», получивший название обсерватории «Эйнштейн», ознаменовал новый этап в развитии рентгеновской астрономии. Установленный на этом спутнике рентгеновский телескоп косого падения позволяет получить угловое разрешение до 2″ при поле зрения 1° х 1°. Его чувствительность по потоку в сотни раз выше, чем у «Ухуру». На этом спутнике были выполнены выдающиеся по своему значению исследования галактических и метагалактических источников рентгеновского излучения.

Гамма-астрономия в настоящее время делает свои первые шаги. Ее техника весьма специфична. Приемниками очень жестких квантов являются обычно «искровые камеры» — устройства, имеющие немалый вес — обстоятельство, усложняющее проведение экспериментов на космических платформах. Впрочем, эти камеры не обязательно поднимать в космос: можно воспользоваться и баллонами — аэростатами, запускаемыми на высоты 25—40 км. Все же специализированный спутник лучше. В 1974 г. в США был запущен такой специализированный спутник «8Л8-2», позволивший исследовать потоки космического гамма-излучения до 10^-6 кванта/см² • с с энергией, превышающей 50 МэВ. На этом спутнике исследовался общий фон гамма-излучения и повышение его интенсивности в полосе Млечного Пути, а также один «дискретный» источник, связанный с особой туманностью — остатком взрыва звезды (см. § 16).

В августе1975 г. был запущен еще один специализированный гамма-спутник «Соз-В». Этот спутник работает в режиме длительных (~ 1 месяц) наведений на источник, в то время как на «8Л8-2» обычно использовался режим сканирования. На «Соз-В» было обнаружено гамма-излучение от нескольких галактических и метагалактических объектов. В полосе Млечного Пути было зарегистрировано свыше 20 дискретных источников, большинство которых пока не отождествлено. Можно не сомневаться, что у гамма-астрономии большое будущее.

Важной областью внеатмосферной астрономии является инфракрасная и «субмиллиметровая» астрономия. В какой-то степени наблюдения в этом трудном диапазоне можно проводить и с наземных обсерваторий, используя отдельные «окна прозрачности» в земной атмосфере (например, в диапазоне 8 и 25 микрометров). Много ценной информации дали отдельные наблюдения, выполненные на баллонах и на высотных самолетах-лабораториях. Но очень важно было бы иметь специализированный спутник для инфракрасной астрономии, которого пока еще нет. Основа успеха в этой области астрономии — появление

новых типов высокочувствительных приемников, ставшее возможным только благодаря бурному развитию электроники, физики полупроводников и криогенной техники.

Значение этого диапазона определяется прежде всего тем, что в нем сосредоточена основная часть излучения Вселенной. Активные ядра галактик и квазаров, гигантские звезды и протозвезды, облака космической пыли — все излучают преимущественно в инфракрасном и субмиллиметровом диапазоне. К этому следует добавить «реликтовое» излучение Вселенной, максимум спектральной плотности которого расположен как раз в субмиллиметровом диапазоне. Этот диапазон имеет особое значение для важнейшей проблемы происхождения звезд и планетных систем (см. § 3). Астрономы с большим нетерпением ожидают новых успехов в этой трудной для экспериментаторов спектральной области.

В 1983 г. был запущен международный «инфракрасный» астрономический спутник «Ш.Л8», который весьма успешно работает. Наблюдения ведутся в пяти каналах инфракрасного и субмиллиметрового диапазонов вплоть до длины волны 100 мкм. Уже получены ценные данные по нескольким десяткам источников. Нельзя не остановиться на одном из первых результатов, полученном на «ШЛ8».

При калибровке детекторов использовались, как это часто делается в астрономии, яркие звезды. Велико же было изумление исследователей, когда поток инфракрасного излучения от ярчайшей звезды северного неба Веги (аЛиры) оказался в 10—20 раз больше, чем ожидалось. Температура поверхности Веги известна давно: 9 700° и ожидаемое инфракрасное излучение можно было вычислить с большой точностью. Далее, оказалось, что источник инфракрасного излучения, связанный с этой звездой, не «точечный» (как ожидалось), а довольно протяженный: его угловые размеры около 20°. Соответствующие линейные размеры (учитывая, что расстояния до Веги 26 световых лет) — около 80 астрономических единиц. Короче говоря, оказалось, что Вега окружена кольцом, состоящим из роя твердых частиц, размеры которых больше 1 мм. Эти довольно крупные частицы, нагретые излучением звезды до температуры 90 кельвинов, и являются источником инфракрасного излучения.

Очень похоже, что прямыми астрономическими наблюдениями около одной из ближайших к нам звезд обнаружена планетная система, притом значительно более молодая, чем Солнечная (возраст Веги не превышает 300 миллионов лет, в то время как возраст Солнца около 5 миллиардов лет). Значение этого открытия трудно переоценить. Оно наглядно демонстрирует большую распространенность планетных систем во Вселенной.

Однако современная астрономия не ограничивается только исследованиями электромагнитных излучений всех частот от различных космических объектов. Уже сделаны первые шаги в нейтринной астрономии. Об этом подробно будет рассказано в § 9 этой книги.

На очереди стоит обнаружение гравитационных волн от взрывающихся звезд и их остатков, а также, возможно, и от других небесных тел, в том числе метагалактических (см. § 24). Мы уже не говорим об исследованиях первичных космических лучей, которые ведутся многие годы и получили особенно большое развитие в последнее время. Наконец, стоит еще сказать о прямых измерениях магнитных полей и плотности газа в межпланетной среде, ставших возможными только на основе развития ракетно-космической техники. Что касается исследования планет и их спутников в Солнечной системе на специальных автоматических и пилотируемых космических станциях, то здесь создалось совершенно особенное положение: планетная астрономия перестает быть частью астрономии. Аналогичная ситуация в прошлом была с геофизикой.

В близком будущем астрономия обогатится новыми мощными средствами исследования, которые позволят сделать очередной гигантский шаг на пути познания Вселенной. Полным ходом идет строительство и детальное проектирование следующего поколения телескопов, которые будут работать во всех областях спектра. Как правило, они будут устанавливаться на космических платформах.

Отметим разработку большого космического оптического телескопа с зеркалом диаметром 2,4 м. Этот телескоп предполагается вывести на орбиту в 1986 г. Собственно говоря, он будет работать не только в оптической области, но и в близких ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра (от 1200 А до ~ 10 мкм). В условиях работы на орбите будет реализован дифракционный предел разрешающей способности. Чувствительность орбитального телескопа будет ~ в 100 раз превышать чувствительность крупнейших наземных телескопов. От этого инструмента астрономы ожидают выдающихся результатов.

Большой интерес представляет американский проект ЛХЛР. Речь идет о гигантском рентгеновском телескопе косого падения с диаметром зеркала 1,2 ми фокусным расстоянием 10 м. Этот телескоп будет строить изображение источника с угловым разрешением 0,5 секунды дуги. Он будет работать в интервале энергии квантов от 0,1 до 8 кэВ. Его эффективная поверхность в диапазоне 0,6 кэВ — 1500 см², а в диапазоне 6 кэВ — 250 см². Это позволяет увеличить чувствительность для точечных источников по сравнению с обсерваторией «Эйнштейн» почти в 100 раз! При такой высокой чувствительности объект, подобный известному квазару 3С 273, можно будет обнаружить даже при значении параметра красного смещения л =10!

Можно не сомневаться, что когда гигантский рентгеновский телескоп ЛХЛР будет введен в эксплуатацию, в космологии наступит новая эра.

Что касается радиоастрономии, то здесь большой прогресс ожидается от введения в строй крупных радиотелескопов, рассчитанных на работу в миллиметровом диапазоне. В первую очередь здесь следует отметить строящееся 45-метровое зеркало в Японии, 30-метровое франко-немецкое зеркало, которое будет установлено на Канарских островах, и пока еще только проектирующееся 25-метровое зеркало в США, которое должно быть установлено в превосходном месте — на вершине вулкана Мауна Кеа (Гавайские острова). Там же предполагается установить 10-метровое зеркало для наблюдений в субмиллиметровом диапазоне. Как в США, так и в Европе большое внимание уделяется дальнейшему развитию радиоинтерферометрии на сверхдлинных базах, в частности, строительству космических радиоинтерферометров.

Итак, в результате переживаемой человечеством в последние три десятилетия научнотехнической революции в астрономии наступила новая эра. Астрономия прежде всего стала «всеволновой», что в огромной степени увеличило ее возможности. Прогрессу способствовало также введение в практику наблюдений и их обработки электронно-вычислительных машин (ЭВМ). В частности, высокая чувствительность современных радиотелескопов не была бы достигнута без ЭВМ.

Электроника и автоматика стали широко использоваться не только в «новых» областях (радиоастрономия, внеатмосферная астрономия), но также и в «классическом» оптическом диапазоне, благодаря чему резко улучшились параметры оптических телескопов¹.

В этой книге речь будет идти о звездах. Если задать наивный детский вопрос, какие из космических объектов во Вселенной «самые главные», я не колеблясь отвечу: звезды. Почему? Ну, хотя бы потому, что 97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звездах. У многих, если не у большинства, других Галактик «звездная субстанция» составляет больше чем 99,9% их массы. Похоже на то, что плотность крайне разреженного, пока еще с достоверностью не обнаруженного межгалактического газа слишком мала, поэтому основная часть вещества во Вселенной сосредоточена в галактиках, а следовательно, в

звездах. Есть, правда, мнение, что в ядрах многих галактик и в квазарах основная часть вещества — это плотный, довольно горячий газ. Если это даже так, то наш вывод остается неизменным: ведь массы галактических ядер невелики по сравнению с массами самих галактик. Итак, на современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней находится преимущественно в звездном состоянии. Это означает, что большая часть вещества Вселенной «скрыта» в недрах звезд и имеет температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой плотности и физических условиях, мало отличающихся от термодинамического равновесия. Основная эволюция вещества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Именно там находился (и находится) тот «плавильный тигель», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами. Именно там вещество по естественным законам природы превращается из идеального газа в очень плотный вырожденный газ и даже в «нейтронизированную» материю. Именно у некоторых звезд на поворотных этапах их эволюции может реализоваться пока еще далекое от ясности состояние «черной дыры». Вместе с тем, если не говорить об особых, пока еще недостаточно исследованных областях, окружающие ядра галактик звезды (в среднем) занимают около 10^-25 объема Вселенной.

Огромное значение имеет исследование взаимосвязи между звездами и межзвездной средой, включающее проблему непрерывного образования звезд из конденсирующейся межзвездной среды. Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого процесса превращения водорода в более тяжелые элементы, прежде всего в гелий. Постоянно накапливающиеся во Вселенной «инертные» (т. е. «мертвые») конечные продукты эволюции звезд — белые карлики, нейтронные звезды и, по-видимому, черные дыры также подчеркивают необратимый характер эволюции Вселенной.

В мире звезд мы встречаем огромное разнообразие явлений, проявляющих себя на всех диапазонах длин волн. Рентгеновские звезды, космические мазеры, пульсары и вспыхивающие карликовые звезды, планетарные туманности с их удивительными ядрами и цефеиды, наконец просто «обыкновенные», ничем, казалось бы, на примечательные звезды — это ли не чудо природы! Чтобы в какой-то степени понять, что собой представляет Вселенная, надо прежде всего знать, что такое звезды и как они эволюционируют. В этой книге автор сделал попытку ответить на поставленные вопросы, опираясь на достижения современной астрономии. Следует, однако, иметь в виду, что на многие вопросы исчерпывающих ответов пока еще нет. Фронт науки в этой области находится в постоянном движении. Но, может быть, в этом и состоит прелесть беседы на эту увлекательную те-