Радиозвезды и квазары
Благодаря широкому использованию радиолокационной техники, развившейся во время второй мировой войны, астрономия получила радиотелескопы. Это очень большие управляемые отражательные системы, в фокусе которых собирается космическое радиоизлучение. Поворачивая такое «блюдо» к какой-либо звездной области, удается принимать радиосигналы и затем отождествлять в небе радиоисточники. Правда, вследствие ионизации верхних слоев атмосфера пропускает из космического пространства лишь определенные длины волн. Двступное для нас «радиоокно» дает возможность проходить волнам длиной примерно от 30 м до 1 см — область, для которой разработаны высокочувствительные приемники.
Способность любого телескопа раздельно «увидеть» два далеких объекта определяется как длиной волны, используемой при наблюдениях, т. е. длиной волны излучения, приходящего от объекта, так и диаметром (апертурой) линзы телескопа (или зеркала, если это телескоп отражательного типа). Угол, под которым еще можно видеть раздельно (разрешить) два далеких объекта, равен примерно отношению длины волны к диаметру линзы (зеркала). Вот в чем одна из причин, почему зеркала астрономических телескопов делают как можно большей апертуры. Самый большой в мире * телескоп на обсерватории Маунт Паломар имеет диаметр 5 м. Хотя поперечник гигантского зеркала радиотелескопа в Джодрелл Бэнк составляет 75 м (это массивное сооружение весит 2500 т), его разрешающая способность в наилучшей доступной длине волны 1 см все еще меньше тысячной доли разрешающей способности телескопа Маунт Паломар, и это потому, что используемые радиоволны в 20000 раз длиннее световых волн. Но этого разрешения вполне достаточно, чтобы установить, что радиоизлучение на волне 21 см, идущее от атомов водорода, весьма широко распространено^ космическом пространстве. Такие радиоисследования подтверждают, что водорода в межзвездном пространстве действительно очень много. Но, кроме этого, при использовании радиоварианта прославленного звездного интерферометра Майкельсона были найдены радиозвезды.
Примерно 50 лет назад Майкельсон в США изобрел остроумное устройство для оптических измерений диаметров некоторых ярких и близких звезд. Все звезды без исключения так далеки от нас, что даже при наблюдении с самыми большими телескопами самые близкие звезды остаются световыми точками с ненаблюдаемым диаметром. Тем не менее есть основания думать, что типичная звезда могла бы быть по крайней мере такой же большой, как наше Солнце, поперечник которого равен 1 390 000 км. Майкельсон, следуя предложению, сделанному в 1864 г. Физо, установил, что, поместив пару зеркал на расстоянии 6—9 м друг от друга на мачте над входным отверстием телескопа и объединяя световые волны, приходящие от звезды и отраженные вниз в телескоп от этих двух зеркал, можно создать эффект интерференции волн, исходящих от различных частей поверхности звезды. И как следствие можно вычислить со значительной точностью диаметр далекой звезды, несмотря на тот факт, что сам диск звезды увидеть нельзя. Чем меньше угол, под которым «виден» диаметр, и чем больше длина волны, используемая для наблюдений, тем дальше приходится отодвигать друг от друга зеркала. С экспериментальной точки зре* ния очень трудно удержать устойчивые интерференционные эффекты для расстояний между зеркалами больше 15 м или около этого.
Особенности космологических теорий
Установка таких больших протяженных зеркал вне телескопа оптически эквивалентна увеличению апертуры телескопа. Эта система, названная Майкельсоном звездным интерферометром, может работать и в радиодиапазоне, если есть два чашеобразных радиотелескопа, отстоящих очень далеко один от другого и связанные между собой так, чтобы объединять свои сигналы или прямо кабелем, или даже при помощи радиосвязи. Тогда система становится точным эквивалентом оптической системы Майкельсона. Многие радиоварианты этой основной идеи уж осуществлены и работают. Одна серия экспериментов была проведена с двумя большими приемными зеркалами, одно из которых находилось в Джодрелл Бэнк близ Манчестера, другое — в Малверне. Около 160 км разделяют эти два зеркала, образующие в совокупности внушительный звездный радиоинтер» ферометр. Расстояние таково, что для радиоволн дли* ной 1 см эта установка соответствует по разрешению оптическому интерферометру, зеркала которого разнесены на 45 м. С таким радиоинтерферометром достигается очень высокая точность для небесных радиоисточников, если они достаточно интенсивны. В настоящее время техника настолько продвинулась вперед, что можно отождествлять радиоисточники с особыми звездами. Их называют радиозвездами.
Первая особенность, представляющая интерес для космологических теорий и обнаруженная для радиозвезд, это более или менее однородное распределение их. Согласно теории стационарной Вселенной, их распределение должно бы изменяться во времени, ибо в более ранние времена распределение было более компактным (с уиетом последующего расширения), а если распределение было однородным в давние времена, оно не может быть таковым в настоящее время. Затем
в 1954 г. CШA отождествил несколько очень сильных радиоисточников со слабыми визуальными объектами. Каждый из этих слабых объектов, по-видимому, имеет большое красное смещение, а выведенные цз величины красного смещения расстояния можно было уверенно оценить величиной порядка 700 млн. световых лет. К 1960 г. было четко отождествлено несколько сот аналогичных объектов. Затем в 1960 г. было сделано потрясающее открытие: некоторые из Этих радиоисточников — действительно очень сильныхобъектов — были в каждом случае уверенно отождествлены с голубыми звездами в нашей собственной Галактике. Здесь обнаружилось любопытное противоречие: объект, входящий в состав нашей собственной Галактики, не может быть слишком далеким, и тем не менее для этих объектов обнаружены очень большие красные смещения, какие обычно бывают зидны только у очень далеких объектов.
Эти сбившие всех с толку объекты назвали квазизвездными радиоисточниками, или, сокращенно, квазарами. Некоторые квазары демонстрируют столь феноменально большое красное смещение в своих оптических спектрах, что если это смещение интерпретировать обычным образом как следствие разбегания, то таким квазарам следовало бы приписать скорость разбегания, составляющую 80% скорости света. Но тогда это означало бы, что, вероятно, эти объекты находятся от нас на расстоянии 1500 млн. световых лет. Это даже нелепее, чем кажется, ибо, наблюдая свет в возрасте 1500 млн. лет, мы могли бы утверждать, что действительный объект в настоящее время находится за пределами возможностей быть когда-либо увиденным человеком. Абсурдность еще возрастает, когда мы видим, что такие квазары, возможно, находятся в нашей собственной Галактике.
Едва ли квазары укладываются в обычную схему, а это наводит на подозрение, не действует ли здесь какой-то механизм, отличный от разбегания вследствие расширения. Возможно, атомы, испускающие свет, который мы регистрируем, движутся с колоссальными скоростями В каком-то еиль*яом магнитном поле, и это является причиной красного смещения. Какова бы ни была эта причин», но с нашей современной точки зрения и особые характеристики квазаров, и распредели ние радиозвезд, по-видимому, вызывают сомнения в ценности теории стационарной Вселенной.
Поскольку мы уже достигли расстояний, для которых довольно уверенно можно считать, что скорости разбегания превышают половину скорости света, имеет смысл задать вопрос, что ждет нас в дальнейшем по "мере сооружения все более и более крупных телескопов в стремлении проникнуть еще дальше. Ведь если объект будет столь далеким от нас., что будет двигаться со скоростью света, те мы никогда не сможем принять от него какие бы то ни было сигналы, не говоря уже о том, что, как оказывается, теория относительноетй накладывает некоторое ограничение на величину относительной скорости. Согласно этой теории, вместе со скоростью растет масса. Ни один объект не может достичь скорости света, самое большее — может приблизиться к ней, и при этом только с увеличением массы, которая по мере приближения к скорости света стремится стать бесконечно большой. Следовательно, подобная скорость недостижима. В любом случае можно заранее предвидеть, что объекты, перемещающиеся со скоростями, близкими к скорости света, при наблюдениях имели бы размытые очертания. Это значит, что, когда телескопы вырастут настолько, что смогут добираться до еще больших скоростей разбегания, четкость объектов, очевидно, ухудшится, а спектральные линии расширятся, и, как всегда, теория относительности наложит ограничение на наши наблюдения .