Ультрафиолетовая астрономия

До сих пор мы говорили о космических телах, невидимых не потому, что они излучают невидимые, не воспринимаемые глазом лучи, а по причинам, так сказать, технического характера - слабости и несовершенства современных телескопов. В тех случаях, когда исследователь вооружался достаточно мощным оптическим инструментом, невидимое нередко становилось видимым.

В этом же разделе и в дальнейшем речь пойдет о невидимых излучениях небесных тел. Эти излучения недоступны глазу, даже вооруженному обычным телескопом. Чтобы воспринимать их и исследовать, нужны особые приборы. Они и есть посредники, связывающие нас с невидимым. Без них наши знания о космосе были бы весьма скудны, потому что из всех излучений, существующих в природе, глаз воспринимает лишь ничтожную их часть.

В самом деле, посмотрите на рисунок 11. Перед вами так называемый спектр электромагнитных колебаний. Справа указаны длины волн соответствующих лучей. Слева - наименования соответствующих излучений.

Рис. 11. Спектр электромагнитных колебаний

Глаз видит очень немногие из электромагнитных волн - лишь те, длины которых заключены в пределах от 400 до 760 миллимикрон (ммк)^*. Стеклянная призма растягивает эти излучения в радужную полоску с фиолетовой окраской на концах.

^* (1 миллимикрон = 0,001 микрона (лис), 1 ангстрем (А°) = 0,1 миллимикрона (ммк).)

Над видимыми глазом, лучами расположены излучениях длиной волны меньше 400 ммк. Это ультрафиолетовые, рентгеновы и гамма-лучи. Можно всю эту невидимую часть электромагнитного спектра назвать условно ультрафиолетовой. Заголовок раздела показывает, что наш рассказ посвящен "ультрафиолетовому космосу", точнее - исследованию космоса в лучах с длиной волны меньше 400 ммк. Под красным концом видимого участка спектра расположена область невидимых "тепловых", инфракрасных лучей. К ней примыкает область радиоволн, ничем, собственно, не ограниченная, так как, по крайней мере, теоретически мыслимы электромагнитные волны сколь угодно большой длины.

Мы последовательно пройдем весь спектр - от гамма-лучей до длинноволнового радиоизлучения, минуя, естественно, видимый участок спектра. Попробуем "увидеть" космос в невидимых лучах. Убедимся в том, что во многих отношениях невидимый космос отличается от видимого.

Идеальный излучатель

Можно вообразить некоторое тело, которое будет излучать волны всех длин - от нуля до бесконечности. Можно наделить это воображаемое тело такими свойствами, чтобы оно излучало электромагнитные волны наиболее "простым" способом, по самым "простым" законам. Мы нарочно поставили слово "простые" в кавычки, так как за этим кроются совсем не простые пояснения. И, чтобы не углубляться в дебри теоретической физики, мы воздержимся от этих пояснений. Подчеркнем лишь еще раз, что воображаемое нами тело - самый "простой", идеальный излучатель, испускающий лучи всех длин волн. Физики называют такой излучатель абсолютно черным телом.

Пусть не смущает вас странное сочетание слов - абсолютно черный излучатель. Житейский опыт подсказывает нам, что чем чернее тело, тем ярче светит оно, будучи сильно нагретым. Вспомните, например, как горят обыкновенные дрова и какой жар и свет исходят от раскаленного каменного угля. Конечно, правило, которое мы только что сформулировали в таком упрощенном виде, не всегда верно. Но суть природы воображаемого абсолютно черного тела им несколько поясняется.

Абсолютно черное тело, оказывается, не только идеально просто испускает при нагревании всевозможные лучи, но оно обладает и другим идеальным свойством - абсолютной поглощаемостью. Да, именно так - абсолютно черное тело поглощает все падающие на него лучи.

Моделью абсолютно черного тела может служить, например, небольшое отверстие в зачерненном внутри шаре или ящике. Луч света, попав в отверстие, имеет очень мало шансов выбраться наружу. После многих отражений от зачерненной внутренней поверхности он в конце концов поглотится ею. В какой-то степени любое окно напоминает эту модель - вспомните, какими темными выглядят издалека открытые окна, особенно в солнечный яркий день.

Теперь несколько слов о законах излучения абсолютно черного тела. Посмотрите на рисунок 12. По горизонтальной оси графика отложены длины электромагнитных волн, по вертикальной оси - лучеиспускательная способность тела. Кривые, изображенные на рисунке, называются кривыми Планка (в честь знаменитого немецкого физика, исследовавшего, в частности, законы излучения абсолютно черного тела). Они показывают, как излучает абсолютно черное тело, нагретое до данной температуры Т. Вы замечаете, у кривых есть единственная наивысшая точка - точка максимума. Если из нее мы опустим перпендикуляр на горизонтальную ось, то встретим там точку, которую обозначают λ_mах. Именно эти лучи с длиной волны λ_mах абсолютно черное тело (при данной температуре) излучает больше, интенсивнее всех остальных.

Рис. 12. Кривые Планка для разных температур

Слева от этой точки кривая Планка спадает постепенно до нуля. Значит, на этом участке действует закон: чем меньше длина волны, тем слабее испускает соответствующие лучи абсолютно черное тело. Где-то вблизи начала отсчета (точка 0) излучение становится неуловимо малым.

Справа от точки максимума кривая Планка также спадает к горизонтальной оси. Но тут она ведет себя иначе: спадает более полого, медленнее, и, кроме того, постоянно приближаясь к горизонтальной оси, кривая Планка тем не менее нигде ее не пересечет.

Может ли это быть? Конечно, может. Такой характер сближения в математике называется асимптотическим. Представьте себе, что вы решили дойти до какого-нибудь близкого предмета, каждый раз шагая на половину того расстояния, которое осталось до цели. Вы можете двигаться таким способом непрерывно, не останавливаясь ни на секунду, в продолжение не только всей своей жизни, но даже вечности. И все-таки цель не будет достигнута - до нее всегда останется вторая, пусть очень малая, но непреодоленная часть пути. Вот что такое асимптотическое приближение!

Сделаем важный вывод. Слева от точки максимума кривая Планка выходит "из нуля", справа она продолжается "в бесконечность", неограниченно приближаясь при этом к горизонтальной оси. Значит, абсолютно черное тело излучает волны всех длин от нуля до бесконечности. Но излучает, конечно, по-разному - одни более интенсивно, другие менее. Сильнее же всего излучаются электромагнитные волны с длиной λ_mах, а также близкие к ним.

Еще раз отметим - для каждой температуры абсолютно черного тела придется вычерчивать свою кривую Планка. Если, скажем, нагреть это тело сильнее, чем раньше, до температуры Т₁ то новая кривая Планка, соответствующая Т₁, будет отличаться от старой двумя особенностями: ее горб (точка максимума) сместится влево, в сторону более коротких волн, и, кроме того, этот горб расположится несколько выше первого.

Кривую Планка можно описать математической формулой, называемой законом Планка (мы приводить ее не будем). А вот другой закон - закон Вина - очень прост, и математически он выражается так:

Здесь λ_mах - уже известная нам величина, Т - абсолютная температура абсолютно черного тела, а к - обычный коэффициент пропорциональности. Выходит, что λ_mах обратно пропорциональна температуре тела. Чем выше эта температура, тем меньше λ_mах. Но ведь именно это мы только что подметили, когда рисовали кривые Планка для температур Т и Т₁. Горб кривой Планка сместился при этом влево и немного вверх. Разве удивительно после этого, что закон Вина иначе называют также законом смещения?

Полноты ради упомянем еще об одном, третьем, законе излучения абсолютно черного тела - законе Стефана - Больцмана. Представьте себе, что мы вычислим площадь, заключенную между кривой Планка и горизонтальной осью (особенно легко это делается с применением интегрального исчисления). Величина, которую мы при этом получим, равна общей лучеиспускательной способности абсолютно черного тела во всех длинах волн. Иначе говоря, это вся энергия, которую вообще излучает такое тело с единицы своей поверхности. Обозначим ее буквой Е. Оказывается, что E = kT⁴ и в этом равенстве как раз и выражается закон Стефана - Больцмана (только, конечно, коэффициент пропорциональности здесь имеет иное числовое значение, чем в законе Вина). Нетрудно сообразить, что с ростом температуры излучение абсолютно черного тела растет очень быстро. Увеличив, например, температуру вдвое, можно получить излучатель, в 16 раз более мощный, чем первоначальный.

Все рассуждения до сих пор носили отвлеченный, чисто теоретический характер. Нет в природе идеальных излучателей, не существует и абсолютно черных тел. К чему же тогда вся эта вроде бы ненужная игра воображения?

Все дело в том, что очень многие тела, в особенности космические, хотя и не абсолютно черные, но по характеру своего излучения очень похожи на идеальные излучатели. Такова, например, раскаленная, ослепительно яркая нить обыкновенной электрической лампочки. Еще более похожи на абсолютно черное тело Солнце и звезды. Это радует астрофизиков: значит, к Солнцу и звездам можно применить законы Планка, Вина, Стефана - Больцмана - наиболее простые законы излучения. Это облегчает расчеты, позволяет разгадать причины свечения звезд и многое другое. И даже в иных, менее удачных случаях астрофизики всегда стараются использовать свойства несуществующих идеальных излучателей.

Рис. 13. Кривая распределения энергии в спектре Солнца очень похожа на кривую Планка

В дальнейшем еще не раз придется возвращаться к этим законам, иначе мы не заняли бы ими внимание читателя. Очень важно также твердо усвоить различие между тепловым и нетепловым излучением тела.

Хотя каждый из нас вряд ли имеет большое сходство с абсолютно черным телом, кое в чем мы все-таки на него похожи. Как и идеальные излучатели, мы (как и вообще все тела в природе) излучаем волны всех длин - от гамма-лучей до радиоволн.

Не правда ли, странно ощущать себя какой-то естественной радиостанцией? Но это так, и универсальная "излучаемость" всех тел природы порождена единственной причиной - их "нагретостью".

Будем называть тепловым такое излучение, которое (для данной температуры тела) подчиняется, пусть не совсем точно, закону Планка. Если же этот закон нарушается, если тело излучает некоторые волны гораздо сильнее, чем должно быть по кривой Планка, значит, секрет подобного излучения не в нагретости тела, а в каких-то иных причинах. В таких случаях, когда излучение тела не подчиняется закону Планка, оно называется нетепловым.

Нам придется в дальнейшем встречаться и с тем, и с другим типом излучения. Тепловое излучение, очевидно, не потребует длинных пояснений. Зато, столкнувшись с нетепловым излучением, надо упорно доискиваться причин, его породивших. Это не всегда легко, но всегда желательно, даже, скажем сильнее, необходимо.

Телескопы без линз и зеркал

Трудно поверить, что воздух почти непрозрачен, что до наших глаз доходит лишь ничтожная доля всех излучений, возникающих в космосе. До самого последнего времени астрономам приходилось рассматривать космос сквозь почти непрозрачную преграду. И можно только удивляться, что, несмотря на это, наши знания о космосе достаточно обширны.

Нет, мы не сгущаем краски. Посмотрите на рисунок 14. Вы снова видите спектр электромагнитных волн, но на этот раз в нем выделены два "окна", точнее - две "щели", сквозь которые проглядывается космос. Первая из них расположена главным образом в области видимых лучей. Ее левая граница отмечена длиной волны в 290 ммк. Более короткие волны поглощаются слоем озона, находящимся на высотах 35-60 км. Он спасает нас и многие другие живые организмы от ультрафиолетового солнечного ожога - вспомните, какими мучительными могут быть ожоги даже от тех сравнительно "мягких" ультрафиолетовых лучей, которые пропускает земная атмосфера. Исчезни внезапно слой озона, Солнце "спалило" бы если не все живое, то многое из живущего на Земле. В этом защитном действии - положительная роль слоя озона.

Рис. 14. Два 'окна прозрачности' в земной атмосфере

Но есть и нечто отрицательное. "Срезая" начисто почти всю ультрафиолетовую часть спектра, атмосферный озон мешает изучать невидимые ультрафиолетовые излучения небесных тел. А это обстоятельство в свое время тормозило прогресс астрофизики.

Справа узкое "оптическое окно" ограничено волнами с длиной около 1 микрона (мк). Инфракрасные лучи с большой длиной волны поглощаются главным образом водяными парами земной атмосферы. Много тысячелетий астрономы изучали Вселенную только через узкое "оптическое окно" атмосферы. Они и не подозревали, что есть еще другое "окно", гораздо более широкое. Оно лежит в области радиоволн.

Левый край "радиоокна" отмечен ультракороткими радиоволнами с длиной волны 1,25 см, правый край - радиоволнами с длиной волны около 30 м. Радиоволны, длина которых меньше 1,25 см (кроме волн с длиной около 8 мм), поглощаются молекулами кислорода и водяных паров. От них есть непрерывный переход к электромагнитным волнам, которые мы называем инфракрасными.

Радиоволны, длина которых больше 30 м, поглощаются особым верхним слоем атмосферы, носящим наименование ионосферы. Как показывает само название, ионосфера состоит из ионов, то есть атомов, лишенных части своих электронов.

Для некоторых радиоволн слой ионизированного газа подобен зеркалу - радиоволны отражаются от него. Поэтому приходящие на Землю из космоса радиоволны с длиной волны больше 30 м почти полностью отражаются от ионосферы. Для них Земля является "блестящим шариком" (как для солнечных лучей блестящий игрушечный елочный шар), и пробить ионосферу они не в состоянии.

Зато нам, живущим под "ионосферной крышей", ее свойства помогают вести радиопередачи на большие расстояния. Для этой цели применяют короткие радиоволны, которые, многократно отражаясь от поверхности Земли и ионосферы, могут достигать самых отдаленных уголков земного шара.

"Радиоокно" гораздо шире "оптического окна". На рисунке 14 по горизонтальной оси отложена так называемая логарифмическая шкала длин, то есть единицы масштаба вдоль этой оси есть степени числа 10. Если же иметь дело с числами, а не с логарифмами, то ширина "радиоокна" (около 30 м) получится почти в 10 миллионов раз больше ширины "оптического окна".

Естественно ожидать, что широко распахнутое в космос "радиоокно" покажет нам Вселенную еще более многообразной и сложной.

Если излучение небесного тела по длине волны подходит для "радиоокна", оно практически беспрепятственно достигает земной поверхности, и задача астрономов состоит в том, чтобы уловить и исследовать каким-то способом это излучение.

Воздушная оболочка Земли мешает изучать космос не только потому, что она почти непрозрачна. Воздух всегда очень неспокоен и неоднороден. В жаркий летний день над крышами зданий или над полотном железной дороги хорошо видно, как струится воздух и как искажаются предметы, рассматриваемые сквозь колеблющиеся воздушные слои. При астрономических наблюдениях с такими помехами приходится иметь дело всегда. И именно воздух прежде всего мешает употреблять в обычных оптических телескопах "сильные" окуляры, дающие большие увеличения.

От Солнца и из глубин звездного мира на Землю приходят потоки крошечных, очень быстрых частиц - корпускул. В основном это протоны и альфа-частицы - ядра атомов гелия. Взаимодействуя с молекулами воздуха, корпускулы порождают новые частицы и, что сейчас для нас особенно важно, невидимые лучи с очень малой длиной волны. Если изучать невидимое излучение небесных тел, находясь на поверхности Земли, то не всегда легко удается отличить лучи, пришедшие из космоса, от лучей, возникших в атмосфере.

Теперь вам должно быть понятно, почему астрономы так настойчиво стремятся вырваться за границы земной атмосферы. Очень долго это им не удавалось, и они ограничивались лишь тем, что строили большие обсерватории в пустынях со спокойным и чистым воздухом или на горах, поближе к звездам, где прозрачность и чистота воздуха гораздо выше, чем на уровне моря.

Задолго до начала космической эры астрономы при каждом удобном случае старались подняться на аэростате или самолете. Неустойчивость этих летательных аппаратов препятствовала астрономическим наблюдениям, но почти мгновенные снимки солнечных затмений получались удачными.

Теперь, пожалуй, можно говорить об аэростатной, ракетной, спутниковой астрономии. Точнее, об использовании аэростатов, геофизических ракет и космических аппаратов для астрономических исследований. Более того, уже прошло несколько лет с той поры, как впервые на околоземные орбитах появились астрономические и физические летающие обсерватории. Что же касается космических ракет, то каждая из них непременно начинена различными приборами, в том числе и такими, которые ловят невидимые излучения. И эти ракеты все в большем и большем количестве бороздят просторы Солнечной системы.

Атмосфера, как известно, неоднородна. С удалением от Земли ее плотность падает очень быстро, и уже на высотах порядка 200 км наступают условия, равноценные межпланетному пространству. Почти черное небо, одновременно видны Солнце и звезды - даже не знаешь, как назвать такую картину: "солнечной ночью" или "звездным днем"? Присутствие воздуха здесь можно обнаружить лишь специальными приборами, а космические излучения наблюдаются тут почти в таком же чистом виде, как и в межпланетном пространстве. Да что там - даже аэростат, взлетевший на высоту 30 км, оставляет под собой большую часть массы всей земной атмосферы. Так что человечество уже вышло за границы атмосферы и, следовательно, преодолело преграду, мешающую изучать невидимые излучения космических тел. Весь вопрос заключается теперь в том, как и чем эти излучения можно поймать и исследовать.

Когда произносят слово "телескоп", возникает представление о некой трубе, в которой укреплены линзы, зеркала и призмы - короче, какая-то "оптика". Действительно, до последнего времени Вселенную изучали с помощью именно таких оптических инструментов. Они, конечно, сохранили и поныне свое значение для наблюдений космоса сквозь "оптическое окно". Не надо, однако, думать, что все космические излучения можно уловить с помощью таких телескопов. Для излучений, сильно отличающихся от видимого глазом света, нужны особые приемники, совсем не обязательно напоминающие рефлектор или рефратор. О радиотелескопах речь впереди. Сейчас же познакомимся с приемниками коротковолновых излучений - от гамма-лучей до ультрафиолетовых лучей, граничащих с видимым участком спектра.

Еще в начале века было открыто, что свет (как видимый, так и невидимый) излучается порциями; или квантами. Энергия кванта Е определяется очень простой формулой:

где h - коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Планка, а ν - частота электромагнитных колебаний. Как известно, эта последняя величина связана с длиной волны λ соотношением

где с - скорость света, близкая к 300000 км/сек.

Чем меньше длина электромагнитной волны, тем больше частота колебаний, тем энергичнее соответствующий квант. Физики употребляют образный термин - "жесткость" излучения. Гамма-кванты самые "жесткие", самые энергичные; кванты радиоизлучения, наоборот, предельно "мягкие".

В этих выражениях заключен важный физический смысл, который можно пояснить следующим примером. Вы бросаете в стену теннисный мячик, и он отскакивает от нее, не оставив никакого следа. Другое дело, если выстрелите в стену дробью. Дробинки поведут себя иначе. Они не отскочат, а внедрятся в стену, разрушат ее.

Вы понимаете, для чего я привожу этот пример. Маленькие энергичные дробинки (кинетическая энергия их велика) подобны жестким гамма-квантам, а легкий теннисный мячик - квантам какого-нибудь очень "мягкого" излучения.

И еще одна справка из области физики. Любое электромагнитное излучение имеет двойственную природу. В одних случаях оно проявляет себя как совокупность волн различной длины. В других свет (как видимый, так и невидимый) представляет собой потоки особых частиц - фотонов. Каждый фотон обладает некоторой энергией - она и будет квантом, соответствующим данному фотону. То, что энергия излучается порциями, как раз и вызвано тем, что существуют фотоны - частицы электромагнитного излучения.

Так что же такое свет - частицы или волны? И то, и другое. Природа электромагнитного излучения двойственна, но в то же время и неделима. Нельзя представить себе излучение только как поток частиц или только как совокупность волн. Всегда сосуществует и то, и другое.

Вот теперь, после этого краткого экскурса в область физики, станет понятнее принцип устройства и действия "коротковолновых" телескопов. Вся трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для волн с длиной меньшей 200 ангстрем обычные преломляющие и отражающие системы становятся попросту непригодными. Если на участке от 400 ммк до 200 ммк еще кое-как, с большими ухищрениями, удается пользоваться линзами и зеркалами, то для рентгеновской части спектра (не говоря уж о гамма-лучах) кванты становятся такими энергичными, что они запросто пробивают все известные нам материалы, не изменяя первоначального направления полета. Они ведут себя как дробинки в нашем примере, тогда как кванты видимого света вполне можно уподобить мячикам, отскакивающим от стены.

Но если нельзя сфокусировать рентгеновы и гамма-лучи, то как же их исследовать, как построить для них телескоп?

Выход все-таки был найден. Коротковолновое излучение очень жестко. Значит, фотоны рентгеновых и гамма-лучей по своим свойствам похожи на обычные частицы (скажем, протоны), приходящие из космоса на Землю. Но тогда для регистрации жестких квантов годятся такие же счетчики, какие применяются при изучении космических лучей.

Самый несложный из них - знаменитый счетчик Гейгера - Мюллера. Принцип его действия прост. По оси металлического цилиндра натянута металлическая нить, изолированная от цилиндра. Цилиндр наполнен газом под давлением примерно в восемь раз меньше атмосферного. Между цилиндром и нитью с помощью источника тока создается напряжение, близкое к разрядному: вот-вот между цилиндром и нитью проскочит искра, произойдет разряд.

Так и случится, если внутрь счетчика, пробив его цилиндрическую стенку, вторгается энергичная частица или жесткий квант. Столкнувшись с молекулами газа, они ионизируют их, то есть лишают части электронов, и нейтральная молекула превратится в положительный ион. "Выбитые" электроны устремляются к положительно заряженной нити, ионизируя на своем пути другие молекулы газа. Электроны множатся. За какие-то доли секунды возникает лавина электронов, иначе говоря, происходит разряд.

Теперь должна быть понятна принципиальная схема рентген-телескопа. Его основа, его приемное устройство - счетчик жестких квантов. Счетчик заключают в массивный металлический тубус, для того чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение. Можно покрывать счетчики пленками различного состава. Тогда разные счетчики будут принимать кванты различной жесткости. Получается что-то вроде спектрографа - появляется возможность выявить состав рентгеновского излучения.

Конечно, такой рентген-телескоп очень несовершенен. Один из его главных недостатков - слишком малая разрешающая способность, своеобразная близорукость. Счетчик фиксирует только то излучение, которое пропускает тубус. На практике оказывается, что при этом сразу охватывается обзором участок неба поперечником в несколько градусов. А ведь на такой площади даже в средний обычный телескоп видны тысячи звезд и других объектов. Какой из них посылает рентгеновы лучи, неясно.

В некоторых случаях (при наблюдениях Солнца) придумали приемное устройство, гораздо более зоркое, чем рентген-телескоп. В сущности, это не какой-то новый, сложный современный инструмент, а давно известная камера-обскура.

Помнится, в детские годы, не имея возможности приобрести настоящий фотоаппарат, я соорудил себе камеру-обскуру. В простейшем варианте - это обыкновенная картонная коробка с маленьким отверстием в дне, которое можно проткнуть иглой. Если на место крышки наклеить тонкую папиросную бумагу, камера-обскура готова.

Направьте ее из глубины комнаты на яркое освещенное окно - на папиросной бумаге тотчас появится перевернутое изображение окна.

Сейчас нет нужды строить такие "первобытные" приборы - в продаже есть дешевые отличные школьные фотоаппараты. Но вот в современной рентгеновской астрономии при изучении Солнца камера-обскура играет заметную роль.

Устройство современных астрономических камер-обскур принципиально совершенно такое же, как и у детской самоделки. Но только на место прозрачной бумаги помещают фотопластинку, а крошечное отверстие камеры закрывают фольгой из бериллия, алюминия или органической пленки. Не будь ее, камера-обскура дала бы видимое глазом изображение Солнца. Непрозрачная заслонка выполняет роль фильтра - она пропускает только жесткие рентгеновы лучи. На рисунке 17 воспроизведена одна из рентгенограмм Солнца, полученная камерой-обскурой.

В отличие от рентген-телескопа, камера-обскура создает изображение Солнца с большими подробностями - на снимке можно различить детали, угловые размеры которых близки к минуте дуги. А это уже такая же зоркость, как и у человеческого невооруженного глаза - для начала совсем неплохо.

Теперь посмотрите, как выглядит гамма-телескоп (рис. 15). Пришедшие из космоса жесткие гамма-кванты поступают сначала в особый радиатор, внешне несколько напоминающий слоёный пирог (кстати, его называют иногда кристаллом-сандвичем). Взаимодействуя с веществом этого "сандвича", гамма-кванты порождают электроны и позитроны. Эти частицы поступают в свою очередь в особый, так называемый черенковский счетчик.

Рис. 15. Схема гамма-телескопа

В отличие от гейгеровского счетчика, где появление частицы или жесткого кванта вызывает электрический разряд, в черенковском счетчике быстро движущиеся частицы порождают особое свечение вещества. Явление это впервые было открыто советским физиком П. А. Черенковым - отсюда и наименование счетчика.

Конечно, свечение это очень слабое, и его приходится усиливать с помощью так называемых фотоумножителей. Но так или иначе, гамма-телескоп регистрирует приходящие гамма-кванты, и можно даже с помощью дополнительных устройств рассортировать их на более жесткие и менее жесткие.

"Близорукость" гамма-телескопа очень велика. Угол зрения, или конус видимости, определяется, очевидно, размерами радиатора и счетчика. В совершенных гамма-телескопах регистрируется поступление гамма-квантов с участка неба поперечником 30-35°. Из всех существующих телескопов гамма-телескопы в этом отношении самые несовершенные, самые "близорукие".

И все-таки, как и рентген-телескопы, их выносят на границу атмосферы и за ее пределы. И они уже сегодня доставили нам множество интереснейших сведений о невидимом коротковолновом излучении небесных тел. Не исключено, что некоторые волнующие нас загадки (скажем, природа нейтронных звезд) будут решены именно этими средствами.

Зарождение гамма-астрономии

Где и как могут возникать гамма-кванты? Взглянув на кривые Планка (рис. 12), хочется дать простой ответ: "Везде и всегда". Ведь по закону Планка любое тело, нагретое выше абсолютного нуля, излучает все электромагнитные волны, в том числе и гамма-кванты.

Формально ответ верен. Практически все гораздо сложнее. Как уже отмечалось, кривая Планка резко спадает к началу графика, а это значит, что поток "тепловых" гамма-квантов неуловимо мал (кроме, быть может, некоторых исключительных случаев). Следовательно, надо искать в природе особые, нетепловые процессы, при которых возникновение гамма-квантов шло бы достаточно интенсивно. Можно указать несколько случаев.

Известны такие процессы внутри атомных ядер, при которых ядро излучает гамма-кванты. Образуются они при соударениях очень быстрых электронов с протонами или с другими покоящимися электронами. Собственно, здесь происходит не соударение в прямом смысле слова, а резкое торможение, которое испытывает один электрон при встрече с другим. Скорости встречи близки к световой, и когда электрон тормозится, его первоначальная энергия движения переходит в другой вид энергии - энергию излучения, причем (опять-таки из-за больших скоростей движения) излучения весьма жесткого.

Третий случай - это когда электрон сталкивается с фотоном видимого света. Происходит нечто вроде соударения бильярдных шаров. Ударившись "в лоб" с фотоном, электрон передает ему часть энергии и, ослабленный, отлетает в одну сторону, а в другую сторону уносится обогащенный энергией фотон - на этот раз фотон гамма-лучей.

Бывает и так, что какая-нибудь частица космических лучей (например, протон) столкнется с ядром атома межзвездного газа. Возникнут сложные процессы, в итоге которых появятся гамма-кванты. К сожалению, подобным образом возникают гамма-кванты в земной атмосфере, и далеко не всегда удается выяснить родословную пойманных гамма-квантов - откуда они пришли, из космоса или из верхних слоев атмосферы.

Пожалуй, самым интересным источником гамма-квантов служат процессы аннигиляции - превращения частиц и античастиц (например, электронов и позитронов) в жесткое излучение. Если где-то существуют антитела, состоящие из антивещества, и этот пока только теоретически мыслимый антимир как-то взаимодействует с нашим, "обычным" миром, процессы аннигиляции не должны быть исключительной редкостью. Значит, гамма-кванты могут быть вестниками встреч тел и антител, частиц и античастиц.

Видите, как много нетепловых процессов, при которых возникают гамма-кванты. Можно думать, что на Землю непрерывно поступают мощные потоки гамма-лучей, и астрофизики с трудом разбираются, откуда они пришли и какие процессы их породили.

На самом деле все это не совсем так. Когда начали исследовать космос гамма-телескопами (а произошло это сравнительно недавно), поток гамма-излучения оказался обескураживающе малым. Шутка сказать, гамма-телескоп, установленный на аэростате или спутнике, регистрирует в среднем за час поступление всего одного гамма-кванта! Позже были случаи, когда за 9 часов наблюдений поймали 22 гамма-кванта. Согласитесь, эта оценка не меняет общего вывода: поток космического гамма-излучения очень мал. Отсюда ясен и другой вывод: перечисленные случаи возникновения гамма-квантов в природе встречаются, очевидно, не часто и идут они не бурно.

Сильно мешает наблюдениям "близорукость" гамма-телескопов. Можно думать, что некоторые квазары, о которых речь пойдет позже, должны быть заметными источниками гамма-лучей. Но как узнать, что пойманный гамма-квант послан именно квазаром, когда гамма-телескоп принимает излучение сразу от тысяч небесных тел?

Не будем унывать. Несмотря на все трудности, в одном случае все же удалось принять гамма-излучение от отдельного конкретного небесного тела - нашего Солнца. Более того, выяснилось, что источником этих гамма-лучей послужили солнечные вспышки - своеобразные высокотемпературные взрывы в солнечной атмосфере.

До второй мировой войны некоторые ученые улавливали радиоизлучение небесных тел, но не знали, что с ним делать, где применить. Сравните это жалкое начало хотя бы с современным состоянием радиоастрономии.

Будем оптимистами, поверим в большое будущее гамма-астрономии. Скорее всего, наши надежды оправдаются, и притом в недалеком будущем.

Рентгенограммы солнца

Когда в рентгеновском кабинете нас подвергают просвечиванию, источник рентгеновых лучей находится, естественно, вне нашего тела. Создаваемый им поток жесткого коротковолнового излучения пронизывает нас, а затем попадает на особый люминесцирующий экран, и получается видимое глазом изображение. Если экран заменить фотопленкой, получится рентгенограмма, в сущности демонстрирующая нашу прозрачность в рентгеновых лучах. Ткани лучше пропускают рентгеновы лучи, чем кости. Поэтому на медицинских рентгенограммах легко различимы детали скелета.

При получении рентгенограммы Солнца ни о каком "просвечивании" не может быть и речи. Само Солнце, в отличие от человеческого тела, служит источником рентгеновых лучей. Типичная рентгенограмма Солнца сильно отличается от снимков Солнца в видимых лучах спектра.

Во время полных солнечных затмений удалось выяснить, какие части Солнца преимущественно испускают рентгеновы лучи. Помогла Луна, которая, как исполинская заслонка, загораживала разные части солнечного диска, а в момент полной фазы оставила незакрытой лишь солнечную атмосферу (точнее, хромосферу) и корону. Если бы в этот момент рентгеновское излучение Солнца упало до нуля, это значило бы, что рентгеновы лучи зарождаются на солнечной поверхности - ведь огромный лунный шар для них непрозрачен. Наоборот, если в момент полной фазы рентгеновское излучение не исчезло совсем, а только ослабло, значит, источники этих лучей находятся над солнечной поверхностью.

Как раз этот случай и наблюдался в действительности. Тем самым было доказано, что рентгеновское излучение возникает в солнечной атмосфере и короне.

В отличие от солнечной поверхности, солнечная корона имеет температуру миллион градусов! Заметим, что эта вели: чина характеризует очень высокую подвижность частиц, слагающих корону, - протонов, альфа-частиц, электронов. Расчеты показывают, что солнечная корона порождает тепловое рентгеновское излучение и излучение это достаточно велико. Известны, однако, и другие источники солнечных рентгеновых лучей. Разглядите внимательно четыре снимка Солнца, сделанных одновременно, но в разных лучах (рис. 16). Два верхних снимка - рентгенограммы. Правая в более жестких, левая в менее жестких лучах. Внизу - фотографии Солнца в лучах кальция и водорода.

Рис. 16. Четыре снимка Солнца. Из них два верхних - рентгенограммы

Заметьте, на всех четырех снимках выделяется одна и та же область - область повышенной солнечной активности. Здесь образовалась группа солнечных пятен, возникли в атмосфере Солнца очень горячие облака газов, наряду с другими лучами они посылают во все стороны и рентгеновы лучи.

Когда на Солнце возникает хромосферная (или солнечная, как ее иначе называют) вспышка, рентгеновское излучение Солнца увеличивается иногда в сотни раз. Еще бы - ведь температура вспышек достигает сотен миллионов градусов! На рисунке 17 воспроизведена еще одна уникальная рентгенограмма. На ней стрелкой указана вспышка, мощный источник рентгеновых лучей. Предстоит выяснить закономерности в образовании этих взрывов на Солнце. Когда это будет сделано, быть может, станет возможным прогноз предстоящих вспышек, что очень важно для космонавтики. Не исключено, что в этом деле сильно поможет изучение солнечных рентгеновых лучей.

Рис. 17. Уникальная рентгенограмма Солнца

Есть ли нейтронные звезды?

В разделе "Следы невидимого" мы уже ставили этот вопрос, но он остался без ответа. Попробуем подойти к решению этой проблемы совсем с иных позиций. Проследим жизненный путь звезды.

Из всех химических элементов космоса наиболее обилен водород. Не будет преувеличением, если мы скажем, что наблюдаемая часть Вселенной состоит из водорода (80%) и гелия (18%) с незначительной примесью остальных элементов. Хотя мы сами и окружающие нас земные предметы как будто противоречат такому заключению (вокруг нас - обилие тяжелых элементов), но это лишь видимость, опровергаемая элементарным расчетом.

В начале своей жизни звезда состоит в основном из водорода. В недрах звезды идут процессы, сводящиеся в конечном счете к образованию атомов гелия из атомов водорода. Именно такую стадию переживают Солнце и похожие на него звезды. В этом - суть тех ядерных реакций, в результате которых ежесекундно 4 миллиона тонн солнечного вещества превращается в излучение.

Но так будет не всегда. При "сгорании" водорода температура звездного ядра повышается, и в конце концов гелий начинает превращаться в углерод. Но и это - не конечная стадия, а только очередной этап в жизни звезды.

Когда температура ядра возрастет до миллиарда градусов, углерод в результате нового цикла ядерных реакций будет превращаться в кислород (с выделением альфа-частиц, то есть ядер атома гелия). Потом настанет очередь для неона, магния, серы и других, еще более тяжелых элементов.

Но вот температура ядра звезды достигла 5 миллиардов градусов, началось образование железистых соединений, и наступил качественно новый этап в жизни звезды. Ее гравитационное сжатие идет теперь быстрее, чем повышение температуры ядра. Неизбежно наступает катастрофа - звезда вспыхивает, взрывается с невообразимой мощью, становится сверхновой звездой. Возможно, что взрыв произойдет еще раньше, в процессе образования кислорода, который, по-видимому, может иметь взрывной характер. Как уже говорилось, ее внешняя оболочка с огромной скоростью улетает в межзвездное пространство, и при этом оголяется сверхплотное и очень горячее ядро звезды.

Наступает старость звезды, за которой неизбежна смерть - ее полное угасание. Но, прежде чем это произойдет, звезда должна проявить себя как очень мощный источник невидимого рентгеновского излучения.

Еще несколько лет назад полагали, что нейтронная звезда из-за весьма малой величины своей поверхности не может быть мощным источником излучения. Теперь же, когда ход развития звезд стал достаточно ясным, прежний вывод оказался неверным. В свете новых данных даже поверхностная температура нейтронной звезды должна быть близка к 10 миллионам градусов. А это означает (вспомните закон Стефана - Больцмана), что при прочих равных условиях нейтронная звезда должна излучать в 10¹⁶ раз больше Солнца, поверхность которого имеет температуру 6 тысяч градусов.

Но разница по сравнению с Солнцем будет не только в мощности излучения. По закону Вина (надеюсь, вы его не забыли) с увеличением температуры максимум кривой Планка смещается в сторону все более и более коротких волн. При температуре же в 10 миллионов градусов он и вовсе уйдет в рентгеновскую область спектра, и нейтронная звезда в основном будет излучать рентгеновы лучи. Более же длинноволновое ее излучение окажется попросту неуловимо малым.

Подсчеты показывают, что существующие ныне рентген-телескопы смогли бы обнаружить нейтронную звезду даже с расстояния в тысячи световых лет. Такова теория. Что же говорит практика?

Еще в 1963 году приборы американской ракеты "Аэроби" зафиксировали на звездном небе два мощных источника рентгеновского излучения. Один из них находился в созвездии Тельца и, по-видимому, связан со знаменитой Крабовидной туманностью (рис. 18), другой - в созвездии Скорпиона. Выходит, что на небе, если бы наши глаза воспринимали рентгеновы лучи, мы увидели бы три Солнца - одно "настоящее", обычное, и два других - менее ярких - в созвездиях Тельца и Скорпиона.

Рис. 18. Крабовидная туманность из созвездия Тельца

И в том, и в другом созвездии в прошлом отмечены вспышки ярких новых (а скорее даже сверхновых) звезд. В созвездии Тельца это произошло в 1054 году, что было отмечено китайскими и японскими летописцами. В созвездии Скорпиона сверхновая звезда вспыхнула несколько раньше - в 827 году. И это событие также было зафиксировано в арабских летописях. Казалось, все говорит в пользу того, что источниками мощного рентгеновского излучения служат нейтронные звезды. Но как это можно было бы проверить?

Мы уже высказали много нелестных слов в адрес современных "близоруких" рентген-телескопов. Никак с ними не рассмотришь, какие именно объекты посылают из глубин космоса мощный поток рентгеновых лучей. Адрес "с точностью до созвездия" астрономов, естественно, не устраивает. И тут неожиданно помог счастливый случай.

Обращаясь вокруг Земли, Луна проходит по небу через зодиакальные созвездия. Бывает она ежемесячно и в созвездии Тельца, причем раз в 9 лет ее путь проходит столь удачно, что Луна на короткое время заслоняет собой Крабовидную туманность. Как раз такое событие произошло летом 1964 года.

Возможны два случая: или рентгеновы лучи посылает нейтронная звезда, находящаяся где-то внутри Крабовидной туманности, или рентгеновское излучение исходит от самой этой туманности. В первом случае поток рентгеновского излучения резко, сразу упадет до нуля в тот момент, когда Луна закроет гипотетическую нейтронную звезду. Во втором случае, поскольку рентгеновы лучи посылает вся туманность, интенсивность этого излучения будет падать постепенно, по мере того как туманность станет покрываться Луной.

Наблюдения показали, что посылает рентгеновы лучи не нейтронная звезда, а туманность, что лучи эти зарождаются в ней при торможении в магнитных полях быстрых электронов. Важная деталь: рентгеновы лучи все-таки посылаются не всей Крабовидной туманностью, а только ее вдвое меньшей центральной частью. Но это, конечно, не нейтронная звезда, следы которой и на этот раз обнаружить не удалось.

По-видимому, такой же процесс совершается и в созвездии Скорпиона. Здесь тоже есть очень небольшая, но весьма горячая (50 миллионов градусов) газовая туманность, излучающая рентгеновы лучи. И, как в созвездии Тельца, эта туманность образована когда-то вспыхнувшей, взорвавшейся звездой.

Теперь известно на звездном небе еще около десяти источников рентгеновского излучения. Они гораздо слабее тех, которые наблюдаются в созвездиях Тельца и Скорпиона, и, что примечательно, почти все они расположены в Млечном Пути, в созвездиях - Стрельца, Лебедя, Змеи и других. По оценке выдающегося советского радиоастронома И. С. Шкловского, расстояния до них огромны - один, два десятка тысяч световых лет, тогда как "рентгеново Солнце" в Скорпионе примерно вдесятеро ближе. Можно думать, что во всей нашей Галактике есть не меньше сотни подобных рентгеновских источников.

Не исключено, что источники рентгеновского излучения в Тельце и Скорпионе нетипичны, то есть что из остальных источников рентгеновского излучения большинство - нейтронные звезды.

Возможно, однако, что пока мы еще не обнаружили нейтронные звезды, а все открытые источники рентгеновских лучей имеют иную природу. Ведь стадия, когда нейтронная звезда мощно излучает рентгеновы лучи, весьма непродолжительна - она длится несколько месяцев, от силы несколько лет. Если так, то в Галактике одна нейтронная звезда появляется раз в несколько лет, и шансы обнаружить ее не так уж велики.

На границе с видимым светом

Не знаю, как вы, а я не люблю читать журнальные, повести или очерки "с продолжением". Настроишь себя на тон повествования, привыкнешь к героям, увлечешься сюжетом, и вдруг "на самом интересном месте" все обрывается.

Нечто подобное встречается и в астрономии. Изучает астрофизик, скажем, спектр Солнца. Выясняет разные свойства спектральных линий какого-нибудь элемента, например водорода. А линии эти располагаются в электромагнитном спектре сериями. Часть из них приходится на видимый участок спектра, а часть - на невидимый. Для полноты картины желательно изучить все серии - и видимые, и невидимые. Но тут вмешивается атмосфера и начисто "срезает" всю ультрафиолетовую часть спектра начиная с волны 290 ммк. Вот и обрывается исследование "на самом интересном месте", совсем как при чтении большого романа в журнале.

Ультрафиолетовая астрономия тем, в частности, и ценна, что она дает возможность продолжить изучение спектральных линий в ультрафиолетовой части спектра. А это очень важно для раскрытия многих процессов, происходящих как на телах Солнечной системы, так и в звездном мире. Приведем некоторые примеры.

Поверхность Солнца - фотосфера - и примыкающие к ней сверху сравнительно холодные атмосферные слои в ультрафиолете почти ничего не излучают. Зато корона Солнца служит источником мощного коротковолнового излучения. Собственно, весь солнечный спектр, начиная с длины волны 100 ммк и короче, целиком создается именно этими областями. Значит, изучая ультрафиолетовый спектр Солнца, можно проверять теоретические модели солнечной хромосферы, короны. Этот спектр оказывается пробным камнем для многих гипотез.

Для того чтобы выяснить, какому химическому элементу принадлежат линии в солнечном спектре, недостаточно знать только те из них, которые может увидеть глаз. Многие химические элементы удалось найти на Солнце лишь после того, как возникла "астрономия ультрафиолета".

Ультрафиолетовые части спектра ряда звезд выглядят на снимках менее яркими, чем им полагается быть по теории звездных атмосфер. Может быть, это вызвано свойствами самой звезды, а может быть, поглощением ультрафиолетовых лучей в межзвездной среде. Вот еще загадка, решение которой ищут сегодня астрофизики.

В межзвездных облаках, по теоретическим соображениям, должен быть молекулярный водород, но его пока не нашли, так как он излучает в основном в ультрафиолете. Излучение это очень слабое, но с развитием "астрономии ультрафиолета" его, наверное, обнаружат.

Нередко в ультрафиолетовом свете замечают такое, что глазом не видно. Таковы, например, темные пятна, найденные некоторыми астрономами на снимках Венеры в ультрафиолете. Глазам же поверхность Венеры всегда представляется повсюду почти одинаково светлой. Загадочные пятна обнаруживают некоторое постоянство, странное для изменчивой облачной атмосферы Венеры. Период вращения планеты, определяемый по смещению этих пятен, совсем не похож на тот, который недавно уверенно получен средствами радиолокации. Может быть, перемещение этих пятен вызвано атмосферными вихрями или потоками? Загадка пока не решена.

Взгляните теперь на фотографию известной туманности Северная Америка (рис. 19). Наименование дано, очевидно, за форму туманности. Сама же она ни в один телескоп не видна, хотя отыскать ее нетрудно: на небе она находится по соседству с Денебом - самой яркой звездой созвездия Лебедя. Обычно поясняют этот парадокс тем, что туманность излучает невидимые ультрафиолетовые лучи.

Рис. 19. Гуманность Северная Америка

Объяснение это не совсем точно. В видимых глазом лучах туманность Северная Америка также излучает, но очень слабо. К тому же она весьма разрежена, и потому ее поверхностная яркость очень мала. Может быть, когда-нибудь в будущие сверхмощные оптические телескопы ее и увидят. Но пока что она числится среди типичных ультрафиолетовых небесных объектов.

Последний пример показывает, что в ультрафиолетовых лучах звездное небо стало бы для нас неузнаваемым (как, впрочем, и в других невидимых лучах спектра). Самой яркой звездой вместо Сириуса оказалась бы звезда Дзета из южного созвездия Кормы. Она выглядела бы примерно такой же яркой, как Венера. В Северном полушарии неба выделялась бы Дзета Ориона, самая левая звезда в его "поясе". Необычно яркими выглядели бы и некоторые особенно горячие звезды.

Самое же удивительное на ультрафиолетовом небе - обилие огромных, ярко светящихся туманностей. Одна из них заняла все созвездие Ориона. Это продолжение той части туманности Ориона, которую с трудом, в виде крохотного слабосветящегося пятнышка, различает глаз.

Из других похожих огромных светящихся пятен особенно примечательна исполинская ультрафиолетовая туманность, окутывающая Спику - главную звезду созвездия Девы. Она очень яркая, почти круглая, с поперечником, в 50 раз большим видимого диаметра полной Луны. А вот сама Спика почему-то не видна - ее ультрафиолетовое излучение сравнительно слабо.

Необычен невидимый ультрафиолетовый космос. И в этом невидимом непременно надо тщательно разобраться. Только тогда познание Вселенной станет всесторонним, полноценным.