Радиофизика шестидесятников: история двух великих открытий

Шестидесятые годы прошлого века играют особую роль в истории астрономии. 55 лет назад, в 1963 году, в журнале Nature вышли статьи, посвященные квазару 3С 273. Их основной результат – то, что квазар удалось отождествить с далекой эллиптической галактикой, – можно считать открытием квазаров. А 50 лет назад, в 1968 году, в том же Nature вышли статьи с описанием быстропеременных внеземных радиоисточников неизвестной природы, получивших название пульсаров. Эти статьи и эти два открытия, по сути, положили начало радиоастрономии.

Вместо введения

Слово «шестидесятники» в российской культуре ассоциируется с поколением, отмеченным особенной ролью в жизни общества. В этом же смысле шестидесятники не раз присутствовали и в истории науки.

В Британии в 1660-е годы было учреждено Королевское общество, а один из его основателей Роберт Бойль дал определение химического элемента и открыл первый из трех законов идеального газа. Джон Валлис (правильнее, Уоллис) создал теорию упругих и неупругих ударов и на ее основе пришел к общей концепции сохранения количества движения. Джеймс Грегори предложил оптическую схему зеркального телескопа и доказал фундаментальную теорему о связи дифференцирования и интегрирования, которая считается основной теоремой математического анализа. Исаак Ньютон разработал основы дифференциального исчисления, раскрыл цветовой спектр солнечного света, построил телескоп-рефлектор, сформулировал первую версию закона всемирного тяготения и вывел общую формулу биномиального разложения. Так что британским шестидесятникам тех времен выпала исключительная роль в Научной Революции XVII столетия.

Перенесемся на два столетия. В 1860-е годы Иван Сеченов выпустил фундаментальные труды по физиологии нервной системы, Джеймс Клерк Максвелл в «Трактате об электричестве и магнетизме» (A Treatise on Electricity and Magnetism) опубликовал уравнения классической электродинамики, Грегор Мендель открыл законы наследственности, а Дмитрий Менделеев представил на суд химического сообщества периодическую систему элементов. И снова – серия величайших достижений всего за одно десятилетие. Да и великая книга Чарльза Дарвина «Происхождение видов путем естественного отбора» (On the Origin of Species by Means of Natural Selection, or the Preservation of Favoured Races in the Struggle for Life) вышла в свет в конце ноября 1859 года, а мировую известность приобрела в 1860-е годы.

Но и это еще не всё. В 1860 году отцы-основатели спектрального анализа Роберт Вильгельм Бунзен и Густав Кирхгоф обнаружили в спектре солнечного света линии поглощения нескольких химических элементов. Эти эксперименты положили начало новой науке – астрофизике. А без астрофизики не было бы открытий, которым посвящена статья.

Полвека назад, в седьмом десятилетии прошлого столетия, были созданы теория кварков и теория электрослабых взаимодействий, которые вскоре легли в основу Стандартной модели элементарных частиц. Однако самый (по крайней мере, на мой взгляд) богатый улов замечательных открытий пришелся на долю совсем молодой науки – радиоастрономии. Вот список ее главных достижений по годам:

1962 – Обнаружено вращение Венеры и определена температура ее поверхности.
1963 – Открыты квазары.
1963 – Открыто радиоизлучение молекул межзвездного газа.
1964 – Открыто вращение Меркурия и произведена термометрия его поверхности.
1964 – Открыто реликтовое микроволновое излучение.
1965 – Открыты космические мазеры.
1968 – Открыты пульсары.

Два пункта из этого перечня особенно повлияли на прогресс всего комплекса наук астрономического цикла. Это открытие квазаров и пульсаров (регистрация МРИ, конечно, была не менее фундаментальным достижением, но она больше проходит по ведомству космологии). Первое открытие отделяют от нас 55 лет, второе – ровно 50. О них и поговорим. Но сначала вспомним, как возникла радиоастрономия.

Начало науки

В 1927 году американская корпорация AT&T запустила первый трансатлантический радиотелефон. Из-за множества помех связь была далека от совершенства, и 23-летний физик Карл Янский получил задание разобраться, почему это происходит. Для этого он смонтировал в Холмделе в штате Нью-Джерси 10 вертикальных прямоугольных рамочных антенн, объединенных в единую цепь и установленных на вращающейся тридцатиметровой раме. Система была настроена на прием сигналов на частоте 20,5 мегагерц (длина волны 14,6 метров).

В 1930 году Янский обнаружил очевидные и предсказуемые источники помех – далекие и близкие грозы. Однако в наушниках все время раздавалось слабое шипение, причина которого не поддавалась объяснению. К 1932 году он выяснил, что загадочные помехи меняются с периодичностью звездных суток (23 часа 56 минут) и, следовательно, возникают за пределами Солнечной системы. В дальнейшем стало понятным, что это излучение исходит из Млечного Пути – то есть, из плоскости нашей Галактики.

Янскому повезло вдвойне. Как раз в те времена плотность солнечных пятен была минимальной, и по ночам ионосфера отлично пропускала 15-метровые радиоволны. В период активного Солнца «карусель Янского» оказалась бы бесполезной.

Открытие межзвездных волн, как их называл Янский, вызвало немалый шум – в мае 1933 года о нем даже написала газета «Нью-Йорк Таймс». Янский пытался убедить руководство корпорации построить тридцатиметровую тарелочную антенну для изучения космических радиосигналов. Но менеджеры щедрости не проявили и перебросили его на другой проект. У астрономических обсерваторий тоже не было ни денег, ни желания тратиться на радиоаппаратуру. Янский изложил свои результаты в четырех статьях (две – в инженерном журнале, одна – в Popular Astronomy, и еще одна – в Nature) и на этом распрощался с астрономией.

Однако дело Янского не пропало. На его работы обратили внимание молодой радиоинженер Гроут Ребер и физик из Мичиганского университета Джон Краус (John D. Kraus). Краус в 1933 году соорудил небольшой радиотелескоп с отражающей антенной, но не смог ничего поймать из-за малой чувствительности приемника. После Второй мировой войны он основал радиоастрономическую обсерваторию при университете Огайо и написал классический учебник по новой науке. Ребер пошел много дальше и в 1937 году построил на пустыре около родительского дома первый радиотелескоп с поворотной параболической антенной. Отладив свое детище, он приступил к регулярным наблюдениям и в 1942 году опубликовал карту «радионеба» Северного полушария.

Изучением радионеба занялись и другие энтузиасты. В 1942 году англичанин Джеймс Хэй (James Stanley Hey) поймал радиосигналы Солнца. В 1942-43 годах радионаблюдения нашего дневного светила вели Ребер и Джордж Саутворт (George Clark Southworth), известный американский радиоинженер, один из создателей радиоволноводов. В те же годы разработчики немецких радаров фактически заметили отражение радиоволн от поверхности Луны, но об этом стало известно лишь после войны.

Бурное развитие радиоастрономии началось после 1945 года. Этому сильно поспособствовали работы над радарами систем ПВО. В частности, в Англии в астрономию пришли талантливые молодые исследователи, служившие во время войны на радарных станциях. Британское правительство передало ученым несколько работоспособных установок, к тому же английские и голландские астрономы получили в свое распоряжение трофейные немецкие радиолокаторы с 740-сантиметровыми антеннами. После перенастройки эта аппаратура была использована для поиска космических радиосигналов.

Это было лишь начало. Вскоре (сначала в Англии, а потом и в других странах) начали строить крупные радиотелескопы с антеннами в десятки метров (сперва неподвижными, затем и поворотными), а потом – и системы из нескольких связанных радиотелескопов – радиоинтерферометры. В 1960-е годы появились фазированные решетки с тысячами антенн, интегрированных в единые (и вскоре компьютеризованные) сети. Эти нововведения в сочетании с более совершенной аппаратурой для усиления и фильтрации радиосигналов (в частности, мазерами и параметрическими усилителями) значительно увеличили чувствительность радиотелескопов и их угловое разрешение. Радиоастрономия превратилась в большую науку, важнейшую компоненту всего комплекса исследований небесных явлений. В 1960-е годы она стала такой же серьезной дисциплиной, как и оптическая астрономия.

Эти странные квазизвезды

В истории открытия квазаров особенную роль сыграли две обсерватории – английская и австралийская. В 1952 году неподалеку от знаменитой Кавендишской лаборатории вступил в действие радиотелескоп оригинальной конструкции – Кембриджский интерферометр (Cambridge Interferometer). Он состоял из четырех неподвижных цилиндрических антенн, которые действовали как интегрированная система, осуществляющая функции двойного интерферометра. Этот телескоп был создан двумя будущими Нобелевскими лауреатами – руководителем Радиоастрономической группы Кембриджского университета (нынешнее название – Кавендишская астрофизическая группа, Cavendish Astrophysics Group) Мартином Райлом и его коллегой Энтони Хьюишем. Установку использовали для сканирования космического пространства, результатом которого стала публикация двух обширных списков радиоисточников – Второго и Третьего кембриджских каталогов (первый каталог был составлен ранее на основе информации, полученной другой обсерваторией). Каталог 3С (The Third Cambridge Catalogue of Radio Sources), в который вошли 470 космических объектов, был закончен в 1959 году.

Некоторые из новооткрытых источников находятся в плоскости Млечного Пути. Их удалось отождествить с горячими газовыми туманностями, излучающими радиоволны вследствие теплового движения заряженных частиц. Еще часть источников сочли останками сверхновых звезд, генерирующих радиоволны посредством синхротронного излучения. Прочие источники, вошедшие в этот каталог, признали самостоятельными галактиками. Один из них, обозначенный 3C 273, четыре года спустя открыл список квазаров.

В его возвышении главную роль сыграл новый австралийский радиотелескоп с поворотной 64-метровой тарелочной антенной. Он вступил в строй осенью 1961 года и к весне 1962 года был полностью отлажен. Инициатором этого проекта был еще один видный разработчик британских и американских радиолокационных систем Эдвард Боуэн (Edward George Bowen), перебравшийся после войны на Пятый континент. Новую обсерваторию возвели в двадцати километрах от города Паркс в провинции Новый Южный Уэльс, названного в честь одного из отцов-основателей Австралийской федерации сэра Генри Паркса. Крупнейший на то время радиотелескоп Южного полушария также получил его имя – Parkes Radio Telescope.

Радиоисточник 3С 273 находится в созвездии Девы и может наблюдаться и в Северном, и в Южном полушариях. Совсем рядовым его не назовешь – в каталоге 3С по радиояркости он входит в первую десятку (занимает седьмое место). Вскоре после публикации каталога этим источником заинтересовались в Калифорнийском технологическом институте, где в 1960-е годы работала сильная (вероятно, сильнейшая в США) группа радиоастрономов. Калтех к тому времени располагал собственной обсерваторией OVRO (Owens Valley Radio Observatory), построенной в 1958 году к востоку от горной цепи Сьерра-Невада в 350 км от Лос-Анджелеса. Там имелся первоклассный интерферометр, состоящий из пары 27-метровых радиотелескопов, установленных по линии восток-запад.

С начала 1960-го года на этой установке начали наблюдения космических радиоисточников. Она могла измерять их угловые координаты с очень хорошей для своего времени точностью – порядка десяти угловых секунд. Сотрудники обсерватории без большой задержки определили положение 3С 273 на северном небосводе, однако эти результаты были опубликованы (в списке позиций 226 источников космических радиоволн) лишь в ноябре 1964 года. Во всяком случае, координаты 3С 273 были известны калтеховским астрономам еще в середине 1961 года. Но дальше этого у них дело не пошло.

Уточнение позиций новооткрытых радиоисточников отнюдь не было самоцелью. Астрономы намеревались их сопоставить с наблюдаемыми в оптические телескопы космическими объектами. Эта задача становилась все актуальней, поскольку к концу 1960 года ученые не сомневались в наличии в третьем кембриджском каталоге большого числа галактик. За неимением лучшего имени эти очень удаленные сверхмощные радиоизлучатели назвали радиозвездами – radio stars.

В 1960 году калтеховские астрономы Томас Мэттьюс (Thomas A. Matthews) и Джон Болтон предположительно отождествили источник 3С 48 из созвездия Треугольника с очень слабым светящимся объектом 16-й звездной величины. Сначала его сочли за одну из звезд нашей Галактики, однако информация об его излучении оказалась очень неопределенной, и вопрос так и остался открытым. Забегая вперед, замечу, что 3С 48 действительно оказался квазаром, удаленным от нас почти на 4 миллиарда световых лет, но окончательно это было доказано лишь в 1982 году.

Для идентификации радиоисточника необходимо как можно точнее измерить его угловые координаты, чтобы подобрать подходящего кандидата в оптическом спектре. Однако разрешающая способность радиотелескопов первого и второго поколений была довольно мала. Установка Янского работала с точностью порядка 30 градусов, а радиотелескоп Ребера давал двенадцатиградусную погрешность. Законченный в 1957 году британский радиотелескоп обсерватории Джодрелл-Бэнк (сейчас – радиотелескоп имени Б. Ловелла) с 76-метровой полноповоротной антенной обеспечивал в лучшем случае угловое разрешение в 10 угловых минут.

Конечно, калтеховский интерферометр с его десятью угловыми секундами работал точнее, но и его возможности бледнели по сравнению с лучшими оптическими инструментами. Крупнейший телескоп середины XX века, 200-дюймовый рефлектор Паломарской обсерватории при оптимальных атмосферных условиях обеспечивал угловое разрешение порядка 0,5 секунды. Справедливости ради стоит отметить, что со временем возможности радиоастрономии значительно улучшились. Так, действующая с мая 1993 года американская сеть из десяти интегрированных радиотелескопов Very Long Baseline Array (8 антенн на континентальной территории США, одна на Гаваях, одна на карибском острове Санта-Крус) дает разрешение вплоть до 0,0002 секунды.

Однако для аккуратного определения позиций очень далеких (и потому хорошо локализованных) радиоисточников существовал еще один метод, не требующий интерферометров и позволяющий использовать унитарные радиотелескопы (конечно, с достаточно крупными фокусирующими антеннами). В принципе, он был известен давно, хотя применялся нечасто. В 1909 году британский математик майор Перси МакМагон (Percy Alexander MacMahon) предложил измерять угловой размер и положение звезд, наблюдая (естественно, в оптические телескопы) их накрытие (на языке астрономии – оккультацию) лунным диском. Эту идею раскритиковал Артур Эддингтон, утверждавший, что из-за дифракции звездного света нельзя добиться хорошего разрешения. Однако Эддингтон не понял, что анализ дифракционных кривых может увеличить точность измерений. В конце 1930-х годов это продемонстрировал на практике Альберт Уитфорд (Albert Edward Whitford) – американский астроном и астрофизик, крупный специалист по электронной фотометрии. Во время войны его привлекли к разработке радаров (и тут радары!), и больше он к этой теме не возвращался. Но в 1950 году в Техасском университете на основе техники лунной оккультации началась длительная серия измерения расстояний между двойными звездами. В 1950-х годах с ней принялись успешно экспериментировать и радиоастрономы. Правда, в 1970-е годы его применение сошло на нет, поскольку появились радиоинтерферометры очень высокого разрешения.

Этот метод блестяще сработал в ходе наблюдений источника 3С 273. Его усовершенствовал молодой (1928 года рождения, это уже «послерадарное» поколение) радиоастроном Сирил Хазард (Cyril Hazard). В начале 1960-х годов в ходе работы на радиотелескопе обсерватории Джодрелл-Бэнк он определил координаты источника 3С 212 с точностью в три угловые секунды. Затем Хазард приехал в Австралию, присоединился к группе астрономов Сиднейского университета и приступил к наблюдениям на радиотелескопе имени Паркса. Его целью был источник 3С 273, чьи оккультации раз в 20 лет становятся наблюдаемыми из Южного полушария.

График из статьи C. Hazard et al., 1963. Investigation of the Radio Source 3C 273 By The Method of Lunar Occultations.

Поскольку очередной период оккультаций пришелся на 1962 год, Хазард зарезервировал время на телескопе имени Паркса. Он и его коллеги отследили три оккультации – 15 апреля, 5 августа и 26 октября. По техническим причинам радиотелескоп смог зарегистрировать лишь одно волновое поле сразу после выхода источника из лунной тени (emmersion) в апреле, и одно поле в октябре – на этот раз непосредственно перед входом в тень (immersion). Больше всего информации было получено в августе, когда аппаратура «Паркса» измерила френелевскую дифрацию радиоволн и на входе, и на выходе, причем сразу на двух частотах (136 и 410 мегагерц). Очень ценными оказались и наблюдения октябрьской оккультации, которые удалось провести на частотах 410 и 1420 мегагерц. Поскольку более высокая частота обеспечивала лучшее разрешение, у источника обнаружились не одна, а две излучающие зоны, заметно разнесенные на небосводе. Так что эти данные не только позволили определить положение источника с ошибкой менее одной угловой секунды, но и привели к выявлению его пространственной структуры.

На пальцах объяснить улучшение разрешающей способности телескопа методом лунной оккультации невозможно – нужна серьезная математика. Поэтому ограничусь минимумом сведений. Предельная разрешающая способность телескопа при обычных наблюдениях определяется отношением длины волны излучения к размеру апертуры. Анализ дифракционной картины, возникающей при огибании радиоволнами края лунного диска, обеспечивает разрешение порядка квадратного корня от отношения длины волны к удвоенному расстоянию от Земли до Луны (а это 770 тысяч километров). Это обстоятельство плюс ряд технических приемов, использованных Хазардом, обеспечили разрешение порядка одной угловой секунды.

Хазард и его группа представили результаты в статье, опубликованной 16 марта 1963 года в журнале Nature. Как уже было сказано, они пришли к выводу, что 3С 273 включает два излучающих центра, компоненту А и вчетверо менее яркую компоненту B, разделенные дистанцией примерно в 20 угловых секунд. Компонента А наблюдается как вытянутое ядро поперечником в 2 секунды, окруженное шестисекундным гало. Компонента B имеет овальное ядро поперечником в половину секунды и гало шириной в 7 секунд. Это означает, что излучение компоненты B сильнее сконцентрировано в ее центре, нежели излучение компоненты А. Стоит отметить, что немного раньше французский астрофизик Джеймс Лекё (James Lequeux) с помощью интерферометрических наблюдений также выявил бинарную структуру 3С 273, хотя не столь детально.

С группой Хазарда сотрудничал Джон Болтон, который участвовал в сооружении телескопа имени Паркса и стал первым директором этой обсерватории. Хазард и не вошедший в число соавторов Болтон сочли полученные результаты настолько важными, что сами доставили их в Сидней, причем во избежание случайностей летели разными рейсами. И им было о чем беспокоиться! Австралийским радиоастрономам впервые удалось детально реконструировать структуру радиоисточника, который предположительно находился на космологической дистанции от нашей Галактики. Предположительно – но все же не наверняка. Истинное расстояние до 3С 273 оставалось неизвестным.

Как это часто бывает даже (впрочем, почему даже?) в науке, прояснению этой ситуации помогли личные связи. 20 августа (то есть задолго до полной расшифровки структуры 3С 273) Болтон ознакомил с собранной информацией голландского астронома Мартена Шмидта, который тремя годами ранее эмигрировал в США и приступил к работе в Калтехе. В своем письме Болтон просил проверить этот участок небосвода на предмет оптической идентификации радиоисточника. Интересно, что в координаты 3С 273, только что вычисленные Хазардом, вкралась ошибка приблизительно в 15 секунд (позже, естественно, она была исправлена), и поэтому в письме Шмидту содержались не вполне точные данные о его местоположении. К счастью, ничего страшного от этого не произошло.

Шмидт имел доступ к пятиметровому телескопу Паломарской обсерватории, оснащенному первоклассным спектрографом. До декабря 3С 273 находился чересчур близко к Солнцу, что препятствовало наблюдениям в оптическом диапазоне. В результате Шмидт получил первые фотоснимки и спектрограммы требуемого участка небосвода лишь 27 декабря. В наблюдаемом районе имелась голубая звезда 13-й величины. Рядом с ней можно было разглядеть тонкую светящуюся полоску, которую Шмидт идентифицировал как джет. Ее координаты, как выяснилось позднее, соответствовали положению компоненты B, выявленной группой Хазарда. Эту звездочку астрономы обнаружили на фотопластинках еще в конце XIX века – конечно, на тогдашних телескопах джета не было видно.

Первые спектрограммы оптического излучения этой звезды (вернее, космического объекта, который приняли за звезду) оказались некачественными, однако 29 декабря Шмидт получил отчетливую картинку. На ней просматривалось несколько полос, не соответствовавших спектральным линиям ни единого из известных элементов. Шмидт убрал фотопластинку в стол и переключился на подготовку к новогодним праздникам.

Кто знает, сколько времени она там пролежала бы, если бы Болтон не предложил опубликовать наблюдения Шмидта в Nature одновременно с работой группы Хазарда. Поэтому 5 или 6 февраля (относительно точной даты источники расходятся) Шмидт вернулся к изучению пластинки. И в этот судьбоносный день он вдруг понял, что три самые узкие и потому хорошо различимые полосы на спектрограмме точно соответствуют трем линиям серии Бальмера, одной из спектральных групп излучения водорода, сдвинутым на 15,8% в красную часть спектра (позже выяснилось, что аналогичная интерпретация годится и для трех менее четких полос). Это была первостатейная сенсация!

Шмидт немедленно поделился своими выводами с профессором астрофизики Джессе Гринстайном, который в то время занимался изучением радиоисточника 3С 48, и с профессором астрономии Джоном Оуком (John Beverley Oke), чьи кабинеты были расположены рядом. Весь остаток рабочего дня они пытались найти другие объяснения странного спектра, но из этого ничего не вышло. По ходу беседы Гринстайн показал коллегам незаконченную статью о 3С 48. К ней были приложены сделанные Гринстайном и другим калтеховским профессором астрономии Гвидо Мюнхом (Guido Munch) спектрограммы уже упоминавшегося оптического источника 16-й величины, расположенного по соседству. На этих спектрограммах, как и на снимках объекта 3С 273, наблюдались линии, которые никак не получалось идентифицировать. После недолгого мозгового штурма ученые пришли к выводу, что эти линии тождественны спектральным линиям ионов магния, неона и кислорода, сдвинутым к красной границе спектра аж на 37%. Гринстайн предложил коллегам немедленно выпить за свои потрясающие открытия (см. Fifty Years of Quasars).

Статья Шмидта появилась в выпуске Nature от 16 марта 1963 года рядом с публикацией группы Хазарда. В этом же номере напечатана статья Оука, посвященная распределению энергии в оптическом спектре 3С 273, и статья Гринстайна и Мэттьюса с данными о красном смещении спектра 3С 48. Сейчас эти четыре работы считаются классикой астрономии и астрофизики двадцатого столетия.

Статья Шмидта не впечатляет ни длиной, ни разнообразием графического материала. Это короткая заметка на две трети журнальной страницы. Шмидт почему-то не добавил к тексту отпечатка со своей исторической фотопластинки. Он ограничился таблицей, в которой даны наблюдаемые длины волн шести загадочных полос излучения, и те же длины волн, пересчитанные с поправкой на красное смещение z = 0,158. В последнем столбце таблицы отмечено, что четыре полосы соответствуют линиям бальмеровской серии водорода, а оставшиеся две – излучению ионизированных атомов магния и кислорода. Шмидт подчеркнул, что эта «беспрецедентная идентификация спектра вроде бы звездного объекта в терминах значительного красного смещения допускает два возможных объяснения».

Далее следуют объяснения, причем для каждого автору статьи хватило одного абзаца. Во-первых, пишет Шмидт, можно предположить, что красное смещение имеет гравитационную природу, то есть, обусловлено уменьшением частоты излучения в очень сильном поле тяготения. В этом случае источник света – сверхмассивная звезда с радиусом порядка десяти километров. Шмидт отметил, что эта версия практически не согласуется с наблюдаемой структурой спектральных линий.

Вторая интерпретация гораздо интересней. Загадочный звездный объект представляет собой ядерную область галактики с космологическим красным смещением 0,158, которое соответствует видимой скорости 47 000 км/сек и дистанции порядка 500 мегапарсек (эту оценку Шмидт сделал на основе закона Хаббла, хотя в тексте на него не сослался). Диаметр ядерной области составляет менее одного килопарсека, а ее светимость в оптическом спектре, как минимум, в сто раз превышает светимость галактик, которые до сих пор были зарегистрированы как источники радиоизлучения. Если наблюдавшийся на оптических снимках тусклый джет и выявленная группой Хазарда компонента А источника 3С 273 принадлежат одной и той же галактике, то они находятся приблизительно в 50 килопарсеках от ее ядра.

Четыре статьи, появившиеся 16 марта 1963 года в Nature, произвели сильное впечатление на астрономов. Вскоре (все в том же каталоге 3С) нашлось еще несколько столь же необычных источников. Их угловые размеры не превышали половины секунды – против минимум трех секунд у типичных звездных скоплений, удаленных от Млечного Пути на сравнимые расстояния. С другой стороны, мощность их радиоизлучения была на несколько порядков выше, нежели у обычных галактик.

Новооткрытые аномальные источники радиоволн стали основной темой Международного симпозиума по гравитационному коллапсу и другим проблемам релятивистской астрофизики (International Symposium on Gravitational Collapse and Other Topics in Relativistic Astrophysics), состоявшегося в Далласе 16-18 декабря 1963 года. Поскольку память о недавнем убийстве президента Кеннеди была еще свежа, участники встречи проголосовали за переименование ее в Симпозиум памяти Джона Ф. Кеннеди (John F. Kennedy Memorial Symposium).

После интенсивных дискуссий ученые пришли к следующим выводам. Во-первых, эти источники представляют собой чрезвычайно массивные и в то же время очень компактные объекты (не менее ста миллионов солнечных масс в пространстве поперечником не более одного килопарсека). Во-вторых, это не звездные скопления, пусть сколь угодно плотные. В-третьих, время их жизни превышает 10 тысяч лет. В-четвертых, хоть эти источники и генерируют чрезвычайно сильное радиоизлучение, пик их мощности приходится на оптическую зону. В-пятых, плотность заряженных частиц на поверхности этих объектов очень невелика – порядка десяти миллионов на кубический сантиметр. И, наконец, в-шестых, их полная энергия превышает энергию покоя миллиона звезд солнечной массы. В общем, стало понятным, что астрономия столкнулась с совершенно необычными обитателями Космоса.

Авторы первых публикаций использовали для этих источников названия "stellar object" и "star-like object". Позже был предложен довольно неуклюжий термин "quasi-stellar radio source" (квазизвездный радиоисточник), но продержался он недолго. Следующей весной в журнале Physics Today появился подробный отчет о далласском симпозиуме, написанный сотрудником Годдардовского института космических исследований Хонг-Йи Чью (Hong-Yee Chiu). Он предложил для краткости и удобства заменить длинное название аббревиатурой «quasar». Новое слово быстро привилось и восторжествовало в устных дискуссиях и научно-популярной литературе. Однако главный печатный орган астрофизики, Astrophysical Journal, еще долго не допускал его использования в сво