Совместными усилиями советских и американских ученых создана уникальная радиоастрономическая система и получена новая важная информация о сверх далеких объектах Вселенной.
История астрономических открытий - это в огромной степени история создания астрономических инструментов, улучшения их характеристик. В числе таких характеристик едва ли не самое важное место занимают две - чувствительность инструмента и его угловое разрешение. Чем выше чувствительность, тем более слабые и далекие объекты мы можем увидеть, чем выше угловое разрешение, тем более мелкие детали можем различить. Не всегда удается в одном инструменте соединить оба эти качества, хотя и то, и другое в конечном счете определяется размерами инструмента. В частности, чем больше размер зеркала телескопа, тем большую энергию он собирает, тем выше его чувствительность.
Угловое разрешение - это минимальный угол, или, как часто говорят, минимальное угловое расстояние, на котором инструмент может различить две отдельные точки, например, две звездочки на небе или, какие-либо детали далекого космического объекта. Угловое разрешение естественного оптического инструмента - человеческого глаза лишь немного лучше одной угловой минуты. Угловое разрешение телескопа намного превосходит эту величину. Оно тем выше, чем больше размер входного отверстия (зеркала) телескопа и чем короче длина волны, на которой ведутся наблюдения.
Высокое угловое разрешение позволяет не только увидеть тонкую структуру объекта, но, и точнее измерить его положение на небесной сфере. Уже в начале новой эры появляются инструменты, позволяющие определять положение небесных тел с точностью 15 угловых минут, и с их помощью во втором веке был составлен первый звездный каталог греков Гиппарха и Птолемея. В Самарканде сохранились остатки грандиозного секстанта, построенного в средние века великим узбекским астрономом Улугбеком. На этом инструменте было определено положение более чем тысячи звезд. В XIV - XV веках в Азии и Европе создаются обсерватории с инструментами, у которых точность измерений доводится до 2!
Но, конечно, совершенно новые возможности открыли перед исследователями звездного неба оптические инструменты - телескопы. Уже первые их образцы, появившиеся <• начале XVII века, имели угловое разрешение в несколько угловых секунд. Шли годы, телескопы совершенствовались, увеличивались их размеры, повышалось угловое разрешение. Крупнейший современный телескоп, установленный на горе Маунт Паломар в США, имеет диаметр зеркала 5 метров. Его угловое разрешение на волне 5 500 А (желтый свет) теоретически достигает нескольких сотых долей угловой секунды. Еще лучшие характеристики будет иметь 6-метровый телескоп, строящийся на Северном Кавказе близ станции Зеленчукская в Специальной астрофизической обсерватории Академии наук СССР.
Однако, к величайшему сожалению, максимально возможное угловое разрешение оптических инструментов реально ограничивается не размерами зеркал, не точностью их изготовления, а «дефектами» атмосферы. Из-за неравномерного разогрева в атмосфере возникают области с разной плотностью, которые искажают видимое изображение звезды, размывают его. Все мы видели, как темной ночью мерцают звезды. Вот эти-то мерцания и ограничивают угловое разрешение крупных инструментов. Астрономы стараются установить телескопы высоко в горах, где атмосфера разрежена, выбирают места с минимальной турбулентностью воздушных потоков. Но, и в таких условиях даже на 5-метровом телескопе удается достичь углового разрешения не более 0",3 (так обозначают угловые секунды 0",3 означает «три десятых угловой секунды»), что соответствует угловому разрешению телескопа всего лишь с 40-сантиметровым зеркалом. Это обстоятельство ни в коем случае не может бросить тень на телескопы с большими зеркалами. Они имеют большую чувствительность и могут обнаруживать чрезвычайно слабые источники света. И все же факт остается фактом предел углового разрешения оптических телескопов - десятые доли угловой секунды.
Преодолеть этот барьер позволили оптические приборы совершенно иного типа - интерферометры. Еще в 1868 году Физо предложил интерференционный метод наблюдения оптических объектов, но прошло почти полвека, прежде чем Майкельсон построил первый интерферометр, измерил с его помощью диаметры наиболее крупных звезд и определил расстояние между компонентами некоторых двойных систем.
В чем же заключается интерференционный метод? Каким образом он позволяет измерять очень малые угловые расстояния между двумя светящимися точками или между краями небольшого светящегося пятнышка? Попробуем пояснить это с помощью схематического рисунка (рис. 1). Зеркала 1, и 4 расположены так, чтобы свет от звезды (будем считать, что это бесконечно далекий точечный источник света) отразился от них и попал на два других зеркала 2, и 3, а от этих зеркал через фокусирующую линзу на экран. При этом на экране появятся чередующиеся светлые и темные полоски - результат согласованного (синфазного) или, наоборот, несогласованного (противофазного) взаимодействия лучей, «пойманных» зеркалами 1, и 4. Так, например, в точке «О» экрана яркость возрастает по сравнению с тем, что давал бы один луч. Здесь световые колебания совпадают по фазе, так, как их пути равны, поэтому лучи суммируются. А вот в точки «а», и «Ь» лучи придут с некоторым запаздыванием один относительно другого, так, как пути их не равны. Если это запаздывание будет таким, что один луч отстанет от другого на полпериода, то световые волны окажутся в противофазе - лучи погасят друг друга и в этом месте на интерферограмме останется темная полоса.
Еще больше удалившись от точки «О», можно опять обнаружить светлую полоску. В этой точке сдвиг фаз еще больше увеличился и стал равным полному периоду. А если сдвиг фаз равен целому числу периодов, то, значит, никакого сдвига фаз нет колебания синфазны. Вот почему изображение на экране имеет вид чередующихся темных и светлых полос, но не резких, а немного размытых, так, как сдвиг фаз меняется не скачком, а плавно. Если двигаться от одного края экрана до другого, то окажется, что освещенность его меняется по синусоидальному закону. Максимумы соответствуют светлым полосам, а минимумы - темным.
Ширина интерференционной полоски - расстояние между двумя соседними максимумами (или минимумами) - зависит от длины волны и от расстояния между зеркалами 1 и 4. Расстояние между зеркалами называют базой интерферометра. При прочих равных условиях именно размеры базы и определяют угловое разрешение интерферометра. Попробуем пояснить это на простейшем примере (рис. 2).
Допустим, имеются две звезды на угловом расстоянии, а друг от друга. На экране интерферометра от этих звезд получаются две одинаковые интерференционные картинки, смещенные друг относительно друга на расстояние О. Если О составляет небольшую долю ширины интерференционной полосы, то обе картинки практически сольются. Яркость в максимумах почти удвоится, а из-за некоторого несовпадения минимумов произойдет посветление темных полос, их яркость нигде не упадет до нуля. И чем больше будет О (из-за увеличения а), тем светлее будут становиться темные места. Когда же О окажется равным половине ширины полоски, положение максимумов яркости одной картинки придется на положение минимумов другой и интерференционные полосы исчезнут. Экран окажется равномерно освещенным.
Существуют расчетные формулы, позволяющие по отношению максимума яркости интерферограммы к минимуму определить расстояние между звездами. Но при очень малых А, а значит и малых О картинки, которые дают обе звезды, как уже говорилось, почти сливаются. При этом освещенность темных полос (минимум освещенности) становится настолько малой величиной, что измерить ее практически невозможно. Это, как раз и кладет предел угловому расстоянию между звездами, которое еще можно определить с помощью интерферометра. Угловое разрешение интерферометра можно улучшить, увеличив базу прибора. При этом ширина интерференционных полосок уменьшится, а расстояние О между максимумами этих интерференционных картинок останется прежним. В итоге «удельный вес» й возрастает (рис. 3), равно, как увеличится освещенность темных полос.
Улучшение разрешающей способности интерферометра при увеличении длины базы можно объяснить еще и так. Интерференционные картинки от двух звезд сдвинуты одна относительно другой в связи с тем, что разность хода лучей одной звезды отличается от разности хода лучей другой и это отличие тем больше, чем больше длина базы.
Все сказанное можно перенести и на измерение одиночной звезды, на определение ее угловых размеров. В этом случае, правда, изменение интерференционной картинки будет носить более сложный характер. Таким образом, угловое разрешение интерферометра (в отличие от телескопа) определяется не размерами зеркал, а расстоянием между ними. Казалось бы, все проблемы решены и астрономы могут исследовать структуру сколь угодно малых объектов. Однако это, к сожалению, не так. Из-за низкой яркости объектов яркость самой интерференционной картинки настолько мала, что о непосредственном ее наблюдении не может быть и речи. Картинку эту фотографируют, а затем уже тщательно изучают, причем время экспозиции, даже для самых чувствительных фотопластинок, обычно составляет десятки минут, а то и часы. И в течение всего этого времени интерферометр должен быть направлен на звезду, а зеркала должны сохранять свое положение с высочайшей точностью (иначе интерференционная картинка начнет смещаться и изображение на фотопластинке будет размазано).
Создание интерферометра - очень сложная техническая задача, так, как под действием силы тяжести конструкции инструмента прогибаются. Прогиб и ограничивает размер базы и время экспозиции и поэтому на интерферометрах удается исследовать только наиболее яркие и крупные звезды. Хотя с момента первых наблюдений Майкельсона прошло много лет, техника интерференционных измерений существенно не изменилась и угловое разрешение оптического интерферометра составляет примерно несколько сотых долей угловой секунды. Это, конечно, во много раз лучше, чем при измерениях с помощью даже самого крупного телескопа, но, к сожалению, еще довольно далеко до того, что хотелось бы иметь.
В настоящее время астрономия далеко вышла за традиционные границы светового диапазона и освоила широчайший спектр электромагнитного излучения, в том числе и самые длинные радиоволны. Такое расширение диапазона имеет много достоинств. Чем детальнее исследован источник во всем спектре, тем глубже мы понимаем физические процессы, протекающие в нем. И более того, иногда радиоволны являются единственным источником информации об излучаемом объекте. Например, ряд источников скрыт от нас облаками межзвездной пыли, другие («холодные» объекты) излучают только радиоволны.
Перед радиоастрономами стоят те же проблемы, что и перед «оптиками», - изучение детальной структуры космических тел. Угловое разрешение радиотелескопа, как и оптического, определяется отношением длины волны к диаметру, но, конечно, уже к диаметру антенны. Как известно, радиоволны, даже сантиметровые, в сотни тысяч раз длиннее световых и даже самые крупные радиотелескопы, размеры которых превышают десятки метров, в лучшем случае имеют угловое разрешение, приближающееся к разрешению невооруженного человеческого глаза. Создать же более крупные подвижные радиотелескопы не представляется возможным, так, как они деформируются под действием собственного веса. Не случайно поэтому с самых первых своих шагов радиоастрономия взяла на вооружение интерференционный метод.
Уже в 1946 году был создан первый радио интерферометр, с помощью которого проводили исследования Солнца на волне 1,5 метра. А вскоре создаются интерферометры различных типов для исследования источников космического радио излучения в широком спектре волн. •
Простейший радио интерферометр состоит из двух антенн, разнесенных на большое расстояние друг от друга и высокочастотного кабеля. Сигналы, принятые антеннами 1, и 2 (рис. 4а), передаются по кабелю, складываются, усиливаются, детектируются и регистрируются с помощью самописца. В отличие от оптического интерферометра в данном случае мы видим не всю картинку сразу, а лишь одну ее точку. Иными словами, в данный момент времени мы принимаем сигналы с, каким-то определенным сдвигом фазы. По мере вращения Земли, или, что тоже самое, по мере движения источника, происходит непрерывное изменение разности путей сигналов, приходящих на антенну 1, и 2 (рис. 5). А это приводит к постоянному изменению сдвига фаз сигналов - к периодическому появлению максимумов и минимумов суммарного сигнала.
К сожалению, размер базы простейшего радио интерферометра не может быть сделан очень большим. Обычно он не превышает нескольких сот метров, да, и то только на метровых волнах. Это ограничение связано с потерями в высокочастотном кабеле, которые к тому же растут с укорочением длины волны. Чтобы снизить потери, частоту принятых сигналов понижают с помощью вспомогательного генератора - гетеродина, как это делается в супергетеродинных радиоприемниках. Но, чтобы не исказилась разность фаз сигналов, гетеродин должен быть общим для обеих антенн. Поэтому сигнал подается к ним от общего генератора по кабелю (рис. 46). Сигнал этот легко сделать достаточно мощным и не беспокоиться о потерях в кабеле. Либо использовать сигнал гетеродина более низкой частоты, а затем на самих антеннах повысить его в нужное число раз с помощью электронных схем.
Все эти «хитрости» позволяют увеличить базу интерферометра до нескольких километров. Дальнейшее увеличение базы интерферометра может быть достигнуто передачей сигналов по линии радиосвязи между его приемными антеннами I, и 2 (рис. 4в). Подобный радио интерферометр создан в Англии, в Манчестерском университете. Длина его базы около 130 км, работает он на волнах 21, 11, и 6 см. На волне 6 см он имеет угловое разрешение около одной десятой угловой секунды, то есть даже лучше, чем у оптического телескопа.
Дальнейшее увеличение базы становится невозможным из-за трудности передачи сигналов на большие расстояния без потери когерентности, то есть без появления дополнительных случайных сдвигов фаз, искажающих интерференционную картинку. К сожалению, это не единственная трудность. Борьба за высокое угловое разрешение в радио интерферометрии требует решения многих сложных технических задач.
Справедливо поставить вопрос не ограничивает ли околоземная, межпланетная или межзвездная среда добытое столь дорогой ценой угловое разрешение инструмента, подобно тому, как это происходит в световом диапазоне из-за влияния атмосферы? Оказывается, что на метровых волнах межпланетная и межзвездная среда действительно заметно размывают контуры радио источников. Это размывание связано с неоднородностями в ионизованном газе и быстро уменьшается с укорочением длины волны. Уже на волнах сантиметрового диапазона этот отрицательный эффект становится пренебрежимо малым и практически не ограничивает углового разрешения инструментов.
В 1963 году советскими радиоастрономами Н. С. Карташовым, Г. Б. Шоломицким и автором этих строк был предложен метод сверхдальней радио интерферометрии, который позволяет получить практически любые угловые разрешения. Этот метод заключается в преобразовании принятых сигналов прямо «на месте», и регистрации их на магнитных лентах, то есть в «запоминании» принятых сигналов (рис. 4г). Одновременно на магнитные ленты записываются сигналы точного времени, которые позволяют в дальнейшем совместить обе записи. Затем сигналы считываются с магнитных лент и после обработки на вычислительной машине воссоздается истинная интерференционная картинка. Таким образом, появляется возможность создавать интерферометры со сколь угодно большими базами.
Предложенный метод удалось реализовать благодаря успехам квантовой радиофизики и вычислительной техники. Современные атомные стандарты частоты имеют очень высокую стабильность. Так, в частности, генератор, где эталоном служат атомы водорода (переход атома водорода из более высокого энергетического состояния в более низкое сопровождается электромагнитным излучением на строго определенной частоте), имеет стабильность частоты с точностью до тринадцатого, а лучшие образцы даже до четырнадцатого знака. Это означает, что часы, управляемые водородным генератором, уйдут всего лишь на несколько секунд за миллион лет. Используя такие генераторы при записи сигналов на метровом диапазоне, удается сохранить когерентность принятых сигналов в течение десятков минут. А время сохранения когерентности сигналов аналогично времени экспозиции в оптическом интерферометре.
Предложенный метод, который кажется достаточно простым в общем виде; при практической реализации потребовал преодоления серьезных технических трудностей. Но сегодня все они позади и в мире, в том числе и в нашей стране, проведены десятки экспериментов на интерферометрах с использованием раздельной регистрации принятых сигналов.
Впервые такие системы были созданы американскими и канадскими радиоастрономами в 1967 году. В канадской системе были использованы широкополосные видеомагнитофоны, она была чувствительнее американской, но включала более сложный комплекс обработки сигналов. Американская система была разработана на основе стандартной вычислительной техники, запись сигналов велась в дискретном виде. Сейчас американскими специалистами разработана широкополосная система регистрации дискретных сигналов и быстродействующая система их обработки.
Наблюдения вначале проводились в пределах американского континента на волнах дециметрового (X = 18 - 75 см) и метрового (X - 1,5 - 12 м) диапазонов. Максимальная «длина базы составляла 3 - 4 тысячи километров. В нашей стране подобного рода системы работали с радиотелескопами, установленными в районе Серпухова (Пущино-на-Оке), и Симеиза.
Сегодня радиоастрономы сделали следующий шаг - перешли к интерферометрам с межконтинентальными базами. Наблюдения проводятся на базах Австралия - США, Швеция - США, СССР - США и Англия - Канада. Во всех этих случаях расстояния между радиотелескопами («зеркалами» интерферометра) практически близки к предельным - антенны оказываются почти на противоположных точках земного шара. Но есть еще одна возможность улучшить разрешающую способность инструмента - это уменьшить длину принимаемой волны. В первых двух случаях минимальная длина волны достигла 6 см. Еще больше укоротить длину волны уже не позволяли сами радиотелескопы. Дело в том, что для каждого радиотелескопа существует минимальная длина волны, на которой он может работать. И зависит этот минимум от точности изготовления отражающей поверхности зеркала антенны - неровности отражающей поверхности не должны превышать 10% от длины волны.
Для работы в коротковолновой части сантиметрового диапазона на американском континенте имеется ряд радиотелескопов. Единственными инструментами этого диапазона на другом континенте являются 22-метровый радиотелескоп Физического института имени П. II. Лебедева в Пушине-на-Оке, и аналогичный, но еще более точный инструмент Крымской астрофизической обсерватории, находящейся близ Симеиза. Эти прецизионные инструменты имеют настолько точную поверхность зеркал, что могут работать даже на миллиметровых волнах.
В конце 1969 года состоялся первый советско-американский эксперимент на межконтинентальном интерферометре на волнах 6 и 2,8 см. Наблюдения проводились на радиотелескопах Национальной радиоастрономической обсерватории США, и Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. В этом эксперименте на волне 2,8 см было получено рекордное угловое разрешение - 0",00023 (ширина интерференционной полоски равнялась 0",0007).
В 1971 году наблюдения были продолжены с несколько большей базой и более высокой чувствительностью системы. Наблюдения велись на волне 3,55 см с использованием антенны в Симеизе, 42-метрового радиотелескопа в Грин-Бэнк и сверхчувствительного 64-метрового радиотелескопа в Голдстоуне (см. 2-ю страницу обложки), а также на волне 1,35 см на антеннах в Симеизе и Хайстекс. Для повышения чувствительности применялась широкополосная система регистрации, разработанная американскими учеными и мазер (малошумящий квантовый парамагнитный усилитель), разработанный в Советском Союзе. На волне 3,55 см одновременное использование трех антенн соответствовало наблюдениям на трех самостоятельных интерферометрах сразу, что давало большую информацию о структуре радио источников. Максимальное угловое разрешение на этой волне составило примерно 0",00024. Угловое разрешение на волне 1,35 см достигло 0",00012.
Полученные результаты подтвердили большие возможности радио интерференционного метода, доказали, что он позволяет сделать заметный скачок в борьбе за столь важный показатель, как угловое разрешение. С появлением межконтинентальных радио интерферометров угловое разрешение так выросло, что астрономам стало неудобно измерять его секундами и они начали все чаще переходить на миллисекунды (мсек).
Достигла ли межконтинентальная радиоастрономия предела в борьбе за угловое разрешение, или оно может быть еще улучшено? Укорочение длины волны не решает задачу полностью, так, как нужно исследовать структуру радио источников на разных волнах. К тому же мы приблизились к столь коротким волнам, что начинает сказываться поглощение в атмосфере, да, и стабильность стандартов частоты становится недостаточной. По-видимому, наиболее короткой в ближайшие годы станет волна длиной 8 мм. Остается одно - вынести одни из радиотелескопов за пределы Земли.
Такой космический интерферометр практически может иметь сколь угодно большую базу - достаточно поместить радиотелескоп на IIC3 с необходимой вытянутой орбитой. Космический радио интерферометр будет обладать не только неограниченным угловым разрешением, но, что не менее важно, позволит проводить наблюдения практически при любой ориентации и разной длине базы и таким образом получить подробную карту распределения радиояркости-тонкую и сверхтонкую структуру источника.
Как показали советско-американские исследования, такие наблюдения наиболее целесообразно начать с областей образования звезд и планетных систем на волне, соответствующей линии водяного пара, то есть на волне длиной 1,35 см. Для этих исследований нужен космический радиотелескоп с небольшой антенной, так, как названные области имеют необычайно высокую яркость. Яркостная температура отдельных их компонентов превышает 1015 градусов. В дальнейшем их следует дополнить наблюдениями на волне 18 см, которая соответствует линии гидроксила. Эти загадочные области оказались расположенными в давно известных, но ничем не примечательных галактических туманностях.
Неожиданно в ряде из них были обнаружены компактные источники с необычайно яркими радиолиниями гидроксила и водяного пара. Предполагают, что в этих газопылевых облаках под действием гравитационных сил образуются конденсации, из которых формируются звезды и планетные системы. Исследование природы этих областей имеет фундаментальное значение для естествознания - ведь до сих пор до конца не ясны условия формирования звезд и планет.
Радио интерференционные измерения показали, что в бескрайних просторах Вселенной существует большое количество компактных и сверхкомпактных объектов. Это квазары, ядра галактик. Мы еще очень далеки от полного понимания природы этих далеких и сверх далеких объектов. Но уже сегодня ясно, что квазары и ядра галактик имеют весьма сложную структуру, состоят из компактных и сверхкомпактных областей. Образование этих областей связано с гигантскими взрывами, во много миллиардов раз более сильными, чем взрывы сверхновых звезд. В результате взрывов образуются облака релятивистских электронов, излучение которых мы, и наблюдаем, а сами эти облака расширяются и разлетаются со скоростями, близкими к скорости света.
Угловые размеры «старых» облаков обычно больше одной миллисекунды, а яркостные температуры лежат в пределах 1011 - 1012 градусов. «Молодые» же компоненты имеют размер меньше 0,3 мсек, а яркостные температуры их превышают 1012 градусов, что создает определенные трудности в объяснении механизма их излучения. И, конечно, по-прежнему остаются загадкой активные ядра галактик и квазаров и источники их энергии, генерирующие мощнейшие потоки космических частиц.
Исследования квазаров имеют фундаментальное значение для астрофизики и физики. По современным представлениям, они удалены от нас на расстояния, достигающие миллиардов световых лет. Эти расстояния настолько велики, что наблюдаемые нами явления на самом деле относятся к очень далекому прошлому, к началу формирования основных объектов Вселенной. Предполагают, что квазары являются начальной стадией эволюции галактик и соответствуют моменту зарождения их ядер.
Точность измерений межконтинентальных радио интерферометров в ближайшее время будет, по-видимому, существенно повышена, а это позволит определить расстояние до квазаров и провести детальную проверку выводов общей теории относительности об искривлении распространения электромагнитного излучения под действием гравитационного поля.
Сверхдальняя радио интерферометрия, кстати, находит применение не только в астрономии, по, и в других областях науки и техники. Этот метод, в частности, позволяет с высокой точностью измерять расстояние между антеннами. Можно ожидать, что в ближайшие годы точность измерений будет доведена до нескольких десятков сантиметров, а это позволит решить одну из интереснейших задач геофизики - исследовать дрейф континентов.
И еще одно обстоятельство хочется отметить - межконтинентальная радио интерферометрия ко всему прочему требует слаженного, четкого взаимодействия больших коллективов ученых разных стран. Достаточно только перечислить научные организации, которые принимали непосредственное участие в последнем советско-американском эксперименте или помогали его проведению, чтобы стали ясны масштабы такого взаимодействия Главная астрономическая обсерватория АН СССР (Пулково), Институт космических исследовании АН СССР, Калифорнийский технологический институт, Корнельский университет, Крымская астрофизическая обсерватория, Массачусетский технологический институт. Морская исследовательская лаборатория США, НАСА, Национальная радиоастрономическая обсерватория США, Парижская обсерватория, Смитсонианская астрофизическая обсерватория (США), Физический институт имени П. Н. Лебедева АН СССР, Хайстекская обсерватория (США), Чалмерский технологический институт (Швеция).
Не обошлось и без курьезов. Советские ученые несколько раз выходили встречать своего американского коллегу доктора Барри Кларка в аэропорту Шереметьево, который вез с собой атомные часы для синхронизации времени. Но он никак не прилетал. Через несколько дней во время встречи профессора М. Коуэна стали выяснять, где же Кларк. Профессор недоуменно пожал плечами, по вдруг через головы встречающих показал на одинокую фигуру - это был Кларк. А на табло атомных часов уже горела красная лампочка - до их остановки (из-за разрядки внутреннего источника тока) оставались считанные минуты. Часы все же не остановились - их успели своевременно подключить к аккумулятору первого попавшегося под руку автомобиля. Как й во всяком сложном эксперименте, в создании советско-американского межконтинентального радио интерферометра было много трудностей. Но всех его участников объединяло стремление выполнить «эксперимент века», получить инструмент с невиданным ранее сверхвысоким угловым разрешением, произвести исследования интереснейших космических объектов.
Хочется верить, что впереди у ученых разных стран еще немало успехов в раскрытии самых жгучих тайн природы, что недалек тот день, когда все радиотелескопы мира будут объединены в единый глобальный радио интерферометр.
