НЕОЖИДАННОЕ ОТКРЫТИЕ
В текущем году исполняется десять лет одному из новейших направлений астрономии - рентгеновской астрономии. Эти десять лет ознаменовались выдающимися астрономическими открытиями. Как недавно выразился академик В. Л. Гинзбург, имея в виду число равноценных первостепенных открытий, счет астрономия - физика был за десятилетие 5:2 (астрономия квазары, пульсары, «рентгеновские звезды», реликтовое излучение, космические лазеры; физика различие между электронными и мюонными нейтрино, нарушения СР инвариантности).
На одном из первых мест стоит открытие рентгеновских «звезд», и космического рентгеновского «фона»
С появлением в арсенале ученых вертикальных ракет и спутников Земли, позволяющих выносить измерительную аппаратуру за пределы земной атмосферы, началось широкое исследование излучения небесных тел в диапазонах длин волн, недоступных для наблюдений с поверхности Земли из-за поглощающего действия земной атмосферы. В 1948 году с борта геофизической ракеты, поднявшейся на высоту около 100 км, впервые наблюдалось рентгеновское излучение Солнца. Это излучение генерируется самой внешней оболочкой светила - солнечной короной. Температура короны составляет около миллиона градусов. Механизм возбуждения рентгеновского излучения в солнечной короне в основном тепловой - имеющиеся при высокой температуре свободные электроны, пролетая вблизи атомов, ионизируют их, то есть отрывают внешние электроны, и «возбуждают» оставшиеся, еще связанные с ядром. Эти электроны по истечении некоторого времени порядка 10-14 сек. возвращаются в «невозбужденное» состояние, излучая фотон определенной частоты. Совокупность этих фотонов дает линейчатую компоненту спектра. При более далеких пролетах вблизи ионов свободные быстрые электроны не вызывают отрыва или «возбуждения» связанных электронов, а лишь несколько искривляют в электрическом поле ионов свою траекторию. При этом также излучаются фотоны, которые в совокупности дают непрерывную компоненту спектра, называемую тормозным излучением.
Плотность вещества в короне очень мала - у основания короны содержится лишь около 108 частиц в кубическом сантиметре (для сравнения укажем, что плотность земной атмосферы у основания в сто миллиардов раз выше). Поэтому поток рентгеновского излучения Солнца очень слаб по сравнению с общим потоком солнечного излучения у границы земной атмосферы на площадку в один квадратный сантиметр за секунду падает примерно 105 фотонов излучения с длиной волны 1 - 10А, что в энергетических единицах составляет около 10-4 эрг/см2сек. (Полный поток электромагнитного излучения от Солнца у границы земной атмосферы равен 1,5-10° эрг/см2 сек.) Тем не менее регистрация рентгеновского излучения Солнца вполне доступна с помощью современных приемников излучения - счетчиков фотонов (см. ниже) с площадью окна около квадратного сантиметра.
Сразу же после того, как было открыто рентгеновское излучение Солнца, возник естественный вопрос есть ли еще небесные тела, испускающие рентгеновское излучение и можно ли их наблюдать? На него давался отрицательный ответ. Рентгеновское излучение от ближайшей звезды, подобной нашему Солнцу, а Центавра, которая может обладать горячей короной и, следовательно, излучать рентгеновские лучи, вследствие значительно большего расстояния от Земли составляет, по теоретическим оценкам, только 10-15 эрг/см2сек или 10~6 фот/см2сск, что практически не наблюдаемо.
18 июля 1962 года в США Джиаккони, и Росси с их сотрудниками сделали попытку обнаружить рентгеновское излучение Луны с помощью счетчиков рентгеновских фотонов на борту геофизической ракеты, поднявшейся на высоту около 225 км. Попытка оказалась неудачной; рентгеновское излучение Луны бы то обнаружено позднее советскими учеными, в том числе автором этих строк, с помощью приборов, установленных на борту спутников Луны «Луна-10» и «Луна-12» в 1966 году.
Американскими учеными, однако, было сделано чрезвычайно важное открытие было обнаружено идущее из космоса рентгеновское излучение, источник которого по направлению близок к центру нашей Галактики. В последующих экспериментах несколькими группами американских ученых также с помощью счетчиков фотонов, установленных на ракетах, было подтверждено существование этого рентгеновского источника, и установлено, что он находится в созвездии Скорпиона, примерно отстоящем на 20° от галактического центра. Одновременно был обнаружен второй, несколько более слабый рентгеновский источник, лежащий в так называемой Крабовидной туманности, и диффузный - распространенный по всему небу - рентгеновский космический фон.
Так родилась рентгеновская астрономия. Обнаружение первого рентгеновского источника с потоком около 10-7 эрг/см2сек или 20 фот/см2сек, а затем, и других мощных рентгеновских источников явилось научной сенсацией. Стало ясно, что сделано выдающееся открытие - обнаружены новые, неизвестные до тех пор небесные тела.
РЕНТГЕНОВСКИЕ ЗВЕЗДЫ И ГАЛАКТИКИ
Итак, в текущем году рентгеновской астрономии (не солнечной) исполняется десять лет. Как всякое здоровое дитя, рентгеновская астрономия развивалась очень активно, доставляя много радостей, и разочарований своим восторженным родителям - физикам, и астрономам. Я сознательно ставлю здесь на первое место физиков, ибо, как и в случае радиоастрономии, в первый период своего развития рентгеновская астрономия больше обязана физикам, чем астрономам. Объясняется это, по-видимому, тем, что физики обладают более разнообразными навыками в успешной разработке, и испытаниях новых методов и аппаратуры, необходимых в период накопления экспериментальных фактов, чем астрономы (читатель уже, наверное, догадался, что автор статьи - физик).
Сейчас рентгеновская астрономия - бурлящий котел. Идет непрерывный поток научных статей, сообщающих о новых наблюдениях, и новых гипотезах, только, что полученные экспериментальные данные мгновенно устаревают, гипотезы заменяются новыми, идут горячие дискуссии на научных конференциях.
Что же мы знаем сегодня?
К настоящему времени известно около сотни дискретных рентгеновских источников. Самым сильным из них по-прежнему остается источник в созвездии Скорпиона Sco Х-1. Более поздние измерения дали для потока рентгеновского излучения в «классической», наиболее удобной для наблюдений области спектра 1 - 10А около 75 фот/см2 сек., что составляет 5 10^-7 эрг/см2 сек. Следующий за ним по потоку излучения - источник в Крабовидной туманности Таи Х-1 - около 2,7 фот/см2 сек. Наиболее слабые наблюдаемые сейчас источники дают около 0,03 фот/см2 сек, что соответствует 2 - 10-10 эрг/см2 сек.
Большинство из наблюдаемых источников лежит вблизи плоскости нашей Галактики - в области Млечного Пути и концентрируется в двух группах с галактическими долготами 315 - 40°, и 60 - 120° - в окрестностях созвездий Скорпион - Стрелец и Лебедь - Кассиопея (см. цветную вкладку). Это соответствует направлениям на два ближайших спиральных рукава нашей Галактики. «Среднее» расстояние от нас до звезд в первом рукаве - около 82 тысяч световых лет, во втором - вдвое меньше. Отсюда можно рассчитать, что мощность излучения «типичного» галактического рентгеновского источника в диапазоне для волн 1 - 10А составляет примерно 1037 эрг/сек, то есть в две с половиной тысячи раз превосходит мощность излучения нашего Солнца во всем диапазоне длин волн (напомним, что на долю рентгеновского излучения приходится лишь десятимиллиардная доля полного солнечного излучения). Исходя из разумного, статистически обоснованного предположения о количестве возможных «типичных» рентгеновских источников в нашей Галактике порядка сотни, получаем для мощности излучения нашей Галактики - типичной спиральной галактики средних размеров - в рентгеновском диапазоне величину порядка 1039 эрг/сек.
Около десятка известных к настоящему времени дискретных источников расположено, по-видимому, за пределами нашей Галактики - мы будем называть их внегалактическими, или метагалактическими. Это источники, совпадающие по направлению с тремя радиогалактиками М-87 в созвездии Девы, Центавром-А, и Лебедем-А, наиболее ярким квазаром ЗС 273, двумя так называемыми Сейфертовскими галактиками - NGC 4151 и NGC 1275, а также три источника в ближайшей от нас Галактике - так называемом Большом Магеллановом облаке, и один источник - в Малом Магеллановом облаке. Поразительно, что, например, поток рентгеновского излучения радиогалактики М-87 (она находится от нас на расстоянии около 50 миллионов световых лет) составляет примерно 1043 эрг/сек., что в десять тысяч раз больше, чем рентгеновское излучение нашей Галактики, и в семьдесят раз больше, чем М-87 излучает в радиодиапазоне.
По разумным, статистически обоснованным подсчетам, можно ожидать около тысячи метагалактических рентгеновских источников.
РЕНТГЕНОВСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ
Здесь необходимо подчеркнуть следующее несмотря на чудовищные мощности рентгеновского излучения от источников, перечисленных в конце предыдущей главы, доходящий до нас (имеется в виду граница земной атмосферы) поток излучения чрезвычайно мал из-за громадных расстояний до галактических, и тем более внегалактических источников. Это создает исключительные экспериментальные трудности для рентгеновской астрономии. От самого сильного (не считая Солнца) из ныне известных источников рентгеновского излучения Sco Х-1 до пределов земной атмосферы доходит лишь около 75 фот/см2 сек., а от «типичного» источника - около 0,1 фот/см2 сек. Для сравнения укажем, что от самой сильной звезды в оптическом диапазоне - Сириуса - доходит около 2 - 107 фот/см2 сек., то есть в триста тысяч раз больше световых фотонов. Это делает пока затруднительным или вообще невозможным определение точных координат большинства рентгеновских источников, их спектра, поляризации и других характеристик, необходимых для физической интерпретации их природы. Член-корреспондент АН СССР И. С. Шкловский произвел недавно любопытное сопоставление. Принимая чувствительность современных приемников рентгеновского излучения равной 10~2 фот/см2 сек., получаем, что мы можем ныне наблюдать источники лишь в 104 раз более слабые, чем самый сильный источник. В оптической астрономии при примерно той же чувствительности обнаружения, обеспечиваемой современными гигантскими телескопами, при фотографировании неба с большими экспозициями можно наблюдать звезды в 1010 раз более слабые, чем Сириус, в радиоастрономии соответствующий интервал * составляет около 107 раз. Число объектов, которое можно зарегистрировать при достигнутой ныне чувствительности аппаратуры, по порядку величины составляет для рентгеновской астрономии 103, для оптической астрономии - 10'°, и радиоастрономии - 10е. К этому следует добавить, что спектральное разрешение составляет ныне для рентгеновской астрономии лишь 10-1 - 10 2, для оптической - 10»4 и радиоастрономии - 10 7, а угловое разрешение соответственно 1 угловую минуту, 0,1 угловых секунды, и 10-4 угловых секунд.
Таким образом, по своим наблюдательным возможностям рентгеновская астрономия в некотором отношении еще находится в младенческом состоянии, значительно уступая оптической и радиоастрономии.
Для регистрации излучения в рентгеновской астрономии до настоящего времени в основном использовались счетчиковые телескопы, состоящие из счетчиков фотонов, и коллиматоров (см. рис. 1). Телескопы обычно помещают на вертикальную ракету, с помощью гироскопической системы наводят ось коллиматора в нужную точку небесной сферы либо осуществляют медленное сканирование определенных участков небесной сферы.
В 1968 году в СССР был запущен специальный астрономический спутник серии «Космос», а в 1970 году в США - специальный рентгеновский астрономический спутник «Ухуру» (см. рисунок 2).
Чувствительность счетчикового телескопа, то есть минимально обнаружимый поток фотонов, определяется, как во всех измерительных системах, уровнем «шума» - «фоном» счетчика (точнее, величиной статистических флюктуаций числа «фоновых» импульсов). Дело в том, что частицы космических лучей, пронизывая счетчики фотонов, вызывают в них фоновые импульсы. Теоретические расчеты показывают, что отношение сигнал/шум, определяющее чувствительность системы, растет с площадью окна счетчика и продолжительностью наблюдений очень медленно - пропорционально квадратному корню из произведения обеих величин. Таким образом, значительно повысить чувствительность счетчиковых телескопов за счет увеличения площади счетчиков или продолжительности наблюдения технически весьма затруднительно. Существует, однако, другой путь - собирать рентгеновское излучение специальной оптикой, и направлять его на маленький счетчик фотонов, который в силу своих малых размеров имеет малый шум. Собирающей оптикой для рентгеновских лучей могут служить очень вытянутые параболические зеркала, работающие при скользящем падении лучей.
На цветной вкладке схематически изображен зеркальный телескоп скользящего падения. Рабочая площадь зеркала - около 100 см2, входное окно счетчика - 1 см2. Следует, однако, заметить, что использование зеркальных телескопов имеет свои ограничения; для приема жесткого излучения с длиной волны короче 10А, по-видимому, счетчиковые телескопы пока трудно заменить.
ЧТО ЖЕ МЫ ЗНАЕМ О ПРИРОДЕ РЕНТГЕНОВСКИХ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИК?
Вернемся теперь к дискретным галактическим источникам. Несмотря на сравнительно низкую точность определения их координат, удалось установить, что шесть из них совпадают по положению с остатками сверхновых звезд - Крабовидная туманность, Тихо Браге, Кассиопея-А, Петля Лебедя, Парус (Вела), и Корма (Пуппис). Источником рентгеновского излучения «старых» остатков сверхновых - например, Петли Лебедя, вспыхнувшей примерно 50 тысяч лет тому назад, по-видимому, является фронт ударной волны с температурой газа в 3 - 4 миллиона градусов, распространившийся от ядра на большое расстояние.
Самой интересной оказалась Крабовидная туманность - остаток сверхновой звезды, вспыхнувшей, по китайским летописям, в 1054 году, и, как выразился один наш видный астроном, благодаря своим особенностям - кормилица, и поилица многочисленных астрономов. Крабовидная туманность не «подкачала» и в рентгеновском диапазоне - оказалось, что она состоит из сравнительно протяженной оболочки диаметром в 1 - 2 угловые минуты со сравнительно мягким рентгеновским излучением, и маленького ядра, известного ранее, как звездочка 16-й величины, оказавшегося радио-, оптическим и рентгеновским пульсаром с периодом в 0,033 сек. Рентгеновское излучение Крабовидной туманности, как, впрочем, и ее излучение в радио и оптическом диапазонах, не является тепловым (как, например, радио-, оптическое, и рентгеновское излучение Солнца) - оно обусловлено излучением свободных электронов, извергаемых ядром со скоростями, близкими к скорости света, в сильном магнитном поле (так называемое синхронотронное излучение).
В остальных перечисленных выше остатках сверхновых пульсары не обнаружены. Однако среди других рентгеновских звезд недавно были обнаружены еще четыре пульсара. Один из них лежит в области той же Крабовидной туманности - его период 3,8266 сек.; он, по-видимому, совпадает с радиопульсаром NPO527. Рентгеновские пульсары Cyg Х-1, Cen Х-3, и в созвездии Геркулеса имеют, как быстрые периодические изменения потока излучения, характерные для пульсаров, так, и более медленные изменения с периодом в несколько дней. Это заставляет полагать, что мы наблюдаем двойные системы, состоящие из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра тяжести, из которых одна звезда является собственно рентгеновским пульсаром. Периодические затемнения этой звезды при заходе за вторую звезду, и вызывают медленные изменения яркости.
Остатки сверхновых являются протяженными источниками, что же касается «точечных» источников, то, как уже указывалось выше, точность определения координат рентгеновских источников на небесной сфере очень невелика, и поэтому весьма затруднительно отождествить такие источники с известными оптическими или радиозвездами, или, наоборот, утверждать, что данный рентгеновский источник не совпадет с, каким-либо оптическим или радио источником. Исключение составляют пока лишь сильные источники Sco Х-1, и Cyg Х-2, положение которых удалось определить с помощью специального приспособления - так называемого сетчатого коллиматора, - первого с точностью около 1 угловой минуты, и второго - около 10 угловых М'инут. На рисунке 3 приведены фотографии участков неба в оптическом диапазоне, в которых расположены эти источники, полученные с помощью телескопа Паломарской обсерватории. Рентгеновский источник Sco Х-1 с достаточной уверенностью можно идентифицировать с голубой звездой 13-й величины. Эта звезда обладает переменным во времени оптическим излучением - сравнительно быстрыми мерцаниями, и более медленными изменениями яркости - и, по-видимому, является двойной звездой. Аналогичные, как быстрые мерцания с периодом около 10 минут, так, и более медленные изменения яркости были обнаружены, и в рентгеновском излучении Sco Х-1. По-видп-мому, Sco Х-1 представляет собой очень компактное плазменное образование с диаметром порядка 10 тысяч километров, и плотностью около 10IG частиц в кубическом сантиметре, с температурой около пятидесяти миллионов градусов. Такое плазменное облако из-за потери энергии на излучение могло бы существовать лишь время порядка секунды. Каким образом происходит «подкачка» энергии в Sco Х-1, остается в настоящее время неясным.
Как показывает второй снимок (см. рис. 4) ситуация с Cyg Х-2 более сложная. В прямоугольник возможной ошибки определения положения рентгеновского источника попадает несколько сот звезд. Вероятный оптический кандидат, отмеченный стрелкой, представляет собой также «голубую» звезду 15-й величины, вероятно, двойную, с быстро изменяющейся яркостью. Принадлежит ли Cyg Х-2 к тому же классу объектов, что, и Sco Х-1, или является представителем другого типа звезд, пока еще не ясно.
Из сказанного следует, что одна из основных задач наблюдательной рентгеновской астрономии сегодня - это научиться определять координаты локальных источников с точностью, достаточной для более или менее надежного сопоставления с оптическими, и радиозвездами.
Если теперь вернуться к внегалактическим источникам, о которых говорилось выше, то для них вопрос о механизме рентгеновского излучения также в значительной мере остается неясным.
При анализе природы внегалактических рентгеновских источников было обращено внимание на одно интересное обстоятельство. Появление сверхновых звезд - явление довольно редкое; в нашей Галактике также звезды оптически наблюдаются в среднем один раз в несколько сот лет. Если же взять совокупность галактик, близких к нашей Галактике, например, расположенных на расстоянии 30 - 50 миллионов световых лет, то число таких явлений будет уже достаточно большим, чтобы заметить появление сверхновой один раз в несколько месяцев. При этом молодые сверхновые с возрастом в два-три месяца, излучая рентгеновский поток порядка 10^42 – 10^43 эрг/сек., дадут рентгеновский поток на границе земной атмосферы около Ю-10 эрг/см1 2 * сек., то есть доступный для наблюдения. По-видимому, два раза такие вспышки наблюдались источник Сеп Х-2, впервые наблюдавшийся в 19G7 году, вскоре достиг яркости, сравнимой со Sco Х-1, а затем быстро исчез; аналогичным образом источник Cen Х-4 впервые наблюдался 6 и 9 июля 1969 года, достиг яркости, в 2,5 раза большей Sco Х-1, а затем сравнительно медленно угасал, и 24 сентября уже не был виден.
РЕНТГЕНОВСКИЙ ФОН И БУДУЩЕЕ ВСЕЛЕННОЙ
Как уже упоминалось выше, наряду с дискретными галактическими, и метагалактическими рентгеновскими источниками наблюдается диффузный космический рентгеновский «фон» - вся Вселенная слабо светится в рентгеновских лучах. Пожалуй, именно этот фон представляет собой наибольшую загадку, и доставляет теоретикам наибольшие хлопоты в интерпретации его природы. Фон экспериментально изучен в чрезвычайно широком спектральном интервале - от сверхмягкого рентгеновского излучения с длиной волны в 50А до жесткого гамма-излучения с длиной полны в 10 4 Л Абсолютная величины потока от диффузного фона очень мала.
Диффузный фон, несомненно, в большей своей части имеет внегалактическую природу. Это следует из того, что поток излучения для длин волн короче 1Л, не испытывающих поглощения в межзвездном газе в нашей Галактике, изотропен - поток излучения в пределах ± 10% не зависит от галактической широты; для очень мягкого излучения поток уменьшается при приближении к плоскости Галактики, когда из-за «сплюснутой» формы Галактики фотонам в межзвездном газе приходится преодолевать большее расстояние, чем в других направлениях.
Относительно природы диффузного фона существует несколько предположений. Наиболее естественно на первый взгляд предположить, что фон обусловлен суммарным рентгеновским излучением всех галактик в пределах Вселенной. Подсчеты, однако, показывают, что учет нормальных галактик типа пашей Галактики в пределах Вселенной дает величину, на два порядка меньшую наблюдаемой. Мало помогает учет радиогалактик типа Центавр А и Дева-А (М-87), а также квазаров типа ЗС 273, и пульсаров. типа Крабовидной туманности.
Таким образом, если не предполагать существования чрезвычайно мощных, еще не известных нам метагалактических источников рентгеновского излучения, гипотеза о том, что диффузный фон складывается из излучения пространственно неразделяемых источников, не находит подтверждения. Есть и другие гипотезы, однако все они встречаются с серьезными трудностями.
Непонятно также, как к нам «пробивается» очень мягкое излучение ведь излучение с длиной волны порядка 50А° должно практически полностью поглощаться в межзвездном газе нашей Галактики.
Однако наиболее интересный вопрос заключается в следующем. Есть основания полагать, что более или менее значительный вклад в диффузный фон даст тепловое излучение межгалактического газа. В принципе по этому излучению можно определить температуру, и плотность газа. Оценки температуры в настоящее время колеблются между 300 тысячами и 300 миллионами градусов, а оценки плотности - между тремя, и десятью частицами в кубическом метре.
Величина плотности межгалактического газа имеет чрезвычайно важное космологическое значение. Дело в том, что, как известно, наша Вселенная за последний десяток миллиардов лег расширяется. Современная теоретическая космология предусматривает две возможности так называемую «открытую модель». Вселенной, когда расширение будет продолжаться и впредь, и «закрытую модель», когда через время порядка десяти миллиардов лет начнется сжатие Вселенной. Какая модель в действительности реализуется, зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если она меньше некоторой критической плотности, то реализуется открытая модель, если больше, - закрытая модель. Последние оценки дают для критической плотности величину, близкую к трем частицам в кубометре.
Впрочем, приведенные выше оценки плотности вещества во Вселенной по диффузному рентгеновскому фону базируются на столь зыбких экспериментальных данных, что сделать по ним однозначный вывод о модели нашей Вселенной сейчас еще нельзя. Так или иначе, у нас есть достаточно времени, чтобы сообщить читателям «Пауки и жизни», что же нас ждет - дальнейшее расширение Вселенной или её «схлопывание»
РЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ В КОСМОСЕ
Все результаты, о которых говорилось выше, получены с помощью аппаратуры, установленной на ракетах, и спутниках Земли (в исследованиях жесткого рентгеновского излучения частично использовались и аэростаты), когда продолжительность наблюдения каждого источника не превышает десятков секунд или одной-двух минут. Как уже отмечалось, чувствительность аппаратуры к приему слабых потоков излучения можно повысить, увеличив продолжительность наблюдений. Весьма перспективным, и технически осуществимым уже в ближайшее время является установка рентгеновского телескопа на Луне. Первый опыт работы небольшого счетчикового телескопа Физического института имени П. Н. Лебедева АП СССР, проработавшего несколько месяцев на борту «Лунохода-1», позволил получить необходимые данные для конструирования таких телескопов, и в частности выяснить меры, необходимые для «выживания» в суровых условиях лунной ночи. Большие счетчиковые, и зеркальные телескопы скользящего падения, установленные на Луне, по командам с Земли можно будет навести в нужную точку небесной сферы и с помощью специальных оптических звездных гидов удерживать в поле зрения изучаемый рентгеновский источник многие часы, и дни. Получаемая информация будет записываться в запоминающие устройства и в сеансы связи передаваться на Землю. Важным достоинством обсерватории на Луне является то, что здесь нет радиационных поясов, весьма мешающих рентгеновским наблюдениям на околоземных орбитах.
Совершенно новые возможности для всей внеатмосферной астрономии, и в особенности для рентгеновской астрономии открываются с появлением в пашей стране пилотируемых долговременных орбитальных станций типа «Салют» и проектируемых к запуску в США «небесных лабораторий». Роль автоматов в космических исследованиях весьма велика. Однако трудно переоценить роль человека. Когда исследуешь неизвестное, каждая последующая операция из множества операций, необходимых в астрономических наблюдениях, должна разумно выбираться на основе анализа результатов предыдущих измерений - иногда нужно повторить одно или несколько измерений, в другом случае изменить параметры прибора - его чувствительность или разрешающую силу, и т. д. Запрограммировать эту последовательность операций невозможно, а управлять приборами с Земли практически чрезвычайно трудно. Полноценное исследование под силу только человеку - космонавту, находящемуся на борту космического корабля, человеку, обладающему высокой научной квалификацией и глубокими техническими знаниями.
В недалеком будущем технически возможно запустить в космос управляемые человеком огромные счетчиковые телескопы с площадью окна в несколько квадратных метров, и зеркальные телескопы скользящего падения диаметром около метра и длиной в 5 - 6 метров. С помощью этих инструментов окажется возможным наблюдать, например, объекты типа Sco Х-1 в ближайших галактиках, увеличив радикс нашего проникновения во Вселенную в несколько десятков раз. Космонавт, ориентируя корабль, будет наводить телескоп на тот или иной изучаемый объект или в нужную точку небесной сферы, затем удерживать объект в поле зрения с помощью автономной гидируюшей системы по «оптическим» звездам с точностью в несколько секунд. Используя специальные электронно-оптические камеры, космонавт будет фотографировать участки небесной сферы в рентгеновских, и видимых лучах для точного определения координат рентгеновских источников и привязки их к «оптическим» источникам, и изучать структуру протяженных рентгеновских источников. С помощью спектрометров будут исследоваться спектры излучения, с помощью фотометров - временные характеристики излучения - пульсации, мерцания и вспышки, с помощью поляриметров - поляризация излучения. Долговременные пилотируемые орбитальные станции с большими инструментами, управляемыми человеком, в сочетании с лунными обсерваториями позволят рентгеновской астрономии приобрести регулярность, продуктивность и прецезионность наблюдений, свойственные в настоящее время наземной оптической и радиоастрономии.
Несомненно, рентгеновской астрономии будет принадлежать почетное место в познании Вселенной.
СЛОВАРИК
ОБОЗНАЧЕНИЯ. В рентгеновской астрономии приняты особые обозначения для дискретных источников. Сначала идет сокращенное латинское название созвездия, в направлении на которое данный источник виден на небесной сфере, затем буква X, означающая, что речь идет о рентгеновском источнике (в научной литературе рентгеновские лучи часто называют икс-лучами), затем цифра, характеризующая порядковый номер источника в данном созвездии.
СВЕТОВОЙ ГОД - расстояние, которое свет проходит за один год. Составляет около 1013 километров, что примерно в 63 тысячи раз превосходит расстояние от Земли до Солнца (149,6 млн. километров).
ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА характеризует блеск небесного тела, то есть освещенность, создаваемую им у границы земной атмосферы на площадке, перпендикулярной к падающим лучам. К размерам звезд отношения не имеет. Наиболее яркая звезда Сириус имеет отрицательную звездную величину, равную - 1,58. Различию звездных величин на единицу соответствует отношение блеска 2,51. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, обладают звездной величиной, равной примерно шести, а, например, звезда 16-й величины светит примерно в девять тысяч раз слабее.
СПЕКТРАЛЬНОЕ РАЗРЕШЕНИЕ. Под ним понимают минимальную относительную разницу длин волн, которые можно различить в спектре с помощью данного прибора
1972_09_06_05.jpg
Цель астрономии весьма упрощенно можно свести к построению карты неба. Точнее, это будет не одна карта, а целый набор карт - каждая для своего диапазона электромагнитного излучения, в котором ведутся астрономические наблюдения.
Карта неба в видимом свете отобразит небесную сферу такой, какой она представляется человеку в ясные ночи. Такая карта помещена на вкладке. Несколько слов о том, как она строится.
Наша Галактика в профиль напоминает чечевицу с диаметром около ста тысяч световых лет, и наибольшей толщиной около десяти тысяч световых лет, в плане имеет вид спирали.
Солнечная система лежит вблизи экваториальной плоскости, у края Галактики, примерно на расстоянии 26 тысяч световых лет от ее центра. Поэтому луч зрения, направленный вдоль экваториальной плоскости к галактическому центру, встречает больше звезд, лежащих в пределах Галактики, чем луч зрения, направленный в сторону высоких широт, - этим и объясняется скопление звезд в области Млечного Пути.
Если определять положения небесных тел относительно плоскости, пересекающей небесную сферу по большому кругу, наиболее близкую, и средней линии Млечного Пути, то тогда мы придем к так называемым галактическим координатам. В них и построена помещенная на вкладке карта звездного неба.
Черные точки на карте - рентгеновские источники (нанесены лишь наиболее сильные из них). Скопление рентгеновских звезд в направлении низких галактических широт свидетельствует о том, что эти звезды принадлежат нашей Галактике. (Непосредственно измерять расстояния до рентгеновских звезд по их параллаксам, как это делается в оптической астрономии, еще не удается; затруднительно определять, и точные координаты рентгеновских звезд.) Большинство источников концентрируется в двух группах с галактическими долготами 315 - 40° и 60 - 120°, в окрестностях созвездий Скорпион - Стрелец, и Лебедь - Кассиопея, что соответствует направлениям на два ближайших спиральных рукава Галактики. Около десятка источников расположены, по-видимому, за пределами Галактики (М-187 и т. д.). Всю карту неба в рентгеновских лучах покрывает ровный диффузный - распространенный по всему небу - рентгеновский космический фон.
На карте указаны также положения некоторых источников гамма-излучения - гамма-звезд, известных на сегодня.
Ниже снимком, и схемой представлен зеркальный рентгеновский телескоп скользящего падения, построенный в Физическом институте АН СССР имени П. Н. Лебедева.
Лучи от рентгеновской звезды падают параллельным пучком при угле скольжения около 2’ на параболическое зеркало с никелевым покрытием диаметром в 20 см. Для того, чтобы рентгеновский телескоп эффективно отражал лучи, нужно использовать явление полного внутреннего отражения, наступающее при очень пологих углах падения рентгеновских лучей на отражающую поверхность (для рентгеновских лучей показатель преломления вещества меньше единицы). В фокусе отраженных лучей расположен счетчик фотонов. Входное окно счетчика затянуто полипропиленовой пленкой толщиной около 1,5 микрона. Так, как пленка слегка пропускает наружу газ, заполняющий счет-чин, производится периодическое восполнение газа от баллона подпитки через клапан, управляемый электромагнитом. Для ослабления фона космических лучей счетчик имеет вторую секцию, чувствительную только к космическим лучам, и работа ведется по методу антисовпадений. Большинство частиц космических лучей пронизывает обе секции, вызывая в них одновременные электрические импульсы, - эти импульсы не сосчитываются электронной системой. Рентгеновские же фотоны вызывают электрические импульсы только в рабочей секции счетчика, и сосчитываются электронной схемой. Для учета остающегося фона служит шторка, перехватывающая пучок лучей от рентгеновской звезды, отраженных зеркалом; шторка управляется электромагнитом. Для контроля постоянства параметров счетчика служит калибровочный счетчик, одна секция которого освещается препаратом радиоактивного изотопа Fe55,
