Привет, Гиктаймс! Сегодня я бы хотел рассказать вам одну замечательную историю из жизни двух британских астрономов. Мы полюбуемся необычными телескопами, заглянем в глубины космоса, откуда чудесным образом перескочим в мир вероятностей, одиночных фотонов и квантовых вычислений. Надеюсь, я вас заинтриговал. Добро пожаловать под кат.
Итак, главными героями нашего рассказа будут астрономы. А астрономы, как известно, любят большие телескопы. И дело здесь не в увеличении, точнее говоря – не совсем в увеличении. Причин две. Во-первых, большой телескоп собирает больше света и может увидеть более слабые звезды (это называют светосила). Ну а во-вторых, чем больше телескоп, тем больше его угловое разрешение. Причина этого в дифракции света: параллельный луч, проходящий через любое отверстие, непременно становится расходящимся. При этом чем меньше отверстие (скажем, объектив телескопа), тем больше разойдется луч и тем менее четкую картинку мы увидим.
Скажем, в любительский телескоп можно разглядеть Юпитер и Сатурн с их кольцами, и даже фазы Венеры. Угловые размеры звезд гораздо меньше, поэтому рассмотреть их не получается – они выглядят просто яркими точками. С другой стороны, точки (вернее, точечные источники) очень любят в оптике. Например, для них легко считать распространение лучей. А еще от них можно наблюдать интерференцию на двух щелях.
А вот от протяженного источника интерференции не получается: его разные участки, некогерентные между собой, размазывают интерференционную картину. Получается, что при помощи маленького телескопа мы можем увидеть интерференцию от точечного изображения звезды. Но если телескоп будет большим, то изображение звезды будет больше, чем просто точкой, и интерференция начнет пропадать.
В принципе, таким образом можно измерить угловой размер звезды: нужно наблюдать интерференцию от нее, плавно увеличивая диаметр телескопа. В тот момент, когда интерференция начнет затухать, угловое разрешение телескопа будет в точности совпадать с размером звезды. Вот только плавно менять размер телескопа – это, мягко говоря, очень непросто. Вместо этого Альберт Майкельсон предложил следующую схему:
Свет попадает в телескоп не напрямую, а через вспомогательные зеркала (на красной подставке), которые можно сдвигать и раздвигать. Чем-то похоже на стереотрубу. Только в стереотрубе мы меняем эффективное расстояние между зрачками, а здесь – эффективный диаметр объектива.
Приятный бонус в том, что расстояние между двумя зеркалами можно менять в очень больших пределах – а значит, эффективный размер объектива может быть огромным! Впервые идею воплотили в жизнь в 1920-х под Лос-Анджелесом: на вот такой 2.5-метровый телескоп:
поставили шестиметровую горизонтальную балку с четырьмя зеркалами. Крайние зеркала можно было сдвигать-раздвигать:
Прибор назвали звездным интерферометром. Он позволил впервые измерить размер красного гиганта Бетельгейзе. Собственно, именно так и были открыты красные гиганты. А еще удалось узнать, что одна из ярчайших звезд на небосводе – Капелла – на самом деле является двойной звездой.
Со временем звездные интерферометры становились все больше. Один из самых мощных (и красивых) интерферометров – это высокогорная обсерватория Кека на Гавайских островах. Вместо системы зеркал здесь используются два настоящих десятиметровых телескопа:
а интерференция между ними наблюдается в подземном коридоре, куда изображение заводит система зеркал:
Логичный вопрос: как же они меняют расстояние между такими махинами? Оказывается, вместо того, чтобы сдвигать-раздвигать телескопы, можно вносить задержку между изображениями – эффект будет таким же. Оптическая линия задержки устроена очень просто: это уголковый отражатель на рельсах. Если его отодвинуть чуть подальше, то оптический путь увеличится, и свет придет немного позже.
Примерно то же самое можно сделать и в радиодиапазоне. Такая мысль посетила одного из наших главных героев, Роберта Хэнбери Брауна (это
После окончания Второй мировой войны множество военных радаров уступили место своим более совершенным потомкам и стали ненужны. Бернард Ловелл привозит несколько грузовиков устаревших радаров в Jodrell Bank под Манчестером и основывает новую радиообсерваторию. Туда же приезжает Хэнбери Браун, работавший во время войны над радиолокацией в США. Из частей радаров они собирают радиотелескоп и обнаруживают первый внегалактический радиоисточник – туманность Андромеды. Интерес к радиоастрономии резко возрастает, и в 1957 году в Jodrell Bank появляется новый прибор – телескоп Ловелла.
Этот телескоп работает и сегодня, а для того времени он был просто чудом. Например, только он сумел засечь вторую ступень ракеты Р-7, которая вывела на орбиту первый искусственный спутник Земли. С помощью этого телескопа Хэнбери Браун с коллегами начинают исследовать удаленные радиоисточники. Через несколько лет эти исследования приведут к обнаружению квазаров, а пока что астрономы просто искали новые интересные объекты на небосводе. Разумеется, они не прошли мимо двух мощнейших радиоисточников – галактики Лебедь А (слева) и остатка сверхновой Кассиопея А (справа):
Но даже 80-метровой тарелки телескопа Ловелла не хватало для того, чтобы подробнее рассмотреть оба источника. Хэнбери Браун задумывается о чем-то, похожем на обсерваторию Кека: интерферометре из двух радиотелескопов. Однако, при всей гениальности идеи звездных интерферометров, у нее есть два существенных недостатка.
Прежде всего, длинная конструкция всегда неустойчива. Чем дальше два телескопа отстоят друг от друга, тем более существенными становятся колебания конструкции между ними, а это пагубно влияет на интерференционную картинку. Ну а самая главная проблема в том, что свет от звезды идет к двум телескопам по двум разным путям, и если через один из них пробегает легкий ветерок (или просто флуктуация атмосферы), то это зашумляет интерференционную картину и резко снижает точность измерений. Вряд ли можно измерить что-либо, если расстояние между телескопами превышает несколько сотен метров. Это не могло радовать: предполагалось, что радиоисточники очень малы, и чтобы измерить их размер, нужно разнести телескопы на много километров. Задача требовала принципиально иного решения.
Продолжение: часть 2, часть 3.
Источники
http://www.nature.com/nature/journal/v416/n6876/full/416034a.html
M. Fox Quantum optics: An Introduction. – Oxford University Press, 2006.
Картинки: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14.
