У китайській провінції Ґуйчжоу ввели у повноцінну експлуатацію радіотелескоп FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope), що став найбільшим одноапертурним астрономічним інструментом планети. Діаметр його рефлектора, збудованого у карстовій западині, сягає півкілометра. Навіщо вченим такі великі телескопи? Які труднощі виникають при їхньому створенні?
Перші спроби зареєструвати радіосигнали з космосу були зроблені невдовзі після винайдення радіо. В 1897 році британець Олівер Лодж (Oliver Lodge) провів перші експерименти з пошуків радіовипромінювання Сонця, а роком пізніше їх повторили німецькі астрофізики Йоганнес Вілзінг і Юліус Шайнер (Johannes Wilsing, Julius Scheiner) — з тим же негативним результатом. Зараз ми знаємо, що їм просто не вистачило чутливості тогочасної апаратури. Але тоді все здавалося значно складнішим. У 1902 році за результатами вивчення можливостей радіозв’язку на великих відстанях було передбачене існування іоносфери — верхнього шару земної атмосфери, який повністю відбиває радіохвилі. Вчені почали підозрювати, що ми не зможемо «почути» космос у радіодіапазоні, поки не піднімемося за межі цього шару.
З іншого боку, світлові промені, які є різновидом того ж самого електромагнітного випромінювання, що й радіохвилі, долають іоносферу безперешкодно, і питання полягало в тому, де знаходиться межа її «непрозорості». Поки астрономи шукали цю межу, співробітник компанії Bell Telephone Laboratories американський інженер Карл Янскі (Karl Jansky) на початку 1930-х років здійснював дослідження «радіошумів», які перешкоджали зв’язку. Він помітив, що у певному частотному діапазоні перешкоди періодично посилювалися, досягаючи максимуму приблизно в один і той самий час доби. Більш точні вимірювання показали, що насправді період максимальної інтенсивності шумів складає 23 години 56 хвилин — саме стільки триває один оберт нашої планети навколо власної осі відносно зірок. А отже, невідомий «радіошум» мав надходити з-поза меж Сонячної системи. Як з’ясувалося пізніше, цей шум являє собою випромінювання, що виникає при падінні речовини на супермасивну чорну діру в центрі нашої Галактики. Зараз вона відома як радіоджерело Стрілець A*.
Навіщо потрібні великі антени?
Перші радіотелескопи мали дуже низьку роздільну здатність. Найпримітивніші з них дозволяли всього лише дізнатися, чи перебуває джерело радіосигналу над горизонтом. Але внаслідок швидкого вдосконалення конструкцій антен і приймальної апаратури (багато в чому воно було спричинене Другою Світовою війною, коли відповідними розробками активно займалися в інтересах військових) цей показник поступово збільшувався, що означало можливість точніше визначити положення радіоджерела на небесній сфері та «побачити» роздільно два дуже близьких точкових джерела. Причому радіоастрономія має для цього більше можливостей, ніж звичайна оптична астрономія.
Принцип дії телескопа — незалежно від типу випромінювання, з яким він «працює» — полягає у перетворенні плаского фронту електромагнітної хвилі, що надходить від дуже віддаленого джерела, на сферичний і зведення його в одну точку (фокус), де встановлюється реєструвальний прилад, а у випадку візуального телескопа — окуляр. Проблема в тому, що коли розмір телескопічного об’єктива виявляється меншим за певну критичну величину, він починає вносити додаткові спотворення у хвильовий фронт, що негативно впливає на якість зображення. Цей розмір прямо пропорційний довжині хвилі. Отже, чим довша хвиля електромагнітного випромінювання, на якій ведеться спостереження — тим більшим має бути розмір об’єктива чи приймальної антени для отримання прийнятної роздільної здатності.
Щоправда, радіоастрономія дає вченим ще одну цікаву можливість — з допомогою комп’ютерної обробки декількох ретельно синхронізованих спостережень, виконаних різними інструментами на одній і тій самій довжині хвилі, можна створити «віртуальну антену», розмір якої дорівнює відстані між двома найвіддаленішими телескопами мережі. Нещодавно таким способом вдалось отримати знімок «тіні» від надважкої чорної діри у центрі галактики M87 у сузір’ї Діви. Але зазвичай якісніші зображення, що потребують значно меншої подальшої обробки, астрономи отримують, використовуючи «суцільні» антени великих розмірів. До того ж велика площа збиральної поверхні дозволяє отримувати на виході потужніший сигнал і легше вирізняти його серед шумів.
Ще одна важлива властивість «цілісних» радіотелескопів — можливість використання їх в «оберненому» режимі (як передавачів). Це дозволяє проводити радарні дослідження тіл Сонячної системи, а також відправляти «радіограми» гіпотетичним позаземним цивілізаціям. Перше таке послання було здійснене за допомогою телескопа Аресібо в 1974 році.
Сила тяжіння нашої планети обмежує розміри рухомих рефлекторів, які можна «розвертати» у напрямку об’єкта спостережень і постійно тримати його «під прицілом»: вони не можуть мати діаметр понад сотню метрів. Більші конструкції будуть занадто сильно прогинатися під власною вагою. Тому до недавнього часу найбільшим «суцільним» радіоастрономічним інструментом планети був 305-метровий радіотелескоп Аресібо на острові Пуерто-Рико з нерухомою головною антеною, збудованою в карстовій воронці. Щоб мати можливість спостерігати небесні тіла не лише в зеніті, рухомим зробили приймач, підвішений над антенною «чашею» на трьох розтяжках. Завдяки цьому вдалось охопити спостереженнями смугу на небесній сфері завширшки 40°. На повну потужність телескоп запрацював у 1963 році. У 2017-му після двох ураганів у нього почалися серйозні технічні проблеми, а 1 грудня 2020 року він остаточно зруйнувався.
З початку нинішнього століття значний поступ у технологічних і наукових досягненнях демонструє Китайська Народна Республіка. Звичайно, він торкнувся і радіоастрономії. Країна почала активніше брати участь у міжнародних програмах, а також будувати власні потужні інструменти, одним із яких став FAST. Його будівництво розпочалося 2011 року, а перші тестові спостереження були здійснені 2016-го. У січні 2020 року представники Академії наук Китаю, в розпорядженні якої перебуватиме новий радіотелескоп, оголосили про завершення його попередніх випробувань і повноцінне введення в експлуатацію. Величезна антена вже отримала неофіційну назву «Тяньян», що у перекладі означає «Небесне око».
Головне «дзеркало» FAST являє собою сегмент сфери радіусом 300 м з діаметром по краю рівно 500 м, поверхня якого приблизно дорівнює площі 30 футбольних полів. Як і у телескопа Аресібо, він «вкладений» у природну карстову западину, але, на відміну від свого попередника, рефлектор якого складався з жорстко з’єднаних у суцільну поверхню пластин перфорованого дюралюмінію, китайський радіотелескоп використовує 4450 трикутних панелей. Кожна з них має власний поворотний механізм, керований центральним комп’ютером, що уможливлює краще «пристосовувати» антену для потреб конкретних спостережень. Крім того, це дозволило спростити конструкцію приймача та розширити доступну йому смугу якісного прийому до кутових відстаней понад 40° від зеніту. Це дуже важливо, оскільки інструмент перебуває майже на 26° північної широти. Для Аресібо цей показник складає 18° пн.ш., але він зі своїм меншим «полем зору» перекриває практично все пасмо небесної сфери поблизу екліптики.
Навіть за найбільш сприятливого близькозенітного положення радіоджерела з усієї площі антени працюватиме лише сегмент діаметром приблизно 300 м. FAST вестиме спостереження в діапазоні від 10-сантиметрових радіохвиль (що відповідає частоті 3 ГГц) до 4,3-метрових (70 МГц). Це трохи менше діапазону обсерваторії Аресібо, однак дозволяє вирішувати велику кількість наукових задач. Насамперед китайський радіотелескоп використовуватиметься для пошуків і досліджень пульсарів — починаючи з 2016 року в межах тестових спостережень він уже відкрив їх понад сотню.
У майбутньому за допомогою нового радіотелескопа китайські вчені планують скласти детальну карту поширення нейтрального водню у Всесвіті та реєструвати у міжзоряному просторі складні молекули за їхніми характерними спектральними лініями. Певний відсоток спостережного часу буде виділений фахівцям з пошуку позаземних цивілізацій — вони намагатимуться знайти «підозрілі» сигнали й аналізуватимуть їх на предмет штучного походження. Звичайно, телескоп збираються залучити в експериментах зі створення «віртуальних антен» VLBI (так звана інтерферометрія з наддовгою базою), а також радіолокації планет, комет і астероїдів.
Вартість проєктування та будівництва FAST склала приблизно 180 млн доларів США (початковий бюджет був майже вдвічі меншим), і ще у півтора раза більше китайський уряд витратив на створення супутньої інфраструктури та відселення місцевих мешканців — щоб забезпечити режим «радіомовчання» у найближчих околицях радіотелескопа. Наразі жодна інша країна не повідомляє про плани створення суцільних антен такого ж або більшого розміру: зараз радіоастрономи зосередилися на відпрацюванні техніки синтетичної апертури, а також на вдосконаленні приймачів електромагнітного випромінювання. Ще один перспективний напрям — виведення приймальної апаратури за межі атмосфери й узагалі на високі навколоземні орбіти, що дасть можливість уникнути перешкод, створюваних земною технікою, і виготовляти «віртуальні» антени діаметром у сотні тисяч кілометрів.
Тільки найцікавіші новини та факти у нашому Telegram-каналі!
Долучайтеся: https://t.me/ustmagazine
