Одна из самых насущных потребностей ранней радиоастрономии – увеличение разрешающей способности, то есть сужение угла зрения. В то время углового разрешения радиоантенн не хватало даже для того, чтобы разрешить солнечный диск, не говоря уже о точной локализации источников радиоизлучения, зарегистрированных Янским, Ребером и другими. Однако Райл и Д. Д. Вонберг из Кембриджского университета в процессе модификации вышедшего из употребления военного радарного оборудования сумели разработать новую технологическую версию приемников, способных регистрировать волны метрового диапазона. Райл идеально подходил для такого рода работы, поскольку он играл незаурядную роль в британских боевых операциях, предполагавших полномасштабное использование радарной и радиотехники. Каким способом можно улучшить угловое разрешение? Один из наиболее ранних приемов заключался в том, чтобы наблюдать Солнце в момент солнечного затмения, отмечая все происходящие изменения по мере того, как Луна постепенно загораживает «обзор» солнечного диска. Этот метод был опробован в том числе американцами Р. Г. Дикке и Р. Беринджером в 1945 г., канадцем А. Э. Ковингтоном в 1946 г., советскими астрономами С. Э. Хайкиным и Б. М. Чихачевым, работавшими на морском судне у берегов Бразилии в 1947 г. и австралийцами У. Н. Кристиансеном, Д. Э. Ябсли и Б. Я. Миллсом в 1948 г. Однако радиоастрономы явно нуждались в чем-то более надежном – в методе, пригодном для использования в повседневной практике.

В результате удалось найти два других решения, каждое из которых основывалось на явлении интерференции, уже широко применяемом в оптике. Здесь уместно будет вспомнить попытки Стефана и Майкельсона использовать интерферометр для измерения углового диаметра звезд и первый успех в этом направлении, достигнутый Майкельсоном, Пизом и Андерсоном в обсерватории Маунт-Вилсон в 1920 г. Если работать с обычным светом, то существует много разных способов добиться интерференционного эффекта помимо классического эксперимента Томаса Юнга с двумя щелями в пластине, служащими источниками света при образовании интерференционной картины. В одном из вариантов подобной экспериментальной установки, собранной в 1834 г. Хэмпфри Ллойдом из Дублина, было достаточно иметь лишь одну щель. Рассматривая эту щель через зеркало, расположенное под очень малым углом, он добился эффекта возникновения второго щелевого источника – отражения щели в зеркале. Свет, идущий от зеркала, мог интерферировать со светом, идущим от реальной щели. Технология «зеркала Ллойда» была адаптирована для радионаблюдений и использовалась в течение нескольких лет, особенно в Австралии, Л. Л. Маккриди, Дж. Л. Пози и Р. Пейн-Скоттом. В Кембридже Райл и Вонберг разработали радиоаналог интерферометра Майкельсона, вероятно, не отдавая себе отчета в том, что именно они изобретали. Их антенны могли раздвигаться на расстояние до 140 длин волн. Большое солнечное пятно, появившееся в июле 1946 г., дало им возможность протестировать оборудование, и проведенные наблюдения со всей убедительностью показали: радиоволны испускаются участком солнечной поверхности такого же размера, что и солнечное пятно. В 1947 г. Райл и Грэхэм-Смит провели дополнительное исследование для тех, у кого еще оставались сомнения в существовании обнаруженного Хеем дискретного источника радиоизлучения в созвездии Лебедь, приспособив для этого имеющийся у них солнечный интерферометр. К 1950 г. Грэхэм-Смит с высокой точностью измерил положение этого источника (Лебедь А), показав, что он совпадает с крупной галактикой.

Разрешающая способность телескопа увеличивается с увеличением его апертуры, например у радиотелескопа апертурой служит большой параболический отражатель, но она может представлять собой также и совокупность отдельных элементов составных антенн. Кроме того, разрешающая способность зависит от длины волны. Минимальный угол разрешения телескопа с апертурой a равен 1,22λ/a. Очевидно, что для получения столь же качественных результатов радиотелескоп, работающий на гораздо более длинных волнах, должен обладать гораздо бо́льшими размерами, чем его оптический собрат. Повсеместно наблюдаемая 21-сантиметровая волна примерно в 400 000 раз больше длины волны середины оптического диапазона. Налицо колоссальная несоразмерность доступной разрешающей способности. Существуют очевидные конструктивные ограничения на изготовление полноповоротных антенн, но постройка неподвижных антенн (соответственно, со сравнительно большими зеркалами) представляется довольно простым делом, что обеспечивает ряд преимуществ при наблюдении длинноволновых спектральных линий радиодиапазона. Райл показал, каким образом можно использовать это преимущество.

Важнейшим его достижением стала разработка концепции «апертурного синтеза». Вряд ли ее можно отнести к разряду вещей, легко поддающихся объяснению, но этот технический прием давал возможность получать изображения радиоисточников, объединяя наблюдения таким же способом, как это происходит в интерферометре, и используя для этого не слишком большие телескопы, разнесенные на различные интерференционные расстояния. Для этого необходимо осуществить измерение как относительных амплитуд (интенсивностей), так и фаз (повторяющихся периодов волнового цикла) принимаемых сигналов. Эти данные содержат всю необходимую информацию для реконструкции распределения интенсивности радиосигналов, поступающих от доступной части неба, с помощью далеко отстоящих друг от друга телескопов. Высокое разрешение могло быть достигнуто относительно простыми средствами. Сигналы от двух (или большего количества) удаленных друг от друга телескопов обрабатывались посредством особых математических процедур, позволявших получать изображения с таким же угловым разрешением, как на инструменте, размеры которого равнялись бы размерам всей совокупности используемых устройств. Для того чтобы получать изображения высокого качества, необходимо иметь возможно большее количество пар радиотелескопов (баз). В простейшем способе для изменения длины базы между двумя антеннами использовалось вращение Земли; первые наброски, описывающие этот метод, появились в 1950 г. Со временем стали применять механическое перемещение элементов всей антенной системы интерферометра. Так, в состав VLA (мы еще поговорим об этом инструменте) входит 27 телескопов, образующих одновременно 351 вариант независимых баз; такая конструкция позволяет получать изображения довольно высокого качества.

Это все, что касается теории. Однако осуществление ее на практике, особенно в первые годы, оказалось довольно непростым делом. В 1956 г. небольшая Кембриджская радиообсерватория переехала в заброшенный после войны бомбовый склад Министерства ВВС и, получив грант от фирмы «Мюллард Лтд», открылась в 1957 г. под новым именем Мюллардовская радиоастрономическая обсерватория. В течение более чем десяти лет группа сотрудников этой обсерватории занималась подготовкой надежных каталогов яркости радиоисточников северного неба, и в ходе выполнения этой работы пришлось пересмотреть общераспространенное убеждение о принадлежности большинства «радиозвезд» нашей Галактике. Становилось все более очевидным, что большинство из них надежно отождествляется с далекими галактиками. Апертурный синтез ожидал своего применения до конца 1950‐х гг., когда Райл начал свои эксперименты, используя вращение Земли как средство изменения положения базы. Теперь главной проблемой стала численная обработка полученных результатов, но к 1959 г. цифровая вычислительная техника уже обладала достаточным быстродействием для осуществления требуемого суммирования данных. Работая совместно с Энн Невилл, Райл создал свою первую карту (основанную на апертурном синтезе с использованием вращения Земли) окрестностей Северного полюса мира. Угловое разрешение этого радиообзора составляло 4,5 минуты дуги. Он не только продемонстрировал допустимость применения самого метода, но и указал, каким образом апертурный синтез может быть использован в приложении к полноповоротным антеннам. В 1965 г. в Кембридже была завершена постройка одномильного, а в 1972 г. – пятикилометрового телескопов, которые на тот момент не имели себе равных. В 1974 г. Мартин Райл и его коллега Энтони Хьюиш (еще один специалист, чей военный опыт в области телекоммуникационных исследований привел его в радиоастрономию) получили Нобелевскую премию за перечисленные выше достижения и другие исследования, внесшие вклад в развитие радиоинтерферометрии. Хьюиш значительно усовершенствовал методику апертурного синтеза. Чуть ниже мы расскажем о том, как изучение дрожаний или мерцаний радиоисточников, вызванных нестабильностью потока солнечного ветра, привело его и работавшую с ним студентку Джоселин Белл к открытию пульсаров.

После обнаружения в 1951 г. водородной линии с длиной волны 21 сантиметр голландцы разработали план постройки 25‐метрового телескопа неподалеку от деревни Двингело, а в 1956 г. этот телескоп был задействован в составлении более детального обзора неба на длине волны 21 сантиметр. Быстрый успех породил стремление взяться за еще более амбициозный проект, работая над которым голландское и бельгийское правительства договорились о постройке инструмента, впоследствии названного «Крест Бенилюкса». Этот крест оказался непосильной ношей для бельгийского правительства, и Бельгия выпала из проекта, предоставив нести все затраты своим соседям. После этого появилось три или четыре более скромных проекта. В каком-то смысле эту задержку можно считать удачей, поскольку за истекшее время группа Мартина Райла в Кембридже разработала новые технические приемы, позже получившие применение в установке, известной как «Вестерборкский радиотелескоп апертурного синтеза». На таком названии настоял не Гронингенский университет, а скорее совет деревни, где был расположен телескоп, надеясь таким образом привлечь внимание общественности к этому местечку. Во время Второй мировой войны Вестерборк использовался как перевалочный пункт для многих тысяч голландских евреев перед их отправкой в концентрационные лагеря на территорию Германии и Польши.

После многих лет обсуждения финансирования несостоявшегося проекта «Крест Бенилюкса» и споров по поводу его конструктивного исполнения голландские астрономы оказались достаточно подготовлены к тому, чтобы взять на вооружение новые технические решения, предложенные Райлом. Вестерборкский телескоп (или, скорее, система телескопов) стал быстро воплощаться в реальность. Его исходный замысел заключался в создании двенадцати 25‐метровых полноповоротных «тарелок», расположенных на базе восток-запад протяженностью 1,5 километра. Сборка конструкции началась в 1966 г., и не успел истечь 1968 г., как все двенадцать телескопов уже стояли на своих местах. В первое время, при нормальном режиме функционирования, два подвижных зеркала, расположенных на 300‐метровой рельсовой колее на востоке антенной системы, были связаны с каждым из десяти неподвижных зеркал, образуя 20 интерферометров. Позже добавили еще два зеркала, что увеличило протяженность установки до 2,7 километра.

Благодаря повсеместному использованию таких относительно простых и (по сравнению с тем, что планировалось) недорогих антенных систем удалось составить множество каталогов радиоисточников, ставших дополнением к кембриджскому. Системы с еще более удаленными друг от друга приемниками сталкиваются с проблемой кабельного соединения, но удалось разработать методы обработки наблюдений по записям, сопоставление которых осуществляется на заключительном этапе. Это снимает необходимость прокладки кабеля. Телескоп VLA (The Very Large Array – Очень большая антенная система), построенный на равнинах Сент-Огастина в восьмидесяти километрах к западу от Сокорро (штат Нью-Мексико), в итоге занял лидирующее положение в этой области благодаря выдающимся достижениям, полученным в 1980‐х гг. и позже. VLA был торжественно открыт в 1980 г., спустя восемь лет после того как Конгресс одобрил выделение средств на его финансирование. Он представляет собой систему из 27 радиотарелок диаметром по 25 метров каждая, образующих Y-образную конфигурацию. Эти антенны являются наводящимися в привычном смысле этого слова (то есть могут быть направлены в любую точку неба) и, кроме того, могут перемещаться по рельсам, а их взаимное расположение через правильные равные интервалы задается в зависимости от того, какую задачу требуется решить. Максимально допустимое разрешение может быть достигнуто удалением одной из антенн на 36 километров, а итоговая чувствительность определяется суммарной площадью отражателей, эквивалентной одной антенне диаметром 130 метров. Фактическое разрешение зависит от частоты принимаемого сигнала, и на максимально высокой доступной частоте 43 гигагерца составляет 0,04 секунды дуги. Конструкторы VLA с нескрываемым удовольствием рассказывали о том, что этот угол эквивалентен видимым размерам мяча для гольфа на расстоянии 150 километров.

Телескоп VLA появился в результате совместных усилий девяти американских университетов и Национального научного фонда, которые стали называть себя Национальной радиоастрономической обсерваторией (NRAO). К середине 1980‐х гг. ее годовой бюджет составлял 15 миллионов долларов, что покрыло расходы в 80 миллионов долларов, выделенные на строительство VLA. Первый телескоп, построенный этой группой и введенный в эксплуатацию в 1959 г., представлял собой инструмент с отражателем диаметром 25,9 метра, соединенный с аналогичными подвижными телескопами, способными образовывать антенную систему с базой длиной 2,7 километра. Затем построили полноповоротные антенны. Когда для NRAO изготовили отражатель с формой поверхности достаточно точной для приема миллиметровых волн, его установили на горе Китт-Пик, чтобы избежать атмосферного поглощения.

Как бы ни была высока разрешающая способность VLA, он намного уступает радиоинтерферометрам, используемым в РСДБ – радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. В этом случае отдельные антенны находятся друг от друга на огромных расстояниях, достигающих порой нескольких тысяч километров; они тоже не соединены друг с другом ни электрическим кабелем, ни даже микроволновой связью. Сигналы поступают в записях на ленте или на диске вместе с очень точными метками времени. Будучи совместно проанализированными в лаборатории, они дают разрешение порядка тысячных долей секунды дуги; такая точность не может быть получена прямыми наблюдениями. РСДБ снабжает астрономов самой точной наблюдательной информацией о наиболее мощных явлениях во Вселенной, таких как вспышки сверхновых, галактики с высокой скоростью звездообразования, активные галактические ядра, пульсары, области звездообразования в молекулярных облаках и гравитационные линзы. Людям, недолюбливающим аббревиатуры, лучше пропустить следующую часть текста. VLBA (Very Long Baseline Array – Антенная система со сверхдлинной базой, случайно совпавшая по аббревиатуре с Женской ассоциацией боулинга штата Виктория) представляет собой сеть, состоящую из десяти антенн, расположенную в Северной Америке и протянувшуюся от Гавайских островов до Сент-Круа на северо-востоке Канады. С помощью этой системы можно достичь разрешения в миллионные доли секунды дуги. MERLIN (Multi Element Radio Linked Interferometer Network – Многоэлементная интерферометрическая сеть с радиорелельной связью), управляемый из обсерватории Джодрелл-Бэнк, несмотря на свою аббревиатуру, представляет собой антенную систему радиотелескопов, рассредоточенных по всей Великобритании, отстоящих друг от друга на расстояние до 217 километров. Его предельная разрешающая способность выше 0,05 секунды дуги, что слегка превосходит разрешение орбитального телескопа «Хаббл». Европейская сеть РСДБ создана в 1980 г. группой из пяти радиоастрономических институтов, базирующихся в Бонне, Болонье, Двингело, Онсале (Швеция) и Джодрелл Бэнке.

Первое по-настоящему захватывающее открытие, сделанное с помощью технологии РСДБ, – обнаружение так называемых сверхсветовых радиоисточников, кажущаяся скорость которых в несколько раз превышает скорость света. Первое наблюдение этого феномена было произведено в 1967 г. Дэвидом С. Робертсоном в Австралии и Алленом Т. Моффетом в долине Оуэнс (Калифорния). Тремя годами позже Ирвин Шапиро с коллегами, используя аппаратуру Северной Калифорнии и Массачусетса, открыли еще более необычный объект 3C279 (то есть объект под номером 279 в третьем кембриджском каталоге радиоисточников Райла), который со всей очевидностью показывал скорость, в десять раз превышающую скорость света. Когда оказалось возможным определять положения наблюдаемых объектов с высокой точностью, доступной РСДБ, он, спустя некоторое время, также обнаружил аналогичные движения и в направлении, перпендикулярном лучу зрения. Эти движения, в случае если известны расстояние до объекта и его лучевая скорость, позволяют численно определить тангенциальную, а следовательно, и истинную скорость. (Обнаруживаемые время от времени значения, существенно превышающие скорость света, на первый взгляд, противоречат теории относительности Эйнштейна, но есть хороший способ справиться с этой дилеммой.) Затем сверхсветовые скорости были обнаружены у некоторых радиогалактик и квазаров. В 1994 г. И. Ф. Мирабель и Л. Ф. Родригес объявили об открытии сверхсветового источника в нашей Галактике: космического рентгеновского источника GRS 1915+105. Они в течение недели наблюдали два пятна, удалившихся друг от друга на расстояние порядка 0,5 секунды дуги. Сегодня считается, что все подобные источники содержат в себе черную дыру, которая выбрасывает вещество с высокой скоростью.

В 1980‐х гг. возникла идея применить технологию РСДБ в космосе. Ее успешно апробировали в 1986–1988 гг. путем совместной обработки сигналов наземных радиотелескопов в Усуде (Япония) и Тидбинбилле (Австралия) с данными орбитального телескопа-спутника. В 1997 г. при выполнении Программы космической обсерватории РСДБ, осуществляемой Институтом космических и астронавтических наук в сотрудничестве с Национальной астрономической обсерваторией Японии, из Кагосимского космического центра был запущен еще один спутник. Он обращается вокруг Земли по устойчивой эллиптической орбите и несет радиотелескоп с отражателем диаметром 8 метров; база спутника и его пары на Земле может в три раза превышать любые возможные наземные варианты. К концу тысячелетия подобные проекты достигли такого размаха, что возникла потребность в новой организации, которая координировала бы другие структуры, задействованные в управлении или поддержке РСДБ. Количество астрономов многократно увеличилось, но при этом они не утратили своего былого жизнелюбия.