Разумная жизнь во Вселенной

Мизун Юрий Гаврилович

Многие из этих ограничений или снимаются, или ослабляются, если радиотелескопы поднять над земной атмосферой, вынести в космос. Здесь металлические конструкции могут быть более ажурными, легкими, поскольку ветровых нагрузок нет, а притяжение меньше. Но главное даже не в этом, а в том, что между объектом и прибором отсутствует неоднородная атмосфера и, кроме того, база интерферометра не ограничивается размерами Земли. Возможности интерферометров значительно возросли после того, как в 1970 году французский астроном А. Лабейри предложил эффективный метод, основанный на анализе зернистой структуры (состоящей из пятнышек, крапинок) телескопического изображения космических объектов. Поэтому метод был назван методом спекл-интерферометрии. Принцип, позволяющий это сделать, можно понять из такого примера. Если мы фотографируем рой пчел при плохой освещенности и невысокой чувствительности фотопленки, то вынуждены будем взять большую экспозицию. Но так как пчелы роя непрестанно

движутся, то фотография получится размытой. На ней не удастся разглядеть каждую пчелу в отдельности. Так мы получим только общий вид пчелиного роя, как говорят, получим информацию о его форме, размерах и грубой (размытой) структуре. Далее представим себе, что у нас появилась очень чувствительная пленка и мы можем вести съемку с очень малой выдержкой. Тогда на каждой такой фотографии движение пчел не отразится, они будут видны неподвижными. Если вернуться от роя пчел к астрономическим объектам, то роль одной пчелы заменится ролью какого-либо структурного элемента (пятна, крапинки, зерна) на объекте. Чувствительность «фотопленки», то есть регистрирующей аппаратуры телескопов, можно существенно повысить. Можно ее повысить не только существенно, но предельно. В настоящее время для этих целей используются устройства, позволяющие во много раз усиливать с помощью электронной аппаратуры интенсивность света. Они называются фотоэлектронными усилителями (ФЭУ). С помощью ФЭУ можно поймать даже один-единственный фотон, минимальную порцию света. Это и есть предел, который уже достигнут. Итак, метод спекл-интерферометрии работает так. Ведут съемки объектов с очень малой экспозицией. Но делают не один кадр, а тысячи и миллионы их. Далее с помощью ЭВМ и специально разработанных программ эти кадры «складывают». При этом сохраняется информация о зернистой структуре объекта, то есть угловое разрешение очень сильно повышается. Если этого метода не применять, то «складывание» кадров происходит непосредственно в регистрирующем устройстве (как на фотопленке при большой экспозиции) и информация о такой структуре объекта теряется. В наше время этот метод широко внедряется в десятках обсерваторий мира, то есть они оснащаются спекл-интерферометрами.

Не надо думать, что с выносом телескопов и интерферометров за пределы земной атмосферы полностью отпадает необходимость бороться с последствиями того, что среда, в которой распространяются радиоволны или свет, является неоднородной. Поэтому метод спекл-интерферометрии применяется и при проведении измерений на космических интерферометрах.

Антенные поля в космосе могут создаваться с помощью автоматически развертывающихся конструкций, как это уже делается. При этом можно создать антенные поля, площадь которых во много раз превышает площадь земных антенн. Доставлять на орбиту эти конструкции будут транспортные космические системы, которые способны будут доставлять в космос строительный материал для энергетических установок, технологических комплексов и космических колоний.

Показано, что космический радиотелескоп можно установить на геостационарной орбите. Его размер может достигать 10–20 километров. Но важен не только размер антенны, но и длина волны, на которой работает интерферометр. Важно, в конечном счете, отношение минимальной рабочей длины волны к диаметру антенны. С выводом интерферометров в космос чувствительность их может быть увеличена более чем в сто тысяч раз. Надо иметь в виду, что чувствительность увеличится примерно в 10 раз только за счет уменьшения промышленных помех.

Разрешающая способность при этом также увеличится примерно во столько же раз. Она возрастает за счет увеличения базы интерферометра. Кстати, тут возможны различные варианты. Можно один телескоп оставить на Земле, а второй разместить на спутнике. При этом получится наземно-кос-мический интерферометр. Высота орбиты спутника может быть относительно небольшой (400–600 километров). В такой комбинации земного и космического радиотелескопов достигается новый специфический эффект, обусловленный тем, что оба интерферометра обращаются вокруг общего центра несинхронно, а относительная их скорость большая. Это позволяет получать более богатую информацию.

Можно несколько видоизменить приведенный вариант — использовать спутник с апогеем до 1 миллиона километров. При этом угловое разрешение увеличится в сто раз. И наконец, можно космический радиотелескоп вынести на удаление около 100 миллионов километров от Земли. Можно считать, что для такого радиотелескопа антенна уже отработана в процессе подготовки эксперимента по исследованию поверхности Венеры. Расстояние между зеркалами (база) интерферометра, видимо, достаточное. Но точность инструмента ограничивается влиянием неоднородностей космической среды. Это может затруднить обнаружение астроинженерных сооружений внеземных цивилизаций в космосе.

Размещение телескопов в космосе со столь большой базой открывает новые возможности. Если взять не два, а три радиотелескопа, разнесенные на большие расстояния, то становится возможным прямое измерение расстояний до объектов —

источников радиоволн. Более того, при этом возможно получить объемное изображение данного объекта.

Если радиотелескопы использовать группами (не подключая их по схеме радиоинтерферометра), то достигается выигрыш за счет увеличения суммарной площади собирательного зеркала. Так, голландская система «Вестербарк» состоит из 12 зеркал, каждое диаметром по 25 метров. Они соответствующим образом расположены и соединены. Система этих зеркал вытянулась на полтора километра. Эта установка на длине волны 21 сантиметр имеет разрешение около 20 угловых секунд. Подобная американская система «VELA», которая начала работать в 1979 году, состоит из 25 радиотелескопов диаметром по 25 метров. Но они расположены в форме буквы Y. Вся площадка, занятая ими, имеет протяженность 47 километров. Разрешающая способность этой системы на длине волны 6 сантиметров составляет 0,3 секунды дуги. «Атлас неба» составлен по данным многолетних наблюдений на оптическом телескопе обсерватории Маунт-Паломар с разрешением в три раза меньше.

ЧАСТЬТРЕТЬЯ

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

ПЛАНЕТЫ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Мы находимся на задворках нашей Галактики. Из нашего медвежьего угла очень трудно «пощупать» далекие планеты. Исследовать планеты другими, косвенными методами очень сложно. Они малы и находятся далеко. Поэтому на примере планет нашей системы проиллюстрируем, насколько сильно могут меняться условия, в которых мы ищем жизнь. Эти условия мы, прежде всего, будем рассматривать с точки зрения жизни. Хотя мы уже знаем, что на наших планетах полноценной жизни нет, проанализируем физико-химические условия на планетах Солнечной системы, с тем чтобы дать представление о том, насколько сильно эти условия могут меняться. Это в одной планетной системе. Что же можно ожидать от планет, которые находятся ближе к центру Галактики? Во Вселенной все может быть. Схема Солнечной планетной системы, расположение планет и их удаленность от центральной звезды — Солнца показаны на рисунке 9. Вся картина разделена на две части (левую и правую). В каждой части свой масштаб. Внизу рисунка показаны расстояния планет от Солнца. Масштаб — логарифмический. Это когда изменение в десять раз занимает одну десятую часть изменения в 100 раз. Но для удобства самая нижняя линия показывает удаление от Солнца в километрах, а линия выше — в астрономических единицах. Астрономическая единица — это расстояние от Земли до Солнца. Оно равно 149, 6 миллиона километров. В этих единицах в нижней части рисунка показаны удаления планет от Солнца (средние их удаления).

Все планеты движутся по эллиптическим орбитам. Эллипс — это овал. Он, в отличие от окружности, имеет два центра. Любая точка на эллипсе так расположена, что сумма ее расстояний от этих двух центров остается всегда постоянной.

Если эти два центра все больше и больше растягивать в разные стороны, то эллипс становится все более вытянутым. Если же, наоборот, центры эллипса сближать и затем вообще совместить друг с другом, то в конце концов получится окружность с одним центром и одним радиусом.

Обратите внимание, что на рисунке 9 Солнце находится не в центре окружностей. И вообще это не окружности. Это эллипсы. Солнце же находится в одном из двух центров эллипса. Два центра эллипса называют фокусами. Удаление одного центра (фокуса) эллипса от другого называется эксцентриситетом. Чем больше эксцентриситет, тем орбита планеты более вытянута. Окружность обладает одним радиусом. Эллипс обладает двумя полуосями (длиной и шириной). Очень удобно использовать произведение эксцентриситета эллипса на величину большей полуоси. При этом получается расстояние, на которое данная планета удаляется от Солнца в своей наиболее далекой точке — афелии или же приближается к Солнцу в своей самой ближней точке — перигелии. Эти расстояния получаются не в километрах и не в астрономических единицах, а в единицах, которые равны среднему расстоянию планеты от Солнца. Самым большим эксцентриситетом обладают планеты Меркурий и Плутон. Их эксцентриситеты равны 0,207 и 0,253 соответственно. Самыми малыми эксцентриситетами обладают Венера и Нептун. Они равны 0,0068 и 0,0087 соответственно.

Уточним, что большие полуоси орбит планет — это средние расстояния планет от Солнца. Они для Меркурия, Венеры, Земли и Марса очень сильно отличаются от таковых для других, более удаленных от Солнца планет, планет-гигантов. Это Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Сюда же надо отнести и планету Плутон.

Основные данные о планетах Солнечной системы приведены в таблице 1. Сравнительные характеристики планет следующие. Все они движутся вокруг Солнца в одном направлении, а именно — против часовой стрелки. Это если смотреть с северного полюса мира. Плоскость орбиты Земли называется эклиптикой. Плоскости орбит других планет несколько наклонены к плоскости орбиты Земли, то есть к плоскости эклиптики. Больше всего этот наклон у плоскости орбиты Меркурия (наклон составляет 7 °) и у плоскости орбиты Плутона (наклон составляет 17°). Для всех остальных планет этот наклон меньше 3,4°.