Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Однако для аккуратного определения позиций очень далеких (и потому хорошо локализованных) радиоисточников существовал еще один метод, не требующий интерферометров и позволяющий использовать унитарные радиотелескопы (конечно, с достаточно крупными фокусирующими антеннами). В принципе, он был известен давно, хотя применялся нечасто. В 1909 г. британский математик майор Перси Александр МакМагон предложил измерять угловой размер и положение звезд, наблюдая (естественно, в оптические телескопы) их покрытие лунным диском. Правда, эту идею тут же раскритиковал Артур Эддингтон, утверждавший, что из-за дифракции звездного света нельзя добиться хорошего разрешения. Однако к концу 1930-х гг. эту трудность сумел преодолеть американский астроном и астрофизик Альберт Уитфорд, крупный специалист по электронной фотометрии. Во время войны его привлекли к разработке радаров, и больше он к этой теме не возвращался. Но в 1950 г. в Техасском университете на основе техники лунных покрытий началась длительная серия измерений расстояний между двойными звездами. В 1950-х гг. с ней принялись успешно экспериментировать и радиоастрономы. Правда, в 1970-е гг. ее применение сошло на нет, поскольку появились радиоинтерферометры очень высокого разрешения.

Именно этот метод блестяще сработал в ходе наблюдений источника 3С 273. Его усовершенствовал молодой (1928 года рождения, это уже «послерадарное» поколение) радиоастроном Сирил Хазард. В начале 1960-х гг. в ходе работы на радиотелескопе обсерватории Джодрелл-Бэнк он определил координаты источника 3С 212 с точностью в три угловые секунды. Затем Хазард приехал в Австралию, присоединился к группе астрономов Сиднейского университета и приступил к наблюдениям на радиотелескопе имени Паркса. Его целью был источник 3С 273, покрытия которого раз в 20 лет становятся наблюдаемыми из Южного полушария.

Поскольку очередной период покрытий пришелся на 1962 г., Хазард зарезервировал время на телескопе имени Паркса. Он и его коллеги отследили три покрытия — 15 апреля, 5 августа и 26 октября. По условиям наблюдений в апреле радиотелескоп смог зарегистрировать лишь выход источника из-за лунного диска в апреле и его заход за лунный диск в октябре. Больше всего информации было получено в августе, когда аппаратура «Паркса» измерила дифракцию радиоволн и на входе, и на выходе, причем сразу на двух частотах (136 и 410 МГц). Очень ценными оказались и наблюдения октябрьского покрытия, которые удалось провести на частотах 410 и 1420 МГц. Поскольку более высокая частота обеспечивала лучшее разрешение, у источника обнаружились не одна, а две излучающие зоны, заметно разнесенные на небосводе. Так что эти данные не только позволили определить положение источника с погрешностью менее одной угловой секунды, но и привели к выявлению его пространственной структуры.

На пальцах объяснить улучшение разрешающей способности телескопа методом лунных покрытий невозможно — нужна серьезная математика. Поэтому ограничусь минимумом сведений. Предельная разрешающая способность телескопа при обычных наблюдениях определяется отношением длины волны излучения к размеру апертуры. Анализ дифракционной картины, возникающей при огибании радиоволнами края лунного диска, обеспечивает разрешение порядка квадратного корня от отношения длины волны к удвоенному расстоянию от Земли до Луны (а это 770 000 км). Это обстоятельство плюс ряд технических приемов, использованных Хазардом, обеспечили разрешение порядка одной угловой секунды.

Хазард и его группа опубликовали свои результаты в марте 1963 г. [39] Hazard, C. et al. Investigation of the Radio Source 3C 273 by the Method of Lunar Occultation // Nature (1963), 197: 1037. Как уже было сказано, они пришли к выводу, что 3С 273 включает два излучающих центра, компоненту А и вчетверо менее яркую компоненту B, разделенные дистанцией примерно в 20 угловых секунд. Компонента А наблюдается как вытянутое ядро поперечником в две секунды, окруженное шестисекундным гало. Компонента B имеет овальное ядро поперечником в половину секунды и гало шириной в семь секунд. Это означает, что излучение компоненты B сильнее сконцентрировано в ее центре, нежели излучение компоненты А. Стоит отметить, что немного раньше французский астрофизик Джеймс Лекё с помощью интерферометрических наблюдений также выявил бинарную структуру 3С 273, хотя не столь детально.

С группой Хазарда сотрудничал Джон Болтон, который участвовал в сооружении телескопа имени Паркса и стал первым директором этой обсерватории. Хазард и не вошедший в число соавторов Болтон сочли полученные результаты настолько важными, что сами доставили их в Сидней, причем во избежание случайностей летели разными рейсами. И им было о чем беспокоиться! Австралийским радиоастрономам впервые удалось детально реконструировать структуру радиоисточника, который предположительно находился на космологической дистанции от нашей Галактики. Предположительно — но все же не наверняка. Истинное расстояние до 3С 273 оставалось неизвестным.