Еще одна остроумная идея, получившая применение в современной радиоастрономии, состоит в том, чтобы одну из антенн двухантенного интерферометра сделать подвижной. Это дает возможность в процессе наблюдений менять длину базы интерферометра. Получается ряд наблюдений, которые после соответствующей обработки («суммирования») дают такой, же результат, который достигается с помощью цепочки неподвижных антенн того же размера.

В тех случаях, когда радиотелескопы, работающие совместно, находятся на очень больших расстояниях друг от друга, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами.

Подобные системы эквивалентны применению сверхгигантских сплошных антенн диаметром в тысячи и более километров. Однако при этом возникает чисто техническая трудность, связанная с передачей сигналов от каждой из антенн на общее приемное устройство. Антенны интерферометров со сравнительно малыми базами соединяются кабелем, проводящим высокочастотные колебания. При больших базах подобный способ неприменим. Дело в том, что сигналы при прохождении по кабелю, даже самому высококачественному, сильно затухают, ослабляются. Кроме того, кабели очень тяжелы, хрупки и дороги. Поэтому о проводном соединении антенн, находящихся на больших расстояниях друг от друга, не стоит и мечтать.

Ученые нашли выход из положения: при радиоастрономических наблюдениях со сверхдлинными базами сигналы, принятые каждым инструментом, записываются на магнитную ленту, а затем доставляются в одно место и синтезируются с помощью ЭВМ.

Осенью 1969 г. советскими и американскими астрономами были проведены совместные радиоинтерференционные исследования компактных внегалактических объектов. Были использованы 22-метровый радиотелескоп Крымской обсерватории в Симеизе и расположенный на расстоянии около 8 тыс. км от него 42-метровый радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории США в Грин-Бэнк.

Разрешающая способность этой системы составила 5·10^-4 секунды дуги. Чтобы представить себе наглядно, что это значит, достаточно сказать, что под таким углом видна из Симеиза обычная канцелярская кнопка, находящаяся в Грин-Бэнк. Это намного больше того разрешения, которое способны обеспечить самые крупные современные оптические телескопы!

Применение радиоинтерферометров со сверхдлинными базами позволило довести разрешающую способность радиоприемных систем до одной десятитысячной секунды дуги, что примерно в 10 тысяч раз превосходит разрешающую способность оптических телескопов.

Если бы такой разрешающей способностью обладал обычный оптический телескоп, то с его помощью можно было бы разглядеть 10-копеечную монету на расстоянии 4 тыс. км.

Если же говорить не об угловых, а о реальных пространственных размерах тех наиболее «мелких» деталей различных астрономических объектов, которые можно выделять с помощью подобных радиотелескопических систем, то для объектов, расположенных на расстоянии 300 млн. световых лет[3]) от Земли — это примерно один световой год, а на расстоянии квазаров — 100 световых лет.

Однако при создании радиоинтерферометров со сверхдлинными базами ученые ограничены естественными масштабами земного шара. Для еще большего увеличения базы необходимо по крайней мере одну из антенн вынести в космос.

Как известно, первый опыт создания космического радиотелескопа — КРТ-10 («Космический радиотелескоп с поперечником антенны 10 м») был осуществлен на советской орбитальной станции «Салют-6».

Вполне реальными представляются и проекты создания внеземных интерферометров, где одна из антенн будет расположена, например, на поверхности Луны, а другая на Земле или искусственном спутнике. По мнению многих специалистов, возможности интерферометрии со сверхдлинными базами при дальнейшем совершенствовании измерительной техники принесут наиболее интересные результаты в радиоастрономии обозримого будущего.

В «промежутке» между видимым светом и радиоволнами «заключено» инфракрасное излучение, с длинами волн от 0,74 мкм до 1–2 мм. Источниками этого излучения являются тела, обладающие температурой от 20 до 5000 кельвинов.

Таким образом, подавляющее большинство космических объектов являются источниками излучения в инфракрасном диапазоне. К примеру, около 50 % солнечного излучения приходится на инфракрасную область.

Особенно ценную информацию инфракрасное излучение несет о таких космических объектах, которые не удается наблюдать в других диапазонах электромагнитных волн, в частности, о холодных звездах.

Еще одно важное достоинство инфракрасного излучения состоит в том, что оно хорошо проходит сквозь межзвездную среду, т. е. пыль и газ, заполняющие межзвездное пространство. Поэтому в инфракрасном диапазоне можно получать изображения таких космических объектов, которые нельзя наблюдать с помощью обычных оптических телескопов. Именно таким путем советскими астрофизиками было, впервые получено изображение ядра Галактики — центральной части нашей звездной системы.

В земной атмосфере есть небольшое «окно прозрачности», расположенное в инфракрасном диапазоне. Воздушная оболочка нашей планеты пропускает излучение с длинами волн от 8 до 13 мкм. Но все же основная часть инфракрасных космических излучений атмосферой, задерживается, и поэтому подлинное развитие инфракрасной астрономии началось тогда, когда появились технические средства, способные выносить измерительную аппаратуру на большую высоту за пределы плотных слоев земной атмосферы.

Исследования в инфракрасном диапазоне позволили получить весьма ценные сведения, пополнившие наши знания об атмосферах планет Солнечной системы, о свойствах лунной поверхности, о пылевых туманностях, а также о многих других космических объектах…

Весьма интересное открытие было сделано в 1983 г. международным спутником «ИРАС», предназначенным для исследования космического инфракрасного излучения. Вокруг Веги — одной из самых близких к нам звезд, расстояние до которой составляет всего около 27 световых лет, было зарегистрировано «кольцо» вещества, излучающего в инфракрасном диапазоне. Видимо, это означает, что вокруг Веги обращается рой холодных частиц — пылинок и более крупных тел. А возможно, Вега обладает и планетами.

В пользу такого предположения говорит и еще одно обстоятельство. Звезды типа Веги обладают очень быстрым вращением вокруг собственных осей. Сама же Вега вращается весьма медленно.

Есть веские основания предполагать, что в процессе формирования планет звезда каким-то образом передает им основную часть своего «„запаса“ вращения» или более точно — момента количества движения. Например, в Солнечной системе подавляющая часть момента количества движения приходится на долю планет и лишь весьма незначительная на долю Солнца.

Если вывод о наличии планетной системы (возможно, в стадии формирования) у Веги подтвердится, это будет иметь огромное значение для планетной космогонии. До сих пор мы изучали нашу Солнечную систему в единственном экземпляре — ее не с чем было сравнивать. Не исключено, что теперь такой объект для сравнения, наконец, появился. И, может быть, не один. Тот факт, что мы обнаружили нечто подобное планетной системе возле одной из ближайших к нам звезд, говорит о том, что подобные объекты, по всей вероятности, достаточно широко распространены во Вселенной.

Продолжая наше путешествие по электромагнитному спектру, мы теперь переберемся в ту его область, которая примыкает к видимому свету со стороны коротких волн. Это — область ультрафиолетового излучения с длинами волн от 4000 до 100 ангстрем[4].

Главным «поставщиком» ультрафиолетового излучения, приходящего на Землю, является Солнце. На ультрафиолетовый диапазон приходится около десятой доли энергии, излучаемой нашим дневным светилом. Среди других космических объектов основными источниками ультрафиолетового излучения являются горячие звезды.