В 40-вые годы XIX века для астрономических исследований начали использовать новый диапазон электромагнитных волн - радиоизлучение космических объектов. Появились радиотелескопы и радиоинтерферометры. Самые крупные радиотелескопы имеют диаметр зеркала антенны около 100 м. Это намного больше, чем диаметр зеркала крупнейшего оптического телескопа, но не забудем, что длины радиоволн в десятки тысяч раз больше длин световых волн, поэтому разрешение радиотелескопа в тысячи раз хуже, чем у оптического собрата. Так, у 6-метрового оптического телескопа, как уже говорилось выше, оно составляет примерно 0,02 угловые секунды, тогда как у 100-метрового радиотелескопа, работающего, скажем, на длине 0,1 м, - всего лишь около 4-ёх угловых секунд.

Для достижения лучшего разрешения отдельные радиотелескопы стали «объединять» в радиоинтерферометры, рассматривая их антенны как зеркала в звёздном интерферометре Майкельсона. Теперь уже в качестве базы интерферометра можно было взять чуть ли не диаметр земного шара. Легко подсчитать, что разрешение при этом улучшилось на несколько порядков. В настоящее время оно достигает примерно 0,001 доли угловой секунды, т.е., по крайней мере, в 20 тысяч раз выше, чем у крупнейшего оптического телескопа.

Но такие радиоинтерферометры со сверхдлинными базами создают свои большие проблемы. В оптическом телескопе интерферирующие пучки сводятся воедино с помощью зеркал и объектива. А как свести воедино радиоволны, принятые двумя очень удалёнными друг от друга радиотелескопами, чтобы заставить их интерферировать? Сразу возникнет множество осложнений, большинство которых упирается в главную физическую проблему: как сохранить когерентность радиоволн, принятых двумя радиотелескопами. Даже если считать, что радиоволна от одного космического источника, не испытав никаких искажений в атмосфере, пришла к двум радиотелескопам и в них полностью сохранила когерентность, то дальше эта легко может устраниться. Тянуть от радиотелескопов кабели в единый центр, в котором будут складываться высокочастотные токи от приёмников, отвечающие принятым радиоволнам, нереально. Мы не говорим уже о шумах и в самих приёмниках и кабелях, которые приводят к хаотическому изменению фаз в сигналах и нарушают их когерентность.

В результате приходится регистрировать сигналы от радиоволн каждый на своём радиотелескопе и вместо радиоволн «сводить» их записи на магнитных лентах. Для сличения двух или большего числа сделанных записей (т.к. в наблюдении могут участвовать и более двух радиотелескопов, более того, в оптике также существуют и многолучевые интерферометры) надо на первый взгляд немногое: привязать друг к другу моменты начала этих записей, т.е. использовать единые часы. Однако это отнюдь не просто. На антенны поступают волны не одной частоты, а в целом диапазоне частот, определяемом шириной полосы пропускания. Пусть, скажем, радиотелескоп работает на длине волны 1м, т.е. на частоте 300 МГц, и пусть избирательность его приёма 0,003, т.е. полоса частот, воспринимаемая антенной, составляет 1 МГц. Требуемая точность синхронизации равна обратной величине от ширины полосы частот воспринимаемого антенной радиосигнала, т.е. в данном случае 1 микросекунда. Иначе говоря, такую точность должны иметь метки единого времени при записях на магнитной ленте. Ясно, что из одного центра это сделать трудно. При каждом радиотелескопе надо иметь свои часы, в какой-то момент сверенные с другими часами при других радиотелескопах и идущие с точностью не хуже указанной.

Но и этого мало. Ни на бумаге, ни на магнитной ленте записи токов, вызванных радиоволной в приёмнике, непосредственно зафиксировать нельзя: слишком велика частота волны для таких инерционных регистраторов. Приходится поступать, как при обычном радиовещательном приёме: смешивать, гетеродинировать приходящий сигнал с сигналом местного генератора постоянной частоты (при работе на радиочастоте 300 МГц частота местного генератора должна быть близка к ней), а уже разностную частоту порядка 1 МГц можно записывать на магнитную ленту. Но это означает, что нужно синхронизировать и местные генераторы частоты, другими словами, вырабатываемые ими колебания в разных радиотелескопах должны быть взаимно когерентными в течение времени регистрации радиоволн. При записи сигнала, например, на частоте 300 МГц в течение нескольких минут стабильность частоты местного генератора должна быть не должна быть не ниже миллиардной доли процента!

Синхронизация часов и стабилизация частоты генераторов, требующие такой фантастической точности, немыслимы без использования атомных стандартных частоты - квантовых генераторов. В области радиочастот квантовые генераторы часто называют мазерами, в области частот видимого света и близких к ней - лазерами. Именно использование таких приборов сделало осуществимыми сложнейшие интерферометрические эксперименты и потребовало разработки упомянутой выше теории когерентности излучения, впрочем, и начала развиваться ещё до появления новой оптической техники и радиотехники.

Итак, именно такое сличение независимо сделанных записей (конечно синхронизированных) и сделало возможной современную интерферометрию космического радиоизлучения, позволило разрешить и измерить такие космические источники, которые недоступны оптической астрономии. Этот метод исследования (впервые предложенный американскими физиками Брауном и Твиссом) получил название интерферометрии интенсивности, ибо в нём непосредственно считают корреляцию чисел фотонов (интенсивности света), а не рассматривают контраст интерференционной картины.

В заключение ещё раз подчеркнём, что гашение света светом не означает превращения световой энергии в другие виды энергии. Как и при явлении интерференции механических волн, гашение волн друг другом в данном участке пространства означает, что световая энергия на данный участок просто не поступает. Гашение отражённых волн в оптическом объективе с просветлённой оптикой означает, что почти весь свет проходит сквозь такой объектив.

волновой свет монохроматический интерференционный

Список литературы