» розміри. Сонце ж, якщо його помістити на відстані найближчої зірки (зірка в сузір'ї Центавра), було б видно як диск з кутовими розмірами 0,007 кутових секунд і зажадало б для вимірювання його розмірів телескопа з дзеркалами, рознесеними на добрих 20 м. Споруда такого телескопа надзвичайно важка , оскільки потрібна дуже жорстка механічна конструкція.
У процесі спостереження відстані між дзеркалами і окуляром можуть змінюватися лише на частки довжини світлової хвилі, тим часом як самі ці відстані мало не в мільярд разів більше довжини світлової хвилі! Однак навіть перші інтерференційний телескоп Майкельсона мав ще одна помітна перевага перед звичайним, недіафрагмірованним телескопом. Спостереження зірок ведуться, як правило, з поверхні Землі (космічна астрономія тільки зароджується). На шляху до телескопів «зоряний» світло проходить крізь неспокійну атмосферу Землі, в якій постійно присутні турбулентні потоки повітря. Внаслідок хаотичних змін щільності і показника заломлення повітря спостерігаються мерехтіння зірок, а їхні зображення в недіафрагмірованном телескопі сильно спотворені. У інтерференційному самому телескопі вплив атмосферних збурень значно слабкіше завдяки малим отворам в діафрагмі. Нешвидкі флуктуації показника заломлення повітря призводять до того, що інтерференційна картина" повзає" по полю зору, але майже не змінює свого вигляду, тобто не змінюються взаємне положення і контрастність смуг інтерференції (дивися малюнок 22).
Радіоінтерферометр
У 40-ші роки XIX століття для астрономічних досліджень почали використовувати новий діапазон електромагнітних хвиль - радіовипромінювання космічних об'єктів. З'явилися радіотелескопи і радіоінтерферометри. Найбільші радіотелескопи мають діаметр дзеркала антени близько 100 м. Це набагато більше, ніж діаметр дзеркала найбільшого оптичного телескопа, але не забудемо, що довжини радіохвиль в десятки тисяч разів більше довжин світлових хвиль, тому дозвіл радіотелескопу в тисячі разів гірше, ніж у оптичного побратима. Так, у 6-метрового оптичного телескопа, як вже говорилося вище, воно становить приблизно 0,02 кутові секунди, тоді як у 100-метрового радіотелескопу, працюючого, скажімо, на довжині 0,1 м, - всього лише близько 4-ох кутових секунд.
Для досягнення кращого дозволу окремі радіотелескопи стали «об'єднувати» у радіоінтерферометри, розглядаючи їх антени як дзеркала в зоряному інтерферометрі Майкельсона. Тепер уже в якості бази інтерферометра можна було взяти мало не діаметр земної кулі. Легко підрахувати, що дозвіл при цьому покращився на кілька порядків. В даний час воно досягає приблизно 0,001 частки кутової секунди, тобто, принаймні, в 20 000 разів вище, ніж у найбільшого оптичного телескопа.
Але такі радіоінтерферометри з наддовгими базами створюють свої великі проблеми. В оптичному телескопі интерферирующие пучки зводяться воєдино за допомогою дзеркал і об'єктиву. А як звести воєдино радіохвилі, прийняті двома дуже віддаленими один від одного радіотелескопами, щоб змусити їх інтерферувати? Відразу виникне безліч ускладнень, більшість яких впирається в головну фізичну проблему: як зберегти когерентність радіохвиль, прийнятих двома радіотелескопами. Навіть якщо вважати, що радіохвиля від одного космічного джерела, не зазнавши ніяких спотворень в атмосфері, прийшла до двох радіотелескопів і в них повністю зберегла когерентність, то далі ця легко може усунутися. Тягнути від радіотелескопів кабелі в єдиний центр, в якому будуть складатися високочастотні струми від приймачів, що відповідають прийнятим радіохвилях, нереально. Ми не говоримо вже про шуми і в самих приймачах і кабелях, які призводять до хаотичного зміни фаз в сигналах і порушують їх когерентність.
У результаті доводиться реєструвати сигнали від радіохвиль кожен на своєму радіотелескопі і замість радіохвиль «зводити» їх записи на магнітних стрічках. Для звірення двох або більшої кількості зроблених записів (тому що в спостереженні можуть брати участь і більше двох радіотелескопів, більше того, в оптиці також існують і багатопроменеві інтерферометри) треба на перший погляд небагато: прив'язати один до одного моменти початку цих записів, т. е. використовувати єдині годинник. Однак це аж ніяк не просто. На антени надходять хвилі не однієї частоти, а в цілому діапазоні частот, обумовленому шириною смуги пропускання. Нехай, скажімо, радіотелескоп працює на довжині хвилі 1м, тобто на частоті 300 МГц, і нехай вибірковість його прийому 0,003, тобто смуга частот, сприйнята антеною, становить 1 МГц. Необхідна точність синхронізації дорівнює зворотній величині від ширини смуги частот сприйманого антеною радіосигналу, тобто в даному випадку 1 мікросекунда. Інакше кажучи, таку точність повинні мати мітки єдиного часу при записах на магнітній стрічці. Ясно, що з одного центру це зробити важко. При кож...
