Пару слов скажу о себе, кто я есть. Я являюсь профессиональным астрономом и всю жизнь занимался только астрономией, хотя кончал в 1955 году мехмат МГУ, поскольку тогда астрономическое отделение было на механико-математическом факультете. Году то ли 58-м, то ли 59-м нас перевели на физический факультет, и поэтому я по сей день являюсь профессором физического факультета МГУ, а не мехмата. С 1955 года и до сих пор я работаю в государственном астрономическом Институте имени Штернберга, но сейчас занимаюсь там только преподавательской деятельностью, являюсь профессором и читаю, соответственно, лекции по курсу положенным на астрономическом отделении. А в 1968-м году весь наш «Отдел радиоастрономии», заведовал отделом членкор, член-корреспондент Юрий Самойлович Шкловский, как мне кажется, самый лучший наш выдающийся астроном в нашей стране, который сделал максимально из всех астрономов Советского Союза и России. И с 68-го года нас перевели в Институт космических исследований Академии наук, где вначале у нас директором был Георгий Иванович Петров, а потом, после всяких перипетий директором стал академик Сагдеев из Сибирского отделения Академии наук, который до этого работал в Институте ядерной физики. А потом он переехал в Москву и стал у нас директором. И довольно долго работал у нас директором, а я был заведующий отделом, куда входили три лаборатории. Лаборатория «Ультрафиолетовая астрономия», «Рентгеновская астрономия» и «Гамма-астрономия».

Вот этот отдел был мой. Ну, и попутно являлся заместителем заведующего отделом. В 1990-м году, когда всё развалилось, денег не стало, никаких спутников не стало, мы перешли всем отделом в Физический институт имени Лебедева Академии наук, где тогда директором был Леонид Вениаминович Келдыш, и он пригласил нас в этот институт в виде отдельного отделения, каковым мы являемся по сю пору. Впрочем, наверное, до позавчерашнего дня, когда силами нашего правительства Академия наук была разогнана, а, по-видимому, Физический институт перестанет быть институтом Академии наук, и отойдёт в какое-то агентство, подобное Российскому космическому агентству или Агентству по борьбе с наркотиками, или Агентству по сбору налогов. Уж я не знаю, куда нас денут. Вот такая моя биография. Занимался я, таким образом, ультрафиолетовой астрономией, рентгеновской астрономией, гамма-астрономией, естественно. Вот такое моё амплуа. Кандидатскую диссертацию я защитил в 61-м году, а в 67-м году защитил докторскую диссертацию на тему «Исследование ультрафиолетового рассеянного излучения в атмосферах Земли, Венеры и Марса и, главным образом, в межпланетной среде. Вот такой мой круг интересов. Я был научным руководителем первого нашего научного спутника. Это спутник «Астрон», я о нём скажу немножко потом. Это был большой спутник, запущенный на ракете «Протон» на круговую орбиту с апогеем 200 тысяч километров, на котором было два инструмента: ультрафиолетовый телескоп с диаметром 80 см, который изготавливался тогда крымской астрофизической обсерваторией, где директором был академик Северный Андрей Борисович, и мой рентгеновский телескоп с площадью вот как два таких стола примерно, и работал он 9 лет безукоризненно, и дал довольно много научных экспериментов и результатов.

Надо сказать, что наше руководство Академии наук и руководство министерства, министерство тогда было общего машиностроения, которое занималось космическими исследованиями, куда относились все заводы, изготавливающие, как ракеты, так и спутники, оно уделяло не очень большое внимание астрофизике и, скажем, для исследования Луны, Венеры и Марса мы запустили 104 аппарата. В то время, как для настоящей астрономии, то есть для астрономии, которая исследует происхождение Вселенной, происхождение звёзд, строение звёзд, туманностей, галактики, квазары и т.д., было запущено всего 5 космических аппаратов, из которых один был неудачный. Последний, к счастью, аппарат был запущен два года назад в нашем институте. Это радиоинтерферометр «Радиоастрон», который успешно два года работает. Не просто успешно, а потрясающе успешно, гораздо лучше даже, чем мы рассчитывали.

В лекции я постараюсь рассказать, чем занимается внеатмосферная астрономия, которой вот я занимаюсь, для чего она нужна и какой от неё прок.

Вот так выглядит звёздное небо. Это снято в Гималаях моим хорошим приятелем, который часто там бывает. На этом снимке хорошо видны звёзды, виден Млечный путь и, естественно, человечество, начиная с того момента, как оно стало на две ноги, поднявшись с четырёх, стало задумываться, что же это такое, какие-то звёзды неподвижны, среди них 6 планет двигаются странными путями, описывая какие-то петли, яркое Солнце то восходит, то заходит, Луна за 28 дней делает период. И вот с этих вопросы и началась вся астрономия. Кстати, оказалось, что это имеет практическое значение. Вообще, как говорят, любая фундаментальная наука имеет практическое значение. Только не ясно, сегодня вы получите ответ и отдачу от этой фундаментальной науки или вам придётся подождать 300 лет, допустим. Но всё равно любая фундаментальная наука всегда имеет выдающееся и практическое значение. Ну, для начала, астрономия служила для целей земледелия. Она говорила, когда надо сеять хлопок или что там в Египте сеяли, или там кукурузу, пшеницу и когда надо её убирать. В общем, она имела такое практическое значение. И затем астрономия стала заниматься навигацией, как плавать надо, куда Колумбу плыть в Америку, а Васко де Гама плыть к Южной Африке или к Индии. Но дальше астрономия стала иметь гораздо, конечно, более практическое значение. И в первые годы развития астрономии, скажем, в средние века и до 1700-го года, астрономия и физика не разделались. Каждый физик был астрономом, и каждый астроном был физик. Ньютон был физиком и астрономом. Галилей был и физиком и астрономом. Именно Галилей вообще заложил основу настоящей науки.

Суть этой науки сводится к тому, что если раньше надо было прочитать книжку и спорить о том, какой автор прав или неправ, то Галилей сказал, что нет, так не надо делать, не надо читать книжки, надо сделать эксперимент. Надо кинуть шарик с башни и посмотреть, как быстро он летит и сколько метров он проходит за 1-ю секунду, за 2-ю, за 3-ю. И одинаково ли падают гиря вот такого размера и дробинка. И надо ли всё время толкать тело, чтобы оно двигалось или достаточно его толкнуть один раз, и оно будет вечно двигать. Таким образом, Галилей первый сказал, что идея Аристотеля о том, что надо что-то читать и думать, это ошибочная идея. Надо ставить эксперимент и сравнивать этот эксперимент с теорией. Так сегодня наука и развивается. То есть имеется теоретическая физика, которая является основой всякой серьёзной науки. Эта теоретическая физика разрабатывает теории, которые описывает имеющиеся факты наблюдений, затем предсказывает обязательно новые наблюдения. Вы строите для этого новый телескоп, микроскоп, ускоритель, проверяете этот результат и говорите: да, эта теория годится, а эту теорию надо выбросить, она не годится. И астрономия никогда не идёт, как любая физическая наука, она никогда не идёт назад. Я не сторонник идеи Ландау о том, что вся наука делится на две науки: на теоретическую физику и на собирание марок. Я, конечно, не сторонник такой радикальной точки зрения, но глубокая мысль в этом заложена.

И великие люди, например, Полинг, который объединил химию и квантовую механику, и создал кантовую химию, доказали, что это, действительно, так и делается. И таким образом так стала развиваться астрономия. А для того, чтобы посмотреть вначале на звёзды Галилей построил крохотный телескоп, он был хуже того телескопа, который у меня на балконе стоит в Москве. У него был диаметр 6 см, вот такой длины он был, но он сделал выдающееся открытие. Он показал, что планеты являются такими же землями, как наша Земля, что у них есть диск, что они вращаются вокруг Солнца. Он увидел на Солнце пятна, вместо того, чтобы считать, что Солнце идеальный блестящий шар, на котором ничего нет, и много-много других выдающихся открытий. Увидел фазы Венеры, фазы Венеры и Меркурия, то есть внутренних планет, которые ближе к Солнцу, чем Земля. И показал, что теория Коперника, которая за почти 150 лет до того была им выдвинута, она правильная теория. А теория Птолемея, которая описывала совсем другим способом движение планет, она неправильная. И предсказал очень много всяких замечательных эффектов, которые были экспериментально подтверждены.

Вот так началась астрономия и, конечно, вот этот замечательный вид, замечательный вид Млечного пути, замечательный вид многих звёзд, это, так сказать, явилось началом. Затем появились телескопы. В 1854-м году Бунзен и Кирхгоф создали спектрограф и стало возможным изучать химический состав небесных тел, хотя ещё за 4 года до этого выдающийся философ сказал: «Мы много узнаем о планетах и много узнаем о небесных телах, но никогда нам не узнать из чего они состоят». Через 4 года мы узнали, из чего они состоят. Они состоят из тех же элементов, что и на Земле, то есть водород, гелий, бериллий, литий, магний, кальций и что угодно, вплоть до урана. И мы поняли, почему такие вещества и поняли, сколько их должно быть. Это всё удалось сделать благодаря наблюдениям и благодаря созданию теоретической астрофизики. Ну, зачем астрономии нужен телескоп? Казалось бы, многие могут на это ответить, и если спросить всех присутствующих, то, наверное, все дадут разный ответ, зачем нужен телескоп. На самом деле, телескоп нужен всего для двух причин. Первая причина. Телескоп нужен для изучения звёзд, то есть точечных объектов, у которых нет углового размера. Их угловой размер равен нулю и собирая больше света от этих звёзд, мы можем изучать всё более-более слабые звёзды. Это первая задача телескопа. Для того, чтобы собрать больше света, надо иметь большую площадь. Поэтому эффективность всех больших телескопов определяется квадратом диаметра их главного зеркала. И всё. Очень просто. Больше света, больше света. Вот такая задача.

И вторая задача телескопа – это увидеть две звезды, которые для глаза или для маленького телескопа кажутся одной звездой, увидеть, что они разные, то есть раздвинуть их, то есть иметь разрешающую силу. Всё. То есть телескопы нужны для решения двух задач. Первая – собирать больше света от точечных объектов и иметь хорошее угловое разрешение для объектов протяжённых. Естественно, для маленького телескопа, он, этот объект может быть точечным, а при большом он становится поверхностным. Поэтому надо понимать, и для каждой научной задачи надо подбирать соответствующий телескоп. Но многие объекты имеют большой угловой размер. Это Луна, Солнце, планеты все. Скажем, Венера имеет размер, Юпитер около минуты, Венера даже чуть больше бывает. А, скажем, далёкие планеты имеют размер, скажем, Марс обычно 10-15 угловых секунд. И поэтому для них, для маленьких телескопов они точечные объекты, но для средних и больших телескопов они поверхностные. А для поверхностных телескопов не нужен ни диаметр, ни фокусное расстояние, а нужна то, что фотографы говорят, светосила. То есть нужно хорошее отношение фокусного, диаметра фокусного расстояния. Ну, ещё возвести эту величину в квадрат. То есть D2 к F2, вот эффективная величина, которая нужна для изучения поверхностных объектов. Вот, собственно, и всё.

Затем, конечно, для того, чтобы телескоп был хороший, надо в его фокальную плоскость что-то засунуть. Раньше это был человеческий глаз. Начиная с 1860-го года это стала фотопластинка, а последние 20 лет – это матрица ПЗС, которая сидит в любом хорошем фотоаппарате цифровом. Вот такая матрица ПЗС и сидит в фокусе телескопа и с её помощью получается картинка. Она представляет из себя набор бит или байт. Эти байты засовываются в компьютер, там с ними делаете, что хотите, вы можете их осреднять, взять 2 на 2 по 4 осреднить. Можете, наоборот, есть такие задачи, где, наоборот, можно получить координаты звёздочки точнее, чем один пиксель фотоматрицы, которая там стоит, осреднив, скажем, по ста пикселям, вы получите центр тяжести лучше, и т.д. С помощью этих матриц определяют и положение космических аппаратов, они наводятся на звёзды, они видят звёзды, отождествляют их, поскольку заложат в них каталог, скажем, на 10 миллионов звёзд. Сейчас не проблема заложить с вполне приличной памятью. И таким образом получают данные. Для решения первой задачи, как я уже говорил, нужны телескопы с большими диаметрами. Сегодня таких больших телескопов около 20-ти примерно. Самые большие телескопы это два Кек телескопа. Они установлены на вершине Мауна Лоа, это на Гавайских островах и каждый из них имеет диаметр 10 метров.

Они сделаны не из одного зеркала, а из нескольких зеркал, то есть это мультителескопы. А большие телескопы, самый большой, если я не ошибаюсь, японский телескоп, у него диаметр 8 метров. Ну, вот, скажем, телескопы диаметров от 2-х или от 3-х метров до 10-ти метров, это большие настоящие телескопы. Они видят очень слабые звёзды, у них очень большое фокусное расстояние, до 50-ти метров. Впрочем, с помощью парочки линз вы можете и сто метров и 200 сделать это. Не проблема увеличить фокусное расстояние. Все телескопы устанавливаются в хороших местах. Что такое хорошее место? Это место, где: а) много ясных ночей, по крайней мере, больше трёхсот; в) нет турбулентности, то есть атмосфера не, вот как, если вы едете на машине и видите горячую асфальтовую улицу, то ток воздуха подымается. Этого не должно быть. Для этого там должен быть маленький градиент температуры. Для этого на земле должно быть холодно, а наверху потеплее. Если внизу тепло, а наверху холодно, то у вас будет горячий воздух подыматься и это место для обсерватории не годится. И затем там должно быть очень качественное изображение, то есть звезда должна быть очень маленьких угловых размеров. В обычных обсерваториях, обычных местах звезда имеет угловой размер что-нибудь, скажем, 2-3-4 секунды. Это одна копейка, видимая с расстояния в 2 километра или с километр. Копейка с расстояния километра. Это плохо. А реально телескопы должны иметь гораздо лучшее изображение. Потому что определяют изображение только дифракция света. Свет – это волна. Он диффрагирует на входной апертуре телескопа и даёт апертуру. Это, даёт угловое разрешение. Это разрешение равняется очень простой величине: длина волны делённая на диаметр телескопа. Вот и всё.

И если бы так всё было, то метровый скромный телескоп, который, по идее, может быть в школе даже или даже у любителя астрономии с диаметром метр, у него разрешение одна десятая угловая секунды. А реальная, из-за атмосферы, мы имеем в 10 или в 30 раз хуже и ничего с этим не поделаешь. Правда, пытаются компенсировать это путём качания тысячу раз в секунду крохотного зеркальца. То есть такие компенсаторы искажения волнового фронта существуют, конечно, но, в основном, приходиться маяться, мучится на поверхности Земли, имея наверху вот эту атмосферу. Замечательный астроном Ньюкомб американский в конце позапрошлого века, уже в 1892-м году сказал, что хорошие астрономы после смерти попадают на Луну. На Луне нет атмосферы и там можно прекрасно наблюдать. Очень хорошая цитата и очень хорошая идея. Поэтому возникает идея выбросить телескоп за пределы атмосферы, за пределы 200-300 километров, там, где атмосфера кончается и там не будет ни дрожания, ни поглощения. И следующее, последнее ограничение, состоит в том, что помимо дрожания, которое искажает вам и не даёт увидеть маленькие звёзды, не даёт увидеть слабые звёзды, потому что они замываются фоном неба, которое существует. Ещё есть одно ограничение – спектральное ограничение. К сожалении, земная атмосфера прозрачна всего в двух окнах. Одно – это там, где видит наш человеческий глаз. Ну, мы родились на Земле и за 1,5-2 миллиарда лет нашей эволюции приспособились, естественно, к солнечному излучению. То есть от синего света, что-нибудь с длинной волны 4 тысячи ангстрем и до красного света длинной волны 6 тысяч пятьсот ангстрем, вот весь диапазон, который мы можем наблюдать. А остальной для нас недоступен. Атмосфера полностью всё съедает.

Съедает, в основном, три газа. Это углекислый газ, водяной пар самый плохой и озон. Озон расположен на высоте что-нибудь от 30-ти до 70-ти километров, а водяной пар быстро вымерзает, как вы знаете. Если очень холодно, он вымерзает. Поэтому если подниматься уже на 10-12 километров, то там водяного пара практически не будет и почти вся инфракрасная область становится доступной человеку. Понятно, да? Ну, с озоном ничего не сделаешь, с углекислым газом тоже ничего не сделаешь, он тянется до 90-а, до 80-ти километров и поэтому никакие ни самолёты, ни аэростаты помочь этому делу не могут. Вот, собственно, и всё. Рентгеновское излучение точно так же поглощается на высотах до ста километров. Ну, на ста километрах спутники летать не могут, они тормозятся, поэтому приходится их выкидывать на высоту, по крайней мере, 300-400-500 километров, где они могут летать несколько лет не тормозясь. Вот, собственно, и всё. Вот для чего нужна космическая астрономия. То есть первое, чтобы убрать дрожание и подняться выше атмосферы, там, где ничего нет. Убрать водяной пар, углекислоту и озон, который поглощает весь ультрафиолет. И чтобы убрать и остальные газы: кислород, азот, который поглощают рентген и ультрафиолет и гамма-излучения, и даже космические лучи. И поэтому вот тогда мы сможем наблюдать вовсю. Именно благодаря подъёму аппаратуры на эти высоты, на спутниковские высоты или на ракетные высоты мы смогли сегодня наблюдать всё от самых длинных радиоволн до самых коротких жёстких гамма-лучей. То есть мы можем наблюдать от километровых волн и до гамма-фотонов с энергией 1 тэф, то есть это тысяча гэф. Вот такой диапазон. Вот, собственно, для чего нужна космическая астрономия.

Ну, теперь о чувствительности. Первое. Чувствительность, конечно, ограничивается фоном. Фон делается из свечения ночного неба. Ночное небо светится, потому что там есть газы, там есть азот, кислород, они диссициируются на атомарный кислород, на атомарный азот, образуется окись азота, эти газы возбуждаются или электронами или путём соударений, там достаточно высокая температура. Достаточно сказать, что на высоте свыше 200 километров температура атмосферы около тысячи градусов. И так она тянется до 500-600 километров. А выше 600-700 километров уже температуры нет, потому что атомы двигаются не хаотически, не сталкиваются и понятие температуры для них отсутствует так же, как нет понятия, скажем, какой диаметр куба, допустим. Ну, нет такого понятия температуры, там нет массового распределения. Значит, чувствительность ограничится.

Затем, очень много тысяч и миллионов слабеньких звёзд. Они тоже создают фон и замывают тот объект, квазар, галактику, который вы хотите изучать. Прозрачная зимой атмосфера, как я уже сказал, имеет два окна: это видимый диапазон и второй диапазон – это радиодиапазон от 8-ми миллиметров примерно до 30-ти метров. То есть сантиметровый, дециметровый диапазон, практически прозрачный, даже когда облака, если снег сильный не валит, то радиотелескопы вполне спокойно наблюдают даже днём и ночью, независимо, практически, от погоды. Кроме очень коротких длин волн, скажем, 2-3 миллиметра. Там надо, чтобы ясно было и облака, скажем, будут мешать этому наблюдению. Что касается ультрафиолета, рентгена, гамма, инфракрасного диапазона и субмиллиметровых волн, то тут только спутники могут помочь. Больше ничего нельзя. А угловое дрожание, которое здесь на уровне 2-3-х секунд, там сводится только к дифракционному изображению, если на вашем заводе зеркало отшлифовали хорошо. Был такой случай, когда американцы, запустив самый дорогой в мире и самый лучший в мире, и самый успешный телескоп Хаббл, сделали жуткую ошибку. Они ошиблись на 10 длин волн в шлифовке зеркала и испоганили зеркало. В результате ничего у них не получалось пока они не придумали запустить туда «Шаттл» и привезти ему очки, поставить очень сложной формы линзочку вот такого диаметра, которая исправила ошибку у этого зеркала. После чего они стали получать дифракционное изображение, такое, как и хотели. Это стоило всего лишь 300 миллионов долларов, поскольку каждый запуск «Шаттла» стоит примерно столько. На самом деле телескоп стоит 10 миллиардов долларов. Так что это не очень большие деньги. Ну, я об этом потом ещё скажу.

Вот прозрачность земной атмосферы на этой картинке. Мы хорошо видим, что прозрачное имеется оптическое окно. И имеется прозрачность далеко-далеко в радиоокна. Вот здесь вот тоже всё прозрачно. А всё остальное, видите, всё забито нацело. Это вот инфракрасное поглощение. Вот там написанное, я написал: водяной пар, кислород, углекислый газ, вот озон вот это поглощает. Кстати, озон поглощает ближний ультрафиолет, который опасен для загорания, при загаре портит кожу. Вот таким образом поглощает земная атмосфера. Ну, наземные обсерватории, как я уже сказал, вследствие этого должны стоять на большой высоте. Это 3-5 километров. У них должна быть высокая прозрачность атмосферы, большое число ясных ночей, больше 300 в году, очень высокое качество изображения. То есть атмосфера не должна быть сильно турбулентной. Таких мест на Земле всего три или четыре. Основные телескопы стоят на тихоокеанском побережье Чили. Там расположены все обсерватории европейские, американские. На Гавайях, тоже на высоте 3-4 километра расположена и японская обсерватория, и европейские тоже, все стоят телескопы. И, наконец, на Канарских островах. И очень хорошее место Антарктида. Там абсолютно сухо, там вымерз весь водяной пар, 300 ясных ночей в году, но чудовищные ветры и очень тяжело работать. Поэтому там построили уже обсерваторию с двухметровым прекрасным телескопом. Она работает, в основном, в автоматическом режиме, как на спутнике. Это, так сказать, вот и все места. Чили, Гавайи, Канары и Антарктида. Больше нет. Несколько мест ещё есть похуже. Ну, вот у нас были в Таджикистане, в Узбекистане. Ну, не очень хорошие, но вполне приличные места. Но теперь все эти телескопы пропали, они отошли к этим республикам, а этим республикам не до астрономии, у них свои, другие задачи.

Для инфракрасной области спектра окно можно, конечно, наблюдать, но нужно иметь очень сухой климат. То есть атмосфера должна содержать очень мало водяного пара. Вот как выглядит большой телескоп. Это наш шестиметровый телескоп БТА, большой телескоп азимутальный, на Северном Кавказе, в Зеленчуке он установлен. Вот как он выглядит. Это большая башня, а внутри стоит телескоп с диаметром главного зеркала 6 метров.

Что даёт вынос телескопа за пределы земной атмосферы выше 350-ти? Полную прозрачность, нет никакого поглощения, весь диапазон электромагнитного спектра от гамма-диапазона до радиоволн. Нет дрожания, ограничение, разрешение определяется только дифракцией света, то есть величиной отношения длины волны к диаметру для метрового телескопа 0,1 угловой секунды. То есть в десятки раз лучше самых больших наземных телескопов, установленных на поверхности Земли. Конечно, космические телескопы, любой стоит раз в сто примерно дороже, чем любой наземный телескоп такого же диаметра. Скажем, метровый телескоп на Земле и метровый телескоп в космосе примерно в сто раз стоит. Современные инфракрасные, рентгеновские, гамма, инфракрасные, субмиллиметровые телескопы стоят примерно 2-3 миллиарда долларов Соединённых Штатов. Не каждой стране это доступно и поэтому многие страны объединяются, есть европейское объединение всех астрономов, и т.д., и т.д.

Телескоп, оптический телескоп имени Эдвина Хаббла с диаметром зеркала 2,5 метра стоил вообще 9,5 миллиардов долларов. Он только дорогой сам по себе, кроме того, к нему было пять, по-моему, экспедиций, а каждая экспедиция ещё 300 миллионов. Того, что скидывают с него информацию на Землю, было запущено три специальных связных спутника ТДРС-1, которые непрерывно круглые сутки снимает с него информацию, около одного терабайта в сутки, такой объём информации. Будущий оптический инфракрасный шестиметровый телескоп имени Джеймса Вэба будет стоить, наверное, 15 миллиардов долларов и заменит хаббловский телескоп. Он в отличие от хаблловского телескопа, который летает на низкой шестисоткилометровой орбите, его выведут в, так называемую, точку Лагранжа L, L2, L1, которая расположена между Землёй и Луной и, таким образом, Луна будет экранировать. То есть Солнце будет экранировать над Землёй и Луной. Солнце всегда будет в той стороне, где Земля и Луна, а он всегда будет смотреть в противоположную сторону и фон будет гораздо меньше. Но это дорогое развлечение. Он состоит из 18-тиметровых зеркал, имеет 6 метров диаметром, фокусное расстояние, по-моему, 60 метров у него, зеркала сделаны из бериллия полированного. Они будут все двигаться, каждое зеркало, будут юстироваться тем, чтобы создать идеальное изображение. Трубы у него вообще не будет. А для того, чтобы Солнце не засвечивало детектор, сзади него будет 50-тиметровый экран, больше, чем размер этой комнаты. Причём он будет не один, а их 4 будет, один в других. Они будут его защищать от Солнца, от Земли и Луны с тем, чтобы телескоп не грелся. Этот Джеймс Вэб, будущий телескоп. Они всё из года в год переносят запуск. Кажется, сейчас его на 18-й год уже. Хотя раньше был 14-й год.

Ну, для радиоастрономии космическая астрономия тоже важна. Дело в том, что угловое разрешение любого телескопа длина волны, делённая на диаметр, работает и в радиоастрономии. А в радиоастрономии длина волны большая и хоть и диаметр можно сделать там самый большой телескоп, скажем, сто метров, 60 метров. Вот в нашем институте 64 метра. Мы строим в Узбекистане 70-тиметровый телескоп. Но зато длина волны большая. В оптике она действует минус в пятой сантиметра, а в остальном ничего здесь не сделаешь. Ну, люди придумали, как сделать. Это называется интерферометр. Вы берёте два зеркала, раздвигаете их на расстояние сто километров или тысячу километров и они работают, как один телескоп. Оба сигнала сводятся вместе, ну, либо по радиолинии, либо по световолокну, а сегодня можно этого не делать. Можно просто поставить магнитофон на каждом телескопе, записывать эту информацию, потом привести эти все магнитофоны в одну точку, скоррелировать этот сигнал и получить изображение с разрешением, скажем, одна миллионная угловой секунды или даже ещё лучше. Вот, например, наш «Радиоастрон», который сейчас летает, у него база 300 тысяч километров. Десять телескопов на Земле разных и один телескоп в космосе. Расстояние 300 тысяч. Итого разрешение получается примерно десять миллионных долей угловой секунды. То есть в 10 миллионов раз лучше, чем любой наземный оптический телескоп. Ну, современная оптическая астрономия делится, естественно, на ультрафиолетовую астрономию. Ультрафиолетовых телескопов было запущено очень много, вот я перечислил: «Хаббл», «Коперник», «Галекс», наш «Радиоастрон» был запущен. Ну, довольно много телескопов. Наиболее успешный из них «Хаббл», как я уже говорил.

Почему это важно? Потому что в ультрафиолетовом диапазоне лежит спектральная линия всех остальных атомов и молекул. Это и водород, это и гелий, это и железо, никель, кадмий, кальций и все элементы имеют резонансные линии, как раз, а ультрафиолете. Поэтому наблюдения этих объектов очень важно. Вот как выглядит «Хаббл» на орбите. Наверху видна крышка его, которая может закрываться. Две панели солнечных батарей, которые дают ему питание. Он летает на орбите 600 километров с наклонением 28 градусов и работает практически круглые сутки. Это самый успешный телескоп. С его помощью опубликовано, мне кажется, 10 тысяч статей и участвовало более 6-ти тысяч сотрудников всех различных стран, которые, так сказать, желают наблюдать на этом объекте. Вот как выглядит Крабовидная туманность. Это остаток сверхновой, которая вспыхнула в 1054-м году, зарегистрирована была в рукописях тех средневековых монахов, которые видели её. Она была даже днём видна, такая яркая была.

А вот как она выглядит сегодня с хаббловским телескопом. Волокна – это линии водорода, гелия, кислорода, серы, углерода и т.д. И континуум, то есть непрерывный спектр, как туман, который создаётся движением электронов, там они остались от сверхновой, и в магнитном поле они дают непрерывный спектр и тоже хорошо достаточно видны. Вот планетарная туманность тоже прекрасно видна. В центре её белый карлик, который остался от звезды, типа нашего Солнца, когда Солнце проэволюционировало. Он светит ультрафиолетом, возбуждает в этой туманности все элементы, которые там есть, то есть углерод, азот, кислород и они прекрасно светятся и замечательно видны.

Вот параметры этого хаббловского телескопа. То есть у него диаметр зеркала 2?, метров, фокус 64 метра. На нём установлена камера, вот первая камера. В ней 48 фильтров: узких, широких, на отдельные линии, на широкие полосы. Установлено 6 поляроидов. «Никмас» — это гигантский комплекс, это как телефонная будка, в которой установлено все инфракрасные приборы с охлаждением, инфракрасный спектрометр для ультрафиолета ближнего инфракрасного. Камера для большого поля, вот ASCназывается. У неё три минуты поле. Это в 10 раз меньше, чем Луна. Это считается большое поле. И, наконец, пятое, это та самая система, которую они исправили из-за того, что у них зеркало было неправильно сделано.

Вот картинка, это зона звёздообразования в Орионе, на которой показаны туман, газ, пыль, горячие яркие звёзды, которые подсвечивают этот газ. Это одна из тысяч точек звёздообразования, которая сегодня детально изучается, поскольку нас очень интересует, как возникают звёзды из межзвёздного вещества. Вот этот снимок — выдающийся снимок, он создавался в течение 10-ти лет. В этом снимке наложено 400 кадров друг на друга. Они снимали его 30 дней подряд. Надо 30 умножить на 24, 600 часов экспозиция. И вот все эти кадры наложены целиком друг на друга. На этом снимке вы видите 10 тысяч галактик и одна звезда. Всего одна звёздочка. Всё остальное — это 10 тысяч галактик. Эти галактики расположены практически на границе Вселенной. То есть тогда, когда наша Вселенная проэволюционировала, стала образовывать галактики. Не все, конечно, а несколько. Вот, по крайней мере, наверху выведены, сколько их: раз, два, три, четыре, пять, шесть, семь самых далёких галактик. И эти галактики отмечены здесь ромбиками. Вот, вот, вот, вот. Время жизни самой далёкой галактики, она возникла через, примерно, 500 миллионов лет после начала возникновения Вселенной. А наша Вселенная 13 миллиардов лет. То есть это 500 миллионов – это одна двадцатая, 4% времени жизни Вселенной. И вот эти галактики, они там видны. Можно их изучать, можно изучать их спектры, изучать их размеры, как они сливались друг с другом. По-видимому, галактики образовались примерно в это время. Они были карликовые, голубые маленькие, потом путём слияния образовывались большие галактики, и вот так возникла наша Вселенная. Так что этот снимок – это рекордный снимок. Это самый глубокий прокол Вселенной в оптике инфракрасном диапазоне вплоть до семисот миллионов лет от начала жизни Вселенной из 13-ти миллиардов лет. 10 тысяч галактик и всего одна или две звезды. Экспозиция 30 суток. Область очень маленькая. Это одна сотая часть лунной поверхности. То есть если представляете Луну, то это 0,01 часть, крохотный кусочек Луны и на нём 10 тысяч галактик.

Рентгеновский диапазон – это что-нибудь от 0,1 ангстрема до 100 ангстрем. Что светит в рентгене? В рентгене, естественно, светит очень горячее вещество. Это очень горячий газ с температурой больше миллиона, а лучше, больше 10-ти миллионов, только тогда он будет давать рентген. Очень горячие короны из звёзд. Вот у нашей короны температура поверхности Солнца 6 тысяч градусов, а корона миллион градусов. Почему раньше никто не искал? За открытие рентгеновского излучения первого источника Риккардо Джаккони, американский астроном, получил Нобелевскую премию по физике. Он первый с ракеты обнаружил первых несколько рентгеновских источников. Почему раньше не искали рентгеновских источников? Потому что у всех была в голове такая простая мысль: если бы была звезда, у которой температура миллион градусов, она светила бы больше, чем все звёзды во Вселенной. И вообще бы она не могла бы существовать, потому что световое давление разорвало бы её. Никто и не искал. Но оказалось, что источник рентгеновского излучения совсем другой. Это не рентгеновские звёзды с температурой миллион градусов, а это газ, который имеет такую температуру. Ну, берётся он разный, из разных механизмов, разных причин и, таким образом, горячий газ с температурой больше миллиона градусов, больше 10-ти миллионов – это основной источник рентгеновского излучения. Горячие короны звёзд, такая, как у нашей короны. Нейтронные звёзды. У них температура миллион градусов, но у них радиус 10 километров, их можно на площадь положить перед ВДНХ. И у них температура, действительно, миллион градусов. Вот они, действительно, в рентгене и светят. Двойные звёзды. Где одна звезда, нейтронная звезда, или даже чёрная дыра, вторая — нормальная звезда. С этой нормальной звезды газ перетекает через внутреннюю точку Лагранжа на эту нейтронную звезду, падает на неё, разгоняется до скорости света, или почти, 0,999 скорости света, нагревается до температуры, скажем, 100 миллионов градусов и даёт рентгеновский источник. Сегодня таких рентгеновских источников, я думаю, наверное, миллион. А, может быть, и больше даже. То есть двойные системы из нормальной звезды и чёрной дыры.

И, наконец, быстрые электроны, которые в остатках бывших сверхновых звёзд крутятся в магнитном поле, и тоже дают рентгеновское излучение. Рентгеновских спутников очень много было запущено. Первый спутник был американский «Ухуру». Называется он так, потому что его запускали с итальянского полигона в Африке, а там это была Кения, а как раз там был праздник свободы, на языке суахили ухуру – это свобода. И вот в честь него американцы назвали этот спутник «Ухуру». И вот такая терминология принята. Затем был запущен спутник «ANS» голландский спутник, ЮК-5 американский спутник, HEAO-1, HEAO-2, HEAO-3три американских спутника. Эйнштейновская обсерватория, первая обсерватория, в которой стояло зеркало рентгеновское, которое отражало рентгеновские лучи и позволяло получить не поток рентгеновского излучения, а прямую фотографию рентгеновского источника, такую, как в обычной оптике и с таким же хорошим разрешением порядка одной секунды. А сегодня с телескопа «Чандра» получают 0,1 угловой секунды, то есть даже лучше, чем оптики. Но у него зеркало, правда, вот такое, больше нет. ХММ – европейский спутник. Терма – прекрасный путник японский. «Гранат» и «Астрон» — вот два наших спутника рентгеновских тоже мы запустили, тоже вполне приличные спутники. «Чандра» — самый великий спутник. Ещё вот? SIGMA, BeppoSAX- итальянский спутник, «Свифт», «Ферми» – американская обсерватория. Может быть, я какие-то и забыл. То есть рентгеновских спутников запущено очень много.

Вот как выглядела карта, полученная со спутника «Ухуру» первых трёхсот рентгеновских источников. Ну, что на ней видно? На ней видно, что вдоль полосы эклиптики, то есть вдоль полосы галактики, то есть вдоль галактической плоскости расположено подавляющее большинство источников. Это сразу значит, что все рентгеновские источники, большинство, в нашей галактике. Если бы они были вне галактики, они бы были в разных направлениях, в любых. А они именно с этой точки зрения только здесь расположены. И они все разнородного типа. Это и остатки сверхновых звёзд, вот те электроны, которые там вращаются. И нейтронные звёзды. Но, в основном, двойные источники, где одна звезда нормальная звезда и нейтронная звезда или чёрная дыра, куда перетекает вещество, разгоняется до скорости света почти и светит в рентгене. Ну, а те источники, которые расположены на высоких галактических широтах и низких, это, действительно, внегалактические источники. Это далёкие галактики, такие же, как наша, где тоже есть рентгеновские источники. Это квазары, очень яркие галактики с ярким ядром рентгеновским. Вот так выглядела первая карта, где примерно было 300 источников. А вот так выглядит одна из современных карт. Это немецкий спутник «Росат», где, по-моему, что-то такое около 20-тысяч рентгеновских источников. Все они изучены, по каждому источнику есть аспирант, кандидат, доктор наук, профессор и все крутятся около этого дела. Это совершенно выдающийся спутник, который сделал так много и намерил столько источников.

Это карта нашего неба. Просто неба в галактических координатах просто. Вот это плоскость галактики, галактическая широта. Так проходит эклиптика Солнца.

Вот так видно со современных телескопов «Чандра», современный телескоп, одноминутный остаток сверхновой в рентгене в Большом Магеллановом облаке. Даже не в нашей галактике. В ближней галактике, расположенной на 150-ти тысячах световых лет и, тем не менее, мы видим остаток сверхновой. Она вспыхнула 3 тысячи лет назад, расширяется. Вот мы до сих пор замечательно её видим.

Вот это наш спутник, первый наш спутник «Астрон», вообще первый наш научный спутник, который мы запустили в 1983-м году. На нём видно, по бокам хорошо видны два рентгеновских телескопа, а в центре труба. Это был оптический телескоп ультрафиолетовый, кстати, диаметром 80 сантиметров. Здесь видно всё остальное. Вот эти красные – это звёздные датчики, которые позволяют ему навестись на любую точку неба. Впереди вот эти два датчика – это солнечные датчики, которые нужны для ориентации спутника, видны солнечные батареи с двух сторон. Весил он 4,5 тонны и проработал 9 или 8 лет весьма успешно.

Вот это спутник «Гранат». Российско-французский спутник «Гранат», тоже сделанный у нас на заводе Лавочкина, конечно. Он тоже сделан так же, как наш «Астрон», из того же самого аппарата, только на нём стояли все научные приборы другие. В центре видно хорошо большая труба длинная, это как раз французский телескоп «Сигма», который позволял получать замечательные картинки в рентгеновском диапазоне. Вот, например, видно новые источники. Раз, два, три, четыре, пять, шесть, семь, восемь, там около 10-ти, которые они открыли вблизи центра нашей галактики рентгеновские источники.

Перейдём к инфракрасному и субмиллиметровому диапазону. Сегодня это самый модный и самый интересный диапазон. Что светит в этом диапазоне? Холодное вещество, у которого низкие температуры. Вот если температура этого стола 300 градусов Кельвина, то в инфракрасном диапазоне светят все тела, у которых температура ниже 300 градусов. То есть это 100 градусов, и 3 градуса, и 5, и 7 градусов, и т.д. Что это такое? Это первое: холодная твёрдая материя, то есть пыль в нашей галактике, пыль в нашей Солнечной системе. Пыль греется Солнцем, имеет температуру, скажем, около 100 градусов и светит в инфракрасной области. В нашей галактике полно пыли, которая образуется из холодных звёзд, когда они сбрасывают с себя атмосферу, там образуется пыль, эта пыль оседает в плоскости галактики и, естественно, светит. Все спутники, планеты, спутники этих планет, кометы, астероиды, они тоже все светят в красной области инфракрасной, потому что они холодные, у них температура 300 градусов или даже меньше, может быть. Наконец, холодные газовые пылевые облака. Это те облака, из которых впоследствии образовались настоящие звёзды. Они тоже холодные вначале, потом они сжимаются, температура начинает в них расти. Когда она достигает примерно двух миллионов градусов, в них начинается ядерная реакция. Вначале начинают гореть лёгкие элементы: литий, бериллий, бор. Они быстро выгорают. Поэтому на Солнце лития, бериллия, бора нет совсем. А дальше температура поднимается до 12-ти миллионов градусов и зажигается водород, 4 атома водорода превращаются в гелий и, таким образом, они живут уже миллиарды лет. Но наше Солнце, у него время жизни будет примерно 10 миллиардов лет, из них оно пока только половину прожило, 5 миллиардов лет. То есть холодные газы, пылевые облака – будущие родильные дома, где родятся будущие молодые звёзды.

Холодные звёзды, карлики, у которых температура не 6 тысяч градусов, как у Солнца, а температура 2-3 тысячи градусов, тысяча градусов и даже ниже. И, наконец, такие звёзды, у которых масса маленькая, у них ядерные реакции вообще не идут, но они всё равно светятся. Они сжимаются и от этого сжатия они всё горячее и горячее. Так же, как если вы так подуете, то будет горячо. Вот так же и они сжимаются, сжимаются и им горячо делается. Их температура 500-600 градусов. Они составляют как раз большинство.

Протозвёзды, их окружение. Звёзды, которые уже родились, но которые окружены плотным облаком пыли, которая ещё пока прогревается. Потом эта пыль плавится, испаряется и из неё вспыхивает в центре молодая голубая горячая звезда. Ну, и, наконец, самое главное, красным я выделил, это космологическое реликтовое излучение. Дело в том, что наша Вселенная, когда она образовалась 13,7 миллиардов лет назад, она была очень горячая и, естественно, она расширялась. И расширяясь, она, естественно, охлаждалась, как любой газ, как в холодильнике газ расширяется и делается холодней. И вот она всё была холоднее, холоднее, холоднее и, наконец, её температура от миллиардов, миллиардов, миллиардов градусов достигла температуры что-нибудь, скажем, 5-ти тысяч градусов. В этот момент она стала нейтральной, атомы, протоны соединились с электронами, превратились в нейтральные атомы водорода. А фотоны, которые там были, деваться им было некуда, они оставались, они тоже расширялись. Они расширяются и сегодня. И если в тот момент температура была, скажем, 5 или 10 тысяч градусов, о сегодня их температура 2,7 градуса и это излучение наблюдается. Оно открыто было в 1970-м году двумя американскими инженерами, радиоинженерами Пензиасом и Вильсоном, и в том же году им выдали за это величайшее открытие Нобелевскую премию.

Дело в том, что это есть самый далёкий объект, который мы можем видеть. Это излучение, оно идёт со всех сторон, куда ни посмотришь в любом направлении, мы видим чёрное тельное излучение с температурой 2,752, по-моему, градуса. Точность достаточно известна. Кривая этого излучения точно планковская, то есть точно распределение точно планковское, никаких отличий не обнаружено. Однако, если посмотреть в разные места неба, то оказывается, что одна точка неба на одну миллионную градуса горячей, а другая на две миллионных градусов чуть-чуть холодней. И вот это космологическое реликтовое излучение, оно пятнистое. Эти пятнышки маленькие. Есть градус, есть полградуса, есть 0,1 градуса и если посмотреть на это небо с очень высоким увеличением, то оказывается, что, так сказать, это видно. Но это очень трудно увидеть. Почему? Потому что небо покрыто различными фонами. Во-первых, собственно излучение самого зеркала. Ведь зеркало имеет 300 градусов, вы же его не охлаждаете 300 градусов. Вся труба телескопа – 300 градусов. Палочки всякие, зеркальце – всё тоже нагрето 300 градусов. Второе. Задиакальный свет, пыль в нашей Солнечной системе, ну, градусов 100, может быть, 200. Тоже греет. И всё-всё-всё создаёт фон. Земля и Луна подсвечивает аппарат. Надо от них как-то заслониться. Ну, и фон карликовых холодных звёзд, вы каждую звёздочку не видите, а сумму их видите. И, таким образом, наблюдать вот эти очень крохотные, миллионные доли градуса на реликтовом излучении – это выдающаяся задача. За это дали две уже Нобелевских премии по физике.

Немножко о телескопах. Для того, чтобы со всем этим справиться телескоп надо охлаждать. Поэтому ставят криостат, большой бак вот такой. Туда заливают жидкий гелий, температура гелия 4 градуса, делают клапан, из которого этот гелий понемножечку травится в космос. Тогда его температура понижается и делается 2,7 вместо 4-х. Это выгодно очень. Почти в два раза. А температура, как 4-я степень температуры, а яркость, как 4-я степень. И поэтому вот так делается. Гелий испаряется. Обычно хватает на год, на два. Были спутники, которые три года работали. Тысячу, две тысячи литров туда заливают жидкого гелия. Делают этот криостат, зеркальный он, естественно. Загораживают тремя экранами от Земли и от Солнца, чтобы, если один раз Солнце повернётся, всё. Весь гелия испарится и взорвётся мгновенно. Поэтому надо очень аккуратно за этим следить. Ну, и сами детекторы надо охлаждать, которые меряют эти матрицы ПЗС, их тоже надо охлаждать до такой температуры иначе они будут сами светиться.

Один из первых, это самолётная обсерватория «София». Она в Америке летает, там стоит, вот в этой бирке хорошо видно, виден телескоп 2,5 метров и он тоже может наблюдать. Но он летает на высоте максимум 10-12 километров, то есть он водяной пар отсекает, а озон и углекислый газ выше. Кроме того, озон, и углекислый газ, и вся атмосфера, которая там есть, азот, кислород, всё, они тоже светят, они же горячие, они тоже 300 градусов. Даже больше. На высоте 500 километров – 1000 градусов. Но кое-что из таких самолётов можно сделать.

В чём их прелесть? Они дешёвые, не сравнить со спутниками. Они работают годами и могут наблюдать и северное, и южное полушария. Захотел, полетел в Австралию. Захотел, полетел в Гренландию. Таким образом, можно любые объекты выбирать. С них получают очень много хороших результатов.

А вот эта фотография хорошего, настоящего, одного из первых инфракрасных спутников. Не первого, но одного из первых. На этой фотографии видно, что внизу расположено главное зеркало диаметром 60 сантиметров, а синим цветом – это криостат, куда залит жидкий гелий, около 2-х тысяч жидкого гелия. Солнечные батареи видны голубые с двух сторон. И Солнце всегда светит из левого верхнего угла. Никогда из другого места не светит. Виден, вот маленькая труба, это звёздный датчик. Он позволяет ориентировать этот спутник в нужную точку неба и смотреть, при этом сохраняя, чтобы он, упаси, Господи, Солнце не засветило ни с этой стороны, ни в главный телескоп. Вот этот же спутник на предстартовом столе. Вот так его готовят. Вот видна солнечная батарея, виден криостат, крышка, конечно, которая открывается только когда он вылетит. Такой спутник стоит миллиарда два, наверное, долларов или полтора миллиарда долларов. То есть это довольно дорогое развлечение. Вот пример с этого спутника. Виден центр галактики нашей на длине волны 63 микрона. Это далёкий инфракрасный диапазон и видна линия кислорода как раз. Вот профиль этой линии здесь прорисован. А это источник около центра галактики и видны: красным подсвечены более горячие области, у которых температура, скажем, 30 градусов, 40 градусов Кельвина, а синим, у которых похолоднее: 15-20 градусов Кельвина. И видно, как это прекрасно. Вот это в линии кислорода наблюдается.

А вот это японский спутник «Окари». Тоже он был точно так же устроен, тоже в нём было зеркало 60 сантиметров, тоже был гелий залит, тоже работал он год, на нём всё небо в длине волны 9 микрон. Здесь около ста тысяч звёзд, в основном, холодные звёзды. Холодные карликовые звёзды с температурой ниже 2-х тысяч градусов. А если посмотреть на эту картинку, это тот же спутник, только тут точечные источники. Только звёзды. Здесь нет туманностей, нет галактик, нет квазаров. Только видна галактическая плоскость наша по центру, Большое и Малое Магелланово облако, и прекрасно видны ещё около 10-ти тысяч замечательных инфракрасных источников, каждый из которых достоин того, чтобы им заниматься. Вот планетарная туманность слева и справа. Справа, видимая область, снятая с хаббловского телескопа в оптике, а слева она же снята инфракрасным телескопом «Гершель». Это телескоп с зеркалом 3,5 метра, самый большой инфракрасный телескоп. И видно, что, в основном, это пыль. Планетарная туманность, это что такое? Это очень простая игрушка такая. Она делается следующим способом. Если взять звезду малой массы, типа нашего Солнца, только когда в центре Солнца прогорит весь водород в гелий, то начинает гореть гелий. Он очень быстро выгорает в углерод, потом в азот. Если водород горит 10 миллиардов лет, о тут всё горит один миллион лет. А углерод в азот перегорает за 100 тысяч лет. И очень быстро всё выгорает. После этого давление уже не в состоянии удержать, звезда начинает расширяться, расширяться, атмосфера медленно уползает в пространство, а недра под действием гравитации сжимаются в белый карлик. Белый карлик – это крохотная звёздочка размером с Землю, 6 тысяч километров и температура поверхности у неё 100 тысяч градусов. А плотность в одной чайной ложечке 10 тысяч тонн примерно. А есть белые карлики, где 10 миллионов тонн. Одна чайная ложечка.

Первый белый карлик был открыт ещё в позапрошлом веке. Это спутник Сириус. Сириус В – это белый карлик. У него диаметр 10 тысяч километров, а масса такая, как у нашего Солнца. У нашего Солнца радиус 700 тысяч километров, значит, полтора миллиона километров, а у него 20 километров. Представляете, чайная ложечка – 10 миллионов тонн. Вот так выглядит планетарная туманность в инфракрасной области, где видна пыль, которая образовалась, когда эта атмосфера расширилась. А это вот та современная модель Вселенной, о которой я говорил. Вот здесь видно, с правой части Биг-Бенг в тот момент, когда Вселенная возникла, затем прошли какие-то первые миллисекунды, доли, тысячные, миллионные доли секунды, образовались вначале элементарные частицы, образовались протоны, нейтроны, потом возникли более сложные частицы. И, наконец, где-то вот в этой области стали образовываться сгустки. Эти сгустки маленькие быстро рассасывались, большие, наоборот, схлопывались и образовались первые галактики. Это были маленькие галактики. Ну, если в нашей галактике 10 в 11-й, то есть 10 миллиардов звёзд, то в них были порядка 10-ти миллионов звёзд. То есть она в тысячу меньше нашей галактики. Эти галактики сливались, плотность их была велика, а температура всё падала и падала. А в тот момент, когда Вселенная стала нейтральной, вот в самом начале, появилось то реликтовое излучение, которое мы сегодня и наблюдаем. Затем, примерно вот сюда относится вот тот снимок, который я показывал самый глубокий, когда мы видим самые далёкие галактики на красном смещении, а всё, что левее, это уже то, что мы хорошо изучаем. Это обычные галактики. То, что мы достаточно хорошо видим. То есть здесь видна вся история Вселенной. Конечно, астрономы не всё знают, что происходило в самом начале, это очень трудно понять. Оказалось, например, что современные астрономы установили, что вся видимая материя составляет только 4%. То есть это все звёзды, пыль, газ – это только 4%. 20 или 25% — это то, что мы видим, то есть то, что мы чувствуем по гравитации, но мы не знаем, что это такое. Мы не знаем, что за частицы образует. Мы только знаем, что они гравитируют, как обычное вещество и притягивают, так же образуют сгустки такие же. И, наконец, остальные 75%, мы вообще не понимаем, что это такое. Это вещество, которое не притягивается друг к другу, а, наоборот, расталкивает Вселенную. И если раньше оно не работало, это вещество, то сейчас оно работает очень сильно. Наша Вселенная теперь расширяется не линейно, не равномерно, а всё быстрее, быстрее, быстрее.

Это есть самая главная задача на сегодня, которая, я надеюсь, космическая астрономия каким-то образом найдёт способы ответить. Вот, скажем, эту невидимую материю, которая всё-таки материя, которая хоть тяготеет как-то, может быть, удастся. Может быть, она состоит из частиц, которые просто с нашими частицами не взаимодействует. То есть эти частицы пролетают через меня, через вас, через Солнце, через Землю и не взаимодействует с ним. Но гравитируют они так же, как обычное вещество. Что же такое тёмная энергия, которая, наоборот, расталкивает вещество? И чем дальше два тела, тем сильнее они расталкиваются. Мы просто не понимаем, что это такое. Это первая и самая главная задача, какая стоит перед нами. Вот это то, что я говорил. Это флюктуация реликтового излучения. То есть мы видим, что есть кусочки потемней, кусочки посветлей и эта разница очень маленькая. Если средняя температура 2,75 градусов Кельвина, то эти отличия миллионные доли градуса и они очень хорошо меряются. Вот именно из их анализа мы понимаем, сколько у нас тёмной материи, сколько у нас тёмного вещества и сколько у нас обычного вещества. Потому что это отпечаток, это след, так сказать, отпечаток пальца того, что было со Вселенной в первые секунды её рождения. Вот как это отпечаталось сегодня. Ну, вот примерно такие задачи и такие проблемы решает космическая астрономия. Конечно, есть и другие разделы, просто я про них ни слова не сказал.

Это гамма-астрономия, где имеются объекты энергия фотонов, которых, скажем, один гэф, десятки гэф. Имеются источники такие. Их не так много. Десятки источников всего, но они надёжно обнаружены. Имеется физика, межпланетная, межзвёздной среды прямо вот рядом с нами, где летают аппараты, где меряют плотность, температуру у этих частиц. Это тоже космическая астрономия. Просто я о ней ничего не говорил. Это физика планет. Ведь на всех планетах высаживаются аппараты, на Венеру, на Марс, на спутник Сатурна аппараты садились, в Юпитер аппарат провалился, сейчас летит к Плутону аппарат. То есть все планеты тоже изучаются. На Марс сел, наверное, десяток аппаратов. Они там сидят и ползают, и делают, изучают и химический состав грунта, и бурят дырки, и всё делают. Но, кстати, я это не считаю астрономией. Если мы наблюдаем Марс в телескоп, я говорю, что это астрономия. А если мы сели на Марс и бурим в нём дырку, то это не астрономия, это геофизика. Наконец, имеется радиоастрономия со сверхдлинными базами, больше диаметра Земли. Два года назад в июле мы запустили наш спутник «Радиоастрон», он был изображён вот на самой первой картинке. У него диаметр антенны 10 метров, а на Земле работают десятки больших антенн в Соединённых Штатах, в Австралии, в Европе, наши антенные работают в Калязине, вот у нас под Москвой. Евпаторийская наша антенна, ну, теперь не наша, я оговорился, украинская антенна надо лучше сказать, 70-тиметровая. Все вместе они тоже очень успешно работают. Мы проводим каждый день, наверное, два-три сеанса, так что за два года мы отнаблюдали больше тысячи источников. Вот такие примерно ещё направления, такие перспективы астрономии. Так что я абсолютно убеждён, что астрофизика и космическая астрономия самая успешная наука последних 50-ти лет, скажем. Не биология, не химия, даже ядерная физика, пожалуй, не достигли таких успехов, как космическая астрономия.

Вот это, кстати, запуск нашего «Астрона». Тут стоит ракета украинского производства «Зенит М» двухступенчатая и вот главное её участие: наш спутник «Радиоастрон». Вывели на орбиту, антенна раскрылась, как зонтик, 10-тиметровая, то есть она вот как от этой стены до этой и он летает. Так что примерно вот такие перспективы. Это то, что я подготовил к этой лекции. Но поскольку я читаю курс неатмосферной астрономии в университете на физическом факультете, но он занимает два года. Так что за один час или полтора часа вряд ли мог что-нибудь толковое рассказать.

«Лекторий ЗС» 03.10.2013