Оптимальність під обстрілом. Багато тварин, хижаки читравоїдні, у відношенні їжі поводяться так, ніби прагнуть максимально збільшити сумарну кількість енергії, що поглинається. Наприклад, звичайний в Європі співочий птах велика синиця, як правило, відмовляється від джерела корму, що виснажується, коли інтенсивність поглинання енергії падає нижче величини, що може бути забезпечена при зміні місця годівлі. Вухастий окунь в умовах вибору видобутку уникає «другосортних» харчових об'єктів, споживання яких знизило б загальну інтенсивність поглинання енергії.

Таке поводження підтверджує пророкування теорії оптимальної стратегії харчування (optimal foraging), що представляє собою видатний приклад застосування в біології математичної концепції оптимальності. Однак ця теорія зазнає жорстокої критики. Недавно проти її на сторінках екологічного журналу скандинавських країн «Oikos» виступили Г. Пірс і Дж. Олласон з Абердинського університету. Заголовок їхньої статті дуже красномовний :«Вісім доводів до питання про те, чому займатися теорією оптимальної стратегії харчування – це даремна втрата часу».

Теорія оптимальної стратегії харчування ґрунтується на ортодоксальному дарвінізмі. Передбачається, що мільйонорічний природний добір створив тварин, поводження яких спрямоване на збільшення пристосованості, обумовленої (досить розпливчасто) як здатність індивіда передати свої гени наступним поколінням. Власне пристосованість важко вимірити, і тому замість цього вивчається поводження тварини з погляду більш зручного для виміру аспекту його життєдіяльності. У теорії оптимальної стратегії харчуваннямірою служить середня інтенсивність поглинання енергії в одиницю часу, затрачуваного на годівлю. Ідея полягає в тому, що особи, що більш успішно годуються, залишать більше нащадків.

Математичні моделі, що враховують такі фактори, як загальна калорійність різних харчових об'єктів і розподіл цих об'єктів, служать для розрахунку найкращої стратегії харчування, оцінюваною обраною мірою. Якщо поводження тварини, що спостерігається, підтверджує теоретичні пророкування, вважається, що міра і вихідні посилки моделі обрані правильно; у противному випадку модель переглядається. На думку прихильників теорії оптимальної стратегії харчування, той факт, що моделі в рамках цієї теорії пророкуютьповодження багатьох тварин, доводить універсальність принципу природного добору.

Більшість заперечень, приведених Пірсом і Олласоном, вперше було висунуто С. Гоулдом і Р. Левонтіном з Гарвардського університету. Ці вчені стверджують, що поводження тварини, зв'язанез її харчуванням, обумовлено багатьма факторами крім самої потреби в їжі і її пошуках, – наприклад, необхідністю стежити за ворогами. Крім того, еволюція поведінки може продовжуватися і зараз: організми й умови їхнього існування змінюються протягом мільйонів років. Узагалі можливо, що «оптимальна» ознака ніколи не з'явиться, тому що гени виникають у результаті випадкових мутацій і притім складним образом взаємодіють між собою. Усі ці погляди означають, що навіть гарнеспівіснування моделі з реальністю може бути не більш ніж збігом.

Дж. Кребс з Оксфордського університету – один з основних захисників теорії оптимальної стратегії харчування – намагається довести, що оптимізація єзагальним правилом процесу природного добору і результати її широко поширені: «Варто тільки подивитися навколо, щоб переконатися, що об'єкти живої природи, навіть частини вашого власного тіла, влаштовані щонайкраще для тієї ролі, що вони виконують». Кребс і Д. Стівенс із Массачусетського університету в Амхерсті у своїй книзі за назвою «Foraging Theory» пишуть, що заперечення критиків теорії оптимальної стратегії харчування пояснюють, чому прихильники цієї теорії можуть бути неправі, але не пояснюють, чому вони обов'язково повинні бути неправі. На думку Кребса, деякі ранні роботи з теорії оптимальної стратегії харчування дійсно претендували на занадто багато чого. «У ретроспективі оптимальність – це не закон природи, а спосіб розібратися в поводженні тварин». За словами Олласона, дії тварин явно мають сенс, і він не заперечує міць природного добору. Проте, як сказав цей дослідник, заявляти, начебто поводження оптимальне – це просто самообман, оскільки число факторів, що мають значення, величезне. Він і Пірс відзначають, що оскільки пророкування моделей рідко цілком збігалися з дійсністю, їх варто вважати, власне кажучи, невірними. Стівенс відповідає на це, що результати значної більшості досліджень на вибір харчових об'єктів і стратегії фуражування щонайменше якісно погодяться з пророкуваннями теорії оптимальної стратегії харчування і що явні розбіжності нечисленні.

Левонтін визнає: концепція оптимальності іноді може давати вірне пояснення біологічних явищ, але він ставить її прихильникам у провину те, що нескладні дослідження, що з'являються в підтримку теорії оптимальної стратегії харчування, приймаються некритично, у той час як вони не доводять нічого, крім мистецтва авторів у винаході розумних моделей. Оскільки переконливо продемонструвати оптимальність дуже важко, Левонтін задається питанням, чи не випливає еволюціоністам обмежитися виявленням розмаїтості живої природи без пояснення конкретних подій. Філософ Ф. Кітчер з Каліфорнійського університету в Сан-Дієго більш оптимістична: доля теорії оптимальної стратегії харчування, на його думку, залежить від того, чи підходять моделі для широкого спектра видів чи ж їх у кожному окремому випадку треба «підганяти». Він думає, що ми ще не досягли у своїх знаннях тієї стадії, коли можна розмежувати цідві ситуації.

Антенні ґратиз наддовгою базою

З тих пір як 400 років тому Галілей націлив свій телескоп на нічне небо, астрономи зайняті створенням усе більш складних приладів для спостереження Всесвіту. Кожне удосконалення, що підвищує роздільну здатність, дозволяло їм розглядати усе більш дрібні «деталі» Всесвіту і виявляти нові раніше невідомі об'єкти. Телескоп Галілея підвищив роздільну здатність у 20 разів і дозволив вперше розглянути фази Венери, кільця Сатурна, чотири яскравих супутники Юпітера, кратери і гори на Місяці і незліченні зірки МолочногоШляху. Гігантські сучасні оптичні прилади, такі як телескоп Хейла, встановлений в обсерваторії «Маунт-Паломар», можуть виявляти об'єкти в мільйон і більш разівменшяскраві, ніж ті, що бачив Галілей. Однак через турбулентність атмосфери вдається розрізняти деталі усього в десятьразів більш дрібні, ніж видимі за допомогою найпростішого телескопа, яким користався Галілей.

Розвиток радіотехніки під час другої світової війни відкрив зовсім нове вікно у Всесвіт. Коли астрономи націлили радіоантени в небо, вони почали відкривати раніше зовсім невідомі сонячні і планетні радіовибухи, квазари, пульсари, радіогалактики, гігантські молекулярні хмари і космічні мазери. Радіохвилі не тільки відкривають новий світ астрономічних явищ, але і не випробують настільки сильних перекручувань, що викликаються турбулентністю атмосфери чи дрібними дефектами телескопа.

У той же час велика довжина радіохвиль створила чимало серйозних перешкод для перших радіоастрономів. Здатність роздільного телескопа залежить від відношення довжини хвилі до апертури, і для одержання роздільної здатності в порівнянніз тою, що досягається на оптичному телескопі при роботі на типовій довжині хвилі 5000 А (5*10^-7 м), радіоантена, що працює на довжині хвилі 1 м, повинна мати розміри в мільйон разів більші. Тому, хоча ранні зразки радіотелескопів і могли виявляти сигнали від далеких галактик, невидимих чи ледь помітних навіть у найбільші оптичні телескопи, вони не завжди могли дозволяти окремі джерела внаслідок недостатньої роздільної здатності. Навіть найбільша рухлива антена (у ФРН), що представляє собою параболічне дзеркало діаметром 100 м і працююча на довжині хвилі близько 1 см, забезпечує роздільну здатність усього в 1', що приблизно відповідає роздільній здатності неозброєного людського ока. Для побудови радіотелескопа із роздільною здатністю 1", порівнянноїзіздатністю роздільного телескопа Хейла, знадобилася б антена з діаметром дзеркала в десятки кілометрів.

На щастя, існує можливість обійти ці труднощі. Приблизно 25 років тому радіоастрономи зрозуміли, що обробляючи сигнали від декількох невеликих антен, рознесених на значні відстані, можна синтезувати роздільну здатність, еквівалентну роздільній здатностіоднієї антени з величезною апертурою. При цьому ефективна апертура була б приблизно дорівнює найбільшій відстані між антенами. Такий метод синтезування зображення, заснований на інтерференції радіохвиль, одержав назву радіоінтерферометріїз наддовгою базою. Радіоастрономи США в даний час створюють систему апертурного синтезу – радіоінтерферометр з наддовгою базою (РІСДБ), до складу якого повинні ввійти 10 антен, розкиданих по всій країні – від Віргінських до Гавайських островів, дозволить синтезувати радіоантену систему з розміром апертури 8000 км, що майже дорівнює діаметру Землі. Роздільна здатність системи РІСДБ буде краще од тисячної секунди дуги, тобто приблизно на три порядки величини краще, ніж унайбільших наземних оптичних телескопів. Астрономи з нетерпінням очікують завершення побудови цієї системи на початку наступного десятиліття; вона, крім усього іншого, повинна забезпечити безпрецедентне проникнення в ядра галактик і квазарів і дозволити розкрити фізичний механізм, відповідальний за генерацію в них величезної енергії випромінювання, що, як рахують у даний час, зв'язаний закрецією газу на масивну чорну діру.

Радіоінтерферометрія . ДіяРІСДБ заснована принципах роботи звичайного інтерферометра – системи, що синтезує сигнали джерела, прийняті двома чи більше антенами. Одержувана при цьому інтерференційна картина дозволяє визначити різницю ходу променів від джерела сигналу до антени. При різниці ходу, рівної цілому числу довжин хвиль, гребені хвиль надходять на антени синфазно (тобто одночасно), що приводить до максимальної інтенсивності сумарного сигналу. І навпаки, якщо різниця ходу складе непарне число напівхвиль, гребені однієї хвилі будуть збігатися з западинами іншої, що призведе до їх взаємної компенсації, і сумарний сигнал при цьому виявиться мінімальним. Оскільки різниця ходу визначається різницею відстаней від джерела до кожної з антен, те одержувана інтерференційна картина містить інформацію про дрібні структурні деталі джерела випромінювання і може бути використана для побудови його зображення.

При спостереженні небесного тіла за допомогою радіоінтерферометра обертання Землі викликає зміни різниці ходу, так що прийнятий сигнал коливається між синфазним і протифазним, створюючи синусоїдальний розподіл мінімумів і максимумів, іменованих інтерференційними смугами. При коротких базових лініях Земля за час переходу інтерференційної картини від одного максимуму до наступного повинна повернутися на більший кут, ніж при довгих базах. Таким чином, антени, розташовані відносно близько друг до друга, формують широкі смуги і реагують тільки на великі деталі джерела. Коли антени рознесені на великі відстані, вони реагують на деталі меншого розміру. Для збору повної інформації про будову досліджуваного об'єкта необхідні ґрати антен з різними довжинами базових ліній. Більш того, для одержання гарного площинного зображення орієнтації базових ліній повинні бути ретельно розподілені. Обертання Землі саме по собі скорочує базову лінію і змінює її орієнтацію стосовно джерела випромінювання; таким чином, серія спостережень за помітний проміжок часу як би створює додаткові базові лінії до використовуваних ґрат.

Сьогодні самим могутнім радіотелескопом є гігантські Y-подібні ґрати VLA (Very Large Array), розгорнуті в США на високогірному плато в штаті Нью-Мексико. Вони складаються з 27 рухливих параболічних антен, розміщених по напрямку трьох відгалужень Y-подібної конфігурації. Уздовж кожного відгалуження прокладена залізнична колія довжиною 21 км із фіксованими станціями, що визначають бази між антенами. За допомогою прокладених під землею хвилеводів антени підключені до центрального пристрою, що здійснює додавання сигналів для одержання інтерференційних смуг. Дев'ять антен уздовж кожного відгалуження можуть переміщатися по залізничній лінії, утворити чотири різні конфігурації, причому довжина плеча може мінятися в межах від 600 м до 21 км. Антени працюють у декількох діапазонах частот, від 330 Мгц (довжина хвилі 90 см) до 23 Ггц (довжина хвилі 1,3 см). Ця система має високу чутливість і роздільну здатність, вимірювана десятими частками секунди дуги; так що якість одержуваних зображень така ж чи краща, ніж у наймогутніших наземних оптичних телескопів. За допомогою системи VLA астрономи одержалирадіозображення таких об'єктів, як сонячні плями, кільця Сатурна, темні туманності в нашій Галактиці і таємничі могутні струминні викиди від квазарів і центрів радіогалактик.

Однак багато космічних джерел радіовипромінювань, такі як загадкові квазари, занадто малі для спостереження навіть за допомогою такої антенної ґрати. Їх можна спостерігати тільки за умови, якщо відстані між антенами збільшити до декількох тисяч кілометрів. Такі величезні відстані виключають можливість безпосередньої фізичної сполуки антен між собою, тому прийняті кожною антеною сигнали записуються на магнітні стрічки, що надходять у центральну лабораторію, де вони «програються» одночасно; так імітується висока роздільна здатністьоднієї величезної антени. Такий метод, що, як уже говорилося, зветься радіоінтерферометріїз наддовгою базою (РІСДБ), успішно застосовується з 60-х років.

Кожні кілька місяців радіообсерваторії усього світу (в основному в США і Європі, але іноді включаючи й антени, розташовані в Австралії, Бразилії, Канаді, Китаї, Індії, Японії, ПАР і Радянському Союзі) координують свої графіки спостереження обраних небесних тіл. Магнітні записи сигналів кожної з антен потім відтворюються в одному з трьох центрів обробки: Інституті радіоастрономії ім. Макса Планка в Бонні, Національноїрадіоастрономічної обсерваторії в Шарлотсвіллі (шт. Віргінія, США) чи Каліфорнійському технологічному інституті (США). У цьомуРІСДБ використовувалося до 18 антен, що забезпечило одержання відмінних зображень квазарів, активних ядер галактик, космічних мазерів і інших компактних джерел радіовипромінювань.

Опис РІСДБ. Такий спеціалізований РІСДБ залишає бажати кращого. Організувати тривалі координовані спостереження виявляється не так легко, а окремі антени розташовані в місцях, де неможливо одержати зображення високої якості. Більш того, антени неоднакові по точності і чутливості. Для найкращого використання даного методу спостережень Національна радіоастрономічна обсерваторія початку в 1985 р. будуватиРІСДБ у видімережі з 10 антен; ця робота фінансується Національним науковим фондом США. Кожна з антен буде мати діаметр 25 м і працювати в міліметровому діапазоні на хвилях довжиною 3,5 мм. Антени будуть розміщені на всій території США в місцях, обраних так, щоб розподіл базових ліній забезпечило високу якість зображення. При цьому враховувалося також, щоб у місцях розташування антен були відсутні сильні промислові радіозавади від штучних джерел, щоб вплив атмосферних водяних пар було мінімальним і в той же час, щоб основні транспортні центри і станції місцевого технічного обслуговування знаходилися неподалік. П'ять антен розмістять у гірській місцевості з відносно сухим кліматом, у безхмарних південно-західних штатах.

Кожна антена буде керуватися власною ЕОМ, що буде приймати команди по телефонних лініях з Центрауправління, розташованого в Сокорро (шт. Нью-Мексико). Керування інтерферометром буде здійснюватися центральною ЕОМ по спеціальній програмі, у задачу якої входить контроль за роботою антен і приймачів, а також за погодними умовами в кожному пункті. Оператор, керуючий ґратами, зможе оперативно втручатися в процес спостереження у випадку несподіваних космічних явищ, як, наприклад, при виявленні наднової. Втручання оператора також не виключається й у випадку виникнення технічних неполадок чи погіршення атмосферних умов. При проведенні спеціальних експериментів, що вимагають одержання зображення ще більш високої якості, передбачається можливість використання до 10 інших радіотелескопів, розміщених у різних точках земної кулі.

Перша з антен цієї системи, розташована в Пай-Тауні (Нью-Мексико), у даний час вводиться в експлуатацію. Цілком система повинна ввійти в лад у 1992 р. До середини 90-х років астрономи сподіваються здійснити запуск у космос першої антени, призначеної для радіоінтерференційних досліджень. До цього часу дані наземних спостережень за допомогою РІСДБ можна буде використовувати разом з даними, одержуваними з космосу. Це буде не тільки великим досягненням в області підвищення роздільної здатності астрономічних спостережень, але і першим кроком на шляху до створення могутніх інтерферометрів космічного базування.

Годинники і пристрої запису. П'ятдесят років технічного прогресу, що ознаменувалися багатьма досягненнями – від водневих лазерних годинників до побутових касетних відеомагнітофонів, – уможливили створення РІСДБ. Годинник надвисокої точності необхідні для синхронізації даних, одержуваних з різних антен; запис на магнітну стрічку дозволяє зберігати величезні обсяги інформації. Радіоприймачі, що підключаються до кожної антени, володіють найвищою чутливістю. Більшість з них мають транзисторні підсилювачі, охолоджувані до 15 К, щоб звести до мінімуму шуми усередині апаратури. Кожна антена здатна працювати в дев'ятьох окремих діапазонах частот в інтервалі від 330 Мгц (довжина хвилі 90 см) до 43 Ггц (довжина хвилі 7 мм); у майбутньому передбачається розширення цього інтервалу до 86 Ггц (довжина хвилі 3,5 мм), що близько до робочої межі таких антен.

Для нормальної роботи РІСДБ необхідно, щоб кожна антена була озброєна точним годинником. Він потрібний для синхронізації прийнятих даних. Крім того, оскільки прийняті сигнали в процесі обробки перетворяться в більш низькочастотні, необхідна наявність надстабільного еталону частоти, для того щоб зберегти фазові співвідношення одержуваних на виході сигналів. У створюваномуРІСДБобидві ці функції будуть виконувати годинники на водневому мазері, що відраховують час по характеристичній частоті атома водню (мазер – це квантовий генератор, аналог лазера, але працюючий у діапазоні МКХ). Частота таких годинників стабільна, протягом однієїгодини вона відхиляється на величину не більш 10^-15 . Це означає, що на найвищій робочій частоті 43 Ггц сигнали від окремих антен РІСДБ можуть бути синхронізовані з великою точністю в інтервалах часу приблизно в півгодини без помітної розбіжності по фазах. Це дозволяє стискати півгодинні відрізки даних шляхом їхнього усереднення і тим самим різко знизити обсяг обчислень, необхідних для одержання зображення.

Сигнали в системі РІСДБ записуються на магнітну стрічку в цифровому виді. Узгодження в часі окремих вибірок контролюється мазерним годинником, що виключає залежність синхронізації від механічних факторів, таких як стабільність швидкості протягання стрічки. Коли на початку 60-х років ввійшла в лад перша система РІСДБ, у ній використовувалися звичайні магнітні стрічки для ЕОМ, так що швидкість запису даних була обмежена декількома сотнями кілобіт у секунду. В даний час для цих цілей використовуються модифіковані побутові касетні відеомагнітофони, запис на який виробляєтьсязі швидкістю 4 Мбіт/с. Ця нова система, що одержала назву «Марко II», забезпечує 4 год. безупинногозапису сигналу із шириною смуги частот 2 Мгц на одну касету. Такими системами запису оснащені більш 25 радіотелескопів в усьому світі. Більш нова система «Марко III» розроблена на засобиНАСА в обсерваторії «Хайстек» Массачусетського технологічного інституту. У ній застосовується пристрій запису з приводом, що забезпечує швидкість запису до 224 Мбіт/с у смузі частот 112 Мгц; при такій швидкості запису витрата стрічки складає 10 000 футів (більш 3 км) за 6 хв.

Для забезпечення необхідної чутливості до слабкого випромінювання небесних джерел радіовипромінювання ширина смуги частот РІСДБ повинна бути не менше 100 Мгц. При цьому витрата стрічки не повинна бути надмірною. Обсерваторія «Хайстек» розробила нову записуючу систему для РІСДБ із 512 доріжками і швидкістю запису 256 Мбіт/с, але споживаючу менше стрічки, ніж «Марко III». На одну котушку із стрічкою шириною 16 дюймів (40,64 мм) і довжиною 8 км можна вести запис протягом більш 12 год. і записати порядку 7 трильйонів біт даних (приблизно такий обсяг інформації міститься у всіх номерах щоденної газети за 1000 років видання).

Щодня дані, одержуванізоднієї антени, будуть записуватися на дві такі котушки, на літаках котушки доставлять у центр управління, де їх прокрутять і записані на них дані «зчленують» з даними з інших антен. Передбачено можливість одночасного відтворення записів з 20 котушок, так що дані з інших радіотелескопів, що не входять у систему РІСДБ, також можуть використовуватися для підвищення чутливості поліпшення роздільної здатності системи. Але навіть при безлічі базових ліній у загальній сукупності даних можуть міститисяпробіли, обумовлені наявністю бічних пелюстків у діаграми спрямованості антени, що принесуть перекручування у формовані комп'ютером зображення. Однак це явище добре відоме, воно може бути враховане в алгоритмі, і його негативний вплив на точність одержуваного зображення можна звести нанівець. Причиною більш серйозних помилок можуть виявитися непередбачені явища в земній атмосфері, але маються алгоритми для обліку і таких явищ.

Струмені й еволюція зірок. РІСДБ дозволить одержувативисокоякіснірадіозображенняз роздільністю кілька десятитисячних секунди дуги, що еквівалентно куту, під яким горошина в Сан-Франциско видна із Нью-Йорка. В астрономічних масштабах це відповідає здатності виявляти об'єкти діаметром 100 млн. миль (160 млн. км) у будь-якій точці нашої Галактики чи об'єкти діаметром кілька світлових років у самих віддалених місцях космічного простору. Серед першочергових об'єктів спостереження будуть ядра галактик і квазарів – найбільш могутні з відомих у Вселенійрадіоджерел.

Спеціалізовані мережі радіоінтерферометрів з наддовгою базою вже дозволили радіоастрономам «заглянути» у внутрішні області квазарів і активних ядер галактик, що випускають вузькі струмені плазми. Цівисокоенергетичні явища відносяться до найбільш загадковим у сучасній астрономії. Згустки плазми викидаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла, і створюють ряд чудових релятивістських ефектів. По-перше, випромінювання виявляється сфальцьованим у вузький промінь уздовж напрямку руху. Якщо об'єкт рухається убік спостерігача по напрямку, близькому до променя зору, то відносно слабке ядро галактики може показатися не меншяскравим, ніж квазар. Астрономи сперечаються, чи не порозумівається підвищена яскравість квазарів саме цим ефектом

Ще більш чудовим наслідком релятивістського рухує ілюзія, начебто згустки плазми рухаються зі швидкістю, що перевищує швидкість світла. Вона виникає внаслідок руху об'єкта в напрямку до спостерігача з настільки великою швидкістю, що він майже доганяє власне випромінювання, і якщо рух продовжується сотні років, то випромінювання, що випускається з інтервалами в сотні років, досягне спостерігача з проміжками усього в кілька років. При спостереженні з Землі довжина шляхи може показатися cкороченою до декількох десятків світлового року, що створює ілюзію, начебто об'єкт за кілька років пролетів відстань, рівна декільком десяткам світлових років. Це явище одержало назву «надсвітового» руху і часто спостерігається при викиді згустку плазми з ядра квазара. Вважається, що такі викиди відбуваються кожні кілька років, і існує думка, що це явище породжується масивною чорною дірою. Висока роздільна здатністьРІСДБ дозволить астрономам ретельніше досліджувати процес утворенняструменів.

У більш близькому космосі астрономи вивчають об'єкти нашої Галактики, намагаючись зрозуміти життєвий цикл зірок: як вони народжуються і як умирають. І тут РІСДБ може надати чималу допомогу дослідникам у розумінні явищ, зв'язаних із зоряною активністю, що неможливо зробити за допомогою звичайних радіотелескопів. Особливо великий інтерес представляє інтенсивне мікрохвильове випромінювання космічних мазерів на основі гідроксилу (ВІН) і водяної пари, виявлених у газових оболонках дуже молодих зірок, а також у пилових хмарах навколо старіючих червоних гігантів.

Ці космічні квантові генератори, що відносяться до самих яскравих небесних джерел мікрохвильового діапазону, випускають випромінювання, коли молекули чи гідроксилу води в хмарах роблять стимульований перехід з більш високого енергетичного рівня на більш низький. Різниця енергій між цими рівнями випромінюється у видіінтенсивного вузькополосного сигналу на довжині характеристичної хвилі, приблизно рівної 18 см для гідроксилу і 1,3 см для води. Мазерні джерела часто містятьбезліч окремих яскравих крапок, швидкості яких можуть бути обмірювані по доплерівськомузрушенню частоти їхнього випромінювання. Можна сподіватися, що отримана за допомогою РІСДБ картина руху мазерів дозволить зрозуміти багато аспектів динаміки турбулентних хмар, зокрема обертаються вони чи розлітаються в різні сторони в результаті космічного вибуху.

--> ЧИТАТЬ ПОЛНОСТЬЮ <--