«Физические методы исследования в астрономии»

Муниципальное образовательное учреждение

средняя общеобразовательная школа №11

РЕФЕРАТ

по астрофизике

на тему:

«Физические методы исследования

в астрономии»

Выполнил:

ученик 10Б класса

Лобышев Д. С.

учитель:

Михайлова Л.В.

Тверь, 2010г.

Глава 1. Гамма - и рентгеновская астрономия.

1.1.
Новые методы исследования Вселенной.

Астрономия в наши дни бурно развивается. Однако сам по себе этот факт отнюдь не служит отличительной особенностью именно середины XX в. По сути дела, быстрый прогресс астрономии начался с той знаме­нательной ночи 7 января 1610 г., когда Галилей впервые направил свой телескоп в небо.

Галилей изготовлял телескопы (подзорные трубы) своими руками и наблюдения были им начаты с
трубой, дававшей лишь 30-кратное увеличение. Чтобы отдать должное величию астрономических исследований Галилея, достаточно напомнить, что он открыл четыре наиболее ярких спутника Юпитера, фазы Венеры, горы на Луне и пятна на Солнце. Дальнейшее развитие астрономии можно охарактеризовать целым рядом достижений, но мы ограничимся указанием на возможность «измерить» успехи астрономии почти за 350 лет (от времени Галилея до середины нашего века) просто диаметром телескопов. Лучшие трубы Галилея имели диаметр лишь немного превосходивший 5 см, их длина равнялась примерно 1 м. Самый большой современный телескоп, вступивший в строй в 1948 г., имеет зеркало диаметром 5 м. Таким образом, угловое разрешение и светосила телескопов возросли соответственно примерно в 100 и 10 000 раз.

Но одно оставалось в астрономии неизменным с давних времен, ког­да наблюдения проводились только невооруженным глазом, до послед­него времени — все наблюдения велись только через «оптическое окно прозрачности» в атмосфере. Как известно, атмосфера пропускает электро­магнитные волны с
длиной, большей ~3000 Å=0,3 мк и меньшей несколь­ких десятков микрон. Человеческий глаз чувствителен лишь к еще более узкому участку спектра — от 0,4 до 0,75÷0,8 мк. Из-за этого большая часть наблюдений проводилась в видимом свете, а исследования в близкой ультрафиолетовой и инфракрасной областях, еще возможные с земной поверхности, играли второстепенную роль.

В то же время во Вселенной возникают и несут информацию электро­магнитные волны всех диапазонов, с длиной от сотен метров до ничтожных долей ангстрема. Поэтому и без специальных доказательств яс­но, что наблюдение Вселенной только через оптическое окно прозрач­ности чрезвычайно обедняет картину.

В атмосфере помимо оптического окна прозрачности существует «радиоокно». Ему отвечают волны длиной от нескольких миллиметров до десятков метров (для более длинных волн земная атмосфера уже непроз­рачна или, во всяком случае, не всегда прозрачна). Меньше чем за 20 лет радиоастрономия колоссально развилась и сама уже делится на ряд направлений: метагалактическую и галактическую радиоастрономию, солнечную радиоастрономию, лунно-планетную и радиолокационную радио­астрономию. Об успехах, достигнутых в каждой из этих областей, напи­сано уже немало статей.

С запуском спутников и космических ракет появилась возможность исследования, так сказать, прямыми методами (примером может служить измерение концентрации электронов в межпланетной среде, осуществлен­ное на ракетах), а также возможность развивать астрономию на спутни­ках и ракетах. Аппаратура, установленная на спутниках и ракетах, может регистрировать радиоволны, лежащие вне радиоокна прозрачности (т. е. волны короче нескольких миллиметров и длиннее десятков и сотен мет­ров), далекое инфракрасное излучение (длина волны от десятка микрон до радиодиапазона) и все электромагнитные волны короче 0,3 мк, т. е. ультрафиолетовые, рентгеновские и γ-лучи. Наконец, на спутниках и ракетах ведется регистрация первичных космических лучей, в основном протонов и ядер различных элементов с энергией, превосходящей сотни миллионов электронвольт. В первичных космических лучах присутствуют также электроны и позитроны. Космические лучи несут ценную астрономическую информацию.

Итак, действительно, можно утверждать, что оптическая астрономия утратила свое почти монопольное положение, открыты новые окна во Вселенную.

В этой статье мы остановимся несколько подробнее только на двух родственных между собой новых астрономических направлениях — на гамма- и рентгеновской астрономии.

1.2.
Гамма-астрономия.

Между гамма (γ)- и рентгеновскими лучами, как известно, не существует никакой резкой границы. Будем поэтому условно называть γ -лучами электромагнитное излучение, которому отвечают кванты (фотоны) с энер­гией большей 0,1 Мэв=100 000 эв или с длиной волны γ, меньшей 0,1 Å. Существенная разница между гамма- и рентгеновскими лучами со­стоит в том, что они обычно имеют разное происхождение. Так, рентге­новские лучи испускаются достаточно тяжелыми атомами при переходах электронов между энергетическими уровнями, отвечающими глубоким электронным оболочкам. Кроме того, рентгеновское излучение возникает при торможении достаточно быстрых, но еще не релятивистских электронов. В отличие от этого, γ -лучи испускаются в результате других процессов, которые мы сейчас перечислим.

1. При некоторых переходах между уровнями в атомных ядрах возникают γ -лучи с энергией примерно до 10 Мэв .

2. γ -лучи образуются при аннигиляции пары электрон — позитрон . При этом, если электрон и позитрон имеют малую скорость и аннигилируют в вакууме, обычно возникает только два γ -фотона, причем энергия каждого из них mc2
=0,51 Мэв, где m=9,1∙10-28 г
—
масса эле­ктрона.

3. Они возникают также при торможении электронов, скорость которых приближается к скорости света, например, в результате их соударения с протонами или покоящимися электронами. При этом возникает электромагнитное излучение, которому отвечают фотоны с энергией Еλ
≤ Е. Таким образом, на основании принятой нами границы между γ- и рентгеновскими лучами, тормозные γ -лучи образуются электро­нами с энергией Е, большей 0,1 Мэв.

4. Электроны с достаточно большой энергией генерируют γ -лучи и в результате рассеяния на оптических (световых) фотонах (так называемый комптон-эффект).

В этом последнем процессе быстро движущиеся электроны при столкновении со световыми фотонами передают им часть своей энергии.

В результате энергия рассеянных фотонов оказывается в среднем в (Е/mc2
)2
раз больше их энергии до рассеяния. Так, световые фотоны с энергией около 1 эв при рассеянии на релятивистских электронах, имеющих энергию Е >300 mс2
=150 Мэв, образуют γ -лучи с энергиями Еγ
>0,1 Мэв.

5. При столкновениях космических лучей с ядрами межзвездного газа образуются нейтральные и заряженные π-мезоны. Нейтральные мезоны очень быстро распадаются, порождая два γ -фотона. Энергия этих фотонов зависит от скорости, с которой движется до распа­да π°-мезон, и от направления вылета, но практически всегда превы­шает 50 Мэв.

Таким образом, если не говорить о ядерных и аннигиляционных γ-лучах со сравнительно малой энергией, основную роль в генерации γ-излучения играют быстрые частицы и в первую очередь космические лучи, включая их электронную компоненту.

Интенсивность γ -лучей, возникающих в некоторой области Вселенной, очевидно, пропорциональна как интенсивности генерирующих их космических лучей, так и концентрации газа (или световых фотонов в случае процесса 4) в этой области. О характере распределения межзвездного газа некоторые сведения уже получены методами оптической и радио­астрономии.

Что касается распределения космических лучей во Вселенной, то здесь также имеются определенные данные, особенно, когда речь идет о нашей звездной системе — Галактике.

В отличие от космических лучей, γ -лучи распространяются во Вселенной прямолинейно и практически без поглощения. Поэтому их наблюдение в принципе позволяет непосредственно изучать пространственное распределение космических частиц, порождающих эти лучи, а возможно, также и уточнить имеющиеся сведения о плотности межзвездного и меж­галактического газа.

Особенно интересны при этом возможности, которые открывает гам­ма-астрономия для изучения Метагалактики. О космических лучах в Метагалактике, т. е. за пределами Галактики, еще очень мало известно. Но уже первые результаты гамма-астрономии позволили здесь сделать некоторые важные выводы.

Выполненные на американском спутнике «Эксплорер XI» измерения интенсивности γ -лучей с энергией больше 50 Мэв установили верхний предел для их потока из космоса, равный примерно десяти фотонам на 1 м2
в секунду.

Анализ этих данных показывает, что интенсивность электронной компоненты космических лучей в Метагалактике существенно меньше (по крайней мере в 30 раз), чем в Галактике. В противном случае в результате рассеяния электронов на световых фотонах, излучаемых звездами и галактиками, поток γ -лучей был бы выше установленного на опыте верхнего предела.

Малая интенсивность электронной компоненты делает весьма вероятным, что и полная интенсивность космических лучей (включая протоны и более тяжелые ядра) в Метагалактике также мала. Окончательно этот вывод может быть проверен при дальнейшем повышении точности экспе­риментов по наблюдению космических γ -лучей и, в частности, после оцен­ки интенсивности от упомянутого выше процесса рождения и распада π°-мезонов.

Метагалактическое γ -излучение приходит к нам равномерно со всех сторон. Наоборот, γ-излучение галактического происхождения уже неизотропно. Например, галактические γ -лучи, образующиеся при распаде π°-мезонов, будут в основном приходить от центра Галактики, ибо именно в этом направлении сосредоточено больше всего межзвездного газа .

Помимо общего метагалактического и галактического γ-излучения, которое генерируется в межгалактическом и межзвездном пространстве, большой интерес представляет излучение γ -лучей от отдельных, так называемых дискретных, источников. Во Вселенной существует целый ряд образований (сверхновые звезды, радиогалактики, нестационарные ядра галактик и так называемые сверхзвезды или квазары), для которых характерны мощные взрывные процессы с большим выделением энергии. Такие объекты могут быть источниками интенсивного γ -излучения. Прием γ- лучей от дискретных источников позволит, разумеется, пролить свет на природу этих источников, или по крайней мере получить о них важные сведения.

Итак, допустим, что оптическое излучение квазаров магнитотормозное и, естественно, подумаем, как же проверить эту гипотезу. Сделать это по ряду причин нелегко и один из перспективных путей здесь состоит в использовании гамма-астрономии. Дело в том, что квазары очень яркие и в то же время сравнительно небольшие объекты (их размер, по-видимому, меньше светового года, в то время как диаметр нашей Галактики дости­гает 100 000 световых лет). По обеим причинам, как это сразу ясно, вблизи излучающей поверхности квазара должно быть очень много оптических фотонов. Поэтому там с большой вероятностью будет происходить рассея­ние релятивистских электронов на фотонах. Значит, если оптическое из­лучение квазаров имеет магнитотормозную приро­ду,т.е. вызывается релятивистскими электронами, то эти же самые электроны будут в результате рассеяния на оптических фотонах давать много γ-лучей. Другими словами, квазары могут ока­заться не только замечательными оптическими источниками, но и наиболее сильными источни­ками γ -лучей. К сожалению, такое излучение квазаров еще не пытались принимать, к тому же эта задача может оказаться особенно трудной, если размер квазаров несколько больше, а кон­центрация фотонов у поверхности соответственно меньше, чем мы ожидаем. Но одно несомненно уже сейчас: прием γ-излучения от дискретных источ­ников — дело далеко не безнадежное; наоборот, такой прием может открыть новые горизонты в астрономии.

Для того чтобы эта возможность не показа­лась слишком проблематичной, укажем, что γ-излучение от одного «дискретного источника» не только может приниматься, но и фактически уже обнаружено. Речь идет о Солнце. Едва ли нужно подчеркивать то исключительное значение, ко­торое имеют происходящие на Солнце процессы для жизни и практи­ческой деятельности людей. Особый интерес вызывают при этом вспышки на Солнце, приводящие к образованию потоков горячей плазмы, косми­ческих лучей, рентгеновских лучей и мощного радиоизлучения. Недавно было установлено, что во время вспышек генерируются также γ -лучи (за­регистрировано было γ-излучение с энергией около 0,5 Мэв). Несомненно, гамма-телескоп прочно займет место среди приборов, служащих для изу­чения Солнца.

Развитие гамма-астрономии связано с подъемом соответ­ствующей аппаратуры (ее можно назвать «гамма-телескопом») на спутни­ках и ракетах. И действительно, основной метод в гамма-астрономии — это установка на спутниках и ракетах различного типа счетчиков, исполь­зуемых в ядерной физике для регистрации γ-лучей. Такой путь, однако, не является единственным. Космическое γ-излучение с достаточно высокой энергией можно фиксировать также в земной атмосфере по создаваемым им вторичным продуктам («ливням» из электронов, позитронов и более мягких " γ-лучей). Если учесть успехи в области запуска спутников и ракет, а также разнообразие методов регистрации γ –лучей и создаваемых ими вторичных частиц, станет ясной возможность конструирования все более совершенных гамма-телескопов.

1.3.
Рентгеновская астрономия.

Во время солнечных вспышек образуются, в числе других проявлений солнечной активности, также и рентгеновские лучи (о чем мы уже упоминали). Солнечные рентгеновские лучи уже многократно наблюдались (на­чиная с 1948 г.) и принесли ценные сведения о процессах, разыгрывающихся в солнечной атмосфере. Здесь речь идет, однако, об одной из сторон единого явления, изучаемого разными методами — оптическим, ра­диоастрономическим, по вариациям космических лучей и т. д. Поэтому о солнечном рентгеновском излучении правильнее всего рассказывать в статье, посвященной физике Солнца. Мы же этой темы подробнее касаться не будем, тем более, что уже открыто и большое внимание привлекает к себе космическое рентгеновское излучение несолнечного происхождения.

Опыты, проведенные на ракетах в 1962 и 1963 гг., позволили обнаружить изотропное («фоновое») рентгеновское излучение, приходящее со всех сторон почти равномерно. При этом в интервале длин волн между 2 и 8 Å (это соответствует энергии фотонов между 1,5 и 6 кэв) «рентгеновс­кий телескоп», состоящий из счетчиков фотонов, регистрирует примерно 20 фотонов, падающих в 1 сек, на 1 см2
поверхности счетчика. Кроме того, были обнаружены дискретные источники рентгеновского излучения в соз­вездиях Скорпиона и Тельца, а также еще около двух десятков менее яр­ких рентгеновских источников. Поток рентгеновских фотонов от упомя­нутых двух источников составляет соответственно 20 и 2,5 фотона на 1 см2
в 1 сек (в интервале длин волн между 2 и 8 Å).

Какова же природа космического рентгеновского излучения, и в особенности «дискретных источников», которые условно можно было бы назвать «рентгеновскими звездами»? На этот вопрос еще не получено впол­не определенного ответа. Рентгеновские лучи, как и γ-излучение, могут генерироваться электронами в результате их торможения при соударении с ионами или путем рассеяния электронов на оптических фотонах. Разни­ца здесь только та, что рентгеновские лучи образуются электронами со сравнительно небольшой энергией (скажем, меньше 1 Мэв), о количестве которых в разных областях Вселенной мы практически ничего не знаем. Впрочем, последнее обстоятельство лишний раз свидетельствует о цен­ности методов рентгеновской астрономии, позволяющей получить данные об электронах с соответствующей энергией. Конкретно наблюдаемое изотропное рентгеновское излучение вполне могло бы образовываться в межгалактическом пространстве именно за счет рассеяния этих электронов на оптических фотонах. Вполне возможно также, что «рентгеновский фон» на самом деле представляет собой излучение большого числа слабых (и поэтому неразрешаемых аппаратурой) метагалактических источников. Хотя этот вопрос весьма интересен и здесь имеются пути для продвижения вперед (в первую очередь речь идет о спектральных наблюдениях и подт­верждении факта изотропности излучения), значительно большую остроту приобрела проблема дискретных рентгеновских источников. Объясняется это рядом причин и, в частности, тем, что такими источниками могут быть нейтронные звезды, привлекающие к себе внимание (но пока только в теории!) уже около 30 лет.

При сгорании ядерного топлива, поддерживающего свечение звезд, они постепенно сжимаются и превращаются в звезды-карлики, состоящие из плотного ионизованного газа. Однако при дальнейшем остывании звез­ды, как показывают расчеты, может оказаться энергетически выгодным переход ее в нейтронное состояние. Это значит, что протоны соединяются с электронами и, испуская нейтрино, превращаются в нейтроны ( процесс р+е-
→n+v). В нейтронном состоянии звезда обладает примерно такой же плотностью, как атомные ядра — речь идет о средней плотности, рав­ной примерно 1014
г/см3
, т. е. около ста миллионов тонн в 1 см3
. Поэтому звезда с массой Солнца при переходе в нейтронное состояние будет иметь радиус всего порядка 10 км, в то время как радиус видимой глазом сол­нечной фотосферы составляет 700 000 км (средняя плотность Солнца рав­на примерно плотности воды, т. е. 1 г/см3
). Количество света, испускаемо­го звездой, очевидно, пропорционально площади ее поверхности, т. е. квадрату ее радиуса. В этой связи, если бы Солнце превратилось в нейт­ронную звезду (это в нашу эпоху заведомо невозможно), то при той же температуре поверхности (фотосферы) оно стало бы излучать в миллиарды раз меньше света. Именно по подобной причине долгое время казалось, что наблюдать нейтронные звезды невозможно, если только они каким-то чудом не окажутся расположенными совсем близко от нас.

За последние три-четыре года стало ясно, однако, что этот вывод неверен; действительно, при своем образовании нейтронная звезда нагревается и в течение некоторого времени вполне может быть зна­чительно горячее, чем солнечная фотосфера, температура которой около 6000 градусов. Но чем тело горячее, тем оно больше излучает — в тепло­вом равновесии энергия электромагнитного излучения пропорциональна Т4
, где Т — температура поверхности. Далее, чем тело горячее, тем более коротковолновое изл

учение оно в основном испускает, так что для максимума в спектре произведение длины волны λ на температуру Т остается постоянным (закон смещения Вина). Легко сообразить отсюда, что звезда с температурой в 10 млн. градусов будет в основном излучать уже рентгеновские лучи. Мощность этого излучения так велика, что существующими «рентгеновскими телескопами» можно было бы заметить нейтронную звезду, находящуюся на расстоянии в тысячи световых лет. Так не явля­ются ли источники рентгеновских лучей в Скорпионе и Тельце горячими нейтронными звездами?

Этот вопрос привлек к себе пристальное внимание астрономов и физиков во многих странах. На первый взгляд кажется, что гипотезу о нейтронной природе «рентгеновских звезд» легко проверить. Так, нейтронные звезды настолько малы, что связанный с ними рентгеновский источник должен казаться точечным при самом высоком угловом разрешении. Кро­ме того, частотный спектр теплового излучения хорошо известен и поэтому можно в принципе выяснить, тепловой источник или нет (излучение нейт­ронных звезд должно быть тепловым). Не следует, однако, забывать о слабостях только что родившихся рентгеновской и гамма-астрономии. Существующие приборы не способны еще осуществить сколько-нибудь детальный спектральный анализ, а низкое угловое разрешение — бук­вально «ахиллесова пята» этих новых ветвей астрономии.

По всей вероятности, рентгеновское излучение Крабовидной туманности, подобно радио- и большей части оптического излучения этой туман­ности, имеет магнитотормозную природу. Окончательно доказать это предположение можно будет только в результате более подробного исследования, в частности, определения спектра излучения или выявления его поляризации. Но каков бы тут ни был ответ, обнаружение рентгеновского излучения от разлетающейся оболочки сверхновой звезды имеет выдаю­щееся значение.

Гамма- и рентгеновская астрономия только что зародились; в этой области, если не говорить о приеме рентгеновского излучения Солнца, проведено всего несколько экспериментов. Но уже эти первые шаги свидетельствуют о том, что появился новый, весьма перспективный метод изучения Вселенной. Более того, возможно, что в ближайшие годы гамма- и рентгеновская астрономия окажут неоценимые услуги для развития астрономии в целом.

Это открытие, а также ряд других результатов, выдвинули рентгеновскую астрономию на «передний край» астрономии сегодняшнего дня. Можно полагать, что уже в ближайшие годы рентгеновская астрономия будет бурно развиваться, а затем станет равноправным «партнером» с оптической и радиоастрономией.

Глава 2. Инфракрасная астрономия на воздушных шарах.

Телескопы, поднятые на большую высоту, регистрируют излучение, которое никогда не достигает поверхности Земли. Выполненные с их помощью наблюдения инфракрасного излучения указывают на то, что облака, окружающие Венеру, состоят из кристаллов льда.

Земная атмосфера экранирует поверхность Земли от глубин космического пространства. Это имеет как положительную, так и отрицатель­ную стороны. С одной стороны,— это спасение для организмов, развиваю­щихся на Земле. Азот, кислород и озон атмосферы поглощают ультра­фиолетовое излучение и рентгеновские лучи, экранируя таким образом Землю от жестких компонент коротковолновой части электромагнитного спектра Солнца. Помимо этого, водяные пары и углекислый газ поглощают длинноволновую часть инфракрасного излучения, испускаемого Землей, и тем самым поддерживают умеренную температуру ее поверхности. С другой стороны, атмосфера не пропускает большую часть излучения, которое приносит человеку сведения о космосе. Возможности расположен­ных на Земле телескопов весьма ограничены. Они могут регистрировать лишь излучение, которое проходит через так называемые «окна» прозрач­ности в атмосфере: одно окно в видимой области спектра, другое в радио­области, и несколько в инфракрасной области .

В последнее время астрономы предприняли ряд попыток преодолеть атмосферную «изоляцию». На самолетах и воздушных шарах они подняли астрономические приборы в верхние слои атмосферы; с помощью ракет и других космических кораблей они послали свои инструменты за ее пре­делы. Уже сейчас наблюдения, которые удалось сделать благодаря при­менению этой новой техники, значительно расширили наши астрономиче­ские познания. Ракеты оказались особенно полезными для исследования ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Оборудование, необхо­димое для регистрации этих лучей, малогабаритное и малоинерционное. Для исследований же инфракрасной области спектра наиболее пригодными оказались воздушные шары. Медленность их полета позволяет в течение длительного времени проводить наблюдения почти в неподвижном со­стоянии, что необходимо для регистрации излучения больших длин волн (и следовательно малых энергий). Кроме того, на воздушных шарах можно поднимать сравнительно большие телескопы и спектрометры на такую высоту, что под ними остается 99,9% всех водяных паров, уменьшающих прозрачность земной атмосферы.

Поэтому не откроют ли нам наблюдения в инфракрасных лучах тайну скрытого облаками ядра Галактики? По моему мнению, отвечая на эти и многие другие вопросы, исследования космического инфракрасного излучения могут значительно расширить наши астрофизические познания.

Группа, работавшая в Университете Джона Гопкинса, впервые занялась исследованиями инфракрасного излучения на воздушных шарах в 1956 г., когда Ширли Сильвермен, Фрэнк Б. Изаксон и Малькольм Росс из Научно-исследовательского отдела Военно-морских сил США обрати­лись к нам с вопросом, нет ли у нас какого-нибудь астрономического про­екта, для осуществления которого можно было бы использовать двухмест­ный высотный воздушный шар Военно-морских сил США. Нашей первой мыслью было исследовать инфракрасное излучение Солнца, отраженное Марсом и Венерой. Сферическая герметизированная гондола воздушного шара Военно-морских сил США — это, конечно, не самое подходящее место для установки телескопа, оборудованного спектрометром. Однако перспективы наблюдений были столь заманчивы, что вскоре мы придумали способ, как осуществить эти наблюдения.

Мы решили приспособить для наших целей телескоп шмидтовского типа: рефлектор с прозрачной корректирующей пластиной. Главное зер­кало телескопа имело диаметр 40,6 см
,
хотя фактически использовалось только 30,5 см. Чтобы придать зеркалу и корректирующей пластине (имев­шей 30,5 см в диаметре) устойчивость к растяжениям и сжатиям, возника­ющим при изменении температуры, они были изготовлены из плавленого кварца.

Благодаря такой системе достаточно было вручную грубо нацелить тяжелый телескоп на нужную планету, после чего он мог сдвигаться относительно «мишени» на целых 3°. Изображение планеты перемещалось при этом случайным образом по фокальной поверхности главного зеркала. Однако к этому моменту цель уже «поймана» сервоуправляемым оптическим реле. Это реле неизменно следит за перемещающимся первичным изображением и создает вторичное изображение, которое уже не сдвигается относительно неподвижной точки карданова подвеса более чем на 3". Это вторичное изображение отражается затем управляемым зеркалом и фокусируется на входной щели спектрометра.

На первом месте исследований на пилотируемых воздушных шарах стояли исследования инфракрасного излучения Марса. В 1958 г. было противостояние Марса, и он находился близко к Земле, но провести полет в это благоприятное для наблюдений время не удалось, в основном из-за неисправности полиэтиленовой оболочки воздушного шара. Лишь в конце ноября 1959 г. воздушный шар, пилотируемый Россом, с К. В. Муром на борту в качестве наблюдателя, успешно поднял нашу аппаратуру на высоту 24 384 м.
К этому времени противостояние Марса уже давно кончилось, и объектом наших исследований стала Ве­нера. По нашим оценкам, в пространстве между воздухоплавателями и их мишенью содержалось не более 0,1% всех водяных паров, присутствующих в атмосфере Земли. Когда телескоп был направлен на Венеру, наблюдатели зарегистрировали линии поглощения в спектре инфракрасного излучения Солнца, отраженного Венерой. Расположение линий поглощения в полу­ченном спектре указывало на поглощение водяным паром. Однако наблюдавшееся поглощение не превышало 5% от фона, создава­емого отраженным солнечным излучением, а пределы экспериментальных ошибок составляли ±4%. Эта неопределенность возникла из-за колебаний гондолы, которые были вызваны как деятельностью ее обитателей, так и, главным образом, ненормальными движениями воздушного шара — столь сильными, что они едва не погубили весь эксперимент. Замечательно, что Россу и Муру удалось получить хоть какие-нибудь результаты, и мы были очень довольны, что наша аппаратура работала так хорошо. Нужно ска­зать, однако, что колебания зарегистрированного излучения были столь велики, что ставили наше открытие под сомнение.

К счастью для прогресса астрономии, Мартин Шварцшильд, пионер в области подъема телескопов на воздушных шарах, добился значительных успехов. В 1963 г. инфракрасная аппаратура, установленная на его автоматическом стратостате «Стратоскоп II», обнаружила водяной пар в атмосфере Марса. Поэтому, когда в феврале 1964 г. вся аппаратура была вновь подго­товлена для полета, и снова избрали в качестве мишени Венеру.

«Солнцечувствительная» следящая система, сконструированная нами для дневных полетов, мог­ла лишь приблизительно направить телескоп на Венеру. Для того чтобы при­вести аппарат в положе­ние, необходимое для наблюдений, требовалась вторая, более точная следящая система. Такой прибор, получивший название «Бета-ро система», был создан Мурком Боттема. Прибор можно было запрограммировать заранее на все время полета, причем он мог сам исправить любую ошибку в программировании. Основную часть датчика составлял светочувствительный элемент, наводившийся на Солнце и укрепленный под углом к длинной оси телескопа, равным углу между Солнцем и Венерой на большом круге небесной сферы. Изменения этого угла, возникающие в результате перемещения места наблюдения по Земле, пренебрежимо малы. Кроме того, в выбранный нами для полета день Венера должна была находиться в идеальном положении для наблюдений, и этот угол мало менялся в зависимости от времени дня.

Таким образом, фактически один элемент в нашей системе датчиков был постоянным .

Солнечный датчик был все время направлен на Солнце, но перед ним помещалась призма, которая могла поворачиваться вокруг оси, параллель­ной длинной оси телескопа. В отличие от угла большого круга, угол поворота призмы менялся в зависимости от географического положения воз­душного шара и времени дня: он должен был быть задан для данного времени и места нахождения воздушного ша­ра, которые можно предска­зать, зная направление и скорость ветра в верхних слоях атмосферы. Если в прогнозе будет сделана ошиб­ка, то вращение призмы во­круг оси создаст корректиру­ющую развертку. В небесной геометрии Венера должна лежать на дуге круга, радиус которого определяется углом на большом круге между Солнцем и Венерой, независимо от географиче­ского положения прибора. Это обстоятельство было ис­пользовано при конструиро­вании системы точного наве­дения. Если к тому моменту, когда воздушный шар до­стигнет высоты, на которой должны производиться на­блюдения, его географические координаты не будут совпа­дать с расчетными, то вра­щающаяся призма будет при­ведена в движение. Это в свою очередь заставит сервомеха­низмы, управляющие телескопом, вращать его в режи­ме кругового поиска до тех пор, пока Венера не ока­жется прямо перед следя­щим телескопом, который контролирует оптическое реле телескопа.

Воздушный шар двигался не по тому курсу, который был вычислен на основании прогноза ветровой обстановки. К тому моменту, когда аппара­тура начала осуществлять точное наведение на Венеру, воздушный шар находился на расстоянии 160 км от ожидаемого положения. Поэтому приз­ма солнечного датчика была приведена в движение в режиме кругового поиска. Вначале поиск осуществлялся в неправильном направлении, но всего через 9 мин призма направила следящий телескоп на Венеру. После того как планета была «поймана», в течение следующих 2 час за ней осуществлялось надежное слежение.

Этот полет был предпринят с единственной целью: измерить величину отраженного Венерой инфракрасного излучения Солнца в тех участках спектра, где находятся линии поглощения водяного пара. Обычно для таких измерений в спектроскопии применяется один из следующих двух методов. Как известно, спектрометр разлагает падающее излучение в спектр с помощью дифракционной решетки. Для того чтобы направлять на детектирующее устройство инфракрасное излучение различных длин волн, можно либо двигать взад и вперед дифракционную решетку, оставляя неподвижной щель, либо, наоборот, оставляя решетку неподвижной — передвигать щель.

Мы выбрали, однако, третью альтернативу. Благодаря остроумному предложению В. С. Бенедикта, в нашем спектрометре была не одна, а 23 щели, причем их расположение в точности соответствовало располо­жению линий поглощения водяного пара в инфракрасной части спектра в области длин волн около 1,13 мк. Это позволило значительно увеличить количество энергии, проходящей через спектрометр: одна щель, пропускающая столько же энергии, сколько 23 щели, была бы такой широкой, что не смогла бы различить разные линии поглощения. Для того, чтобы сравнить поглощение на длинах волн, соответствующих этим 23 линиям, с поглощением в соседних областях, щели передвигались взад и вперед вдоль спектра один раз каждые 10 сек. Полученные таким образом показа­ния спектрометра, не были похожи на обычный спектр поглощения, в кото­ром линии поглощения распределены в определенном порядке. Результаты измерений просто указывали, превышает ли поглощение на всех длинах волн, соответствующих линиям водяного пара, поглощение в соседних областях. Фактически мы пожертвовали спектром, чтобы по­лучить количественные химические результаты.

Если нужны еще доказательства того, что данные, полученные при наблюдении Венеры, подлинные, а не являются результатом поглощения земными водяными парами, и что весь водяной пар (за исключением 1
/20
части), обнаруженный во время февральского поле­та, действительно присутствует в атмосфере Ве­неры, то можно сослаться и на другие наблюдения. Именно, проводилось срав­нение предсказанного и наблюдаемого доплеров-ского сдвига линий по­глощения, возникающего в результате движения Венеры относительно Зем­ли. Вильям Пламмер заме­тил, что за один цикл три из щелей нашего спектро­метра будут пересекать линию, которая совпадает с одной из линий испу­скания элемента ртути 11 287 Å или 1,1287 мк). Это позволило ему исполь­зовать для сравнения ртутную лампу. Он закрыл две из этих трех щелей (рис. 20). В конце каж­дого цикла через третью щель на записывающее устройство попадал свет с длиной волны, соот­ветствующей ртутной линии. Таким образом, получался фиксирован­ный стандарт, относительно которого можно было измерять сдвиг линий водяного пара. По теоретическим расчетам доплеровский сдвиг должен был равняться 0,495 Å; измерения, выполненные во время февральского полета, дали 0,49 А±10% . Как видно, результаты этих независимых изме­рений очень хорошо согласуются с теорией. Поэтому едва ли есть основа­ния сомневаться в точности других спектрометрических наблюдений.

После того как февральский полет был успешно завершен, мы решили, что теперь следует попытаться применить нашу инфракрасную аппаратуру для определения природы облаков в атмосфере Венеры. Из какого именно вещества состоит этот непрозрачный слой? Из воды? Или, может быть, изо льда, пыли или даже сложных полимеризованных органических молекул? К этому времени наш телескоп был существенно усовершенствован, и это придавало нам уверенность в том, что мы сможем решить поставленную задачу.

Для того чтобы проанализировать окружающие Венеру облака, нужно было расширить диапазон наших инфракрасных исследований вплоть до длин волн около 3,5 мк. Однако кварцевая корректирующая пластина нашего телескопа была непрозрачна для волн, длина которых меньше З мк. В связи с этим шмидтовская пластина была заменена новой корректирую­щей системой. В ней использовались только зеркала, и поэтому она эффек­тивно действовала при любых длинах волн инфракрасного излучения. Эта система была сконструирована и построена Е. В. Сильвертуфом из Компании Кастой Инструменте.

Запуск нашей усовершенствованной аппаратуры был осуществлен 28 октября 1964 г. . Мы не только модифицировали телескоп, но и переделали спектрометр так, чтобы специально приспособить его для получения инфракрасных спектров облачного слоя Венеры. Частая дифракционная решетка, использовавшаяся во время февральского полета, была заменена более грубой. Это позволило нам получить более широкий спектр. Три детектора, установленные один подле другого, действовали как три независимые щели. Дифракционная решетка перемещалась взад и вперед, а детекторы пересекали различные спектральные линии. Таким образом, мы могли регистрировать инфракрасные волны длиной от 1,7 до 3,4 мк одновременно всеми тремя детектирующими трубками.

На высоте 26 212 м система автоматического наведения телескопа навела его на Венеру, после чего следящая система удерживала планету в поле зрения телескопа более трех часов. Спектрометр снимал не только инфракрасные спектры Венеры, но для сравнения и спектр солнечного излучения. Впоследствии это дало нам возможность определить спектральные характеристики планеты.

В настоящее время конструируется инфракрасный телескоп с апертурой 1,2 м. Его размеры в четыре раза превышают размеры нашего тепе­решнего телескопа. Его намереваются использовать этот более крупный телескоп для исследований на воздушных шарах. Однако инфракрасная астрономия не должна ограничиваться только наблюдениями из верхних слоев атмосферы. Значительный вклад в исследование инфракрасного излучения внесли высокогорные обсерватории. Например, Вильяму М. Синтону удалось в 1952 г. сделать с помощью 5-м телескопа, установленного в Паломарской обсерватории, очень точные изме­рения инфракрасного излучения Луны, Марса и Венеры. Существующие высокогорные обсерватории обладают одним принципиальным недостат­ком — они расположены недостаточно высоко, и там, где недостаточно холодно. Очень трудно изучать холодные объекты — такие, как темная часть Луны, или планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, когда наблю­датель вынужден смотреть через более горячую атмосферу Земли. Нам кажется, что для специальных краткосрочных наблюдений можно времен­но установить относительно небольшой инструмент, типа нашего 1,2-м телескопа, очень высоко в горах, где трудности, связанные с температурой воздуха, будут сведены к минимуму.

Безусловно, таким образом были бы обнаружены многие небесные объекты, которые мы пока не можем увидеть.

Список использованной литературы

1) Астрофизика. Выпуск 6: Над чем думают физики. – М.: «НАУКА»,

1967

2) Дубкова С.М. История астрономии. – М.: «Белый город», 2002

3) Зигель Ю.Ф. Астрономия в ее развитии. – М.: «Просвещение», 1988

4) Левитан Е.П. Астрофизика – школьникам. – М.: «Просвещение»,

1977