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 «Бетаро 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 доплеровского 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.

Используемые источники информации:

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]