Курс общей астрономии

Радиоастрономические приемники, как правило не могут быстро перестраиваться с одной длины волны на другую без существенной потери чувствительности. Поэтому спектр космических источников радиоизлучения приходится воспроизводить по отдельным измерениям на различных частотах. В случае непрерывного спектра это может быть удовлетворительным, если он достаточно плавный, однако линии излучения и поглощения таким способом найти трудно. Поэтому монохроматические радиолинии (линия излучения нейтрального водорода l = 21 см, линии поглощения межзвездных молекул) были открыты только после того как теоретически было предсказано их существование и были вычислены ожидаемые длины волн.

§ 115. Астрофизические исследования с воздушных шаров, самолетов и космических аппаратов. Понятие о радиолокационных методах

До начала сороковых годов XX в. астрономы использовали для своих наблюдений почти исключительно визуальную область спектра и прилегающие к ней участки приблизительно от 3000 до 7000 Е. После окончания второй мировой войны стали быстро развиваться радиоастрономические методы исследования (радиоастрономия). Успехи радиоастрономии показали, как важно вести исследования в новых областях спектра, распространить наблюдения на возможно более широкий диапазон длин волн. Однако земная атмосфера непрозрачна в области l < 3000 Е и 15 мк < l < 1 мм. Следовательно, возникла задача проведения астрономических исследований вне земной атмосферы. В принципе сравнительно просто эта проблема решается для инфракрасного и субмиллиметрового излучения (15 мк < l < 1 мм). Основным веществом, поглощающим инфракрасную радиацию, является водяной пар, концентрация которого быстро уменьшается с высотой. На высотах около 25-30 км земная атмосфера становится прозрачной для инфракрасного излучения. Эти высоты вполне доступны современным воздушным шарам (баллонам), грузоподъемность которых достаточна, чтобы нести довольно большой телескоп диаметром до 1 м. Наблюдения с такой высоты имеет смысл проводить и в видимой области спектра, так как атмосферное дрожание здесь уже не будет ограничивать разрешающей силы телескопа. Первый баллонный телескоп Стратоскоп-1 (диаметром в 50 см) был построен в США для фотографирования солнечной грануляции. Другой американский баллонный телескоп Стратоскоп-2 (диаметром 90 см) запускался с целью исследования инфракрасных спектров планет и звезд. Подобные телескопы управляются в полете с Земли по радио. Телевизионные камеры, установленные на искателе, гиде и в фокусе Кассегрена, позволяют наводить телескоп на объект почти так же уверенно, как и при обычных наземных наблюдениях. В СССР успешно проводились полеты стратосферного солнечного телескопа с целью фотографирования солнечной грануляции. Для инфракрасной астрономии большие перспективы связаны с возможностью установки телескопов на самолетах. Самолетные летающие обсерватории не могут подниматься на такую большую высоту, как баллонные телескопы, однако они имеют ряд преимуществ (управляемый полет, присутствие наблюдателя на борту и т.п.). В ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра земная атмосфера поглощает так сильно, что для их изучения надо поднимать аппаратуру на высоту не менее 100 км над земной поверхностью, а это можно сделать только с помощью ракет и искусственных спутников Земли. Ракеты можно запускать чаще, но зато время их полета ограничено: всего несколько минут. На борту ракет и спутников устанавливаются небольшие телескопы с фотоэлектрическими фотометрами, спектральными аппаратами, приборы для приема рентгеновского излучения. Приборы действуют автоматически по заданной программе, а наблюдательный материал передается по радио, либо, в случае ракет и приземляющихся спутников, может быть получен исследователем по окончании полета. Обычно головка ракеты с научным оборудованием (приборный отсек) отделяется от ракеты (до того, как она входит в плотные слои атмосферы) и опускается на парашюте. Американский искусственный спутник Ухуру (Свобода на языке суахили; запуск производился в Африке в 1970 г.) был специально сконструирован для получения карты всего неба в рентгеновских лучах (энергии квантов от 2 до 10 кэв). С его помощью было обнаружено 125 рентгеновских источников, из которых более половины ранее не были известны. Другой астрономический спутник ОАО-3, или Коперник (названный в честь великого польского астронома и запущенный в 1973 г., когда праздновался юбилей Коперника - 500 лет со дня рождения), представляет собой телескоп-рефлектор диаметром 80 см, снабженный ультрафиолетовым спектрометром. С его помощью были получены спектры большого количества звезд в области от 700 до 3000 Е, недоступной наблюдениям с Земли. Автоматическая система фотоэлектрического гидирования при помощи небольших реактивных двигателей ориентации поддерживала при регистрации спектра точность наведения до 0",1. В настоящее время астрономия и космическая техника подошли вплотную к созданию длительно действующих крупных телескопов, специально сконструированных для работы на орбитах искуственных спутников Земли. Такой телескоп должен иметь систему автоматического наведения и высокоточной ориентации. Для технического обслуживания его будут периодически посещать космонавты. Большое значение для создания подобных космических обсерваторий имеет опыт работы, полученный советскими космонавтами на орбитальных станциях типа Салют. Другое важное направление, связанное с прогрессом ракетной техники, - это исследование Солнечной системы автоматическими межпланетными станциями. Советские автоматические станции трижды фотографировали обратную сторону Луны (в 1959, 1965 и 1969 гг.). 3 февраля 1966 г. Советский Союз впервые осуществил мягкую посадку автоматической станции на Луну и передачу изображения непосредственно с ее поверхности (Луна-9). 3 апреля 1966 г. впервые был успешно выведен на орбиту искусственный спутник Луны (советская станция Луна-10). Широкая программа исследования Луны осуществлялась также американскими учеными с помощью аппаратов типа Рейнджер (лунные станции с жесткой посадкой), Орбитер (искусственные спутники Луны), Сервейор (станции с мягкой посадкой) и Аполлон (станции, обеспечивающие высадку астронавтов на Луну). Американская программа ставила целью доставить на Луну человека. Советская программа была нацелена по-иному: исследовать Луну с помощью автоматических станций. Эти станции были двух типов: подвижные луноходы (Луноход-1 и 2) и станции, обеспечивающие доставку грунта с Луны на Землю (Луна-16, 20 и 24). Космические аппараты СССР и США совершили успешные полеты к Венере, Марсу, Меркурию и Юпитеру. Для исследования планет используются автоматические межпланетные станции (АМС) трех различных модификаций: а) пролетные, которые совершают однократное (в некоторых случаях двух- или трехкратное) прохождение вблизи исследуемой планеты, б) орбитальные, т.е. выводимые на орбиту искусственных спутников, и в) спускаемые, т.е. опускающиеся прямо на поверхность планеты и обеспечивающие прямые измерения физико-химических характеристик атмосферы, а иногда и поверхности. Пролетные аппараты - это своего рода разведчики: они получают сравнительно небольшой объем данных. Орбитальные аппараты позволяют обследовать значительную часть планеты, но только дистанционными (оптическими и радиофизическими) методами. Спускаемые аппараты получают весьма детальные данные об атмосфере и поверхности (недоступные пролетным и орбитальным аппаратам), но только в месте посадки. Наиболее оптимальным является сочетание орбитального и спускаемого аппарата, когда их данные взаимно дополняются. Такие сочетания были осуществлены в советских исследованиях Марса и Венеры. В 1974 г. были совершены вывод на орбиту искусственного спутника Марса Марс-5 и посадка спускаемого аппарата Марс-6. В 1975 г. на орбиту искусственных спутников Венеры были выведены два искусственных спутника и совершили посадку два спускаемых аппарата (АМС Венера-9 и Венера-10). Это были первые в мире искусственные спутники Венеры, а спускаемые аппараты впервые в мире передали на Землю изображение поверхности другой планеты. Советские спускаемые аппараты типа Венера исследуют атмосферу Венеры начиная с 1967 г.

Ввиду исключительной важности этих экспериментов мы опишем их более детально. Главной научной задачей АМС являлось определение основных физических параметров атмосферы планеты (температуры и давления) и ее химического состава. Станции состояли из орбитального отсека и спускаемого аппарата. Общий вид станции Венера-4 дан на рис. 120. Орбитальный отсек нес спускаемый аппарат, научные приборы для исследований на трассе полета, солнечные батареи, радиокомплекс и устройства, необходимые для коррекции полета, в том числе жидкостный реактивный двигатель. Операция коррекции представляет собой исправление орбиты, которое вводится в определенный момент полета, когда АМС отошла от Земли достаточно далеко и определено, насколько реальная орбита отклонилась от заданной. Советские автоматические станции входили в атмосферу Венеры, в соответствии с программой, на второй космической скорости и по мере снижения тормозились. Когда перегрузки достигали определенной достаточно большой величины, происходило разделение спускаемого аппарата и орбитального отсека. Спускаемый аппарат представлял собой сферу диаметром около 1 м с теплоизоляцией, способной предохранить аппарат от сгорания при торможении. Когда он тормозился до скорости около 300 м/сек, по команде датчика внешнего давления вводились в действие тормозной и основной парашюты, которые уменьшали скорость снижения до нескольких метров в секунду. Одновременно с этим раскрывались антенные системы и включались радиовысотомер и радиопередатчик. Затем шла передача результатов изменений давления, плотности, температуры, химического состава и других данных по мере снижения спускаемого аппарата. Начиная с Венеры-7 (1970 г.) измерения проводились не только при спуске, но и в течение некоторого времени после посадки на поверхность планеты (рис. 121).

Помимо измерений на спускаемых; аппаратах, проводившихся в нижних слоях атмосферы Венеры, важные результаты были получены с помощью научной аппаратуры, установленной на орбитальных отсеках. Эта аппаратура позволила получить данные о строении облачного слоя, надоблачной атмосферы, о полях и частицах в окрестностях планеты. На Марс посадить космический аппарат еще труднее, чем на Венеру, из-за малой плотности его атмосферы. Мягкая посадка на Марс была впервые осуществлена советским спускаемым аппаратом Марс-3 (2 декабря 1971 г.), который отделился от автоматической станции, ставшей искусственным спутников планеты. До недавнего времени общине свойством всех астрономических методов был их пассивный характер: мы только наблюдали явления, регистрировали то, что природа сама нам показывала. Этим астрономия принципиально отличалась от физики, в основе которой лежит эксперимент - активный метод исследования. Экспериментатор не просто наблюдает явления природы, а вторгается в них, меняет условия опыта и, конечно, имеет больше шансов понять сущность явлений, чем если бы он ограничился пассивным наблюдением. Полеты космических кораблей постепенно превращают астрономию в экспериментальную науку. Со временем в исследовании планет и межпланетного пространства роль эксперимента в астрономии будет, по-видимому, быстро возрастать. Заметим, что полеты АМС являются не единственным средством экспериментального исследования Солнечной системы. Чисто экспериментальным методом является и радиолокация небесных тел. В направлении космического тела посылается мощный импульс радиоволн и принимается отраженный импульс. По запаздыванию отраженного импульса можно определить расстояние, по величине - коэффициент отражения. Форма импульса позволяет судить о размерах тела и степени гладкости его поверхности. Вращение исследуемого тела вызывает расширение импульса по частоте вследствие эффекта Доплера, и скорость вращения может быть определена по величине размытия. Могут исследоваться отражения от отдельных деталей на поверхности планет, облачного слоя, ионосферы и т.д. Конечно, такой способ годится только для объектов не очень удаленных; по-видимому, радиолокации никогда не удастся выйти за пределы Солнечной системы. Что же касается изучения самой Солнечной системы, то в этом радиолокация добилась уже больших успехов, а возможности ее использованы далеко не полностью. В качестве важнейших достижений радиолокационного метода укажем на измерение расстояния до Венеры, которое привело к значительному уточнению астрономической единицы, а также на определение периода вращения и радиуса этой планеты (см § 135).

СОЛНЦЕ

Солнце - типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд, благодаря ее исключительной близости к Земле. В этой главе мы не только кратко рассмотрим имеющуюся информацию о Солнце, но и несколько подробнее те его свойства, которые характерны для всех звезд, что окажется весьма полезным при изучении их физической природы.

§ 116. Общие сведения о Солнце

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 3235, а в афелии (начало июля) -33'31". На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусу

Объем Солнца а его масса что дает среднюю плотность его вещества Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15' и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой. Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднем w = 14°,4 - 2°,7 sin2В, где В - гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов - 32 суток (синодический период вращения). Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0h по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

§ 117. Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 Е (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает. Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Е характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

�нфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной.