Мечта астрономов

Возможность астрономических наблюдений из-за пределов атмосферы — давнишняя мечта астрономов. Вызвана она двумя причинами. Первая связана с мерцанием света от небесных тел в результате беспорядочных и непрекращающихся движений — турбуленции — земной атмосферы. Изображения небесных объектов размазываются и искажаются, что не дает возможности разобраться в их тонкой структуре. Резко снижается эффективность наблюдений, делая в конечном счете невозможным обнаружение очень далеких галактик или слабых звезд, хотя они и находятся в пределах досягаемости телескопа. Между тем вывод телескопов за земную атмосферу позволит резко повысить проницаемость телескопов.

Как показывают расчеты, телескоп с диаметром зеркала в один метр, работающий во внеатмосферных условиях, будет равен по своей эффективности наземному телескопу с диаметром зеркала пять метров. А если когда-нибудь удастся такой пятиметровый телескоп вывести на орбиту вокруг Земли или доставить на Луну, лишенную атмосферы, то он будет эквивалентен земному телескопу с 25—30-метровым зеркалом! Отсюда следует, что вывод крупных астрономических инструментов в космическое пространство — средство резкого повышения эффективности наблюдений и существенного расширения пределов проникновения во вселенную.

Другая и особо важная потребность во внеатмосферных наблюдениях связана с крайне неприятным для астрофизики фактом: земная атмосфера полностью непрозрачна для коротковолнового излучения.

Дело в том, что астрономы всегда вели свои наблюдения в очень узком интервале длин волн, именуемом оптическим диапазоном. А небесные тела испускают — ив огромных количествах — также ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Однако они не попадают к наблюдателю на поверхности Земли, потому что атмосфера— озон, кислород, азот — поглощает их начисто. Между тем как раз у этих лучей огромная информативность.

Один только факт наличия или отсутствия, скажем, рентгеновского излучения у того или иного объекта может сказать очень многое о его природе. Например, в последние годы именно средствами внеатмосферной астрономии было установлено существование небесных тел — исключительно мощных источников рентгеновского излучения. Некоторые из них совершенно недоступны для наблюдения в обычных оптических лучах. Речь идет о сверхплотных звездах — их называют нейтронными, — существование которых теоретически предсказано более сорока лет назад, но реально было доказано в последние годы.

Есть галактики — гигантские генераторы рентгеновского излучения, по суммарной мощности превышающего их излучения в оптическом и радиодиапазонах, вместе взятые. На область ультрафиолетовых и рентгеновских лучей приходится подавляющая доля излучения горячих звезд, голубых галактик, солнечной короны, хромосферы.

Уже сейчас астрофизики и физики стоят перед таким многозначительным фактом: в энергетическом балансе вселенной на оптический диапазон приходится ничтожная доля, основная же форма энергии представлена ультрафиолетовыми, рентгеновскими и гамма-лучами, а также элементарными частицами (космические лучи). Между тем все наши умозаключения о строении и развитии вселенной еще до недавнего времени основывались на той, по сути дела, скудной информации, которую мы черпали средствами наземной астрономии.

Когда мы говорим об отличии одной звезды от другой, то имеем в виду прежде всего разницу в температурах поверхности. А она колеблется в огромных пределах — от 2500 градусов у самых «холодных» до 50 тысяч и выше градусов у «горячих» звезд. Если оставаться в обычных «тепловых» рамках выделения лучистой энергии, то сразу можно сказать, что высокотемпературные звезды должны быть очень мощными источниками ультрафиолетового излучения, а холодные — нет. В действительности так и есть. Вместе с тем, когда мы переходим в область очень коротких волн и рентгеновских лучей, качественные отличия между отдельными звездами становятся все меньше. Здесь понятие температуры звезды начинает терять свой физический смысл. Например, взглянув на рентгеновские спектрограммы, нельзя будет догадаться, что одна из них принадлежит, скажем, Солнцу, температура поверхности которого равна 6000 градусов, а другая — звезде с температурой 100000 градусов. Происходит это потому, что в области рентгеновских, гамма- и отчасти ультрафиолетовых лучей преобладающую роль играют процессы, которые мы, астрофизики, называем «нетепловыми».

Такие процессы, по данным современных астрофизики и физики, связаны с ядерными превращениями и взаимодействиями элементарных частиц высоких энергий. Но многие факты — и прежде всего взрывы «новых» звезд, регулярные вспышки холодных карликовых звезд, катастрофические взрывы ядер галактик, само существование квазаров — говорят о том, что в природе должны быть доселе неизвестные источники энергии или процессы, приводящие к постоянному выделению громадного количества энергии.

Таким образом, за «ультрафиолетовыми», «рентгеновскими», «гамма» и подобными объектами стоят качественно новые физические понятия, несовместимые с обычными представлениями о природе знакомых нам небесных тел. Вот почему их изучение приобретает особое значение для науки — история астрономии знает не один пример того, как каждое расширение достигнутых границ познания наталкивало на новые, совершенно до того неведомые явления, связанные с иным состоянием вещества. Известные нам законы физики установлены на основе наблюдений окружающего нас пространства, так или иначе ограниченного из-за ограниченности средств наблюдения. Никем еще не доказаны универсальность и незыблемость этих законов.

Однако для того чтобы принимать ультрафиолетовые и рентгеновские лучи, необходимо поднять телескоп или астрономическую обсерваторию с соответствующими средствами регистрации излучения на сто и более километров над поверхностью Земли. Это значит, что надо создать обсерваторию на орбите Земли, на Луне либо запустить ее в дальний космос.

Вынос астрономической аппаратуры за пределы земной атмосферы — лишь половина дела. Надо еще уметь вести с помощью такого телескопа наблюдения в условиях космического пространства без «опоры» под собой. Здесь возникают исключительно сложные проблемы автоматического управления ориентацией и стабилизацией платформы, несущей астрономические приборы. Такая платформа должна обладать способностью следить за звездой, галактикой или планетой с очень высокой точностью, порядка секунды и доли секунды дуги.

Один из перспективных путей выноса астрономической аппаратуры за пределы атмосферы — установка астрофизической обсерватории на орбитальные станции. Первая попытка такого рода была сделана в нашей стране, когда космическая станция «Салют» поднялась на орбиту, имея на борту астрофизическую обсерваторию «Орион» для изучения ультрафиолетовых спектров отдельных звезд. При этом сама обсерватория была размещена в открытом космосе, на корпусе станции.

Задача космонавтов в этом случае заключается в том, чтобы с помощью системы дистанционного управления направить телескоп на выбранную звезду. Она решается с помощью специальной визирной системы, установленной напротив одного из иллюминаторов станции. Когда космонавт направляет эту визирную систему в сторону исследуемой звезды, специальная следящая система сама осуществляет нужные развороты телескопа, так что звезда оказывается в поле его обзора.

Далее с помощью другой, более тонкой автоматической системы достигается постоянное удержание звезды точно на оптической оси телескопа, хотя сама орбитальная станция испытывает в это время значительную «качку» во всех направлениях. После этой подготовки космонавту остается нажать кнопку пуска программного устройства, которое и обеспечивает получение намеченной серии спектрограмм звезды.

Первый опыт работы космической обсерватории «Орион» увенчался успехом, а заложенный в ее основу принцип работы оправдал себя полностью. Было получено шесть спектрограмм горячей звезды Агена (бета Центавра) и девять спектрограмм звезды Вега (альфа Лиры). Это были первые ультрафиолетовые спектрограммы звезд, полученные во внеатмосферных условиях в нашей стране.

Обработка спектрограмм дала очень интересные результаты. В частности, найденное в эксперименте распределение энергии в спектре Беги, температура которой равна 10000 градусов, оказалось в хорошем согласии с теорией, что дает основание использовать в дальнейшем эту звезду в качестве удобного энергетического стандарта на небе. В ультрафиолетовой части спектра Беги обнаружено больше 60 линий, принадлежащих однажды ионизированным металлам (в основном железу, никелю, хрому, титану, ванадию). А в случае Агены — звезды с температурой около 24000 градусов — наблюдения как будто указывают на какой-то дополнительный источник энергии в области ультрафиолетовых лучей, природа которого еще неясна.

Впрочем, все это пока только начало. Настоящие поиски впереди. Предстоит немало потрудиться, прежде чем внеатмосферная астрономия встанет «на ноги».

Вынос телескопа в космическое пространство — событие для науки этапное, сравнимое по значимости с открытием самого телескопа. Здесь — будущность астрономии, одной из фундаментальных наук, играющей огромную роль в жизни человечества.