Научные исследования в космосе: их особенности

Научные исследования, проводимые в космосе, охватывают различные разделы четырех наук: астрономии, физики, геофизики и биологии. Правда, такое разграничение носит нередко условный характер. Изучение, например, космических лучей вдали от Земли является скорее астрономической, чем физической задачей. Но и по традиции и в силу применяемой методики исследование космических лучей относят обычно к физике. То же, впрочем, можно сказать об исследовании радиационных поясов Земли, которое мы посчитали геофизической проблемой. Кстати, большинство задач, изучаемых на спутниках и ракетах, относят иногда к новой науке — экспериментальной астрономии.

Это название, однако, не является общепринятым и, может быть, не привьется. В будущем терминология, вероятно, как-то будет уточнена, но можно думать, что и принятая здесь классификация не приведет к недоразумениям.

Почему нужны именно спутники или космические ракеты

Ответ на этот вопрос очевиден, когда речь идет об изучении Луны и планет, межзвездной среды, земной ионосферы и экзосферы. В других случаях спутники нужны для того, чтобы выйти за пределы атмосферы, ионосферы или действия земного магнитного поля.

В самом деле, наша Земля окружена как бы тремя поясами брони. Первый пояс — атмосфера — представляет собой слой воздуха весом в 1000 г на каждый квадратный сантиметр земной поверхности. Масса воздуха сосредоточена в основном в слое толщиной в 10—20 км. По весу этот слой равен весу слоя воды толщиной в 10 м. Иначе говоря, с точки зрения поглощения различных внеземных излучений мы как бы находимся под 10-метровым слоем воды. Даже плохой ныряльщик представляет себе, что такой слой отнюдь не является тонким. Атмосфера сильно поглощает ультрафиолетовые лучи (длина волны короче 3 500—4 000 ангстрем) и инфракрасное излучение (длина волны больше 10 000 ангстрем).

Этот слой не пропускает также рентгеновские лучи, гамма-лучи космического происхождения, а также первичные космические лучи (быстрые заряженные частицы — протоны, ядра и электроны), приходящие из космоса.

Для видимых лучей атмосфера в безоблачное время прозрачна, но и в этом случае она мешает наблюдениям, вызывая мерцание звезд и другие явления, обусловленные движением воздуха, пылью и т. п. Именно поэтому большие телескопы устанавливают на горах в особо благоприятных районах, но и в этих условиях они работают в полную силу лишь небольшую часть времени.

Чтобы избавиться от поглощения в атмосфере, обычно достаточно поднять аппаратуру на 20—40 км, что можно осуществить еще с помощью шаров (баллонов). Не всегда, однако, достаточно подняться до такой высоты. К тому же шары способны продержаться в атмосфере лишь несколько часов и собирают информацию только в районе запуска. Спутник же может летать практически неограниченное время и (в случае близких спутников) за 1,5 часа облетает весь земной шар.

Второй пояс брони — земная ионосфера — начинается с высоты в несколько десятков и простирается до сотен километров над поверхностью Земли. В этой области газ сильно ионизирован и концентрация электронов — их число в кубическом сантиметре — довольно значительна. Выше 1 000 км газа весьма мало, но все же примерно до 20 000 км концентрация газа составляет несколько сот частиц на кубический сантиметр.

Эта область иногда называется экзосферой, или геокороной. От ионосферы она отличается только тем, что здесь частицы практически не сталкиваются между собой; концентрация газа в этой области примерно постоянна. Еще дальше от Земли (как в ее окрестности, так и при переходе к межпланетному пространству) сведений о плотности газа почти нет. В настоящее время считается, что здесь концентрация газа меньше 100 частиц на кубический сантиметр.

Ионосфера обычно не пропускает радиоволн длиннее 30 м (более длинные волны — до 200—300 м — могут проходить через ионосферу ночью; в некоторых случаях проходят также очень длинные волны). Кроме того, даже если радиоволна космического происхождения достигает Земли, ионосфера в той или иной мере искажает ее, причем эти искажения заметны даже для метровых волн. Ионосфера не пропускает также мягких (длинноволновых) рентгеновских и далеких ультрафиолетовых лучей (волны с длиной от десятков примерно до 1 000 ангстрем).

Третий броневой пояс Земли — это ее магнитное поле. Оно простирается на 20—25 земных радиусов, то есть примерно на 100 000 км (всю эту область иногда называют магнитосферой Земли). На больших расстояниях земное поле того же порядка (или меньше), что и магнитное поле в межпланетном пространстве и поэтому не играет особой роли. Земное магнитное поле не подпускает к Земле, если не говорить о полярных районах, заряженных частиц с не слишком высокой энергией. Например, на экваторе в вертикальном направлении Земли могут достичь идущие из космоса протоны (ядра атомов водорода) только с энергией, большей 15 миллиардов электроновольт. Такой энергией обладает протон, ускоренный в электрическом поле с разностью потенциалов, равной 15 миллиардам вольт.

Отсюда ясно, что в зависимости от характера задачи нужно поднимать аппаратуру выше нескольких десятков километров (атмосфера), выше сотен километров (ионосфера) или даже удаляться от Земли на многие десятки тысяч километров (магнитное поле).

Ионосфера и магнитное поле Земли

Только ракеты и спутники позволяют непосредственно изучать ионосферу и земное магнитное поле на больших высотах.

Один из применяемых методов наблюдения состоит в следующем. На борту спутника имеется передатчик, который излучает волны с частотой 20 и 90 мегагерц (длина волны в вакууме соответственно 15 м 333 см). При этом существенно, что разность фаз обоих этих колебаний (волн) в самом передатчике строго фиксирована. Когда обе волны проходят через ионосферу, их фазы изменяются, причем различным образом. На высокочастотное колебание (90 мегагерц) ионосфера почти не оказывает влияния, и волна распространяется почти так же, как в вакууме. На низкочастотное колебание (20 мегагерц), напротив, прохождение сквозь ионосферу накладывает свой отпечаток. Поэтому в приемном устройстве разность фаз между колебаниями в обеих волнах уже отлична от разности фаз в передатчике. Изменение разности фаз прямо связано с полным числом электронов, находящихся на луче зрения между спутником и приемником. С помощью этого и других методов удается получить «разрезы» ионосферы во всех тех направлениях, о которых ее просвечивает радиолуч, идущий от спутника.

Что касается земного магнитного поля, то его направление и величина определяются с помощью специальных приборов — магнитометров. Существуют разные типы таких приборов, некоторые из них с успехом применены на космических ракетах.

Луна

Луна по понятным причинам явилась первым внеземным небесным телом, к которому устремились космические ракеты. Исследования установили, что магнитное поле Луны по крайней мере в 500 раз слабее земного, а возможно, и еще меньше. Луна не имеет также и ярко выраженной ионосферы, то есть окружающего ее слоя ионизированного газа. Были получены фотографии обратной стороны Луны. Можно не сомневаться, что в недалеком будущем будут получены более детальные фотографии Луны, а селенография («лунная
география») обогатится многими новыми открытиями.

Кроме того, возникло и немало новых проблем, касающихся исследований Луны, Так, например, необходимо изучение сейсмической деятельности на Луне. До сих пор не ясно, является ли Луна совершенно холодным телом или на ней время от времени происходит извержение вулканов и возникают землетрясения (видимо, их правильнее называть лунотрясениями). Как решить этот вопрос! Очевидно, нужно высадить на Луну сейсмограф и фиксировать колебания лунной поверхности, если они имеются. Можно также определить радиоактивность лунных пород и некоторые другие их свойства. Все это сделают приборы-автоматы, а полученные ими результаты будут передаваться по радио на Землю. Можно не сомневаться также в том, что в будущем Луна будет использована как космическая станция для целого комплекса исследований. Там для этого идеальные условия: у Луны нет ни атмосферной, ни ионосферной, ни, наконец, магнитной брони. Другими словами, Луна обладает теми же преимуществами, что и далекие искусственные спутники; в то же время использовать ее во многих отношениях удобнее и проще.

На очереди – Марс и Венера

О планетах солнечной системы мы знаем довольно мало. Точнее, наши сведения о них очень односторонне о некоторых вопросах знаем много, а о других очень мало. До сих пор, например, ведется спор, есть ли растительность на Марсе, каковы климатические условия на этой планете, каков химический состав атмосферы. О Венере много пишут, и задачи, стоящие перед ее исследователями, хорошо известны. Достаточно сказать, что поверхность Венеры очень плохо видна, поэтому мы знаем о ней еще меньше, чем о поверхности Марса. Кстати, в отношении Венеры с достоверностью неизвестен даже период ее вращения, неизвестно, есть ли у нее магнитное поле. Существование поля не установлено и для Марса. Эти нерешенные вопросы должны быть выяснены с помощью космических ракет.

Следующим после Марса и Венеры интересным объектом исследования будет Юпитер — самая большая планета солнечной системы, планета с целым рядом особенностей. Об одной из них хотелось бы упомянуть. Юпитер является источником очень мощных радиоволн, излучаемых, например, в пятнадцатиметровом диапазоне. Это — своеобразное явление, которое исследуется сейчас радиоастрономическими методами. Юпитер будет и должен изучаться также и с помощью спутников.

Астрономические исследования со спутников в первую очередь связаны с наблюдениями, в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах (иногда говорят даже об ультрафиолетовой и рентгеновской астрономии). «Обычная» астрономия «сосредоточена» в видимых лучах, которые хорошо пропускаются земной атмосферой. В результате почти все исследования в течение многих веков, по существу проводились только в узком видимом оптическом канале. В то же время исследования в других каналах, в других диапазонах волн — это не только повторение и уточнение наблюдений, проводимых в области видимого излучения. Напротив, путем наблюдения в новых каналах получаются и новые, очень ценные данные.

Чтобы это было ясно, сделаем одно небольшое замечание. Солнце, как известно, окружено так называемой солнечной короной. Если смотреть на Солнце во время полного солнечного затмения, то корона представляется в виде жемчужного сияния вокруг светила. Корона простирается на несколько солнечных радиусов от поверхности Солнца. Но глазом во время затмений видна только внутренняя часть этой области, так называемая внутренняя корона, которая значительно меньше.

Солнечную корону можно без особого труда наблюдать только во время полных солнечных затмений потому, что она излучает в миллион раз меньше света, чем само Солнце. Но, оказывается, радиоизлучение Солнца на волнах длиннее, скажем, одного метра уже полностью исходит из солнечной короны. Поэтому, изучая радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне, мы непосредственно изучаем именно корону, которую оптическими методами вне затмений можно увидеть только ценой больших усилий с помощью сложных приборов — коронографов.

Рентгеновское и коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца тоже в значительной мере исходит из короны. Это связано с тем, что корона сильно нагрета. Ее температура достигает миллиона градусов, в то время как температура солнечной поверхности, так называемой фотосферы, составляет только около 6 тысяч градусов. Известно, что чем тело горячее, тем более коротковолновое излучение оно дает. Поэтому-то корона и является относительно мощным источником коротковолнового (рентгеновского и ультрафиолетового) излучения.

Приведенный пример показывает, какое большое значение имеют исследования в разных диапазонах длин волн. Перед рентгеновской и ультрафиолетовой астрономией стоит задача изучения не только Солнца, но и планет, звезд и туманностей. Помимо рентгеновской астрономии, можно говорить и о гамма-астрономии. Гамма-астрономия — это использование в астрономии гамма-лучей, представляющих собой очень жесткое (коротковолновое) рентгеновское излучение. Гамма-излучение, несомненно, должно приходить к Земле из космического пространства. Его изучение, уже начатое на спутниках, может дать ценные сведения об удаленных областях Вселенной, находящихся даже за пределами нашей Галактики.

С помощью спутников-обсерваторий будут решаться и многие другие астрономические задачи, такие, как изучение межпланетного пространства, метеорного вещества, солнечных корпускулярных потоков и комет. Природа комет (состав, параметры, происхождение) до сих пор остается во многом неясной. Эта древняя астрономическая загадка (ведь еще наши отдаленные предки наблюдали появление комет) может быть в принципе решена при использовании спутников. Скажем, обнаружена какая-то комета. Посылается космическая ракета, которая пролетает близко от этой кометы и получает ценную информацию, которая передается на Землю по радио или же поступает к нам, когда сама ракета возвращается на Землю. Ясно, какие широкие перспективы открываются тем самым для изучения не только комет, но и всей солнечной системы.

Изучение космоса методами физики космических лучей

Если в астрономии (оптической, ультрафиолетовой, рентгеновской) изучаются электромагнитные волны различной длины, то методы физики космических лучей имеют своей целью исследование быстрых заряженных частиц космического происхождения. Космические лучи, наблюдаемые у Земли, образуются главным образом в нашей звездной системе — Галактике. При этом Солнце испускает сравнительно небольшое количество космических лучей. Излучение галактических и солнечных космических лучей как раз и составляет цель одного из важнейших разделов программы научных исследований с помощью спутников.

В области физики космических лучей так много вопросов и результатов, что о них лучше писать особо. Сейчас же кратко остановимся на обнаруженных (с помощью американских спутников) методами физики космических лучей радиационных поясах Земли. Открытие этих поясов является, пожалуй, крупнейшим научным результатом, полученным до настоящего времени с помощью спутников.

Радиационные пояса Земли представляют собой как бы рои, или, лучше, ореолы, из быстрых заряженных частиц, окружающих Землю. Пояса находятся в области магнитосферы Земли, и это не случайно, так как именно земное магнитное поле удерживает частицы в поясах у нашей планеты. Обычно отличают внутренний радиационный пояс от внешнего. Это деление условно, однако свойства обоих поясов все же различны. Так, во внутреннем поясе большую роль играют протоны, а во внешнем поясе доминируют электроны. Даже протоны внутреннего пояса, не говоря уже об электронах, имеют энергию, не превосходящую сотен миллионов электрон-вольт и, таким образом, значительно «мягче» первичных космических лучей.

В отдельных районах число частиц в нижних частях поясов резко возрастает по сравнению со средним значением по всему земному шару для данной широты. Так, над южной частью Атлантического океана (в районе между Южной Америкой и южной оконечностью Африки) число отсчетов в приборе возросло в 70 раз. В этой области, названной Южно-Атлантической аномалией, радиационный пояс имеет как бы «отрог», спускающийся к Земле на сотни километров. Аналогичная ситуация имеет место и у берегов Антарктиды, где обнаружена вторая аномалия — Южная.

На первый взгляд появление таких «отрогов» у радиационных поясов кажется крайне удивительным. Загадка в значительной мере проясняется, если учесть, что радиационные пояса контролируются земным магнитным полем. В то же время известно, что в ряде районов земное магнитное поле ведет себя аномальным образом, например, в связи с залеганием железной руды (такова, например, природа известной Курской магнитной аномалии). Оказывается, и Южно-Атлантическая радиационная аномалия расположена над большой магнитной аномалией. Южная радиационная аномалия, в свою очередь, расположена в области, где для данной широты магнитное поле минимально. Таким образом, нижние «отроги» радиационных поясов тесно связаны с магнитными аномалиями. Изучение нижней части радиационных поясов Земли представляет поэтому большой геофизический интерес, не говоря уже о том, что это необходимо для построения теории образования самих радиационных поясов.

Можно указать немало и других интересных задач дальнейших исследований космоса с помощью спутников и ракет. Не имея возможности в одной статье охарактеризовать все многообразие возникающих проблем, остановимся здесь лишь на двух, решение которых явилось бы большим научным достижением.

Первая из этих проблем — изучение так называемого высокоширотного обрезания в спектре космических лучей. Дело в том, что «мягкие» галактические космические лучи с кинетической энергией, меньшей примерно миллиарда электроновольт, не достигают земной орбиты (в годы повышенной солнечной активности). Поэтому такие «мягкие» космические лучи не достигают Земли даже в области высоких широт, где земное магнитное поле не препятствует их движению. Наиболее вероятно, что высокоширотное обрезание появляется в результате действия магнитных полей солнечного происхождения, отбрасывающих частицы с относительно малой энергией за пределы орбиты Земли, а возможно, Марса или даже Юпитера. Необходимые для этого магнитные поля могли бы «выноситься» из солнечной атмосферы потоками газа (корпускулярными потоками), а также частично создаваться токами, текущими в межпланетном газе, например, внутри земной орбиты.

С другой стороны, высокоширотное обрезание в какой-то мере может быть обусловлено обрезанием «мягкой» части спектра космических лучей в самих источниках. Для выяснения природы высокоширотного обрезания и в не меньшей мере для исследования магнитных полей в солнечной системе нужно измерять поток протонов и ядер в космических лучах на борту межпланетных ракет, движущихся к Солнцу и Юпитеру, а также в сторону от плоскости земной орбиты. Если, например, поток космических лучей на пути от Земли к Солнцу постоянен, то станет несомненным, что обрезание «мягких» космических лучей полностью происходит вне земной орбиты.

Особенно интересны измерения в период минимума солнечной активности, а также в годы, близкие к минимуму. Имеются основания полагать, что в период минимума высокоширотное обрезание спектра космических лучей сильно изменяется и, быть может, практически вообще исчезает. Поэтому, даже если известное до сих пор обрезание спектра целиком происходит в пределах солнечной системы, в период минимума солнечной активности, быть может, удастся выявить обрезание и вообще изменение спектра в области малых энергий, происходящее в самих источниках космических лучей.

Вторая проблема, о которой нам хотелось упомянуть, состоит в изучении электронного компонента галактических и солнечных космических лучей. Ядра гелия составляют у Земли около 6%, а ядра всех более тяжелых элементов — около 1% от всего числа частиц в галактических космических лучах. Остальные частицы в подавляющей своей части являются протонами и лишь около 1 % частиц может приходиться на долю электронов и позитронов. Но если сейчас не составляет большого труда заметить поток ядер, достигающий всего доли процента от общего потока космических лучей, то отличить электроны и позитроны от протонов значительно труднее (это связано с равенством абсолютной величины заряда для всех этих частиц). В результате до сих пор не выяснено, сколько в космических лучах имеется электронов и позитронов и каков их энергетический спектр. Между тем проблема электронно-позитронного компонента космических лучей имеет очень большое значение для радиоастрономии, теории происхождения космических лучей и физики Солнца.

Можно надеяться, что уже из сказанного отчетливо видно, как много задач стоит перед изучением космоса и как много можно сделать, используя искусственные спутники Земли и космические ракеты для исследования различных вопросов астрономии, физики, геофизики, биологии, а также решения технических задач, например, всемирного телевидения.

Человечество уже бесповоротно вступило на путь активного овладения космическим пространством. И кто знает, возможно научная фантастика показанная в фильме Интерстеллар когда-нибудь станет реальностью.

Автор: В. Л. Гинзбург.