Наукові дослідження у космосі: їх особливості

Наукові дослідження, що проводяться в космосі, охоплюють різні розділи чотирьох наук: астрономії, фізики, геофізики та біології. Правда, таке розмежування носить нерідко умовний характер. Вивчення, наприклад, космічних променів далеко від Землі є скоріше астрономічним, ніж фізичним завданням. Але і за традицією і в силу застосовуваної методики дослідження космічних променів відносять звичайно до фізики. Те ж, втім, можна сказати про дослідження радіаційних поясів Землі, яке ми порахували геофізичною проблемою. До речі, більшість завдань, що вивчаються на супутниках і ракетах, відносять іноді до нової науки – експериментальної астрономії.

Ця назва, однак, не є загальноприйнятою і, може бути, не прийметься. У майбутньому термінологія, ймовірно, якось буде уточнена, але можна думати, що і прийнята тут класифікація не призведе до непорозумінь.

Чому потрібні саме супутники або космічні ракети

Відповідь на це питання очевидна, коли йдеться про вивчення Місяця і планет, міжзоряного середовища, земної іоносфери і екзосфери. В інших випадках супутники потрібні для того, щоб вийти за межі атмосфери, іоносфери або дії земного магнітного поля.

Справді, наша Земля оточена як би трьома поясами броні. Перший пояс – атмосфера – являє собою шар повітря вагою в 1000 г на кожний квадратний сантиметр земної поверхні. Маса повітря зосереджена в основному в шарі товщиною в 10-20 км. За вагою цей шар дорівнює вазі шару води товщиною в 10 м. Інакше кажучи, з точки зору поглинання різних позаземних випромінювань ми як би перебуваємо під 10-метровим шаром води. Навіть поганий нирець уявляє собі, що такий шар аж ніяк не є тонким. Атмосфера сильно поглинає ультрафіолетові промені (довжина хвилі коротше 3 500 – 4 000 ангстрем) і інфрачервоне випромінювання (довжина хвилі більше 10 000 ангстрем).

Цей шар не пропускає також рентгенівські промені, гамма-промені космічного походження, а також первинні космічні промені (швидкі заряджені частинки – протони, ядра і електрони), що приходять з космосу.

Для видимих променів атмосфера в безхмарний час прозора, але і в цьому випадку вона заважає спостереженням, викликаючи мерехтіння зірок та інші явища, обумовлені рухом повітря, пилом і т. п. Саме тому великі телескопи встановлюють на горах в особливо сприятливих районах, але й у цих умовах вони працюють на повну силу лише невелику частину часу.

Щоб позбутися від поглинання в атмосфері, зазвичай досить підняти апаратуру на 20-40 км, що можна здійснити ще за допомогою куль (балонів). Не завжди, однак, досить піднятися до такої висоти. До того ж кулі здатні протриматися в атмосфері лише кілька годин і збирають інформацію лише в районі запуску. Супутник ж може літати практично необмежений час і (в разі близьких супутників) за 1,5 години облітає всю земну кулю.

Другий пояс броні – земна іоносфера – починається з висоти в кілька десятків і тягнеться до сотень кілометрів над поверхнею Землі. У цій області газ сильно іонізований і концентрація електронів – їх число в кубічному сантиметрі – досить значна. Вище 1000 км газу вельми мало, але все ж приблизно до 20 000 км концентрація газу становить кілька сотень частинок на кубічний сантиметр.

Ця область іноді називається екзосферою, або геокороною. Від іоносфери вона відрізняється тільки тим, що тут частинки практично не стикаються між собою; концентрація газу в цій області приблизно постійна. Ще далі від Землі (як в її околиці, так і при переході до міжпланетного простору) відомостей про щільність газу майже немає. В даний час вважається, що тут концентрація газу менше 100 частинок на кубічний сантиметр.

Іоносфера зазвичай не пропускає радіохвиль довше 30 м (більш довгі хвилі – до 200-300 м – можуть проходити через іоносферу вночі; в деяких випадках проходять також дуже довгі хвилі). Крім того, навіть якщо радіохвиля космічного походження досягає Землі, іоносфера в тій чи іншій мірі спотворює її, причому ці спотворення помітні навіть для метрових хвиль. Іоносфера не пропускає також м’яких (довгохвильових) рентгенівських і далеких ультрафіолетових променів (хвилі з довжиною від десятків приблизно до 1000 ангстрем).

Третій броньовий пояс Землі – це її магнітне поле. Воно простягається на 20-25 земних радіусів, тобто приблизно на 100 000 км (всю цю область іноді називають магнітосферою Землі). На великих відстанях земне поле того ж порядку (або менше), що й магнітне поле в міжпланетному просторі і тому не грає особливої ролі. Земне магнітне поле не підпускає до Землі, якщо не говорити про полярні райони, заряджених частинок з не надто високою енергією. Наприклад, на екваторі у вертикальному напрямку Землі можуть досягти протони (ядра атомів водню), що йдуть з космосу тільки з енергією, більшою 15 мільярдів електроновольт. Такою енергією володіє протон, прискорений в електричному полі з різницею потенціалів, рівною 15 мільярдам вольт.

Звідси ясно, що залежно від характеру завдання потрібно піднімати апаратуру вище декількох десятків кілометрів (атмосфера), вище сотень кілометрів (іоносфера) або навіть віддалятися від Землі на багато десятків тисяч кілометрів (магнітне поле).

Іоносфера та магнітне поле

Тільки ракети і супутники дозволяють безпосередньо вивчати іоносферу і земне магнітне поле на великих висотах.

Один із застосовуваних методів спостереження полягає в наступному. На борту супутника є передавач, який випромінює хвилі з частотою 20 і 90 мегагерц (довжина хвилі у вакуумі відповідно 15 м 333 см). При цьому істотно, що різниця фаз обох цих коливань (хвиль) в самому передавачі строго фіксована. Коли обидві хвилі проходять через іоносферу, їх фази змінюються, причому різним чином. На високочастотне коливання (90 мегагерц) іоносфера майже не впливає, і хвиля поширюється майже так само, як у вакуумі. На низкочастотне коливання (20 мегагерц), навпаки, проходження крізь іоносферу накладає свій відбиток. Тому в приймальному пристрої різниця фаз між коливаннями в обох хвилях вже відмінна від різниці фаз в передавачі. Зміна різниці фаз прямо пов’язана з повним числом електронів, що знаходяться на промені зору між супутником і приймачем. За допомогою цього та інших методів вдається отримати «розрізи» іоносфери у всіх тих напрямках, об які її просвічує радіопромінь, що йде від супутника.

Що стосується земного магнітного поля, то його напрямок і величина визначаються за допомогою спеціальних приладів – магнітометрів. Існують різні типи таких приладів, деякі з них з успіхом застосовані на космічних ракетах.

Місяць

Місяць зі зрозумілих причин став першим позаземним небесним тілом, до якого кинулися космічні ракети. Дослідження встановили, що магнітне поле Місяця принаймні в 500 разів слабкіше земного, а можливо, і ще менше. Місяць не має також і яскраво вираженої іоносфери, тобто навколишнього шару іонізованого газу. Були отримані фотографії зворотної сторони Місяця. Можна не сумніватися, що в недалекому майбутньому будуть отримані більш детальні фотографії Місяця, а Селенографія («місячна географія») збагатиться багатьма новими відкриттями.

Крім того, виникло й чимало нових проблем, що стосуються досліджень Місяця, Так, наприклад, необхідно вивчення сейсмічної діяльності на Місяці. Досі не ясно, чи є Місяць абсолютно холодним тілом або на ньому час від часу відбувається виверження вулканів і виникають землетруси (мабуть, їх правильніше називати місяцетрусами). Як вирішити це питання! Очевидно, потрібно висадити на Місяць сейсмограф і фіксувати коливання місячної поверхні, якщо вони є. Можна також визначити радіоактивність місячних порід і деякі інші їхні властивості. Все це зроблять прилади-автомати, а отримані ними результати будуть передаватися по радіо на Землю. Можна не сумніватися також у тому, що в майбутньому Місяць буде використаний як космічна станція для цілого комплексу досліджень. Там для цього ідеальні умови: у Місяця немає ні атмосфери, ні іоносфери, ні, нарешті, магнітної броні. Іншими словами, Місяць має ті ж переваги, що і далекі штучні супутники; в той же час використовувати його у багатьох відношеннях зручніше і простіше.

На черзі – Марс і Венера

Про планети сонячної системи ми знаємо досить мало. Точніше, наші відомості про них дуже однобічні, про деякі питання знаємо багато, а про інші дуже мало. Досі, наприклад, ведеться суперечка, чи є рослинність на Марсі, які кліматичні умови на цій планеті, який хімічний склад атмосфери. Про Венеру багато пишуть, і завдання, що стоять перед її дослідниками, добре відомі. Досить сказати, що поверхню Венери дуже погано видно, тому ми знаємо про неї ще менше, ніж про поверхню Марса. До речі, щодо Венери з достовірністю невідомий навіть період її обертання, невідомо, чи є у неї магнітне поле. Існування поля не встановлено і для Марса. Ці невирішені питання повинні бути з’ясовані за допомогою космічних ракет.

Наступним після Марса і Венери цікавим об’єктом дослідження буде Юпітер – найбільша планета сонячної системи, планета з цілим рядом особливостей. Про одну з них хотілося б згадати. Юпітер є джерелом дуже потужних радіохвиль, випромінюваних, наприклад, в п’ятнадцятиметровому діапазоні. Це – своєрідне явище, яке досліджується зараз радіоастрономічними методами. Юпітер буде і повинен вивчатися також і за допомогою супутників.

Астрономічні дослідження з супутників в першу чергу пов’язані зі спостереженнями, в ультрафіолетових і рентгенівських променях (іноді говорять навіть про ультрафіолетову і рентгенівську астрономії). «Звичайна» астрономія «зосереджена» у видимих променях, які добре пропускаються земною атмосферою. В результаті майже всі дослідження протягом багатьох століть, по суті проводилися тільки у вузькому видимому оптичному каналі. У той же час дослідження в інших каналах, в інших діапазонах хвиль – це не тільки повторення та уточнення спостережень, проведених в області видимого випромінювання. Навпаки, шляхом спостереження в нових каналах виходять і нові, дуже цінні дані.

Щоб це було ясно, зробимо одне невелике зауваження. Сонце, як відомо, оточене так званою сонячною короною. Якщо дивитися на Сонце під час повного сонячного затемнення, то корона представляється у вигляді перлового сяйва навколо світила. Корона простягається на кілька сонячних радіусів від поверхні Сонця. Але оком під час затемнень видно тільки внутрішню частину цієї області, це так звана внутрішня корона, яка значно менше.

Сонячну корону можна без особливих зусиль спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення тому, що вона випромінює в мільйон разів менше світла, ніж саме Сонце. Але, виявляється, радіовипромінювання Сонця на хвилях довше, скажімо, одного метра вже повністю виходить з сонячної корони. Тому, вивчаючи радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні, ми безпосередньо вивчаємо саме корону, яку оптичними методами поза затемнень можна побачити тільки ціною великих зусиль за допомогою складних приладів – коронографів.

Рентгенівське і короткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця теж значною мірою виходить з корони. Це пов’язано з тим, що корона сильно нагріта. Її температура досягає мільйона градусів, у той час як температура сонячної поверхні, так званої фотосфери, становить лише близько 6 тисяч градусів. Відомо, що чим тіло гаряче, тим більш короткохвильове випромінювання воно дає. Тому-то корона і є відносно потужним джерелом короткохвильового (рентгенівського та ультрафіолетового) випромінювання.

Наведений приклад показує, яке велике значення мають дослідження в різних діапазонах довжин хвиль. Перед рентгенівською та ультрафіолетовою астрономією стоїть завдання вивчення не тільки Сонця, а й планет, зірок і туманностей. Крім рентгенівської астрономії, можна говорити і про гамма-астрономію. Гамма-астрономія – це використання в астрономії гамма-променів, що представляють собою дуже жорстке (короткохвильове) рентгенівське випромінювання. Гамма-випромінювання, безсумнівно, повинно приходити до Землі з космічного простору. Його вивчення, вже розпочате на супутниках, може дати цінні відомості про віддалені області Всесвіту, що знаходяться навіть за межами нашої Галактики.

За допомогою супутників-обсерваторій будуть вирішуватися і багато інших астрономічних завдань, такі, як вивчення міжпланетного простору, метеорної речовини, сонячних корпускулярних потоків і комет. Природа комет (склад, параметри, походження) досі залишається багато в чому неясною. Ця стародавня астрономічна загадка (адже ще наші віддалені предки спостерігали появу комет) може бути в принципі вирішена при використанні супутників. Скажімо, виявлена якась комета. Надсилається космічна ракета, яка пролітає близько від цієї комети і отримує цінну інформацію, яка передається на Землю по радіо або ж надходить до нас, коли сама ракета повертається на Землю. Ясно, які широкі перспективи відкриваються тим самим для вивчення не тільки комет, але і всієї сонячної системи.

Вивчення космосу методами фізики космічних променів

Якщо в астрономії (оптичній, ультрафіолетовій, рентгенівській) вивчаються електромагнітні хвилі різної довжини, то методи фізики космічних променів мають на меті дослідження швидких заряджених частинок космічного походження. Космічні промені, які спостерігаються у Землі, утворюються головним чином в нашій зоряній системі – Галактиці. При цьому Сонце випускає порівняно невелику кількість космічних променів. Випромінювання галактичних і сонячних космічних променів якраз і становить мету одного з найважливіших розділів програми наукових досліджень за допомогою супутників.

В області фізики космічних променів так багато питань і результатів, що про них краще писати особливо. Зараз же коротко зупинимося на виявлених (за допомогою американських супутників) методів фізики космічних променів радіаційних поясів Землі. Відкриття цих поясів є, мабуть, найбільшим науковим результатом, отриманим до теперішнього часу за допомогою супутників.

Радіаційні пояси Землі являють собою як би рої, або, краще, ореоли, з швидких заряджених частинок, що оточують Землю. Пояси знаходяться в області магнітосфери Землі, і це не випадково, оскільки саме земне магнітне поле утримує частинки в поясах у нашої планети. Зазвичай відрізняють внутрішній радіаційний пояс від зовнішнього. Цей поділ умовний, проте властивості обох поясів все ж різні. Так, у внутрішньому поясі велику роль відіграють протони, а в зовнішньому поясі домінують електрони. Навіть протони внутрішнього поясу, не кажучи вже про електрони, мають енергію, яка не перевищує сотень мільйонів електрон-вольт і, таким чином, значно «м’якше» первинних космічних променів.

В окремих районах число часток в нижніх частинах поясів різко зростає в порівнянні із середнім значенням по всій земній кулі для даної широти. Так, над південною частиною Атлантичного океану (в районі між Південною Америкою і південним краєм Африки) число відліків в приладі зростає в 70 разів. У цій області, названій Південно-Атлантичною аномалією, радіаційний пояс має як би «відріг», що спускається до Землі на сотні кілометрів. Аналогічна ситуація має місце і біля берегів Антарктиди, де виявлена друга аномалія – Південна.

На перший погляд поява таких «відрогів» у радіаційних поясів здається вкрай дивною. Загадка значною мірою прояснюється, якщо врахувати, що радіаційні пояси контролюються земним магнітним полем. У той же час відомо, що в ряді районів земне магнітне поле поводиться аномальним чином, наприклад, у зв’язку з заляганням залізної руди (така, наприклад, природа відомої Курської магнітної аномалії). Виявляється, і Південно-Атлантична радіаційна аномалія розташована над великою магнітною аномалією. Південна радіаційна аномалія, в свою чергу, розташована в області, де для даної широти магнітне поле мінімально. Таким чином, нижні «відроги» радіаційних поясів тісно пов’язані з магнітними аномаліями. Вивчення нижньої частини радіаційних поясів Землі являє тому великий геофізичний інтерес, не кажучи вже про те, що це необхідно для побудови теорії утворення самих радіаційних поясів.

Можна вказати чимало й інших цікавих завдань подальших досліджень космосу за допомогою супутників і ракет. Не маючи можливості в одній статті охарактеризувати все різноманіття виникаючих проблем, зупинимося тут лише на двох, вирішення яких стало б великим науковим досягненням.

Перша з цих проблем – вивчення так званого високоширотного обрізання в спектрі космічних променів. Справа в тому, що «м’які» галактичні космічні промені з кінетичною енергією, меншою приблизно мільярда електрон-вольт, не досягають земної орбіти (у роки підвищеної сонячної активності). Тому такі «м’які» космічні промені не досягають Землі навіть в області високих широт, де земне магнітне поле не перешкоджає їх руху. Найбільш імовірно, що високоширотні обрізання з’являються в результаті дії магнітних полів сонячного походження, що відкидають частинки з відносно малою енергією за межі орбіти Землі, а можливо, Марса або навіть Юпітера. Необхідні для цього магнітні поля могли б «виноситися» із сонячної атмосфери потоками газу (корпускулярними потоками), а також частково створюватися струмами, що протікають в міжпланетному газі, наприклад, всередині земної орбіти.

З іншого боку, високоширотні обрізання в якійсь мірі може бути обумовлено обрізанням «м’якої» частини спектру космічних променів в самих джерелах. Для з’ясування природи високоширотного обрізання і не меншою мірою для дослідження магнітних полів в сонячній системі потрібно вимірювати потік протонів і ядер в космічних променях на борту міжпланетних ракет, що рухаються до Сонця і Юпітера, а також у бік від площини земної орбіти. Якщо, наприклад, потік космічних променів на шляху від Землі до Сонця постійний, то стане безсумнівним, що обрізання «м’яких» космічних променів повністю відбувається поза земною орбітою.

Особливо цікаві вимірювання в період мінімуму сонячної активності, а також в роки, близькі до мінімуму. Є підстави вважати, що в період мінімуму високоширотні обрізання спектру космічних променів сильно змінюються і, можливо, практично взагалі зникають. Тому, навіть якщо відоме досі обрізання спектру цілком відбувається в межах сонячної системи, в період мінімуму сонячної активності, можливо, вдасться виявити обрізання і взагалі зміну спектру в області малих енергій, що відбувається в самих джерелах космічних променів.

Друга проблема, про яку нам хотілося згадати, полягає у вивченні електронного компонента галактичних і сонячних космічних променів. Ядра гелію складають у Землі близько 6%, а ядра всіх більш важких елементів – близько 1% від всього числа частинок в галактичних космічних променях. Інші частки в переважній своїй частині є протонами і лише близько 1% часток може припадати на частку електронів і позитронів. Але якщо зараз не становить великої праці помітити потік ядер, що досягає всього частки відсотка від загального потоку космічних променів, то відрізнити електрони і позитрони від протонів значно важче (це пов’язано з рівністю абсолютної величини заряду для всіх цих частинок). В результаті досі не з’ясовано, скільки в космічних променях є електронів і позитронів і який їхній енергетичний спектр. Тим часом проблема електронно-позитронного компонента космічних променів має дуже велике значення для радіоастрономії, теорії походження космічних променів і фізики Сонця.

Можна сподіватися, що вже зі сказаного чітко видно, як багато завдань стоїть перед вивченням космосу і як багато можна зробити, використовуючи штучні супутники Землі і космічні ракети для дослідження різних питань астрономії, фізики, геофізики, біології.

Людство вже безповоротно вступило на шлях активного оволодіння космічним простором. І хто знає, можливо наукова фантастика показана у фільмі Інтерстеллар коли-небудь стане реальністю.

Автор: В. Л. Гінзбург.