А. А. Токовинин. Орбитальные оптические телесеопы

Сканировал и обработал Юрий Аболонко (Смоленск)

Не вызывает сомнения то, что если бы Земля, подобно Венере, была бы окутана непроницаемым облачным покровом, то это обстоятельство сказалось бы на темпах развития земной науки и техники. Например, великий Ньютон, не вооруженный астрономическими данными, не смог бы открыть свой закон всемирного тяготения, а гений Циолковского обратился бы к решению иных проблем. В известной степени развитие астрономии в 60-х и 70-х годах нашего столетия можно уподобить эпохе великих открытий, которую пережили бы ученые вечно пасмурной планеты после появления космической техники. Нам стали доступны рентгеновский и ультрафиолетовый диапазоны электромагнитного спектра, свои первые шаги сделала гамма-астрономия (рис. 1).

Правда, картина мира, составленная на основании наземных наблюдений, не претерпела существенных изменений, в нее лишь были добавлены многочисленные новые «штрихи». А бóльшая часть сведений о Вселенной по-прежнему продолжает поступать с наземных обсерваторий, и это не случайно. Звезды – главные источники энергии в космосе – при температурах их поверхности 3 • 10³ – 1 • 10⁴ К излучают в основном в диапазоне длин волн 0,3 – 5 мкм, т. е. в так называемом ближнем инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах спектра, а это излучение частично или полностью проходит через атмосферу Земли. Изучение звезд, туманностей, галактик в значительной степени опирается на оптические, ультрафиолетовые и инфракрасные наблюдения. Поэтому, хотя астрономы давно уже не наблюдают в телескопы визуально, для них по-прежнему важно «увидеть» всякий новый радио- или рентгеновский источник, т. е. зарегистрировать его в оптическом диапазоне.

Как известно, огромные успехи были достигнуты в изучении тел Солнечной системы при помощи автоматических межпланетных зондов. Эти успехи постепенно приводят к тому, что к исследованиям планет подключаются специалисты по геофизике, геохимии, физике атмосферы. Полеты межпланетных станций помогли точнее провести границу между астрономией и другими науками: для первой характерно прежде всего изучение небесных тел дистанционными методами.

В данной брошюре речь пойдет именно об астрономических космических экспериментах, проводимых с помощью спутников. Как писал И. С. Шкловский, «широкая публика знает об этих исследованиях значительно меньше, а пресса отводит им соответственно гораздо более скромное место, чем эффектным «Лунникам», «Викингам», «Пионерам» и пр., хотя полученные на этих орбитальных лабораториях научные результаты по своей значимости существенно превосходят результаты, полученные на автоматических межпланетных станциях».

Зачем же нужны орбитальные оптические телескопы, что нового дают они по сравнению с телескопами наземными?

Прежде чем ответить на этот вопрос, выясним, зачем вообще нужны телескопы. Большинство людей считают, что по аналогии с биноклем телескопы требуются, чтобы увеличить изображение, «приблизить» объект и разглядеть на нем новые детали. Это, безусловно, так. Изобретение телескопа позволило Галилею открыть горы на Луне, спутники Юпитера, кольца Сатурна и т. д. Способность различать мелкие детали объекта называют разрешением телескопа и характеризуют минимальным углом, под которым две точки еще воспринимаются раздельно. Возможность разделить точки определяется, конечно, качеством изображения: чем больше размер пятна света, которое соответствует изображению точечного источника, тем хуже будут качество изображения и разрешение. Однако вследствие волновой природы света даже в телескопе идеального качества свет от точечного источника концентрируется в пятно с угловым размером 1,22λ/D, где λ – длина волны излучения, D – диаметр объектива.

Таким образом, чем больше D, тем лучше разрешение, и, казалось бы, все дело в строительстве все более крупных телескопов. Увы, в условиях наземных наблюдений теоретическое разрешение, как правило, недостижимо из-за искажений, вносимых атмосферой. По количеству деталей изображение, построенное крупным телескопом, ничуть не лучше, чем в 10-сантиметровом школьном рефракторе, но оно существенно ярче, что крайне важно. Ведь астроному приходится иметь дело со слабыми источниками излучения, и поэтому ему требуется собрать как можно больше света.

С начала XX в. прогресс в оптической астрономии был во многом связан с вводом в строй все более крупных инструментов, позволявших регистрировать все более слабые объекты. И каждый раз новые телескопы и новые методы наблюдений неизменно приводили к новым открытиям в астрономии.

Так что же важнее для астронома – разрешение или чувствительность?

Однозначного ответа нет. При удалении какого-либо небесного тела от наблюдателя уменьшаются и его угловые размеры, и принимаемый световой поток. Следовательно, для проникновения в глубины Вселенной нужно повышать как чувствительность, так и разрешение. Хорошей иллюстрацией тут может служить положение дел в радиоастрономии: с увеличением чувствительности радиотелескопа возрастает количество регистрируемых источников и наконец наступает ситуация, когда их изображения начинают перекрываться (так называемый «уровень путаницы»). Дальнейшее увеличение чувствительности, не сопровождающееся ростом разрешения, уже бесполезно.

В оптическом диапазоне спектра «уровень путаницы» пока не достигается (разрешение гораздо выше, чем у большинства радиотелескопов), но чувствительность также связана с разрешением благодаря двум принципиальным обстоятельствам. Во-первых, свет регистрируется в виде отдельных порций, квантов (фотонов), что ограничивает точность измерения потока. Хорошей аналогией здесь является струя песка: даже если интенсивность источника строго постоянна, кванты приходят на приемник случайным образом, подобно отдельным песчинкам. Чем больше квантов, тем точнее измеряется интенсивность. Если за некоторый промежуток времени поступает в среднем n квантов, то принятое число может отличаться от среднего на ±n^1/2. Следовательно, относительная ошибка измерения потока равна n^–1/2. Например, для того чтобы измерить поток с точностью 1%, необходимо принять не менее 10⁴ квантов.

Во-вторых, все объекты наблюдаются на фоне ночного неба, свечение которого в целом усиливается с ростом длины волны. Хотя фон неба в большинстве случаев можно считать равномерным и его учет трудностей не вызывает, однако из-за квантовой природы света фон регистрируется с некоторой погрешностью, которая и ставит предел выявлению слабых объектов. Дело в том, что изображение предельно слабой звезды неотличимо от случайного скопления квантов фона, и только достаточно яркие звезды уверенно выделяются над фоном. Правда, возможность обнаружить звезду зависит не только от количества собранных квантов, но и от размера изображения звезды β.

При плохом же качестве изображения кванты, пришедшие от звезды, распределяются по большей площади, контраст изображения уменьшается и звезду легче потерять из виду (рис. 2). Причем оказывается, что уменьшение размера изображения β влияет на чувствительность телескопа столь же сильно, как и увеличение диаметра объектива D, поскольку в окончательную формулу оба эти параметра входят в виде отношения D/β. Итак, прогресс в технике наблюдения слабых объектов зависит в первую очередь от диаметра объектива D, качества (размера) изображения β и яркости фона. Этот вывод и поможет нам разобраться в преимуществах орбитальных телескопов перед наземными.

Астрономы наблюдают как бы со дна воздушного океана и очень хорошо знают, что он никогда не бывает спокоен. В искажения изображения вносят свой вклад различные атмосферные слои – от самых низких (10 – 500 м) и вплоть до тропопаузы (10 км). Их совокупное действие приводит к тому, что характерный диаметр изображения звезд в телескопе составляет около 1″ = 5 • 10^–6 рад. Разумеется, искажения не везде одинаковы, и в погоне за хорошими изображениями наблюдатели готовы ехать на край света.

Например, одна из крупнейших обсерваторий построена на одиноко возвышающейся среди просторов Тихого океана вершине потухшего вулкана Мауна Кеа (Гавайские острова) высотой 4,2 км, но и на такой высоте β меньше 0,5″ достигается нечасто. Значение этого обстоятельства нетрудно оценить. Если бы на крупнейшем в мире советском 6-метровом «Большом телескопе азимутальном» (БТА) размер изображения определялся бы дифракцией света (0,02″), то его чувствительность возросла бы примерно в 50 раз. Иначе говоря, те же объекты можно было бы увидеть на расстоянии в 7 раз большем, чем сейчас, а объем доступной изучению части Вселенной возрос бы в 7³ = 343 раз.

Идея выноса телескопов за пределы атмосферы напрашивается сама собой. Усилия астрономов по выбору места установки телескопов можно уподобить достижениям спринтеров, когда результаты тоже измеряются в секундах и даются с огромным трудом. Представьте теперь ситуацию на международном первенстве, где вдруг появился бегун, одолевающий стометровку за секунду! Таким «бегуном» должен стать Космический телескоп им. Хаббла (КТХ) – первый крупный оптический телескоп за пределами атмосферы, у которого качество изображения будет не 1″, как на Земле, а 0,1″, т. е. в 10 раз лучше.

При наблюдениях из космоса должен уменьшиться и фон свечения неба. Однако, как показывают расчеты, в синей области спектра лишь около трети фона связано со свечением атмосферы, а остальные две трети дают зодиакальный свет и слабые звезды Галактики (Млечный Путь). Не стоит забывать, что телескоп на высокой орбите большую часть времени освещен Солнцем, а полное устранение рассеянного света – задача далеко не тривиальная. Таким образом, на уменьшение фона рассчитывать трудно.

Отметим, что совсем иначе обстоит дело в инфракрасном диапазоне, где тепловое излучение атмосферы и телескопа составляет главное препятствие повышению чувствительности наблюдений. В так называемом далеком инфракрасном диапазоне даже небольшой охлаждаемый орбитальный телескоп оказывается намного «дальнобойнее» наземных гигантов.

Указанные преимущества орбитальных телескопов открывают перед оптическими и инфракрасными наблюдениями принципиально новые возможности. Реализация этих возможностей началась лишь в 80-х годах, однако первые телескопы на орбите появились гораздо раньше, в 60-х годах, но предназначались они для наблюдения ультрафиолетового излучения звезд. Надо сказать, что в ультрафиолетовом диапазоне находятся и предел лаймановской серии водорода (91,2 нм), и самая сильная линия водорода Lα (121,5 нм), и сильные резонансные линии таких распространенных в природе элементов, как гелий, углерод, азот, кислород, неон. В то же время до поверхности Земли доходит лишь ультрафиолетовое излучение с длиной волны более 300 нм (рис. 3). Вот поэтому-то орбитальные ультрафиолетовые телескопы вне конкуренции по сравнению с наземными.

Подведя итог, перечислим в табл. 1 отрицательное влияние атмосферы при наблюдениях в различных диапазонах спектра.

Влияние атмосферы на астрономические наблюдения

Вид атмосферных помех	Диапазон спектра
Вид атмосферных помех	ультрафиолетовый (90 – 300 нм)	оптический (300 – 1000 нм)	инфракрасный (5 – 30 мкм)
Поглощение света	Полное	Слабое	Частичное (имеются «окна прозрачности»)
Свечение атмосферы	Слабое (за исключением отдельных линий)	Слабое	Сильное
Искажения изображения	β ≈ 1"	β ≈ 1″	Несущественны (меньше, чем дифракция)

Но прежде чем перейти непосредственно к орбитальным телескопам, приведем некоторые сведения из области астрономии, которые нам понадобятся в дальнейшем. Так, например, яркость точечных объектов принято в астрономии выражать в звездных величинах, пропорциональных десятичному логарифму потока с коэффициентом –0,4. Иначе говоря, разность блеска на одну величину означает, что отношение потоков равно 2,512. Звезды с известным распределением энергии в спектре задают начало отсчета звездных величин во всех диапазонах спектра, причем первичным стандартом служит Вега (видимая звездная величина +0,03^m). Поток от нее вне атмосферы на длине волны 500 нм примерно равен 10⁴ квантов (см² • с • нм)^–1.

Как уже отмечалось, оптические телескопы служат прежде всего для того, чтобы собрать как можно больше излучения от изучаемого объекта и направить его в аппаратуру, осуществляющую измерение интересующих нас характеристик: распределение энергии по небесной сфере и по длинам волн, магнитное поле, координаты и т. д. Все телескопы диаметром более 1 м являются зеркальными (рефлекторами). Их вогнутое главное зеркало собирает падающие на него от далеких объектов параллельные лучи в фокусе, где и строится изображение объекта. Исключительно широкое распространение получили телескопы системы Кассегрена, в которых имеется вогнутое главное зеркало и выпуклое вторичное зеркало (рис. 4). Большинство орбитальных телескопов имеет оптическую систему Кассегрена или ее широкоугольный вариант – систему Ричи–Кретьена, отличающуюся формой поверхностей зеркал.

ПРОБЛЕМЫ СОЗДАНИЯ ОРБИТАЛЬНЫХ ТЕЛЕСКОПОВ

Остановимся теперь на специфике наблюдений с помощью орбитальных телескопов. Рассмотрим ограничения на технические характеристики орбитального телескопа и космического аппарата, на котором он устанавливается. Наиболее здесь очевидное ограничение накладывается на массу и размер приборов, что связано с возможностями их доставки на орбиту.

Так, например, подавляющее большинство космических проектов Национального управления по аэронавтике и исследованию космоса США (НАСА) рассчитано на использование многоразового транспортного космического корабля (МТКК) с диаметром грузового отсека 4,6 м, длиной 18 м и массой полезного груза, выводимого на низкую орбиту, не более 30 т. Западноевропейская космическая организация ЕСА в ближайшее десятилетие ориентируется на использование в основном своей ракеты-носителя «Ариан-4», способной выводить на низкую орбиту полезный груз массой до 7 т. Самые тяжелые советские спутники серии «Космос» обладали массой до 20 т, и для их вывода применялась ракета-носитель «Протон».

Естественно, возникает стремление уменьшить массу конструкции космического аппарата и научных приборов. Поэтому часто в конструкциях космического аппарата используются дорогие, но легкие и прочные материалы (титан, бериллий, в последнее время графитоэпоксидные композиционные материалы). Для космических нужд были разработаны облегченные зеркала, в которых толстый сплошной стеклянный диск заменен парой тонких дисков, соединенных множеством напоминающих пчелиные соты переборок. Теперь их применяют и в наземном телескопостроении для облегчения и удешевления телескопов. Так, например, многозеркальный телескоп в Аризоне появился на свет в результате приобретения астрономами шести «лишних» ребристых 1,8-метровых зеркал у фирмы «Итек».

Второе ограничение вытекает из конечного срока функционирования космических аппаратов. В этом отношении орбитальные телескопы резко отличаются от наземных: ни один из крупных инструментов, построенных с начала нашего столетия, еще не вышел из строя по техническим причинам.

Срок работы космического аппарата зависит от таких факторов, как старение оптики, материалов, элементов солнечных батарей в жестких условиях космоса (электромагнитное и корпускулярное излучение, микрометеороиды) ограниченный ресурс механических и других элементов; ограниченный запас топлива в микродвигателях ориентации; отказы систем космического аппарата; торможение в верхних слоях атмосферы для космических аппаратов на низких орбитах; наличие средств для управления полетом. Кстати, незапланированное продление срока работы космического аппарата иногда сталкивается со значительными организационными и финансовыми трудностями (как это было с автоматической орбитальной обсерваторией им. Эйнштейна, проработавшей 2,5 года вместо одного).

Наиболее ответственные системы космического аппарата резервируются на случай отказа. Известно немало ситуаций, когда после отказа некоторых систем работа орбитальных телескопов не прекращалась, хотя их возможности при этом сужались. Теперь возможность отказа стараются учесть уже при проектировании орбитальных обсерваторий. Так, возникла концепция терпимых отказов, которые полностью не должны лишать космический аппарат работоспособности и потому допустимы.

Вопрос о целесообразности обслуживания крупного орбитального телескопа космонавтами в начале 70-х годов вызвал немало споров среди астрономов и сотрудников НАСА. Возможность ремонта приборов, замены фотопленки и реакции на непредвиденные ситуации представлялась привлекательной, и центр управления пилотируемых полетов, преследуя свои цели, всячески ее подчеркивал. Астрономов, однако, пугали перспективы загрязнения оптики присутствующим поблизости космическим кораблем и сокращение срока службы телескопа ввиду финансовых ограничений, которые и сыграли решающую роль на последующих этапах программы, заставив отказаться от участия космонавтов.

Впрочем, советские космонавты успешно проводили астрономические наблюдения на борту орбитальных космических станций «Салют-4», «Салют-6», «Салют-7» и «Мир», и им действительно приходилось устранять мелкие неисправности в научных приборах. Немало наблюдений, в основном в области физики Солнца, выполнено на борту американской станции «Скайлэб» и станции «Спейслэб» (в составе МТКК), разработанной и созданной западноевропейскими странами.

Если наземный телескоп следит за звездой, медленно поворачиваясь вокруг полярной оси, то орбитальный телескоп лишен опоры, и проблемы его наведения приходится решать по-своему. Во многих экспериментах используется свойство свободно вращающегося тела сохранять неизменное положение своей оси в пространстве. Иначе говоря, космический аппарат стабилизируется вращением, но в таком режиме телескоп уже не может следить за звездой и его ось описывает в пространстве конус. Однако стабилизация вращением удобна для проведения обзоров больших участков небесной сферы. Она применялась, например, на инфракрасном спутнике «ИРАС» и на многих рентгеновских спутниках. Иногда используется свойство вытянутого тела ориентироваться длинной своей осью в направлении на центр Земли под действием приливных сил (так называемая приливная стабилизация, особенно удобная для наблюдения земной поверхности).

Большинство орбитальных телескопов требует трехосной стабилизации, позволяющей накапливать сигнал от изучаемого объекта в течение достаточно длительного времени. Положение оси космического аппарата в пространстве определяется при помощи датчиков ориентации (солнечных или звездных). Сигналы датчиков используются бортовым управляющим устройством для стабилизации оси космического аппарата и его разворотов в нужном направлении. В качестве исполнительных органов системы ориентации могут служить реактивные микродвигатели. Их недостатками, однако, являются ограниченный запас топлива и загрязнение космического пространства вокруг космического аппарата.

Гораздо лучше зарекомендовали себя системы стабилизации на основе силовых гироскопов, т. е. попросту тяжелых маховиков. Вращение маховика в одном направлении заставляет космический аппарат за счет отдачи поворачиваться в противоположном направлении. Внешние моменты сил, действующие на спутник (прежде всего приливные силы), приводят к накоплению кинетического момента («закрутке»), который «берут на себя» силовые гироскопы. Но скорость их вращения не может расти до бесконечности, и для разгрузки силовых гироскопов приходится время от времени включать реактивные микродвигатели.

В альтернативном методе разгрузки силовых гироскопов используется магнитное поле Земли, в котором находится спутник. Внутри спутника располагаются катушки, через которые по определенному алгоритму пропускаются токи, так чтобы в результате их взаимодействия с геомагнитным полем кинетический момент силовых гироскопов уменьшался.

В ориентации космических аппаратов особую роль играет направление на Солнце, что связано с работой солнечных батарей и условиями освещения оптических приборов. Наиболее часто применяется поэтому солнечно-звездная ориентация, когда одна из осей космического аппарата постоянно направлена на Солнце, а поворот относительно нее стабилизируется по какой-нибудь яркой звезде (например, Канопусу, Сириусу или Веге). Возможна и ориентация только по звездам. Некоторые из опорных звезд могут временно экранироваться Землей, Луной или быть слишком близки к Солнцу, поэтому выбирают достаточное их количество. В процессе работы космического аппарата один из звездных датчиков «захватывает» следующую звезду, в то время как 2 – 3 других датчика продолжают слежение за своими звездами.

Устройство звездных датчиков может быть различным в зависимости от требуемой точности их работы и яркости звезд. Нередко в фокусе небольшого объектива помещают зеркальную пирамиду, и отраженный ее гранями свет регистрируют четырьмя фотоумножителями. Когда изображение звезды попадает точно на вершину пирамиды, сигналы фотоумножителей одинаковы, а ее смещение вызывает рассогласование потоков и появление «сигнала ошибки». Вместо зеркальной пирамиды могут использоваться вибрирующие щели (как на спутнике «Коперник») или маски той или иной формы. Звездные датчики некоторых спутников построены на основе простых телекамер – диссекторов. Диссектор поочередно «опрашивает» сигнал в разных точках поля зрения, причем порядок опроса может быть произвольным.

Так, например, на спутнике «ИУЭ» диссекторные камеры работали в двух режимах: 1) сканирование всего поля для опознавания наблюдаемой области и грубого наведения; 2) «слежение» за наиболее яркими звездами, когда сканируются только малые окрестности их изображений. В пилотируемых полетах роль звездных датчиков иногда играет астроориентатор – оптический прибор для визуального опознавания области неба и наведения в заданную точку. Точность такого метода ориентации на станциях «Салют» достигала нескольких угловых минут.

От точности ориентации зависит способность телескопа наводиться на объект и, конечно, качество получаемых на нем изображений. Как мы уже видели, для реализации всех преимуществ орбитальных телескопов требуется стабилизировать их угловое положение во время наблюдений с очень высокой точностью – меньше радиуса дифракционного изображения, иногда составляющего доли угловой секунды. К сожалению для астрономов, практически для всех неастрономических задач, таких, как коррекция орбиты или связь с помощью остронаправленных антенн, вполне достаточно ориентировать спутник с точностью в несколько угловых минут. Соответствующие системы точной ориентации пришлось разрабатывать специально ради астрономических экспериментов.

Нередко ориентация спутника с точностью до нескольких минут служит как бы предварительной, и остаточная ошибка наведения на объект компенсируется уже в самом телескопе. По такому принципу работал, в частности, орбитальный солнечный телескоп (ОСТ) на борту станции «Салют-4». В некоторых случаях можно компенсировать ошибку ориентации уже на Земле в процессе обработки наблюдений, но для этого, конечно, нужно определить ошибку с необходимой точностью (например, при помощи соответствующего звездного датчика, как делалось в случае орбитальной обсерватории им. Эйнштейна).

К специфике внеатмосферной астрономии можно было бы отнести и передачу результатов по каналам телеметрии. Впрочем, теперь с развитием средств космической связи обмен информацией со спутником все меньше отличается от передачи информации в наземных условиях. К тому же наблюдения на крупных наземных телескопах также немыслимы сейчас без передачи данных от приборов и вспомогательных систем. Наблюдатель, удобно устроившись в теплом помещении перед дисплеем и терминалом ЭВМ, может даже на время забыть, где находится его телескоп – в башне этажом выше или на околоземной орбите.

Уже накоплен некоторый опыт наземных дистанционных наблюдений с использованием международных телефонных линий связи. В какой-то степени эти эксперименты были выполнены именно под влиянием работы на астрономических спутниках. В данном отношении многие орбитальные телескопы все же отличаются от наземных, во-первых, невозможностью непрерывного обмена данными из-за периодического выхода спутника из зоны радиовидимости (за исключением спутников на геостационарных орбитах) и, во-вторых, меньшей пропускной способностью каналов связи. В то же время для космических обсерваторий характерна полная автоматизация, еще не достигнутая при наземных наблюдениях.

Режим ориентации орбитального телескопа и возможность связи с ним – определяющие факторы при планировании наблюдений. Как правило, «единицей измерения» времени служит промежуток между сеансами связи. Программа работы телескопа передается с Земли, запоминается бортовым вычислительным устройством и выполняется автоматически. В следующем сеансе с астрономическим спутником на Землю поступают результаты наблюдений, которые также обычно хранятся в бортовом запоминающем устройстве. При выборе объектов наблюдения обязательно приходится учитывать их положение относительно Солнца, Земли и Луны.

Имеет значение и последовательность, в которой телескоп переводится с одной звезды на другую, ибо при разворотах спутника расходуется запас горючего в системе ориентации. Дополнительные осложнения вносят нередко отказы некоторых систем спутников или приборов, заставляющие менять программу. Короче говоря, планирование наблюдений – сложная задача, которую трудно решить без помощи ЭВМ. Как правило, ей задается программа наблюдений с указанием приоритетности задач, а также степени их выполнения на данный момент, и с учетом всех имеющихся ограничений ЭВМ, ищет оптимальный вариант программы на предстоящий сеанс связи. Несколько проще планировать обзорные наблюдения, когда требуется просто «осмотреть» некоторые участки неба.

Если 30 лет назад наблюдения из космоса были еще смелой мечтой, то теперь, наоборот, кое-кто считает всю наземную астрономию занятием старомодным, ссылаясь на отмеченные выше неоспоримые преимущества орбитальных телескопов. Так ли это на самом деле?

По мнению сотрудника Калифорнийского университета И. Кинга, «в большинстве случаев космические наблюдения в обозримом будущем будут лишь малой частью координированных усилий по решению той или иной проблемы, причем эта часть будет включать именно те исследования, которые можно выполнить только в космосе». О полной замене огромного количества наземных наблюдательных программ говорить не приходится. Само существование орбитальных телескопов является мощным стимулом для наблюдателей, заставляя всячески повышать эффективность наземных телескопов, чтобы сохранить их конкурентоспособность.

Результаты, получаемые в недоступных с Земли участках спектра, также стимулируют дополнительные наблюдения в визуальном диапазоне, вызывая появление новых программ и увеличивая потребности в наблюдательном времени на наземных телескопах, и без того перегруженных. Немало задач связано с детальным изучением сравнительно ярких объектов, которое лучше вести с Земли, так как в данном случае качество результата зависит в первую очередь просто от размера телескопа, а наземные телескопы еще долго будут крупнее космических.

Вот почему прогресс техники космической астрономии сопровождается не менее бурным развитием наземного телескопостроения. Достаточно сказать, что в настоящее время осуществляются четыре проекта по созданию телескопов с апертурой более 6 м (табл. 2).

Проекты крупных наземных оптических телескопов

Место разработки	Эквивалентный диаметр, м	Стоимость, млн. долл.	Место установки
Техасский ун-т, США	7,6	40	Горы Дэвиса (штат Техас, США)
Калифорнийский ун-т, США	10	50	Гора Мауна Кеа (Гавайские о-ва, США)
Объединение национальных оптических обсерваторий, США	15	100	Гора Мауна Кеа или гора Грэхем (США)
Европейская Южнаяобсерватория	16	270 млн. марок	Чили?

Запуск в СССР первого спутника 4 октября 1957 г. произвел на мировую общественность колоссальное впечатление. Всего через 2 года 3 мес после начала космической эры Американское астрономическое общество провело конференцию под названием «Астрономические наблюдения за пределами земной атмосферы»¹. В представленных на ней докладах были намечены основные направления предстоящих работ.

¹ Астрономические наблюдения за пределами земной атмосферы (пер. с англ.). М., Иностр. лит., 1962.

Предполагалось провести наблюдения ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца и звезд, выполнить исследования межзвездной и межпланетной среды, осуществить эксперименты по гамма-астрономии. В перспективе планировалось создать орбитальную астрономическую обсерваторию, оснащенную 60-сантиметровым телескопом и действующую в течение года, – прообраз будущего Космического телескопа им. Хаббла. В докладе Л. Спитцера были с необыкновенной для того времени обстоятельностью рассмотрены такие вопросы, как работа телескопа в условиях космоса, методы стабилизации, наведения и гидирования, тепловой режим и надежность астрономического спутника.

Первые астрономические наблюдения на больших высотах в атмосфере проводились уже с 1947 г., когда в США исследовался ультрафиолетовый спектр Солнца при помощи приборов, устанавливавшихся на трофейных ракетах «Фау-2». В ходе дальнейших запусков ракет «Аэроби» ставились все новые задачи из области физики Солнца, усложнялась аппаратура. В 1957 г. с помощью ракетных экспериментов были открыты ультрафиолетовые туманности вокруг горячих звезд, а в 1959 г. было обнаружено свечение ночного неба в линии водорода Lα. Первые опыты по регистрации ультрафиолетового и рентгеновского излучений с помощью спутников оказались неудачными, но зато привели к открытию радиационных поясов Земли, сделанному почти одновременно в СССР и США.

Важным шагом на пути к созданию орбитальных телескопов стали эксперименты с помощью стратостатов. Вынос телескопа в стратосферу в значительной степени устраняет атмосферные помехи при наблюдениях. Стратосферные эксперименты дешевле космических, но в остальном у них много общего, и проработка вопросов ориентации, дистанционного управления, теплового режима понадобилась уже на этом этапе. Наблюдения же с борта воздушных шаров проводились еще в XIX в. Например, великий русский ученый Д. И. Менделеев, поднявшись 7 августа 1887 г. на воздушном шаре на высоту 4 км, вел наблюдения полного солнечного затмения.

Чтобы наблюдать полное солнечное затмение в Северной Африке в декабре 1880 г., П. Жанссен просто был вынужден прибегнуть к технике воздухоплавания, поскольку шла франко-прусская война и Париж был осажден. Вооруженный одним лишь спектроскопом, он смело проплыл над вражескими укреплениями на наполненном водородом шаре и вовремя успел попасть в полосу затмения. Правда, наблюдениям помешала облачность, но зато П. Жанссену удалось выбраться из города.

Во время полного солнечного затмения 19 июня 1936 г. московский астроном П. Г. Куликовский совершил подъем на субстратостате для фотографирования короны и ореола. В 1951 – 1959 гг. сотрудник Медонской обсерватории А. Дольфюс предпринял серию стратосферных полетов в специально сконструированной для этих целей гермокабине диаметром 1,8 м, поднимаемой гирляндой из 104 небольших воздушных шаров, привязанных к 450-метровому тросу. Кабина была снабжена 30-сантиметровым телескопом, и на нем наблюдались солнечная грануляция и спектры планет в так называемой ближней инфракрасной области. Развитием этих экспериментов стала беспилотная гондола «Астролаб», с которой в 1967 – 1968 гг. во Франции выполнили серию стратосферных наблюдений. Ее система ориентации и стабилизации подобна аналогичным системам астрономических спутников.

Для американских астрономов шагом к орбитальным телескопам стала программа «Стратоскоп», которой руководил известный астрофизик М. Шварцшильд. С 1955 г. начались полеты «Стратоскопа-1» с 30,5-сантиметровым солнечным телескопом, а 1 марта 1963 г. свой первый ночной полет совершил «Стратоскоп-2», оснащенный высококачественным 91-сантиметровым рефлектором системы Кассегрена. С его помощью были получены инфракрасные спектры планет и звезд.

В ходе полетов по программе «Стратоскоп» непрерывно совершенствовались системы телескопа, постепенно удалось добиться точности гидирования до 0,03″. Чтобы устранить потоки теплого воздуха от нагретых деталей телескопа, заметно портившие качество изображения в первых полетах, весь инструмент перед стартом стали охлаждать до температуры –40°С, ожидаемой на высоте 24 км. Последний и наиболее удачный полет состоялся 26 – 27 марта 1970 г. За 9 ч наблюдения были получены снимки планет-гигантов и ядра сейфертовской галактики NGC 4151, размер которого оказался менее 0,14″. Полетом управляла группа во главе с сотрудником Принстонского университета Р. Даниельсоном, которому суждено было вскоре сыграть важную роль в проектировании Космического телескопа им. Хаббла.

Самый крупный телескоп для внеатмосферных наблюдений Солнца с диаметром главного зеркала 1 м работал с 1966 по 1973 г. на советской стратосферной аэростанции. Этот весьма совершенный аппарат массой более 7,5 т был создан в Главной астрономической обсерватории АН СССР в Пулкове и предназначался для исследования тонкой структуры солнечной фотосферы и ее спектра с угловым разрешением 0,12″. По команде с Земли телескоп наводился на избранные участки поверхности Солнца и выдерживал с высокой точностью заданную ориентацию.

В результате был получен уникальный научный и научно-технический материал. Изучены изменение структуры солнечной грануляции от центра диска к краю и особенности чередования ее светлых и темных элементов, распределение их по размерам и скоростям, а также особенности строения солнечных пятен и хромосферной сетки.

Несмотря на развитие космической техники, стратосферные телескопы остаются на вооружении астрономов и по сей день. В 80-х годах в разных странах вступили в строй 5 баллонных телескопов с диаметрами зеркал 1 – 1,2 м, предназначенных для наблюдений в далекой инфракрасной области. Уже много лет успешно функционирует обсерватория им. Койпера – многоцелевой 91-сантиметровый охлаждаемый инфракрасный телескоп, работающий из открытого отсека реактивного самолета С-141 на высоте полета 13 км. Очевидным недостатком баллонов является их снос ветром со скоростью до 200 км/ч, ограничивающий продолжительность наблюдений.

Весьма информативный в астрофизическом отношении ультрафиолетовый участок спектра, к сожалению, почти недоступен для баллонных телескопов, поскольку на высотах порядка 20 км излучение с длинами волн менее 200 нм поглощается молекулярным кислородом. Астрономические наблюдения с ракет также малоперспективны, так как нельзя достаточно долго накапливать сигнал от слабых источников. Вот почему в 60-х годах началось проектирование первых орбитальных телескопов, предназначенных для наблюдения звезд в ультрафиолетовом диапазоне. В НАСА приступили к разработке серии спутников под названием «ОАО» (орбитальные астрономические обсерватории), которые могли бы наводиться на избранный объект и удерживать его в поле зрения научных приборов с точностью 10 – 30″.

Их создание заняло больше времени, чем предполагалось вначале. Первый спутник этой серии вышел из строя, не успев дать результатов, но его «дублер» «ОАО-2А», выведенный на орбиту в 1968 г., успешно работал более года. В том же 1968 г. в СССР был запущен спутник «Космос-215», оборудованный двумя фотометрами для обзора неба на длинах волн 227,5 и 274 нм. Началась эпоха орбитальных телескопов (рис. 5).

Обсерватория «ОАО-2А» предназначалась для массовой фотометрии звезд на длинах волн больше 100 нм. В корпусе спутника, имевшем форму восьмигранного цилиндра диаметром около 2 м и длиной 3 м, помимо служебных систем, было размещено два научных прибора. Первый из них, разработанный в Смитсонианской астрофизической обсерватории, назывался «Селескопом» и представлял собой 4 одинаковых 30-сантиметровых широкоугольных зеркальных телескопа, снабженных телекамерами. На Землю передавались изображения участков неба размером 3° со звездами яркостью до 8m. Телескопы отличались друг от друга лишь светофильтрами, выделявшими разные участки спектра.

Другой прибор, подготовленный в Висконсинском университете, предназначался для наблюдения отдельных источников и также состоял из нескольких телескопов, приемниками излучения в которых служили фотоумножители с соответствующими светофильтрами.

Третий запуск по программе «ОАО» был неудачным, а в четвертом (последнем) выведен в августе 1972 г. на круговую околоземную орбиту высотой 750 км спутник «ОАО-3» с 80-сантиметровым телескопом системы Кассегрена, получивший впоследствии название «Коперник». Он проработал 8,5 лет. Свет, собираемый его телескопом, поступал в спектрометр с вогнутой дифракционной решеткой, обеспечивавшей спектральное разрешение 0,01 – 0,04 или 0,005 нм. Излучение интервалов длин волн 148 – 327,5, 164 – 318, 71 – 150 и 75 – 164,5 нм регистрировалось четырьмя фотоумножителями. Их перемещение позволяло получать спектры источников в указанных интервалах длин волн. Конечно, последовательная запись спектров «по точкам» занимала много времени, поэтому наблюдалось всего по 2 – 3 спектра в неделю.

Очень важно, чтобы во время наблюдения звезда все время попадала точно в центр входной щели спектрометра шириной 0,3 – 1,2″. Спутник не обеспечивал такой точности стабилизации, и смещения звезды отслеживались в самом телескопе наклонами вторичного зеркала, которым управляли датчики системы точного гидирования, регистрирующие отраженный от щечек щели свет звезды. Точность гидирования по звездам ярче 6^m достигала 0,04″. Аналогичный принцип гидирования применен и на советской орбитальной обсерватории «Астрон».

На телескопе умеренных размеров можно было наблюдать со столь высоким разрешением лишь сравнительно яркие звезды (до 7,5m). Телескоп спутника «Коперник» стал первым инструментом, который по-настоящему подробно познакомил астрономов с ультрафиолетовыми спектрами звезд. Одной из задач обсерватории было изучение межзвездной среды по ультрафиолетовым линиям поглощения ряда элементов в межзвездном газе, значительно более мощным, чем в оптическом диапазоне. Действительно, линии поглощения молекулы водорода «рассказали» исследователям о том, что около половины межзвездного водорода находится в молекулярной, а не в атомарной форме. Линии поглощения дейтерия и молекулы HD позволили оценить содержание этого изотопа водорода.

Неожиданным было открытие межзвездных линий пятикратно ионизованного кислорода в спектрах нескольких звезд, что свидетельствовало о наличии очень горячих областей газа с температурой порядка 1 млн. К – такой же, как в солнечной короне! Наблюдения красных гигантов привели к выводу о значительно более быстром, чем считалось ранее, истечении вещества из их протяженных атмосфер. Это вещество в форме газа и пыли пополняет межзвездную среду, поддерживая в нашу эпоху образование новых звезд в Галактике.

В январе 1978 г. состоялся запуск американо-западноевропейского спутника «ИУЭ» (аббревиатура с английского «Спутник «Эксплорер» по международной программе ультрафиолетовых исследований»). Он выведен на геостационарную орбиту, весьма удобную для проведения астрономических наблюдений из-за возможности иметь непрерывную связь со спутником и малого экранирования неба диском Земли, видимый диаметр которой уже с расстояния 24 000 км составляет всего 17°. Это был последний из серии малых астрономических спутников («САС»); его предшественники использовались для наблюдения гамма- и рентгеновского излучений от небесных тел.

Отличительной особенностью «ИУЭ» (рис. 6) является наличие высокоточной системы стабилизации, позволяющей выдерживать заданную ориентацию с ошибкой не более 0,2″. Звездными датчиками тонкого гидирования служат диссекторные телекамеры, работающие по звездам яркостью до 14^m. Спутник «ИУЭ» имел 45-сантиметровый телескоп, который меньше, чем у спутника «Коперник», но на нем могли наблюдаться более слабые звезды (до 17^m), поскольку спектры здесь регистрировались не последовательно, а параллельно при помощи телекамер, чувствительных к ультрафиолетовому излучению.

Изображение звезды строилось на входной апертуре одного из двух спектрографов – «коротковолнового» (115 – 195 нм) или «длинноволнового» (190 – 320 нм). Их конструкция одинакова. Элементом, разлагающим излучение по длинам волн, служит решетка-эшель, разрешение составляет 0,02 нм. Более слабые источники наблюдаются с разрешением 0,6 нм. Немалые трудности пришлось преодолеть при калибровке приемников, т. е. при определении зависимости их общей чувствительности от длины волны. В целом, однако, спутник оказался очень удачным. Он работает по сей день.

В настоящее время крупнейшим среди действующих орбитальных телескопов является ультрафиолетовый телескоп «Спика» на советском астрономическом спутнике «Астрон», запущенном 23 марта 1983 г. (рис. 7). Его 80-сантиметровое зеркало собирает на 30% больше света, чем зеркало телескопа «Коперника», так как меньше экранируется другими оптическими деталями. Оно покрыто пленкой из алюминия и фтористого магния, и для сохранения ее высокого коэффициента отражения были приняты особые меры: удалялись газы, адсорбированные деталями спутника, сборку производили в специальном помещении, а герметичную трубу заполнили чистым азотом, который был выпущен только на орбите.

Телескоп спутника «Астрон» оснащен спектрометром, работающим в интервале длин волн 114 – 340 нм с разрешением 0,04; 1,4 или 2,8 нм (спектр регистрируется тремя фотоумножителями). Спутник наводится на объект с точностью около 1′ (его корпус и служебные системы такие же, как и у межпланетных станций серии «Венера»), но имеется система тонкого гидирования, удерживающая звезду с точностью 0,3″ за счет наклонов вторичного зеркала телескопа. Телескоп был разработан в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР совместно с Бюраканской астрофизической обсерваторией АН АрмССР и Лабораторией космической астрономии в Марселе (Франция), отвечавшей за изготовление спектрометра.

Спутник «Астрон» выведен на сильно вытянутую орбиту с высотой апогея 20 000 км, которая почти так же удобна, как геостационарная: спутник скрывается из зоны радиовидимости наземных служб всего на 4 ч за каждые 4 сут и 90% времени находится вне радиационных поясов Земли, мешающих работе приборов из-за повышенной концентрации заряженных частиц.

Сразу после запуска была проверена работоспособность спутника. В частности, по наблюдению яркой звезды астрономы убедились в сохранении высокого качества оптической системы (в щель шириной 1" проходит 65% света). Пришлось лишь слегка подфокусировать телескоп, сдвинув вторичное зеркало на 0,12 мм. В мае 1983 г. начались наблюдения, и за первый год работы состоялось уже более 24 сеансов связи. Зарегистрировано свыше 70 спектров звезд, а также спектры нескольких квазаров и галактик.

С помощью спутника «Астрон» исследуются следующие проблемы: истечение вещества из звезд различных спектральных классов по профилям резонансных ультрафиолетовых линий; содержание химических элементов в атмосферах необычных (пекулярных) звезд классов Ар и Am; свойства нестационарных звезд (например, карликовых Новых), квазаров и галактик, галактических туманностей и диффузного ультрафиолетового излучения Галактики. Кроме ультрафиолетового телескопа, на спутнике установлен рентгеновский телескоп-спектрометр СКР-02М.

Помимо описанных здесь сравнительно крупных телескопов, на орбите работало несколько меньших инструментов. Например, с помощью 30-сантиметровой камеры «Орион-2» космонавты П. И. Климук и В. В. Лебедев сфотографировали в 1973 г. ультрафиолетовые спектры нескольких тысяч звезд яркостью до 13^m. Экипаж космического корабля «Аполлон-16» установил на Луне в 1977 г. небольшую широкоугольную электронографическую камеру оригинальной конструкции для фотографирования Земли и звездного неба в диапазоне длин волн 50 – 170 нм. Аппаратура для наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне работала на нидерландском спутнике «АНС» (запущенном в 1974 г.) и западноевропейском спутнике «ТД-1А».

Дальнейшие перспективы наблюдений в ультрафиолетовом диапазоне в значительной степени связывают с проектом Космического телескопа им. Хаббла (см. ниже). Он, однако, не сможет решить всех научных задач. Для наблюдений обзорного характера создается 1-метровый ультрафиолетовый телескоп «Старлаб». В этой программе сотрудничают ученые США, Австралии и Канады. Отличительной особенностью «Старлаба» будет сочетание большого поля зрения (1°) с высоким разрешением (около 0,1″). Это означает, что в светоприемнике должно быть порядка 10⁷ чувствительных элементов. Предполагается в качестве приемника использовать мозаику из больших микроканальных пластин, сочлененных посредством оптического волокна с ПЗС-приемниками (см. ниже) и работающих в режиме счета фотонов.

Запуск «Старлаба» намечен на 1989 – 1990 гг. Первоначально предполагалось, что он будет установлен в грузовом отсеке МТКК, однако в настоящее время разрабатывается более перспективный вариант установки телескопа на специальной автоматической платформе, благодаря чему значительно возрастет длительность наблюдений и уменьшится опасность загрязнения зеркал. Наблюдения с помощью телескопа «Старлаб» существенно пополнят наши сведения об ультрафиолетовом излучении самых разнообразных небесных тел – от звездных скоплений нашей Галактики до радиогалактик и квазаров.

Разрабатывается проект спутника «ЕУВЭ» для наблюдений в крайнем ультрафиолетовом диапазоне (10 – 100 нм). Это излучение отражается зеркально только при скользящем падении лучей, поэтому четыре 40-сантиметровых телескопа, которыми будет оснащен спутник, напоминают скорее рентгеновский телескоп со скользящим падением лучей, применявшийся на орбитальной обсерватории им. Эйнштейна, нежели обычные оптические телескопы. С помощью спутника «ЕУВЭ» планируется проводить обзор всего неба с разрешением около 6′.

Астрономы, специализирующиеся на изучении Солнца, также устанавливают свои инструменты на космических аппаратах, чтобы регистрировать ультрафиолетовое излучение дневного светила или наблюдать солнечную корону, не дожидаясь очередного затмения. Так, на американской орбитальной станции «Скайлэб», работавшей в 1973 – 1974 гг., имелась специальная платформа, способная наводиться на Солнце, на которой располагалось сразу 8 телескопов с умеренными и малыми апертурами. Каждый из них предназначался для решения определенной задачи (например, получения спектров или изображений в ультрафиолетовой области).

В 1975 г. на борту орбитальной станции «Салют-4» работал солнечный телескоп ОСТ с 25-сантиметровым зеркалом. С его помощью фотографировались спектры активных образований на Солнце в диапазоне длин волн 90 – 100 нм. Космонавты выбирали наблюдаемый участок визуально, затем его изображение удерживалось на входной щели автоматически посредством наклонов плоского зеркала, от которого свет отражался перед входом в телескоп. С помощью ОСТ было получено более 600 спектрограмм Солнца.

Для регулярных наблюдений Солнца 14 февраля 1980 г. на околоземную орбиту был выведен спутник «СММ» (аббревиатура с английского «Полет по изучению солнечного максимума»). Этот сложный и дорогостоящий (200 млн. долл.) аппарат призван, как явствует из его названия, выявить тонкие изменения солнечной активности по мере ее убывания в соответствии с 11-летним циклом. Правда, из-за задержки запуска он несколько опоздал к началу солнечного максимума. В комплект его научных приборов входят радиометр для измерения солнечной постоянной с точностью не более 0,1%, коронограф-поляриметр, ультрафиолетовый спектрометр-поляриметр, несколько рентгеновских телескопов и гамма-спектрометр.

После 9,5 мес работы отказала система точной ориентации спутника, и в течение следующих 3,5 лет он работал «в четверть силы» в режиме стабилизации вращением. 8 апреля 1984 г. экипаж МТКК «Челленджер» попытался отремонтировать спутник. Однако попытки остановить вращение спутника (чтобы захватить его в грузовой отсек МТКК) были неудачными, а кроме того, он стал вращаться еще и перпендикулярно направлению первоначального вращения. В течение двух суток спутник, дополнительно раскрученный в другом направлении, был на грани полного отказа, и лишь чудом операторам наземного комплекса удалось подзарядить его батареи и осуществить магнитное торможение.

10 апреля космонавты с первой попытки захватили спутник «СММ» лапой дистанционного манипулятора и доставили его в грузовой отсек МТКК. За 45 мин были заменены неисправный блок ориентации, отказавший электронный блок коронографа и кое-что еще, и в результате спутник был готов продолжить работу на орбите. 12 апреля спутник «СММ» вновь был выведен на рабочую орбиту, полностью обретя свой научный потенциал, и, по наиболее оптимистическим оценкам, он сможет «дожить» до следующего солнечного максимума в 1991 г.

Цикл исследований по физике Солнца проводился также в ходе полетов МТКК с блоком «Спейслэб» на борту. В июле 1984 г. во время полета «Спейслэб-2» работало четыре солнечных телескопа. В одном из планируемых полетов «Спейслэб» предполагается использовать метровый солнечный оптический телескоп (СОТ), на который ученые возлагают немало надежд. Ведь метровый орбитальный телескоп должен иметь разрешение 0,1″, столь необходимое при наблюдениях Солнца и уже достигнутое ранее советскими учеными при установке телескопа на баллонах. Сильным конкурентом СОТ в оптическом диапазоне будет строящийся совместными усилиями нескольких западноевропейских стран 2,2-метровый наземный солнечный телескоп на Канарских островах. Его предполагается оснастить сложной системой компенсации атмосферных искажений при помощи гибкого зеркала (по схеме так называемой адаптивной оптики). Уже сообщалось, что с помощью такой системой получены изображения Солнца с разрешением 0,2″.

Не прошло и 5 лет с момента космического дебюта инфракрасной астрономии, связываемого с запуском 25 января 1983 г. спутника «ИРАС» (аббревиатура с английского «Инфракрасный астрономический спутник»). Его предшественником можно считать бортовой субмиллиметровый телескоп БСТ-1М станции «Салют-6» (1977 г.), правда, в том пионерском эксперименте неохлаждаемое 1,5-метровое прожекторное зеркало служило прежде всего для регистрации недоступной с Земли длинноволновой части инфракрасного спектра (интервал длин волн 50 мкм – 1 мм) с умеренной чувствительностью и разрешением 18′. Запуск спутника «ИРАС» на более высокую орбиту позволял существенно повысить чувствительность из-за отсутствия там свечения верхней атмосферы.

При отсутствии этого свечения основным источником фона (и шумов) было тепловое излучение зеркал самого телескопа, и чтобы устранить этот фон, весь телескоп охлаждался жидким гелием до температуры около 2,5 К (–271°С). К великой радости астрономов, запасов гелия в «летающем криостате» хватило на 10 мес вместо запланированных 7 мес, и если бы удалось протянуть еще неделю, спутник «ИРАС» успел бы в третий раз просканировать всю небесную сферу. Но 21 ноября 1983 г. гелий все-таки кончился, приемники нагрелись и спутник прекратил работу.

Проект спутника «ИРАС» разрабатывался нидерландскими учеными совместно с американскими и английскими специалистами. Стоимость спутника составила почти 200 млн. долл.; все оптические детали сделаны из бериллия – дорогого, но зато легкого и прочного металла, который к тому же хорошо поддается полировке. Диаметр главного зеркала 57 см, в фокальной плоскости телескопа находятся четыре ряда инфракрасных приемников и звездные датчики. Полупроводниковые приемники четырех типов обладают чувствительностью в разных диапазонах длин волн: 8,5 – 15 мкм (SiAs), 19,3 – 30,2 мкм (SiIn), 40 – 80 мкм (GeGa) и 83 – 119 мкм (GeGa). Наличие нескольких приемников каждого типа сильно повышало эффективность при регистрации изображений, так как вместо двумерного сканирования неба «по точкам» можно было проводить сканирование в одном направлении, захватывая расположенными в линию приемниками сразу целую полоску небесной сферы.

Проведению обзорных работ благоприятствовала и почти полярная круговая орбита спутника «ИРАС» высотой около 900 км. Вследствие прецессии плоскость орбиты медленно поворачивалась, оставаясь перпендикулярной линии Земля–Солнце. Вокруг этой оси и вращался спутник при сканировании неба, поэтому в поле его зрения Солнце и Земля не попадали. Сеансы связи со спутником осуществлялись 2 раза в сутки: со спутника «ИРАС» получали результаты наблюдений, накопленные в его бортовом запоминающем устройстве, и передавали ему новое задание на следующие 12 ч работы. Кроме проведения обзора, выполнялись наблюдения некоторых инфракрасных источников в режиме трехосной ориентации, чтобы за счет накопления сигнала обеспечить еще большую чувствительность. На спутнике «ИРАС» наряду со светоприемниками, предназначенными для регистрации изображения, имелся спектрометр низкого разрешения, работающий в области длин волн 7,4 – 23 мкм.

При изготовлении спутника «ИРАС» пришлось преодолеть немало трудностей. Жидкий гелий, обладающий сверхтекучестью, просачивался сквозь малейшие отверстия, а кроме того, неизвестно было, ухудшится ли качество оптики после ее охлаждения. Когда за 11 мес до запуска спутник заправили жидким гелием, выявилась неисправность в одном из приемников. Но, как ни странно, спутник «ИРАС» работал на орбите с неожиданным даже для его создателей успехом. Он, в сущности, впервые «увидел» инфракрасное небо, потому что в прежних баллонных экспериментах чувствительность была на несколько порядков хуже. Обзор с помощью спутника «ИРАС» охватил 95% небесной сферы, и его каталог содержит более 200 000 инфракрасных источников.

Часть этих источников еще не отождествлена с известными в других диапазонах объектами и представляет собой, быть может, ранее неведомый вид холодных небесных тел. Многие отождествленные источники оказались холодными звездами, но большинство из них являются внегалактическими и связаны с тепловым излучением пыли в спиральных галактиках. Удалось получить много сведений о процессах звездообразования, протекающих в темных пылевых туманностях. Ведь приемники «ИРАС» чувствительны к тепловому излучению тел с температурами от 30 до 200 К, что как раз и соответствует температуре межзвездной пыли.

С помощью спутника «ИРАС» пылевую материю зарегистрировали буквально во всех уголках нашей Галактики, даже в направлении галактического полюса, где раньше ее и не предполагали обнаружить. Полной неожиданностью для исследователей стало открытие причудливого узора галактических пылевых облаков, которые назвали инфракрасными перистыми облаками; лишь некоторые из них совпадают с наблюдаемыми в радиодиапазоне облаками нейтрального водорода.

Широкое внимание привлекло открытие пылевой оболочки около ярчайшей звезды северного неба – Веги. Размеры частиц в ней не менее 1 мм, их общая масса не менее 0,01 массы Земли, а расстояние оболочки от звезды около 170 а. е. Весьма вероятно, что обнаруженные камни и пыль состоят из вещества, из которого образовалась сама Вега. По современным представлениям из подобного пылевого диска сформировалась Солнечная система. Выделено около 50 ярких звезд, по всей вероятности, также обладающих пылевыми оболочками или дисками.

Немало открытий сделано при помощи спутника «ИРАС» и в самой Солнечной системе, обнаружено четыре новых кометы; малая планета с необычной орбитой, совпадающей с орбитой метеорного потока геминид; повышенное содержание пыли в поясе астероидов и т. д.

Вслед за телескопом спутника «ИРАС» в космосе будут работать более крупные охлаждаемые инфракрасные телескопы. В одном из полетов МТКК предполагается использовать инфракрасный телескоп с диаметром зеркала 85 см (спектральный диапазон длин волн 2 – 500 мкм). Весь телескоп будет охлаждаться жидким гелием и рассчитан на работу в течение 7 – 14 сут. Возможность использовать служебные системы МТКК сильно удешевляет проект, а присутствие космонавтов увеличивает гибкость работы. Однако проблема загрязнения оптики выбросами МТКК и ограничение продолжительности полета являются серьезными недостатками данного варианта.

Воодушевленные успехами спутника «ИРАС», западноевропейские специалисты также планируют продолжить работы в этом направлении. ЕСА уже приняло решение о создании в начале 90-х годов спутника «ИСО» («Инфракрасной космической обсерватории»), рассчитанного на 1,5 года работы. Диаметр его телескопа 60 см, рабочий диапазон длин волн 1 – 180 мкм; чувствительность телескопа будет в сотни раз больше, чем у телескопа «ИРАС».

У оптических наблюдений, проводимых с помощью космических аппаратов, есть еще одно преимущество перед наземными, которое до сих пор не использовалось на практике. Дело в том, что атмосфера искажает не только вид изображения в телескопе, но и его положение (координаты). Измерение координат небесных объектов – хорошо развитая область астрономии, называемая астрометрией. После основополагающих работ пулковских астрометристов середины XIX в. точность измерения абсолютных координат звезд возрастала мучительно медленно и до сих пор остается на уровне долей угловой секунды (последнее вызвано как раз этими атмосферными факторами).

Простые расчеты показывают, что даже небольшой орбитальный телескоп способен измерять координаты звезд с невиданной точностью. От звезды с яркостью 10^m с помощью 30-сантиметрового телескопа в полосе с длиной волны 100 нм регистрируется около 10⁴ фотоэлектронов в 1 с. Радиус дифракционного изображения на длине волны 500 нм равен 0,3″. Каждый принятый фотоэлектрон в орбитальном телескопе позволяет найти координату звезды именно с такой точностью, а поскольку они все регистрируются независимо друг от друга, n принятых фотоэлектронов повышают точность в n^1/2 раз. В нашем примере за 1 с наблюдений координата звезды с яркостью 10^m измеряется с точностью 0,003″. При помощи 3-метрового орбитального телескопа та же точность достигается для звезд с яркостью 15^m. Эксперименты с датчиками точного гидирования Космического телескопа им. Хаббла подтверждают эти оценки: при времени накопления порядка 0,1 с они обеспечивают точность 0,007″ для звезд яркостью до 15^m.

Уже в 60-х годах преимущества космической астрометрии активно пропагандировал страсбургский астроном П. Лакрут, но лишь в 1980 г. ЕСА, наконец, приступило к созданию такого астрометрического спутника. Он получил название «Гиппарх» в честь александрийского астронома, жившего во II в. до н. э. и составившего первый в мире каталог звезд. Предполагается вывести спутник «Гиппарх» в 1987 – 1988 гг. на геостационарную орбиту (рис. 8), и за 2,5 года его работы планируется определить координаты, параллаксы и собственные движения 100 000 звезд яркостью до 13^m с точностью 0,002″. Дополнительная программа предусматривает параллельные астрометрические наблюдения 400 000 более слабых звезд с несколько худшей точностью.

Для наземных инструментов естественную систему координат задает сама наша планета. Лишенный этой возможности, спутник «Гиппарх» станет измерять координаты звезд оригинальным способом: его телескоп одновременно будет «смотреть» сразу в двух направлениях, расположенных под углом 58° друг к другу, и взаимно увязывать координаты звезд в этих площадках. Поскольку спутник стабилизируется вращением, обе эти линии визирования должны описывать на небесной сфере большие круги. Наблюдение всех звезд на каждом круге в течение нескольких оборотов даст возможность найти и их координаты, и точное значение «базового» угла 58°.

Вследствие прецессии ось вращения спутника будет медленно поворачиваться, оставаясь наклоненной на 43° к Солнцу, и поэтому спутник «Гиппарх» многократно просканирует всю небесную сферу. В качестве координатно-измерительного устройства предполагают использовать растр – пластинку с прозрачными и темными полосками, расположенную в фокусе зеркального телескопа. При вращении спутника изображения звезд будут перемещаться по растру и периодически «пропадать», заходя за темные полоски. Эти изменения светового потока станут регистрировать диссекторной телекамерой. Прежде чем попасть в телескоп, свет отразится от плоского зеркала, разрезанного пополам так, что его половины взаимно наклонены на 29°, задавая тем самым базовый угол 58° между линиями визирования.

Базовый угол должен быть строго неизменным, а это значит, что допускается взаимное смещение половинок зеркала не более чем на расстояние 0,0025 мкм. Для обеспечения такой точности изготовителю телескопа, французской фирме «Матра», придется применить самую совершенную технологию. Особенностью проекта является и большой объем информации, который предполагается передавать со спутника на Землю для обработки. Координаты каждой звезды будут промерены около 20 раз, и лишь после совместной обработки всех измерений исследуемых звезд к середине 1990-х годов появится самый точный в мире астрометрический каталог.

При помощи Космического телескопа им. Хаббла также планируется проводить астрометрические наблюдения с точностью около 0,002″, хотя задача составления астрометрического каталога здесь не ставится. Отметим, что такой точности удалось достичь и в наземных условиях (при относительных определениях координат), когда астрометристы применили новые методы наблюдений и смогли вплотную подойти к «атмосферному» пределу точности. Однако для орбитальных телескопов такого предела не существует. Несмотря на всю важность реализации программы «Гиппарх», этот проект будет лишь первым прорывом в совершенно неизведанную область космической астрометрии, где ученых наверняка поджидают открытия не менее значительные, чем те, что были сделаны при освоении новых диапазонов электромагнитного спектра.

Одной из важнейших проблем современной астрономии (да и не только астрономии) является поиск планетных систем у других звезд. Обнаруженная с помощью спутника «ИРАС» пылевая оболочка Веги лишь подогрела интерес астрономов к этой проблеме, но по-настоящему фундаментальные исследования других планетных систем потребуют измерений координат звезд с точностью 0,000001″, чтобы выявлять гравитационное воздействие со стороны обращающихся вокруг них планет земной группы. Специалистами фирмы «Локхид» уже прорабатывается предварительный проект астрометрического спутника, который обеспечил бы такую точность. Он напоминает современные наземные длиннофокусные астрометрические телескопы.

Возможно, однако, что более перспективным вариантом окажется использование интерферометров; этот подход развивает группа американских ученых под руководством Д. Ризенберга. Они представляют себе астрометрический спутник будущего в виде небольшой, но очень жесткой конструкции, на которой размещены звездные интерферометры с базой (относительным расстоянием) 2 м и зеркалами диаметром по 10 – 20 см. Наличие нескольких интерферометров, которые «смотрят» в разные стороны, позволит построить фундаментальную систему координат так же, как это будет сделано на «Гиппархе», но только в 1000 раз точнее!

Сейчас даже трудно представить себе, какие перед астрономами откроются перспективы. Во всяком случае станут возможны прямые определения параллаксов и движений ближайших галактик. Не исключено, что астрометрические спутники второго поколения принесут неожиданные сведения о тонких свойствах пространства-времени.

О создании крупного орбитального оптического телескопа давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40 – 50-х годах Л. Спитцер из Принстонского университета. Еще в 1946 г. он подготовил доклад (тогда секретный) о преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 гг. на совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой космический телескоп», а осенью 1971 г. НАСА организовало комитет по разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им. Хаббла.

В 1973 г. рабочая группа специалистов под руководством Ч. О’Делла приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции «Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 г. созданием рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК – транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3,2 м, но тогда массивные блоки служебных систем спутника (т. е. систем ориентации, энергопитания, связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с большим моментом инерции потребовалось бы разработать мощную и дорогую систему ориентации.

В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется Космическим телескопом им. Хаббла в честь Э. Хаббла, открывшего расширение Вселенной.

Программа Космического телескопа им. Хаббла осуществлялась в условиях недостатка ассигнований. Понадобилась единодушная поддержка астрономов, чтобы провести соответствующий финансовый законопроект через палату представителей конгресса США, подкомиссия которой стремилась урезать расходы на науку. Проект начали финансировать лишь с 1978 г., и общая его стоимость была ограничена суммой 575 млн. долл. в ценах 1982 г. Однако уже в 1984 г. расходы по этой программе достигли 1,2 млрд. долл. (не считая стоимость запуска), и дополнительные средства тогда были изъяты из других программ НАСА. По той же причине к участию в проекте пригласили западноевропейскую организацию ЕСА, покрывающую теперь около 15% всех затрат по реализации проекта.

Ограничения на длину инструмента и потребность иметь большое поле зрения привели к выбору оптической системы Ричи–Кретьена, которая широко применяется и в современных наземных рефлекторах (рис. 9). Главное и вторичное зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное расстояние 58 м). К качеству изготовления оптики предъявлялись исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не должна отклоняться от расчетной более чем на 10 нм.

Возможные прогибы зеркала в условиях космического полета особенно беспокоят специалистов, хотя для их исключения приняты все меры. Зеркало представляет собой сравнительно толстый, но легкий «сотовый» диск из стекла со сверхнизким коэффициентом теплового расширения. На всякий случай в телескопе имеются устройства для контроля качества оптики в космическом полете и система «толкателей» позади зеркала для коррекции его прогибов.

Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к механической прочности конструкции связаны с 3 – 4-кратными перегрузками, возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы телескопа на орбите. Общая масса спутника 10,4 т.

В отличие от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только тогда, когда объект наблюдения будет находиться на угловых расстояниях более 50° от Солнца, 70° от освещенной части Земли и 15° от Луны.

Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1′ будет осуществляться с помощью звездных датчиков и гироскопов–датчиков скорости (положение их осей время от времени должно уточняться по звездам). Однако расчетное качество изображения, получаемого с помощью 2,4-метрового телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05″, и чтобы использовать это преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью (фактически задан допуск на точность стабилизации 0,007″).

Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4^m, в периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3 сектора (рис. 10). По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, перемещаясь по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение. В случае неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если таковые имеются). Очевидно, выбор звезд должен проводиться заранее, и это очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих звездных каталогов, как правило, недостаточна, поэтому запуску Космического телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба на наземных телескопах с большим полем зрения и составление специального каталога гидировочных звезд с точно известными положениями.

Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, диссекторные телекамеры и даже интерферометры. Небольшие смещения звезды в поле зрения соответствуют изменению разности фаз световых волн, приходящих на противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает сигнал ошибки. При точности гидирования 0,007″ время реакции датчиков точного гидирования должно быть много меньше 1 с, и не только потому, что возможны быстрые колебания самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за аберрации света вследствие движения спутника по орбите.

К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещающиеся на фоне звезд. Однако с данной системой наведения Космический телескоп им. Хаббла не сможет наблюдать земную поверхность. Следует отметить, что неполадки при разработке датчиков точного гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их работоспособности.

Как бы ни был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического телескопа им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждалась возможность применения фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам на Земле. К сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому их пришлось бы доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения орбитального телескопа нежелательны как с экономической, так и с технической точек зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и фтористого магния) очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому плотная крышка будет открываться лишь после удаления МТКК и вновь закрываться с его приближением.

В 1973 г. было решено использовать электронные приемники изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда в 1977 г. стало известно о резкой переориентации руководителей программы на твердотельные светоприемники. Это было смелое решение, ибо технология создания таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они еще не использовались.

В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их преимущества хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60%, большое количество чувствительных элементов, малый шум, большой рабочий диапазон изменений яркости объекта и высокая геометрическая стабильность.

Специально для Космического телескопа им. Хаббла фирма «Техас инструментс» разработала ПЗС-приемники форматом 800 × 800 элементов, имеющие при охлаждении собственный шум всего около 20 электронов на каждый чувствительный элемент. Подобно другим твердотельным приемникам света, ПЗС-приемники представляют собой, по сути дела, сверхбольшую интегральную схему, т. е. тонкую пластинку полупроводникового материала (в данном случае кремния), на поверхности и в объеме которой размещены десятки и сотни тысяч отдельных электрических элементов. Поглощенный квант света приводит к появлению в кремнии свободного электрона, и эти электроны накапливаются в миниатюрных конденсаторах.

Характерный размер одного чувствительного элемента 30 × 30 мкм. Свое название ПЗС-приемники получили из-за способа измерения накопленных зарядов. В обычных (вакуумных) телекамерах заряды считываются электронным лучом, обегающим всю поверхность мишени. В ПЗС-приемниках, наоборот, имеется один неподвижный измерительный элемент – усилитель считывания, но зато организовано перемещение самих зарядов. При считывании изображение как бы сдвигают целиком, и заряды путешествуют вдоль и поперек строк от того места, где они были накоплены, до входа усилителя считывания (рис. 11).

В какой-то степени ПЗС-приемник приближается к «идеальному» приемнику, который сочетал бы большое, как у фотопластинок, количество элементов разрешения с возможностью точного измерения световых потоков, присущей электронным устройствам. И все-таки элементов разрешения не хватает, поэтому в широкоугольной камере Космического телескопа им. Хаббла, предназначенной для регистрации прямых изображений, используются одновременно четыре ПЗС-приемника, а поле зрения телескопа делится на четыре части зеркальной пирамидой. ПЗС-приемники охлаждаются термохолодильниками, передающими избыток тепла расположенному на неосвещенной стороне спутника радиатору.

Широкоугольная камера разработана в Калифорнийском технологическом институте под руководством Дж. Вестфала. Она содержит два канала регистрации, отличающиеся масштабом изображений (0,1 и 0,043″ на элемент) и соответственно размером поля зрения (2,7′ и 68,7″). В каждом канале имеется своя четверка ПЗС-приемников с промежуточной оптикой, а смена каналов производится посредством поворота одного из зеркал. Кроме регистрации изображений галактик, звезд и планет с помощью различных светофильтров (их всего 48), на камере можно получать бесщелевые спектры с малой дисперсией и измерять поляризацию света.

Надо сказать, что уже в 1984 г. обнаружилось, что для устранения неравномерной чувствительности ПЗС-приемников по полю зрения их желательно засвечивать между экспозициями, и в готовой широкоугольной камере пришлось сверлить отверстия для установки источников света.

Широкоугольная камера, спектрограф слабых объектов и камера высокого разрешения – основные научные приборы Космического телескопа им. Хаббла, задуманные с самого начала работы над телескопом и в значительной степени определяющие его научный потенциал. Другие приборы выбирались из числа предложений, поступивших к 1977 г. в ответ на запрос НАСА. Ими стали спектрограф высокого разрешения и скоростной фотометр. Шестым научным прибором этого орбитального телескопа является система точного гидирования, пригодная для астрометрических работ. Если на наземных телескопах различные светоприемные приборы по очереди крепят к телескопу, то на Космическом телескопе им. Хаббла решено было установить все приборы постоянно, отведя каждому из них свой участок поля зрения (см. рис. 10).

Камера слабых объектов, которая разработана ЕСА и изготовлена фирмой «Дорнье» (ФРГ), в некоторой степени дублирует функции широкоугольной камеры, но рассчитана на получение предельной чувствительности и реализацию самого высокого разрешения. Поэтому масштаб изображения здесь увеличен, а приемником фотонов служит комбинация электронно-оптического преобразователя с телекамерой, обеспечивающая регистрацию отдельных фотонов. Этот приемник для слабых звезд, по-видимому, будет работать лучше в синей и ультрафиолетовой областях спектра, чем ПЗС-приемники, значительно уступая последним в красной области (за счет меньшего квантового выхода).

Камера слабых объектов – весьма универсальный прибор, он может по команде наблюдателя, например, превратиться в спектрограф или поляриметр. Кроме того, предусмотрен особый коронографический режим работы, в котором увеличенное изображение яркой звезды экранируется заслонкой, оставшийся ореол подавляется, и наблюдаются слабые спутники звезды. Этот эксперимент – один из шагов на пути к открытию планет вне Солнечной системы. Правда, даже оптимистические оценки показывают, что планеты чересчур слабы и не могут быть обнаружены таким образом. К тому же руководитель группы камеры слабых объектов Д. Маккетто опасается, что небольшое количество пылинок, уже попавших на недостаточно хорошо укрытое зеркало Космического телескопа им. Хаббла в процессе его исследования и установки на телескоп, сильно увеличит ореолы от ярких звезд.

Спектрограф слабых объектов служит для получения спектров точечных источников с умеренным разрешением (λ/Δλ = 10² – 10³) в видимой и ультрафиолетовой областях. Он состоит из двух одинаковых каналов, различающихся только типом фотокатодов у светоприемников. Ими служат диджиконы – электронно-оптические преобразователи, в которых усиленное электронное изображение строится не на люминофоре, а на линейке из 512 кремниевых диодов (что позволяет регистрировать отдельные фотоны). В каждом канале имеются сменные фильтры и дифракционные решетки. Предполагается, что спектрограф слабых объектов будет наиболее часто применяться при наблюдениях с помощью Космического телескопа им. Хаббла.

Спектрограф высокого разрешения позволит продолжить программу исследований в ультрафиолетовом диапазоне, начатую с помощью спутников «Коперник» и «ИУЭ». Большая светособирающая площадь Космического телескопа им. Хаббла позволит более детально исследовать ультрафиолетовые спектры звезд с разрешением λ/Δλ от 2 • 10³ до 1,2 • 10⁵. Приемниками света также служат два диджикона. В обоих спектрографах применяется отклонение электронного изображения магнитным полем для учета фона неба или наблюдения спектров с разным разрешением.

Самый простой прибор Космического телескопа им. Хаббла – скоростной фотометр. В нем нет движущихся механических частей. Прибор дает возможность изучать быструю переменность светового потока звезд с разрешением до 16 мкс. На Земле этому препятствует мерцание звезд, вызванное турбулентностью в верхних слоях атмосферы. В поле зрения фотометра имеется мозаика из входных диафрагм и светофильтров, а изображение объекта устанавливают в нужную диафрагму. На один из трех приемников света (диссекторов) будет поступать команда считывания фотоэлектронов с соответствующего участка фотокатода.

Первоначально предполагалось установить на Космическом телескопе им. Хаббла специальный астрометрический прибор для точного измерения координат звезд, однако впоследствии выяснилось, что с этой задачей справятся датчики точного гидирования. Два датчика нужны для стабилизации наведения телескопа, а третий в это время способен измерять относительные координаты звезд яркостью до 17^m в своей области поля зрения площадью 68 кв. угловых минут с точностью 0,002″. На одно измерение требуется около 1 мин.

Астрометристы рассчитывают определить точные параллаксы большого количества слабых звезд. Попутно можно будет открыть много двойных систем. В случае выхода из строя одного из датчиков точного гидирования орбитальный телескоп сохранит работоспособность, а астрометрические наблюдения можно будет проводить и на широкоугольной камере.

Космический телескоп им. Хаббла рассчитан на работу в течение 20 лет – это будет настоящая долговременная и многоцелевая орбитальная астрономическая обсерватория. Запланировано возвращение этого орбитального телескопа на Землю каждые 5 лет для ремонта и возможной замены научных приборов (с течением времени появятся новые идеи, а прогресс техники даст исследователям новые возможности). Впрочем, замену приборов, установленных в стандартных контейнерах, так же как и мелкий ремонт, смогут произвести и космонавты непосредственно на орбите.

Управление телескопом представляет собой весьма сложный комплекс технических и организационных проблем. Связь с Космическим телескопом им. Хаббла будет производиться через два геостационарных спутника слежения и ретрансляции «ТРДСС» (один из них уже работает, второй был потерян при аварии «Челленджера»), но из-за перегруженности спутников связь возможна лишь в течение 20% времени. В остальное же время телескоп будет работать автоматически, выполняя задания, передаваемые ему ежесуточно. Во время сеансов связи допустимо взаимодействие с наблюдателем, который, вероятно, будет находиться не в Центре дальней космической связи (на полигоне Уайт-Сэндз в штате Нью-Мексико), а в Центре космических полетов им. Годдарда или в научном институте Космического телескопа им. Хаббла в Балтиморе.

Если наземные телескопы отдают в распоряжение наблюдателя на определенный период времени, то для Космического телескопа им. Хаббла этот принцип неприменим из-за множества рассмотренных ранее ограничений. Поэтому его наблюдательное время будет распределяться, так сказать, интегрально: ЭВМ на основе имеющегося списка задач будет так компоновать оптимальную программу на очередной сеанс связи, чтобы как можно меньше времени уходило на перевод телескопа с одного объекта на другой, на переключение и настройку научных приборов и т. д. По мере приближения сеанса программа уточнится и, наконец, будет передана в качестве задания в центр связи.

Предварительная прикидка показала, что собственно наблюдения займут лишь около 40% времени, т. е. загрузка этого орбитального телескопа будет ненамного больше, чем у наземного телескопа. Будет сделана попытка проводить параллельные наблюдения на нескольких приборах, однако из-за нехватки электроэнергии не все приборы смогут работать одновременно.

Планируется, что использовать Космический телескоп им. Хаббла в течение первых двух месяцев после запуска станут участники его проектирования и изготовления, далее в течение 6 мес их доля составит 50%, потом в течение 12 мес 25% и, наконец, 10% в течение 10 мес, после чего время не резервируется. В этот же период ученые стран – членов ЕСА получат не менее 15% времени в награду за их участие в программе. Все остальное время отдается приглашенным наблюдателям.

Объявление о сборе предложений уже разослано во все ведущие астрономические организации мира. Число заявок заведомо превысит возможность их удовлетворить, и поэтому окончательный выбор будет осуществлять Научный институт Космического телескопа им. Хаббла – организация, специально созданная для обеспечения работы этого орбитального телескопа и формально не подчиняющаяся НАСА. В значительной степени там же будут обрабатываться результаты наблюдений. Через год после того, как наблюдатель получит свои результаты, они будут открыты для всеобщего пользования.

Наблюдательное время на Космическом телескопе им. Хаббла будет предоставляться бесплатно астрономам всех стран, хотя фактически, конечно, американские и западноевропейские ученые будут пользоваться приоритетом. Американцы – народ практичный, как же объяснить подобную щедрость?

Однако ради престижных соображений США вполне способны на такую роскошь. К тому же, хотя стоимость Космического телескопа им. Хаббла и составит несколько миллиардов долларов (включая и затраты на его эксплуатацию), не следует забывать, что это неимоверно ниже годовых затрат США на военные нужды (в 1987 финансовом году переваливших за 300 млрд. долл.).

Кроме того, привлечение идей и научных программ астрономического сообщества всего мира сильно повысит эффективность работы Космического телескопа им. Хаббла, а значит, и отдачу от вложенных средств. В известной степени это продолжение политики «утечки мозгов», давно проводимой администрацией США. Наконец, в политическом отношении монополия на самый «дальнобойный» телескоп также выгодна США.

В ноябре 1983 г. собственно телескоп, изготовленный фирмой «Перкин–Элмер», с большими предосторожностями доставили в Саннивейл на предприятие концерна «Локхид», отвечающего за служебные системы Космического телескопа им. Хаббла и его окончательную сборку. Телескоп был подвергнут серии испытаний, которые шли круглосуточно из-за напряженных сроков, установленных НАСА, но, по мнению некоторых специалистов, все-таки были недостаточно полны. В ходе одного из тестов орбитальный телескоп работал в вакуумной испытательной камере, «наблюдая» искусственные звезды по командам из научного института Космического телескопа им. Хаббла.

Запуск орбитального телескопа, первоначально намечавшийся на 1983 г., был отложен сначала до 1985 г., а потом до 9 августа 1986 г. Наконец, после взрыва МТКК «Челленджер» 30 января 1986 г. и прекращения полетов МТКК на неопределенный срок запуск Космического телескопа им. Хаббла сейчас вновь откладывается и состоится, наверное, не ранее 1988 г.

Сейчас трудно говорить о программе наблюдений на этом орбитальном телескопе, поскольку первые месяцы его работы наверняка принесут много неожиданностей. Имеется ряд задач, которые могут быть решены только с помощью Космического телескопа им. Хаббла. К их числу относится, например, изучение морфологии и звездного состава достаточно удаленных галактик: рост разрешения в 10 раз по сравнению с лучшими наземными снимками в сочетании с большей чувствительностью может привести к открытию явлений, о которых мы пока даже не подозреваем.

Не исключено, что Космический телескоп им. Хаббла поможет разгадать механизм выделения гигантского количества энергии в ядрах квазаров и активных галактик, уже давно не дающий покоя теоретикам и наблюдателям. Будет проведено уточнение расстояний до галактик и постоянной Хаббла – фундаментальной физической постоянной, характеризующей космологическое расширение Вселенной. С этой проблемой связана и шкала возрастов шаровых скоплений, которая в настоящее время предсказывает недопустимо большие с космологической точки зрения времена их эволюции. В данном вопросе возможность наблюдения спектров слабых звезд в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах с помощью Космического телескопа им. Хаббла поможет внести ясность.

Заметная часть наблюдательного времени будет отведена на изучение «ближнего космоса» – тел Солнечной системы (их фотографирование существенно дополнит сведения, получаемые от межпланетных зондов, и явится как бы продолжением текущих программ НАСА) и ближайших звезд, в окрестностях которых еще предстоит открыть другие планетные системы. Наконец, запланированы и работы обзорного характера, которые дадут материал для самых разных статистических исследований по галактической и внегалактической астрономии.

Несомненно, советским астрономам нужен свой космический телескоп, не уступающий Космическому телескопу им. Хаббла. Хотя, конечно, не приходится опасаться, что последний телескоп решит все интересные задачи. В астрономии всегда хватало и будет хватать и объектов, и идей, и перегруженность даже небольших наземных телескопов служит тому ярким примером. И все же пренебрегать возможностями орбитальных телескопов тоже не следует. Успешное осуществление программы «Астрон» показывает, что у нас нет отставания в этом направлении хотя бы в области технологии. Не приходится сомневаться и в том, что на орбите будет работать и крупный советский оптический телескоп. Однако в свое время все же имела место недооценка потенциала орбитальных телескопов некоторыми нашими специалистами.

Вследствие явления дифракции разрешение радиотелескопов должно быть весьма низким. Возможность строительства все более крупных антенн (увеличение диаметра D) ограничена их прогибом под собственной тяжестью. Но когда в 50-х годах предел, казалось, был достигнут, появились интерферометры. Объединение сигналов с двух антенн в итоге повышает разрешающую способность, и роль D начинает играть уже не диаметр антенн, а расстояние между ними (база). В межконтинентальных радиоинтерферометрах D сравнимо с диаметром Земли, и по разрешению они оставили далека позади оптические телескопы.

В настоящее время переход к интерферометрическим методам наблюдений назрел и в оптической астрономии. В наземных условиях на интерферометрах могут наблюдаться лишь сравнительно яркие звезды (мешают атмосферные искажения), но в космосе чувствительность интерферометра зависит только от диаметра приемных апертур и времени накопления света. Огромный и пока совершенно неиспользованный потенциал космических интерферометров волнует воображение экспериментаторов, уже предложивших ряд интересных и многообещающих проектов.

Для начала проще всего было бы расположить приемные элементы интерферометра (например, небольшие телескопы) на концах жесткой балки, как сделал в 1920 г. сам автор метода А. Майкельсон при первых измерениях диаметров звезд. Так, например, предложено было установить 18-метровый экспериментальный интерферометр в грузовом отсеке МТКК. Разрешение в ультрафиолетовом диапазоне при этом достигнет 0,001″, и за время непродолжительного орбитального полета можно будет оценить особенности тонкой структуры яркого квазара 3С 273 или ядра сейфертовской галактики NGC 4151. Преимуществом проекта является его сравнительная простота и низкая стоимость.

Гораздо более солидный и дорогостоящий вариант использования МТКК предлагают В. Трауб и Н. Карлтон: в его грузовом отсеке можно разместить вплотную пять-шесть 2,4-метровых зеркал, аналогичных зеркалу Космического телескопа им. Хаббла. Если пучки света, собранные зеркалами, будут складываться с сохранением разности хода (когерентно), тогда качество изображения по одной координате улучшится пропорционально длине прибора, которая предполагается равной 18 м (длина грузового отсека МТКК). Если устройство сложения пучков находится на его конце, то можно состыковать крестообразно две – четыре такие секции, чтобы еще вдвое повысить разрешение и обеспечить наблюдения сразу в двух взаимно перпендикулярных направлениях.

Рост разрешения в данном случае сопровождается и увеличением светособирающей площади, поэтому чувствительность такого модульного телескопа должна увеличиться по сравнению с Космическим телескопом им. Хаббла как минимум в N раз, где N – количество зеркал. Проект получил название КОСМИК (аббревиатура с английского «Когерентная оптическая система модульных коллекторов изображения»). Он предъявляет исключительно высокие требования к механической стабильности телескопов. Очевидна и его высокая стоимость.

Аппарат типа балки рассматривался ранее и группой французских астрономов под руководством А. Лабейри, занимающихся также наземной интерферометрией. Он должен был представлять собой трубу диаметром 3 м с иллюминаторами, внутри которой могут перемещаться метровые зеркала. За внешнее сходство с музыкальным инструментом ее назвали «Флейтой». Длина трубы, собранной из отдельных секций, может достигать 100 м. Указывалось, что гнутие трубы и ее повороты в пространстве можно будет контролировать и исправлять при помощи высокоточных инерциальных датчиков (например, лазерных гироскопов). Впрочем, стабилизация космического интерферометра может осуществляться и по ярким звездам: благодаря отсутствию атмосферы смещения полос от яркой звезды и слабого источника всегда одинаковы, а значит, их можно измерить и скомпенсировать.

Создание большой и жесткой фермы на орбите – довольно сложная техническая проблема, поэтому недавно была высказана идея вовсе отказаться от фермы и перейти к проработке интерферометров на отдельных космических аппаратах (рис. 12). На первый взгляд идея представляется слишком дерзкой, поскольку разность хода лучей в плечах интерферометра (равную А + В – С) желательно сделать равной нулю с точностью до длины волны, в то время как база (В + С) может достигать нескольких километров. Однако если расстояния В и С и угол θ известны с достаточной точностью, то задача будет решена. Если снабдить два космических аппарата (KA₁ и КА₃) искусственными «звездами» (маяками) и наблюдать их с другого космического аппарата (КА₂) на фоне узора обычных звезд, то угол θ может быть измерен с той точностью, с какой известны координаты звезд, а она, как мы видели, может быть очень высокой.

Так, при точности угловых измерений 0,001″ и базе 10 км неопределенность в разности хода составит 50 мкм, что вполне допустимо при ширине спектральной полосы 5 нм. Предполагается наблюдать интерференционные полосы с достаточным спектральным разрешением, чтобы ослабить допуски на разность хода. Расстояния В и С можно измерять лазерным интерферометром или по времени распространения светового импульса. Зная отклонение космических аппаратов от расчетных положений на орбите, можно производить коррекцию их траекторий небольшими микродвигателями.

Очень важно, что в космосе нет внешних источников вибраций, и поэтому космические аппараты движутся исключительно плавно. Чтобы эту плавность сохранить, необходимо отказаться от всех движущихся деталей, в частности от силовых гироскопов.

В США группа под руководством Р. Стачника предлагает проект САМСИ (аббревиатура с английского «Система спутников – пространственный интерферометр Майкельсона»).

Если вывести три спутника на одинаковые круговые экваториальные орбиты, различающиеся только наклонениями, то, как показали детальные расчеты, отношение отрезков В/С будет сохраняться строго постоянным, в то время как длина базы В + С в течение витка изменяется (скажем, от 0 до 10 км). Отклонения спутника КА₃ от нужного положения не превысят нескольких миллиметров! Следовательно, за один виток можно измерять диаметр источника размером вплоть до 0,00001″. Чтобы спутники не столкнулись в точке пересечения орбит, достаточно слегка рассогласовать время их прохождения через эту точку.

После измерения какой-либо звезды наклонение орбиты спутника КА₂ (приемной станции) изменяют и наводят аппаратуру на новый объект. При размере приемных зеркал 1 м за 90 минут могут быть измерены диаметры звезд яркостью до 19^m. Имеется и расширенный вариант проекта, предусматривающий работу спутников совместно с орбитальной станцией, на которую они будут периодически возвращаться для дозаправки. Пополнение запасов горючего позволит осуществлять сложное движение по спирали, когда спутники KA₁ и КА₃ постепенно удаляются от космического аппарата КА₂ и вращаются вокруг него, заполняя своими траекториями круг размером 100 м.

Применение методов, разработанных в радиоинтерферометрии, позволит восстановить изображения источников (правда, более ярких, чем в первом варианте, – до 8^m) такими, какими они были бы получены со сплошной круглой 100-метровой антенной. Особых усилий потребует проектирование реактивных микродвигателей, которые работали бы без вибраций и со строгим постоянством тяги. По-видимому, придется прибегнуть к многоступенчатой конструкции, когда сила тяги основного микродвигателя измеряется, скажем, пьезоэлектрическим датчиком, а ее флуктуации (составляющие для современных микродвигателей 2 – 5% от тяги) компенсируются микродвигателем меньшей тяги, вносящим уже на порядок меньшие вибрации, которые, в свою очередь, компенсируются еще меньшими микродвигателями следующей ступени, и т. д.

Аналогичные идеи развивает и группа французов под руководством А. Лабейри. Свой проект они назвали ТРИО, поскольку речь идет как минимум о трех космических аппаратах. Чтобы уменьшить возмущения в движении космических аппаратов, их предполагается разместить в одной из точек либрации системы Земля– Луна. Предложено в качестве реактивной тяги для ориентации и перемещения космических аппаратов использовать давление солнечного излучения – слабое, но зато строго постоянное. Телескопы можно снабдить зеркальными «зонтиками» в форме четырехгранных пирамид, всегда ориентированных вершиной в сторону Солнца. Собранные вогнутыми гранями пирамид пучки отражаются в нужном направлении малыми зеркальцами, поворот которых меняет направление силы отдачи отраженных пучков. Напомним, что применение «солнечных парусов» для межпланетных сообщений обсуждается уже довольно давно.

При разрешении 0,00001″ диски звезд, подобных Солнцу, различимы вплоть до расстояния 3000 св. лет, а поверхность яркого гиганта Бетельгейзе (это первая звезда, у которой в 1920 г. был измерен угловой диаметр, равный 0,05″) может наблюдаться почти с таким же количеством подробностей, как диск Солнца с Земли! Даже сверхгиганты в ближайших галактиках будут разрешены. Сейчас можно лишь мечтать о прямых наблюдениях пятен и корон других звезд, перетекания вещества с одной компоненты тесной двойной системы на другую, структуры аккреционных дисков вокруг нейтронных звезд.

Ждет своей разгадки недоступная современным оптическим телескопам тонкая структура изображений квазаров – самых далеких объектов Вселенной. Некоторые квазары искажены вследствие гравитационного отклонения лучей света какой-либо галактикой, попавшей на луч зрения (так называемые гравитационные линзы), причем наблюдения этих эффектов способны дать точное значение постоянной Хаббла и рассказать о свойствах пространства-времени на периферии Метагалактики.

Наконец, немало загадок таит инфракрасный диапазон спектра, где разрешение сильно ограничивается дифракцией и применение интерферометрических методов наиболее перспективно. За счет большей длины волны ослабляются допуски на разность хода, что облегчает создание прибора. Идея интерферометра на независимых космических аппаратах впервые была высказана советским астрофизиком Г. Б. Шоломицким еще в 70-х годах именно в применении к далекому инфракрасному диапазону.

Интерферометр на независимых космических аппаратах служит отличной иллюстрацией принципа искусственной жесткости, все чаще применяемого в современной технике. Вместо того чтобы строить жесткую ферму, достаточно измерить отклонения оптических элементов от расчетного положения, а затем скомпенсировать отклонения с помощью соответствующих исполнительных механизмов. Условия космоса (невесомость, отсутствие ветровых нагрузок) благоприятствуют реализации принципа искусственной жесткости, и, быть может, с его помощью в недалеком будущем на орбите будут созданы гигантские и точные по форме зеркала малой массы.

Методы контроля их поверхности давно и хорошо известны в оптическом производстве, а широкая гамма исполнительных устройств уже создается для нужд прикладной оптики. Искусственная жесткость находит применение и при проектировании крупных наземных многозеркальных телескопов, без нее их просто невозможно себе представить. Чтобы обеспечить допустимые прогибы 10-метрового зеркала под действием силы тяжести или допустимые взаимные смещения зеркал в многозеркальном телескопе, пришлось бы применить исключительно громоздкие, тяжелые и потому непомерно дорогие конструкции, в то время как использование электронных следящих систем сильно удешевляет подобные проекты и переводит их в разряд осуществимых. С этой точки зрения проект Космического телескопа им. Хаббла, где сделана ставка на жесткость конструкции, выглядит уже инструментом вчерашнего дня.

Необходимо упомянуть об одной исключительно красивой идее создания крупного орбитального телескопа, принадлежащей А. Лабейри. Если обеспечить в космическом пространстве интерференцию стоячих световых волн, испускаемых мощным лазером, то в тех местах, где волны гасят друг друга, вещество может быть захвачено световым давлением (рис. 13). Тонкая пленка соответствующим образом подобранного вещества способна отражать свет, она будет удерживаться в нужном положении и ее форма задается самой стоячей волной. Получается, что зеркало как бы сделано из света! Разумеется, зеркало придется экранировать от солнечного излучения, и такой телескоп нужно разворачивать крайне медленно, иначе световое давление не сможет удержать пленку. Диаметр «эфирного» зеркала может достигать 10 м, оно окажется во много раз дешевле традиционных жестких зеркал.

Заканчивая рассказ об орбитальных оптических телескопах, хотелось бы еще раз подчеркнуть важность проводимых с их помощью фундаментальных научных исследований. Сегодня Вселенная стала поистине лабораторией физики: изучение вещества при недостижимых в земных условиях плотностях, давлениях и температурах дает не меньше сведений о строении материи, чем самые мощные ускорители элементарных частиц. В сверхплотных астрономических объектах вещество превращается в энергию с эффективностью в сотни раз большей, чем в термоядерной бомбе. Проводимые ныне астрономические наблюдения, в которых все большую роль играют орбитальные телескопы, помогут нашим потомкам взять новые рубежи в овладении силами природы.

Боярчук А. А. «Астрон» – окно в ультрафиолетовый космос. – Земля и Вселенная. – 1984. – № 5.

Бургин М. С. Ультрафиолетовая астрономия. – М.: Знание, 1983.

Москаленко Е. И. Методы внеатмосферной астрономии – М.: Наука, 1984.

* По материалам зарубежной печати и сообщениям различных информационных агентств.

День 28 января нынешнего года стал поистине «черным вторником» для США. Катастрофа многоразового транспортного космического корабля (МТКК) «Челленджер» не только унесла семь человеческих жизней и привела к утрате космического корабля стоимостью свыше 1 млрд. долл., но также поставила под сомнение надежность всей американской ракетно-космической техники в целом. Положение усугубилось, когда за катастрофой «Челленджера» с небольшими интервалами последовали аварии при старте одноразовых американских ракет-носителей «Титан-34Д» и «Дельта». В результате США на довольно длительное время остались практически без средств для вывода полезных нагрузок в космос. «Аварии ошеломили буквально всех. Все тонет в каком-то хаосе», – констатировала газета «Нью-Йорк таймс» 15 июня.

Все это наносит ущерб не только научному и прикладному, но и военному использованию космических средств США. Естественно, последнее в наибольшей степени беспокоит администрацию и министерство обороны США. Под угрозой находится любимое детище Рейгана – программа «Стратегической оборонной инициативы» (СОИ), предусматривающая создание перспективной системы противоракетной обороны с элементами космического базирования. Если раньше говорили о недостаточной эффективности этой системы, то теперь подвергается сомнению и надежность тех средств, которые . будут в ней использоваться, в первую очередь средств для доставки элементов системы в космос.

Аварии американских носителей сыграли на руку западноевропейскому конкуренту – консорциуму «Арианспейс», эксплуатирующему одноразовые ракеты-носители «Ариан». Многие коммерческие потребители «переметнулись» с МТКК на эти ракеты, но 30 мая 1986 г. потерпела вновь аварию ракета западноевропейского консорциума, и запуски ракет «Ариан» тоже были приостановлены до выяснения и устранения причин аварии. Запад временно остался без носителей, а потребители выстроились в длинную очередь, которой не видно конца. И вот парадоксальный факт: американская фирма «Тересат», владелец коммерческих спутников связи, обратилась в поисках носителей для запуска своих спутников к КНР, т. е. к стране, которая, по мнению американских специалистов, отстала от США в области ракетно-космической техники на несколько десятилетий.

Что касается американских одноразовых ракет-носителей, то их аварии случались и раньше, а спустя несколько месяцев, требующихся для выяснения причин аварий, эксплуатация ракет возобновлялась. Беда в том, что имеющийся в США запас одноразовых ракет-носителей весьма ограничен, а их производство было практически свернуто, поскольку посчитали, что надобность в них отпадет с появлением МТКК. Правда, еще до катастрофы «Челленджера» военные забили тревогу в связи с возможным дефицитом носителей и сумели получить ассигнования на изготовление 10 ракет-носителей «Титан-34Д-7», но их запуски начнутся не ранее 1988 г.

Также в 1988 г., по-видимому, начнется и дальнейшая эксплуатация МТКК, хотя НАСА еще недавно широковещательно заявляло, что собирается возобновить запуски МТКК с середины 1987 г. Правда, это было до того, как был опубликован доклад правительственной комиссии по расследованию аварии при старте «Челленджера», а в этом докладе содержатся рекомендации внести весьма существенные модификации в конструкцию МТКК, и в первую очередь используемых твердотопливных ускорителей. Сейчас все рекомендации утверждены президентом Рейганом, который тем самым обязал НАСА их реализовать, а сделать это вряд ли удастся ранее 1988 г.

Несколько слов о правительственной комиссии и ее докладе. Сразу после катастрофы на мысе Канаверал НАСА назначило свою комиссию, но спустя несколько суток Рейган ее распустил и создал «независимую» правительственную комиссию, которая должна была обеспечить более объективное расследование. Возглавил правительственную комиссию бывший государственный секретарь США У. Роджерс, его заместителем стал бывший космонавт Н. Армстронг, первым из землян ступивший на Луну. В комиссию, кроме того, вошли первая американская женщина-космонавт, уже дважды побывавшая в космосе С. Райд, известный американский летчик, первым в мире превысивший на самолете скорость звука Ч. Игер, лауреат Нобелевской премии по физике, известный в нашей стране «Лекциями по физике» Р. Фейнман, а также крупные конструкторы, юристы, руководители ряда промышленных фирм.

Правительственная комиссия изучила свыше 6000 документов и заслушала показания 160 человек. В результате появился доклад на 256 страницах, представленный президенту США, как и предусматривалось, через четыре месяца, а именно 9 июня 1986 г. Впоследствии были опубликованы еще четыре тома дополнительных материалов, обосновывающих положения и рекомендации доклада. Затраты на деятельность комиссии составили примерно 4 млн. долл., и лишь комиссия, расследовавшая убийство Дж. Кеннеди, потребовала больших затрат.

В представленном докладе посекундно (вернее, помиллисекундно) прослежен полет «Челленджера» от первого появления дыма на стыке задней и средней секций правого твердотопливного ускорителя (ТТУ) через 678 мс после старта и до взрыва на 73-й секунде полета. Через некоторое время вместо дыма появилась бьющая из стыка струя пламени, которая прожгла стенку бака с жидким водородом, начавшим истекать из поврежденного бака. Примерно в этот же момент из-за реактивного действия струи пламени правый ТТУ повернулся, ударился о бак жидкого кислорода и пробил его. Произошло взрывоподобное воспламенение кислородно-водородной смеси, и огненный шар окутал МТКК (взрыв произошел над океаном на высоте 14 км).

После ТТУ оторвались от МТКК и продолжили самостоятельный полет, причем в сторону берега, и поэтому, опасаясь их падения в населенном районе, ТТУ подорвали по команде с Земли. Носовая же часть МТКК, где находились космонавты, по-видимому, сравнительно мало поврежденной достигла поверхности океана, разрушившись только при ударе о воду. Неясно, успели ли космонавты осознать, что произошла катастрофа, а также то, погибли ли они в момент взрыва или позже (возможно, только при ударе о водную поверхность). Комиссия не анализировала эти вопросы. Останки космонавтов нашли и извлекли из океана лишь через несколько недель после катастрофы, еще некоторое время потребовалось на идентификацию останков.

На основании полученной информации и изучения обломков, поднятых со дна океана, комиссия пришла к выводу, что причиной катастрофы стало разрушение кольцевых уплотнительных прокладок на стыке отсеков ТТУ, приведшее к утечке раскаленных газов и образованию струи пламени. Прогар стыка ТТУ был вызван несовершенной его конструкцией, при которой целый ряд факторов мог нарушить герметичность стыка. Одним из них была низкая окружающая температура, повлиявшая неблагоприятным образом на характеристики материала уплотнительных прокладок. Кроме того, могла замерзнуть попавшая в стык вода, а ее расширение при замерзании способно сместить уплотнительные прокладки.

При старте МТКК «Челленджер» температура воздуха была 2,2° С, что оказалось на 8° С ниже, чем самая низкая температура при предыдущих запусках МТКК. А в ночь перед стартом на космодроме на мысе Канаверал температура вообще была ниже нуля, и некоторое оборудование на стартовой позиции обледенело. Оказалось, что ряд инженеров из фирмы, ответственной за ТТУ, предупреждали об опасности старта МТКК при такой низкой температуре, но руководители фирмы под давлением «третьестепенных» должностных лиц НАСА разрешили запуск МТКК. После того как эти инженеры дали свои показания правительственной комиссии, они были уволены из фирмы, но впоследствии все же восстановлены в должности, а один из них сейчас даже возглавляет работы по модификации ТТУ.

В печати высказывались предположения, что некоторое давление оказывалось не только со стороны НАСА, но и со стороны Белого дома. Однако в докладе правительственной комиссии утверждается, что никакого внешнего вмешательства или давления в связи с запуском МТКК не было. Кроме того, подчеркивается, что неполадки с уплотнительными прокладками отмечались и раньше, но ни руководству НАСА, ни космонавтам не было об этом известно.

Рекомендации правительственной комиссии касаются как технической, так и организационной стороны дела. Так, по мнению комиссии, контроль за работами по модификации стыков ТТУ следует возложить на независимый орган, чтобы НАСА не ограничивалось бы быстро реализуемыми, но частичными мерами. Комиссия считает, что должна быть пересмотрена и организационная структура НАСА с целью обеспечения более эффективного принятия решений, а также большего внимания к контролю за качеством работ. В докладе отмечается, что число космонавтов на борту МТКК следует свести до минимума и по возможности ограничиваться космонавтами-профессионалами.

В частности, комиссия считает, что необходимо отказаться от практики полетов на борту МТКК политических деятелей, учителей, журналистов и других пассажиров. Напомним, что на борту МТКК уже совершили полеты сенатор Дж. Гарн и конгрессмен Б. Нельсон, был объявлен конкурс для отбора для этих целей журналиста, а в катастрофе 28 января погибла учительница Ш. Маколифф, полет которой, окончившийся так трагически, по существу, являлся политической рекламой. Член правительственной комиссии физик Р. Фейнман заявил по этому поводу: «Руководители НАСА слишком уверовали в свою безупречность и в результате фантастически завысили надежность МТКК, стремясь создать впечатление о совершенстве и успехе своей программы, чтобы гарантировать приток средств от конгресса США».

Рейган утвердил доклад правительственной комиссии в середине июня, а через месяц НАСА доложило ему о том, как и в какие сроки оно планирует выполнить рекомендации комиссии. Причем НАСА признало, что возобновление полетов МТКК станет возможным не ранее первого квартала 1988 г., хотя раньше легкомысленно (скорее, безответственно) заявляло о начале полетов МТКК с середины 1987 г. НАСА также доложило, что уже начались работы по модификации стыков ТТУ с целью надежного обеспечения их герметичности и разработана программа испытаний ТТУ для проверки эффективности внесенных изменений. Эта программа предусматривает не менее четырех огневых стендовых испытаний собранного ТТУ.

Правда, пока еще не определено, будут ТТУ при этих испытаниях находиться в горизонтальном или вертикальном положении. До сих пор во всех огневых испытаниях ТТУ были в горизонтальном положении, в то время как при сборке МТКК они устанавливаются вертикально. В связи с чем правительственная комиссия рекомендовала их испытывать также в вертикальном положении, поскольку «горизонтальные» испытания могут оказаться неадекватными. Однако для испытаний ТТУ в вертикальном положении необходимо строительство специального стенда, а для этого потребуются не только значительные ассигнования, но длительное время, которого у НАСА не имеется.

НАСА стремится как можно скорее возобновить полеты МТКК, и не последнюю роль в этом играет давление со стороны министерства обороны США. Во всяком случае, по мнению специалистов, к началу полетов МТКК, намеченному НАСА, явно не будет выполнена рекомендация правительственной комиссии о разработке средств, предоставляющих космонавтам возможность покинуть МТКК, если ему будет грозить аварийная посадка на водную поверхность. Иначе говоря, НАСА намерено все-таки осуществить модификацию МТКК по программе-минимум, несмотря на широковещательные заверения руководства НАСА о том, что во главу угла ставится безопасность космонавтов, а задача обеспечения более раннего начала полетов МТКК считается второстепенной. Поэтому правительственная комиссия, предвидя тенденцию НАСА проводить работы по модификации МТКК по программе-минимум, предложила, чтобы контроль за этими работами осуществлялся «независимой» организацией. НАСА согласилось, чтобы такой организацией стал Национальный исследовательский совет Национальной академии наук США, но, правда, время еще покажет, насколько эта организация окажется независимой и объективной.

Назвав дату возобновления полетов МТКК, первый квартал 1988 г., НАСА поспешило опубликовать ориентировочное количество этих полетов по годам до 1992 фин. г. (в США финансовый год начинается 1 октября предыдущего календарного года и завершается 30 сентября). Согласно этому плану в 1988 фин. г., т. е. с первого квартала до 30 сентября 1988 г., будет осуществлено 5 полетов МТКК, в 1989 фин. г. – 10 полетов, в 1990 фин. г. – 13 полетов, в 1991 фин. г. – 14 полетов и в 1992 фин. г. – 13 полетов. Для сравнения укажем, что до катастрофы «Челленджера» на 1988 фин. г. планировалось 18 полетов МТКК, а на период 1989 – 1992 фин. гг. – по 24 полета в год.

Двухлетний перерыв в полетах МТКК (февраль 1986 г. – первый квартал 1988 г.) и существенное снижение числа их ежегодных полетов привели к тому, что большое количество космических аппаратов, которые предполагалось запустить в период по 1992 фин. г. включительно, не смогут быть доставлены на орбиты с помощью МТКК. По оценкам, задолженность НАСА по числу незапущенных космических аппаратов к концу 1992 фин. г. достигнет 75, а окончательно оправится американская космическая программа от удара, который нанесли ей катастрофа на мысе Канаверал и аварии одноразовых ракет-носителей, не ранее середины 90-х годов.

Кроме того, по планам НАСА с возобновлением эксплуатацию МТКК больше половины полетов будет выполняться по программам Пентагона, а владельцы коммерческих полезных нагрузок за рубежом и в самих США практически не будут иметь шансов на использование МТКК, если только они не успели зафрахтовать МТКК до катастрофы «Челленджера». В настоящее время НАСА прервало переговоры о фрахте МТКК с Лигой арабских стран, министерством обороны Великобритании, западноевропейским консорциумом спутников связи, правительством Италии, рядом американских и японских фирм. Наивысшим приоритетом при дальнейшем использовании МТКК пользуются лишь полезные нагрузки, «необходимые для обеспечения национальной безопасности США», т. е. военные полезные нагрузки, в том числе и по пресловутой программе СОИ.

Администрацией США долго обсуждался вопрос, следует ли изготовлять новый МТКК вместо утраченного «Челленджера». Затраты на это оценивают в 3 млрд. долл., и подготовить МТКК к эксплуатации удастся не ранее 1992 г. Воплощенный же в нем уровень техники относится к началу 70-х годов, когда начались работы по программе «Спейс Шаттл». Так что этим будет как бы запрограммировано 20-летнее отставание от намеченной программы. Не лучше ли, вложив дополнительные средства, попытаться создать МТКК следующего поколения?

Однако президент США Р. Рейган не посчитался с этими соображениями, которые представляются не лишенными оснований, и в августе 1986 г. принял решение строить новый МТКК прежней конструкции. Космический флот только из трех оставшихся МТКК («Колумбия», «Дискавери», «Атлантис») не в состоянии был обеспечить ожидаемый грузопоток в космос по программе СОИ, а также создание проектируемой в США постоянно действующей орбитальной станции – другого любимого детища Р. Рейгана. Откуда будут черпаться средства на новый МТКК, пока неясно. Очевидно, частично за счет других программ НАСА, хотя эта организация энергично сопротивляется такому варианту. Ведь ей еще придется закупать одноразовые ракеты-носители, чтобы ликвидировать упоминавшуюся ранее задолженность.

Одновременно с решением об изготовлении нового МТКК президент США принял решение о том, что после возобновления полетов МТКК будут лишь в очень ограниченной степени использоваться для вывода коммерческих полезных нагрузок на орбиты. Пусть владельцы этих нагрузок выходят из положения как хотят. Правительство США будет поощрять инициативу промышленных фирм по созданию коммерческих ракет-носителей для таких полезных нагрузок. Что же касается МТКК, то они необходимы для вывода военных и научных полезных нагрузок. Каким из них будет отдано предпочтение, сомнений не вызывает.

Но даже при той ситуации, когда МТКК в основном будут служить для нужд Пентагона, специалисты из министерства обороны США опасаются дефицита носителей и принимают экстренные меры по созданию одноразовых ракет-носителей различных классов: тяжелых («Титан-4»), средних (МЛВ) и легких («Титан-2»). Однако эксплуатация этих ракет-носителей начнется не ранее 1988 – 1989 гг. А в настоящее время США даже решили законсервировать до 1992 г. (т. е. до ввода в строй нового экземпляра МТКК) стартовый комплекс МТКК на полигоне Ванденберг, в создание которого вложено около 3 млрд. долл. Сейчас вообще высказываются сомнения в целесообразности создания этого комплекса. Не впустую ли были потрачены такие огромные средства?

До катастрофы на мысе Канаверал НАСА получило заявки на использование МТКК для вывода на орбиту 44 полезных нагрузок (в том числе и ИСЗ) США и других стран, но лишь некоторые из этих полезных нагрузок имеют шансы теперь совершить полет на борту МТКК. Многие советники президента США рекомендовали ему полностью отказаться от вывода коммерческих полезных нагрузок на борту МТКК, но Р. Рейган не принял такое категорическое решение, чтобы не нарушить международные обязательства, а также обязательства в отношении крупных американских фирм, интересы которых близки администрации США.

Тем не менее ряд крупных международных консорциумов и американских фирм в настоящее время пересматривает свое отношение к МТКК. Так, например, фирма «Уэстерн юнион телеграф», которая в свое время первой в США создала национальную коммерческую спутниковую систему связи, сейчас заказала западноевропейскую ракету-носитель «Ариан» для запуска своего спутника связи на орбиту, который предполагалось вывести с помощью МТКК в 1986 г. Международный консорциум ИТСО также отказался от МТКК для вывода на орбиту своих ИСЗ «Интелсат-6» глобальной системы спутниковой системы связи. Доверие к МТКК поколеблено, а это ставит под сомнение получение НАСА ожидаемых прибылей, что может стать для этой организации не менее сильным ударом, чем потеря доверия к американской технике и к США как надежному партнеру в коммерческих делах.

Подводя итог, можно сказать, что в канун своего 30-летия (к началу 1988 г.) американская космонавтика вступает в полосу затяжного кризиса.

* ПРОДОЛЖЕНИЕ (см. № 6 за 1986 г.). По материалам различных информационных агентств приводятся данные о запусках некоторых искусственных спутников Земли (ИСЗ) начиная с мая 1986 г. О пилотируемых космических полетах рассказывается в отдельных приложениях. О запусках ИСЗ серии «Космос» регулярно сообщается, например, на страницах журнала «Природа», куда и отсылаем интересующихся читателей.

3 МАЯ на мысе Канаверал (США) неудачей закончился запуск американской ракеты-носителя (РН) «Дельта», с помощью которой предполагалось вывести на геостационарную орбиту очередной американский метеорологический ИСЗ «ГОЕС». Эта третья подряд, неудачная попытка запуска ИСЗ в США после трагедии на мысе Канаверал 28 января и аварии РН «Титан-34Д» 18 апреля при запуске военного ИСЗ на полигоне Ванденберг.

24 МАЯ в СССР с помощью РН «Протон» осуществлен запуск очередного (15-го) ИСЗ телевизионного вещания «Экран». Выводимые на геостационарную орбиту в точку «стояния» 99° в. д. (международный регистрационный индекс «Стационар-Т»), эти ИСЗ используются для передачи в дециметровом диапазоне длин волн телевизионных программ в районы Приуралья и Сибири на абонентские приемные устройства коллективного пользования.

27 МАЯ в СССР с помощью РН «Союз» запущен очередной: (14-й) советский оперативный метеорологический ИСЗ «Метеор-2». Выводимые на круговые околополярные орбиты, эти ИСЗ обеспечивают получение глобальных изображений облачности и подстилающей поверхности в видимом и инфракрасном диапазонах, а также наблюдение за потоком проникающих излучений в околоземном пространстве. Аппаратура ИСЗ «Метеор-2» может работать как в режиме запоминания, так и в режиме непосредственной передачи информации, поступающей в Государственный научно-исследовательский центр изучения природных ресурсов и в Гидрометеоцентр СССР.

30 МАЯ на космодроме Куру во Французской Гвиане неудачей закончился запуск западноевропейской РН «Ариан-2», с помощью которой предполагалось вывести на геостационарную орбиту очередной ИСЗ «Интелсат-5А» для глобальной коммерческой системы спутниковой связи (ССС) международного консорциума ИТСО. Эта авария полностью лишила западные страны на несколько месяцев средств для вывода полезных нагрузок в космос.

10 ИЮНЯ в СССР с помощью РН «Протон» запущен очередной (12-й) ИСЗ связи «Горизонт». Выведенный на геостационарную орбиту к точке «стояния» 140° в. д., он получил международный регистрационный индекс «Стационар-7». Наряду с геостационарными ИСЗ типа «Радуга» и «Экран», а также ИСЗ типа «Молния-1» и «Молния-3» эти ИСЗ широко применяются в системах телевизионного вещания, действующих в нашей стране.

20 ИЮНЯ в СССР с помощью РН «Молния» на высокоэллиптическую орбиту с высотой апогея 40 679 км в Северном полушарии выведен очередной (29-й) ИСЗ связи «Молния-3» в целях обеспечения дальней телефонно-телеграфной радиосвязи и передачи телевизионных программ в системе «Орбита».

30 ИЮЛЯ в СССР с помощью РН «Молния» на высокоэллиптическую орбиту с высотой апогея 40 615 км в Северном полушарии выведен очередной (68-й) ИСЗ связи «Молния-1». Как и ИСЗ связи типа «Молния-3», эти ИСЗ являются составными элементами ССС, используемой для дальней телефонно-телеграфной радиосвязи и передачи телевизионных программ в системе «Орбита».

18 АВГУСТА с космодрома Танегасима осуществлен первый запуск новой японской РН «Эйч-1» в двухступенчатом варианте с целью проведения летных испытаний РН и вывода на круговую орбиту высотой 600 км радиолюбительского ИСЗ «Фудзи» и экспериментального геодезического ИСЗ «Адзисат» («Гортензия») с лазерными отражателями. Первый запуск РН «Эйч-1» в трехступенчатом варианте (3-я ступень с РДТТ) намечен на середину 1987 г. Эффективность новой японской РН не очень высока, и ее создание рассматривается в Японии как переходный этап от использования американской техники (применявшаяся ранее РН «Н-2» представляет собой модифицированный вариант американской РН «Дельта», изготовляемой по лицензии в Японии) к применению японской техники (создание РН «Эйч-2» класса РН «Ариан-4»).

5 СЕНТЯБРЯ в СССР с помощью РН «Молния» на высокоэллиптическую орбиту с высотой апогея 40 558 км в Северном полушарии выведен очередной (69-й) ИСЗ связи «Молния-1».

17 СЕНТЯБРЯ в США с помощью РН «Атлас» выведен на орбиту очередной (10-й) метеорологический ИСЗ «НОАА», на борту которого имеется комплект поисковой системы «Сарсат» для продолжения экспериментов по международной программе «Коспас– Сарсат».

Гл. отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор Е. Ю. Ермаков. Мл. редактор Е. Е. Куликова. Обложка художника А. А. Астрецова. Худож. редактор Т. С. Егорова. Техн. редактор Н. В. Калюжная. Корректор В. И. Гуляева.

Сдано в набор 19.08.86. Подписано к печати 21.10.86. Т 19309. Формат бумаги 84×108¹/₃₂. Бумага тип. № 3. Гарнитура литературная. Печать высокая. Усл. печ. л. 3,36. Усл. кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3,71. Тираж 31 040 экз. Заказ 1890. Цена 11 коп. Издательство «Знание». 101835, ГСП, Москва, Центр, проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 864211.

Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4.

Введение	3
Проблемы создания орбитальных телескопов	10
Шаги в космос	18
Космический телескоп им. Хаббла	36
Проекты космических телескопов будущего	49
Рекомендуемая литература	56
НОВОСТИ ЗАРУБЕЖНОЙ КОСМОНАВТИКИ	57
ХРОНИКА КОСМОНАВТИКИ	63

	Токовинин А. А.
Т 51	Орбитальные оптические телескопы. – М.: Знание, 1986. – 64 с, ил. – (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 11).
	11 к.
	В брошюре описана история появления и развития орбитальных оптических телескопов, рассмотрены их преимущества перед наземными и особенности их конструкции. Приведены сведения об устройстве некоторых орбитальных оптических телескопов, характеристики установленных на них научных приборов, названы основные результаты, полученные с их помощью.
	Брошюра рассчитана на широкий круг читателей, интересующихся современными проблемами астрономии и космонавтики.
	3607000000ББК 39.66