Фиг. 66. Приближенная оценка высоты, необходимой для исследования солнечного спектра в далекой ультрафиолетовой области.
Спектр Солнца дает ученым основные сведения относительно единственной звезды Вселенной, которую они могут наблюдать на близком расстоянии. К сожалению, атмосфера Земли, хотя и кажется вполне прозрачной, фактически является преградой, поглощающей большую часть спектра солнечного излучения. Поэтому значительная часть солнечного спектра до последнего времени была совершенно неизвестна. Выше уже указывалось, что разреженные газы верхних слоев атмосферы являются своего рода фотохимической лабораторией. Там происходят процессы диссоциации, возбуждения и ионизации молекул и атомов и при этом поглощаются определенные частоты солнечного излучения. Различные типы реакций наблюдаются в разных слоях атмосферы, и каждая поглощает соответствующую часть солнечного спектра.
Спектральное распределение интенсивности солнечного излучения в нижних слоях атмосферы, т. е. в тех областях, где обычно строятся солнечные обсерватории, зависит, таким образом, не только от характера солнечного излучения, но и от прозрачности земной атмосферы; обе эти характеристики меняются со временем.
Было обнаружено, что прозрачность атмосферы быстро падает при уменьшении длины волны ниже 3000 Å. В соответствии с этим солнечный спектр, сфотографированный у поверхности Земли, обрывается около 2900 Å вследствие поглощения, вызываемого образованием озона из атомов кислорода в верхних слоях атмосферы. О существовании этого слоя озона известно уже давно; его измерения с поверхности Земли проведены косвенным методом — путем исследования так называемого эффекта обращения (умкер-эффекта), который дает, возможность установить распределение озона по высоте из анализа рассеянного света, идущего с неба, при помощи спектрофотометра Добсона.
Точные измерения распределения озона по высоте при помощи приборов, поднятых на аэростатах или ракетах до максимально достижимых высот, чрезвычайно важны для проверки фотохимической теории образования озона. Поэтому одной из задач программы исследований Военно-морской исследовательской лаборатории наряду с анализом спектра солнечного излучения в ультрафиолетовой области являлось изучение слоя озона при помощи ракет, позволяющих поднять измерительные приборы на гораздо большие высоты, чем это возможно при помощи шаров-зондов.
«Фау-2» и другие высотные ракеты достигли таких областей, где поглощение солнечного света было уже незначительным; это позволило вести программу исследований солнечного излучения в двух различных аспектах. К первому относятся, конечно, работы специалистов по физике Солнца, которые главным образом изучают спектр Солнца с целью отождествления новых фраунгоферовых линий, что способствует лучшему пониманию физических процессов, происходящих в атмосфере Солнца. Ко второму относятся работы специалистов по верхней атмосфере, изучающих в основном влияние солнечного излучения на верхние слои атмосферы Земли.
В 1934 г. в результате экспериментов Эриха и Виктора Регенер был получен солнечный спектр в ультрафиолетовой области. 31 июля 1934 г. в Штутгарте на высоту 31 км был запущен шар-зонд, на котором был установлен автоматический кварцевый спектрограф, позволявший получать спектр вплоть до 2875Å. На достигнутой высоте спектр должен простираться до 2100-2200 Å, что следует из теоретических расчетов Мейера, Шейна и Стелла, которые работали с очень чувствительными счетчиками фотонов на высокогорной обсерватории Юнгфрау-Иох (3580 м над уровнем моря). В 1935 г. при подъеме аэростата «Эксплоурер II» с людьми был получен другой важный результат — зарегистрирован солнечный спектр до длины волны 2950 Å. Но эти результаты лишь продемонстрировали пределы применимости приборов, которые нельзя поднять выше 32 км. На фиг. 66 приведена высота подъема, необходимая для регистрации соответствующих участков спектра в далекой ультрафиолетовой области; из графика видно, что высотные ракеты представляют значительные преимущества. Это быстро оценили работники, выполняющие программу высотных исследований, и Военно-морская исследовательская лаборатория сравнительно рано сделала спектроскопические исследования главной частью своей работы. Перед исследователями стояли следующие пять задач:
1) регистрация и отождествление фраунгоферовых линий в ультрафиолетовой части солнечного спектра (от 2900 до 2100 Å);
Фиг. 66. Приближенная оценка высоты, необходимой для исследования солнечного спектра в далекой ультрафиолетовой области. |
2) выяснение распределения интенсивности солнечного излучения по спектру в области длин волн меньше 2900 Å, т. е. за тем участком, где спектр обрывается вследствие поглощения в земной атмосфере;
3) точное измерение распределения вертикального озона в земной атмосфере;
4) регистрация солнечного спектра в далекой ультрафиолетовой области (от 2000 до 500 Å);
5) Военно-морская исследовательская лаборатория и Кэмбриджский исследовательский центр ВВС оборудовали также несколько ракет для исследования солнечного спектра в еще более далекой области, начиная с 100 до 7 Å, где по предположению, находится коротковолновая граница солнечного спектра.
Несмотря на то, что ракета «Фау-2» после израсходования всего горючего становится неустойчивой (что создает ограничения для фотографической съемки), уже при первых запусках была сделана попытка получить фотографии солнечного спектра при помощи спектрографа, установленного на этих ракетах. Указанный спектрограф конструировался с таким расчетом, чтобы он мог регистрировать область спектра с длиной волны от 3000 до 1000 Å. Так как ракета может вращаться, то щель нормального спектрографа должна быть заменена системой, которая позволяла бы воспринимать солнечные лучи при различных положениях ракеты относительно Солнца. Вместо щели употреблялась прозрачная бусинка, которая дает точечное изображение Солнца при любом положении ракеты. В спектрографе использовались две такие бусинки. Они были сделаны из фтористого лития, который прозрачен для света с длиной волны до 1100 Å, и располагались на противоположных сторонах конической части головки (фиг. 67 и 68) так, чтобы солнечные лучи могли попадать в спектрограф почти при любой ориентации ракеты. Так как призмы не пропускают лучей света с такой длиной волны, то вместо них применялась диффракционная решетка. Использовалась вогнутая диффракционная решетка из алюминированного стекла с радиусом кривизны, равным 40 см, имевшая 6000 штрихов на 1 см. Расположение отдельных частей спектрографа было таким, что на пленку попадал спектр первого порядка с дисперсией, равной 44,1 Å /мм.
Два спектра, по одному от каждой бусинки, фотографировались рядом на 35-миллиметровой пленке (Иотмен 103-0). Пленка была сенсибилизирована к ультрафиолетовым лучам путем покрытия эмульсии слоем масла, поглощающего ультрафиолетовые лучи и флуоресцирующего в видимой области спектра, к которой обычно чувствительна данная пленка. Пришлось применить специальную токопроводящую подложку из сажи, чтобы предупредить появление вуали на пленке под действием статических зарядов, которые в условиях вакуума причиняют большие неприятности.
 Фиг. 67. Оптическая система первых спектрографов, установленных на ракетах «Фау-2». |
 Фиг. 68. Схема спектрографа Военно-морской исследовательской лаборатории, показывающая положение различных элементов. |
Между бусинками и плоскими зеркалами, отражающими свет от бусинки к диффракционной решетке (см. фиг. 68), устанавливались обтюраторы. Вращаясь, они пропускали свет на время, необходимое для экспонирования пленки, двигаясь синхронно с механизмом, перемещающим пленку. Они приводились в движение мотором с постоянной скоростью вращения и были связаны с механизмом подачи пленки. Отдельный 24-вольтовый мотор постоянного тока непрерывно протягивал пленку, движение которой прекращалось ограничительным механизмом на время, необходимое для экспозиции. Согласующий выключатель, срабатывающий от кулачка подающей системы, дает телесигнал об окончании каждой экспозиции. Эти сигналы позже могут быть сопоставлены с данными о траектории полета ракеты.
Если требуются подробные сведения о строении высоких слоев атмосферы, то необходимо, чтобы время экспозиции было очень мало, так как ракета движется с очень большой скоростью. С другой стороны, для изучения физики Солнца требуются более точные и подробные спектры и гораздо более длительные экспозиции. В первых спектроскопических приборах было принято компромиссное решение: периодически делались три экспозиции (короткая — 0.1 сек., длинная — 3,0 сек. и промежуточная — 0,55 сек., что равно среднему логарифмическому из первых двух). После каждого экспонирования заслонка оставалась закрытой в течение ~ 1 сек., пока передвигалась пленка. На полный цикл тратилось 6,57 сек., и на пленке длиной 7,5 м могло быть сделано 133 снимка.
После окончания съемки пленка быстро перематывалась в кассету, изготовленную из бронебойной стали, чтобы обеспечивать ее сохранность при ударе о землю (фиг. 69б).
Первый спектрограф был установлен в носовой части ракеты «Фау-2», запущенной 28 июня 1946 г. Это была ракета «Фау-2» № 6, которая достигла высоты 107 км. Хотя ракета должна была взорваться при падении, взрыва не последовало. Ракета упала носом вниз, образовав большую воронку. Извлечь пленку не удалось, однако телеизмерительная система отмечала, что экспонирование производилось точно.
Следующий подъем спектрографа на ракете «Фау-2» № 12 был запланирован на 10 октября 1946 года, [2]. Было решено изменить место расположения приборов, чтобы облегчить их извлечение из ракеты; для этого они были помещены во втором киле ракеты. Этот спектрограф имел такую же конструкцию, как и спектрограф, поднятый 28 июня, но, чтобы увеличить возможность получения спектра в далекой ультрафиолетовой области, был несколько изменен цикл экспонирования. Сначала в течение 150 сек. сохранялась нормальная последовательность экспозиций, а затем должна была последовать длительная экспозиция, равная 100 сек. Поскольку обтюратор при этом продолжал вращаться по-прежнему (чтобы не усложнять механических устройств), эффективное время экспонирования равнялось 55 сек. При такой большой экспозиции можно было ожидать, что рассеянный свет из более интенсивных областей спектра окажется помехой, поэтому обычное плоское алюминированное зеркало было заменено плоским кварцевым зеркалом. Но кварцевое зеркало значительно уменьшает силу отраженного света с более длинными волнами, который желательно было зафиксировать при коротких экспозициях в начальной части траектории. Поэтому было решено применить одно кварцевое и одно алюминиевое зеркало.
Полет ракеты 10 октября, в котором была достигнута высота 164 км, оказался удачным. Произошло разрушение ракеты в воздухе, и 16 октября спектрограф был извлечен из обломков ракеты в отличном состоянии. Пленка была отправлена в Военно-морскую исследовательскую лабораторию в Вашингтон для обработки. Так была получена первая фотография солнечного спектра в ультрафиолетовой области, сделанная на большой высоте. К несчастью, снимок с большой экспозицией оказался неудачным, но короткие экспозиции дали спектры на высотах до 88 км; спектры, полученные на высоте 55 км, простирались до длины волны 2100 Å. На большей высоте вследствие поворота ракеты спектрограф отвернулся от Солнца, что повлекло за собой резкое уменьшение протяженности ультрафиолетовой области. Сильная вибрация ракеты нарушила работу механизма подачи пленки, пленка двигалась слишком быстро и поэтому снимок с большой экспозицией на вершине траектории не получился (см. фиг. 81).
 Фиг. 69. Спектрограф Военно-морской исследовательской лаборатории. а — спектрограф и его кожух (для сравнения размеров показана футовая линейка); б — основание спектрографа (видна кассета, в которой сохраняется пленка при ударе ракеты о землю). |
 Фиг. 70. Оптическая система спектрографа Лаборатории прикладной физики университета Джона Гопкинса, установленного на ракете «Фау-2». |
После этих первых полетов было запущено большое число ракет со спектрографами и получено много снимков спектров. При двух запусках ракет «Фау-2» в 1947 г. («Фау-2» № 22 1 апреля 1947 г. и «Фау-2» № 30 29 июля 1947 г.) был использован спектрограф такого же типа (фиг. 70 и 71), только разработанный Лабораторией
 Фиг. 71. Спектрограф Лаборатории прикладной физики университета Джона Гопкинса, установленный в конце носового конуса ракеты «Фау-2». Виден прибор, следящий за Солнцем. |
Как и в спектрографе Военно-морской исследовательской лаборатории, фотографировалось два спектра на пленке типа Истмен 103а-0, сенсибилизированной к ультрафиолетовым лучам.
Экспозиция контролировалась специальным кулачковым механизмом, который производил четырнадцать 5-секундных экспозиций во время полета с работающим двигателем и затем пять 55-секундных экспозиций. На фиг. 74 и 75 даны образцы полученных спектров. Последние высотные спектры показывают хорошую разрешающую способность примерно до длины волны 2100Å и плохую разрешающую способность до 1850 Å (см. фиг. 73 и 77), а следы спектра доходят до 1700 Å и даже дальше [4].
Стремление получить спектр в далекой ультрафиолетовой области наталкивается на большие трудности, возрастающие по мере уменьшения длины волны. Причиной этого является быстрое падение интенсивности солнечного излучения (см. фиг. 79) с уменьшением длины волны.
Использование спектрографов, установленных на ракетах, позволило получить очень важные сведения, касающиеся физики Солнца. Первым важным вопросом для исследований явились спектральные линии в ультрафиолетовой области спектра. Основные линии многих атомов лежат именно в ультрафиолетовой области. Эти элементы могут играть важную роль в тех процессах на Солнце, которые приводят к излучению энергии, и результаты этих исследований, без сомнения, помогут открыть новые факты, относящиеся к строению и физическому состоянию слоев солнечной атмосферы. Особый интерес представляет первая линия лаймановской серии водорода с длиной волны 1215,7 Å. Данные о поглощении этой линии воздухом были получены в лаборатории, но эти данные были часто противоречивы. Подсчитано, что выше 100 км значительная часть молекул кислорода, обусловливающего поглощение излучения в линии Lα, диссоциируется, а атомарный кислород более прозрачен, и поэтому была надежда, что линия Lα еще не исчезнет на высотах, на которые поднимаются ракеты, и ее можно будет зафиксировать. Предполагалось, что эта линия будет видна как линия излучения, а не как темная фраунгоферова линия. Дальше будет показано, что это предположение оправдалась. Результаты отождествления линий Фраунгофера в ультрафиолетовой области спектра были опубликованы в различных научных работах [5, 6]. Было обнаружено свыше 1000 новых линий (фиг. 72), многие из которых в первых спектрах являлись результатом слияния двух или более близко расположенных линий. Над выполнением программы этих исследований работали Военно-морская исследовательская лаборатория, группа сотрудников Колорадского университета и Лаборатория прикладной физики университета Джона Гопкинса; спектры были получены при помощи оборудования, установленного на трех основных типах высотных ракет, причем удалось добиться разрешающей способности выше 0.3Å.
По-видимому, самым интересным открытием в ультрафиолетовой области спектра было открытие дублета Mg II при 2795,5 и 2802,7 Å [7], у которого линии испускания наложены на широкие линии поглощения (см. фиг. 76). Этот дублет подобен линиям Н и К кальция в видимой части спектра. Линии поглощения не разрешены, но имеют вид двух больших крыльев, простирающихся по крайней мере на 50 Å, а возможно, и на 200 Å по обе стороны от точной длины волны этих линий, где располагаются две яркие линии испускания, резкие, очень узкие и очень похожие на линии излучения Н и К в так называемом «спектре вспышки», получаемом во время затмения. Полагают, что источником этих линий испускания является область с высокой температурой и низким давлением, расположенная в высоких слоях атмосферы Солнца над обращающим слоем. Другими характерными особенностями полученных спектров являются линии Si I при 2882 Å, Mgl при 2852 Å (см. фиг. 72), а также ряд больших провалов интенсивности, соответствующих мультиплетам железа, что видно на фиг. 74 и 75, где спектр железа приведен вместе с ультрафиолетовой частью
 Фиг. 72. Солнечный спектр в области 3000 — 2600 Å. А — фотография, полученная Лабораторией прикладной физики университета Джона Гопкинса во время полета ракеты «Фау-2» № 30 29 июля 1947 г. на высоте 115 км. На спектре показана денситометрическая кривая. Б — спектр, полученный недавно Военно-морской исследовательской лабораторией при нормальном падении лучей на вогнутую диффракциопную решетку радиусом 40 см. Указаны линии Mgll, Mgl, Si I. |
 Фиг. 73. Пять отпечатков одного и того же спектра, полученных при различных экспозициях на ракете «Викинг» № 9 9 декабря 1952 г. для выявления деталей в различных областях спектра. |
 Фиг. 74 и Фиг. 75. Сравнение солнечного спектра в области 3000 — 2300 Å со спектром железа. Фотографии солнечного спектра были получены во время полета ракеты «Фау-2» № 30 29 июля 1947 г. Лабораторией прикладной физики университета Джона Гопкинса. Вверху — солнечный спектр; в середине — спектр железа; внизу — солнечный спектр с наложенной денситометрической кривой; контур приближенно дает относительную интенсивность для различных длин волн. |
 Фиг. 76. Дублет Mg II с длинами волн 2795 и 2803 Å. Яркие линии излучения, обозначенные буквами А и В, расположены в центрах широких линий поглощения. Другие линия поглощения (C и D) едва видны. |
Резкий спад интенсивности наблюдается также в области 2100 Å (фиг.77) считается, что поглощение кислородом не может привести к такому ослаблению. Возможно, что в этой области содержатся несколько сильных сливающихся линий, которые не могут быть отождествлены ввиду недостаточной экспозиции. Аналогично детали спектра стираются также при длине волны, меньшей 2000 Å, и спектры окончательно портятся из-за рассеянного света при длинах волн меньше 1850 Å, хотя слабые линии еще различимы вплоть до 1700 Å. Это в равной мере относится как к спектрам, полученным Военно-морской исследовательской лабораторией, так и к спектрам Колорадского университета (фиг. 77).
Чтобы зафиксировать спектр в далекой ультрафиолетовой области, необходимы более длительные экспозиции, которые в свою очередь требуют устойчивой платформы, с которой можно было бы осуществлять фотографирование. В задачу Колорадского университета входило изучение спектра испускания Солнца в далекой ультрафиолетовой области. Была начата разработка устойчивой платформы для «ищущей», или следящей за Солнцем системы. Военно-воздушные силы заключили контракт с Колорадским университетом на изготовление такого оборудования, которое должно было стать частью оборудования ракеты «Аэроби». В декабре 1952 г. после многолетних исследований и усовершенствований на ракете был установлен двухосный «искатель» Солнца. В нем помещался ультрафиолетовый спектрометр, имеющий небольшой угол развертки, при помощи которого был получен спектр испускания Солнца в далекой ультрафиолетовой области. Как и предполагалось, была получена лаймановская линия Lα.
 Фиг. 77. Крайняя коротковолновая часть солнечного спектра. Верхний спектр получен в Колорадском университете, а нижние три — во время полетов ракеты «Аэроби» в Военно-морской исследовательской лаборатории. Спектр простирается до 1850Å, а иногда даже до i< 1700Å (второй спектр). |
 Фиг. 78. Двухосный «искатель» Солнца, установленный в носовом конусе ракеты «Аэроби». На снимке показан момент наземных испытаний; ось «искателя» указывает направление на Солнце. Подобное оборудование действует как устойчивая платформа, позволяющая делать снимки с большой выдержкой независимо от колебаний и вращений ракеты. |  Фиг. 79. Спектр солнечного излучения в далекой ультрафиолетовой области. Кривая солнечного излучения проходит значительно ниже кривой излучения абсолютно черного тела с температурой 6000°К и даже с температурой 5000°К при длине волны около 2000Å. (График построен на основе новейших данных Военно-морской исследовательской лаборатории.) |
Появление ракет позволило значительно расширить границы исследования непрерывного спектра. Предполагалось, что будет иметь место отклонение солнечной постоянной от закона излучения Планка, относящегося к абсолютно черному телу постоянной температуры. Проведенный недавно анализ [4] данных, полученных ракетами «Фау-2», «Аэроби» и «Викинг», показывает, что интенсивность солнечного спектра быстро падает в ультрафиолетовой области и становится значительно ниже интенсивности излучения абсолютно черного тела, нагретого до 6000°К (фиг. 79). Для длины волны 2200Å интенсивность в 10 раз меньше и равна интенсивности излучения абсолютно черного тела при 4900°К, а для 2000Å предполагают падение интенсивности солнечного спектра до интенсивности излучения абсолютно черного тела при 4600°К. Исходя из этих результатов для непрерывного спектра солнечного излучения, было подсчитано новое значение солнечной постоянной, равное 2,00 — 0,04 кал/см2·мин, вместо обычно принятого значения 1,94 кал/см2·мин (фиг, 80).
Полагают, что при правильных условиях и при применении на усовершенствованных ракетах следящих за Солнцем систем можно получить фотографии солнечного спектра вплоть до 1000Å.
 Фиг. 80. Распределение энергии солнечного излучения по спектру в области длин волн 2000-30 000 Å (по новейшим данным Военно-морской исследовательской лаборатории). На основании этой кривой было уточнено значение солнечной постоянной (2 кал/см2·мин). |
Третьей стороной программы высотной спектроскопии являлось исследование атмосферного озона [8]. Первые попытки такого исследования были сделаны на основании спектров, полученных с ракетой «Фау-2» № 12, запущенной 10 октября 1946 г. (фиг. 81). С помощью фотометрических методов удалось обнаружить необычное распределение озона и зафиксировать второй максимум на высоте 17 км. Полное количество озона было получено интегрированием площади под кривой, выражающей зависимость концентрации озона от высоты. Оно было найдено равным 2,7 мм, что следует сравнить со значениями 2,5 мм (по измерениям, произведенным с Земли 9 октября) и 2,7 мм (по измерениям Смитсоновского института в Калифорнии, сделанным 11 октября). Такое значение полного количества озона над Нью-Мексико казалось очень большим, поскольку в это время года можно было ожидать значения порядка 1,9 мм. Предполагалось, что движение воздушных масс может создать необычный двойной максимум в распределении концентрации озона по высоте во время наивысшей концентрации озона. В этом эксперименте впервые была измерена концентрация озона у верхнего края слоя и было установлено, что результаты измерений находятся в хорошем соответствии с данными расчетов, выполненных по фотохимической теории. Выше 48 км озон не был обнаружен.
 Фиг. 81. Серия спектров, полученных во время полета ракеты «Фау-2» № 12 10 октября 1946 г. Можно видеть, что спектр начинает простираться в ультрафиолетовую область при подъеме ракеты над слоем озона. |
Затем было сделано несколько экспериментов, среди которых был запуск ракеты «Фау-2» №47 14 июня 1949 г. перед заходом Солнца. Высота Солнца составляла всего 1°, и поэтому длинные косые траектории солнечных лучей, проходящие через атмосферу, давали возможность получить данные на малых высотах вплоть до 78 км с гораздо большей точностью (фиг. 82). В этом полете применялись спектрографы двух разных конструкций, причем один из них представлял собой систему из двух спектрографов, смонтированных в одном кожухе. Таким образом, запись велась независимо тремя приборами, данные которых оказались в хорошем соответствии между собой.
Система, следящая за Солнцем, была разработана Ван-Алленом [9]; в ней был использован фотоэлектрический метод определения концентрации озона. При запусках ракет «Аэроби» А14 23 июня 1949 г. и «Аэроби»А20
 Фиг. 82. Серия спектров, полученных ракетой «Фау-2» № 47 14 июня 1949 г. незадолго до захода солнца. Спектры использовались для точного определения изменения концентрации озона с высотой. |
Результаты, полученные в этих опытах, позволили сделать заключение, что двойные максимумы, наблюдавшиеся в первых экспериментах, получились из-за недостаточного «сглаживания» кривых [10]. Поскольку кривая распределения озона получается дифференцированием кривой полного содержания озона, она особенно чувствительна к «сглаживаниям». В одном случае, когда представлялась возможность произвести измерения методом обращения в то же время, когда была запущена ракета («Фау-2» № 25 2 апреля 1948 г.), результаты измерений действительно хорошо совпали. Кроме того, были сделаны фотохимические расчеты, которые тоже совпали с кривыми, полученными при помощи ракет, особенно при использовании ракетных данных о температуре и плотности.
 Фиг. 83. Кривые распределения озона, полученные при помощи ракет. Результаты опытов, в которых были достигнуты высоты, превосходящие 50 км, показаны также в увеличенном масштабе (X 100). Миллиметры отнесены к нормальным условиям. |
Наиболее важным обстоятельством, которое выявилось при сопоставлении результатов, полученных различными исследовательскими организациями США, является наличие значительных расхождений как в величине максимума концентрации озона, так и в положении его по высоте над уровнем Земли. Считают, что эти расхождения вызываются влиянием метеорологических условий и времени года. Чарльз Норман своими исследованиями, проведенными в Западной Европе косвенным методом, показал, что концентрация озона на уровне моря зависит от барометрического давления: концентрация озона невелика в областях повышенного давления, а в областях пониженного давления она возрастает.
В дополнение к спектроскопическим работам с фотоаппаратурой исследования солнечного спектра для некоторых длин волн производились с помощью счетчика фотонов [11]. Начиная с 1949 г. Военно-морская исследовательская лаборатория оснащала этими приборами ракеты «Фау-2» и «Аэроби». Данные передавались телеметрически, и, таким образом, получались непрерывные записи изменения интенсивности по высоте до областей, лежащих выше поглощающих слоев. Наилучшие и наиболее точные данные были получены для недавно зарегистрированной линии Lα с длиной волны 1216Å [12]. В четырех полетах это излучение было обнаружено на высоте около 80 км при помощи спектрографа с вогнутой диффракционной решеткой касательного падения. Результаты исследования показали, что в области 1180-1300Å солнечная радиация излучается главным образом в линии Lα [13]. Ширина этой линии испускания, по-видимому, меньше 1Å. В спектре поглощения О2 имеется очень узкое окно; поглощение увеличивается почти на 200% на расстояния 1Å по обе стороны от линии Lα Поглощение этого излучения окисью азота может вызывать ионизацию слоя D [15]; такая возможность не исключается полностью данными, полученными с помощью ракет. Поглощение окисью азота только 1% измеренного ракетами излучения в линии Lα дало бы для скорости образования ионов величину того же порядка, какой требуется для образования слоя D, а потребное количество окиси азота при этом не превосходило бы пределы, полученные при спектральном излучении ее распространенности в атмосфере.
Непрерывное излучение за пределом серии Лаймана в солнечной радиации возникает, по-видимому, в хромосфере, которая (согласно Николе), за исключением линии Lα излучает наиболее интенсивно начиная с 910Å в сторону более коротких волн.
В одном эксперименте со счетчиками фотонов при 1500Å было обнаружено, что на высоте около 100 км имеет место резкий переход от молекулярного кислорода к атомарному [16]. Чтобы проверить это, были разработаны усовершенствованные приборы.
Наконец, были проведены исследования в далекой ультрафиолетовой области солнечного спектра. Современное развитие радиоастрономии и исследование линий излучения солнечной короны показывают, что внешняя атмосфера Солнца имеет температуру порядка миллиона градусов. Хотя это кинетическая температура отличается от температуры, с которой мы имеем дело в технических процессах на Земле, она дает возможность рассчитать максимальное излучение энергии в области мягких рентгеновских лучей (ниже 50Å). Николе предположил, что солнечная корона излучает волны в интервале от 20 до 60Å. Первые попытки измерить рентгеновское излучение были сделаны при помощи ракет. В ракеты помещали фотопленку, заключенную между латунными пластинами подобно сэндвичу. Одна из пластинок имела окно, закрытое алюминиевым ступенчатым клином, который задерживал видимые и ультрафиолетовые лучи и позволял произвести раздельную регистрацию рентгеновских лучей с длиной волны от 8 до 12Å. В дальнейшем предполагалось при помощи применения клиньев из других материалов получить более детальные спектры рентгеновских лучей. Эти попытки оказались безуспешными, так как ракеты, на которых устанавливались такие приспособления, не достигали значительных высот и не выходили за пределы поглощающих слоев. Однако несколько ракет, оснащенных счетчиками фотонов для исследования рентгеновских лучей [17], показали, что Солнце действительно излучает рентгеновские лучи [18], которые поглощаются газами верхних слоев земной атмосферы, образуя ионизированный слой Е. Ракета «Фау-2» № 49, запуск которой состоялся 29 сентября 1949 г., имела в своем оборудовании два счетчика фотонов, чувствительных к рентгеновским лучам с длиной волны менее 10Å. Было обнаружено, что, начиная с высоты 87 км, такое излучение действительно имело место. С увеличением высоты до 145 км оно прогрессивно усиливалось [19].
Счетчики фотонов рентгеновских лучей позднее устанавливались на двух ракетах «Аэроби», которые были запущены в мае 1952 г. При этих запусках также было, несомненно, обнаружено рентгеновское излучение на высотах выше 90 км.
Но наиболее обширный эксперимент был проведен в декабре 1952 г. при запуске ракеты «Викинг» № 9. Эта ракета достигла высоты 215 км, однако сильное вращение ракеты и неправильное телеизмерение позволили получить лишь небольшое количество полезных данных. Тем не менее в слоях Е было зафиксировано резкое увеличение интенсивности рентгеновских лучей с длиной волны свыше 10Å. Один из счетчиков фотонов имел окно толщиной 0,25·10-3 дюйма и, таким образом, peaгировал на полосу от 8 до 18Å. Он регистрировал рентгеновские лучи со скоростью, эквивалентной падающему потоку порядка 0,8 эрг/см2·сек. Более мягкое излучение измерялось двумя счетчиками фотонов, в окна которых была вставлена пленка из нитроцеллюлозы. Полный поток рентгеновского излучения в полосе от 10 до 60Å составлял около 1,0 эрг/см2·сек. Последние результаты Военно-морской исследовательской лаборатории [20] показывают, что интенсивность рентгеновского излучения Солнца имеет порядок величины, достаточный для объяснения ионизации всех слоев Е, если считать, что для получения концентрации электронов 2·105 см3 требуется поток 1·10-1 эрг/см2·сек. Суммарный поток приведен в табл. 7. Чондбург показал [21], что фотоны большой энергии (т. е. рентгеновские лучи) должны иметь энергию 181 эв, чтобы объяснить ионизацию слоя Е в дополнение к обычно принимаемой преионизации О2.
Таблица 7
| Измеряемая полоса Å | Поток рентгеновского излучения, эрг/см2-сек |
| 7-10 | 10-8 — 10-4 |
| 8-18 | 0,8 |
| 10-60 | 1,0 |
Ночное свечение атмосферы очень давно привлекало внимание астрономов и физиков, изучающих высокие слои атмосферы, и множество измерений было проведено при помощи наземных приборов. Подобные измерения, однако, нельзя было провести с целью изучения предполагаемого дневного свечения атмосферы из-за сильного рассеяния солнечного света нижними слоями атмосферы. Попытку измерить дневное свечение атмосферы можно было сделать при помощи ракет, поднимающихся до высоких слоев, лежащих над рассеивающими свет слоями. Этот эксперимент был проделан Кэмбриджским исследовательским центром ВВС США [22]. В качестве регистрирующего прибора был использован фотоэлектронный умножитель (RCA1P21) с переменным напряжением на промежуточном катоде; изменяя при помощи вращающегося переключателя это напряжение и сопротивление нагрузки от 1 до 5 мгом, можно было менять чувствительность прибора почти в 250 раз. Напряжение с выхода фотоумножителя через катодный повторитель подавалось в телеизмерительную систему. Прибор помещался в отсек с повышенным давлением, так как для работы фотоумножителя требовалось высокое напряжение (источником напряжения служили 30— и 15-вольтовые батареи для слуховых аппаратов).
Исследуемый пучок света, параллельный оси ракеты, направлялся через прямоугольную призму в коллиматорную трубку, которая проходила через обшивку ракеты. Угол зрения равнялся 2-3°, и интерференционные фильтры, укрепленные на вращающемся диске, позволяли производить измерение энергии в восьми точках видимой части спектра на участке шириной 150Å. Это оборудование с небольшими видоизменениями (в трех ракетах были поставлены неподвижные фильтры) устанавливалось на ракетах. Успешными оказались запуски ракет «Фау-2» № 51 31 августа 1950 г. (достигла высоты 136 км), «Аэроби» 25 июля 1951 г. и «Аэроби» 20 мая 1953 г.
 | |
| Фиг. 84а. Ракета «Аэроби», оснащенная для исследования интенсивности и спектра собственного свечения атмосферы в дневное время. | Фиг. 84б. Система фильтров и фотокамера, использовавшиеся в ракете «Аэроби» № 36, запущенной 20 мая 1953 г. |
Было обнаружено, что излучение неба быстро ослабевает почти по экспоненциальному закону от поверхности Земли до высоты 35 км, что, по-видимому, в основном обусловливается релеевским рассеянием света. Однако выше 35 км интенсивность излучения остается постоянной и не зависит от высоты. Это дневное свечение атмосферы было приблизительно в 10 000 раз сильнее ночного свечения и составляло около 3% всего дневного излучения неба на уровне почвы, оставаясь постоянным на высотах 35-136 км. Оно отличается от ночного свечения интенсивностью и спектральным распределением. В спектре ночного свечения атмосферы большинство линий и полос, за исключением зеленой линии кислорода К =5577Å, усиливается при прямом освещении солнечными лучами, т. е. на рассвете и на закате. Это хорошо знакомые красные линии кислорода 6300 и 6363Å, линия натрия 5893Å, полосы отрицательной системы поглощения азота 3914Å и полосы ОН 6560Å. По-видимому, атомы и молекулы верхних слоев атмосферы в дневное время возбуждаются резонансным излучением Солнца. Ночное свечение атмосферы в основном состоит из довольно слабого сплошного фона с широкими линиями и полосами излучения, имеющими большую интенсивность. Приборы, поднимаемые ракетами, не обнаружили такого спектра у дневного свечения. Полагают, что дальнейшие исследования помогут выяснить, имеется ли связь между дневным свечением атмосферы и возрастанием электронной концентрации в ионосфере.
При помощи приборов, устанавливаемых на ракетах, постепенно накапливается большое количество данных, касающихся излучения Солнца, но пройдет еще много лет, прежде чем астрономы и физики, изучающие Солнце, будут в состоянии проанализировать эти данные и смогут дать нам более точную картину процессов, происходящих на Солнце. Будет весьма полезно, если более дешевые ракеты смогут выполнять синоптические наблюдения за солнечной радиацией.
1. Nav. Res. Lab. Rep. R-2955, Upper Atmosphere Rep. No. 1, 1946.
2. Nav. Res. Lab. Rep. R-3030, Upper Atmosphere Rep. No. 2, 1946.
3. Frazer L. W., Bumblebee Rep. No. 153, APL JHU, 1951.
4. Johnson F. S., Purcell J. D., Tousey R. and Wilson N., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
5. Durand E., Oberly J. J. and Tousey R., Astrophys. J., 109, 1 (1945).
6. Hopfield J. J. and Clearraan H. E., Jr., Phys, Rev., 73, 877 (1948).
7. Purcell J. D., Tousey R. and Wilson N., Astrophys. J., 117, 238 (1953).
8. Johnson F. S, Purcell J. D. and Tousey R., J. Geophys. Res., 56, 583 (1951); 57, 157 (1952).
9. Van Allen J. A., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
10. Johnson F. S, Purcell J. D. and Tousey R., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
11. Friedman H., Lichtman S. W. and By ram E. Т., Phys. Rev., 83, 1025 (1951).
12. By ram E. Т., Chubb T. and Friedman H., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
13. Rense W. A., Phys. Rev., 92, 850 (1953).
14. Watanabe К., Магmo F. and Inn E. С Y., Phys. Rev., 90, 155 (1953).
15. Вates D. R. and Seatоn M. J., Proc. Phys. Soc, 63B, 129 (1950).
16. Friedman H., Lichtman S. W. and By ram E. T, Phys. Rev., 83, 1025 (1951).
17. By ram E. Т., Chubb T. A. and Friedman H, Phys. Rev., 92, 1066 (1953).
18. Burnight T. R., Phys. Rev., 76, 165 (1949).
19. Friedman H., Lichtman S. W. and By ram E. Т., Phys. Rev., 83, 1025 (1951).
20. By ram E. Т., Chubb T. and Friedman H., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
21. Chondburg D. C, Phys. Rev., 88, 405 (1952).
22. Bedinger J. F., Proc. Gassiot Comm., Oxford, 1953.
Когда в 1901 г. в закрытой ионизационной камере были обнаружены следы ионизации и были проанализированы всевозможные источники этой ионизации, Вильсон пришел к выводу, что она могла быть вызвана только интенсивной естественной радиацией, которая до этого времени не была известна. Делались многочисленные попытки доказать эту гипотезу. С этой целью на вершинах гор были проведены многочисленные эксперименты, которые как будто бы подтвердили тот факт, что это излучение идет не от Земли, так как его интенсивность с высотой не уменьшается. Действительно, в 1910 г. Гесс, использовавший в своих опытах стратостаты, обнаружил, что интенсивность ионизирующего излучения возрастает с высотой. Позже было установлено, что она достигает максимального значения на высоте около 27 км, а затем падает.
Исследования, произведенные при помощи ракет, показали, что это уменьшение интенсивности продолжается до 55 км, а затем интенсивность излучения становится постоянной. Это указывает на то, что для космических лучей «ощутимая» атмосфера простирается до 55 км.
Вначале ученые предполагали, что космические лучи представляют собой гамма-излучение с очень короткой волной, но наблюдения за их отклонением под действием магнитного поля, например поля Земли или искусственного поля, указывают на то, что они имеют корпускулярную природу и несут на себе электрический заряд.
Космические лучи можно обнаружить с помощью нескольких методов. Основным прибором служит ионизационная камера и ее модификации. Ионизационная камера состоит из цилиндра с двумя электродами: одним является поверхность цилиндра, другим — изолированная проволока, проходящая через ее центр. Посредством ионизационных камер измеряют скорость ионизации. Разновидностью ионизационных камер является счетчик Гейгера-Мюллера. К его электродам прикладывается напряжение, которое ниже напряжения, вызывающего светящийся разряд в камере, поэтому через нее ток не проходит. Когда в камеру попадает космическая частица, то она образует электроны и ионы; последние в свою очередь разгоняются и образуют другие электроны и ионы, так что через счетчик проходит импульс электрического тока, который можно зафиксировать. Применяя пары спирта в камере, счетчик можно сделать самогасящимся. Благодаря этому каждую из частиц, быстро следующих одна за другой, можно обнаружить и сосчитать. Пропорциональный счетчик действует при меньшем напряжении, чем счетчик Гейгера — Мюллера; он способен различать частицы с различной энергией, поскольку импульс тока пропорционален энергии частицы.
Если несколько счетчиков расположено в определенном геометрическом порядке и регистрирующая схема срабатывает только в том случае, когда частица пройдет через все счетчики «одновременно», то такое устройство, называемое телескопом космических лучей, дает возможность определить направление полета частицы. Применяя свинцовые экраны, можно измерить энергию излучения и исследовать ее влияние на различные вещества!
Другой метод обнаружения космических лучей основан на их свойстве воздействовать на фотоэмульсию. Специальные фотопластинки облучаются космическими лучами, которые действуют на атомы эмульсии и оставляют ионизированные следы; эти следы после проявления изучаются под микроскопом.
Следующий метод связан с применением камеры Вильсона. Камера наполняется насыщенным паром и затем при помощи поршня ее объем резко увеличивается. Быстрое расширение вызывает понижение температуры, пар становится пересыщенным, и вода конденсируется на ионах, имеющихся в камере. Следовательно, если ионизирующая частица пролетит через камеру непосредственно перед расширением, то ее путь можно будет проследить по капелькам воды (облакам), выделившимся на ионах, которые образовались по пути полета частицы. С помощью свинцовых пластинок и магнитных полей исследователям удается определить многие явления, относящиеся к природе ионизирующих частиц. На практике камера Вильсона объединяется со счетчиками Гейгера, которые заставляют камеру расширяться, как только зарегистрируют прошедшую через нее ионизирующую частицу. В это же время они вызывают срабатывание фотокамеры, которая фотографирует путь частицы. Установка двух фотокамер дает возможность получить стереоскопическую картину траекторий частиц.
При помощи таких установок можно получить множество сведений о космических лучах. Известно, что космические лучи попадают на Землю из мирового пространства, но их происхождение до сих пор остается невыясненным. Известно также, что магнитное поле Земли, бесспорно, оказывает на них влияние, как и на заряженные частицы, вызывающие полярные сияния; этот факт дал основание считать, что космические лучи определенно являются заряженными частицами, а не излучением. Ученые предполагали, что эти частицы, влетающие в земную атмосферу, являются протонами, но в 1948 г. было установлено, что в первичных космических лучах присутствуют более тяжелые частицы [1, 2]. В настоящее время считают, что космическое излучение состоит из лишенных электронных оболочек ядер атомов различных химических элементов; относительное содержание каждого элемента такое же, как и его относительное содержание во всей Вселенной [3], а именно: преобладают протоны, затем ядра гелия и так далее вверх по атомной шкале. Например, были отождествлены такие тяжелые частицы, как ядра железа (атомный номер 26) и олова (атомный номер 50).
Кинетическая энергия космических частиц очень велика, и поэтому, хотя ядра и имеют электронные оболочки в космическом пространстве, эти оболочки будут немедленно сорваны, как только первичные нуклоны попадут в поглощающую среду. Следовательно, тяжелые первичные нуклоны многократно ионизированы (в некоторых случаях они подвергаются 26— и 50-кратной ионизации) и соответственно быстро теряют энергию во время их полета через атмосферу.
Одни первичные нуклоны могут потерять энергию после того, как они попадут в атмосферу вследствие взаимодействия с электронными оболочками атмосферных газов. При этом происходит ионизация и энергия частиц может постепенно рассеяться. Другие частицы с высокой энергией испытывают так называемые катастрофические столкновения, при которых происходит образование «звезд», вызванных столкновением частицы с ядром атома. Большинство первичных частиц, имеющих высокую энергию, именно так и исчезает.
На высоте 24 км в результате взаимодействия всех первичных нуклонов с атмосферными газами появляются такие частицы как мезоны, нейтроны, фотоны, электроны и позитроны. Они размножаются в таком количестве, что одна первичная частица, попав в верхние слои атмосферы, может привести к образованию ливня частиц с меньшими энергиями, который может покрыть круг радиусом около 1,6 км на уровне моря.
Магнитное поле Земли разделяет первичные нуклоны с различной энергией. Например, если кинетическая энергия частиц не очень велика, то частица может быть отклонена обратно, и тогда она совсем не проникнет в атмосферу. Соответственно было обнаружено, что существует зависимость распределения энергии входящих космических частиц от географической широты. Частицы с большой энергией могут войти везде, а частицы с малой энергией могут проникнуть в атмосферу только на высоких широтах. В связи с этим можно упомянуть об одном своеобразном явлении, обнаруженном во время измерений, которые проводились в различных частях земного шара: энергетический спектр космических лучей имеет определенный нижний порог около 1 Бэв, и влияния широты на широтах выше 50-60° не обнаружено.
Для объяснения этого явления можно допустить, что, во-первых, не существует частиц с очень малой энергией, во-вторых, что магнитное поле Солнца, являясь экраном, препятствует попаданию их на Землю. Если принять второе допущение, то напряженность поля Солнца на расстоянии от Солнца до Земли должна равняться напряженности земного поля на широте примерно 55°. Так как ученые полагают, что частицы с малой энергией представляют величайшую опасность для живых организмов, то на помощь человеку должны прийти ракеты, которые помогут определить, существуют ли такие частицы в действительности. Для решения этой задачи неоценима космическая разведывательная ракета, которая будет описана в следующей главе.
Большинство частиц попадает на Землю с западной стороны; это подтверждает тот факт, что они, по существу, заряжены положительно. Первичные нуклоны с самой большой энергией имеют энергию до 800 Бэв.
Исследование космических лучей на больших высотах ведется в нескольких определенных направлениях. Прежде всего необходимо определить происхождение космического излучения. Успешное выполнение этой задачи зависит от ясного представления о свойствах и истинной природе космических лучей. Во-вторых, нужно изучить их воздействие на живые организмы во время высотных и межпланетных полетов. В-третьих, предстоит исследовать воздействие первичных нуклонов на различные вещества, что пополнит человеческие познания о ядерных реакциях такого типа, которые еще нельзя воспроизвести искусственно.
В первых экспериментах с космическими лучами определяли число совпадений и зависимость отношения между жесткими и мягкими компонентами от высоты. Первичные частицы очень редко достигают поверхности Земли (менее одной из тысячи).
Изучить первичные компоненты космического излучения в их первоначальном состоянии можно только в верхних слоях атмосферы. С этой целью используются специальные ракеты, оснащенные физическими приборами для исследования природы космического излучения.
Первые эксперименты проводились Лабораторией прикладной физики университета Джона Гопкинса; они касались исключительно определения зависимости интенсивности космического излучения от высоты. В этих экспериментах было использовано несколько ракет «Фау-2»: 30 июля 1946 г. была запущена «Фау-2» № 9, 17 декабря 1946 г. — «Фау-2» № 17, 1 апреля 1947 г. — «Фау-2» №22 и 8 апреля 1947 г. — «Фау-2» № 23. Все ракеты поднимались на высоту от 102 до 186 км. Счетчики не экранировались от ливней, возникающих в материале самой ракеты, но в ракете «Фау-2» № 30, запущенной 29 июля 1947 г. на высоту 160 км, счетчик был помещен в длинной бакелитовой трубе, расположенной впереди ракеты. Максимальная интенсивность излучения (49 отсчетов в 1 сек.) была зафиксирована на высоте 19,8 км; свыше 55 км скорость отсчетов была постоянной и равнялась 22,4 отсчета в 1 сек. [5]. Позже были проведены эксперименты с единичными счетчиками, установленными на ракетах «Фау-2» № 35 (27 мая 1948 г.) и «Аэроби» А-5 (5 марта 1948 г.). В этих полетах были получены аналогичные результаты. Средние данные результатов, полученных в трех полетах, показаны на фиг. 89.
После успешного испытания ракеты «Бампер Вак» фирма «Дженерал Электрик» предложила Лаборатории прикладной физики использовать ракету «Бампер Вак» № 6 для эксперимента с единичным счетчиком. Счетчик был установлен в носовом конусе ракеты «Вак Корпорал», которая была запущена 21 апреля 1949 г. К сожалению, при включении второй ступени ракета направилась по неправильной траектории, в результате чего была прервана работа двигателя и ракета не успела достигнуть большой высоты.
В дополнение к этим экспериментам в Лаборатории прикладной физики производили наблюдения при помощи телескопов космических лучей. Было обнаружено, что отражательная способность (альбедо) частиц малой энергии и электронов, возникающих при столкновениях первичных нуклонов, увеличивается за верхними слоями эффективной атмосферы. При проведении экспериментов с телескопами было обнаружено, что в вертикальном направлении поток космических лучей достигает 0,078 частиц/см2·сек.· стерадиан.
Исследовалось также возникновение взрывов. Установлено, что их интенсивность возрастает с высотой, достигая максимального значения над эффективной атмосферой. Найдено также, что взрывы возникают при первом взаимодействии первичных нуклонов с веществом. Опыты по определению интенсивности космических лучей проводились также на ракетах «Аэроби», которые запускались на геомагнитном экваторе, в заливе Аляска (58° с. ш.) и на побережье шт. Вашингтон (50° с. ш.).
В Военно-морской исследовательской лаборатории также проводились исследования космических лучей.
 Фиг. 85. Оборудование одной из первых ракет «Фау-2» для исследования космических лучей. Видны телескопы космических лучей, батареи и усилители. |
 Фиг. 86. Схема типичного телескопа космических лучей, установленного на ракете «Фау-2». 1 — счетчики, включенные в схему на совпадение; 2 — счетчики, включенные в схему на антисовпадения, определяющие ливни, которые наблюдаются в самой ракете. |
В первых экспериментах на ракетах «Фау-2» применялись самогасящиеся (гасящая добавка — пары спирта) счетчики Гейгера — Мюллера с рабочим напряжением 1000 в. Регистрация частиц велась при помощи телеизмерительной установки, а также посредством фотографирования вспышек неоновой лампы на движущейся фотопленке. Счетчики Гейгера — Мюллера были расположены в виде космического телескопа (фиг. 85), т. е. космическая частица должна была пройти через несколько счетчиков, расположенных на одной прямой. На это должно указывать совпадение моментов импульсов от счетчиков, через которые пройдет частица. Затем энергию частиц определяли при помощи поглощающих слоев свинца, препятствующих попаданию частиц в счетчики, расположенные под поглощающими пластинами (фиг. 86). Если нижние счетчики сработают одновременно со счетчиками телескопа, это укажет на то, что космическая частица прошла через свинцовую пластину определенной толщины, и, таким образом, можно будет рассчитать энергию этой частицы. Вокруг телескопа располагались счетчики, включенные в схему на антисовпадение с тем, чтобы различить «истинные» лучи от «ложных», т. е. от ливней частиц, которые возникали в самой ракете. Эти «ложные» ливни причинили много неприятностей на первой стадии работы, когда головка ракеты делалась из довольно толстой стальной оболочки. На фиг. 87 показано типичное оборудование космического телескопа, установленного в головке ракеты «Викинг».
В 1948 г. были сделаны первые попытки установить на ракетах камеры Вильсона [7-9]. После того как горючее ракеты полностью израсходовано, ракета находится в состоянии свободного падения. Ракета и находящееся в ней оборудование становятся невесомыми во время свободного движения ракеты в поле тяготения Земли. Это отсутствие веса имеет свои положительные и отрицательные стороны во время экспериментов с камерами Вильсона. С одной стороны, следы частиц становятся устойчивыми, поскольку перемещения, вызываемые градиентом температуры внутри камеры, отсутствуют.
С другой стороны, отсутствие конвекции препятствует эффективному перемещению ядер конденсации после расширения и, таким образом, создает условия для образования туманного фона, который после нескольких расширений может помешать распознаванию любых следов, за исключением сильных.
Для замены силы тяжести использовалась центробежная сила. В ракете «Фау-2» этот эффект наблюдался при установке камеры Вильсона в первом секторе камеры управления, находящейся за боевой головкой. Затем делались попытки заставить ракету вращаться после окончания работы двигателя. Однако в более поздних вариантах оборудования использовались малогабаритные камеры Вильсона, которые были сконструированы таким образом, чтобы использовать отсутствие эффективной силы тяжести; после каждого расширения камеры вращались, чтобы рассеять туман.
 Фиг. 87. Телескоп космических лучей, установленный в носовом конусе ракеты «Викинг». |
Первая камера Вильсона, установленная на ракете «Фау-2», состояла из стеклянного цилиндра, закрытого сверху плоским стеклом, а снизу резиновой мембраной. Внутри камеры к мембране прикреплялась алюминиевая пластинка, покрытая черной краской для улучшения фотографирования. Две параллельные свинцовые пластинки толщиной 1 см каждая разделяли камеру на три
 Фиг. 88. Фотографии камеры Вильсона, сделанные во время полета ракеты «Фау-2». Видно прохождение космической частицы над еще заметной атмосферой. |
Расширение в камерах происходило через каждые 25 сек. при помощи электронной аппаратуры, предназначенной для изучения космических лучей, так что во время нахождения ракеты в верхних слоях атмосферы можно было сделать около 14-15 снимков. Был получен ряд хороших фотографий следов первичных космических частиц.
На ракетах устанавливался также единичный счетчик Гейгера — Мюллера, при помощи которого постепенно было собрано большое количество данных [10-12]. Было обнаружено, что частицы отбрасываются верхними слоями атмосферы, так что над определенными высотами обнаруживается отражательная способность (альбедо).
 Фиг. 89. Зависимость скорости счета космических частиц от высоты, определенная установленными на ракетах счетчиками. Единичные счетчики запускались на ракетах «Фау-2» (29 июля 1947 г. и 27 мая 1948 г.) и «Аэроби» (5 марта 1948 г.) на 41° геомагнитной широты. |
Интенсивность гамма-излучения определялась при помощи приборов, помещенных на аэростатах «Скайхук» [13] и на ракетах «Фау-2» и «Аэроби» [14]. Установлено, что интенсивность этого излучения не зависит от времени суток.
В результате ряда полетов ракет «Фау-2» и «Аэроби», на которых использовались как единичные счетчики, так и космические телескопы, к 1949 г. удалось определить среднее значение интенсивности космического излучения полусферы, которое оказалось равным 0,12 частиц/см2·сек — стерадиан [15]. Установлено также, что эта интенсивность остается постоянной на высоте от 55 км до наибольшей высоты, достигнутой при запусках, а именно до 161 км. Результаты большого числа экспериментов, проведенных при помощи ракет, были обобщены Ван-Алленом [16] и рядом других ученых [17]. При этом найдено, что в направлении, близком к вертикальному, интенсивность составляет 0,07 частиц/см2·сек·стерадиан, из них 83% составляют протоны, 15,7% — ядра гелия (альфа-частицы) и 1,3% — ядра атомов более тяжелых элементов. Эти цифры относятся к средним широтам. Для экваториальных областей интенсивность в три раза меньше, а в полярных областях количество частиц в три раза больше.
Воздействие первичных компонентов космического излучения на живые организмы впервые было рассмотрено Шефером [4] и Шепердом [18], которые пришли к заключению, что вблизи Земли (вне атмосферы) опасность не серьезна, но на больших расстояниях от Земли, когда экранирующее действие планеты и ее поля будет отсутствовать, облучение сможет превысить допустимую дозу.
Дневные изменения интенсивности мезонов, которые были зафиксированы на малых высотах, указывают на тот факт, что источником космических лучей может служить Солнце. Запуск ракет в верхние слои атмосферы при различных фазах цикла солнечной активности даст возможность определить, какие именно первичные частицы являются причиной этого увеличения количества мезонов в нижних слоях атмосферы.
Наличие космических лучей свидетельствует о том, что пространство между звездами и планетами не является абсолютно пустым: в нем с большими скоростями движутся ядра атомов, а возможно, и полные атомы. Кроме того, фотографии звездных полей показывают, что в межзвездном пространстве имеется большое количество непрозрачного вещества, которое часто препятствует прохождению света от удаленных частей нашей Галактики. Его можно обнаружить также в удаленных галактиках, где оно проявляется в виде темных полос поглощения. Согласно современной теории, это межзвездное вещество может быть либо газом, либо пылью. Предполагают, что газ состоит в основном из ионов и электронов водорода (Вместе со следами других элементов (таких, как натрий [19]). Ученые также считают, что относительные содержания элементов в межзвездном газе примерно таковы же, как и в составе звезд и космических лучей. Что же касается межзвездной пыли, то истинная ее природа до сих пор не известна. Исследователи обратили внимание на тот факт, что свет некоторых звезд поляризован. Это дало основание полагать, что поляризация вызывается воздействием межзвездной пыли на световые волны, идущие от этих звезд к Земле. Были выдвинуты различные теории, в которых пытались объяснить поляризацию света действием межзвездной пыли; одни ученые, например, полагали, что пыль состоит из ферромагнитного вещества [20], которое распределяется в мировом пространстве магнитными полями или в результате столкновений с межзвездным газом [21]. Согласно другим теориям, эти крупинки межзвездной пыли состоят в основном из льда, в котором электрические диполи молекул воды под влиянием электрического поля выбывают такой рост кристаллов, что последние поляризуют свет [22].
Хотя межзвездное вещество может попадать во внешние слои земной атмосферы и служить причиной появления линий натрия в спектре ночного свечения воздуха и светящихся полос в ночном небе, все же основной интерес оно представляет с точки зрения его отношения к межпланетному веществу в солнечной системе. Сведения о межзвездном веществе важны также для правильного понимания причин образования звезд и, естественно, самих галактик.
Представление о масштабах солнечной системы будет дано в следующей главе, где будут рассматриваться космические разведывательные ракеты. Планеты отделены друг от друга чрезвычайно большими расстояниями, пространство между ними заполнено веществом, метеорами, космическими лучами, пылью и, как предполагают, определенным количеством межзвездного газа. Этот газ, который можно назвать межпланетным газом, состоит главным образом из ионизированного водорода и свободных электронов. Что же касается пыли, то она состоит из частиц, больших чем молекулы, поскольку большинство более мелких частиц выбрасывается из солнечной системы давлением излучения.
Предполагают, что мы видим межпланетную пыль, когда наблюдаем за такими явлениями, как Зодиакальный свет и противосияние.
Зодиакальный свет представляет собой красновато-желтое или слабое белое сияние, которое простирается от горизонта в виде конуса, появляясь после сумерек или перед рассветом. В северном полушарии это явление заметнее всего весенними вечерами, когда эклиптика (плоскость, в которой лежит орбита Земли) поднимается почти вертикально от горизонта, несмотря на то, что оси зодиакального конуса не совпадают точно с плоскостью эклиптики. Обычно этот конус имеет такую же яркость, как и Млечный Путь, но иногда он может быть вдвое ярче.
Кроме этого, наблюдается слабое мерцание света в довольно узкой полосе, которая простирается от Зодиакального света по небесной сфере до противоположной стороны горизонта. Это явление известно как Зодиакальная полоса; она настолько слабее, чем Млечный Путь, что ее можно наблюдать только при исключительных условиях на совершенно ясном темном небе. На противоположной Солнцу стороне Зодиакальная полоса расширяется в овальное световое пятно, которое кажется более ярким участком полосы или иногда пятном без полосы. Это явление получило название противосияния.
Для объяснения этих явлений ученые выдвинули две гипотезы. Согласно одной из них, свечение вызывается отражением солнечного света от частиц, находящихся в экзосфере Земли и образующих облако пыли, которое принимает чечевицеобразную форму. По другой теории, эти частицы принадлежат Солнцу и окружают его в виде чечевицеобразного облака, которое простирается за орбиту Земли. Согласно этой теории, чечевицеобразное облако объясняет конус и полосу Зодиакального света, а частицы, лежащие за Землей, образуют противосияние.
Возможно, что оба эти предположения помогут объяснить особенности свечений.
В соответствии с данными Митра, спектр Зодиакального света содержит линии и полосы, аналогичные содержащимся в спектре собственного свечения атмосферы, и непрерывный фон, подобный солнечному спектру. Этот факт можно объяснить только отражением солнечного света с добавлением излучения возбужденных частиц экзосферы. С другой стороны, отсутствие параллакса, по-видимому, указывает на то, что Зодиакальный свет возникает вдали от Земли. Однако, как утверждают советские астрономы, они обнаружили параллакс противосияния, который свидетельствует о том, что оно находится на расстоянии 20 земных радиусов от Земли. Возможно, что противосияние создается частицами, находящимися во внешней лагранжевой точке равновесия за Землей, иначе было бы трудно объяснить, почему оно охватывает такую малую площадь, как если бы оно было вызвано полным или почти полным освещением плотного облака частиц, существующих за орбитой Земли.
Советский ученый В. Г. Фесенков предположил, что Земля, как и комета, может иметь газовый «хвост», состоящий из частиц, выброшенных из экзосферы, по-видимому, давлением солнечного излучения. Вполне вероятно, что этот «хвост» может вызвать противосияние и более слабый ложный Зодиакальный свет, который появляется при опускании противосияния за горизонт перед рассветом и как бы связывает противосияние с горизонтом.
Имеются и другие особенности этих слабых небесных свечений, которые наблюдаются с Земли и так или иначе связаны с Солнцем. Это — так называемый Полярный Зодиакальный свет, состоящий из светящегося сегмента, который обычно наблюдается под северными широтами в середине лета в полночь на северной стороне неба. По-видимому, этот свет является частью Зодиакального света, расположенной над плоскостью эклиптики.
Когда Луна закрывает Солнце, можно наблюдать одно из замечательнейших явлений природы — жемчужную корону, которая иногда простирается в виде больших экваториальных крыльев с пучками лучей (полярные щетки) на полюсах при минимуме солнечных пятен, а при максимуме солнечных пятен принимает симметричную форму. Солнечную корону обычно разделяют на две области: внутреннюю, или K-корону, которая, вероятно, состоит из электронов и ионов и дает непрерывный спектр, и внешнюю, F-корону.
Часть света от внутренней короны возникает от излучения фотосферы, рассеиваемого свободными электронами, и показывает широкие фраунгоферовы линии поглощения, которые сильно размыты, по-видимому, в результате эффекта Допплера, обусловленного большими скоростями электронов. Эта внутренняя корона имеет бледно-желтый цвет и простирается наружу от солнечного диска примерно на 400 000 км.
Внешние области — это F-корона. Полагают, что F-корона видна благодаря рассеянию света частицами межпланетной пыли [24]. Свет F-короны показывает поляризацию, а также четкие фраунгоферовы линии, которые указывают на отражение света фотосферы. В настоящее время полагают, что солнечная F-корона сливается с Зодиакальным светом, однако это можно будет окончательно выяснить только тогда, когда представится возможность поднять приборы на большее расстояние от Земля, чтобы избежать влияния свечения атмосферы. Зингер предложил использовать коронограф, установленный на системе, следящей за Солнцем, для исследования следов короны и ее природы на расстоянии 30-40° от Солнца. Только тогда можно будет с уверенностью говорить о слиянии короны с Зодиакальным светом.
Хотя метеоры встречаются не так часто, чтобы представлять опасность, например для искусственного спутника Земли [25-27], все же наблюдения показали, что наличие метеорных микротел, т. е. межпланетной пыли, может стать серьезной проблемой для любого космического корабля, который значительное время будет находиться в межпланетном пространстве, особенно если окажется, что частицы концентрируются в плоскостях планетных орбит. Уже проведены некоторые эксперименты по выявлению распределения метеорных микротел. Для этого в обшивку ракет «Фау-2» вставлялись металлические панели с очень высокой чистотой обработки поверхности. После извлечения ракеты проводилось микроскопическое исследование, показавшее следы углублений, которые были отнесены к результатам воздействия частиц межпланетной пыли. Помимо этого, на ракетах устанавливались электронные приборы [28]. Применялись микрофоны, вмонтированные в обшивку, вместе со специальными фильтрующими цепями, сконструированными для регистрации и передачи наземным станциям данных о столкновениях, которые могут быть вызваны метеорными микротелами. Приборы отметили множество столкновений. Такого рода эксперименты полезно проводить на больших
 Фиг. 90. Зависимость возможных столкновений с метеорными телами от высоты, зафиксированная чувствительными микрофонами, установленными на усовершенствованной ракете «Фау-2» № 31 и „Блоссом" IV D (запущены 8 декабря 1949 г.). 1 — калибрирование напряжения производится теперь путем телеизмерений в полете; 2 — столкновения с метеорными телами. |
Многоступенчатые ракеты могут оказаться чрезвычайно полезными для проведения опытов, связанных с изучением межпланетного вещества. Такие космические аппараты неоценимы для астрономических и астрофизических исследований за экзосферой, у границ межпланетного пространства.
1. Freir P., Lofgren E. J. and Oppenheimer F., Phys. Rev., 74, 1818 (1948).
2. Bradt H. L. and Peters В., Phys. Rev., 77, 54 (1950).
3. Harrison Brown, Rev. Mod. Phys., 21, 625 (1949).
4. Schaefer H. J., J. Am. Rocket Soc, 22, 277 (1952).
5. Frazer L. W., Bumblebee Rep. 153, APL JHU, 1951.
6. Nav. Res. Lab. Rep. R-2955, Upper Atmosphere Rep. No. 1, 1946.
7. Perlow G. J., Sci. Monthly, 69, 382 (1949).
8. Nav. Res. Lab. Rep. R-3120, Upper Atmosphere Rep. No. 3, 1947.
9. Nav. Res. Lab. Rep. R-3358, Upper Atmosphere Rep. No. 5, 1948.
10. Van Allen J. A., Phys. Rev., 84, 791 (1961).
11. Golian S. E., Perlow G. J. and Krause E. H., Phys. Rev., 70, 223; 776 (1946).
12. Perlow G. J. a. oth., Phys. Rev., 88, 321 (1952).
13. Bergstrahl T. A. and Schroeder C. A., Phys. Rev., 81, 244 (1951).
14. Perlow G. J. and Kissinger С W., Phys. Rev., 81, 552 (1961); 84, 572 (1951).
15. Gangnes A. V., Jenkins J. F. and Van Allen J. A., Phys. Rev., 75, 57 (1949).
16. Van Allen J. A., Phys. Rev., 84, 791 (1961).
17. Perlow G, J. a. oth., Phys. Rev., 88, 321 (1952).
18. Shepherd L. R., /. Brit. Interpl. Soc, 12, 197 (1953).
19. Sea ton M. J., Monthly Notices, Roy. Astron. Soc., Ill, 368 (1951).
20. Spitzer L., Jr. and Tukey J. W., Astrophys. J., 114, 187 (1951).
21. Gold Т., Monthly Notices, Roy. Astron. Soc, 112, 215 (1952).
22. Фесенков В. Г., Остапович И. С. И Дивари Н. Б., Nature, 171, 555 (1953).
23. Van de Hulst H. С, Astrophys. J., 105, 471 (1947).
24. О vend en M. W., J. Brit. Interpl. Soc, 6, 157 (1947).
25. Grimminger Q., J. Appl. Phys., 19, 947 (1948).
26. О vend en M. W., . Brit. Interpl. Soc, 10, 275 (1951).
27. Dub in M., Proc. Gassiot Coram, Oxford, 1953.