Орбитальные оптические телескопы. Космонавтика, астрономия №11 - 1986

Автор: Токовинин А.А.
Теги: междупланетные соединения (междупланетные полеты) космонавтика (аэронавтика) астрономия космос космические тела оптические приборы издательство знание телескопостроение новое в жизни науке технике - серия космонавтика астрономия брошюра знание
Год: 1986
Похожие
Оптические телескопы сегодня и завтра. Космонавтика, астрономия №8 - 1980
Космонавтика, астрономия №12. Современные достижения космонавтики
Современные оптические телескопы
Телескопы для любителей астрономии
Текст
                    КОСМОНАВТИКА, к
АСТРОНОМИЯ >
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ	1986/11
<1
А.А.Токовинин
ОРБИТАЛЬНЫЕ
ОПТИЧЕСКИЕ
ТЕЛЕСКОПЫ
НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ. ТЕХНИКЕ


НОВОЕ в жизни, науке; технике
11О.1П1К-И VI НАУЧНО ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ
11/1986
Издается ежемесячно с 1971 г.
А. А. Токовинин,
кандидат физико-математических наук
ОРБИТАЛЬНЫЕ
ОПТИЧЕСКИЕ
ТЕЛЕСКОПЫ
в приложении этого номера
новости зарубежной космонавтики
ХРОНИКА КОСМОНАВТИКИ
Издательство «Знание» Москва 1986
BHK39.G6
T51
СОДЕРЖАНИЕ
Введение.....................................  з
Проблемы создания орбитальных телескопов	. jn
Шаги в космос .	’.....................‘	1g
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.: Зна-
ние, 1986. — 64 с., ил, — (Новое в жизни, науке,
технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 11).
11 к.
В брошюре описана история появления и развития орбитальные
оптических телескопов, рассмотрены их преимущества перед назем-
ным т и особенное in их конструкции. Приведены сведения об устрой-
стве некоторых орбитальных оптических телескопов, характеристики
установленных на них научных приборов, названы основные резуль-
таты, полученные с их помощью.
Брошюра рассчи I'aJi.i it.. широкий круг читателей, интересующихся
современными проблемами асiрономн;| п космонавтики.
3607000000
ББК 39.66
Издательство «Знание», 1986 г.
11с вызывает сомнения .то, что если быг Земля, по-
добно Венере, была бы окутана непрошибаемым облач-
ным покровом, то это обстоятельство сказалось бы на
темпах развития земной науки и уехники. Например,
великий I 1ьютон, не вооруженный астрономическими
данными, не смог бы открыть свой закон всемирного
тяготения, а гений Цяолковскогойбратился бы к реше-
нию иных проблем. В известкой степени развитие аст-
роном и и в 60 х и 70-х годах нашего столетия можно
уподобить эпохе великих откпы^ий, которую пережили
бы ученые вечно пасмурной планеты после появления
космической техники, Пам стали доступны рентгенов-
ский и ультрафиолетовый диапазоны электромагнитного
спектра, своп первые шаги сделала гамма-астрономия
(рис. 1).	h	I
Правда, картина мира, доставленная на основании
наземных наблюдений, не претерпела существенных из-
менении, в нее лишь были добавлены многочисленные
новые «штрихи». А большая4часть сведений о Вселен-
ной по-прежиему продолжает поступи j ь с наземных
обсерваторий, и эго не случайно. Звезды — главные ис-
точники энергии в космосе — при температурах их по-
верхности ЗЮ3—1  104 К излучают в основном в диапа-
зоне длин воли 0,3—5 мкм, т, е. в так называемом ближ-
нем инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диа-
пазонах спектра, а это излучение частично или полностью
проходит через атмосферу Земли. Изучение звезд, ту-
манностей, галактик в значительной степени опирается
на оптические, ультрафиолетовые и инфракрасные на-
блюдения. Поэтому, хотя астрономы давно уже нс на-
блюдают в телескопы визуально, для них по-прежиему
важно «увидеть» всякий новый радио- или реитгенов-
3
ЦгГЮ
случает
/Ьрячая плазма
Р (кмвны, аммциен
гшр Цирки)
36езды,
туманнеети.
Л^ЛЬ
газ
плазма
механизм
излучения
Я&рные
реакции
Рекомбинация	Л? i <’6t?^ ,'
«**.	плазмы
Трплабая	гелло&те
Г °КРмбимиаия	Cu^PDfap^f <№'?
баЦ
излучения
^-лучц Рентген
1 -
PfWpOVfWFi!
атмосферы
УФ у Ж Сур-г-ч P$Uj!'.7AHM
S
Юе &
Е,з8
L,
Ю
C* v.
JP’JiW iP^w UJhm №нн Ын Шмм ter fa ,f/Xfa
Рис. 1. Шкала длин волн электромагнитного излучения для аст-
рономических объектов. Вешзу справа дан график, указывающий
коэффициент пропускания атмосфер-т для данного интервала длин
воли. Вверху перечислены механизмei излучения и шпи астроно-
. минее i их объектов
скин источник, т. с\ ^регистрировать его в оптическом
диапазоне.
Как известно, огромные успехи были достигнуты в
изучении тел Солнечной системы при помощи автомати-
ческих межпланетных зондов. Эти успехи постепенно
приводят । тому, что к исследованиям планет подклю-
чаются специалисты по геофизике; геохимии, физике ат-
мосферы. Полеты межпланетных станции помогли точ-
нее провести границу между астрономией и другими
науками: для первой характерно прежде всего нзученш
небесных тел дистанционными методами.
В данной брошюре речь пойдет именно об астрорю^
мических космических экспериментах, проводид’ых с
помощью спутников. Как писал И. С. Шкловский, ^ши-
рокая публика знает об этих исследдвайиях значитель-
но меньше, а пресса отводит пм соответственно гораздо
более скромное место, чем эффектным «Луннахам»,
«Википгам», «Пионерам» и пр., хотя полученные на эти :
орбитальных лабораториях научные результаты по
евОей значимости существенно превосходят результаты,
полученные на авгомэтических межпланетны . стан-
циях».
Зачем же нужны орбитальные оптические телеско-
пы, чю нового дают они по сравнению с телескопа ш
наземными?
Прежде чем ответить на этот вопрос, выясним, .
4
чем вообще нужны телескопы, Большинство людей счи-
тают, что по аналогии с биноклем телескопы требуются,
чтобы увеличить изображение, «прибл и ппъ» объект и
разглядеть на нем новые детали. Это, безусловно, так.
Изобретение телескопа позволило Галилею открыть го-
ры па Луне, спутники Юпитера, кольца Сатурна и т. д.
Способность различать мелкие детали объекта называ-
ют	телескопа и характеризуют минималь-
ным углом, под которым ще точки еще воспринимаются
раздельно. Возможность разделить точки определяется,
конечно, качеством изображения: чем больше размер
пятна света, которое соответствует изображению точеч-
ного источника, тем хуже будут качество изображения
и разрешение. Однако вследствие волновой природы
света даже в телескопе идеального качества свет от то-
чечного источника концентрируется в пятно с угловым
размером 1,22а//), где Z — длина волны излучения, /) —
диаметр объектива.
Таким образом, чем больше /), тем лучше разреше-
ние, и, казалось бы, все дело в строительстве все более
крупных телескопов. Увы, в условиях наземных наблю-
дений теоретическое разрешение, как правило, недости-
жимо из-за искажений, вносимых атмосферой. По коли-
честв} деталей изображение, построенное крупным те-
лескопом, ничуть не лучше, чем в 10-саптимегр вом
школьном рефракторе, но оно существенно ярче, что
крайне важно. Ведь астроному приходится иметь щло
со слабыми источниками излучения, к поэтому ему тре-
буется собрать как можно больше света.
С начала XX в. прогрессов оптической астрономии
был во многом связан с вводом в строи все более круп-
ных инструментов, позволявших регистрировать все бо-
лее слабые объекты. И каждый раз новые телескопы
и новые методы наблюдений неизменно приводили к но-
вым открытиям н астрономии.
Так чтб же важнее для астронома — разрешение
или чувствительность?
Однозначного ответа нет При удалении какого ли-
бо небесного тела от наблюдателя уменьшаются и его
угловые размеры, и принимаемый световой поток. Сле-
довательно, для проникновения в глубины Вселенной
нужно повышать как чувствительность. так и разреше-
ние. Хорошей иллюстрацией тут может служить поло-
жение дел р радиоастрономии; с увеличением чувстви-
тельности радиотелескопа возрастает количество реги-
стрируемых источников и наконец наступает ситуация,
когда их изображения начинают перекрываться (гак на-
зываемый «уровень путаницы:»). Дальнейшее увеличе-
ние чувствительности, нс сопровождающееся ростом раз-
решения, уже бесполезно.
В оптическом диапазоне спектра «уровень путани-
цы» пока не достигается (разрешение гораздо выше, чем
у большинства радиотелескопов), но чувствительность
также связана с разрешением бла) одари двум принци-
пиальным обстоятельствам. Во-первых, свет регистри-
руется в виде отдельных порций, квантов (фотонов), что
ограничивает точность измерения потока. Хорошей ана-
логией здесь является струя песка: даже если интен-
сивность источника строго постоянна, кванты приходят
на приемник случайным образом, подобно отдельным
песчинкам. Чем болцше квантов, тем точнее измеряется
интенсивность. Если "за некоторый промежуток време-
ни поступает в среднем п квантов, то принятое число
может отличаться от среднего на ±п1/2. Следовательно,
относительная ошибка намерения потока равна п |/2, На-
пример, для того чтобы измерить поток с точностью
1%, необходимо принять йе менее 104 квантов.
Во-вторых, все объекты наблюдаются на фоне ноч-
ного неба, свечение которого в целом усиливается с ро-
стом длины волны. Хотя фон неба в большинстве слу-
чаев можно считать равномерным п его учет трудностей
не вызывает, однако из-sa квантовой природы света
фон регистрируется с некоторой погрешностью, которая
и ставит предел выявлению слабых объектов. Дело в
том, что изображение предельно слабой звезды неотли-
чимо от случайного скопления квантов фона, и только
достаточно яркие звезды уверенно выделяются над фо-
ном. Правда,' возможность обнаружить зве (ду зависит
не только от количества собранных квантов, но н от раз-
мера изображения звезды (3.
При плохом же качестве изображения кванты, при-
шетшпе от звезды, распределяются по большей площа-
ди, контраст изображения уменьшается и звезду легче
потерять из виду (рис. 2). Причем сказывается, что
уменьшение размера изображения р влияс! на чувстви-
тельность телескопа столь же сильно, как и увеличение
диаметра объектива D, поскольку в окончательную фор-
мулу оба эти параметра входят в виде отношения О/р.
Р и с. 2. Модель регистрации слабой звезды на фоне. В каждом
кадре зафиксировано 10 квантов от звезды и около 100 квантов
от фона. При плохом качестве изображения (справа) звезда не
обнаруживается, а при хорошем (слева) видна отчетливо
Итак, прогресс в технике наблюдения слабых объектов
зависит в первую очередь от диаметра объектива £), ка-
чества (размера) изображения (3 и яркости фона. Этот
вывод и поможет нам разобраться в преимуществах ор-
битальных телескопов перед наземными.
Астрономы наблюдают как бы со дна воздушного
океана и очень хорошо знают, что он никогда не бы-
вает спокоен. В искажения изображения вносят свой
вклад различные атмосферные слои — от самых низ-
ких (10—500 м) и вплоть до тропопаузы (10 км). Их
совокупное действие приводит к тому, что характерный
диаметр изображения звезд в телескопе составляет око-
ло 1" = 5* 10-6 рад, Разумеется, искажения не везде
одинаковы, и в погоне за хорошими изображениями
наблюдатели готовы ехать па край света.
Например, одна из крупнейших обсерваторий по-
строена па одиноко возвышающейся средн просторов
Тихого океана вершине потухшего вулкана Мауна Кеа
(Гаванские острова) высотой 4.2 км, по н на такой вы-
соте р меньше 0,5" достигается нечасто, Зла чел и • этого
обстоятельства нетрудно оценить. Если бы на крупней-
7
шем в мире советском 6-метровом «Большом телескопе
а зиму тальком» (БТА) размер изображения определялся
бы дифракцией света (0,02"), то его чувствительность
возросла бы примерно в 50 раз. Иначе говоря, тс же
объекты можно было бы увидеть на расстоянии в • раз
большем, чем сейчас, а объем доступной изучению ча-
сти Вселенной возрос бы в 73 = 343 раз.
Идея выноса телескопов за пределы атмосферы на-
прашивается сама собой. Усилия астрономов по выбору
места установки телескопов можно уподобить дости-
жениям спринтеров, когда результаты тоже измеряются
в секундах и даются с огромным трудом. Представьте
теперь ситуацию на международном первенстве, j де
вдруг появился бегун, одолевающий стометровку за се-
кунду! Таким «бегуном» должен стать Космический те-
лескоп им. Хаббла (КТХ) — первый крупный оптиче-
ский телескоп за пределами атмосферы, у которого ка-
чество изображения будет не 1". как па 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 синен области спектра лишь около трети фона связа-
но со свечением атмосферы, а остальные две трети да-
ют зо шакальный свет и слабые звезды Галактики
(Млечный Путь). Не стоит забывать, что телескоп па
высокой орбите большую часть времени освещен Солн-
цем, а полное устранение рассеянного света — задача
далеко нс тривиальная. Таким образом, на уменьшение
фона рассчитывать трудно.
Отметим, что совсем иначе обстоит дело в инфра-
красном диапазоне, где тепловое излучение атмосферы
и телескопа составляет главное препятствие повышению
чувствительности наблюдении. В так называемом дале-
ком инфракрасном диапазоне даже небольшой охлаж-
д ае м ы и ор б ита льн ы н телескоп о к а з ы в а ется н а м и ого
«дальнобойное» наземных гигантов.
Указанные преимущества орбитальных телескопов
открывают перед оптическими и инфракрасными на-
блюдениями принципиально новые возможности. Реали-
зация этих возможностей началась лишь в 80-х годах,
однако первые телескопы на орбите появились гораздо
раньше, в 60-х годах, но предназначались они для на-
блюдения ультрафиолетово!о излучения звезд. IТало
сказать, что в ультрафиолетовом диапазоне находятся
Р и с. 3.
Коэффициент ир о л у скан пн
сти о г длины волны
земной атмосферы в зависимо-
для высоты 4 км
и предел лаймановской серии водорода (91,2 нм), и са-
мая сильная линия водорода Ли (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 юходнт лишь
ультрафиолетовое излучение с длиной волны более
300 нм (рис. 3), Вот поэтому-то орбитальные ультрафио-
летовые телескопы вне конкуренции ио сравнению с на-
земными.	f
Подведя итог, перечислим в табл. 1 отрицательное
влияние атмосферы при наблюдениях в различных диа-
пазонах спектра.
Таблица 1
Влияние атмосферы на астрономические наблюдения
Вид атмосферных помех	Диапазон спектра		
	ультрафиоле- товый (90— 300 им)	оптический (300— 1000 нм)	цифра красный (5—30 мкм)
Поглощение света	Полное	Слабое	Частичное (имеются «ок-
Свечение атмосферы	Слабое (за исключением отдельных линий)	Слабое	ла прозрач- ности») Сильное
Искажения изображения	₽~1"	р«1"	Несущественны (меньше, чем дифракция)
9
Рис 4. Ход лучей и телескопах
системы Кассегрена или Ричи—
Кретьена
личинах, пропорциональных дес!
По прежде чем пе-
речти непосредственно
к орбитальным теле-
скопам, приведем не-
которые сведения из
области астрономии,
которые нам понадо-
бятся в дальнейшем.
Так, например, яркость
точечных объектов при-
нято в астрономии вы-
ражать в звездных ее-
точному логарифму по-
тока с коэффициентом —0,4. Иначе говоря, разность
блеска на одну величину означает, что отношение по-
токов равно 2,512. Звезды с известным распределением
энергии в спектре задают начало отсчета звездных ве-
личин во всех диапазонах спектра, причем первичным
стандартом служит Вега (видимая звездная величина
Hh0,03m). Поток от нее вне атмосферы на длине волны
500 нм примерно равен 10' квантов (см -с*нм)-г.
Как уже отмечалось, оптические телескопы служат
прежде всего для того, чтобы собрать как можно боль-
ше излучения от изучаемого объекта и направить его в
аппаратуру, осуществляющую измерение интересующих
нас характеристик: распределение энергии по небесной
сфере и по длинам ноли, 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 объек-
тов параллельные лучи в фокусе, где п строится изо-
бражение объекта. Исключительно широкое распрост-
ранение получили телескопы системы Кассегрена, в ко-
торых имеется вогнутое главное зеркало л выпуклое
вторичное зеркало (рис. 4). Большинство орбитальных
телескопов имеет оптическую систему Кассегрена или
ее широкоугольный вариант — систему Ричи—Кретье-
на, отличающуюся формой поверхностей зеркал.
ПРОБЛЕМЫ СОЗДАНИЯ ОРБИТАЛЬНЫХ ТЕЛЕСКОПОВ
Остановимся теперь на специфике наблюдений с по-
мощью орбитальных телескопов. Рассмотрим ограниче-
ния на технические характеристики орбитального теле-
10
скопа и космического аппарата, на котором он устанав-
ливается. Наиболее здесь очевидное ограничение накла-
дывается па массу и размер приборов, что связано с
возможностями их доставки на орбиту.
1ак, например, подавляющее большинство космиче-
ских проектов Национального управления по аэронавти-
ке и исследованию космоса США (НАСА) рассчитано
на использование многоразового транспортного косми-
ческого корабля (МТКК) с диаметром грузового отсека
4,6 м, длиной 18 м и массой полезного груза, выводи-
мого на низкую орбиту, нс более 30 т. Западноевропей-
ская космическая организация ЕСА в ближайшее деся-
тилетие орпейтируется па использование в основном
своей ракеты-носителя «Лрпап-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 < Прогой».
Естественно, возникает стремление уменьшить массу
конструкции космического аппарата и научных прибо-
ров. Поэтому часто в конструкциях космического аппа-
рата используются дорогие, по легкие и прочные мате-
риалы (гитан, бериллий, в последнее время графите-
эпоксидные композиционные материалы). Для космиче-
ских нужд были разработаны облегченные зеркала, в
которых толстый сплошной стеклянный диск заменен
нарой топких дисков, соединенных множеством напо-
минающих пчелиные соты переборок. Теперь пх приме-
няют и в наземном телескопостроен ни для облегчения
и удешевления телескопов. Так, пащтпмер, многозер-
кальный телескоп в Аризоне появился на свет в резуль-
тате приобретения астрономами шести «лишних» ребри-
стых 1,8-метровых зеркал у фирмы «Итек».
Второе ограничение вытекает из конечного срока
функционирования космических аппаратов. В этом от-
ношении орбитальные телескопы резко отличаются от
наземных: ни одни из крупных инструментов, построен-
ных с начала нашего столетня, еще не вышел из строя
по техническим причинам.
Срок работы космического аппарата зависит от та-
ких факторов, как старение оптики, материалов, эле-
ментов солнечных батарей в жестких условиях космоса
(электромагнитное и корпускулярное излучение, мпкро-
метеороиды); ограниченный ресурс механических п дру-
11
гих элементов; ограниченный запас топлива в микродви-
гателях ориентации; отказы систем космического аппа-
рата; торможение в верхних слоях атмосферы для кос-
мических аппаратов на низких орбитах; наличие сре тств
для управления полетом. Кстати, незапланированное
продление срока работы космического аппарата иногда
сталкивается со значительными организационными и
финансовыми трудностями (как это было с автоматиче-
ской орбитальной обсерваторией им. Эйнштейна, прора-
ботавшей 2,5 года вместо одного).
Наиболее ответственные системы космического ап-
парата резервируются на случай отказа. Известно не-
мало ситуаций, когда после отказа некоторых систем
работа орбитальных телескопов не прекращалась, хотя
их возможности при этом сужались. Теперь возмож-
ность отказа стараются учесть уже при проектировании
орбитальных обсерватории. Так, возникла концепция
терпимых отказов, которые полностью не должны ли-
шать 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 со-
трудников НАСА. Возможность ремонта приборов, за-
мены фотопленки и реакции па непредвиденные ситуа-
ции представлялась привлекательной, и центр управле-
ния пилотируемых полетов, преследуя своп цели, вся-
чески ее подчеркивал. Астрономов, однако, пугали пер-
спективы загрязнения оптики присутствующим поблизо-
сти космическим кораблем и сокращение срока службы
телескопа ввиду финансовых ограничений, которые и
сыграли решающую роль па последующих этапах про-
граммы, заставив отказаться от участия космонавтов.
Впрочем, советские космонавты успешно проводили
астрономические наблюдения па 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, вы-
полнено на борту американской станции «Скайлэб» и
станции «Спспслэб» (в составе МТКК), разработанной
и созданной западноевропейскими странами.
Если наземный телескоп следит за звездой, медлен-
но поворачиваясь вокруг полярной оси, то орбитальный
12
телескоп лишен опоры, и проблемы его наведения при-
ходится решать по-своему. Во многих экспериментах
используется свойство свободно вращающегося тела
сохранять неизменное положение своей оси в простран-
стве. Иначе говоря, космический аппарат стабилизиру-
ется вращением, по в таком режиме телескоп уже не мо-
жет следить за звездой и его ось описывает в простран-
стве конус. Одиако стабилизация вращением удобна для
проведения обзоров больших участков небесной сферы.
Опа применялась, например, на инфракрасном спутни-
ке «ИРЛС» и на многих рентгеновских спутниках. Иног-
да используется свойство вытянутого тела ориентиро-
ваться длинной своей осью в направлении па центр
Земли под действием приливных сил (так называемая
приливная стабилизация, особенно удобная для наблю-
дения земной поверхности).
Большинство орбитальных телескопов требует трех-
осной стабилизации, позволяющей накапливать сигнал
от изучаемого объекта в течение достаточно длительно-
го времени. Положение осп космического аппарата в
пространстве определяется при помощи датчиков ори-
ентации (солнечных или звездных). Сигналы датчиков
используются бортовым управляющим устройством для
стабилизации оси космического аппарата и его разво-
ротов в нужном направлении. В качестве исполнитель-
ных органов системы ориентации могут служить реак-
тивные микродвигатели. Их недостатками, однако, яв-
ляются ограниченный запас топлива и загрязнение кос-
мического пространства вокруг космического аппарата.
Гораздо лучше зарекомендовали себя системы ста-
билизации на основе силовых гироскопов, т. е. попросту
тяжелых маховиков. Вращение маховика в одном на-
правлении заставляет космический аппарат за счет от-
дачи поворачиваться в противоположном направлении.
Внешние моменты сил, действующие па спутник (преж-
де всего приливные силы), приводят к накоплению ки-
нетического момента («закрутке»), который «берут на
себя» силовые гироскопы. Но скорость их вращения не
может расти до бесконечности, и для разгрузки сило-
вых гироскопов приходится время от времени включать
реактивные микродвигатели.
В альтернативном методе разгрузки силовых гиро-
скопов используется магнитное поле Земли, в котором
находится спутник. Внутри спутника располагаются ка-
13
тушки, через которые ио определенному алгоритму про-
пускаются токи, так чтобы в результате их взаимодей-
ствия с геомагнитным полем кинетический момент си-
ловых гироскопов уменьшался.
В ориентации космических аппаратов особую роль
играет направление на Солнце, что связано с работой
солнечных батарей и условиями освещен ня оптических
приборов. Наиболее часто применяется поэтому солнеч-
но-звездная ориентация, когда одна из осей космиче-
ского аппарата постоянно направлена на Солнце, а по-
ворот относительно нес стабилизируется по какой-ни-
будь яркой звезде (например, Канопусу, Сириусу или
Веге). Возможна и ориентация только по звездам. Не-
которые из опорных звезд могут временно экранировать-
ся Землей, Луной или быть слишком близки к Солнцу,
поэтому выбирают достаточное их количество. В про-
цессе работы космического аппарата о лип из звездных
датчиков «захватывает» следующую звезду, в то время
как 2—3 других датчика продолжают слежение за свои-
мн звездами.
Устройство звездных датчиков может быть различ-
ным в зависимости от требуемой точности их работы и
яркости звезд. Нередко в фокусе небольшого объектива
помещают зеркальную пирамиду, и отраженный се гра-
I ’ я м f I свет р е гист р и р у ют ч ет ы j) ьм я фотоу м 11 о ж и те л я м 11.
Когда изображение звезды попадает точно на вершину
пирамиды, сигналы фотоумножителей одинаковы, а ее
смещение вызывает рассогласование потоков и появле-
ние «сигнала ошибки». Вместо зеркальной пирамиды
могут использоваться вибрирующие щели (как па спут-
нике «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
рения, причем порядок опроса может быть произволь-
ным.
Так, например, на спутнике «ИУЭ» диссекторные ка-
меры работали в двух режимах: 1) сканирование всего
поля для опознавания наблюдаемой области и грубого
наведения; 2) «слежение» за наиболее яркими звезда-
ми, когда сканируются только малые окрестности их
изображений. В пилотируемых полетах роль звездных
датчиков иногда играет астроориентатор — оптический
прибор для визуального опознавания области неба и на-
11
ведения в заданную точку. Точность такого метода ори-
ентации на станциях «Салют» достигала нескольких уг-
ловых минут.
От точности ориентации зависит способность теле-
скопа наводиться па объект и, конечно, качество полу-
чаемых на нем изображений. Как мы уже видели, ;ля
реализации всех преимуществ орбитальных телескопов
требуется стабилизировать их угловое положение но
время наблюдении с очень высокой точностью — мень-
ше радиуса дифракционного изображения, иногда со-
ставляющего доли угловой секунды. К.'сожалению для
астрономов, практически для всех неастропомических
задач, таких, как коррекция орбиты пли связь с по-
мощью остронаправленных ан тешь вполне достаточно
ориентировать спутник с точностью в несколько угловых
минут. Соответствующие системы точной ориентации
пришлось разрабатывать специально ради астрономиче-
ских экспериментов.
Нередко ориентация спутника с точностью до не-
скольких минут служит как бы предварительной, и
остаточная ошибка наведения на объект компенсирует-
ся уже в самом телескопе. По такому принципу рабо-
тал, в частности, орбитальный солнечный телескоп
(ОСТ) на борту станции «Салют-4». В некоторых слу-
чаях можно компенсировать ошибку ориентации уже на
Земле в процессе обработки наблюдений, но для этого,
конечно, нужно определить ошибку с необходимой точ-
ностью (например, при помощи соответствующего звезд-
ного датчика, как делалось в случае орбитальной об-
серватории им. Эйнштейна).
К специфике внеатмосферной астрономии можно бы-
ло бы отнести и передачу результатов по каналам теле-
метрии. Впрочем, теперь с развитием средств космиче-
ской связи обмен информацией со спутником все мень-
ше отличается от передачи информации в наземных ус-
ловиях. К тому же наблюдения па крупных наземных
телескопах также немыслимы сейчас без передачи дан-
ных от приборов и вспомогательных систем. Наблюда-
тель, удобно устроившись в теплом помещении перед
дисплеем и терминалом ЭВМ, может даже па время
забыть, где находится его телескоп — в башне этажом
выше или на околоземной орбите.
Уже накоплен некоторый опыт наземных дистанци-
онных наблюдений с использованием международных
15
телефонных линий связи. В какой-то степени эти экспе-
рименты были выполнены именно под влиянием работы
на астрономических спутниках. В данном отношении
многие орбитальные телескопы все же отличаются от
наземных, во-первых, невозможностью непрерывного об-
мена данными из-за периодического выхода спутника из
зоны радиовидимости (за исключением спутников на
геостационарных орбитах) и, во-вторых, меньшей про-
пускной способноелью каналов связи. В то же время
для космических обсерватории характерна полная авто-
матизация, еще нс достигнутая при наземных наблюде-
ниях.
Режим ориентации орбитального телескопа и воз-
можность связи с ним — определяющие факторы при
планировании наблюдений. Как правило, «единицей из-
мерениям времени служит промежуток между сеансами
связи. Программа работы телескопа передается с Зем-
ли, запоминается бортовым вычислительным устройст-
вом и выполняется автоматически. В следующем сеансе
с астрономическим спутником на Землю поступают ре-
зультаты наблюдений, которые также обычно хранятся
в бортовом запоминающем устройстве. При выборе объ-
ектов наблюдения обязательно приходится учитывать
их положение относительно Солнца, Земли и Луны.
Имеет значение и последовательность, в которой те-
лескоп переводится с одной звезды на другую, ибо при
разворотах спутника расходуется запас горючего в си-
стеме ориентации. Дополнительные осложнения вносят
нередко отказы некоторых систем спутников или прибо-
ров, заставляющие менять программу. Короче говоря,
планирование наблюдений — сложная задача, которую
трудно решить без помощи ЭВМ. Как правило, ей за-
дается программа наблюдений с указанием приоритет-
ности задач, а также степени их выполнения па данный
момент, и с учетом всех имеющихся ограничении ЭВМ
ищет оптимальный вариант программы на предстоящий
сеанс связи. Несколько проще планировать обзорные
наблюдения, когда требуется просто «осмотреть» неко-
торые 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 орби-
тальных телескопов. Так ли это на самом деле?
16
Таблица 2
Проекты крупных наземных оптических телескопов
Место разработки	Эквивалентный диамегр, м	Стоимость, млн. долл.	Место установки
Техасский ун-т, США	7,6	40 i	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 пли гора Грэхем (США)
Европейская Южная обсерва- тория	16	270 млн. марок	Чили?
По мнению сотрудника Калифорнийского универси-
тета 1L Кинга, «в большинстве случаев космические на-
блюдения в обозримом будущем будут лишь малой
частью координированных усилий по решению той или
иной проблемы, причем эта часть будет включать имен-
но те исследования, которые можно выполнить только
в космосе». О полной замене огромного количества на-
земных наблюдательных программ говорить ire прихо-
дится. Само существование орбитальных телескопов яв-
ляется мощным стимулом для наблюдателей, заставляя
всячески повышать эффективность наземных телескопов,
чтобы сохранить их конкурентоспособность.
Результаты, получаемые в недоступных с Земли уча-
стках спектра, также стимулируют дополнительные i а-
блюдепия в визуальном диапазоне, вызывая появление
новых программ и увеличивая потребности в наблюда-
тельном времени на наземных телескопах, и без того пе-
регруженных. Немало задач связано с детальным изу-
чением сравнительно ярких объектов, которое лучше
вести с Земли, так как в данном случае качество резуль-
тата зависит в первую очередь просто от размера теле-
скопа, а наземные телескопы еще долго будут крупнее
космических.
Вот почему прогресс техники космической астроно-
1890—2
17
мии сопровождается не менее бурным развитием на зем-
ного телескопостроения. Достаточно сказать, что в на-
стоящее время осуществляются четыре проекта по соз-
данию телескопов с апертурой более 6 м (табл. 2).
шаги в космос
Запуск в СССР первого спутника 4 октября 1957 г.
произвел па мировую общественность колоссальное впе-
чатление. Всего через 2 года 3 мес после начала косми-
ческой эры Американское астрономическое общество
провело конференцию под названием «Астрономические
наблюдения за пределами земной атмосферы»1. В пред-
ставленных на пей докладах были намечены основные
направления предстоящих работ.
Предполагалось провести наблюдения ультрафиоле-
тового и рентгеновского излучений Солнца и звезд, вы-
полнить исследования межзвездной и межпланетной сре-
ды, осуществить эксперименты по гамма-астрономии,
В перспективе планировалось создать орбитальную аст-
рономическую обсерваторию, оснащенную 60-саи:имет-
ровым телескопом и действующую в течение года, —
прообраз будущего Космического телескопа им. Хаббла,
В докладе Л. Спитцера были с необыкновенной для то-
го времени обстоятельностью рассмотрены такие вопро-
сы, как работа телескопа в условиях космоса, методы
стабилизации, наведения и гидировання, тепловой ре-
жим 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 трофеи
пых ракетах «Фау-2». В ходе дальнейших запусков ра-
кет «Аэроби» ставились все новые задачи из области
физики Солнца, усложнялась аппаратура. В 1957 г. с
помощью ракетных экспериментов были открыты уль-
трафиолетовые гуманности вокруг горячих звезд, а в
1959 г. было обнаружено свечение ночного неба в линии
водорода Ац. Первые опыты по регистрации ультрафио-
летового и ретгп еновского излучений с помощью спут-
ников оказались неудачными, но зато привели к откры-
1 Астрономические наблюдения за пределами земной атмосфе-
ры (пер. с англ.), AL, Иностр, лит., 1962.
18
thio радиационных поясов Земли, сделанном}' почти од-
новременно в СССР и США.
Важным шагом на пути к созданию орбитальных те-
лескопов стали эксперименты с помощью стратостатов.
Вынос телескопа в стратосферу в значительной степени
устраняет атмосферные помехи при наблюдениях. Стра-
тосферные эксперименты дешевле космических, по в
остальном у них много общего, и проработка вопросов
ориентации, дистанционного управления, теплового ре-
жима понадобилась уже на этом этапе. Наблюдения же
с борта воздушных шаров проводились еще в XIX в. На-
пример, великий русский ученый Д. И. Менделеев, под-
нявшись 7 августа 1887 г. на воздушном шаре на высо-
ту 4 км, вел наблюдения полного солнечного затмения.
Чтобы наблюдать полное солнечное затмение в Се-
верной Африке в декабре 1880 г., II. 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 на-
полненном водородом шаре и вовремя успел попасть
в полосу затмепия. Правда, наблюдениям помешала
облачность, но зато П. Жанссену удалось выбраться из
города.
Во время полного солнечного затмения 19 нюня
1936 г. московский астроном II. Г. Куликовский совер-
шил подъем на субстратостате для фотографирования
короны п ореола. В 1951 —1959 гг. сотрудник Медонской
обсерватории А. Дольфюс предпринял серию страто-
сферных полетов в специально сконструированной для
этих целей гермокабине диаметром 1,8 м, поднимаемой
гирляндой из 104 небольших воздушных шаров, привя-
занных к 450-метровому тросу. Кабина была снабжена
30-сантиметровым телескопом, и на нем паблюдалис >
солнечная грануляция и спектры планет в так называе-
мой ближней инфракрасной области. Развитием этих
экспериментов стала беспилотная гон юла «Астролаб»,
с которой в 1967—1968 гг. во Франции выполнили се-
рию стратосферных наблюдений. Ее система ориентации
и стабилизации подобна аналогичным системам астро-
номических спутников.
Для американских астрономов шагом к орбитальным
телескопам стала программа «Стратоскоп», которой ру-
ководил известный астрофизик М. Шварцшильд.
С 1955 г. начались полеты «Стратоскопа-1» с 30,5-сантн-
метровым солнечным телескопом, а 1 марта 1963 г. свой
первый ночной полет совершил «Стратоскоп-2», осна-
щенный высококачественным 91-саптиметровым рефлек-
тором системы Кассегрена. С его помощью были полу-
чены инфракрасные спектры планет и звезд.
В ходе полетов по программе «Стратоскоп» непре-
рывно совершепс’1 повались системы телескопа, постепен-
но удалось добиться точности гидирования до 0,03 \
Чтобы устранить потоки теплого воздуха от нагретых
деталей телескопа, заметно портившие качество изобра-
жения в первых полетах, весь инструмент перед стартом
стали охлаждать до температуры —40°С, ожидаемой
на высоте 24 км, Последили и наиболее удачный полет
состоялся 26—27 марта 1970 г. За 9 ч наблюдения бы-
ли получены снимки планет-гигантов и ядра сейфертов-
ской галактики NGC 4151, размер которого оказался
менее 0,14". Полетом управляла группа во главе с со-
трудником Принстонского университета Р. Даниельсо-
ном, которому суждено было вскоре сыграть важную
роль в проектировании Космического телескопа им-
Хаббла.
Самый крупный телескоп для внеатмосферных на-
блюдений Солнца с диаметром главного зеркала 1 м
работал с 1966 но 1973 г. на советской стратосферной
аэростанции. Этот весьма совершенный аппарат массой
более 7,5 т был создан в Главной астрономической об-
серватории 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 по-
верхности Солнца и выдерживал с высокой точностью
заданную ориентацию.
В результате был получен уникальный научный и
научно-технический материал. Изучены изменение струк-
туры солнечной грануляции от центра диска к краю и
особенности чередования ее светлых и темных элемен-
тов, распределение их по размерам и скоростям, а так-
же особенности строения солнечных пятен и хромосфер-
ной сетки.
Несмотря на развитие космической техники, страто-
сферные 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
20
I_1,2 м» предназначенных для наблюдений в далекой
инфракрасной области. Уже много лет успешно функ-
ционирует обсерватория им. Койпера — многоцелевой
91 -с а нтим етр о в ы ii ох л а ж да с м ы й инфракрасный тел е -
скопт работающий из открытого отсека реактивного са-
молета С-141 на высоте полета 13 км. Очевидным не-
достатком баллонов является их снос ветром со ско-
ростью до 200 км/ч» ограничивающий продолжитель-
ность наблюдений.
Весьма информативный в астрофизическом отноше-
нии ультрафиолетовый участок спектра, к сожалению,
почти недоступен для баллонных гелескопов, поскольку
на высотах порядка 20 км излучение с длинами волн
менее 200 нм поглощается молекулярным кислородом*
Астрономические наблюдения с ракет также малоперс-
пективны» так как нельзя достаточно долго накапливать
сигнал от слабых источников. Вот почему в 60-х годах
началось проектирование первых орбитальных телеско-
пов, предназначенных для наблюдения звезд и ультра-
фиолетовом диапазоне. В ПАСА приступили к разра-
ботке серии спутников под названием «ОАО» (орбиталь-
ные 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 предпола-
галось вначале. Первый спутник этой серии вышел из
строя, не успев дать результатов, по его «дублер»
«ОАО-2А», выведенный на орбиту в 1968 г., успешно ра-
ботал более года. В том же 1968 г. в СССР был запу-
щен спутник «Космос-215», оборудованный двумя фо-
тометрами для обзора неба на длинах волн 227,5 и
274 нм. Началась эпоха орбитальных телескопов
(рис. 5).
Обсерватория «ОАО-2А» предназначалась для мас-
совой 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 при-
бора. Первый из них, разработанный в Смитсонианской
астрофизической обсерватории, назывался «Селеско-
пом» и представлял собой 4 одинаковых 30-сантиме i ро-
вых широкоугольных зеркальных телескопа, снабжен-
ных телекамерами. Па Землю пере завались изображе-
ния участков неба размером 3 со звездами яркостью
21
L'i лпс
/пелесом
деьий зёезд
₽>?-77tV£?CAW
я 77Г7 ft'&fiftint •?fl)
Крирг&шые
i ff-телес-
лрле>/
tgj .4 TT/.-JW'X?
ijj’etMjfl# %£-
я (Спей л it /
5СГ JM	np^’"1
i'.: 7 *	' ’ 	W C)tpjip/MTA‘\ 1
__	. _______________________________________________._-__	___’_— ‘-*	1-1—
iffl_________________________________________________________________________№_№
P и c. 5. Хронология запуска орбитальных оптических телескопов
(ширина полос пропорциональна диаметру апертуры). Действующие
телескопы отмечены и грелкой справа, планируемые — стрелка ми
справа и слева
до 8т. Телескопы отличались друг от друга лишь свето-
фильтрами. выделявшими разные участки спектра.
Другой прибор, подготовленный в Висконсинском
университете, предназначался для наблюдения отдель-
ных источников и также состоял из нескольких телеско-
пов, приемниками излучения в которых служили фото-
умножители с соответствующими светофильтрам!!.
Третий запуск по программе «ОАО» был неудачным,
а в четвертом (последнем) выведен в августе 1972 г.
на круговую околоземную орбиту высотой 750 км спут-
ник «ОАО-3» с 80-сантиметровым телескопом системы
Кассегрена, получивший впоследствии название «Копер-
ник». Он проработал 8,5 лет. Свет, собираемый его те-
лескопом, поступал в спектрометр с вогнутой дифрак-
ционной решеткой, обеспечивавшей спектральное разре-
шение 0.01 0.04 или 0,005 им. Излучение интервалов
длин волн 148—327,5, 164—318, 71 —150 и 75—164,5 нм
регистрировалось четырьмя фотоумножителями. Их пе-
ремещение позволяло получать спектры источников в
указанных интервалах длин волн. Конечно, последова-
тельная 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 спект-
рометра шириной 0,3—1,2". Спутник не обеспечивал та-
кой точности стабилизации, и смещения звезды отсле-
живались в самом телескопе наклонами вторичного зер-
кала, которым управляли датчики системы точного ги-
дировашгя, регистрирующие отраженный от щечек ще-
ли свет звезды. Точность гиднрования по звездам ярче
6Ш достигала 0,04". Аналогичный принцип гидированпя
применен и на советской орбитальной обсерватории
«Астрой».
11а телескопе умеренных размеров можно было на-
блюдать со столь высоким разрешением лишь сравни-
тельно яркие звезды (до 7>5^). Телескоп спутника «Ко-
перник» стал первым инструментом, который по-настоя-
щему подробно познакомил астрономов с ультрафиоле-
товыми спектрами звезд. Одной из задач обсерватории
было изучение межзвездной среды по ультрафиолетовым
лилиям поглощения ряда элементов в межзвездном га-
зе, значительно более мощным, чем в оптическом диа-
пазоне. Действительно, линии поглощения молекулы во-
дорода «рассказали» исследователям о том, что около
половины межзвездного водорода находится в молеку-
лярной, а не в атомарной форме* Липпи поглощения
дейтерия и молекулы ПЭ позволили оценить содержа-
ние этого изотопа водорода.
Неожиданным было открытие межзвездных линий
пятикратно ионизованного кислорода в спектрах не-
скольких звезд, что свидетельствовало о наличии очень
горячих областей газа с температурой порядка
1 млн. К — такой же, как в солнечной короне! Наблю-
дения красных гигантов привели к выводу о значитель-
но более быстром, чем считалось ранее, истечении ве-
щества из их протяженных атмосфер. Это вещество в
форме газа и пыли пополняет межзвездную среду, под-
держивал в нашу эпоху образование новых звезд в Га-
лактике.
В январе 1978 г. состоялся запуск американо-запад-
ноевропейского спутника «ИУЭ» (аббревиатура с анг-
лийского «Спутник «Эксплорер» по международной про-
грамме ультрафиолетовых исследований»). Он выведен
па геостационарную орбиту, весьма удобную для про-
ведения астрономических наблюдений из-за возможно-
сти иметь непрерывную связь со спутником и малого
23
Рис. 6. Спутник «ПУЭ»: / — телескоп, 2 — солнечные датчики,
3 — солнечные батареи, 4 — двигатель коррекции орбиты, 5 и
б — антенны, 7 — двигатели ориентации
экранирования неба диском Земли, видимый диаметр
которой уже с расстояния 24 000 км составляет всего
17°. Это был последит! из серии малых астрономиче-
ских спутников («САС»); его предшественники исполь-
зовались для наблюдения гамма- и рентгеновскою излу-
чений от небесных тел.
Отличительной особенностью «ИУЭ» (рис. G) являет-
ся наличие высокоточной системы стабилизации, позво-
ляющей выдерживать заданную ориентацию с ошибкой
не более 0,2 . Звс дпыми датчиками тонкого гидирова-
нпя служат диссекторные телекамеры, работающие по
звездам яркостью до 14т. Спутник «ПУЭ» имел 45-сан-
тиметровый телескоп, который 'меньше, чем у спутника
«Коперник», по на нем могли наблюдаться более сла-
бые звезды (до 17т), поскольку спектры здесь регист-
рировались не последовательно, а параллельно при по-
мощи телекамер, чувствительных к ультрафиолетовому
излучению.
Изображение звезды строилось на входной апертуре
21
Р и с. 7. Спутник «Астрой*: / — ультрафиолетовый телескоп, 2 —
комплекс рентгеновских спектрометров, 3 — навесные приборные
контейнеры, I — приборный контейнер орбитального аппарата, 5 —
панели солнечных батарей, 6 — опорный цилиндр, 7 — приборы
систем астроориентации
одного из двух спектрографов — «коротковолнового»
(115—195 нм) или «длинноволнового» (190—320 им).
Их конструкция одинакова. Элементом, разлагающим
излучение но длинам волн, служш решетка-эшель, разре-
шение составляет 0.02 нм. Более слабые источники на-
блюдаются с разрешением 0,6 нм. Немалые трудности
пришлось преодолеть при калибровке приемников, т. е.
при определении зависимости их общей чувствительно-
сти от длины волны. В целом, однако, спутник оказал-
ся очень удачным. Он работает по сей день.
В настоящее время крупнейшим среди действующих
орбитальных телескопов является ультрафиолетовый те-
лескоп «Спика» на советском астрономическом спутни-
ке «Астрон», запущенном 23 марта 1983 г. (рис. 7). Его
80-сантиметровое зеркало собирает на 30% больше све-
та, чем зеркало телескопа «Коперника», так как меньше
экранируется другими оптическими деталями. Оно по-
крыто пленкой из алюминия и фтористого магния, и для
25
сохранения се высокого коэффициента отражения были
приняты особые меры: удалялись газы, адсорбирован-
ные деталями спутника, сборку производили в специаль-
ном помещении, а герметичную трубу заполнили чистым
азотом, который был выпущен только на орбите.
Телескоп спутника «Астрой» оснащен спектрометром,
работающим в интервале длин волн 114—340 нм с раз-
решением 0,04; 1,4 или 2,8 им (спектр регистрируется
тремя фотоумножителями). Спутник наводится па объ-
ект с точностью около 1' (сто корпус и служебные си-
стемы такие же, как и у межпланетных станций серии
«Венера»), но имеется система тонкого гидпрования,
удерживающая звезду с точностью 0,3" за счет накло-
нов вторичного зеркала телескопа. Телескоп был раз-
работан в Крымской астрофизической обсерватории АН
СССР совместно с Бюраканской астрофизической об-
серваторией АН АрмССР и Лабораторией! космической
астрономии в Марселе (Франция), отвечавшей за из-
готовление спектрометра.
Спутник «Астрой» 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 су г и 90%’ времени находится вне радиаци-
онных поясов Земли, мешающих работе приборов из-за
повышенной концентрации заряженных частиц.
Сразу после запуска была проверена работоспособ-
ность спутника. В частности, по наблюдению ярко?!
звезды астрономы убедились в сохранении высокого ка-
чества оптической системы (в щель шириной 1'' прохо-
дит 65% света). Пришлось лини, слегка подфокусиро-
вать телескоп, сдвинув вторичное зеркало на 0,12 мм.
В мае 1983 г, начались наблюдения, и за первый гол
работы состоялось уже более 24 сеансов связи. Заре-
гистрировано свыше 70 спектров звезд, а также спект-
ры нескольких квазаров и галактик.
С помощью спутника «Астрой» исследуются следу-
ющие проблемы: истечение вещества из звезд различ-
ных спектральных классов по профилям резонансных
ультрафиолетовых линий; содержание химических эле-
ментов в атмосферах необычных (пекулярных) звезд
классов Ар и Ат; свойства нестационарных звезд (на-
пример, карликовых Новых), квазаров и галактик, га-
лактических туманностей и диффузного ультрафиолето-
26
вого излучения Галактики. Кроме ультрафиолетового те-
лескопа, на спутнике установлен рентгеновский теле-
скоп-спектрометр СКР-02М.
Помимо описанных здесь сравнительно крупных те-
лескопов, па орбите работало несколько меньших инст-
рументов. Например, с помощью ЗО-сантиметровой ка-
меры «Орион-2» космонавты П. II. Климук п В. В. Ле-
бедев сфотографировали в 1973 г. ультрафиолетовые
спектры нескольких тысяч звезд яркостью до 13ш. Эки-
паж космического корабля «Аполлон-16» установил на
Луне в 1977 г. небольшую широкоугольную электроно-
графическую камеру оригинальной конструкции для фо-
тографирования Земли и звездного неба в диапазоне
длин волн 50—170 нм. Аппаратура для наблюдений в
ультрафиолетовом диапазоне работала на нидерланд-
ском спутнике «АИС» (запущенном в 1974 г.) и запад-
ноевропейском спутнике «ТД-1А»,
Дальнейшие перспективы наблюдений в ультра (фио-
летовом диапазоне в значительной степени связывают
с проектом Космического телескопа им. Хаббла (см. ни-
же). Он, однако, не сможет решить всех научных за-
дач. Для наблюдений обзорного характера создается
1 - м етр ов ы и ул ьт р а ф и о ле тов ы и телес коп «Стар л а б ».
В этой программе сотрудничают ученые США, Австра-
лии и Канады. Отличительной особенностью «Старла-
ба» будет сочетание большого поля зрения (1 ) с высо-
ким разрешением (около 0,1"). Это означает, что в све-
топ рвем нике должно быть порядка 10j чувствительных
элементов. Предполагается в качестве приемника ис-
пользовать мозаику из больших микроканальных пла-
стин, сочлененных посредством оптического волокна с
ПЗС-приемниками (см. ниже) и работающих в режиме
счета фотонов.
Запуск «Старлаба» намечен иа 1989—1990 гг. Пер-
воначально предполагалось, что он будет установлен
в грузовом отсеке МТКК, однако в настоящее время
разрабатывается более перспективный вариант установ-
ки телескопа на специальной автоматической платфор-
ме, благодаря чему значительно возрастет длительность
наблюдений п уменьшится опасность загрязнения зер-
кал. Наблюдения с помощью телескопа «Старлаб» су-
щественно пополнят паши сведения об ультрафиолето-
вом излучении самых разнообразных небесных тел —
27
от звездных скоплении пашен Галактики до радиогалак-
тик и квазаров.
Разрабатывается проект спутника «ЕУВЭ» для на-
блюдений в крайнем ультрафиолетовом диапазоне (10—
100 нм). Эго излучение отражается зеркально только
при скользящем падении лучей, поэтому четыре 40-сан-
тиметровых телескопа, которыми будет оснащен спутник,
напоминают скорее рентгеновский телескоп со скользя-
щим падением лучей, применявшийся на орбитальной
обсерватории им. Эйнштейна, нежели обычные оптиче-
ские телескопы. С помощью спутника «ЕУВЭ» плани-
руется проводить обзор всего пеба с разрешением око-
ло 6Л.
Астрономы, специализирующиеся па изучении Солн-
ца, также устанавливают свои инструменты на космиче-
ских аппаратах, чтобы регистрировать ультрафиолето-
вое излучение дневного светила или наблюдать солнеч-
ную корону, не дожидаясь очередного затмения. Так, на
американской орбитальной станции «Скайлэб», работав-
шей в 1973—1974 гг., имелась специальная платформа,
способная наводиться на Солнце, на которой располага-
лось сразу 8 телескопов с умеренными и малыми апер-
турами. Каждый из них предназначался для решения
определенной задачи (например, получения спектров
или изображений] в ультрафиолетовой области).
В 1975 г. иа 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 им. Космонавты выбирали наблюдаемый
участок визуально, затем его изображение удержива-
лось на входной щели автоматически посредством па-
клонов плоского зеркала, от которого свет отражался
перед входом в телескоп. С помощью ОСТ было полу-
чено более 600 спектрограмм Солнца.
Для регулярных наблюдений Солнца 14 февраля
1980 г. иа околоземную орбиту был выведен спутник
«СММ» (аббревиатура с английского «Полет по изуче-
нию солнечного максимума»). Этот сложный и дорого-
стоящий (200 млн. долл.) аппарат призван, как явст-
вует из его названия, выявить топкие изменения сол-
нечной активности по мере ее убывания в соответствии
с 11-летним циклом. Правда, из-за задержки запуска
он несколько опоздал к началу солнечного максимума.
28
В комплект его научных приборов входят радиометр
для измерения солнечной постоянной с точностью не бо-
лее 0,1 %, коронограф-поляриметр, ультрафиолетовый
спектрометр-поляриметр, несколько рентгеновских теле-
скопов и гамма-спектрометр.
После 9,5 мес работы отказала система точной ори-
ентации спутника, и в течение следующих 3,5 лет он ра-
ботал «в четверть силы» в режиме стабилизации вра-
щением. 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,
отт стал вращаться еще и перпендикулярно направле-
нию первоначального вращения. В течение двух суток
спутник, дополнительно раскрученный в другом направ-
лении, был на грани полного отказа, и лишь чудом опе-
раторам 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 ре-
зультате спутник был готов продолжить работу на ор-
бите. 12 апреля спутник «СММ» вновь был выведен па
рабочую орбиту, полностью обретя свой научный потен-
циал, и, по наиболее оптимистическим оценкам, он смо-
жет «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» ра-
ботало четыре солнечных телескопа. В одном из плани-
руемых полетов «Спейслэб» предполагается использо-
вать метровый солнечный оптический телескоп (СОТ),
па который ученые возлагают немало надежд. Ведь мет-
ровый орбитальный телескоп должен иметь разрешение
0,Г', 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-мет-
ровый наземный солнечный телескоп па Канарских ост-
ровах. Его предполагается оснастить сложной системой
29
компенсации атмосферных искажений при помощи гиб-
кого зеркала (по схеме так называемой адаптивной оп-
тики). Уже сообщалось, что с помощью такой системой
получены изображения Солнца с разрешением 0,2".
lie прошло и 5 лет с момента космического дебюта
инфракрасной астрономии, связываемого с запуском
25 января 1983 г, спутника «ПРАС» (аббревиатура с
английского «Инфракрасный астрономический спут-
ник»). Его предшественником можно считать бортовой
субмиллиметровый телескоп 5СТ-1М станции «Салют-6»
(1977 г.), правда, в том пионерском эксперименте неох
лаждаемое 1,5-метровое прожекторное зеркало служило
прежде всего для регистрации недоступной с Земли
длинноволновой части инфракрасного спектра (интер-
вал длин волн 50 мкм — 1 мм) с умеренной чувстви-
тельностью и разрешением 18', Запуск спутника
«ИРАС» на более высокую орбиту позволял сущест-
венно повысить чувствительность и з-за отсутствия там
свечения верхней атмосферы.
При отсутствии этого свечения основным источни-
ком фона (и шумов ) было тепловое и. лучение зеркал
самого телескопа, и чтобы устранить этот фон, весь те-
лескоп охлаждался жидким гелием до температуры око-
ло 2,5 К (—271е С). К великой радости астрономов, за-
пасов гелия в «летающем криостате» хватило на 10 мес
вместо запланированных 7 мес, и если бы удалось про-
тянуть еще неделю, спутник «ИРЛС» успел бы в третий
раз просканировать всю небесную сферу. По 21 ноября
1983 г. гелий все-таки кончился, приемники нагрелись
и спутник прекратил работу.
Проект спутника «ИРЛС» разрабатывался нидер-
ландскими учеными совместно с американскими и анг-
лийскими специалистами. Стоимость спутника составила
почти 200 млн. долл.; все оптические детали сделаны и
бериллия — дорогого, но зато легкого и прочного ме-
талла, который к тому же хорошо поддается полировке.
Диаметр главного зеркала 57 см, в фокальной плоско-
сти 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 (SiTn), 40—80 мкм (GeGa) и 83—
119 мкм (GeGa), Наличие нескольких приемников каж-
дого типа сильно повышало эффективность при реги-
30
страниц изображений, так как вместо двумерного ска-
нирования неба «по точкам» можно было проводить ска-
нирование в одном направлении, захватывая располо-
женными в линию приемниками сразу целую полоску
небесной сферы.
IДоведению обзорных работ благоприятствовала и
почти полярная круговая орбита спутника «ИРАС» вы-
сотой около 900 км. Вследствие прецессии плоскость ор-
биты медленно поворачивалась, оставаясь перпендику-
лярной линии Земля—Солнце. Вокруг этой оси и вра-
щался спутник при сканировании неба, поэтому в поле
его зрения Солнце и Земля нс попадали. Сеансы связи
со спутником осуществлялись 2 раза в сутки: со спут-
ника ИРЛС» получали результаты наблюдений, нако-
пленные в сто бортовом запоминающем устройстве, и
передавали ему повое задание на следующие 12 ч ра-
боты. Кроме проведения обзора, выполнялись наблюде-
ния некоторых инфракрасных источников в режиме
трехосной ориентации, чтобы за счет накопления сиг-
нала обеспечить еще большую чувствительность. На
спутнике «ИРАС» наряду со светоирнемниками, пред-
назначенными для регистрации изображения, имелся
спектрометр низкого разрешения, работающий в обла-
сти длин волн 7,4—23 мкм.
При изготовлении спутника «ИРАС» пришлось пре-
одолеть немало трудностей. Жидкий гелий, обладаю-
щий 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. По,
как ни странно, спутник «ИРЛС» работал на орбите с
неожиданным даже для его создателей успехом. Он, в
сущности, впервые «увидел» инфракрасное небо, пото-
му что в прежних баллонных экспериментах чувстви-
тельность была на несколько порядков хуже. Обзор с
помощью спутника «ИРАС» охватил 95% небесной сфе-
ры, и его каталог содержит более 200 000 инфракрасных
источников.
Часть этих источников еще ие отождествлена с из-
вестными в других диапазонах объектами и представ-
ляет собой, быть может, ранее неведомый вид холодных
небесных тел. Многие отож (ветвленные источники ока-
зались холодными звездами, но большинство из них яв-
31
ляются внегалактическими и связаны с тепловым излу-
чением пыли в спиральных галактиках. Удалось полу-
чить много сведений о процессах звездообразования,,
протекающих в темных пылевых туманностях. Ведь при-
емники «ИРАС> чувствительны к тепловому излучению
тел с температурами от 30 до 200 К, что как раз и
соответствует температуре межзвездной пыли.
С помощью спутника «ИРЛС» пылевую материю за-
регистрировали буквально во всех уголках нашей Га-
лактики; даже в направлении галактического полюса,
где раньше ее и не предполагали обнаружить. Полной
неожиданностью для последователен стало открытие
причудливого узора галактических пылевых облаков,
которые назвали инфракрасными перистыми облаками;
лишь некоторые из них совпадают с наблюдаемыми в
раднодиапазопе облаками нейтрального водорода.
Широкое, внимание привлекло открытие пылевой
оболочки около ярчайшей звезды северного неба — Ве-
ги. Размеры частиц в ней не менее 1 мм, их общая мас-
са не менее 0,01 массы Земли, а расстояние оболочки от
звезды около 170 а. е. Весьма вероятно, что обнару-
женные камни и пыль состоят из вещества, из которого
образовалась сама Вега. По современным представле-
ниям из подобного пылевого диска сформировалась
Солнечная система. Выделено около 50 ярких звезд, по
всей вероятности, также обладающих пылевыми оболоч-
ками или дисками.
Немало открытий сделано при помощи спутника
«ИРАС» п в самой Солнечной системе, обнаружено че-
тыре новых кометы; малая планета с необычной орби-
той, совпадающей с орбитой метеорного потока геми-
лид; повышенное содержание пыли в поясе астероидов
и т. д.
Вслед за телескопом спутника «ИРАС» в космосе
будут работать более крупные охлаждаемые инфракрас-
ные телескопы. В одном из полетов МТКК предполага-
ется использовать инфракрасный телескоп с диаметром
зеркала 85 см (спектральный диапазон длин волн 2—
500 мкм). Весь телескоп будет охлаждаться жидким ге-
лием и рассчитан на работу в течение 7—14 сут. Воз-
можность использовать служебные системы МТКК силь-
но удешевляет проект, а присутствие космонавтов уве-
личивает гибкость работы. Однако проблема загрязне-
ния оптики выбросами МТКК и ограничение продолжи-
32
тслыюсти полота являются серьезными недостаткам и
данного варианта.
Воодушевленные успехами спутника «ИРАС», зала I-
ноевропейские специалисты также планируют продол-
жить работы в этом направлении. 1’СД уже приняло ре-
шение о создании в начале 90-х годов спутника «ИСО»
(«Инфракрасной космической обсерватории»), рассчи-
танного на 1,5 года работы. Диаметр его телескопа
60 см, рабочий диапазон длин волн I —180 мкм; чувст-
вительность 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 нс использовалось
на практике. Дело в том, что атмосфера искажает не
только вид изображения в телескопе, но и его положе-
ние (координаты). Измерение координат небесных
объектов — хорошо развитая область астрономии, на-
зываемая астрометрией. После основополагающих ра-
бот пулковских астрометристов середины XIX в. точ-
ность измерения абсолютных координат звезд возраста-
ла мучительно медленно и до сих пор остается на уров-
не 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™ с помощью 30-сантимстрового телескопа в полосе
с длиной волны 100 нм регистрируется около 104 фото-
электронов в 1 с. Радиус дифракционного изображения
на длине волны 500 им равен 0,3". Каждый принятый
фотоэлектрон в орбитальном телескопе позволяет найти
координату звезды именно с такой точностью, а по-
скольку они все регистрируются независимо друг от дру-
га, п принятых фотоэлектронов повышают точность в
и1 ? раз. В нашем примере за 1 с наблюдений коорди-
ната звезды с яркостью 10™ измеряется с точностью
0,003". При помощи 3-метрового орбитального телескопа
та же точность достигается для звезд с яркостью 15™.
Эксперименты с датчиками точного гидпрования Косми-
ческого телескопа им. Хаббла подтверждают эти оцен-
ки: при времени накопления порядка 0,1 с они обеспе-
чивают точность 0,007" для звезд яркостью до 15™.
Уже в 60-х годах преимущества космической астро-
33
s. Схема работы (я) п конструкция (б) спутника «Гип-
нарх». Слева указано: / — большие круги па небесной сфере, 2 —
решетка в проекции на небо, 5 — геостационарная орбита, 4 —
прецессия оси вращения; 1 — солнечная батарея, 2 — направление
. Солнцу, 3 телескоп, 4 — антенна, 5 — теплоизоляция
метрип активно пропагандировал страсбургский астро-
ном П. Лакрут, по лишь в 1980 г. ЕСА. наконец, при-
ступило к созданию такого астрометрического спутника.
Он получил название «Гиппарх» в честь александрий-
ского астронома, жившего во II в. до н. э. и составившего
первый в мире каталог звезд. Предполагается вывести
спутник «Гиппарх» в 1987—1988 гг. па геостационарную
орбиту (рнс. 8), и за 2,5 года его работы планируется
определить координаты, параллаксы и собственные дви-
жения 100 000 звезд яркостью до 13т с точностью 0,002/z.
Дополнительная программа предусматривает параллель-
ные 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 коор-
динаты звезд оригинальным способом: его телескоп од-
новременно будет «смотреть» сразу в двух направле-
ниях. расположенных под углом 58° друг к другу, и
взаимно увязывать координаты звезд в этих площад-
ках. Поскольку спутник стабилизируется вращением,
обе эти линии визирования должны описывать па не-
бесной сфере большие круги. Наблюдение всех звезд на
34
каждом круге в течение нескольких оооротов даст воз-
можность найти и их координаты; и точное значение
«базового» угла 58°.
Вследствие прецессии ось вращения спутника будет
медленно поворачиваться, оставаясь наклоненной ia
43 к Солнцу, и поэтому спутник «Гиппарх» многократ-
но просканирует всю небесную сферу. В качестве коор-
динатно-измерительного устройства предполагают ис-
пользовать растр — пластинку с прозрачными и темными
полосками, расположенную в фокусе зеркального теле-
скопа. При вращении спутника изображения звезд бу-
дут перемещаться по растру и периодически «пропа-
дать», заходя за темные полоски. Эти изменения св юто-
вого потока станут регистрировать диссекторной теле-
камерой. Прежде чем попасть в телескоп, свет отразит-
ся от плоского зеркала, разрезанного пополам так. что
его половины взаимно наклонены на 29й, задавая гем
самым базовый угол 58 между линиями визирования.
Базовый угол должен быть строго неизменным, а ^то
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 са-
мую совершенную технологию. Особенностью проекта
является и большой объем информации, который пред-
полагается передавать со спутника на Землю для об-
работки. 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 ката-
лог.
При помощи Космического телескопа им. Хаббла
также планируется проводить астрометрические наблю-
дения с точностью около 0,002", хотя задача составле-
ния астрометрического каталога здесь не ставится. От-
метим, что такой точности удалось достичь и в на тем-
ных условиях (при относительных определениях коор-
динат), когда астрометристы применили новые методы
наблюдений и смогли вплотную подойти к «атмосфер-
ному» пределу точности. Однако для орбитальных те-
лескопов такого предела не существует. Несмотря на
всю важность реализации программы «Гиппарх», этот
проект будет лишь первым прорывом в совершенно не-
изведанную область космической астрометрии, где уче-
35
ных наверняка поджидают открытия не менее значи-
тельные, чем те, что были сделаны при освоении новых
диапазонов электромагнитного спектра.
Одной из важнейших проблем современной астроно-
мии (да и по только астрономии) является поиск пла-
нетных систем у других звезд. Обнаруженная с по-
мощью спутника «ИРЛС» пылевая оболочка Веги лишь
подогрела интерес астрономов к этой проблеме, по по-
настоящему фундаментальные исследования других пла-
нетных систем потребуют измерений координат звезд с
точностью 0,000001", чтобы выявлять гравитационное воз-
действие со стороны обращающихся вокруг них планет
земной группы. Специалистами фирмы «Локхид» уже
прорабатывается предварительный проект астрометри-
ческого спутника, который обеспечил бы такую точ-
ность. Chr напоминает современные наземные длиннофо-
кусные астрометрические телескопы.
Возможно, однако, что. более перспективным вари-
антом окажется использование интерферометров; этот
подход развивает группа американских ученых под ру-
ководством Д. Ризенберга. Они представляют себе аст-
рометрический спутник будущего в виде небольшой, ио
•очень жесткой конструкции, па которой размещены
звездные интерферометры с базой (относительным рас-
стоянием) 2 м и зеркалами диаметром по 10—20 см.
11аличие нескольких интерферометров, которые «смот-
рят» в разные стороны, позволит построить фундамен-
тальную систему координат так же, как это будет сде-
лано па «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 аст-
рометрические спутники второго поколения принесут
неожиданные сведения о тонких свойствах пространст-
ва-времени.
КОСМИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП ИМ. ХАББЛА
О создании крупного орбитального оптического теле-
скопа давно уже мечтали астрономы. Одним из первых
и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в
40—50-х годах Л. Спитцер из Принстонского универси-
тета. Еще в 194G г. он подготовил доклад (тогда сек-
36
ретный) о преимуществах космических наблюдений.
В 1959, 1962 и 1965 гг. на совещаниях астрономов США,
посвященных выработке программы космических иссле-
дован и Гн было рекомендовано начать работы по изуче-
нию проекта «Большой космический телескоп», а осенью
1971 г. НАСА организовало комитет по разработке это-
го проекта, с которого и ведет свое начало программа
Космического телескопа им. Хаббла.
В 1973 г. рабочая группа специалистов под руковод-
ством Ч, О’Делла приступила к предварительной про-
работке основных вариантов конструкции «Большого
космического телескопа», завершившейся в 1977 г. соз-
данием рабочей группы Космического телескопа им.
Хаббла. К этому времени телескоп утратил наименова-
ние «большого», диаметр его главного зеркала был
уменьшен с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам
стали известны параметры МТКК — транспортной си-
стемы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом от-
секе МТКК можно разместить телескоп с диаметром
зеркала до 3,2 м, но тогда массивные блоки служебных
систем спутника (т. е. систем ориентации, энергопита-
ния, связи) пришлось бы расположить за главным зер-
калом, и для такого спутника с большим моментом
инерции потребовалось бы разработать мощную и доро-
гую систему ориентации.
В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные си-
стемы скомпонованы в виде тора, окружающего главное
зеркало, благодаря чему момент инерции спутника
сильно уменьшится. Теперь спутник официально назы-
вается Космическим телескопом им. Хаббла в честь
Э. Хаббла, открывшего расширение Вселенной.
Программа Космического телескопа им. Хаббла осу-
ществлялась в условиях недостатка ассигнований. Пона-
добилась единодушная поддержка астрономов, чтобы
провести соответствующий финансовый законопроект
через палату представителей конгресса США, подкомис-
сия которой стремилась урезать расходы па пауку. Про-
ект начали финансировать лишь с 1978 г., и общая его
стоимость была ограничена суммой 575 млн. долл, в це-
нах 1982 г. Однако уже в 1984 г. расходы по этой про-
грамме достигли 1,2 млрд. долл, (не считая стоимость
запуска), и дополнительные средства тогдЬ были изъя-
ты из других программ ПАСА. По той же причине к
участию в проекте пригласили западноевропейскую ор-
37
Рис. 9. Космический телескоп им. Хаббла: 1 — вторичное зер-
кало, 2 — графнто-элоксндиая ферма, 3 — ДТГ (датчики точного
гиднроиания), 7 — приборы в контейнере, 5 — звездные датчики,
о — широкоугольная камера, 7 — главное зеркало, s — электрон-
ные блоки, 9 — светоизоляция
ганизацию ЕСА, покрывающую теперь около 15% всех
затрат по реализации проекта.
Ограничения па длину инструмента и потребност!
иметь большое поле зрения привели к выбору оптиче-
ской системы Ричи—Кретьена, которая широки приме-
няется и в современных наземных рефлекторах (рис, 9).
Главное и вторичное юркала соответственно имеют фор-
му вогнутого и выпуклого гиперболоидов и находятся на
расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокус-
ное расстояние 58 м), К качеству изготовления оптики
предъявлялись исключительно высокие требования: на-
пример, поверхность главк ого зеркала нс должна откло-
няться от расчетной более чем на 10 нм.
Возможные прогибы к риала в услови тх космическо-
го полета особенно беспокоят специалистов, хотя для
их исключения приняты все меры. Зеркало представляет
собой сравнительно толстый, но легкий «сотовый?/
38
диск i.< стёкла со сверхнизким коэффициентом теплово-
го расширения. Ila всякий случая в телескопе имеются
устройства для контроля качества оптики в космиче-
ском лете и система «толкателей» позади зеркала для
коррскцпи его прогибов.
Оптические детали телескопа крепятся к ферме из
гр. фи о-эпоксидного композиционного материала, спо-
собней сохранять их взаимное расположение с точ-
ностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры.
Требования к механической прочное!и конструкции свя-
заны с 3—4-кратнымн перегрузками, возможными при
взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями ра-
боты телескопа на орбите. Общая масса спутника
10,4 т.
В отличие от наземных телескопов Космический те-
лескоп им. Хаббла будет работать п при ярком солнеч-
ном свете, Поэтому передний конец трубы телескоп
существенно удлинен за счет светозащитной бленды,
внутри грубы имеется система диафрагм, покрытые
хоеобо» черной краской, способной отражать менее 1г
падающего света и не давать бликов. Несмотря на
эта меры, по-настояшему «темное» небо телескоп смо-
жет регистрировать только тогда, когда объект наблю-
дения будет находиться на угловых расстояниях боле-1
50° от Солнца, 70 от освещенной части Земли и 15
от Луны.
С истема ориентации Космического телескопа им.
Хаббла построена на основе силовых гироскопов. Гру-
бое наведение с точностью Г будет осуществляться с
помощью звездных датчиков и гироскопов—датчиков ско-
рости (положение их осей время от времени должно
уточняться по звездам). Однако расчетное качество
изображения, получаемого с помощью 2,4-метрового те-
лескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0 05 \ и чтобы
использовать это преимущество перед наземными инст-
рументами; требуется обеспечивать стабилизацию теле-
скопа с еще более высокой точностью (фактически за-
дан допуск па точность стабилизации 0,007").
Направление оптической оси телескопа определяется
тремя датчиками точного гп тиров шля по изображениям
звезд более ярких, чем в периферийной часта поля
фения телескопа, разбитой соответственно на 3 сектора
I рис. 10). По команде датчики начинают поиск гиди-
ров< чгых звезд, перемещаясь по спирали с центром в
39
P ii с. 10. Разделение поля зре-
ния Космического телескопа нм.
Хаббла между его научными при-
борами; 1 — три сектора на пе-
риферии для датчиков точного гв-
днрования (ДТГ), 2 — четыре
сектора для установки приборов
в стандартных контейнерах, рас-
положенных по оси телескопа,
3 — квадратная область в центре
поля зрения для широкоугольной
камеры
расчетном положении.
Критериями правильно-
сти захвата нужных звезд
служат значения их ярко-
сти и взаимное располо-
жение. В случае неудачи
поиск повторяется, затем
переходят к поиску за-
пасных звезд (если тако-
вые имеются). Очевидно,
выбор звезд должен про-
водиться заранее, и это
очень трудоемкая работа.
Более того, точность ко-
ординат существующих
звездных каталогов, как
правило, недостаточна,
поэтому запуску Косми-
ческого телескопа им.
Хаббла должно было
прсдшсствс вать фотогра-
фирование 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 наи-
более сложных систем телескопа л включают в себя
прецизионные механические узлы, диссекторные теле-
камеры и даже интерферометры. Небольшие смещения
звезды в поле зрения соответствуют изменению разно-
сти фаз световых волн, приходящих па противополож-
ные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности
интерферирующих пучков, и на выходе датчика возни-
кает сигнал ошибки. При точности гидирования 0,007"
время реакции датчиков точною гидирования должно
быть много меньше 1 с, и не только потому, что воз-
можны быстрые колебания самого спутника, но и по-
скольку все звезды смещаются в поле зрения из-за
аберрации света вследствие движения спутника по ор-
бите.
1\ тому же с помощью Космического телескопа им.
Хаббла будут наблюдаться и планеты, достаточно бы-
40
стро перемещающиеся иа фоне звезд. Однако с данной
системой наведения Космический телескоп им. Хаббла
нс сможет наблюдать земную поверхность. Следует от-
метить, что неполадки при разработке датчиков точного
гидирования до последнего момента заставляли сомне-
ваться 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 служив-
ших астрономам па Земле, К сожалению, в условиях
космоса высокочувствительные пленки постепенно тем-
неют из-за воздействия проникающей радиации, и по-
этому их пришлось бы доставлять на Землю не реже
одного раза в месяц. Однако частые посещения орби-
тального телескопа нежелательны как с экономической,
так и с технической точек зрения. Отражающее покры-
тие зеркала (пленка алюминия и фтористого магния)
очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей
всякий крупный (а тем более маневрирующий) косми-
ческий объект, поэтому плотная крышка будет откры-
ваться лишь после удаления МТКК и вновь закрывать-
ся с его приближением.
В 1973 г. было решено использовать электронные
приемники изображения, лучшим из которых считалась
разрабатываемая в Принстонском университете Р. Да-
ниельсоном п его сотрудниками передающая телевизи-
онная трубка секон. Каково же было разочарование его
создателей, когда в 1977 г. стало известно о резкой пе-
реориентации руководителей программы на твердотель-
ные светоприсмники. Это было смелое решение, ибо
технология создания таких приемников насчитывала
тогда всего несколько лет, и в астрономии они еще нс
использовались.
В настоящее время эти ПЗС-прпборы — приборы с
зарядовой связью — можно увидеть чуть ли не на каж-
дом американском телескопе, и их преимущества хоро-
шо известны: высокий квантовый выход, доходящий до
<)0%, большое количество чувствительных элементов»
малый шум, большой рабочий диапазон изменений яр-
кости объекта и высокая геометрическая стабильность.
Специально для Космического телескопа нм. Хаббла
фирма «Техас инструменте» разработала ПЗС-приемнп-
41
ки форматом 800X800 элементов» имеющие при охлаж-
дении собственный шум всего около 20 электрон »в на
каждый чувствительный элемент. Подобно другим вер-
догельным приемникам света, ПЗС-приемники представ-
ляют собой, по сути дела, сверхбольшую интегральную»
схему, 1, е. тонкую пластинку полупроводникового ма-
териала (в данном случае кремния), на поверхности и
в объеме которой размещены десятки и сотни тысяч от-
дельных электрических элементов. Поглощенный квант
света приводит к появлению в кремнии свободней о элек-
трона, и эти электроны накапливаются в миниатюрны?*,
конденсаторах.
Характерный размер одного чувствительного элемен-
та 30X30 мкм. Свое название ПЗС-приемники получили
из-за способа измерения накопленных зарядов. В обыч-
пых (вакуумных) телекамерах заряды считываютс
электронным лучом, обегающим всю поверхность мише-
ни. В ПЗС-приемниках, наоборот, имеется один непо-
движный измерительный элемент — усилитель считы-
вания, но зато организовано перемещение самих заря-
дов. При считывании изображение как бы сдвига юг це-
ликом, и заряды путешествуют вдоль и поперек строк
от того места, где они были накоплены, до входа уси-
лителя 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 элемен-
тов разрешения не хватает, поэтому в шпрокоуг >лыюн
камере Космического телескопа им. Хаббла, предназна-
ченной для регистрации прямых изображений, исполь-
зуются одновременно четыре ПЗС-прпемнпка. а поле
грения телескопа делится на четыре части зеркальной
пирамидон. ПЗС-приемники охлаждаются терм холо-
дильниками, передающими избыток тепла расположен-
ному на неосвещенной стороне спутника радиато; .
Широкоугольная камера разработана в Калиф пин-
ском технологическом институте под руководством Дж.
Вестфала. Она содержит два канала регистрации, отли-
чающиеся 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
42
Рис 11. Приилип действия прибора с зарядовой связью: 1 —
распределение потенциала, 2 — изолятор, 4 — металлические элек-
троды, 5 — кремний, 5 — фотон. Тройки электродов подсоединены
к ши» ам Фь (р2 и фд. Поданные на них потеЕЩналы приводят к
накопление) зарядов, образованных в слое кремния при поглощении
фотонов. Посредством изменения потенциалов на электродах заря-
ды пере двигают к усилителю считывания, из готовлен пом у на той
же подложке
производится посредством поворота одного из зеркал.
Кроме регистрации изображении галактик, звезд и пла-
нет с помощью различных светофильтров (их всего 48),
на камере можно получать бесщелсвыс спектры с малой
дисперсией и измерять поляризацию света.
Надо сказать, что уже в 1984 г. обнаружилось, что
для устранения неравномерной чувствительности ПЗС-
прнемников по полю зрения их желательно засвечивать
между экспозициями, и в готовой широкоугольной ка-
мере пришлось сверлить отверстия для установки источ-
ников света.
Широкоугольная камера, спектрограф слабых объ-
екте г п камера высокого разрешения — основные науч-
ные л диборы Космического телескопа нм. Хаббла, заду-
манные с самого начала работы над телескопом и в
значительной степени определяющие его научный потен-
циал. Другие приборы выбирались из числа предложе-
нии, поступивших к 1977 г. в ответ на запрос ПАСА.
1 [ми стали спектрограф высокого разрешения и скоро-
сти и фотометр. Шестым научным прибором этого ор-
битального телескопа является система точного гидп-
ровация, пригодная для астрометрических работ. Если
на наземных телескопах различные светоприемн: ie при-
боры по очереди крепят к телескопу, то на Космиче-
ском телескопе им. Хаббла решено было установить все
приборы постоянно, отведя каждому' из них свой уча-
сток поля зрения (см. рис. 10).
43
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 реги-
страцию отдельных фотонов. Этот приемник для сла-
бых звезд, по-видимому, будет работать лучше в синей
и ультрафиолетовой областях спектра, чем ПЗС-прием-
ники, значительно уступая последним в красной области
(за счет меньшего квантового выхода).
Камера слабых объектов — весьма универсальный
прибор, он может ио команде наблюдателя, например,
превратиться в спектрограф или поляриметр. Кроме то-
го, предусмотрен особый коронографический режим ра-
боты. в котором увеличенное изображение яркой звез-
ды экранируется заслонкой, оставшийся ореол подав-
ляется, и наблюдаются слабые спутники звезды. Этот
эксперимент—одни и? шагов па 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 ру-
ководитель группы камеры слабых объектов Д. Мак-
кстто опасается, что небольшое количество пылинок,
уже попавших на недостаточно хорошо укрытое зеркало
Космического телескопа им. Хаббла в процессе его ис-
следования н установки на телескоп, сильно увеличит
ореолы от ярких звезд.
Спектрограф слабых объектов служит для получения
спектров точечных источников с умеренным разреше-
нием (Z/AA,= 102—103) в видимой и ультрафиолетовой
областях. Он состоит из двух одинаковых каналов, раз-
личающихся только типом фотокатодов у светоприемни-
ков. Ими служат диджиконы — электронно-оптические
преобразователи, в которых усиленное электронное изо-
бражение строится не на люминофоре, а на линейке из
512 кремниевых диодов (что позволяет регистрирован,
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.
44
Спектрограф высокого разрешения позволит продол-
жить программу исследовании в ультрафиолетовом диа-
пазоне, начатую с помощью спутников «Коперник» и
«ПУЭ». Большая светособирающая площадь Космиче-
ского телескопа им. Хаббла позволит более детально
исследовать ультрафиолетовые спектры звезд с разре-
шением A/AZ от 2-103 до 1,2- 1О’< Приемниками света
также служат два диджнкона. Б обоих спектрографах
применяется отклонение электронного изображения маг-
нитным полем для учета фона неба или наблюдения
спектров с разным разрешением.
Самый простой прибор Космического телескопа им.
Хаббла — скоростной фотометр. В нем hoi движущихся
механических частей. Прибор даст возможность изучать
быструю переменность снегового потока звезд с разре-
шением до 16 мкс. Па Земле этому препятствует мер-
цание звезд, вызванное турбулентностью в верхних сло-
ях атмосферы. В поле зрения фотометра имеется мозаи-
ка из входных диафрагм и светофильтров, а изображе-
ние объекта устанавливают в нужную диафрагму. На
один из трех приемников света (диссекторов) будет по-
ступать команда считывания фотоэлектронов с соответ-
ствующего участка фотокатода.
Первоначально предполагалось установить на Кос-
мическом телескопе им. Хаббла специальный астромет-
рический прибор для точного измерения координат
звезд, однако впоследствии выяснилось, что с этой за-
дачей справятся датчики точного гидирования. Два дат-
чика нужны для стабилизации наведения телескопа, а
третий в это время способен измерять относительные
координаты звезд яркостью до 17ш в своей области по-
ля зрения площадью 68 кв. угловых минут с точностью
0,002". Па одно измерение требуется около 1 мин.
Астрометристы рассчитывают определить точные па-
раллаксы большого количества слабых звезд. Попутно
можно будет открыть много двойных систем. В случае
выхода из строя одного из датчиков точного гидирова-
ния орбитальный телескоп сохранит работоспособность,
а астрометрические наблюдения можно будет прово-
дить и на широкоугольной камере.
Космический телескоп им. Хаббла рассчитан на ра-
боту в течение 20 лет — это будет настоящая долговре-
менная и многоцелевая орбитальная астрономическая
обсерватория. Запланировано возвращение этого орби-
45
тального телескопа на Землю каждые 5 лет для ремон-
та и возможной замены научных приборов (с течением
времени появятся новые идеи, а прогресс техники даст
исследователям новые возможности). Впрочем, замену
П] пи ров, установленных в стандартных контейнерах, так
же как и молкни ремонт, смогут произвести и космонав-
ты непосредственно на орбите.
Управление телескопом представляет собой весьма
сложиbiii комплекс технических и организационных про-
блем. Связь с Космическим телескопом нм. Хаббла бу-
дет производиться через два геостационарных спутника
слежения п ретрансляции «ГРДСС» (одни из них уже
работает, второй был потерян при аварии «Челлендже-
pa»j. но из-за перегруженности спутников связь воз-
можна лишь в течение 20% времени. В остальное же
время телескоп будет работать автоматически, выпол-
няя задания, передаваемые ему ежесуточно. Во время
сеансов связи допустимо взаимодействие с наблюдате-
лем, который, вероятно, будет находиться не в Центре
да. ьнеп космической связи (на полигоне Уант-Сэндз в <
mi е Ныо-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 па определенный период времени, то для
Космического телескопа им. Хаббла этот принцип не-
применим из-за множества рассмотренных рапсе огра-
ничений. Поэтому его наблюдательное время будет рас-
пределяться, так сказать, интегрально: ЭВМ на основе
имеющегося списка задач будет так компоновать опти-
мальную программу на очередной сеанс связи, чтобы
кал можно меньше времени уходило на перевод теле-
скопа с одного объекта на другой, на переключение н
настройку научных приборов и т. д. По мере прибли-
жения сеанса программа уточнится и, наконец, будет пе-
редана в качестве задания в центр связи.
Предварительная прикидка показала, что собственно
наблюдения займут лишь около 40% времени, т. е. за-
грузка этого орбитального телескопа будет ненамного
больше, чем у наземного телескопа. Будет сделана по-
пытка проводить параллельные наблюдения на несколь-
ких приборах, однако из-за нехватки электроэнергии не
все приборы смогут работать одновременно.
Планируется, что использовать Космический теле-
46
скоп им. Хаббла в течение первых двух месяцев после
запуска станут участники ею проектирования и изго-
товления, 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 наблюда-
телям.	9
Объявление о сборе предложении уже разослано во
все ведущие астрономические организации мира. Число
заявок заведомо превысит возможность их удовлетво-
рить, и поэтому окончательный выбор будет осуществ-
лять Научный институт Космического телескопа им.
Хаббла — организация, специально созданная для обес-
печения работы этого орбитального телескопа п фор-
мально ис подчиняющаяся НАСА. В значительной сте-
пени там же будут обрабатываться результаты наблю-
дении. 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 астроно-
мам всех стран, хотя фактически, конечно, американские
и западноевропейские ученые будут пользоваться при-
оритетом. 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 несколь-
ко миллиардов долларов (включая и затраты па его
эксплуатацию), не следует забывать, что это неимовер-
но 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 повы-
сит 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 На-
конец, в политическом отношении монополия на самый
«дальнобойный» телескоп также выгодна США.
В ноябре 1983 г. собственно телескоп, изготовленный
47
фирмой «Перкин—Элмер», с большими предосторожно-
стями доставили в Саннивейл на предприятие концерна
«Локхид», отвечающего за служебные системы Косми-
ческого телескопа им. Хаббла и его окончательную сбор-
ку. Телескоп был подвергнут серии испытаний, которые
шли круглосуточно из-за напряженных сроков, установ-
ленных НАСА, но, по мнению некоторых специалистов,
все-таки были недостаточно полны. В ходе одного из
тестов орбитальный телескоп работал в вакуумной ис-
пытательной камере, «наблюдая» искусственные звезды
по командам из научного института Космического теле-
скопа им. Хаббла.
Запуск орбитального телескопа, первоначально на-
мечавшийся 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 Косми-
ческого телескопа нм, Хаббла сейчас вновь отклады-
вается и состоится, наверное, не ранее 1988 г.
Сейчас трудно говорить о программе наблюдений па
этом орбитальном телескопе, поскольку первые месяцы
его работы наверняка принесут много неожиданностей.
Имеется ряд задач, которые могут быть решены только
с похмощыо Космического телескопа нм. Хаббла. К их
числу относится, например, изучение морфологии и
звездного состава достаточно удаленных галактик: рост
разрешения в 10 раз по сравнению с лучшими назем-
ными снимками в сочетании с большей чувствитель-
ностью может привести к открытию явлений, о которых
мы пока даже не подозреваем.
Не исключено, что Космический телескоп им. Хаббла
поможет разгадать механизм выделения гигантского ко-
личества энергии в ядрах квазаров и активных галак-
тик, уже давно не дающий покоя теоретикам и наблю-
дателям. Будет проведено уточнение расстояний до га-
дам ик и постоянной Хаббла — фундаментальной физи-
ческой постоянной, характеризующей космологическое
расширение Вселенной. С этой проблемой связана п
шкала возрастов шаровых скоплений, которая в настоя-
щее время предсказывает недопустимо большие с кос-
мологической точки зрения времена их эволюции. В дан-
ном вопросе возможность наблюдения спектров слабых
звезд в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах с
48
помощью Космического телескопа им. Хаббла поможем
внеси! ясность.
Заметная часть наблюдательного времени будет от-
ведена па изучение «ближнего космоса» — тел G лнеч-
ьюй системы (пх фотографирование существенно допол-
нит сведения, получаемые от межпланетных зондов, п
явится как бы продолжением текущих программ НА Л)
и ближайших звезд, в окрестностях которых еще пред-
стоит открыть другие планетные системы. Наконец, за-
планированы п работы обзорного характера, которые да-
дут материал для самых разных статистических иссле-
довании по галактической и внегалактической астроно-
мии.
Несомненно, советским астрономам нужен свои к ко-
мический телескоп, нс уступающий Космическом} теле-
скопу им. Хаббла. Хотя, конечно, нс приходится опа-
саться, что последний телескоп решит все интересные
задачи. В астрономии всегда хватало и будет хватать
и объектов, п идей, и перегруженность даже небольших
наземных телескопов служит тому ярким примером.
И все же пренебрегать возможностями орбитальных те-
лескопов тоже не следует. Успешное осуществление про-
граммы «Астрой» 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. Од-
нако в свое время все же имела место недооценка по-
тенциала орбитальных телескопов некоторыми нашими
специалистами.
ПРОЕКТЫ КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛЕСКОПОВ БУДУЩЕГО
Вследствие явления дифракции разрешение радио-
телескопов должно быть весьма низким. Возможность
строительства все более крупных антенн (увеличение
диаметра О) ограничена их прогибом под собственной
тяжестью. 11о 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 межкон-
тинентальных радиоинтерферометрах D сравнимо с диа-
метром Земли, и по разрешению они оставили далеко
позади оптические телескопы.
49.
В настоящее время переход к интерферометрическим
методам наблюдений назрел и в оптической астроно-
мии, В наземных условиях на интерферометрах могу г
наблюдаться лишь сравнительно яркие звезды (мешают
атмосферные искажения), но в космосе чувствитель-
ность интерферометра зависит только от диаметра при-
емных апертур и времени накопления света. Огромный
и пока совершенно неиспользованный потенциал косми-
ческих интерферометров волнует воображение экспери-
ментаторов, уже предложивших ряд интересных н мно-
гообещающих проектов.
Для начала проще всего было бы расположить при-
емные элементы интерферометра (например, небольшие
телескопы) па концах жесткой балки, как сделал в
1920 г, сам автор метода А. Майкельсон при первых из-
мерениях диаметров звезд. Так, например, предложено
было установить 18-метровый экспериментальный ин-
терферометр в грузовом отсеке МТ К <. Разрешение в
ультрафиолетовом диапазоне при этом достигнет 0,00 Г\
и за время непродолжительного орбитального полета
можно будет оценить особенности топкой структуры яр-
кого квазара ЗС 273 или ядра сейфертовской галактики
NGC 4151, Преимуществом проекта является его сра-
внительная простота и низкая стоимость.
Гораздо более солидный и дорогостоящий вариант
использования МТКК предлагают В. Трауб и II. Карл-
тон: в его грузовом отсеке можно разместить вплотную
пять-шесть 2,4-метровых зеркал, аналогичных зеркалу
Космического телескопа нм. Хаббла. Если пучки света,
собранные зеркалами, будут складываться с сохране-
нием разности хода (когерентно), тогда качество изо*
бражения по одной координате улучшится пропорцио-
нально длине прибора, которая предполагается равной
18 м (длина грузового отсека МТКК). Если устройство
сложения пучков находится на его конце, то можно со-
стыковать крестообразно две — четыре такие секции,
чтобы еще вдвое повысить разрешение и обеспечить на-
блюдения сразу в двух взаимно перпендикулярных на-
правлениях.
Рост разрешения в данном случае сопровождается и
увеличением светособирающеп площади, поэтому чув-
ствительность такого модульного телескопа должна уве-
личиться по сравнению с Космическим телескопом им.
Хаббла как минимум в N раз, где N — количество зер-
50
Рис. 12. Схема интерферометра па
независимых космических аппаратах
<КЛ)
I кал. Проект получил название КОСАШК (аббревиату-
ра с английского «Когерентная оптическая система мо-
дульных коллекторов и юбражения»). Он предъявляет
исключительно высокие требования к механической ста-
бильности телескопов. Очевидна и его высокая стои-
мость.
Аппарат типа балки рассматривался ранее и группой
И французских астрономов под руководством А. Лабемри,
jr занимающихся также наземной интерферометрией. Он
.. должен был представлять собой трубу диаметром 3 м
JL с иллюминаторами, внутри которой могут перемещать-
ся метровые зеркала. За внешнее сходство с музыкаль-
ным инструментом ее назвали «Флейтой». Длина трубы,
- собранной из отдельных секций, может достигать 100 м. .
V* Указывалось, что гнутие трубы и се повороты в прост-
ранстве можно будет контролировать и исправлять при
помощи высокоточных инерциальных датчиков (напри-
мер, лазерных гироскопов). Впрочем, стабилизация кос-
мического интерферометра может осуществляться и по
ярким звездам: благодаря отсутствию атмосферы сме-
щения полос от яркой звезды и слабого источника всег-
< да одинаковы, а значит, их можно измерить и скомпен-
| сировать.
Создание большой и жесткой фермы на орбите —
। довольно сложная техническая проблема, поэтому не-
давно была высказана идея вовсе отказаться от фермы
К и перейти к проработке интерферометров на отдельных
космических аппаратах (рис. 12). На первый взгляд
идея представляется слишком дерзкой, поскольку раз-
ность хода лучей в плечах интерферометра (равную
Л+В—С) желательно сделать равной нулю с точностью
51
до длины волны, в то время как база (В + С) может до-
стигать нескольких километров. Однако если расстояния
В и С и угол 0 известны с достаточной точностью, то
задача будет решена. Если снабдить два космических
аппарата (КАЬ и КА3) искусственными «звездами»
(маяками) и наблюдать их с другого космического ап-
парата (КЛ2) на фоне узора обычных звезд, то угол 6
может быть измерен с той точностью, с какой известны
координаты звезд, а она, как мы видели, может быть
очень высокой.
Так, при точности угловых измерении 0,001 и базе
10 км неопределенность в разности хода составит
50 мкм, что вполне допустимо при ширине спектраль-
ной полосы 5 нм. Предполагается наблюдать интерфе-
ренционные полосы с достаточным спектральным разре-
шением, чтобы ослабить допуски иа разность хода.
Расстояния В и С можно измерять лазерным интерфе-
рометром или по времени распространения светового
импульса. Зная отклонение космических аппаратов от
расчетных положений на орбите, можно производить
коррекцию их траектории небольшими микродвигателя-
ми.
Очень важно, что в космосе ист 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 пред*
лагает проект САМСИ (аббревиатура с английского
«Система спутников — пространственный интерферо-
метр Майкельсона»),
Если вывести три спутника иа одинаковые круговые
экваториальные орбиты, различающиеся только накло-
нениями, го, как показали детальные расчеты, отноше-
ние отрезков В/С будет сохраняться строго постоянным,
в то время как длина базы В4-С в течение витка изме-
няется (скажем, от 0 до 10 км). Отклонения спутника
КА3 от нужного положения не превысят нескольких
миллиметров! Следовательно, за один виток можно из-
мерять диаметр источника размером вплоть до 0,00001",
Чтобы спутники не столкнулись в точке пересечения ор-
бит, достаточно слегка рассогласовать время их прохож-
дения через эту точку.
После измерения какой-либо звезды наклонение ор-
52

биты спутника 1<Л2 (приемном станции) изменяют и на-
водят аппаратуру на новый объект. При размере прием-
ных зеркал 1 м за 90 минут могут быть измерены дна-
_ негры звезд яркостью до 19'\ Имеется и расширенный
вариант проекта» предусматривающий работу спутников
совместно с орбитальной станцией, на которую они бу-
дут периодически возвращаться для дозаправки. По-
полнение запасов горючего позволит осуществлять сло-
жное движение но спирали, когда спутники КА! и КЛ3
постепенно удаляются от космического аппарата КА2 и
« вращаются вокруг него, заполняя своими траекториями
круг размером 100 м.
Применение методов, разработанных в радионнтер-
ферометрпи, позволит восстановить изображения источ-
ников (правда, более ярких, чем в первом варианте, —
до 8'м) такими, какими они были бы получены со сплош-
ной круглой 100-метровой антенной. Особых усилии по-
требует проектирование реактивных микродвигателей,
которые работали бы без вибраций и со строгим по-
стоянством тяги. По-видимому, придется прибегнуть к
? многоступенчатой конструкции, когда сила тяги основ-
BL ного микродвигателя измеряется, скажем, иьезоэлектри-
четким датчиком, а ее флуктуации (составляющие для
* современных микродвигателей 2—5% от тяги) компен-
сируются микродвигателем меньшей тяги, вносящим
уже иа порядок меньшие вибрации, которые, в свою оче-
редь, компенсируются еще меньшими микродвигателя-
 ми 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 косми-
ческих аппаратах. Чтобы уменьшить возмущения в дви-
жении космических аппаратов, их предполагается раз-
местить в одной из точек либрации системы Земля—
Луна. Предложено в качестве реактивной тяги для ори-
I ентации п перемещения космических аппаратов исполь-
зовать давление солнечного излучения — слабое, но за-
то строго постоянное. Телескопы можно снабдить зер-
кальными «зонтиками» в форме четырехгранных пира-
мид, всегда ориентированных вершиной в сторону Солн-
ца. Собранные вогнутыми гранями пирамид пучки от-
ражаются в нужном направлении малыми зеркальцами,
поворот которых меняет направление силы отдачи от-
раженных пучков. Напомним, что применение «солнсч-
53
ных парусов» для межпланетных сообщений обсуждает-
ся 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 диа-
метр, равный 0,05") может наблюдаться почти с таким
же количеством подробностей, как диск Солнца с Зем-
ли! Даже сверхгиганты в ближайших галактиках будут
разрешены. Сейчас можно лишь мечтать о прямых на-
блюдениях пятен п корон других звезд, перетекания ве-
щества с одной компоненты тесной двойной системы на
другую, структуры аккреционных дисков вокруг ней-
тронных звезд.
Ждет своей разгадки недоступная современны л оп-
тическим телескопам топкая структура изображений
квазаров — самых далеких объектов Вселенной. Неко-
торые квазары искажены вследствие гравитационного
отклонения лучей света какой-либо галактикой, попав-
шей па луч зрения (так называемые гравитационные
линзы), причем наблюдения этих эффектов способны
дать точно? значение постоянной Хаббла и рассказать
о свойствах пространства-времени на периферии Мета-
галактики.
Наконец, немало загадок таит инфракрасный диапа-
зон спектра, где разрешение сильно ограничивается ди-
фракцией н применение иптерферомеiрнческпх м. годов
наиболее перспективно. За счет большей длины волны
ослабляются допуски на разность хода, что облегчает
создание прибора. Идея интерферометра па независи-
мых космических аппаратах впервые была высказана
советским астрофизиком Г. Б. Шоломицким еще в 70-х
годах именно в применении к далекому инфракрасному
диапазону.
Интерферометр па независимых космических аппа-
ратах служит отличной иллюстрацией принципа искус
ствснпоп жесткости, все чаще применяемого в совре-
менной технике. Вместо того чтобы строить жесткую
ферму, достаточно измерить отклонения оптических эле-
ментов от расчетного положения, а затем скомпенсиро-
вать отклонения с помощью соответствующих исполни-
тельных механизмов. Условия космоса (невесомость, от-
сутствие ветровых нагрузок) благоприятствуют реализа-
ции принципа искусственной жесткости, и, быть может.
54
с его помощью в недалеком будущем па орбите будут
созданы гигантские и точные по форме зеркала малой
м ассы.
Методы контроля их поверхности давно и хорошо
известны в оптическом производстве, а широкая гамма
исполни тельных устройств уже создается для нужд при-
кладной оптики. Искусственная жесткость находит при-
менение и при проектировании крупных наземных шю-
" гозеркальных телескопов, без нее их просто невозмож-
но себе представить. Чтобы обеспечить допустимые про-
гибы 10-метрового зеркала иод действием силы тяжести
пли допустимые взаимные смещения зеркал в многозер-
кальном телескопе, пришлось бы применить исключи-
тельно громоздкие, тяжелые и потому непомерно доро-
гие конструкции, в то время как использование элек-
тронных следящих систем сильно удешевляет подобные
проекты и переводит их в разряд осуществимых. С этой
точки зрения проект Космического телескопа им. Хаб-
бла, где сделана ставка на жесткость конструкции, вы-
> глядит уже инструментом вчерашнего дня.
Необходимо упомянуть об одной исключительно кра-
сивой идее создания крупного орбитального телескопа,
принадлежащей Л. Лабейри. Если обеспечить в косми-
ческом пространстве интерференцию стоячих световых
воли, испускаемых мощным лазером, то в тех местах,
где волны гасят друг друга, вещество может быть за-
Я хвачено световым давлением (рис. 13). Тонкая пленка
соответствующим образом подобранного вещества спо-
собна отражать свет, она будет удерживаться в нужном
положении и ее форма задается самой стоячей волной.
Получается, что зеркало как бы сделано из света! Ра-
зумеется, зеркало придется экранировать от солнечного
излучения, и такой телескоп нужно разворачивать край-
не медленно, иначе световое давление не сможет удер-
жать пленку. Диаметр «эфирного» зеркала может до-
* стигать 10 м, оно окажется во много раз дешевле тра-
диционных жестких зеркал.
Закапчивая рассказ об орбитальных оптических те-
лескопах, хотелось бы еще раз подчеркнуть важность
проводимых с их помощью фундаментальных научных
w исследований. Сегодня Вселенная стала поистине лабо-
w * раторией физики: изучение вещества при недостижимых
т в земных условиях плотностях, давлениях и температу-
рах 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 при-
роды.
РЕКОМЕНДУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА
Боярчук А. А. «Астрой» — окно в ультрафиолетовый кос-
мос. — Земля н Вселенная. — 1984. — № 5.
Бурт пн М С. Ультрафиолетовая астрономия. — Мл Знание,
1983.
Мо ска л о и ко Е. 11. Методы внеатмосферной астрономии. —
М.: Наука. 1984.
Современные телескопы. — 1VL: Мир, 1984.

новости
ЗАРУБЕЖНОЙ КОСМОНАВТИКИ*
ДАЛЬНЕЙШАЯ СУДЬБА МТКК

Де ъ 28 января нынешнего годи стал поистине «черным в гор’
ником для США. Катастрофа многоразового транспортного кос-
мического корабля (МТКК) «Челленджер» не только унесла семь
человеческих жизней и привела к утрате космического корабля
стоимостью свыше 1 млрд, долл, по также поставила пол сомне-
ние надежность все: американской ракетно-космическом техники
в целом. Положение усугубилось, когда за катастрофой «Челленд-
жера с небольшими интервалами после довали аварии при стар-
те одноразовых американских ракет-носителей «Тцтан-34Д» и
«Дельтах В результате США на довольно длительное время оста-
шсь практически без средств для вывода полезных нагрузок и кос-
мос, Аварии ошеломили буквально всех. Все тонет в каком-то
хаосе», — констатировала газета «Ныо-Порк тайме» 15 июня.
Все это наносит ущерб не только научному и прикладному»
но и военному использованию космических средств США. Естест-
всезно, последнее в наибольшей степени беспокоит администрацию
и министерство обороны США. Под угрозой находится любимое
детише Рейгана — программа «Стратегической оборонной инициа-
тивы» (СОИ), предусматривающая создание перспективно!! систе-
мы противоракетной обороны с элементами космического базиро-
вания. Если раньше говорили о недостаточной эффектности этой
системы. то теперь подвергается сомнению п надежность тех
средств, которые будут в ней использоваться, в первую очередь
средств для доставки элементов системы в космос.
Аварии американских носителей сыграли па руку западноев-
ропейскому конкуренту — консорциуму «Арианспейс», эксплуати-
рую! -му одноразовые ракеты-носители «Ариан», Многие коммер-
ческие потреби гели «переметнулись» с МТКК па эти ракеты, но
30 мая 1986 г. потерпела вновь аварию ракета западноевропейско- -
го консорциума, и запуски ракет «Ариан» тоже были приостанов-
лены до выясеесния и устранения причин аварии Запад временно
остался без носителей, а потребители выстроились в длинную оче-
редь, которой пе видно конца. И вот пара юксальнып факт: аме-
риканская фирма «Терссат», владелец коммерческих спутников свя-
зи, обратилась и поисках носителей для запуска своих спутников
к КНР, г. е. к стране, которая, по мнению американских специа-
листов, 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, тре-
бующихся для выяснения причин аварий, эксплуатация ракет возоб-
новлялась. Беда в том, что имеющийся в США запас одноразовых
раксг-носителей весьма ограничен, а их производство было прак-
тически свернуто, поскольку посчитали, что надобность в них от-
падет с появлением МТКК. Правда, еще до катастрофы «Чсл-
По материалам зарубежной печати
информационных агентств?
И СООбЩСЕПЕЯМ различных
57
ленджсра» военные забили тревогу в связи с возможным дефицитом
носителей и сумели получить ассигнования па изготовление 10 ра-
кет-носи гелей «ТитаН'34Д-7», но их запуски начнутся нс ранее
1988 г.
Также в 1988 г., по-видпмому, начнется и дальнейшая эксплуа-
тация МГКК, хотя НЛСЛ еще недавно широковещательно заявля-
ло, что собирается возобновить запуски МТКК с середины 1987 г
Правда, это было до того, как был опубликован доклад правитель-
ственной комиссии по расследованию аварии при стаете Челленд-
жера»* а в этом докладе содержатся рекомендации внести весьма
существенные модификации в конструкцию МТКК, и в первую оче-
редь используемых твердотопливных ускорителей, Сейчас все ре-
комендации утверждены президентом Рейганом, который тем са-
мым обязал НЛСЛ их реализовать, а сделать это вряд ли удаст-
ся ранее 1988 г.
Несколько слов о правительственной комиссии и ее докладе.
Сразу после катастрофы на мысе Канаверал НЛСЛ назначило
свою комиссию, но спустя нисколько суток Рейган ее распустил и
создал «независимую» правительственную комиссию, которая дол-
жна была обеспечить более объективное расследование. Возглавил
правительственною комиссию бывший государственный секретарь
США У. Роджерс, сто заместителем стал бывший космонавт
II, Армстронг, первым из землян ступивший па Луну. В комиссию,
кроме того, вошли первая американская женщина-космонавт, уже
дважды побывавшая в космосе С. Райд, известный американский
летчик, первым в мире превысившип на самолете скорость звука
Ч. Игер, лауреат Нобелевской премии по физики, известный в на-
шей стране «Лекциями по физике» Р. Фейнман, а также крупные
конструкторы, юристы, руководи толп ряда промышленных фирм.
Правительственная комиссия изучила свыше 6000 документов
и заслушала показания 160 человек, В результате появился доклад
па 256 страницах, представленный президенту США, как и преду-
сматривалось, через четыре месяца, а именно 9 нюня 1986 г. Впо-
следствии были опубликованы еще четыре тома дополнительных ма-
териалов, обосновывающих положения н 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, помиллисекунд-
ио) прослежен полет «Челленджера» от первого появления дыма
иа стыке задней и средней секции правого твердотопливного уско-
рителя (ТТУ) через 678 мс после старта и до взрыва еш 73-й се-
кунде полета. Через некоторое время вместо дыма появилась бью-
шля из стыка струя пламени, которая прожгла стенку бака с жид-
ким водородом, начавшим истекать из поврежденного бака. При-
мерно в этот же момент из-за реактивного действия струн пламе-
ни правый ТТУ повернулся, ударился о 6зес жидкого кислорода и
пробил сю. Произошло взрejbuiiсдобное воспламенение кислородиО’
водородной смеси, и огненный шар окутал МТКК (взрыв произо-
шел над океаном на высоте 14 км).
После ТТУ оторвались от МТКК и продолжили самостоятель-
ный полет, причем в сторону берега, и поэтому, опасаясь их паде-
ния п населенном районе, ТГУ подорвали по команде с Земли. Но-
совая же часть МТКК, где находились космонавты, по** видимом у\
сравнительно мало поврежденной достигла поверхности океана,
58
;] ушившись только при ударе о воду. Неясно, успели ли кос-
мопав.ы осознать, что произошла катастрофа, а также то, погиб-
ля ли они в момент взрыва пли позже (возможно, только при
удар о в од про поверхность). Комиссия не анализировала эти во-
просы. Останки космонавтов нашли и извлекли из океана лишь че-
рез’ несколько недель после катастрофы, еще некоторое время по-
требовало^ на идентификацию останков.
На основании полученной информации и изучения обломков,
поднятых со дна оксана, комиссия пришла к выводу, что причи-
нен катастрофы стало разрушение кольцевых уплотнительных про-
кладок на стыке отсеков ПУ, приведшее к утечке раскаленных га-
зов и образованию струн пламени. Прогар стыка ТТУ был вызван
несовершенной его конструкцией, при которой целый ряд факто-
ров 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
нрп 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 М 1’КК. Л в ночь перед стартом на
космодроме на мысе Канаверал температура вообще была ниже
нуля, и некоторое оборудование па стартовой пошипи обледенело.
Ока алось, что ряд инженеров из фирмы, ответственной за ТТУ,
предупреждали об опасноеm старта МТКК при такой низкой тем-
пературе, ио руководители фирмы иод давлением «третьестепенных»
должностных лиц НАС^ разрешили запуск МТКК. После того как
эти инженеры дали свой показания правительственной комиссии,
они или уволены пз фйрмы, но впоследствии все же восстановле-
ны в должности, а ошв из них сейчас даже возглавляет работы
по модификации ТТУ.
В печати высказывались предположения, чго некоторое давле*
ине оказывалось не только со стороны ПАСА, по и со стороны
Белого дома. Однако в докладе правительственной комиссии утвер-
ждается. что никакого внешнего вмешательства пли давления в
связи с запуском МТКК не было. Криме того, подчеркивается, что
неполадки с уплотнительными прокладками отмечались и раньше,
но ни руководству НАСА, ejh космонавтам не было об этом изве-
стно.
Рекомендации правительственной комиссии касаются как тех-
нической, так и организационной стороны дела. Так, но мнению
комиссии, контроль за работами ею модификации стыков ТТУ сле-
дус: по ложить на независимый орган, чтобы НЛСЛ не ограничи-
валось бы быстро реализуемыми, но частичными мерами. Комиссия
считает. что должна быть пересмотрена и организационная струк-
тура НАСА с целью обеспечения более эффективного принятия ре-
шений. а также большего внимания к контролю за качеством ра-
бот, 43 юкладе отмечается, что число космонавтов на борту МТКК
Ji £yej свести до минимума и ио возможности ограничиваться кос-
&:онав ...ми-профессионаламп.
В частности, комиссия считает, что необходимо отказаться от
практики полетов на борту МТКК политических деятелей, учите-
лей, журналистов и других пасслжирсж Напомним, что на борту
МТКК уже совершили полстез сенатор Дж. Гари и конгрессмен
Б. Нельсон, был об [.явлен конкурс для отбора для этих целей
59
журналиста, а в катастрофе 28 января погибла учительница Ш. Ма-
колифф, полет которой, окончившийся так трагически, по сущест-
ву, являлся политической рекламой. Член правительственной комис-
сии физик Р. Фейнман заявил но этому поводу: «Руководители
ПАСА слишком уверовали в свою безупречность и в результате
фантастически завысили надежность МТКК, стремясь создать впе-
чатление о совершенстве и успехе своей программы, дгобы гаран-
тировать приток средств от конгресса США^.
Рейган утвердил доклад правительственной комиссии в сере-
дине июня, а через месяц НАСА доложило ему о том, как и в
какие сроки оно планирует выполнить рекомендации комиссии.
Причем ПАСА признало, что возобновление полетов МТКК станет
возможным не ранее первого квартала 1988 г., хотя раньше легко-
мысленно (скорее, безответственно} заявляло о начале полетов
МТКК с середины 1987 г. НАСА также доложило, что уже нача-
лись работы по модификации стыков ТТУ с целью падежного обес-
печения их герметичности и разработана программа испытаний
ТТУ для проверки эффективности внесенных изменений. Эта про-
грамма предусматривает не менее четырех огневых стендовых ис-
пытаний собранного ТТУ.	<
Правда, пока еще нс определено, будут ТТУ при этих испы-
таниях находиться а горизонтальном или вертикальном положении
До сих пор во всех огневых испытаниях ТТУ были и горизонталь-
ном положении, в то время как при сборке МТКК они устанав-
ливаются вертикально. В связи с чем правительственная комиссия
рекомендовала их испытывать также в вертикальном положении,
поскольку «горизонтальные» испытания могут оказаться неадекват-
ными. Однако для испытаний ТТУ в вертикальном положении необ-
ходимо строительство специального стенда; а для лого потребуют-
ся не только значительные ассигнования, по длительное время. ко-
торого \ НА’СА нс имеется.
НАСА стремится как можно скорее возобновить полеты МТКК.
и не последнюю роль в этом играет давление со стороны мини-
стерства обороны США. Во всяком случае, но мнению специали-
стов, к началу полетов МТКК, намеченному НАСА, явно не будет
выполнена рекомендация правя гольственной комиссии о разработке
средств, предоставляющих космонавтам возможность покинут!
МТКК, если ему будет грозить аварийная посадка на водную по-
верхность. Иначе говоря, НАСА намерено все-такн осуществить
модификацию МТКК по программе-минпмум, несмотря на широ-
ковещательные заверения руководства НАСА о том. что во главу
угла ставится безопасность космонавтов, а задача обеспечения бо-
лее раннего начала полетов МТКК считается второстепеш.oi-. Но-
вому правительственная комиссия, предвидя тенденцию И V * \ про-
водить работы по модификации МТКК по про,] рамме-миЕ пмум,
предложила, чтобы контроль за этими работами осуществлялся
«независимой» организацией. НАСА согласилось, чтобы та ко г. ор-
ганизацией стал Национальный исследовательский совет Националь-
ной академии паук США, но, правда, время еще покажет, насколь-
ко эта организация окажется независимой п объективной.
Назвав дату возобновления полетов МТКК, первый Е.ьартал
1988 г., НАСА поспешило опубликовать ориентировочное количест-
во этих полетов по годам до 1992 фин. г. (в США финансовый
год начинается 1 октября предыдущего календарного года и за-
вершается 30 сентября). Согласно этому плану в 1988 фин. г., т. е.
60
с первого квартала до 30 сентября 1988 г., будет осуществлено
5 полетов МТКК, в 1989 фни. п — 10 полетов, в 1990 фи el г ______
13 полетов, в 1991 фин. г. — 11 полетов н в 1992 фин. г._________
13 полетов. Для сравнения укажем, что до катастрофы «Челленд-
жера» на 1988 фин. г. планировалось 18 полетов МТКК, а на пе-
риод 1989—1992 фин. гг. — по 24 полета в год.
Двухлетний nepepEjB в полетах МТКК (февраль 198G г. —
первый квартал 1988 г.) и существенное снижение числа их еже-
годных полетов привели к тому, что большое количество космиче-
ских аппаратов', которые предполагалось запустить в период по
1992 фин г. включительно, не смогут 6ыте> доставлены на орбиты
с помощью МТКК. По оценкам, задолженность НАСЛ но числу не-
запушенных космических аппаратов к концу 1992 фин. г. достиг-
нет 75, а окончательно оправится американская космическая про-
грамма от удара, который нанесли ей катастрофа на мысе Кана-
верал и аварии одноразовых ракет-носителей, не ранее середины
90-х годов.
Кроме того, по планам ПАСА с возобновлением эксплуатации
МТКК больше половины полетов будет выполняться по програм-
мам Пентагона, а владельцы коммерческих поле них нагрузок i
рубежом и в самих США практически не будут иметь шансов на
использование МТКК» если только они нс успели зафрахтовать
.МТКК ДО катастрофы «Челленджера», В настоящее время НАСЛ
прорвало переговоры о фрахте МТКК с Лигой арабских стран,
министерством обороти Великобритании, западноевропейским кон-
сорциумом спутников связи, правительством Италии, рядим аме-
риканских и японских фирм. Наивысшим приоритетом при даль-
нейшем использовании МТКК пользуются лишь аолезные нагруз-
ки, «необходимые для обеспечения щщнопадьной безопасное ш
США», т. с. военные полезные нагрузки, в том числе и по пре-
словутой программе СОИ
Администрацией США долго обсуждался вопрос, следует ли
изготовлять новый МТКК вместо утраченного «Челленджера» За-
трат e,i на это оценивают в 3 млрд. долл., и подготовить МТКК к
эксплуатации удастся нс ранее 1992 г. Воплощенный! же в нем
уровень техники относится к началу 70-х годов, когда начались ра-
боты по программе «Спейс Шаттл». Тзес что этим будет как бы
запрограммировано 20-лстнес отставание от намеченной программы.
Нс лучше ли, вложив дополнительные средства, попытаться соз-
дать МТКК следующего поколения?
Однако президент США Р. Рейган не посчитался с этими со-
ображениями, когорте представляются нс лишенными оснований,,
и в августе 1986 г. принял решение строить новый МТКК прежней
конструкции. Космический флот только из грех оставшихся МТКК
(«Колумбия». «Дискавери». «Атлантис») по в состоянии был обес-
печить ожидаемый грузопоток в есосмос по программе СОИ, а так-
же создание проектируемой в США постоянно действующей орби-
тальной станпип — другого любимого детища Р. Рейгана, Откуда
будут черпаться средства на новый МТКК. пока неясно. P lenu m
но, частично за счет других программ НАСА, хотя эта организация
энергично сопротивляется такому варианту. Ведь ей еще придется
закупать одноразовые ракеты-носители, чтобы ликвидировать упо-
минавшуюся ранее задолженность.
Одновременно с решением об изготовлении нового МТКК пре-
зидент США принял решение о том, что после возобновления по-
летов МТКК будут лишь в очень ограниченной степени использо-
ваться для вывода коммерческих полезных нагрузок на орбиты.
Пусть владельцы этих нагрузок выходят из положения как хотят.
Правительство США будет поощрять инициативу промышленных
фирхг по созданию коммерческих раке г-носи телей для таких полез-
ных нагрузок. Что же касается МТКК, то они необходимы для вы-
вода военных и научных полезных нагрузок. Каким нз лик будет
отдано предпочтение, сомнений не вызывает.	х
Но лаже при той ситуации, когда МТКК в основном будут
Служить для нужд Пентагона, специалисты нз министерства обо-
роны США опасаются дефицита носителей н принимают экстренные
меры по созданию одноразовых ракет-носителей различных клас-
сов: тяжелых («Титан-4»), средних (МЛ 13) п легких («Титан-2»).
Однако эксплуатация этих ракет-носителей начнется не ранее 1988—
1989 гг. А в настоящее время США даже решили ^консервировать
до 1492 г. (т. е. до ввода в строй нового экземпляра МТКК) стар-
товый комплекс МТКК на полигоне Ванденберг, в создание кото-
рого 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 ПАСА получило заявки па
использование М ГКК для вывода па орбиту 44 полезных нагрузок
(в том числе и IIC3) США и других стран, по лишь некоторые из
этих полезных нагрузок имеют шансы теперь совершить полет па
борту МТКК, .Многие сове!ники президента* США рекомендовали
ему полностью отказаться от вывода коммерческих полезных нагру-
зок на борту МТКК, во Р. Рейган ле принял та сое категорическое
решение, чтобы не нарушить межиупародкые обязательства, а так-
же обязательства в отношении крупных американских фирм, инте-
ресы которых близки администрации США.
Тем не менее ряд крулнЕях международных консорциумов и аме-
риканских фирм в настоящее время пересматривает свое отноше-
ние к МТКК- Так. например, фирма «Уэсте рн тонной телеграф», ко-
торая в свое время первой в США создала национальную коммер-
ческую спутниковую систему свят, сейчас заказала западноевропей-
скую ракету-носитель «Ариан» для запуска своего спутника связи
па орбиту, который предполагалось вывести с помощью МТКК в
1986 г. Международный консорциум ПТСО также отказался от
ЧТКК для вывода па орбиту своих ПСЗ «Иптелсат-6» глобальной
системы спутниковой системы связи. Доверие к МТКК поколебле-
но, а это ставя г под сомнение получение 11ЛСЛ ожидаемых при-
былей, 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 А американская космонавтика вступает в полосу
затяжного кризиса.
ХРОНИКА КОСМОНАВТИКИ*
3 МАЯ ла мысе Канаверал (США) неудачей закончился запуск,
американской ракеты-носителя (PH) «Дельта». с помощью кото-
рой предполагалось вывести на геостационарную орбиту очередной
американский метеорологический ИСЗ «ГОЕС». Эта 1ретья подряд
неудачная попытка запуска ИСЗ в США после трагедии на мысе
Канаверал 29 января н аварии PH «Титан-34Д> 18 апреля при
запуске военного ИСЗ на полигоне Ванденберг.
24 МАЯ в СССР с помощью PIL «Протон» осуществлен запуск
очередного (15-го) ИСЗ телевизионного вещания «Экран». Выво-
димые на геостационарную орбиту в точку «стояния» 99е 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 або-
нентские приемные устройства коллективного пользования.
27 МАЯ в СССР с помощью PH «Союз» запущен очередной
(14-й) советский оперативный метеорологический 11СЗ «Метсор-2».
Выводимые на круговые околоиолнрные орбиты, эти ИСЗ обеспе-
> чпвают получение глобальных изображений облачности и иодсти
лающей поверхности в видимом и инфракрасном диапазонах, а так-
же Ектблюдение 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-исследова-
тельский центр изучения природных ресурсов и в Гидрометеоцентр
 СССР.
30 МАЯ па космодроме Куру во Французской Гвиане неудачей
закончился запуск западноевропейской PH «Ариан-2», с помощью
которой предполагалось вывести па геостационарную орбиту оче-
редной ИСЗ «Интелсат-5А» для глобальной коМхМерческой системы
спутниковой связи (ССС) международного консорциума ИТСО. Эта
авария полностью лишила западные страны па несколько месяцев
средств для вывода полезных нагрузок в космос.
10 ИЮНЯ в СССР с помощью PH «Протон» запущен очеред-
ной (12-й) ИСЗ связи «Горизонт». Выведенный на геостационарную
орбиту к точке «стояния», 140° в. д., он получил международный
регистрационный индекс «Стационар-7». Наряду с геостационарны-
ми ПСЗ типа «Радуга» и «Экран», а также ПСЗ типа «Молния-1»
и «Молния-3» зги ПСЗ широко применяются в системах телевизи-
онного вещания, действующих в пашей стране.
ПРОДОЛЖЕНИЕ (см. № 6 a J986 г). По материалам раз-
личных информационных агентств приводятся данные о запусках
некоторых искусственных спутников Земли (ИСЗ) начиная с мая
1986 г. О пилотируемых космических полетах рассказывается в oi-
делыгых приложениях, О запусках ИСЗ серии «Космос» регулярно
сообщается, например, па страницах журнала «Природа», куда и
г отсылаем интересующихся читателей.
63
20 НЮНЯ в СССР с помощью PH «Молния» на нысокоэллнп-
гическую орбиту с высотой апогея 40 679 км в Северном полуша-
рии выведен очередной (29-й) ИСЗ связи «Молния-3» в целях обес-
печь ння дальней телефон но телеграфной радиосвязи и передачи те-
левизионных программ в системе «Орбита».
ИЮЛЯ в СССР с помощью PIT «Молния» на высокоэллип-
тическую орбиту с высотой апогея 40 615 км в Северном полуша-
рии нведен очередной (68-й) ИСЗ связи «Молния-1». Как и ИСЗ
связи ппа «Моллия-3», эти ИСЗ являются составными элементами
ССС, используемой для дальней телефонЕЮ-телеграфной радиосвязи
и ь.. сдачи 1слсвизиои1!ых программ в системе «Орбита».
18 АВГУСТА с космодрома Танегасима осуществлен первый за-
пуск новой японской PH «ЭнчИ» в двухступенчатом варианте с
целью проведения летных испытаний PH н вывода ла |фуговуЕО
орги ту высотой 600 км радиолюбительского ИСЗ «Фудзи» и экспе-
римсн । ального геодезического ИСЗ «Адзисат» («Гортензия») с ла-
зерными отражателями. Первый запуск PH «Эйч-1» в трехступенча-
том варианте (3-я ступень с РДТТ) намечен на середину 1987 г.
Эффеы явность поной японской PH не очень высока, и се создание
pacer атрпвается в Японии как переходный этап от использования
ам- шпанской техники (применявшаяся ранее PH «Н-2» представ-
ляет собой модифицированный вариант американской PH «Дельта»,
ПЗГОТ1 в.тяемой по лицензии в Японии) к применению японской тех-
ники (создание PII «Эйч-2» класса PH «Ариан-4»).
5 СЕНТЯБРЯ в СССР с помощью PH «Молния» на высокоэл-
литиескую орбиту с высотой апогея 40 558 км в Северном полу-
шарии выведен очередной (69-й) ИСЗ связи «Молпня-1».
17 СЕНТЯБРЯ в США с помощью PH «Атлас» выведен па
орбиту очередной (10-й) метеорологический ИСЗ «НОАА», на бор-
ту которого имеется комплект поисковой системы «Сарсат» для про-
должения экспериментов по международной программе «Кос пас—
Сарсат».
Нау 1но-популярпое издание
•\н ipdi Аврелиевич Токовииил
ОРБИТАЛЬНЫЕ ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ
Гл отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор Е. IO. Ермаков.
Мл. редактор Е. Е. Куликова. Обложка художника Л, А. Асг/я?-
/{Обо. Ху дож. редактор Т. С. Егорова. Техн, редактор //. ЕГ Ка-
люжная. Корректор /< /7. Гуляева.
НВ 8272
Сд.1Н'> в набор 19.08.86. Подписано к печати 2L10.86. Т 19309. Формат бума-
ги 84> !081/м. Бумага тип. № 3. Гарнитура литературная. Печать высокая.
Усл. гни. л. 3.36. Усл< кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3.7k Тираж 31 040 экз. За-
каз 1Ь"0 Цепа 11 коп. Издательство «Итанне». 1П1835, ГСП, Москва, Центр,
проезд Серова, д. 4. Индекс заказа 864211.
Типография Всесоюзного общества «Знание?. Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4.

Индекс 70101
11 коп.
КОСМОНАВТИКА.
АСТРОНОМИЯ