АЗТ-2: початок астрофізичної тематики в ГАО
(Спогади одного з перших спостерігачів)
О. В. Мороженко
доктор фізико-математичних наук
Головна астрономічна обсерваторія НАН України
Відновивши в пам’яті епопею становлення астрофізичних досліджень у Головній астрономічній обсерваторії (ГАО), на закономірне запитання сучасника: «З чого почалась астрофізика в ГАО?» я не знайшов доречнішої відповіді, ніж дуже коротка: з інструмента АЗТ-2. Спробую докладніше розповісти про це.
Разом зі співробітницею ГАО Л.М. Кізюн ми стали проглядати річні звіти обсерваторії у зворотному в часі порядку, почавши від 1959 р., коли були завершені роботи з монтування АЗТ-2. У звітах згадуються різні стадії ланцюжка: будівництво башти (1957―1958 рр.); виготовлення робочих креслень для будівництва (1957 р.); розробка проектного завдання для будівництва башти АЗТ-2 (1956 р.). На цьому й закінчилися будь-які згадки про названий телескоп. Навіть у Плані науково-організаційних робіт упродовж п’ятирічки 1951—1955 рр. не було жодного слова про наміри обладнати обсерваторію цим телескопом. Усе ж, бажаючи дізнатися більше, ми стали ознайомлюватися з листуванням за 1951―1955 рр., поки не натрапили на одну телеграму. Подаю її тут мовою оригіналу:
Киев Обсерватория Академии наук Яковкину
Ленинград 44/103 26 13 1020
На номер 12/9001 от 5/3 Цена Рефлектора 1700 тысяч тчк Башни
Подъемные площадки не изготовляем Договор вышлем получении согласия
Окуляр Панфилов.
Суть цієї телеграми прояснив лист ГАО АН УРСР від 4 листопада 1954 р. за № 584 (далі — мовою оригіналу).
Директору Союзного завода №3491.
Главная астрономическая обсерватория АН УССР просит дать указание сообщить нам о возможности получения в этом году изготовленного Вами 70-см рефлектора.
Инструмент этот был Вами изготовлен для Астрономической обсерватории Киевского Государственного университета. За отсутствием средств указанная Обсерватория вынуждена была отказаться от инструмента. На наш запрос о возможности передачи нам этого инструмента Завод еще в мае месяце этого года ответил положительно и выслал договор для соответствующего оформления. Однако оформление договора задержалось из-за неясности вопроса об ассигновании средств. Теперь выяснено, что наша просьба об отпуске средств в 1 700 000 рублей удовлетворена Президиумом Академии наук УССР. Согласно присланному Вами договору в мае месяце, стоимость инструмента определялась именно этой суммой.
В связи с изложенным необходимо срочно подтвердить Президиуму АН УССР, что отпускаемые нам средства будут использованы в этом году. На наш телеграфный запрос Завод не ответил. Поэтому мы вторично обращаемся к Вам с просьбой подтвердить нам, что рефлектор действительно будет нам выдан заводом и оплата за него Вами будет принята.
Директор Главной астрономической обсерватории АН УССР
Член-корреспондент АН УССР А.А. Яковкин
1Союзний завод №349 — пізніше Державний оптико-механічний завод, скорочено ДОМЗ (російською — скорочено ГОМЗ).
Насправді ж ГАО отримала телескоп у жовтні 1955 р.; наступного року підготували документацію для проектування башти 70-см телескопа, а 1957 р. розробили робочі креслення. Того ж року «Академбуд» розпочав будівництво башти.
Оскільки куратором астрофізичної тематики, яка обмежувалася зоряною астрономією, був учений секретар обсерваторії Ш.Г. Горделадзе, то саме він разом із заступником директора по господарській частині Н.К. Загоруйко відповідали за будівництво башти й монтаж АЗТ-2. Ці роботи були завершені 1959 р.
У той час АЗТ-2 був найбільшим телескопом серед інструментів українських обсерваторій. Наявні тоді два п’ятдесятидюймові (125 см) телескопи в Криму належали АН СРСР та МДУ ім. М.В. Ломоносова, а всі астрофізичні роботи українських обсерваторій велися на рефракторах з діаметром оптики приблизно 20 см. Тож оснащення ГАО таким потужним інструментом породило проблему сформувати в обсерваторії відповідну наукову тематику. У цьому активно взяли участь С.К. Всехсвятський (кометні дослідження), М.П. Барабашов (планетна тематика) та В.П. Цесевич (астрофізичні дослідження зір). Кожний з цих учених претендував на домінування своїх наукових зацікавлень. Треба віддати належне учневі В.А. Амбарцумяна — Ш.Г. Горделадзе, який був не лише кваліфікованим теоретиком, але й чудовим організатором. Він дійшов єдиного правильного висновку, що вже сама назва «Головна астрономічна обсерваторія» зобов’язує мати широку наукову тематику, конкретизацію якої визначить майбутнє.
Тогочасна астрофізика в ГАО обмежувалася дослідженнями із зоряної астрономії, а з 1955 р. зусилля всієї астрофізичної групи (В.І. Ворошилов, Л.М. Яворська (Колесник), Ф.Й. Лукацька, Г.Л. Федорченко) були спрямовані на виконання громіздкої роботи з вивчення структури Галактики за планом П.П. Паренаго. Через це в той час актуальною була і проблема кадрів. Тому наступні роки ознаменувалися надзвичайно активним збільшенням астрофізичної групи. Зокрема, до 1962 р. кількість астрофізиків у ГАО зросла більш ніж уп’ятеро — від 4 до 21. Так, 1958 р. в обсерваторію прибули аспірантка М.М. Миронова (науковий керівник М.П. Барабашов) і випускник радіофізичного факультету КДУ К.Ю. Скорик, наступного року — В.П. Конопльова (старший науковий співробітник, за конкурсом), випускники 1958 р. — О.А. Рубашевський, О.І. Дідиченко (Дворіна), Е.С. Хейло та випускники 1959 р. — В.В. Аврамчук, О.В. Мороженко. У 1960 р. колектив ГАО поповнився учнем М.П. Барабашова І.К. Ковалем (старший науковий співробітник, за конкурсом), а також випускниками Одеського державного університету 1953 р. (М.Я. Орлов) та 1960 р. (Л.Р. Лісіна, М.Г. Родрігес). У наступні два роки співробітниками ГАО стали випускники Харківського державного університету (ХДУ) Л.А. Бугаєнко й О.І. Бугаєнко, випускник Одеського державного університету О.Ф. Пугач, М.М. Миронова (після закінчення аспірантури). Крім того, до аспірантури вступили І.Г. Колесник і Л.М. Шульман (обидва — випускники КДУ, науковим керівником у них був Д.А. Франк-Каменецький), Е.Г. Яновицький (ХДУ, науковий керівник В.В. Соболєв).
Відзначу, що тоді випускників вишів зараховували на такі «почесні» посади як лаборант, технік, старший технік, обчислювач і лише через деякий час їх удостоювали посади інженер і, як виняток, молодший науковий співробітник. Безумовно, досить активним було кадрове поповнення і в наступні роки, але я обмежився 1962 р., бо вже тоді навколо АЗТ-2 сформувався колектив, який не лише зміг ввести його в роботу, але й набагато розширити астрофізичну тематику. Крім зоряної астрономії, тогочасні астрофізичні дослідження в ГАО охопили фотометрію змінних зір (Ф.Й. Лукацька, О.Ф. Пугач, О.А. Рубашевський), спектрофотометрію та спектроскопію зір (М.Я. Орлов, М.Г. Родрігес), поляриметрію тіл Сонячної системи (В.В. Аврамчук, О.І. Бугаєнко, О.В. Мороженко), фільтрову фотометрію та спектрофотометрію тіл Сонячної системи (В.В. Аврамчук, Л.А. Бугаєнко, О.І. Бугаєнко, О.І. Дідиченко, І.К. Коваль, В.П. Конопльова, Л.Р. Лісіна, М.М. Миронова, О.В. Мороженко). До того ж, були розпочаті роботи в галузі теоретичної астрофізики (І.Г. Колесник, Л.М. Шульман, Е.Г. Яновицький).
У березні 1960 р. ДОМЗ дозволив розпочати дослідження й освоєння АЗТ-2, який був оснащений касетними камерами (для фотографування ділянок зоряного неба, планет, комет і Місяця), низькодисперсними призмовими спектрографами АСП-5, АСП-6, АСП-7, а також фотоелектричним фотометром-поляриметром АФМ-3. Так, у підготовленому В.П. Конопльовою звіті відділу астрофізики з теми «Дослідження інструментів. І. Рефлектор АЗТ-2» відзначено (подаю мовою оригіналу, скорочено):
«Пробные наблюдения начаты в марте 1960 г. после получения разрешения завода-изготовителя на эксплуатацию двух узлов телескопа — фокуса Ньютона (F=3,1 м) и фокуса Кассегрена (F=10,5 м). Параллельно производились устранения многочисленных недоделок, юстировка и исследование телескопа. Ниже приводится перечень основных работ:
1. Система Ньютона с фотографической камерой (Коноплёва В.П., Хейло Э.С.). Получены пробные снимки избранных областей неба. Предельная звездная величина в фотографических лучах составляет 17m…
2. Система Ньютона со спектрографом АСП-6 (Коноплёва В.П.). Определен наклон кассетной части и отсчеты, соответствующие лучшему фокусу коллиматора и камеры, проведена юстировка спектрографа. Подобраны экспозиции для ярких звезд и получены пробные калибровочные снимки…
3. Система Кассегрена (F=10,5 м) с фотографической камерой. Получены пробные фокусировочные снимки (Коноплёва В.П., Орлов М.Я., Хейло Э.С.). По проекту И.К. Коваля в мастерской обсерватории изготовлена увеличительная камера (F ≈ 39 м) и получены пробные фокусировочные снимки (Коваль И.К., Мороженко А.В., Дидыченко Е.И.). Работы по приведению системы в рабочее состояние не закончены.
4. Система Кассегрена (F = 10,5 м) со спектрографом АСП-5 (Миронова М.Н., Коноплёва В.П., Мороженко А.В., Орлов М.Я.). Проведена юстировка спектрографа, выполнена фокусировка при разных температурах, определен наклон спектральных линий, являющийся следствием непараллельности щели преломляющему ребру призмы…
5. Система Кассегрена (F = 10,5 м) с электрофотометром АФМ-3. Эта система не передана заводом в эксплуатацию. Выполнены монтаж и юстировка электрофотометра и поляризационной приставки, частично изменена схема электрофотометра (Скорик К.Е.). Проведены испытания электрофотометра и пробные электрофотометричекие наблюдения звезд и поляриметрические наблюдения Луны (Аврамчук В.В., Лукацкая Ф.И., Скорик К.Е.).
6. Исследование главного зеркала (Гуртовенко Э.А., Хейло Э.С.). Для исследования оптических свойств главного зеркала в мастерской обсерватории изготовлена диафрагма Гартмана, содержащая 49 отверстий диаметром 20 мм, расположенных вдоль четырех диаметров в шести концентрических зонах. Выполнено предварительное исследование системы Ньютона. Определены продольная сферическая аберрация и астигматизм на оси. Вычислена постоянная Гартмана, которая оказалась равной Т = 0,14.
7. Система Кассегрена (F = 28 м). Выполнен монтаж гиперболического зеркала в сменную часть первичного фокуса. Проведена фокусировка фотографической камеры и спектрографа АСП-7. (Коваль И.К., Мороженко А.В., Скорик К.Е., Орлов М.Я.).
Работа по освоению и исследованию АЗТ-2 проводилась под руководством чл.-кор. АН УССР А.А. Яковкина».
Виявлені численні недоробки й несправності виправила бригада робітників ДОМЗ за активної участі К.Ю. Скорика. Відзначмо, що пізніше ДОМЗ замінив АФМ-3 сучаснішим і досконалішим АФМ-6, хоча ідеологія та характеристики не змінилися: приймач випромінювання — фотопомножувач ФЕП-19М із сурм’яно-цезієвим фотокатодом на спектральний діапазон від 320 до 650 нм; поляризатор — герапатитовий поляроїд.
Башта телескопа АЗТ-2 ГАО НАН України. Світлина з фотоколекції ГАО.
Уже 1960 р. за допомогою АЗТ-2 вдалося здобути великий спостережний матеріал: 50 спектрограм Марса (О.І. Дідиченко (Дворіна), І.К. Коваль, В.П. Конопльова, О.В. Мороженко), 250 спектрограм деталей поверхні Місяця (М.М. Миронова) та чотири спектрограми зорі μ Сер (М.Я. Орлов). З 1961 р. розпочали активні різнопланові спостереження, так що доводилося інколи впродовж ночі замінювати не лише навісну апаратуру, а й приставки з вторинними дзеркалами для зміни фокусних систем. Мені важко оцінювати результати з дослідження зір, але вже перші поляриметричні спостереження Місяця й Марса вивели обсерваторію на світовий рівень і дали змогу заявити про себе як лідера в СРСР з дослідження цих об’єктів у видимій ділянці спектру. Зокрема, вже за даними перших спостережень була здобута ціла низка вагомих наукових результатів, більша частина з яких актуальна й досі. Коротко розкажу про них.
1. За проведеними впродовж 1960―1961 рр. спектрографічними спостереженнями багатьох деталей на диску Місяця у спектрі кратера Аристарх виявлено широкі емісійні смуги з центрами на довжинах хвиль λ = 425 і λ = 505 нм. Їх приписали люмінесцентному світінню (М.М. Миронова).
2. На основі спектрографічних спостережень Марса протягом 1960—1961 рр. уперше докладно вивчено особливості спектральної залежності відбивної здатності полярних шапок і хмар Райта (конденсат на східному й західному лімбах). Це дослідження провели О.І. Дідиченко (Дворіна), І.К. Коваль та О.В. Мороженко.
3. За проведеними у вересні 1962 р. поляриметричними спостереженнями 18 деталей диска Місяця В.В. Аврамчук виявив, що для п’яти деталей (Затока Веселки, Платон, Архімед, Арістид і Тихо) в усьому інтервалі довжин хвиль 355―600 нм ступінь поляризації дорівнює нулеві. Це вперше вказало на те, що точка інверсії не залежить від довжини хвилі.
4. З ініціативи І.К. Коваля провели під час протистоянь Марса 1963 і 1965 рр. одночасне сканування дисків Марса та зорі на різних довжинах хвиль. Це однозначно вказало на те, що отримані раніше зміни форми розподілу яскравості диска планети, які приписували інколи навіть рослинності на планеті, зумовлені, головним чином, зміною якості зображення.
5. За поляриметричними спостереженнями Марса в протистояннях 1963 і 1965 рр. уперше вдалося показати, що в довгохвильовій ділянці спектру точка інверсії не залежить від довжини хвилі, тимчасом як для довжин хвиль λ<500 нм відмічено різке її зменшення зі зменшенням довжини хвилі. Це приписали впливу марсіанської атмосфери, на підставі чого був розроблений метод для визначення оптичної товщини газової та аерозольної складових, а також дійсної частини показника заломлення й параметрів функції розподілу частинок за розмірами в періоди високої прозорості атмосфери (О.В. Мороженко).
6. На основі обробки отриманих у лютому й квітні 1964 р. спектрограм Венери вперше дослідили спектральну зміну фотометричного контрасту на диску планети на довжинах хвиль λ ≤483 нм (В.В. Аврамчук, І.К. Коваль).
Розповідаючи про ті роки, я не можу не згадати про таку непересічну людину, як О.І. Бугаєнко. Його роль у становленні сучасної спостережної астрофізики в ГАО важко переоцінити. О.І. Бугаєнко розпочав свою роботу з модифікації АФМ-3 в режимі поляриметра. Скориставшись ідеєю Л.В. Ксанфомаліті, О.І. Бугаєнко модернізував цей електрофотометр так, що на стрічці самописа реєструвався ступінь поляризації, а положення площини поляризації показував фазометр. Щоб збільшити точність, була передбачена можливість градуювати стрілку самописа на межі ступеня поляризації в 5, 10, 20, 50 і 100%. Далі, фотопомножувач ФЕП-19М замінили на сучасніший ЕМІ 6256 В, а фільтрування високочастотних варіацій змінної складової сигналу за допомогою спеціальних електричних фільтрів дещо зменшило похибку. У той же час збережене повільне обертання поляризатора (три оберти за хвилину) залишило основні джерела похибок, зумовлені турбулентним тремтінням зображення, короткоперіодичними змінами прозорості земної атмосфери, неідеальним веденням годинникового механізму та гідуванням. Тому згодом уперше було реалізоване надшвидке обертання поляроїда (з частотою понад 50 Гц), що майже повністю знівелювало вплив згаданих вище джерел похибок. Крім того, аналоговий режим був замінений на підрахунок окремих імпульсів фотоелектронного помножувача, що дало змогу тривалість одного вимірювання задавати кількістю імпульсів, накопичених у каналі сумарної інтенсивності. Обробку проводили за допомогою самостійно зібраного комп’ютера, який автоматично визначав параметри Стокса Q і U. Ще одним нововведенням стало розміщення поляроїда в порожньому роторі синхронного двигуна. У цьому допоміг К.Ю. Скорик, який з притаманною йому винахідливістю знайшов простий вихід: на свердлувальному верстаті у звичайному синхронному двигуні висвердлив ротор. Правда, потужність двигуна зменшилась, але й тієї, яка залишилася, вистачало, щоб стабільно обертати декілька десятків грамів оправи з поляроїдом. У цій системі поляриметра реальна похибка визначалася лише статистикою імпульсів і коректністю врахування інструментальної поляризації. За рахунок ФЕП-79 спектральний інтервал був розширений до 800 нм (Л.А. Бугаєнко, О.І. Бугаєнко, В.Д. Кругов, В.Г. Парусімов).
Приблизно в ті ж роки Л.А. Бугаєнко і К.Ю. Скорик модернізували мікрофотометр МФ-4, у якому спеціальні потенціометри задавали характеристичну криву. Це дало змогу автоматично переводити почорніння у відносні інтенсивності та в кілька разів скоротити час обробки негативів. Таку модифікацію використовували не менше 20 років астрофізики не лише нашої обсерваторії, але й інших обсерваторій.
З погляду астроклімату башту телескопа АЗТ-2 спорудили нераціонально, але на той час єдино правильно. На першому поверсі розмістили фотокімнату й лабораторії для приладобудування та обробки фотонегативів, а на другому обладнали робочі місця співробітників і кабінет завідувача відділу. Ці приміщення обігрівались, що, безумовно, впливало на якість зображень.
Поповнення штату астрофізиків колишніми аспірантами І.Г. Колесником, Л.М. Шульманом і Е.Г. Яновицьким, науковими керівниками яких були відомі астрофізики-теоретики, започаткувало теоретичний напрямок астрофізичних досліджень у ГАО. Таким чином, уже на початку 1960-х рр. навколо АЗТ-2 сформувалися групи кваліфікованих астрофізиків: спостерігачі, розробники сучасних спостережних і обробних засобів, а також теоретики з планетної, кометної та зоряної астрофізики. Це й пояснює те, що опис кадрового поповнення астрофізиків я обмежив 1962 р., хоча пізніше в наші ряди вливалися не менш, а може й більш талановиті науковці. Відзначу, що створений симбіоз «розробники апаратури — спостерігачі — теоретики» зумовив якісну зміну астрофізичних досліджень у ГАО. Якщо раніше спостережна астрофізика була значною мірою описовою, то згодом результати спостережень уже не обмежувались якісним аналізом. Дослідники стали визначати фізичні характеристики на основі відповідних досягнень у теорії формування тих чи інших властивостей небесних тіл. Завдяки цьому все частіше стали практикувати ланцюжок «ідея — прилад — спостереження — аналіз». Спробую проілюструвати цей підхід на прикладі планетної тематики. Оскільки про перші кроки групи розробників апаратури, ідеологом якої був О.І. Бугаєнко, уже сказано вище, то тут коротко спинюсь на теоретичних розробках, ідеї яких належать Е.Г. Яновицькому. Уже перші його методи для розв’язання рівняння переносу випромінювання в планетних атмосферах з довільними оптичними властивостями, які згодом активно втілювала в життя Ж.М. Длугач, стимулювали коректний аналіз фотометричних, спектрофотометричних і поляризаційних спостережень для визначення характеристик планетних атмосфер. У свою чергу, аналіз поляризаційних спостережень спонукав розробку методів для розрахунків елементів матриці розсіяння спочатку на полідисперсних сферах (Е.Г. Яновицький, Ж.М. Длугач, О.І. Бугаєнко, співробітник інституту кібернетики З.О. Думанський), а пізніше ― і на хаотично орієнтованих частинках. Результати цих робіт переконливо показали, що застосування сучасних методів аналізу до низькоточних спостережних даних, особливо спектрофотометричних, часто є неефективним. Другий висновок — доцільно переходити від фільтрової поляриметрії до спектрополяриметрії, особливо в молекулярних смугах поглинання. Тому вже в другій половині 1970-х рр. уперше, якщо не у світі, то в СРСР, був розроблений двоканальний спектрофотометр. У ньому за даними контрольного каналу, який реєстрував приблизно 10% недиспергованого світла, можна було автоматично враховувати деструктивний вплив короткоперіодичних змін прозорості земної атмосфери, турбулентного тремтіння зображення та неідеальності гідування. Проти фотографічних спостережень, це зменшило щонайменше в десять разів похибку (Л.А. Бугаєнко, О.І. Бугаєнко, В.Д. Кругов, В.Г. Парусимов) і дозволило вже 1969 р. поставити крапку в тривалій дискусії про наявність аміаку в атмосфері Сатурна (Л.А. Бугаєнко, Л.С. Галкін, О.В. Мороженко). Дещо пізніше на основі цього приладу сконструювали багатофункціональний «Планетний патруль» — фотометр-поляриметр і спектрофотометр-спектрополяриметр. Завдяки цьому приладу був розроблений ефективний метод для визначення кількості поглинального газу в надхмаровому шарі Юпітера за даними спектрополяриметрії контура смуги поглинання метану лише в центрі диска планети (В.А. Кучеров, М.І. Міщенко, О.В. Мороженко) та одночасно з А. Дольфюсом було остаточно вирішене питання про еліптичну поляризацію світла комети Галлея (О.В. Мороженко, О.Л. Гуральчук, М.М. Кисельов).
Розповідаючи про ті роки, не можу залишити без уваги І.Г. Колесника, який вирізнявся серед нас і як здібний астрофізик-теоретик, і як педагог за покликанням, і як непоганий організатор. Наприклад, першими його кроками в аспірантурі були читання для співробітників ГАО курсу лекцій з екзотичної на той час тематики — магнітної гідродинаміки та активна участь у роботах експедицій з пошуку місця для двометрового телескопа. Він був не тільки першим керівником експедиції з розбудови спостережної бази на піку Терскол, але, на жаль, і першою її жертвою ― в автомобільній аварії І.Г. Колесник утратив ногу. У 1970—1980-х рр. він сформував сильну групу своїх учнів і, читаючи спецкурс на кафедрі астрономії КДУ, пересвідчився, що підготовка астрофізиків на ній не відповідає сучасному рівню астрофізики. Тому цілком зрозумілим було його бажання очолити кафедру, чого, з незрозумілих для мене ще й тепер причин, не сталося. Це не могло не вплинути на його амбітну натуру: 1994 р. він (разом із сім’єю) емігрував до США, де й загубився як науковець. Але учні І.Г. Колесника, ставши всесвітньо відомими вченими, достойно втілюють у життя його ідеї.
Сподіваюся, що більшість із тих, у кого вистачило терпіння все це прочитати, погодяться з висловленою на початку статті думкою, що сучасна астрофізика в ГАО розпочалася саме зі встановлення в Голосієві дуже скромного за теперішніми уявленнями телескопа АЗТ-2. Тепер є думки про недоцільність проводити астрофізичні спостереження за його допомогою. Щодо цього можу навести такі міркування.
Безумовно, цей телескоп не придатний для астрофізичних досліджень слабких небесних об’єктів, а також для високодисперсної спектроскопії яскравих небесних тіл. Проте він є оптимальним для проведення низки астрофізичних спостережень яскравих об’єктів. Якщо астроклімат на території ГАО малоефективний для фотометричних досліджень, то для сучасної поляриметрії Голосіївська обсерваторія не поступається іншим астропунктам. Можна назвати щонайменше чотири актуальні, крім спостережень типу служб, астрофізичні проблеми, які доцільно розв’язувати на основі поляриметричних спостережень за допомогою АЗТ-2. Ось їхній перелік.
1. Картування вмісту піроксену на Місяці за даними спектрополяриметрії його смуги на довжині хвилі λ = 900 нм.
2. Визначення фізичних характеристик стратосферного аерозолю земної атмосфери за фазовими залежностями ступеня поляризації сутінкового світіння.
3. Через заломлення світлових променів у сферичній атмосфері під час проходження їх перед диском зорі (ефект Ломоносова) світло зорі стане поляризованим, а максимальна величина ступеня поляризації має припадати на моменти, коли планета проходить через центр диска зорі. Тому саме цей ефект найдоцільніше вивчати під час дослідження поляриметричних транзитів екзопланет.
4. Вивчення структури магнітного поля міжзоряного середовища за даними моніторингу ступеня поляризації та положення її площини для зір, спостережений ступінь поляризації яких формується орієнтованими частинками цього середовища.
На закінчення наведу один із казусів, які траплялися з нами в ті роки під час спостережень.
Разом із В.П. Конопльовою ми працювали над тим, щоб зображення в центрі гіда збіглося зі зображенням на дзеркальній щілині спектрографа АСП-5. Наводячи телескоп на Юпітер, я зненацька побачив розмиту хвостату пляму! Майже всі тодішні випускники кафедри астрономії КДУ перебували під впливом ідей С.К. Всехсвятського, що джерелом комет є Юпітер. Тож і я не утримався від вигуку: «Валентино Петрівно! Комета!». В.П. Конопльова не була винятком і, відсторонивши мене від гіда, також переконалася в наявності комети. Після цього вона «взяла штурвал» у свої руки: «Так! Я наводитиму комету на перехрестя в гіді та записуватиму схилення, а ви диктуйте відлік годинного кута». Уранці Валентина Петрівна відправила мене відпочивати, а сама заходилася обраховувати координати комети, проте зіткнулася з надзвичайно великими похибками. Звичайно, що винним був я ― молодий і недосвідчений. Тому ви можете легко уявити, що мені довелося вислухати, коли ми зустрілися. Тим не менше В.П. Конопльова підготувала телеграму в Астрораду СРСР про відкриття комети й пішла до Є.П. Федорова по дозвіл відправити її. На щастя, обережність Є.П. Федорова змусила нас провести спостереження ще наступної ночі. Суто випадково зразу ж у полі зору гіда ми побачили Юпітер, а «комета» з’явилася тільки після того, як він вийшов із поля зору. Ми зрозуміли, що наша «комета» — це блік Юпітера! Отак мені не вдалося стати відкривачем комети.
Джерело: Астрономічний календар 2014, С. 270—280
