Науково-популярні статті з різних галузей астрономії

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