Глава II. Методы исследований верхней атмосферы и космического пространства

Искусственные спутники Земли и космические ракеты открыли самые широкие возможности для изучения верхней атмосферы и космического пространства путем постановки прямых экспериментов и проведения непосредственных измерений на больших высотах. Отличительной особенностью искусственных спутников как средства научного исследования является возможность длительного изучения ряда физических явлений над всеми районами земного шара. С помощью космических ракет удается осуществить изучение процессов, происходящих как в окрестности Земли, так и вне Земли, т. е. в космическом пространстве, где влияние земного магнитного поля практически равно нулю. Последнее имеет существенное значение, так как структура околоземного пространства во многом связана с наличием геомагнитного поля. Вне магнитного поля Земли мы можем изучать космическое пространство и процессы, происходящие в нем в "чистом" виде, без его искажающих влияний.

В настоящей главе излагаются методические особенности исследований верхней атмосферы и космического пространства, а также принципы работы научной аппаратуры на искусственных спутниках Земли и космических ракетах.

Верхняя атмосфера, ее свойства и методы исследования

Земля окружена воздушной оболочкой - атмосферой. Как показали исследования, строение атмосферы не является однородным: оно меняется по своим физическим свойствам с высотой. В состав атмосферы на уровне моря в основном входят молекулы азота (N₂) и кислорода (О₂). Азота содержится около 78%, кислорода 21%, 1% составляют молекулы аргона (А), углекислоты (СО₂), неона (Ne), гелия (Не), криптона (Кr) и других элементов.

По своим свойствам атмосфера подразделяется на нижнюю (до 30-40 км) и верхнюю (до расстояний нескольких земных радиусов). Самые нижние слои атмосферы - до 10 км над поверхностью Земли - называются тропосферой, от 10 до 30 км - стратосферой. Тропосфера - это часть атмосферы, где свободно перемешиваются слои воздуха, конденсируются пары воды и образуются облака. В этой части атмосферы протекают процессы, формирующие погоду на Земле. Стратосфера - лежащий над тропосферой слой толщиной 20-30 км с примерно постоянной температурой.

Верхней атмосферой называется область, лежащая выше 30-40 км над поверхностью Земли. Эта область характеризуется малой плотностью и давлением, интенсивными процессами диссоциации и ионизации молекул. Под воздействием ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца молекулы земной атмосферы на больших высотах распадаются на отдельные атомы. Вместе с тем они ионизируются, т. е. от молекул и атомов отрываются электроны. Динамика фотохимических, химических и ионизационных процессов, происходящих в верхней атмосфере, очень сложна и связана с жестким электромагнитным излучением Солнца, вплоть до рентгеновских лучей длиной волны около 1 Å (1 Å - ангстрем - равен одной стомиллионной доле сантиметра). В полярных областях аналогичные процессы увеличиваются под воздействием корпускулярного излучения Солнца. Корпускулы - это энергичные электроны, протоны, нейтроны, альфа- и другие частицы, выбрасываемые Солнцем. Попадая в верхние слои атмосферы Земли, они также разрушают молекулы и атомы атмосферы. Таким образом, находясь постоянно под мощным воздействием коротковолнового электромагнитного и корпускулярного излучений Солнца, верхняя атмосфера подвергается непрерывным химическим, фотохимическим и ионизационным превращениям.

К числу основных физических параметров атмосферы относятся давление, плотность, температура, состав и степень ионизации. Эти параметры, в силу целого ряда физических причин, не остаются постоянными. Быстрое падение температуры с высотой происходит в тропосфере до высоты 10 км. С высоты 10 км и до 30 км температура остается постоянной и равна ∼ 220°К. Начиная с высоты 30 км до высоты 50-60 км температура интенсивно растет, достигая максимальной величины около 270°К. Это так называемый стратосферный максимум. Повышение температуры объясняется поглощением ультрафиолетового излучения Солнца озоном, который образуется в результате соединения трех атомов кислорода (O₃). Эта область имеет исключительно важное значение для жизни на Земле, так как здесь поглощается жесткое ультрафиолетовое излучение Солнца (с длиной волн короче 2900 Å), губительное для живых существ и растений. Следует одновременно отметить, что в результате этого поглощения коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца недоступно изучению наземными средствами.

На высотах 60-80 км температура падает примерно до 200°К. Эта область так называемого температурного минимума. Падение температуры объясняется главным образом тем, что ультрафиолетовое излучение разрушает молекулы озона, и нагревание атмосферы с увеличением высоты становится слабее. На высоте температурного минимума (около 80 км) имеет место одно из интереснейших явлений верхних слоев атмосферы - появление серебристых облаков. На этой же высоте и выше начинает диссоциировать кислород. На высоте более 80 км температура начинает вновь расти, что связано с качественно новым состоянием верхних слоев атмосферы - ее диссоциацией и ионизацией, а также с интенсивным поглощением коротковолнового излучения Солнца. Эта область верхней атмосферы называется ионосферой.

Для ионизации молекул и атомов требуется вполне определенная энергия - потенциал ионизации, выражаемый в электронвольтах (1 эв = 1,6⋅10^-12эрг). Ниже даны значения потенциалов ионизации (в эв) для разных газов.

Излучение Солнца, ионизирующее верхние слои атмосферы, приблизительно имеет длину волны от 1 до 1000 Å. Наличие в верхней атмосфере ионизированных слоев, содержащих электроны, создает условия для отражения радиоволн, что позволяет осуществлять радиосвязь на большие расстояния. К таким слоям относятся слои Е, F₁ И F₂. Ионизация ниже 100-километрового уровня, в слое D, приводит к поглощению радиоволн.

На основании косвенных данных (свечение ночного неба, полярные сияния) можно предполагать, что на высотах ниже 90-140 км верхняя атмосфера состоит в основном из молекулярного азота N₂ и молекулярного кислорода O₂. На больших высотах кислород начинает диссоциировать: O₂ → О + О. В области слоев F₁ и F₂ начинается диссоциация азота^*.

^* (В главе IV приводятся более полные данные о составе верхней атмосферы на больших высотах, полученные на искусственных спутниках и космических ракетах.)

Одной из важнейших характеристик ионосферы является ее ионизация. Было обнаружено, что концентрация электронов и ионов изменяется с высотой.

С помощью ионосферных станций, имеющих переменную настройку и обеспечивающих синхронное изменение длины волны радиопередатчика и радиоприемника, можно получить отражение радиоволн от различных слоев ионосферы. Однако это отражение происходит только в том случае, если отражающий слой обладает вполне определенной концентрацией электронов. Если плотность электронов достаточно высока, то можно определить некоторую частоту ω, начиная с которой радиоволны, не отражаясь, проходят в более высокие слои. Это явление соответствует случаю полного внутреннего отражения. Частота, при которой наступает полное внутреннее отражение, называется критической. Зная критическую частоту, можно определить плотность ионизации (см. прилож. 2). В частности, таким способом получены следующие значения электронной концентрации:

Необходимо, однако, отметить, что этот метод определения электронной концентрации неприменим для слоев, лежащих выше слоя с максимумом ионизации (слой F).

Для оценки общего содержания электронов на больших высотах используются данные об интенсивности радиосигналов, отраженных от Луны, а также наблюдения за так называемыми свистящими атмосфериками.

Давление и плотность атмосферы, как и ее температура, также изменяются с высотой. Так, на высоте 220 км давление в миллиард раз меньше, чем на уровне моря. Количество частиц в 1 см³, характеризующее плотность, изменяется от 2,6⋅10¹⁹ на уровне моря до 2,6⋅10⁹ на высоте 300 км, что практически соответствует хорошему лабораторному вакууму. Длина свободного пробега, т. е. расстояние, проходимое нейтральной молекулой или атомом до момента столкновения с другими молекулами, на высотах порядка 300-500 км определяется десятками и сотнями километров.

В случае столкновения заряженных частиц (ионов и электронов) это расстояние меньше вследствие их большего эффективного сечения.

На больших высотах движение молекул и атомов происходит по эллиптическим, параболическим и гиперболическим орбитам вокруг центра тяжести Земли.

При достаточно больших скоростях часть молекул и атомов может покинуть пределы земной атмосферы. Те молекулы и атомы, которые совершают движение по эллиптическим орбитам, удаляясь на расстояния, превышающие 500-1000 км, образуют область верхней атмосферы, называемую экзосферой. Экзосфера, так же как и ионосфера, является электропроводящей средой, перемещающейся в магнитном поле Земли. Вследствие этого в верхней атмосфере индуцируются мощные электрические токи, которые способствуют дополнительному разогреву атмосферы. Магнитное поле Земли, кроме того, оказывает существенное влияние на движение заряженных частиц, попадающих в ее атмосферу из космического пространства. Эти частицы отклоняются магнитным полем и только обладающие значительной энергией могут достигать экваториальных областей. Поэтому частицы с меньшей энергией преобладают над высокими широтами, частицы с большей энергией - над низкими широтами (так называемый широтный эффект).

На основании ряда имеющихся данных предполагают, что плотность ионизированного межпланетного газа достаточно велика и оценивается величиной порядка 10⁰-10³ частиц в 1 см³. Если это так, то Земля, обладающая собственным магнитным полем, перемещаясь в таком межпланетном пространстве и вращаясь в нем, также индуцирует электрические токи, которые, в свою очередь, могут ускорять заряженные частицы межпланетного газа. Эти ускоренные частицы, попадая в атмосферу Земли, будут ионизировать ее верхние слои и тем самым дополнительно влиять на распространение радиоволн.

Таким образом, существует еще одна область околоземного пространства, которая под воздействием магнитного поля Земли оказывает влияние на процессы, происходящие в верхней атмосфере. Эту область называют самой внешней атмосферой. Она переходит в межпланетный газ, где атомы и молекулы земной атмосферы находятся в контакте с космическим пространством.

В окрестности Земли, на расстояниях нескольких ее радиусов, а также на высотах 500-1500 км вследствие наличия магнитного поля происходят процессы, существенно меняющие природу околоземного пространства. Эти процессы связаны с захватом заряженных частиц магнитным полем Земли. В результате такого захвата частицы начинают совершать колебательные движения вокруг магнитных силовых линий, перемещаясь из одного полушария в другое. Область, где это происходит, называется геомагнитной ловушкой^*.

^* (Подробные данные об этом содержатся в главе IV.)

Методы, которые применяются для изучения верхних слоев атмосферы, делятся на прямые и косвенные. К прямым методам относится подъем научной аппаратуры на шарах-зондах, радиозондирование и др. К косвенным - изучение метеоров, полярных сияний, свечение ночного неба, распространения звуковых волн при взрывах и т. п.

С помощью шаров-зондов изучались, вплоть до высоты 40 км, состав атмосферы, давление, температура, влажность, слой озона, плотность, ветер. Изучение вариаций земного магнитного поля, а также полярных сияний позволило сделать предположение о существовании в верхних слоях атмосферы систем электрических токов. Радиометоды дали ценный материал о составе атмосферы, электронной концентрации, температуре. Изучение поляризации зодиакального света позволило сделать некоторые оценки плотности межзвездного газа.

Однако, несмотря на огромную научную значимость проведенных исследований, для дальнейшего изучения верхней атмосферы необходимы были новые данные, полученные прямыми методами, что было невозможно вплоть до недавнего времени. Только использование высотных геофизических ракет (см. прилож. 2), искусственных спутников Земли и космических ракет открыло новый этап физического эксперимента в верхней атмосфере и космическом пространстве.

Ниже излагается методика эксперимента и принципы работы научной аппаратуры на искусственных спутниках Земли и космических ракетах.

Измерение давления, плотности и температуры

Измерение давления, плотности и температуры верхней атмосферы относится к важнейшим геофизическим исследованиям.

До последнего времени данные о давлении, плотности и температуре атмосферы, как уже говорилось выше, были достоверны до высоты около 100 км. Для больших высот эти данные определялись в результате тех или иных экстраполяции.

Наиболее трудным вопросом является измерение температуры. При постановке эксперимента на спутнике температура не может быть непосредственно измерена на больших высотах, поскольку скорость спутника (около 8 км/сек) значительно превосходит тепловые скорости газовых молекул, а также вследствие ничтожной теплоемкости газовой среды, в которой движется спутник. Поэтому температуру верхних слоев атмосферы определяют по данным измерений давления или плотности путем различных пересчетов по теоретическим формулам.

В настоящее время наиболее точные оценки температуры верхней атмосферы получаются по данным измерений ширины спектральных линий эмиссий верхней атмосферы, причем высота эмиссионной области может быть определена с помощью приборов, поднимаемых на ракетах.

Что касается измерения давления и плотности, то, кроме манометрических измерений на спутнике, осуществляемых с помощью ионизационных и магнитных манометров, в настоящее время разработаны методы определения плотности верхней атмосферы по данным наблюдений за эволюцией орбиты спутника при вхождении его в более плотные слои атмосферы (см. прилож. 3).

Разработаны также методы определения плотности верхних слоев атмосферы при помощи искусственного воздействия на окружающую среду. Один из таких методов (искусственное натриевое облако) уже был успешно применен при пусках геофизических и космических ракет. Для измерения давления и плотности на искусственных спутниках Земли применялась специальная аппаратура.

Используемый на спутнике ионизационный манометр представляет собой стеклянную колбу, на ножке которой укреплена цилиндрическая сетка (рис. 52). Внутри сетки, вдоль ее оси, натянута тонкая проволока, служащая коллектором положительных ионов, а снаружи сетки на той же ножке укреплен вольфрамовый катод. Этот катод накаляется до высокой температуры и испускает электроны, которые устремляются по направлению к положительно заряженной сетке. Электроны пролетают между редкими витками сетки и при этом отталкиваются отрицательно заряженным коллектором. Совершая колебательные движения около витков сетки, электроны сталкиваются с атомами и молекулами газа, попадающего из внешней атмосферы в рабочую полость манометра, и ионизируют их^*. Образующиеся при этом положительные ионы притягиваются отрицательно заряженным коллектором и отдают ему свой заряд. Число образовавшихся ионов пропорционально плотности газа. Поэтому ток в цепи коллектора i при известной температуре стенки манометра, которая периодически измеряется, пропорционален атмосферному давлению:

^* (На определенной высоте специальным разбивающим механизмом манометр вскрывается и его полость заполняется частицами внешней среды.)

(2.1)

где С - постоянная для данного манометра величина, зависящая от его конструкции и электрического режима.

Рис. 52. Схема трубки ионизационного манометра: 1 - сетка; 2 - коллектор ионов; 3 - катод; 4 - дополнительная сетка для стабилизации тока эмиссии

Измеряемому таким способом давлению порядка 10^-7-10^-10мм рт. ст. должен соответствовать ток порядка 10^-11 α. Такой ток может быть измерен при помощи усилителя постоянного тока. Однако обыкновенным ионизационным манометром нельзя измерить давление ниже 5⋅10^-8млн. рт. ст. из-за появления "паразитного" тока коллектора, связанного с конструкцией прибора. Этот "паразитный" ток по существу определяет нижнюю границу измерения давления ионизационного манометра.

Из-за местных отравлений катода поток электронов непрерывно меняется. Автоматическая стабилизация тока эмиссии катода осуществляется в манометре путем введения специального электрода, расположенного в непосредственной близости от катода.

Устройство магнитного электроразрядного манометра показано на рис. 53. В манометре имеются две катодные пластинки, между которыми расположен кольцевой электрод, выполняющий роль анода. На анод через балластное сопротивление подается постоянное напряжение 2000 в. Манометр помещен в зазор постоянного магнита таким образом, чтобы магнитные силовые линии были направлены перпендикулярно к плоскости катодных пластин.

Рис. 53. Магнитный манометр: 1 - рамка - анод; 2 - пластины - катод; 3 - ловушка

Если вблизи одной из катодных пластин появится электрон (например, в результате космической радиации), то под влиянием совместного действия электрического и магнитного полей он будет двигаться к положительно заряженному аноду по траектории, имеющей вид винтовой линии с малым шагом. При этом электрон не может сразу попасть на анод, а благодаря кольцеобразной форме последнего пролетает внутри анодного кольца по направлению к противоположной пластинке катода, тормозится ею и движется в обратном направлении, совершая таким образом многократные колебания около плоскости анода.

Благодаря такому удлинению пути электронов значительно возрастает вероятность их встречи с молекулами газов и ионизации последних. В манометре при этом возникает электрический разряд, а величина разрядного тока пропорциональна количеству частиц в единице объема. В цепь питания манометра включено сопротивление, падение напряжения на котором, зависящее от давления в манометре, подается на катодный повторитель, а с него на радиотелеметрическую систему.

Токи, образуемые в манометрах присутствующими в свободной атмосфере ионами и электронами, сравнимы по величине с теми токами, которые являются мерой давления, поэтому манометры снабжены специальными ловушками. Ловушки разделяют эти токи и позволяют измерять лишь те из них, которые являются мерой давления. Общая блок-схема манометров представлена на рис. 54. Команда на включение аппаратуры подается программно-временным механизмом на коммутационно-соединительное устройство. Коммутационно-соединительное устройство однозначными импульсами от программно-временного механизма осуществляет следующие операции: 1) включает накалы обоих манометров; 2) включает накалы усилителей; 3) подает на манометры и усилители анодные напряжения; 4) включает источник высокого напряжения для питания магнитного электроразрядного манометра, 5) подключает все выходы усилителей к выходам телеметрической системы; 6) выдает сигнал о выполнении команды. Ток между электродами манометров, пропорциональный числу частиц в объеме, подается на вход усилителя постоянного тока. Выходное напряжение усилителя постоянного тока, зависящее от величины входного сигнала, подается на телеметрию. Одновременно с помощью радио-телеметрической системы осуществляется периодический контроль тока эмиссии катода, проверяется положение условного "нуля" усилителя и измеряется температура стенки манометра.

Рис. 54. Блок-схема манометрической аппаратуры, установленной на спутнике: М₁ и М₂ - ионизационные манометры; М₃ - магнитный электроразрядный манометр; УПТ - усилитель постоянного тока; КСУ - коммутационно-соединительное устройство; БП - блок питания; ПВМ - программно-временной механизм; РТС - радиотелеметрическая система

Описанные приборы позволяют в настоящее время производить измерение давления верхней атмосферы в достаточно широком диапазоне (до 10^-57÷10^-9млн. рт. ст.). Однако с методической точки зрения интерпретация полученных результатов представляет очень сложную задачу (см. прилож. 4).

Изучение состава верхней атмосферы и космического пространства

Важной задачей физики верхней атмосферы и космического пространства является выяснение их состава на различных высотах. Из-за отсутствия достаточных экспериментальных данных нельзя указать сколько-нибудь надежно зависимость от высоты концентрации диссоциированных составляющих атмосферы. Осуществление эксперимента на спутнике позволяет непосредственно исследовать состав верхней атмосферы на различных широтах в различное время суток. Это дает возможность проследить изменения ионного состава в условиях pазличной освещенности, а также изменения, связанные с вариациями интенсивности ультрафиолетового излучения и корпускулярных потоков Солнца.

С помощью космических ракет удается провести исследования состава межпланетного газа на различных удалениях от Земли.

Одной из важнейших характеристик газов, входящих в состав атмосферы, как и вообще всех химических элементов, являются их атомный и молекулярный веса, которые принято выражать в условных единицах, так называемых атомных единицах массы^*.

^* (За атомную единицу массы принимают величину, Vie веса атома кислорода.)

Атомные и молекулярные веса элементов и их соединений, составляющих какую-либо смесь, могут быть определены с помощью приборов, называемых масс-спектрометрами.

Масс-спектрометрическая трубка - чувствительный элемент прибора - сообщается своим открытым входным отверстием непосредственно с окружающим пространством. Она содержит ряд тонких проволочных сеток - электродов, расположенных на определенных, точно фиксированных расстояниях одна от другой.

Сетки изготовляются методом намотки вольфрамовой проволоки на коварные кольца. Витки сеток закрепляются на кольцах сваркой. Толщина витка 20 μ, шаг намотки 0,5 млн.. Рабочий диаметр сетки 30 млн.. За сетками имеется коллектор, представляющий собой металлическую пластинку, собирающую ионы, которые вошли в масс-спектрометрическую трубку и прошли все сетки.

На электроды трубки подаются различные постоянные и переменные напряжения, вырабатываемые в электронном блоке масс-спектрометра. Эти напряжения выбраны таким образом, что достичь коллектора могут лишь те ионы, которые прошли трубку с некоторой оптимальной скоростью. Ионы, проходящие трубку со скоростью больше или меньше оптимальной, на коллектор не попадают. Скорость, с которой ионы проходят масс-спектрометрическую трубку, определяется, с одной стороны, их массой, а с другой - ускоряющим ионы напряжением, приложенным к некоторым сеткам трубки.

Ускоряющее напряжение периодически изменяется от нуля до своего максимального значения. Благодаря этому оптимальная скорость сообщается поочередно ионам с различными массовыми числами. Когда ионы достигают коллектора, в его цепи возникает импульс тока, который усиливается и передается радиотелеметрической системой на Землю. Одновременно передается и ускоряющее напряжение, имеющееся в данный момент на сетках трубки масс-спектрометра.

Масса ионов определяется измерением значения ускоряющего пилообразного напряжения развертки, имевшего место в момент появления пика на сетках трубки:

(2.2)

где k - постоянная прибора;

V^* - пилообразное напряжение (см. прилож. 5).

Общая блок-схема масс-спектрометра изображена на рис. 55. Она состоит из масс-спектрометрической трубки, предварительного усилителя, электронного блока и источников питания. В электронный блок входят: усилитель постоянного тока, генератор высокой частоты, выпрямитель напряжений "смещение" и "стоп", генератор развертки по массам, преобразователь на 600 в постоянного напряжения, система коммутации выходов на телеметрию, система реле.

Рис. 55. Блок-схема радиочастотной масс-спектрометра: ТП - тормозной потенциал; ПНР - потенциал напряжения развертки; ВЧ - высокочастотное напряжение

Усилитель постоянного тока усиливает ионный ток коллектора масс-спектрометрической трубки и подает на телеметрическую линию сигнал в виде постоянного напряжения. Выводы усилителя коммутируются шаговыми искателями с частотой, равной частоте развертки по массам, и поочередно подаются на один из каналов телеметрии.

Генератор высокой частоты служит для питания масс спектрометрической трубки, а также для питания выпрямителей "смещение" и "стоп". Значение напряжения генератора высокой частоты контролируется и подается на телеметрию.

Выпрямители "смещение" и "стоп" подают соответствующие напряжения на электроды масс-спектрометрической трубки. Часть напряжения "стоп" снимается с усилителя и подается на вход телеметрической системы. Генератор развертки по массам вырабатывает пилообразное ускоряющее напряжение, которое подается на соответствующие электроды трубки. Часть пилообразного напряжения снимается с делителя и подается на радиотелеметрическую систему. Преобразователь на 600 в питает одну из последних сеток трубки. Часть напряжения преобразователя снимается с делителя и подается на радиотелеметрическую систему. Коммутация выходов производится шаговым искателем, работой которого управляет генератор развертки. Система реле служит для включения и выключения цепей прибора по сигналам от программно-временного механизма.

Если в среде, в которой происходят измерения, имеются ионы только одной массы, то приемной станцией регистрируется один импульс ионного тока за каждый цикл изменения ускоряющего напряжения. При более сложном составе среды регистрируются два или более импульса за каждый цикл. Массовое число ионов, соответствующее каждому импульсу, может быть определено сравнением записи спектра масс с записью ускоряющего напряжения масс-спектрометра.

Измерение концентрации положительных ионов

В ионосфере имеются три основных вида свободных заряженных частиц - положительные и отрицательные ионы и электроны. Сумма концентраций отрицательных ионов и электронов равна концентрации положительных ионов. Ионосфера электрически нейтральна. Поэтому, измерив концентрацию положительных ионов, можно определить полную концентрацию свободных заряженных частиц.

Изучение радиоволн, отраженных от ионосферы или прошедших через нее, позволяет получать сведения главным образом об электронной концентрации, так как влияние тяжелых заряженных частиц - ионов - на распространение радиоволн более чем в тысячу раз слабее влияния более легких частиц - электронов. Так как до недавнего времени радиоволны были главным средством исследования ионосферы, все основные сведения о со держании заряженных частиц в ионосфере относились к электронам. О распределении ионов практически ничего не было известно.

Для измерения концентрации положительных ионов вдоль орбиты на спутнике могут быть установлены две сетчатые сферические ионные ловушки (рис. 56 и 57). Внешние сетки ловушек соединены с поверхностью спутника через малое сопротивление R и составляют часть поверхности спутника. Внутри каждой ловушки помещен сферический коллектор, находящийся под постоянным отрицательным потенциалом относительно оболочки (рис. 58).

Рис. 56. Схема установки ионных ловушек на спутнике: 1, 2 - ионные ловушки

Рис. 57. Общий вид ионной ловушки

Рис. 58. Схема аппаратуры для измерения концентрации положительных ионов: 1 - ионная ловушка; 2 - коллектор ловушки; 3 - источник постоянного тока; 4 - усилитель; 5 - генератор пилообразных импульсов напряжения; 6 - оболочка спутника

Созданное таким образом электрическое поле собирает на коллектор все попадающие в ловушку положительные ионы и выталкивает из нее отрицательные частицы. Так как скорость спутника во много раз превышает среднюю скорость теплового движения ионов, то при сферической форме ловушек можно считать, что поток ионов на поверхность ловушки полностью определяется движением спутника и не зависит от температуры среды, меняющейся с высотой, и от ориентации спутника относительно его скорости. Исключением является случай, когда ловушка попадает в область весьма высокого разрежения, образующуюся позади спутника. При наличии двух ловушек, расположенных указанным образом, по крайней мере одна из них всегда находится вне этой области. Ионный ток, текущий на коллектор ловушки, определяется по величине падения напряжения на сопротивлении R₁. Зная ионный ток, можно определить концентрацию положительных ионов вблизи спутника по формуле:

(2.3)

Связь между измеренным ионным током и концентрацией ионов является простой, если электрический потенциал φ_сп, приобретенный спутником при полете в ионосфере, достаточно мал (например, не превышает 1-2 в). Если же потенциал велик, то он может оказать на величину измеряемого тока существенное влияние, которое следует учесть. Для этой цели на сетчатые оболочки ловушек от генератора пилообразных импульсов периодически поступают короткие импульсы напряжения относительно корпуса спутника. При этом снимаются вольт-амперные характеристики, которые позволяют внести поправку, учитывающую влияние потенциала спутника на величину потока ионов, попадающих в ловушку (см. прилож. 6).

На рис. 59 показана форма пилообразных импульсов напряжения (верхняя кривая) и вид ожидавшихся сигналов (нижняя кривая).

Рис. 59. Форма пилообразных импульсов напряжения (верхняя кривая), подаваемых на сетчатую оболочку ловушки, и вид ожидавшихся сигналов (нижняя кривая)

Точка А соответствует потенциалу торможения ионов. В этот момент прекращается падение тока коллектора при увеличении потенциала сетчатой оболочки ловушки относительно окружающей среды. Общее выражение потенциала торможения дается в приложении 6. Зная напряжение генератора импульсов и потенциала торможения ионов, можно найти на кривой точку, соответствующую потенциалу сетчатой оболочки, равного нулю. В этот момент плотность ионного потока на ловушку отображает их истинную плотность в ионосфере. Таким образом можно определить истинное значение ионного тока между подачей двух соседних пилообразных импульсов (рис. 60), а отсюда и концентрацию положительных ионов в ионосфере.

Сопоставление измерений, проведенных в области, лежащей ниже так называемого главного максимума ионизации, находящегося на высоте 300-350 км, с результатами наблюдений наземных ионосферных станций позволяет сделать ряд выводов о концентрации отрицательных ионов на этих высотах и об ионизации воздуха, создаваемой движением самого спутника.

Рис. 60. Схема подачи пилообразных импульсов во времени

Изучение межпланетного газа

При современном состоянии астрофизики вопрос о природе и концентрации межпланетного газа трудно решить в помощью наблюдений, проводимых с поверхности Земли. Эта проблема, имеющая большое значение для выяснения процессов обмена газом между межпланетной средой и верхними слоями земной атмосферы и для изучения условий распространения корпускулярного излучения Солнца, может быть решена с помощью приборов, установленных на ракетах, движущихся непосредственно в межпланетном пространстве.

На основании данных наблюдений поляризации зодиакального света, изучения распространения так называемых свистящих атмосфериков - низкочастотных электромагнитных колебаний, вызываемых электрическими зарядами, можно принять в качестве наиболее вероятной модель межпланетной среды, составные части которой характеризуются следующими свойствами:

стационарная плазма с температурой Т = 10⁴ К., содержащая электроны и протоны с энергиями W и скоростями V:

 электроны W = 0,87 эв, V = 6,3⋅107см/сек 
 протоны W = 0,87 эв, V = 1,5⋅106см/сек

стационарная плазма с температурой Т = 10⁵К, содержащая электроны и протоны с энергиями и скоростями:

 электроны W = 0,8 эв, V = 2⋅108 см/сек 
 протоны   W = 8,7 эв, V = 4,7⋅106 см/сек

спорадические корпускулярные потоки, содержащие электроны и протоны с энергиями и скоростями:

 электроны W ≤ 25 эв, V ≤ 3⋅108 см/сек 
 протоны   W ≤ 45 эв, V ≤ 3⋅108 см/сек

частицы внешнего радиационного пояса, которыми Земля окружена на расстояниях нескольких земных радиусов, состоящие в основном из электронов и протонов с энергиями и скоростями:

 электроны W > 200 эв, V > 8,4⋅108 см/сек 
 протоны   W > 200 эв, V > 2⋅107 см/сек.

Для экспериментальной проверки наших представлений о межпланетном газе в районе Земли и далеко за ее пределами на советских космических ракетах использовались так называемые протонные ловушки.

Мы остановимся на описании одного из видов таких протонных, или ионных, ловушек.

Трехэлектродная ионная ловушка (рис. 61) представляет прибор, состоящий из коллектора и двух сеток - внутренней и внешней, отделяющих коллектор от окружающего контейнер пространства. На коллекторе поддерживается отрицательный потенциал относительно корпуса контейнера φ_к, на внутренней сетке - отрицательный потенциал φ_gl, создающий поле, тормозящее фотоэлектроны, эмиттируемые коллектором, на внешней сетке - потенциал φ_g2, положительный, отрицательный или пилообразный, в зависимости от назначения ловушки.

Рис. 61. Трохэлектродная ионная ловушка: 1 - коллектор; 2 - внутренняя сетка; 3 - внешняя сетка; 4 - корпус контейнера

Измеряя ток, протекающий в цепи коллектора такой ловушки, можно определить плотность потока тех или иных заряженных частиц, попадающих на коллектор. "Сортировать" эти частицы по знаку заряда и энергиям

Можно, меняя напряжения на сетках ловушки (или одновременно применяя несколько ловушек с различными напряжениями на сетках) и учитывая знак суммарного тока, создаваемого потоками заряженных частиц, попадающих на коллектор ловушки.

Усилительный каскад, с помощью которого производится усиление токов в цепи коллектора каждой ловушки, показан на рис. 62. Он представляет собой катодный повторитель с высокоомным сопротивлением в цепи сетки.

Рис. 62. Усилительный каскад

Исследование электростатических полей в верхней атмосфере

Сведения об электростатических полях и объемных зарядах в верхней атмосфере (на высотах 500-1000 км) до настоящего времени практически отсутствуют. Хотя в некоторых гипотезах, объясняющих происхождение полярных сияний и корпускулярных потоков, и предполагается наличие таких электростатических полей, непосредственное измерение или косвенное их определение никогда не производились. Дело в том, что хорошо проводящий слой ионосферы препятствует проникновению электростатических полей в нижележащие слои, подобно тому, как это сделал бы гигантский металлический экран, помещенный вместо ионосферы. По этой же причине нельзя измерить с помощью приборов, расположенных ниже ионосферы, электростатические поля, существующие в межпланетном пространстве,

Измерение электростатических полей с помощью спутников осложнено тем, что любое тело, помещенное в верхние слои атмосферы, должно приобрести электрический заряд, поле которого, если его не учесть, складываясь с измеряемым полем, исказит результаты измерений.

Этот заряд появляется в результате неравенства скоростей электронов и положительных ионов, попадающих на поверхность спутника, а также в результате такого явления, как фотоэффект, т. е. вырывание электронов с поверхности спутника светом и другими излучениями.

Использование спутников для изучения таких характеристик ионосферы, как концентрация ионов и спектр их масс, требует учета тех нарушений, которые спутник вносит в окружающую среду. Поэтому измерение электрического заряда спутника, вызывающего перераспределение заряженных частиц вблизи него, желательно также для уточнения результатов этих опытов. С другой стороны, сведения об электрическом заряде в сочетании с данными о концентрации ионов могут позволить определить в ряде случаев такую трудно измеряемую характеристику ионосферы, как ее температура.

Аппаратура, использовавшаяся в СССР при исследованиях на спутнике, состоит из двух датчиков - чувствительных электростатических флюксметров, размещаемых симметрично на боковой поверхности спутника (рис. 63).

Рис. 63. Схема размещения датчиков для измерения электростатического поля и собственного заряда спутника: 1, 2 - датчики

Существенной частью каждого датчика (рис. 64) является измерительный электрод - пластина, соединенная с корпусом спутника через сопротивление R. Поверхность пластины является как бы частью поверхности спутника. Эта пластина периодически экранируется другой пластиной - экраном, вращаемой элетродвигателем. Так как измерительная пластина является частью поверхности спутника, то, когда она открыта, на ней находятся доли собственного заряда спутника и заряда, индуцированного внешним электростатическим полем. При экранировании этой пластины заряд с нее стекает.

Рис. 64. Принципиальная схема аппаратуры для измерения напряженности электростатического поля: 1 - измерительная пластина; 2 - эран: 3 - усилитель; 4 - оболочка спутника Е_А - направления силовых линий поля)

Во время вращения экрана заряд с измерительной пластины периодически стекает по сопротивлению R, создавая на нем переменное напряжение, величина которого пропорциональна величине заряда пластины. Это напряжение усиливается, выпрямляется и подается на вход радиотелеметрической системы. Принятая схема измерений позволяет определить величину электростатического поля, а использование двух симметрично расположенных датчиков электростатического флюксметра создает возможность определить не только собственный заряд спутника, но и внешнее электростатическое поле.

Магнитные измерения

Земля является естественным магнитом и, следовательно, окружена магнитным полем. Природа и происхождение этого поля остаются до настоящего времени не выясненными.

Наличие магнитного поля Земли оказывает существенное влияние на целый ряд физических явлений в верхней атмосфере и в пространстве, окружающем Землю на расстоянии нескольких ее радиусов. К этим явлениям можно отнести поляризацию радиоволн, отраженных от ионосферы, широтные эффекты космических лучей и полярных сияний, ориентировку лучей полярных сияний по силовым линиям магнитного поля и т. п. Кроме того, установлена взаимосвязь изменений магнитного поля Земли с некоторыми гелио- и геофизическими явлениями. Магнитное поле Земли делится на постоянное и переменное. К переменной части магнитного поля относят его быстрые изменения: магнитные бури, пульсации, суточные вариации и т. д.

Данные наземных измерений магнитного поля Земли методом гармонического анализа показывают, что источники постоянного поля в основном находятся внутри Земли и только небольшая часть поля (около 1%) обусловлена источниками вне Земли. Что касается коротко-периодной части поля, то здесь, наоборот, большая часть поля (около ²/₃) создается источниками, расположенными вне Земли, и меньшая (около ¹/₃) - источниками, находящимися внутри Земли.

Важной задачей исследования магнитного поля Земли является установление источников переменной части поля. Такими источниками могут быть эквивалентные системы электрических токов, текущих на той или иной высоте. Магнитные поля этих систем токов должны являться составляющими нестационарных изменений магнитного поля Земли.

Измерения магнитного поля в областях, находящихся над сильно ионизированными слоями верхней атмосферы, проводимые при помощи приборов, установленных на спутнике, могут дать ответ на вопрос о структуре магнитного поля Земли и о причинах его изменения во времени. В частности, можно выяснить, обусловливаются ли изменения поля Земли во время магнитных бурь ионосферными или электрическими токами на высоте, большей, чем высота полета спутника.

Геомагнитные измерения на спутнике и космических ракетах расширят и сделают более достоверными наши сведения о долготном и широтном распределении постоянных и переменных токов в экваториальной и полярных зонах. Идея экспериментов по изучению магнитного поля Земли состоит в одновременном измерении напряженности магнитного поля на спутнике и на Земле для выявления токов ниже и выше траектории полета спутника. Такие эксперименты требуют большого количества наземных станций для надежного знания напряженности магнитного поля на поверхности Земли и точных измерений траектории спутника для географической привязки результатов измерений.

Величина постоянного возмущения поля определяется разностью между средней величиной измеренной напряженности и напряженностью спокойного (постоянного) поля Земли. Поэтому точность определения возмущений зависит от того, насколько точно известно постоянное магнитное поле Земли в той точке, где проводится измерение. Для изучения вариаций магнитного поля во времени нужно получить несколько измерений, проведенных в одной и той же точке пространства в разное время суток.

Требования к числу и распределению наземных станций зависят от выбора орбиты. Экваториальная орбита спутника требует минимального числа станций. Однако в этом случае мы ограничиваемся изучением только токовых систем вдоль экватора и не захватываем возмущений, относящихся к полярным областям. Поэтому с геофизической точки зрения наиболее удачной является полярная орбита. При полярной орбите представляется возможность провести измерения в наиболее активных геомагнитных областях и выполнить генеральную магнитную съемку земного шара. В этом случае практически необходимо иметь наземные станции, расположенные по всему земному шару. Наклонная орбита также позволяет захватить большие области.

Если искусственные спутники позволяют провести изучение магнитного поля Земли как внутренней, так и его внешней части, особенно ионосферных токовых систем, то полеты космических ракет открывают перспективы изучения магнитного поля Земли на расстояниях нескольких ее радиусов, где, согласно современным теориям, возможно существование внеионосферных токовых систем.

Еще большие перспективы открывают полеты космических ракет для изучения магнитных полей других небесных тел, в первую очередь Луны, а также самого космического пространства.

Вопрос о существовании магнитных нолей у планет солнечной системы и их спутников является важным вопросом астрономии и геофизики. Попытка установления общей связи между механическими моментами космических тел, известных для большинства планет солнечной системы, и их возможными магнитными моментами не нашла экспериментального подтверждения в целом ряде наземных экспериментов, которые следовали из этой гипотезы. В настоящее время наиболее часто используется в различных гипотезах происхождения магнитного поля Земли модель регулярных токов, текущих ь проводящем ядре Земли и вызывающих основное магнитное поле Земли. Вращение Земли вокруг оси привлекается для объяснения частных особенностей земного поля. Таким образом, согласно этой гипотезе, существование проводящего жидкого ядра является обязательным условием наличия общего магнитного поля.

Вопрос о существовании магнитного поля у тех или иных небесных тел имеет также важное геологическое значение, так как наличие жидкого ядра предполагает наличие вулканической деятельности на поверхности небесного тела, как это имеет место на Земле.

Далее, можно сделать предположение фундаментального астрофизического значения: всякое небесное тело, обладающее магнитным полем, должно накапливать вокруг себя заряженные частицы в виде поясов повышенной радиации. Таким образом, пространство, непосредственно примыкающее к небесному телу, обладающему магнитным полем, по своим физическим свойствам будет существенно отличаться от пространства, окружающего небесное тело, у которого отсутствует магнитное поле.

Для решения всех перечисленных задач с требуемой погрешностью необходимо использовать магнитометр, погрешность измерений которого мала. В СССР применялся магнитно-динамический магнитометр.

В магнитно-динамических магнитометрах применяют в качестве чувствительных элементов мягкие магнитные материалы, одновременно намагничиваемые вспомогательным переменным полем и измеряемым постоянным полем. Для этой цели используются главным образом магнитные материалы, имеющие ярко выраженную нелинейную зависимость индукции от поля намагничивания. Подобный магнитометр можно использовать для измерения земного магнитного поля с подвижных платформ. Он позволяет производить весьма точные измерения величины и знака земного магнитного поля. Ниже дается описание схемы магнитометра с магнитно-насыщенными датчиками самоориентирующегося типа, установленного на третьем искусственном спутнике Земли.

Магнитометр состоит из измерительного канала, механического узла ориентации и двух ориентирующих каналов. Магнитно-насыщенный датчик представляет пермалоевую пластину, на которой имеются первичная и вторичная обмотки. При намагничивании датчика полем Н = Н₀ + Н_m sin ω_t, где Н₀ - измеряемое магнитное поле, а Нm sin ω_t - вспомогательное синусоидальное поле возбуждения частоты ω, вследствие нелинейности кривой намагничивания сердечника В = аН + bН³, во вторичной обмотке возникает напряжение удвоенной частоты u_2ω = u_m sin 2 ωt. Амплитуда напряжения удвоенной частоты u_2ω пропорциональна величине напряженности измеряемого поля H₀. При Н₀ = 0 напряжение удвоенной частоты u_2ω также равно нулю. С изменением знака Н0 меняется и фаза напряжения удвоенной частоты.

Таким образом, магнитно-насыщенные датчики являются своеобразными преобразователями сигнала постоянного магнитного поля в электрический сигнал переменного напряжения частоты u_2ω.

В магнитометре используются три взаимно-перпендикулярные датчика, укрепленные на ориентируемой площадке специального исполнительного механизма - узла ориентации. Два датчика, лежащие в плоскости площадки, используются для ориентации площадки перпендикулярно вектору магнитного поля Земли. Третий датчик, ориентированный по этому вектору, служит для измерения напряженности магнитного поля. Вследствие того, что коэффициент намагничивания сердечника в поперечном направлении в тысячу раз больше, чем в продольном, сердечник практически намагничивается проекцией поля на свою продольную ось. Поэтому, если датчик установлен перпендикулярно вектору Н₀, напряжение вторичной обмотки датчика равно нулю. При отклонении датчика от направления, перпендикулярного полю H₀, на его вторичной обмотке возникает напряжение удвоенной частоты u_2ω. Ориентация площадки осуществляется следующим образом (рис. 65): напряжение удвоенной частоты u_2ω, возникающее на обмотках ориентирующих датчиков, если последние не перпендикулярны вектору магнитного поля, усиливается селективным усилителем. С помощью фазочувствительного выпрямителя сигнал напряжения u_2ω преобразуется в сигнал постоянного тока J, который усиливается магнитным усилителем. Дальнейшее усиление сигнала происходит с помощью усилителя мощности, после чего сигнал подается на управляющие обмотки малоинерционных моторов (М) узла ориентации.

Рис. 65. Блок-схема магнитометра

Следует подчеркнуть, что каналы, преобразующие сигналы магнитного поля в электрические, и сервосистема работают на разных частотах. Это обстоятельство повышает помехоустойчивость всей системы.

Постоянная фаза моторов узла ориентации питается от специального генератора частоты. При поступлении сигнала моторы М начинают вращать площадку, на которой укреплены датчики, до тех пор, пока сигнал на управляющей обмотке не станет равным нулю. Это свидетельствует о том, что ориентирующие датчики вновь заняли требуемое положение, перпендикулярное магнитному полю Земли.

При отклонении площадки в другую сторону от требуемого положения на обмотках ориентирующих датчиков возникает напряжение удвоенной частоты противоположной фазы, и моторы начинают вращать площадку в другую сторону. На валах, идущих от моторов к площадке узла ориентации, укреплены подвижные контакты двух потенциометрических датчиков, показания которых передаются двумя каналами телеметрии. Положение подвижных контактов зависит от ориентации корпуса спутника относительно вектора магнитного поля Земли.

Для измерения в широком диапазоне напряженности магнитного поля в магнитометре использован компенсационный метод. Сущность этого метода заключается в следующем: мерой магнитного поля Земли служит величина постоянного тока, который нужно пропустить по обмоткам, нанесенным на измерительный датчик, чтобы скомпенсировать основную часть земного магнитного поля. Основная часть магнитного поля компенсируется током от специального, чрезвычайно стабильного источника. Величина тока может меняться кратными долями, соответствующими изменению магнитного поля в 3000 γ (1γ = 10^-5 эрстед). Малые изменения поля (в среднем ± 2500 γ) компенсируются автоматически самой электронной схемой. Эти изменения поля фиксируются двумя каналами телеметрии. Предположим, что в некоторый момент времени разность между магнитным полем, создаваемым током компенсации, и внешним магнитным полем не равна нулю. В этом случае во вторичной обмотке измерительного датчика возникает напряжение удвоенной частоты u_2ω, которое усиливается селективным усилителем и с помощью фазочувствительного детектора преобразуется в сигнал постоянного тока. Сигнал постоянного тока подается на телеметрию.

Если изменение поля превышает некоторую заданную величину, то, в зависимости от знака сигнала, автоматически срабатывает реле переключателя диапазонов, изменяющего ток компенсации поля на заданную величину (рис. 66). Номер диапазона передается по телеметрии.

Рис. 66. Схема переключателя диапазонов магнитометра

Магнитометр, установленный на космической ракете, имеет более простое конструктивное решение. Он представляет трехкомпонентный магнитометр полного вектора с магнитно-насыщенными датчиками типа второй гармоники. Три независимых взаимно-перпендикулярных датчика закреплены неподвижно относительно корпуса контейнера на специальной немагнитной штанге (рис. 67).

Рис. 67. Расположение чувствительного датчика магнитометра на штанге

Магнитометр имеет три совершенно одинаковых канала, каждый из которых измеряет одну из трех компонент магнитного поля (рис. 68). Измерительный канал (например, канал X) содержит генератор синусоидальных колебаний частоты ω (2000 гц), от которого питается обмотка возбуждения датчика. Так же как в магнитометре, устанавливаемом на спутнике, в сигнальной обмотке датчика возникает сигнал, в котором величина второй гармоники частоты ω, т.е. u_2ω (4000 гц), зависит от величины напряженности магнитного поля Н. Этот сигнал усиливается избирательным усилителем, настроенным на частоту 2ω, и поступает на фазочувствительный детектор. Опорное напряжение на этот детектор подается от генератора частоты. На выходе фазочувствительного детектора возникает ток J, знак которого зависит от знака магнитного поля Н. Этот ток усиливается усилителем постоянного тока. С выхода усилителя на вход измерительного канала X вводится обратная связь, которой можно регулировать чувствительность канала. Кроме того, обратная связь позволяет стабилизировать работу измерительного канала и избавляет выходной сигнал от различных пульсаций, возникающих в фазочувствительном детекторе.

Рис. 68. Блок-схема канала X магнитометра

Сигнал постоянного тока поступает затем на эмиттерный повторитель. Эмиттерный повторитель позволяет согласовать выход измерительного канала X со входом радиотелеметрической системы.

С эмиттерного повторителя сигнал постоянного тока, величина которого зависит от напряженности поля, поступает на два канала телеметрии: один из них отмечает положительное значение поля, а другой - отрицательное.

Исследование микрометеоров

Изучение метеорного вещества, приходящего в земную атмосферу из межпланетного пространства, представляет большой интерес с точки зрения астрономии и геофизики. Термином "метеор" обозначается явление свечения, возникающего вследствие движения метеорной частицы в земной атмосфере.

По свечению можно обнаружить относительно крупные частицы достаточно большой энергии, дающие заметное свечение в силу их нагрева при прохождении в атмосфере. Скорость движения метеоров колеблется от 11 до 70 км/сек. При этих скоростях визуально можно наблюдать метеоры с массой до 0,002 г. Специальные оптические приборы позволяют наблюдать значительно более мелкие частицы. Еще большие возможности представляют радио-методы, с Помощью которых можно зарегистрировать метеоры по отражению радиосигналов от метеорных ионизационных следов.

Ракетные исследования позволяют регистрировать ударяющиеся о корпус ракеты или специальные мембраны частицы и таким образом изучать значительно более мелкие частицы, присутствующие в верхней атмосфере в большом количестве. Однако ценность таких исследований на ракетах значительно снижается в связи с их малой продолжительностью.

С точки зрения геофизики изучение метеоритных микрочастиц важно для уяснения их роли в процессах, происходящих в верхней атмосфере, в частности, в образовании серебристых облаков, свечении атмосферы и т. д. Существенными являются исследования по определению потока метеорных частиц и спектра их энергий. Чтобы дать некоторое представление о количестве метеорного вещества, приходящего в земную атмосферу и находящегося вне атмосферы, достаточно сказать, что средний прирост массы Земли за счет твердого космического вещества составляет от 4 до 6 тыс. m в сутки. Метеоры в верхней атмосфере и космическом пространстве встречаются в широком диапазоне масс и размеров. Частица с массой порядка 3⋅10^-6г при громадной скорости, присущей метеору, может произвести заметные разрушения спутника или корпуса ракеты.

Использование искусственных спутников Земли и космических ракет для прямого исследования твердой составляющей метеорного вещества позволяет измерить общий поток метеорных частиц и определить спектры их энергии и масс. Аппаратура для регистрации метеорных частиц имеет в качестве чувствительных элементов пьезодатчики из титаната бария или фосфата аммония. Пьезодатчики устанавливаются на специальных панелях, расположенных на поверхности спутника или на поверхности контейнера, отделяемого от последней ступени космической ракеты, по нескольку датчиков на каждой панели.

Баллистический пьезодатчик представляет массивную плиту, подвешенную на плоской пружине, на которой установлено несколько пьезоэлементов из фосфата аммония (рис. 69). Датчики такого типа способны регистрировать удары метеорных частиц, имеющих массу до одной миллиардной доли грамма при скорости около 40 км в секунду. При смещении плиты под действием удара метеорной частицы пьезоэлементы преобразуют механическую энергию частицы в электрический сигнал в виде кратковременных затухающих колебаний напряжения. Сигналы с пьезодатчиков поступают в специальный преобразователь, обеспечивающий разделение их по амплитуде на несколько диапазонов и подсчет числа сигналов в каждом из диапазонов (рис. 70). Разделение сигналов по амплитуде осуществляется путем вывода сигнала на счетное устройство каждого диапазона с различных каскадов усилителя.

Рис. 69. Схема баллистического пьезодатчика: 1 - массивная плита; 2 - пьезоэлемент из фосфата аммония; 3 - плоские пружины; 4 - корпус

Рис. 70. Схема аппаратуры для регистрации микрометеоров: 1 - датчики; 2 - схема сложения; 3 - усилитель; 4 - реле; 5 - триггеры; 6 - выходная схема

Для подсчета числа сигналов в каждом из диапазонов служат счетные цепочки, состоящие из ряда триггерных ячеек, включенных по схеме двоичного счета. На входе счетных цепочек имеются реле, исключающие возможность повторных срабатываний первых триггеров от одного и того же сигнала. Счетная цепочка самого чувствительного диапазона состоит из шести триггерных ячеек и осуществляет счет каждых 32 импульсов. Для последующих диапазонов счетные цепочки соответственно состоят из пяти триггеров (счет 16 импульсов), трех триггеров (счет 4 импульсов) и одного триггера (счет каждого импульса). Последние триггеры счетных цепочек включены в выходную схему таким образом, что любое из возможных сочетаний состояния последних триггеров счетных цепочек создает на выходе вполне определенное напряжение. По величине этого напряжения и его изменению во времени можно судить о количестве сигналов, прошедших к данному моменту времени по каждому ив диапазонов.

Изучение коротковолновой части спектра Солнца

Атмосфера Солнца состоит из трех основных областей: фотосферы - слоя толщиной около 400 км; хромосферы, имеющей толщину порядка 10 000-14 000 км, и короны, простирающейся от фотосферы до нескольких миллионов километров. Как показали ракетные исследования, указанные три области являются источниками интенсивной коротковолновой радиации. Область длин волн ∼1700-1600 Å соответствует части спектра излучения фотосферы^*; области ∼ 1600-900 Å охватывает основное излучение хромосферы; область короче 900 Å - излучение короны. В самое последнее время установлено присутствие мощной эмиссии гелия (λ = 303 Å), возникающей вблизи переходного слоя между хромосферой и короной.

^* (При температуре около 4500° С. Заметим, что в видимой области спектра солнечная фотосфера излучает как абсолютно черное тело с температурой, близкой к 6000° С.)

Коротковолновая часть спектра Солнца представляет большой интерес с точки зрения астрофизики и физики верхней атмосферы. На такие процессы, как диссоциация и рекомбинация молекул в атмосфере, возбуждение молекул и атомов, ионизация и последующая нейтрализация за счет рекомбинации разноименных заряженных ионов ультрафиолетовое излучение Солнца оказывает прямое или косвенное влияние.

В связи с этим весьма существенным является систематическое изучение интенсивности коротковолнового излучения и ее вариаций.

Измерение абсолютной интенсивности коротковолновой солнечной радиации и относительных интенсивностей отдельных ее спектральных участков, особенно вариаций этих величин, позволит получить важные данные о причинах, вызывающих образование ионосферы. Кроме того поскольку часть спектра этого излучения принадлежит короне, окружающей Солнце, указанные измерения дадут возможность получить новые данные о природе солнечной короны, выяснить ее состав, состояние материи в короне, в частности ее температуру.

Представляют интерес измерения интенсивности линий альфа серии Лаймана Lα b спектре водорода (λ = 1215 Å) и эмиссии гелия (λ = 303 Å) и вариаций их интенсивностей, так как в них сосредоточена значительная часть энергии ультрафиолетового излучения.

Для исследования коротковолновой части спектра Солнца, вплоть до мягких рентгеновских лучей, в СССР использовалась аппаратура с приемником радиации и набором фильтров с различной полосой пропускания. Такая аппаратура (рис. 71) принципиально позволяет исследовать спектр Солнца в следующих четырех областях: 1) от 3-5 до 8 Å; 2) от 8 до 22 Å, 3) от 44 до 120 Å, 4) серия L_α. В качестве приемников радиации используются вторично-электронные умножители из бериллиевой бронзы, фотокатоды, которых не чувствительны к видимой области спектра. Перед приемником помещается диск с набором различных фильтров, представляющих собой пленки бериллия, алюминия и полиэтилена различной толщины.

Рис. 71. Схема прибора для исследования коротковол нового излучения Солнца: 1 - фотоумножитель; 2 - диск с набором фильтров; 3 - шаговый механизм; 4 - счетно-интегрирующая радиосхема; 5 - релаксационный генератор для шагового механизма; 6 - автомат включения прибора; 7 - фотосопротивления; 8 - блок питания

Области пропускания получаются следующим образом: 0-10 Å - пропусканием радиации через бериллиевую фольгу толщиной 200 μ; 10-22 Å - пропусканием радиации через алюминиевую пленку толщиной 5 Å и вычитанием из полученной величины радиации, прошедшей через бериллиевую фольгу толщиной 200 μ; 44-120 Å - пропусканием радиации через полиэтиленовую пленку толщиной 3 μ и вычитанием радиации, прошедшей через бериллиевую пленку толщиной 4 μ. Выделение L_α осуществляется с помощью двух фильтров из лития фтора. Перестановка фильтров перед приемником радиации производится шаговым механизмом с частотой, соответствующей смещению двух фильтров в секунду. Работой шагового механизма управляет релаксационный генератор. Прибор включается при помощи автомата, связанного с двумя фотосопротивлениями. Одно из них включает накальные цепи прибора, другое - анодные цепи. При этом важно отметить, что фотосопротивления включают прибор только тогда, когда одновременно с попаданием прибора в освещенную область поступает команда от программного устройства на включение телеметрии. Сигналы от приемника в виде импульсов напряжения по ступают на вход счетно-интегрирующей схемы. Число импульсов в секунду в данном случае пропорционально интенсивности падающей на фотокатод радиации. С помощью счетно-интегрирующей схемы на выходе ее интегрирующих цепей создаются постоянные напряжения, пропорциональные скорости счета импульсов: 500 имп./сек, 5000 имп./сек и 50000 имп./сек. С выхода интегрирующих цепей сигнал поступает на телеметрическую систему и передается на Землю. В приборе имеется три приемника радиации, установленные по периметру прибора под углом 120°. Для исключения влияния на показания прибора рентгеновского излучения, возникающего при бомбардировке корпуса спутника не особенно жесткими электронами, применяются специальные магнитные устройства. Общий вид прибора показан на рис. 72.

Рис. 72. Прибор для исследования коротковолнового излучения Солнца (крышка снята)

Изучение космических лучей

Важное место в программе научных исследований на искусственных спутниках Земли и космических ракетах занимает изучение космических лучей. Космические лучи - это потоки заряженных частиц огромной энергии, приходящие на Землю из далеких областей межпланетного пространства.

Состав космического излучения, наблюдаемый на поверхности Земли, сильно отличается от состава первичных космических лучей. Две причины в основном обусловливают изменение первичного состава космических лучей.

Первая причина - это атмосфера Земли. Даже на высотах 25-30 км над уровнем моря, достигаемых с помощью шаров-зондов, состав космических лучей еще нельзя считать совпадающим с первичным. В слое атмосферы над этими высотами состав космического излучения успевает измениться в результате взаимодействия с ядрами атомов в атмосфере.

Вторая причина - это магнитное поле Земли, которое частично отражает космические лучи. С другой стороны, это же магнитное поле создает своеобразную ловушку для заряженных частиц, возникающих в атмосфере от облучения ее космическими лучами. Попав в геомагнитную ловушку, эти частицы блуждают в течение очень длительного времени. В результате этого вблизи Земли накапливается большое число энергичных частиц. Истинный состав первичного космического излучения можно наблюдать лишь на очень больших высотах вне атмосферы Земли и ее магнитного поля.

Чтобы узнать, из каких частиц состоят космические лучи, требуется длительное время для проведения наблюдений. Такие эксперименты можно осуществить только на искусственном спутнике Земли и космических ракетах.

В настоящее время известно, что первичные космические лучи состоят в основном из протонов (ядер водорода) - примерно 80%, α - частиц (ядер гелия) - примерно 20% и более тяжелых ядер, составляющих примерно 1 % от полного числа частиц.

Изучение космических лучей интересно с двух точек зрения.

Во-первых, в космических лучах встречаются частицы с энергиями от миллиарда до миллиарда миллиардов (10¹⁸) электронвольт. Эти частицы при прохождении через атмосферу сталкиваются с ядрами атомов, при этом происходит расщепление ядер, рождение новых частиц и ряд других ядерных процессов. Таким образом, космические лучи дают возможность изучать вопрос о взаимодействии частиц высокой энергии с веществом. Продолжительное время, вплоть до создания ускорителей заряженных частиц, космические лучи были единственным источником частиц высокой энергии. Однако и сейчас они являются важным инструментом ядерной физики элементарных частиц, поскольку энергия частиц в космических лучах намного превосходит энергию частиц в ускорителях. Достаточно сказать, что в космических лучах были открыты такие элементарные частицы, как позитрон и μ-мезон.

Во-вторых, изучение космических лучей, выяснение источников их происхождения и изменения их состава при движении в космическом пространстве важно для нас с точки зрения познания Вселенной.

Относительно происхождения космических лучей существуют разные точки зрения. Одна из наиболее распространенных гипотез, развиваемая советскими учеными В. Л. Гинзбургом и И. С. Шкловским, связывает возникновение космических лучей со вспышками так называемых сверхновых звезд. В результате такой вспышки в оболочке звезды возникают условия, при которых происходит ускорение заряженных частиц - протонов - и более тяжелых атомных ядер до энергий космических лучей.

Различные элементы во Вселенной имеют различную распространенность, причем легкие элементы более распространены, чем тяжелые. Более всего распространен водород, в меньшей степени гелий и в еще меньшей степени углерод, азот, кислород и т. д. Однако такая закономерность резко нарушается для лития, бериллия и бора (табл. 27). Из данных табл. 27 видно, что для элементов Li, Be, В относительная распространенность много меньше, чем для более тяжелых элементов (почтив 10 тыс. раз).

Таблица 27. Средняя распространенность элементов в природе и спектр по зарядам ядерной компоненты первичного потока космических лучей

^* (Нормировка обоих распределений произведена по водороду.)

Согласно теории Гинзбурга-Шкловского, отношение потока ядер лития, бериллия, бора (Li, Be, В) к потоку ядер углерода, азота, кислорода, фтора (С, N, О, F) должно быть равно 0,1 или несколько больше.

Вследствие неточности ряда параметров, использованных при оценке, это значение может оказаться в несколько раз больше, однако теория придет в резкое противоречие с опытом, если отношение будет много меньше 0,1.

Если космические лучи образуются в сверхновых звездах, то состав их в какой-то степени должен отражать химический состав оболочки звезды и поэтому можно ожидать, что в космических лучах не будет заметного количества ядер Li, Be, В. Так было, если бы наблюдали космические лучи вблизи их источника - звезды. Но при прохождении огромных расстояний до Земли состав космических лучей претерпевает некоторые изменения. Межзвездное пространство заполнено межзвездным веществом, в основном атомами водорода, с которыми с заметной вероятностью могут встретиться частицы, прежде чем попасть на Землю. В результате таких столкновений и расщепления более тяжелых ядер могут в заметном количестве появиться легкие ядра, типа Li, Be, В. Поэтому важным вопросом, относящимся к составу ядерной компоненты космических лучей, является вопрос о количественном соотношении между потоками ядер Li, Be, В и ядер С, N, О, F.

Данные различных авторов об относительном количестве ядер Li, Be, В и С, N, О, F в первичном потоке нередко противоречивы и, кроме того, недостаточно надежны. Поэтому окончательное выяснение отношения потоков этих двух групп ядер за границей атмосферы остается важной проблемой.

С помощью искусственных спутников Земли и космических ракет может быть также внесена ясность в вопрос о наличии в первичном потоке ядер с зарядом больше 30. Так как сечение взаимодействия таких ядер с веществом очень велико, то даже в случае, если такие ядра есть в первичном потоке космического излучения, они не могут наблюдаться на тех высотах, на которых проводятся стратосферные измерения. Никаких достоверных сведений о наличии в космических лучах ядер с зарядом больше 30 нет, но отдельные случаи их регистрации дают основания предполагать, что за границей атмосферы имеется заметный поток этих ядер. Если бы такое предположение экспериментально подтвердилось, оно имело весьма существенное значение для теории происхождения космических лучей.

Вследствие большого сечения взаимодействия ядер с Z > 30 с веществом они должны иметь сравнительно небольшой пробег в межзвездной среде по сравнению с легкими ядрами, и поэтому соотношение между потоками тяжелых и легких ядер должно меняться в пользу легких ядер. Однако обнаружение заметного числа тяжелых ядер в первичном потоке свидетельствовало бы об аномальном богатстве источников космических лучей тяжелыми элементами, либо о том, что в процессе ускорения заряженных частиц происходит преимущественное ускорение тяжелых ядер.

Изучение вариаций интенсивности космических лучей имеет также существенное значение для решения ряда геофизических и астрофизических вопросов. Как правило, вариации интенсивности космических лучей изучаются на поверхности Земли, т. е. изучаются вариации вторичного излучения, значительная часть которых обусловлена влиянием метеорологических факторов. Кроме того, наиболее подвержена вариациям интенсивность частиц малой энергии, которые вообще почти не делают вклада в поток заряженных частиц вблизи поверхности Земли. Они либо отклоняются магнитным полем Земли, либо захватываются им, либо поглощаются в атмосфере.

Приборы на искусственном спутнике Земли позволяют зафиксировать вариации различного рода (суточные, двадцатисемидневные и др.). При этом почти одновременно могут быть получены сведения о вариациях в различных пунктах Земли, т. е. можно получить карту вариаций по всему земному шару. (Такие сведения до сих пор не удавалось получить, так как станции наблюдения размещены по поверхности Земли неравномерно.) Это позволит сделать ряд заключений о природе вариаций и их происхождении, проверить существующие теоретические представления о механизме появления больших вспышек космических лучей, о влиянии на интенсивность космических лучей малых вспышек на Солнце и т. д.

Весьма существенные данные могут быть получены о влиянии солнечной активности на интенсивность космических лучей. Как известно, большие вспышки в космических лучах, коррелированные со вспышками на Солнце, наблюдаются очень редко (за последние 15 лет зарегистрировано 5 вспышек). Однако малые вспышки на Солнце отмечаются значительно чаще, и отсутствие коррелированных с этими вспышками вариаций интенсивности космических лучей объясняется, возможно, тем, что излучаемые Солнцем во время вспышки частицы имеют слишком малую энергию, чтобы вызвать вариации, регистрируемые на поверхности Земли. Если этот эффект существует, то его можно будет зарегистрировать при измерениях на спутнике.

Вариации, период которых при регистрации на Земле составляет солнечные сутки (солнечно-суточные вариации), при измерении на спутнике дадут полуторачасовую вариацию, так как период обращения спутника вокруг Земли равен примерно 100 мин. Такой сравнительно малый период позволит с большей достоверностью зафиксировать эти вариации и более точно определить их величину при условии, конечно, достаточно высокой статистической точности измерений.

Возможность подъема на искусственных спутниках Земли и космических ракетах приборов, регистрирующих космические лучи, открывает большие перспективы для постановки ряда других задач по исследованию первичного потока. К их числу следует отнести измерение потока первичных протонов, выяснение роли альбедо земной атмосферы^*, определение нижнего предела для потока электронно-позитронной компоненты, изучение взаимодействия первичных частиц с веществом, их энергетического спектра и т. д.

^* (Поток энергии, отраженной Землей и атмосферой.)

Изучение космических лучей с помощью искусственного спутника Земли открывает широкие перспективы и в другом направлении: спутник позволит составить карту распределения космических лучей по всему земному шару и тем самым произвести исследование магнитного поля Земли. Кроме того, длительное пребывание прибора, установленного на спутнике, позволяет надеяться найти новые компоненты в составе космического излучения. Особое значение в связи с этим приобретают поиски фотонов в составе космических лучей. Наконец, искусственные спутники Земли и космические ракеты позволят детально изучить области накопления заряженных частиц вблизи Земли, что имеет существенное практическое значение для будущих полетов человека в космос.

Перейдем к описанию методики для исследования первичного космического излучения и вторичных частиц, возникающих при облучении им атмосферы.

Наиболее надежным способом, с помощью которого можно отличить одно ядро от другого, является определение их заряда, что может быть осуществлено при пропускании ядра через так называемый черенковский счетчик, основанный на использовании эффекта Вавилова- Черепкова. Это явление состоит в том, что если заряженная частица проходит через прозрачное вещество со скоростью, большей скорости света для данного вещества, то на ее пути возникает свет (излучение Вавилова-Черенкова).

Интенсивность вспышки черепковского излучения пропорциональна квадрату заряда Z²e² частицы, прошедшей через детектор счетчика, зависит от скорости В, показателя преломления п вещества в детекторе, а также от длины пути частицы в этом детекторе:

(2.4)

где ΔN - число фотонов в интервале частот Δv, испущенных на пути частицы l;

h - постоянная Планка;

с - скорость света.

Регистрируя амплитуды вспышек черепковского излучения, можно исследовать спектр ядер в первичном космическом излучении и определить относительное количество ядер с различными зарядами в общем потоке космических частиц.

Один из возможных вариантов прибора для исследования состава космического излучения (рис. 73) представляет плексигласовый детектор, отполированная поверхность которого плотно прижата к фотокатоду фотоумножителя. Свет, возникающий при прохождении частицы в плексигласе, попадает на фотокатод фотоумножителя. Фотоумножитель под действием этого света дает электрический сигнал, величина которого пропорциональна интенсивности световой вспышки.

Рис. 73. Прибор для исследования состава первичного космического излучения

Остановимся на вопросах, связанных с изучением полной интенсивности космических лучей и их вариаций (т. е. изменения со временем этой интенсивности).

Полная интенсивность космических лучей измерялась и ранее на различных высотах; зависимость интенсивности космических лучей от высоты имеет вид, показанный на рис. 74. При подъеме прибора (счетчика) от уровня моря в верхние слои атмосферы наблюдается быстрый рост числа частиц, регистрируемых прибором в секунду, особенно на высоте примерно 30-40 км, после чего рост замедляется, и далее число частиц в секунду очень слабо меняется с высотой, практически оставаясь постоянным приблизительно до 200 км. Появление максимума интенсивности в указанном диапазоне высот объясняется тем, что первичные частицы большой энергии, как отмечено выше, попадая в более плотные слои атмосферы, сталкиваются с ядрами атомов, образуя при этом большое количество вторичных частиц меньшей энергии. Поэтому число частиц при углублении в атмосферу сначала возрастает, а затем этот процесс начинает компенсироваться поглощением частиц в атмосфере, вследствие чего и происходит падение интенсивности космических лучей. Обычно полная интенсивность космического излучения измеряется с помощью счетчика Гейгера.

Рис. 74. Высотный ход полной интенсивности космических лучей

Счетчик Гейгера позволяет производить регистрацию частиц, не отличая друг от друга частицы с различными зарядами, а измеряя только их полную интенсивность. Обычно это металлическая трубка, по оси которой натянута нить (рис. 75). Трубка и нить изолированы друг от друга. Трубка заполнена смесью газов из галлоидной группы элементов. Между нитью и корпусом трубки приложена разность потенциалов в несколько сот вольт. При прохождении заряженной частицы через такой счетчик вдоль пути частицы возникают ионы, которые под действием электрического поля приходят в движение и, сталкиваясь с атомами газа в счетчике, образуют новые ионы. Таким образом создается лавина, которая приводит к возникновению электрического импульса, соответствующего прохождению каждой частицы космических лучей. Зарегистрированные счетчиком импульсы обычно сосчитываются так называемой пересчетной схемой (рис. 76).

Рис. 75. Схема счетчика Гейгера: 1 - корпус; 2 - стальная нить; 3 - газ, заполняющий счетчик; 4 - путь частицы через счетчик

Рис. 76. Схема прибора для измерения интенсивности космического излучения: 1 - счетчик Гейгера; 2 - пересчетная схема; 3 - блок питания; 4 - схема согласования с телеметрической системой

Схема состоит из нескольких пересчетных ячеек, совершенно одинаково работающих и включенных последовательно. Пересчетные схемы, используемые на спутниках и космических ракетах, строятся из-за экономии питания не на электронных лампах, а на полупроводниковых триодах. Работает такая схема по двоичной системе, поскольку каждая ячейка может иметь два устойчивых состояния.

Для поиска и регистрации фотонов в составе космического излучения, а также для изучения областей повышенной радиации вблизи Земли можно использовать так называемый люминесцентный счетчик, обладающий высокой эффективностью (примерно на два порядка большей, чем у счетчиков Гейгера). Счетчик состоит из цилиндрического кристалла йодистого натрия и фотоумножителя. Импульсы, возникающие на выходе фотоумножителя, усиливаются полупроводниковым усилителем и подаются на двоичную схему, собранную также на полупроводниках. Порог счетной схемы соответствует энерговыделению в кристалле, равному нескольким десяткам килоэлектронвольт. На рис. 77 изображена блок-схема прибора.

Рис. 77. Блок-схема прибора с люминесцентным счетчиком частиц

На выходе пересчетной схемы используется реле, положение контактов которого передается по телеметрической системе. В схеме прибора предусмотрены еще два реле, положение которых служит для передачи данных о суммарной ионизации. Для этой цели производится измерение тока на выходе фотоумножителя, а также тока одного из динодов фотоумножителя. Одновременное измерение этих токов позволяет не только измерить значение суммарной ионизации, производимой в кристалле (ток динода), но и оценить, из каких порций эта ионизация в среднем складывается. Это оказывается возможным в результате использования эффекта нелинейности в области последних электродов фотоумножителя, благодаря чему соотношение между токами анода и промежуточного динода зависит от энергии отдельных вспышек.

Изменение положения реле происходит после накопления определенного заряда (реле 1 и 2) или при накоплении определенного числа импульсов (реле 3).

Таким образом, интенсивность может быть вычислена по формуле:

(2.6)

где Т - время пребывания данного реле в одном положении; значение К определяется в зависимости от изменения темпа счета (К_с), измерения ионизации по анодному (К_a) или динодному (K_д) току.

Прибор для исследования потоков тяжелых ядер в космическом излучении позволяет регистрировать совершенно другую компоненту космического излучения, а именно, ядра таких элементов, как железо, кобальт, никель, и даже выделять ядра еще более тяжелых элементов (ванадия и других, вплоть до урана).

Схема прибора представлена на рис. 78. Действие прибора основано на использовании эффекта Вавилова - Черенкова. Черенковский счетчик состоит из фотоумножителя и детектора. Детектором служит плексигласовый цилиндр. Оптический контакт детектора с фотоумножителем осуществляется с помощью канадского бальзама.

Рис. 78. Блок-схема прибора для изучения потоков тяжелых ядер в космическом излучении

Такой счетчик может регистрировать частицы с кинетической энергией Е > 3⋅10⁸эв/нуклон, попавшие в детектор с любых направлений при достаточной длине их пробега в детекторе. Импульс с выхода фотоумножителя подается через эмиттерный повторитель на два усилительных канала с различными порогами. На выходе каналов стоят триггерные ячейки. Выходы триггеров подаются на радиотелеметрическую систему.

Исследование корпускулярного излучения Солнца

Корпускулярное излучение Солнца играет существенную роль в ионизации верхних слоев атмосферы, образовании полярных сияний и геомагнитных возмущений.

На основании исследования спектров полярных сияний можно сделать заключение, что корпускулярное излучение представляет собой в основном потоки ионов водорода и электронов. С помощью наблюдений на больших высотах можно непосредственно установить состав корпускулярного излучения Солнца.

Многочисленные исследования природы корпускулярного излучения Солнца и установление связи между этим излучением и полярными сияниями, геомагнитными возмущениями и т. д. выдвинули эту проблему в число центральных проблем современной геофизики.

Первую серьезную попытку объяснить возникновение полярных сияний корпускулярными потоками, выбрасываемыми Солнцем, сделали Штермер и Беркеланд. Учитывая, что полярные сияния происходят, как правило, в высоких широтах, вблизи магнитного полюса, а направление их лучей совпадает с направлением силовых линий магнитного поля Земли, естественно было искать причину возникновения полярных сияний в движении зарядов в верхних слоях атмосферы под действием магнитного поля Земли.

Впервые задачу о движении такого заряда-электрона или протона - в магнитном поле диполя рассмотрел Штермер.

В результате решения этой задачи угловой радиус зоны полярных сияний определялся уравнением:

(2.6)

где (М - магнитный момент диполя, H - напряженность магнитного диполя в точке наблюдения, R - радиус кривизны винтовой линии, по которой движется заряженная частица).

Анализ результатов Штермера показал, что наибольшее отклонение частицы от магнитного полюса составляет 19°, тогда как максимальная зона полярных сияний отстоит от полюса на 23° и спускается при сильных магнитных бурях до 30, 40 и даже 50°. Это противоречие теоретических выводов наблюдаемым фактам можно обойти, если предположить наличие кругового тока в плоскости магнитного экватора на расстоянии нескольких земных радиусов.

Теория Штермера была подвергнута экспериментальной проверке в знаменитых опытах с тереллой^*, поставленных Беркеландом, а также в опытах Брюхе.

^* (Терелла - расположенный в разреженном газе намагниченный шар, облучаемый электронами.)

С помощью этих опытов удалось воспроизвести некоторые из периодических орбит движения электронов, предсказываемых Штермером, и выяснить влияние гипотетических кольцевых токов в плоскости магнитного экватора: в случае кольцевого тока зона полярных сияний на терелле действительно снижалась в сторону экватора.

Вместе с тем теория Штермера встретилась с одной серьезной трудностью. Дело в том, что для образования полярных сияний и магнитных бурь плотность потока частиц, приближающихся к Земле, должна быть очень большой. Однако, если указанный поток состоит только из одноименных заряженных частиц (как это имеет место в теории Штермера), то вследствие электростатического отталкивания частицы рассеются задолго до приближения к Земле. Эта трудность может быть снята предположением о нейтральности потока частиц, выбрасываемых Солнцем. Подобная точка зрения была развита в работах ряда авторов (Чепмена - Ферреро и др.).

В последнее время эта гипотеза также подвергалась серьезной критике со стороны целого ряда ученых, причем некоторые из них вновь воскресили первоначальную гипотезу Штермера - Беркеланда. Дело в том, что межпланетная среда, как показали недавние исследования, не является идеальным вакуумом, а содержит ионизированный газ, плотность которого достигает порядка 10³ частиц см^-3. Этот ионизированный газ является хорошим проводником и, по-видимому, предохраняет от рассеяния, в результате электростатического отталкивания, корпускулярный поток, состоящий из одноименных заряженных частиц.

Кроме того, было показано, что в силу электромагнитного взаимодействия движущихся зарядов, пучок корпускул будет фокусироваться.

Таким образом, критика гипотезы Штермера оказалась несостоятельной. Тем не менее эта гипотеза не может служить в настоящее время окончательной рабочей гипотезой, так как она не выдерживает других возражений, но некоторые качественные выводы этой теории могут быть использованы для геофизических целей.

Изучение распределения по высоте нижних границ полярных сияний позволяет сделать некоторые выводы об энергии солнечных корпускул. Оказалось, что корпускулы способны свободно преодолевать толщу атмосферы над 100-километровым уровнем. Это соответствует 10^-3 г воздуха над 1 см² или 1 см атмосферы при нормальных давлении и температуре. Например, протоны, чтобы преодолеть такую толщу атмосферы, должны обладать энергией 5⋅10⁵эв, что соответствует их скорости около 10⁹см/сек.

Изучение спектра полярных сияний дает богатый материал о природе солнечных корпускул. Сравнение спектра полярных сияний в верхней атмосфере с искусственными полярными сияниями в лаборатории показало, что спектры полярных сияний не похожи на спектры воздуха, возбуждаемого жесткими электронами. В то же время в инфракрасной области спектра найдены полосы ионизированной молекулы азота, которые возбуждаются только электронами в несколько десятков электрон-вольт.

Представления о корпускулярном излучении Солнца за последнее время существенно менялись благодаря накоплению нового фактического материала. К настоящему времени установлено, что вторгающиеся в земную атмосферу корпускулы являются ионизированными атомами водорода и быстрыми электронами, это доказывается сравнением спектров полярных сияний с искусственными, полученными в лабораторных условиях спектрами воздуха при его облучении быстрыми ионами водорода и электронами.

Однако вопрос о природе корпускулярного излучения Солнца экспериментально еще не решен. Постановка на спутнике опытов по изучению природы корпускулярного излучения Солнца, а также выяснение направленности корпускулярных потоков во время полярных сияний позволит до некоторой степени решить, действительно ли это излучение играет ту существенную роль в образовании полярных сияний и магнитных возмущений, какая отводится ему современными теориями.

В аппаратуре, установленной на искусственном спутнике Земли, в качестве индикаторов не особенно жестких электронов (рис. 79) используются два флюоресцирующих экрана из сернистого цинка, активированного серебром, покрытые алюминиевой фольгой, различной толщины (8⋅10^-4 и 4⋅10^-4г/см²). Перед экранами расположены три толстые алюминиевые диафрагмы со входным окном, обеспечивающим захват корпускул из телесного окна в ¹/₄ стерадиана. Излучение флюоресцирующего экрана в результате облучения его корпускулами регистрируется фотоэлектронным умножителем. Ток, который возникает в фотоэлементе, определяется выражением:

(2.7)

где j -ток корпускул (а/см²);

S - площадь экрана и фотокатода;

v - разность потенциалов, потребная для ускорения корпускул до их энергии;

α - светоотдача экрана;

η - чувствительность фотокатода.

Рис. 79. Схема аппаратуры для обнаружения корпускулярного излучения Солнца: 1 - блок питания; 2 - катодный повторитель; 3 - к радиотелеметрической системе; 4 - к программно-временному устройству; 5 - преобразователь напряжения; ФЭУ - фотоэлектронный умножитель

Алюминиевая фольга различной толщины предназначена для того, чтобы с ее помощью грубо оценивать пробег корпускул.

Тонкая фольга имеет микропоры, пропускающие солнечный свет. Поэтому при направлении на Солнце индикатор с такой фольгой будет давать отсчеты на середине шкалы. При вращении спутника фототок за счет электромагнитного излучения Солнца должен быть симметричным относительно своего максимума. Значение этих обстоятельств необходимо для оценки корпускулярного воздействия на флюоресцирующий экран с тонкой фольгой.

Сделав характеристику усилительной системы нелинейной, можно обеспечить регистрацию перпендикулярно падающих на весь флюоресцирующий экран электронов с энергией ~ 10⁴эв в широком диапазоне токов при максимальной чувствительности (при токе от 10^-11 до 10^-8 а/см² в случае индикатора с толстой фольгой).

Биологические исследования

Биологические исследования на высотных ракетах и, особенно, на искусственных спутниках 3емли являются важнейшим этапом подготовки полета человека в космическое пространство. Именно на этом этапе исследовании необходимо изучить влияние всех факторов, присущих пребыванию человека в космосе. К этим факторам относятся влияние перегрузок при старте ракеты, состояние невесомое в условиях свободного полета по орбите, влияние различных излучений на живой организм, состояние высокоорганизованного живого существа в гермеоческой кабине, приспособляемость живого организма к условиям, приближенным к космическому полету. Исследования в этих направлениях проводятся на мышах, свинках кроликах, собаках и обезьянах. Обезьяны, как правило, поднимаются на ракетах в наркотизированном состоянии, что значительно снижает ценность проводимого эксперимента. Советские физиологи провели ряд успешных экспериментов на собаках при пусках геофизических ракет вплоть до высоты 470 км. Подопытные животные благополучно возвратились на Землю, при этом их стояние не отличалось резко от нормального. Накопленный советскими физиологами обширный материал при пусках высотных ракет позволил сделать вполне определенные выводы о возможности посылки живого организма в космическое пространство.

Биологические исследования на искусственных спутниках Земли позволили расширить наши знания о пре Звании живого организма в Уровнях космического полета. В отличие от биологических исследовании на высотных ракетах, искусственные спутники позволяют изучить эффекты длительного воздействия ускорении, шума и вибраций при запуске спутника до момента выхода его на орбиту и длительного состояния невесомости при орбитальном полете.

Для обеспечения животному всех необходимых жизненных условий при космическом полете, а также регистрации физиологических функций квотного применяется специальная аппаратура, отвечающая высоким конструктивным требованиям.

В состав оборудования герметической кабины входит следующая аппаратура: регенерационная установка с системой автоматики, регулятор температуры воздуха в герметической кабине, автомат кормления и обеспечения животного водой, приспособление для фиксации положения животного в кабине, комплект физиологических датчиков вместе с усилительно-коммутационным блоком и усилителями.

С помощью физиологических датчиков, которые размещаются на животном (рис. 80), производится регистрация показателей, характеризующих состояние дыхания и кровообращения животного в полете, а именно: частоты сердечных сокращений путем регистрации биотоков сердца; частоты дыхания путем измерения периметра грудной клетки; величины максимального артериального кровяного давления осцилляционным методом при периодическом сжимании выведенной в кожный лоскут сонной артерии с помощью специальной манжеты. Кроме того, для суждения о двигательной активности животного используется метод актографии с датчиком движения.

Регистрация биотоков производится при помощи серебряных электродов, вживленных под кожу животного. Использование тензолитовых реостатных датчиков, накладываемых в виде поясов на грудную клетку животного, позволяет производить регистрацию частоты дыхания. Осцилляционный датчик, который при помощи пьезокристалла преобразует пульсовые колебания стенок сонной артерии в электрические колебания, служит для регистрации артериального давления. Движения животного регистрируются потенциометрическим датчиком. На рис. 81 представлена блок-схема такой аппаратуры.

Рис. 80. Комплект физиологической аппаратуры: 1 - микрофон; 2 - автомат давления; 3 - автономный регистратор; 4 - первый усилительно-распределительный блок; 5 - второй усилительно-распределительный блок; 6 - блок преобразования напряжений; 7 - датчики температуры; 8 - датчик для измерения артериального давления; 9 - датчик дыхания; 10 - датчик регистрации движений

Рис. 81. Блок-схема физиологической аппаратуры

Для обеспечения питания животного в условиях невесомости разрабатываются специальные пищевые желеобразные массы, содержащие необходимое количество воды.

Для отправлений животного предусматривается специальное ассенизирующее устройство.

Путем длительной тренировки в лабораторных условиях, проведения многосуточных экспериментов животное подготовляется к полету на искусственном спутнике Земли.