Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I Опыт внеатмосферных измерений яркости неба на спутниках "Космос-51" И " Космос -2I3" 14
1. Описание экспериментов на ИСЗ "Космос-51" и "Космос-213" 16
2 Расчет ожидаемых интегральных потоков излучения от звездных полей 22
3 Результаты измерений на ИСЗ "Космос-51" . 27
4 Результаты измерений на ИСЗ "Космос-213" . 32
Выводы по главе I 37
ГЛАВА II. Измерения яркости неба с поверхности луны на "Луноходе -2" 40
1, Описание астрофотометра АФ-ЗЛ 41
2 Наблюдения и анализ данных измерений 44
3 Возможное объяснение избыточного УФ - свечения лунного неба 52
Выводы по главе II 55
ГЛАВА III. Проблема абсолютной калибровки и возможные звездные энергетические стандарты для внеатмос ферных измерений в УФ - диапазоне спектра 57
Выводы по главе III. 81
ГЛАВА ІV. Измерения УФ - излучения фона неба в эксперименте "галактика" на станции "Прогноз -6". 82
1, Описание спектрометра 83
2 Наблюдения и особенности эксперимента 87
3 Исключение инструментального рассеянного света 100
4 Определение вклада звездной составляющей . 107
ГЛАВА V. Ультрафиолетовый спектр фона неба на различных галактических широтах и его интерпретация 129
1. Результаты измерений для темных и ярких облас тей неба 130
2 Зависимость УФ - излучения фона неба от галактической широты и сравнение наших данных с другими 136
3 Сравнение УФ - излучения фона неба с яркостью фона в мягком рентгене и распределением плотности нейтрального водорода по небу 142
4 Возможное объяснение УФ - эмиссии фона неба на высоких и средних галактических широтах .147
Основные выводы по главам ІV и V 155
Заключение 157
Литература 159
- Расчет ожидаемых интегральных потоков излучения от звездных полей
- Возможное объяснение избыточного УФ - свечения лунного неба
- Исключение инструментального рассеянного света
- Зависимость УФ - излучения фона неба от галактической широты и сравнение наших данных с другими
Введение к работе
I. Проблемы внеатмосферных измерений ультрафиолетовой яркости фона неба
Настоящая работа посвящена внеатмосферным исследованиям ультрафиолетового (УФ) излучения фона неба в области 1200 %< ^Л <3000 Я. История внеатмосферных измерений ультрафиолетового излучения фона неба в Крымской астрофизической обсерватории насчитывает более 15 лет. Внеатмосферные исследования были начаты по инициативе А.Б.Северного и продолжали выполняться всё это время под его руководством и при его непосредственном участии.
Исследования УФ - излучения фона неба представляют большой интерес для изучения физических характеристик пыли и газа и их пространственного распределения во Вселенной и, в первую очередь, в нашей Галактике. Вопросы, связанные с такими исследованиями, сводятся к двум основным: I) каковы интенсивность и спектральное распределение непрерывной эмиссии фона неба в различных направлениях Галактики? и 2) Что является источником этого излучения?
Особый интерес для космологии представляет возможность наблюдений межгалактического излучения в ультрафиолетовом диапазоне спектра (Курт и Сюняев, 1967), что позволяет, в принципе, экспериментально определить плотность и температуру межгалактической среды. В связи с этим возникает вопрос: може ли межгалактическое излучение газа быть обнаружено в непрерывном спектре УФ - излучения фона неба или оно маскируется излучением галактического происхождения? На этот вопрос можно ответить только после того, как хорошо будет изучено УФ - излучение,
связанное с межзвездной средой.
Кроме того, также представляет большой интерес обнаружение УФ - излучения в непрерывном спектре от короны Галактики. Наблюдения на спутнике ІКЕ показали существование горячей галак-тической короны (Т - 10 К) по поглощению эмиссионных линий сильно ионизованных элементов Civ и &ІИ в ультрафиолетовых спектрах квазаров, звезд Магеллановых Облаков и звезд галактического гало (Янг и др., 1979; Улрих и др., 1980; Савидж и Боер, 1981), что подтвердило теоретические идеи Шкловского (1952) и Спитцера (1956) о возможном существовании горячего
протяженного газового гало вокруг Галактики, н Раняя история внеатмосферных исследований ультрафиолетовой яркости фона неба изложена в подробном обзоре Давидеена и др. (1974). Выводы авторов этого обзора скорее пессимистические: результаты измерений УФ -яркости неба в различных экспериментах показывают значительный разброс и поэтому не могут дать однозначного ответа на вопрос о состоянии межзвездной, и тем более межгалактической, среды. Причина разногласий в предельной слабости объекта наблюдений и в трудности выделения его на фоне других источников излучения. В обзоре подчеркивается, что основная задача при определении УФ -яркости фона неба состоит в правильном учёте вклада всех источников излучения, наблюдаемых в поле зрения прибора: в первую очередь, звезд (ярких и слабых, неразрешенных), затем, зодиакального света, эмиссии геокороны для низкоорбитальных спутников и ракет (как прямого излучения, так и инструментального рассеянного света -С^), свечения верхних слоев атмосферы ( custfi&ut ) в ракетных экспериментах, контаминации за счет частиц высоких энергий. Только после учёта всех этих компонентов можно опре-
делить интенсивность УФ - излучения фона неба.
С другой стороны,при наблюдениях с малым полем зрения, когда можно выбрать участок неба свободный от звезд и наблюдать галактическое пространство между звездами, возникала другая трудность - недостаточная чувствительность аппаратуры для такого слабого источника излучения как фон неба, интенсивность которого составляет - 10 эрг/см сек 1 стер.
Таким образом, возникла необходимость в получении новых наблюдательных данных, которые прояснили бы сложившуюся ситуацию. В связи с этим самыми перспективными экспериментами представлялись такие, которые были бы выполнены на значительном расстоянии от Земли, в межпланетном пространстве, что исключило бы влияние части источников излучения, искажающих результаты.
В последние годы прогресс в развитии ультрафиолетовой техники способствовал быстрому росту внеатмосферной астрономии, и в том числе той её области, которая занимается изучением ультрафиолетового свечения фона неба. Был выполнен ряд новых экспериментов, которые, после появления в печати результатов этих измерений, снова возобновили дискуссию об УФ - излучении фона неба, но уже на новом уровне: разброс полученных интенсив-ностей уменьшился в 2 раза.
Недано опубликованные обзоры Пареша и Якобсона (1980) и Генри (1981 а,в), посвященные внеатмосферным исследованиям УФ - излучения фона неба, дают достаточно полную картину в этой области исследований. Однако выводы, к которым приходят авторы этих обзоров, интерпретируя полученный разброс, несколько противоречат друг другу.
Так, согласно Парешу и Якобсону (1980) различие результатов составляет в среднем ~1,5 порядка и этот факт отражает
реальную"пятнистость" УФ -излучения фона. Например значительная неравномерность фона по небу наблюдалась в эксперименте на станции "Аполлон-Союз" в спектральной области 1440 S (Пареш и др., 1979, 1980): разброс достигает ~50 раз для областей на одинаковых галактических широтах, причем не только на низких, но и на средних и высоких широтах. Источниками этих пространственных вариаций светимости фона, по мнению Пареша и Якобсона (1980), являются либо рассеяние межзвездной пылью, либо внегалактические источники.
Напротив, Генри (1981 а,в) считает, что несогласие результатов различных экспериментов является следствием того, что "большинство из них являются ошибочными либо дефективными в методике", и достоверными результатами являются те, которые дают минимальные значения на высоких галактических широтах. Генри полагает, что происхождение этого высокоширотного УФ -излучения нельзя объяснить рассеянием света звезд в межзвездной среде (Генри и др., 1978а) и причиной его являются внегалактические источники излучения. Что касается "пятнистости" фона, которая наблюдалась Парешем и др. (1979, 1980), то Генри относит этот эффект за счет неточного учёта звездной составляющей, полагая его следствием возможной неточности отождествления наблюдаемых площадок на небе при малом поле зрения прибора, а также неопределенности в звездных величинах и спектральных классах слабых звезд (Генри, 1981 а). Интересно, что обе эти полемизирующие группы (университеты Джона Гопкинса и Беркли), в тоже время, дают согласующиеся минимальные значения УФ - интенсивности фона около 300 кв./см сек $ стер.
Мы не будем больше останавливаться на существующей полемике в этой области исследований и на описании всех проведен-
ных экспериментов, отметим лишь основные8':
на корабле "Аполлон-17" на большом расстоянии от Земли измерено УФ - свечение фона неба вблизи полюсов Галактики в спектральном диапазоне й^ІЗОО-1800 Я с полем зрения ~100 кв. град. (Генри и др., 1978 в);
на ракете "Ари.ес-8" проводились измерения со спектрометром, аналогичным тому, который был установлен на "Аполлоне--17й, с применением фильтра из флюорита кальция для ослабления света JL^ (Андерсон и др., 1979);
на спутнике Д2В измерена яркость фона для площадок неба ( 3 кв.град.) на различных галактических широтах в спектральной области Л1690 % с полосой л?[ = 330 Я (Мошера - Жубер и др., 1978);
на станции "Прогноз-6" в эксперименте "Галактика"
на большом удалении от Земли измерено свечение фона в диапазоне
ЛЛП00-1800 Я с полосой лЛ = 200 Я и полем зрения 36 кв. град. (Зверева и др., 1982 ; ІУ и У главы данной диссертации).
5) на станции "Аполлон-Союз" для многих направлений на
небе с полем зрения 2,5 град, измерена яркость фона в области
Л 1440 8 с полосой дД= 200 & (Пареш и др., 1979, 1980).
Как видно из приведенного выше списка, эксперименты на "Аполлоне-17" и "Прогнозе-6" имеют существенное преимущество перед другими: они выполнены на значительном удалении от Земли, что исключило влияние ряда источников излучения и контаминации, искажающих измерения на низкоорбитальных спутниках и ракетах. Правда, в обоих экспериментах возникли трудности с учётом паразитного инструментального рассеянного света X . ,
В диссертации автор не обсуждает измерений в Х^ , а также в более коротких длинах волн.
но эта задача была решена и, по-видимому, в случае эксперимента "Галактика" статистически более надежно, чем в случае эксперимента на "Аполлоне-17".
Итак, несмотря на возросшую эффективность космических исследований^ и большой наблюдательный материал по измерениям УФ - излучения фона неба, до сих пор не существует единого мнения относительно величины и спектрального распределения этого излучения, а также его источников. Таким образом, вопрос о состоянии межзвездной и межгалактической среды по наблюдениям УФ - излучения фона неба остается пока что нерешенным.
2. Постановка научной задачи
Целью настоящей работы является исследование распределения энергии в излучении фона неба в ультрафиолетовом диапазоне длин волн на основании внеатмосферных наблюдений в 4-х экспериментах.
На первых этапах работы основной наблюдательной задачей являлась отработка методики измерений яркости неба вне атмосферы Земли в УФ - области спектра и выбор оптимальных параметров приборов. Кроме того разрабатывалась эффективная техника определения звездной составляющей излучения, а также зодиакального света .
Особое внимание в работе уделялось абсолютной энергетической калибровке приборов, а также исключению из наблюдаемых отсчетов вклада от источников излучения, "загрязняющих" данные наблюдений (как например, инструментальный рассеянный свет).
В первых двух экспериментах на низкоорбитальных ИСЗ "Космос-51" (неориентированный) и "Космос-213" (ориентирован по оси вращения) измерялась интегральная яркость звездных
полей с помощью широкоугольных ( >-18) двухканальных фотометров в спектральном диапазоне Л 2700 (ч50) Я и в видимом свете.
В третьем эксперименте на "Луноходе-2" применялся двух-канальный фотометр, сходный с тем, что работал на ИСЗ "K-5I" и "K-2I3", для определения свечения лунного неба (на поверхности Луны) как во время лунного дня, так и во время лунной ночи. Кроме того,эта задача имела прикладное значение - выявление пригодности лунных условий для установки астрономических телескопов на поверхности Луны.
Основной наблюдательной задачей, в дальнейшем, явилось определение ультрафиолетовой яркости фона неба на основании измерений, выполненных на больших расстояниях от Земли, фактически, в межпланетном пространстве. На станции "Прогноз-6" был осуществлен советско-французский эксперимент "Галактика": с помощью спектрометра, чувствительного в области спектра Л Л I100-1900 8, с полем зрения ^36 кв.градусов измерено ультрафиолетовое излучение фона неба на различных галактических широтах. Особый интерес представляли измерения, выполнен-ные в апогее спутника (2*10 км), для темных участков неба на высоких и средних галактических широтах, где вклад звезд минимален.
Для определения истинного сигнала от фона неба, на основе наблюдательных данных, полученных не только вне, но и в пределах геокороны, был разработан надежный метод исключения вклада паразитного сигнала от инструментального рассеянного света /.^ Кроме того,была усовершенствована методика определения вклада звездной составляющей в УФ - свечении неба для широкоугольных полей зрения на основании современных внеатмосферных измерений
- II -
звездных потоков (по каталогам ТД-І и 0А0-2).
В результате анализа большого наблюдательного материала (около 4 тысяч спектров) получено спектральное распределение ультрафиолетового излучения ( Л А 1400 -1850 &) фона неба на различных галактических широтах. В диссертации обсуждаются также некоторые возможные источники УФ - излучения фона неба.
Помимо того, что полученные результаты представляют космологический интерес (см. I), следует отметить значительную актуальность надежных измерений ультрафиолетового излучения фона неба для определения слабоконтрастных источников излучения (галактики, туманности).
3. Композиционное построение диссертации
Данная диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения.
Во введении обсуждается актуальность темы диссертации и постановка научной задачи.
В первой главе излагается опыт фотометрических измерений яркости звездных полей в ультрафиолетовой и видимой областях спектра на низкоорбитальных ИСЗ "Космос-51" и "Космос-213".
Во второй главе описываются измерения яркости лунного неба в ультрафиолетовой и видимой областях спектра с помощью двухканального астрофотометра, установленного на "Луноходе-2".
В третьей главе обсуждаются проблемы абсолютной калибровки и возможные звездные энергетические стандарты для внеатмосферных наблюдений в УФ -диапазоне спектра.
В четвертой главе описывается эксперимент "Галактика", выполненный на высокоапогейном спутнике "Прогноз-6", исключение вклада инструментального рассеянного света и звездной составляющей из наблюдаемого УФ - свечения неба (v\ Л 1100-1900 $).
В пятой главе анализируется ультрафиолетовый спектр фона неба (и Л1400-1850 Я) для темных и ярких областей на различных галактических широтах: устанавливается корреляция УФ - излучения фона неба в «Л 1600 Й с галактической широтой, с распределением плотности нейтрального водорода по небу и яркостью фона неба в мягком рентгеновском излучении. Обсуждается возможное объяснение ультрафиолетовой эмиссии фона неба на высоких галактических широтах излучением горячего газа.
Согласно основным результатам настоящей работы диссертантом выносятся на защиту:
методика измерений ультрафиолетовой яркости фона неба с широкоугольными спектральными приборами;
результаты фотометрических измерений яркости неба одновременно в ультрафиолетовой ( Л 2700 Я) и видимой (Я 5000 Я) областях спектра на ИСЗ "Космос-51" и "Космос-213";
результаты фотометрических измерений яркости лунного неба с борта "Лунохода-2" в диапазонах спектра Л 2700 & и
Л 5400 Я, свидетельствующие в пользу существования тонкой пылевой атмосферы вокруг Луны;
Способ учёта вклада звездной составляющей и инструментального рассеянного света при определении УФ - яркости фона неба;
результаты эксперимента "Галактика" на космической станции "Прогноз-6": ультрафиолетовые спектры фона неба в спектральном диапазоне Л Л1400-1850 Я для областей на различных галактических широтах, полученные в "глубоком космосе" на расстояниях более 10 км от Земли;
вывод о том, что наблюдаемое УФ - излучение фона неба на низких галактических широтах ( \Ц < 30) согласуется с моделями диффузного галактического света {%Ы* ), в то время
«* J3 — как для высоких и средних широт наблюдаемое свечение фона не удается объяснить в рамках существующих моделей 2>GvC»
7) интерпретация наблюдаемого на высоких и средних галактических широтах УФ -свечения фона неба на основе модели излучения горячей компоненты межзвездного газа (Те ^ Ю5 К).
Новизна полученных результатов выражается в следующем:
Впервые на поверхности Луны с помощью астрофотометра измерено повышенное свечение по сравнению с ожидаемым в ультрафиолетовой и видимой областях спектра.
Впервые в эксперименте "Галактика" получен ряд спектров УФ -излучения фона неба для 20 областей неба на различных галактических широтах, позволяющих проанализировать пространственное распределение УФ - свечения фона.
На новом наблюдательном материале сделан вывод о невозможности объяснение полученного спектрального распределения УФ --излучения фона для некоторых областей неба на высоких и средних галактических широтах в рамках существующих моделей Э& .
Предложен новый механизм, объясняющий УФ - спектр фона в высокоширотных областях неба эмиссией горячего водородного
газа.
5) Для наблюдаемых областей неба найдена корреляция ин
тенсивности УФ -излучения фона неба в длине волны Л1600 ft*
( а Д = 200 %) с плотностью атомов нейтрального водорода на луче зрения.
6) Для ряда областей с аномальной УФ - эмиссией фона
впервые указано на возможную связь УФ -излучения с радио
шпурами - остатками сверхновых.
Расчет ожидаемых интегральных потоков излучения от звездных полей
Во введении обсуждается актуальность темы диссертации и постановка научной задачи. В первой главе излагается опыт фотометрических измерений яркости звездных полей в ультрафиолетовой и видимой областях спектра на низкоорбитальных ИСЗ "Космос-51" и "Космос-213".
Во второй главе описываются измерения яркости лунного неба в ультрафиолетовой и видимой областях спектра с помощью двухканального астрофотометра, установленного на "Луноходе-2". В третьей главе обсуждаются проблемы абсолютной калибровки и возможные звездные энергетические стандарты для внеатмосферных наблюдений в УФ -диапазоне спектра. В четвертой главе описывается эксперимент "Галактика", выполненный на высокоапогейном спутнике "Прогноз-6", исключение вклада инструментального рассеянного света и звездной составляющей из наблюдаемого УФ - свечения неба (v\ Л 1100-1900 $). В пятой главе анализируется ультрафиолетовый спектр фона неба (и Л1400-1850 Я) для темных и ярких областей на различных галактических широтах: устанавливается корреляция УФ - излучения фона неба в «Л 1600 Й с галактической широтой, с распределением плотности нейтрального водорода по небу и яркостью фона неба в мягком рентгеновском излучении. Обсуждается возможное объяснение ультрафиолетовой эмиссии фона неба на высоких галактических широтах излучением горячего газа. Согласно основным результатам настоящей работы диссертантом выносятся на защиту: 1) методика измерений ультрафиолетовой яркости фона неба с широкоугольными спектральными приборами; 2) результаты фотометрических измерений яркости неба одновременно в ультрафиолетовой ( Л 2700 Я) и видимой (Я 5000 Я) областях спектра на ИСЗ "Космос-51" и "Космос-213"; 3) результаты фотометрических измерений яркости лунного неба с борта "Лунохода-2" в диапазонах спектра Л 2700 & и Л 5400 Я, свидетельствующие в пользу существования тонкой пылевой атмосферы вокруг Луны; 4) Способ учёта вклада звездной составляющей и инструментального рассеянного света при определении УФ - яркости фона неба; 5) результаты эксперимента "Галактика" на космической станции "Прогноз-6": ультрафиолетовые спектры фона неба в спектральном диапазоне Л Л1400-1850 Я для областей на различных галактических широтах, полученные в "глубоком космосе" на расстояниях более 10 км от Земли; 6) вывод о том, что наблюдаемое УФ - излучение фона неба на низких галактических широтах ( \Ц 30) согласуется с моделями диффузного галактического света {%Ы ), в то время — как для высоких и средних широт наблюдаемое свечение фона не удается объяснить в рамках существующих моделей 2 GvC» 7) интерпретация наблюдаемого на высоких и средних галактических широтах УФ -свечения фона неба на основе модели излучения горячей компоненты межзвездного газа (Те Ю5 К). Новизна полученных результатов выражается в следующем: 1) Впервые на поверхности Луны с помощью астрофотометра измерено повышенное свечение по сравнению с ожидаемым в ультрафиолетовой и видимой областях спектра. 2) Впервые в эксперименте "Галактика" получен ряд спектров УФ -излучения фона неба для 20 областей неба на различных галактических широтах, позволяющих проанализировать пространственное распределение УФ - свечения фона. 3) На новом наблюдательном материале сделан вывод о невозможности объяснение полученного спектрального распределения УФ --излучения фона для некоторых областей неба на высоких и средних галактических широтах в рамках существующих моделей Э& . 4) Предложен новый механизм, объясняющий УФ - спектр фона в высокоширотных областях неба эмиссией горячего водородного газа. 5) Для наблюдаемых областей неба найдена корреляция ин тенсивности УФ -излучения фона неба в длине волны Л1600 ft ( А Д = 200 %) с плотностью атомов нейтрального водорода на луче зрения. 6) Для ряда областей с аномальной УФ - эмиссией фона впервые указано на возможную связь УФ -излучения с радио шпурами - остатками сверхновых. В этой главе речь пойдет о первых внеатмосферных экспериментах, выполненных в Крымской астрофизической обсерватории до 1968 года, - внеатмосферных измерениях яркости неба. Первая попытка по измерению яркости неба в ультрафиолетовой области спектра 2000 А 3000 8 была осуществлена в 1964 г в эксперименте на неориентированном ИСЗ иКосмос-51и. Сообщение об этой работе было сделано на сессии COS PAR Димовым и Северным (1966). С помощью широкоугольного (250 кв.градусов) двухканального электрофотометра АФ-3 измерялись одновременно ультрафиолетовое UЯ 2100-3500 %) и видимое (Л Я3000-7500 S) излучения больших участков неба. Сходный эксперимент, в несколько модернизированном виде, был повторен в 1968 году на ИСЗ пКосмос-213", который имел ориентацию по одной оси вращения (Солнце - спутник). Фотометр был установлен перпендикулярно оси вращения спутника. Результаты этого эксперимента изложены в работах: Димов, Северный, Зверева (1970) и Димов, Северный (1972).
В те годы техника внеатмосферных экспериментов была существенно ограничена, в первую очередь, возможностями космических носителей астрофизических приборов. ИСЗ либо не имели ориентации, либо были ориентированы лишь по одной оси вращения. Тем самым ограничивались задачи таких экспериментов и они сводились к измерениям с большим полем зрения, и в конечном счёте, к определению минимальных и максимальных значений яркости неба, а также к сравнению наблюдаемых значений с вычисленными на основе сведений о спектральном составе, численности и яркости звезд и туманностей в Галактике, а также данных о свечении зодиакального света.
Возможное объяснение избыточного УФ - свечения лунного неба
Прежде чем перейти к отождествлению полученных телеметрических записей с областями неба мы уточнили скорость вращения спутника вокруг своей оси по интервалам времени между равномерно следующими друг за другом характерными интенсивными сигналами от Земли и ОХПАЬ ЬЇ . Скорость вращения, определенная по нескольким телеметрическим записям, составляла в среднем 1,4 сек" и знание этой величины позволило при отождествлении отличать протяженные источники излучения от точечных по длитель-. ности сканирования.
Надежное отождествление было выполнено только для самых примечательных деталей телеметрических записей, а именно, для максимальных и минимальных значений яркости неба. Подробное их описание приведено в статьях Димова, Северного и Зверевой (1970, 1972). Было найдено, что трижды в поле зрения фотометра попадали области Млечного Пути: в одном случае наблюдалась яркая область Млечного Пути вместе с Сириусом, в другом -Млечный Путь в созвездиях Возничий, Орион, Е&инорог и Корма.
В результате сравнения наблюдаемой яркости неба и предполагаемой на основе вычислений от ярких звездных полей были получены следующие оценки (Димов и др., 1970, 1972). Для Млечного Пути наблюдаемая яркость в V- области спектра систематически больше ожидаемой на 20-30%. В If- канале для области неба, включающей Сириус, получена депрессия, состав-ляющая 0,45 (разница наблюдаемой яркости и ожидаемой), что согласуется с результатами Стечера (1969) и Гингерич, Латам С1970). Для области неба Млечный Путь + Орион некоторый дефицит U- яркости (0,34), возможно, вызван неуверенностью в оценках межзвездного поглощения. Однако, из-за сложностей отождествления в этом эксперименте мы знаем координаты наблюдаемых областей неба с точностью несколько градусов при поле зрения фотометра 20 град. Следовательно, для областей Млечного Пути мы можем говорить лишь о возможном дефиците излучения в "Ц- области спектра.
Далее переходим к оценке минимальной яркости неба, наблюдавшейся в эксперименте на "К-5І". Широкий минимум V- яркости, отстоящий от области Млечного Пути на 90, наблюдался II.12.1964 г. (рис.5) и был приписан полюсу Галактики. Наблюдаемая V- яркость в этом случае соответствует 180 единицам яркости (I ед.яркости = I звезды 10 /кв.град.), что хорошо согласуется с ожидаемой яркостью в полосе Галактики (168 ед. яркости). После учёта зодиакального света (130 ед.яркости) звездная составляющая У- яркости неба в направлении на полюс Галактики будет 50 ед. яркости, что в пересчете на интенсивность излучения в эффективной длине волны V- канала Л 4800 Я составит 7,1 10 эрг/см .сек $ стер. Опираясь на наблюдаемое Ц/V и принимая для зодиакального света U/V = 0.038 (как для спектрального класса (т ), в U- канале для эффективной длины волны Л 2700 Я получим интенсивность излучения 5,4»10 эрг/см2.сек $. стер. Полученные нами минимальные значения УФ -излучения неба неплохо согласуются с результатами ракетных измерений в длине волны 2500 Я ( д = 200 й) в интервале галактических долгот Iі = 72 и 126 (Садбери и Ингем, 1970).
На ИСЗ "Космос-213", ориентированном по оси вращения спутник-Солнце, с помощью фотометра АФ-3 выполнены измерения яркости неба в течении 19 оборотов спутника вокруг своей оси. Фотометр был установлен перпендикулярно оси вращения спутника и сканировал небо по большому кругу. Наблюдения проводились 17.04.1968 г, эклиптическая долгота Солнца в момент наблюдений была 2yQ= 27, так что траектория оптической оси фотометра по небу проходила через полюса эклиптики и долготы Л = 117 и 297. Полоса звездного неба вдоль этого большого круга с шириной, соответствующей полю зрения 18, приведена на рис.6. Часть неба во время наблюдений была экранирована Землей.
Первые телеметрические записи показали (по уровню отсчета от светового стандарта), что чувствительность фотометра снизилась в 4 раза по сравнению с той, которая была на Земле во время лабораторной калибровки. На рис.7 приведен пример теле метрии в течении 3х оборотов спутника вокруг своей оси.
Скорость сканирования по небу определялась таким же образом как и для "K-5I" и составляла в этом эксперименте 3сек . Телеметрические записи, полученные с борта ПК-213", показывают две характерные детали, I - на протяжении первых 13-ти сканов наблюдался значительный It- сигнал и одновременно с ним слабый сигнал в V- канале. По ширине сигнала в И- канале можно заключить, что источник протяженный. II - в 7-ми последних ска-нах наблюдался интенсивный сигнал в У- канале и очень слабый -в U- канале. Сигнал был отождествлен с ИСЗ "K-2I2", который был состыкован с "K-2I3" 15.04.1964 г, а после расстыковки спутники продолжали раздельный полёт.
Исключение инструментального рассеянного света
Обычно в качестве УФ - стандартов принимаются звезды ранних спектральных классов. Распределение энергии в ультрафиолетовых спектрах этих звезд довольно "гладкое" (без значительных спектральных линий), и потоки составляют I0 8 Ю"9 эрг/см .сек 8, что оказывается удобным при осуществлении энергетической привязки. Однако существует ряд обстоятельств, которые затрудняют эту привязку, особенно в спектральной области А 1500 8. Во-первых, абсолютное распределение энергии в спектрах звезд нельзя считать хорошо известным хотя бы в пределах 30$ в области А 2000 8. Абсолютные потоки одних и тех же звезд по различным определениям расходятся значительно больше, чем предполагает точность абсолютной лабораторной калибровки приборов (Смит, 1967).
Нами была поставлена задача: отобрать из имеющихся публикаций (до 1976 года х ) данные об ультрафиолетовых потоках излучения для звезд, которые наблюдались в космических экспериментах максимальное число раз, и проанализировать возможность их применения в качестве калибровочных стандартов для внеатмосферных измерений.
Перед тем как перейти к анализу конкретных наблюдательных данных в УФ - области, напомним о точности определения Напомним, что к этому времени еще не были опубликованы основные спектрофотометрические и фотометрические каталоги ультрафиолетовых потоков звезд, измеренных на спутниках ТД-І и 0А0-2. энергетических звездных стандартов в видимой области и о трудностях, возникающих при переходе к внеатмосферной УФ - области спектра.
Распределение энергии в спектре difi- - первичного абсолютного энергетического звездного стандарта - по наземным измерениям известно с точностью +2$ в видимой области, +6/S в близкой УФ - области ( А 3300 Я) и ИК -области СКоуд, 1973). Высокая точность этого спектрофотометрического стандарта, близкая к основному стандарту излучения -абсолютно черному телу, обязана тем значительным успехам, которые были достигнуты за последние годы в лабораторной спектрорадиометрии. Абсолютная калибровка Беги, выполненная Оуком и Шилдом (1970), может служить иллюстрацией этому: во время измерений со звездой непосредственно сравнивались два чернотельных источника и стандартная лампа. Уточнение калибровки Оука - Шилда (Хейс, Латем, 1975) в пределах Ъ% связано в основном с более точным учётом горизонтальной экстинкции.
Однако у разных исследователей системы калибровок звездных потоков основаны на разных первичных эталонах - моделях абсолютно черного тела. Отклонения реально используемых устройств от идеального абсолютно черного тела, а также несовершенство учёта вертикальной и горизонтальной экстинкции приводят к систематическим ошибкам, присущим каждой системе калибровок. В результате абсолютная калибровка U. І.уь в различных системах расходится до 10$ в области % 3500 & (Терещенко и др., 1972). Одной из причин таких расхождений, особенно в ближней УФ - области, является отсутствие единых международных спектрофотометрических эталонов при наземных наблюдениях или хотя бы нескольких стандартов, связанных между собой.
При переходе к внеатмосферной УФ - области измерений проблема абсолютной калибровки во многом усложняется, во-первых, из-за трудностей сравнения излучения звезд со стандартными источниками. Большинство стандартных источников УФ - излучения являются сложными и громоздкими устройствами, которые по этой причине не могут работать в космосе. Непосредственное сравнение проводилось лишь с компактными источниками (черен-ковский излучатель, стандартные лампы) в эксперименте на ОАО-2 (Блесс и др., 1972; Дэвис, 1968). Однако эти сравнения служили только для проверки стабильности работы аппаратуры в космосе. Абсолютная калибровка измерительной аппаратуры опиралась на лабораторные исследования. Во-вторых, лабораторная калибровка представляет известную трудность - все лабораторные испытания должны выполняться в вакууме. В-третьих, при внеатмосферных измерениях в условиях космического пространства могут сказываться эффекты контаминации (загрязнения), деградации и люминесценции различных оптических материалов (Уилсон и Боксен-берг, 1969). Проведение экспериментов с возвращаемой на Землю аппаратурой в значительной мере упрощает учёт этих эффектов, но не исключает необходимости контроля чувствительности аппа-рытуры во время работы в космосе.
После первых спектрофотометрических внеатмосферных измерений звезд обнаружились значительные дефициты наблюдаемых УФ -, потоков по сравнению с теорией - до 10-20 раз в области 7\ 2500 Я. Для более коротковолновой области Л 1500 8 предполагались еще большие дефициты потоков. Помимо расхождений с теорией различные наблюдения обнаруживали значительные расхождения (до 10 раз) между собой (Блесс, 1970) и на оснований этого утвервдалось, что большие дефициты потоков нереальны. Таким образом, причина недооценки наблюдаемых УФ - потоков сводилась в основном к ошибкам калибровки.
Зависимость УФ - излучения фона неба от галактической широты и сравнение наших данных с другими
Первые сообщения о наблюдениях фона неба в далекой УФ - области спектра были сделаны Куртом и Сюняевым (1967). Измерения были выполнены на межпланетных станциях "Венера -2-6" в области спектра Л 1500 Я. Как уже отмечалось во введении, эти измерения, а также другие, выполненные вслед за ними на ракетах и низкоорбитальных спутниках, показали значительный разброс наблюдаемой УФ -интенсивности излучения неба (Давидсен и др., 1974). Авторы упомянутого обзора пришли к выводу, что основная причина расхождений результатов состоит в том, что измеренная УФ -интенсивность неба относится к разным областям неба, и, вследствие этого, содержит различный вклад звезд. В случае наблюдений с малым полем зрения, когда можно избежать звезд с Уп -Ю выбором соответствующих областей неба, сказывалась недостаточность чувствительности аппаратуры для такого слабого источника излучения как фон неба, что позволяло лишь оценить верхний предел измеряемой величины.
Другой причиной расхождений данных измерений, как указывают Давидсен и др. (1974), может быть некорректный учёт "загрязняющего" излучения от fti/ij&tf и геокороны. Кроме того, по-прежнему оставалась важной тщательность абсолютной калибровки, а также контроль абсолютной чувствительности приборов во время измерений в космосе.
Таким образом существующая неопределенность в интенсивности излучения и спектральном распределении УФ - излучения фона неба, особенно в спектральном диапазоне Л 2000 8 нуждалась в новых наблюдательных данных. И особый интерес в связи с этим представляли эксперименты, выполненные в глубоком космосе на больших расстояниях от Земли, фактически, в межпланетном пространстве.
В Крымской астрофизической обсерватории совместно с Лабораторией космической астрономии (Марсель) в 1977-78 гг был осуществлен эксперимент "Галактика" на спутнике "Лрог-ноз-6" для измерения УФ -свечения неба.
В космическом эксперименте "Галактика" для измерений УФ - свечения неба в области спектра М ІЮ0-І800 % был использован фотоэлектрический спектрометр, оптическая схема которого приведена на рис.21. Краткое описание прибора приводится в сообщениях Юа и др. (1979) и Зверевой и др. (1981), более подробное - в статье Зверевой и др. (1982).
В оптической системе (рис.21) мы имеем только одно отражение от дифракционной решетки Cr . Характеристики решетки следующие: покрытие М + Mj,p2. » радиус кривизны - 250 мм и нарезанная площадь 30x30 мм . Спектр формируется на круге Роуланда с дисперсией 65,3 Я/мм. Входная и выходная щели спектрометра расположены на круге Роуланда и ширина выходной щели (3 мм) определяет полосу пропускания д А = 200 Й. Поле зрения спектрометра соответствует 36 кв.градусов.
Сканирование по спектру осуществляется вращением диска со спиральной прорезью, помещенного перед входной щелью, что равносильно движущейся вдоль круга Роуланда входной щели Зхб мм . Диск вращается дискретно, так что 14 различных положений сканирующего механизма позволяют "прогнать" перед ФЭУ весь спектр с шагом 53 Я. За время сканирования входная апертура изменяет направление оптической оси спектрометра и в конечных точках сканируемого спектрального интервала это отклонение достигает +1,2 от среднего положения оптической оси ( 1500 Я). Влияние этого эффекта на измерения рассмотрено ниже.
Кривая реакции спектрометра "Галактика" определялась произведением чувствительности ФЭУ на отражательную способность решетки (рис.22). В спектрометре был использован солнечно-слепой ФЭУ типа HMR.54I- Q- -08 (фотокатод из Csl и окно - & г ).
Калибровка спектрометра выполнялась в Лаборатории космической астрономии (ЛАС) в Марселе в вакуумной камере с помощью монохроматора и водородной лампы31 . Измерения эффективности дифракционной решетки проводились в трех длинах волн Л 1216, 1440 и 1610 Я вдоль трех направлений по решетке перпендикулярно штрихам решетки и показали неравномерность чувствительности по поверхности решетки. Средние значения отражательной способности решетки соответствуют 17, 21 и 23% для вышеуказанных длин волн. Квантовая эффективность ФЭУ определялась по стандартам .Л/6S (Национальное бюро стандартов США). Для использованного ФЭУ максимум чувствительности находится в области XX 1400-1500 Я и составляет около 16%. В области Л 2500 Я чувствительность ФЭУ падает до 10- от максимальной чувствительности. Калибровка по длинам волн проводилась.
