Воздушный шар двигался не по тому курсу, который был вычислен на основании прогноза ветровой обстановки. К тому моменту, когда аппаратура начала осуществлять точное наведение на Венеру, воздушный шар находился на расстоянии 160 км от ожидаемого положения. Поэтому призма солнечного датчика была приведена в движение в режиме кругового поиска. Вначале поиск осуществлялся в неправильном направлении, но всего через 9 мин призма направила следящий телескоп на Венеру. После того как планета была «поймана», в течение следующих 2 час за ней осуществлялось надежное слежение.
Этот полет был предпринят с единственной целью: измерить величину отраженного Венерой инфракрасного излучения Солнца в тех участках спектра, где находятся линии поглощения водяного пара. Обычно для таких измерений в спектроскопии применяется один из следующих двух методов. Как известно, спектрометр разлагает падающее излучение в спектр с помощью дифракционной решетки. Для того чтобы направлять на детектирующее устройство инфракрасное излучение различных длин волн, можно либо двигать взад и вперед дифракционную решетку, оставляя неподвижной щель, либо, наоборот, оставляя решетку неподвижной — передвигать щель.
Мы выбрали, однако, третью альтернативу. Благодаря остроумному предложению В. С. Бенедикта, в нашем спектрометре была не одна, а 23 щели, причем их расположение в точности соответствовало расположению линий поглощения водяного пара в инфракрасной части спектра в области длин волн около 1,13 мк. Это позволило значительно увеличить количество энергии, проходящей через спектрометр: одна щель, пропускающая столько же энергии, сколько 23 щели, была бы такой широкой, что не смогла бы различить разные линии поглощения. Для того, чтобы сравнить поглощение на длинах волн, соответствующих этим 23 линиям, с поглощением в соседних областях, щели передвигались взад и вперед вдоль спектра один раз каждые 10 сек. Полученные таким образом показания спектрометра, не были похожи на обычный спектр поглощения, в котором линии поглощения распределены в определенном порядке. Результаты измерений просто указывали, превышает ли поглощение на всех длинах волн, соответствующих линиям водяного пара, поглощение в соседних областях. Фактически мы пожертвовали спектром, чтобы получить количественные химические результаты.
Если нужны еще доказательства того, что данные, полученные при наблюдении Венеры, подлинные, а не являются результатом поглощения земными водяными парами, и что весь водяной пар (за исключением 1/20 части), обнаруженный во время февральского полета, действительно присутствует в атмосфере Венеры, то можно сослаться и на другие наблюдения. Именно, проводилось сравнение предсказанного и наблюдаемого доплеров-ского сдвига линий поглощения, возникающего в результате движения Венеры относительно Земли. Вильям Пламмер заметил, что за один цикл три из щелей нашего спектрометра будут пересекать линию, которая совпадает с одной из линий испускания элемента ртути 11 287 Å или 1,1287 мк). Это позволило ему использовать для сравнения ртутную лампу. Он закрыл две из этих трех щелей (рис. 20). В конце каждого цикла через третью щель на записывающее устройство попадал свет с длиной волны, соответствующей ртутной линии. Таким образом, получался фиксированный стандарт, относительно которого можно было измерять сдвиг линий водяного пара. По теоретическим расчетам доплеровский сдвиг должен был равняться 0,495 Å; измерения, выполненные во время февральского полета, дали 0,49 А±10% . Как видно, результаты этих независимых измерений очень хорошо согласуются с теорией. Поэтому едва ли есть основания сомневаться в точности других спектрометрических наблюдений.
После того как февральский полет был успешно завершен, мы решили, что теперь следует попытаться применить нашу инфракрасную аппаратуру для определения природы облаков в атмосфере Венеры. Из какого именно вещества состоит этот непрозрачный слой? Из воды? Или, может быть, изо льда, пыли или даже сложных полимеризованных органических молекул? К этому времени наш телескоп был существенно усовершенствован, и это придавало нам уверенность в том, что мы сможем решить поставленную задачу.
Для того чтобы проанализировать окружающие Венеру облака, нужно было расширить диапазон наших инфракрасных исследований вплоть до длин волн около 3,5 мк. Однако кварцевая корректирующая пластина нашего телескопа была непрозрачна для волн, длина которых меньше З мк. В связи с этим шмидтовская пластина была заменена новой корректирующей системой. В ней использовались только зеркала, и поэтому она эффективно действовала при любых длинах волн инфракрасного излучения. Эта система была сконструирована и построена Е. В. Сильвертуфом из Компании Кастой Инструменте.
Запуск нашей усовершенствованной аппаратуры был осуществлен 28 октября 1964 г. . Мы не только модифицировали телескоп, но и переделали спектрометр так, чтобы специально приспособить его для получения инфракрасных спектров облачного слоя Венеры. Частая дифракционная решетка, использовавшаяся во время февральского полета, была заменена более грубой. Это позволило нам получить более широкий спектр. Три детектора, установленные один подле другого, действовали как три независимые щели. Дифракционная решетка перемещалась взад и вперед, а детекторы пересекали различные спектральные линии. Таким образом, мы могли регистрировать инфракрасные волны длиной от 1,7 до 3,4 мк одновременно всеми тремя детектирующими трубками.
На высоте 26 212 м система автоматического наведения телескопа навела его на Венеру, после чего следящая система удерживала планету в поле зрения телескопа более трех часов. Спектрометр снимал не только инфракрасные спектры Венеры, но для сравнения и спектр солнечного излучения. Впоследствии это дало нам возможность определить спектральные характеристики планеты.
В настоящее время конструируется инфракрасный телескоп с апертурой 1,2 м. Его размеры в четыре раза превышают размеры нашего теперешнего телескопа. Его намереваются использовать этот более крупный телескоп для исследований на воздушных шарах. Однако инфракрасная астрономия не должна ограничиваться только наблюдениями из верхних слоев атмосферы. Значительный вклад в исследование инфракрасного излучения внесли высокогорные обсерватории. Например, Вильяму М. Синтону удалось в 1952 г. сделать с помощью 5-м телескопа, установленного в Паломарской обсерватории, очень точные измерения инфракрасного излучения Луны, Марса и Венеры. Существующие высокогорные обсерватории обладают одним принципиальным недостатком — они расположены недостаточно высоко, и там, где недостаточно холодно. Очень трудно изучать холодные объекты — такие, как темная часть Луны, или планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, когда наблюдатель вынужден смотреть через более горячую атмосферу Земли. Нам кажется, что для специальных краткосрочных наблюдений можно временно установить относительно небольшой инструмент, типа нашего 1,2-м телескопа, очень высоко в горах, где трудности, связанные с температурой воздуха, будут сведены к минимуму.
Безусловно, таким образом были бы обнаружены многие небесные объекты, которые мы пока не можем увидеть.
1) Астрофизика. Выпуск 6: Над чем думают физики. – М.: «НАУКА»,
1967
2) Дубкова С.М. История астрономии. – М.: «Белый город», 2002
3) Зигель Ю.Ф. Астрономия в ее развитии. – М.: «Просвещение», 1988
4) Левитан Е.П. Астрофизика – школьникам. – М.: «Просвещение»,
1977