Известно, что в слое Е ионосферы, на высотах 100 – 120 км, днем свободных электронов примерно в 10 раз больше, чем ночью. Ничего необычного в этом нет, ведь солнечное излучение действует как мощный ионизирующий агент. Однако было замечено, что в течение ночи иногда наблюдаются внезапные возрастания электронной концентрации. Мало того, имеются неоднократные примеры совпадения времени появления метеоров, наблюдаемых визуально, с пиками ионизации в ионосферном слое Е. Во время действия метеорного дождя Драконид в 1946 г. было отмечено появление очень стойкого ионизационного слоя, державшегося несколько часов.
Таким образом, мелкие и крупные метеороиды, непрерывно «засоряя» земную атмосферу всякого рода примесями, влияют на ее пылевой и ионный состав. Любопытно, что это обстоятельство удалось использовать в практических целях. Еще в 40-х годах было замечено, что иногда в момент появления яркого метеора устанавливалась кратковременная радиосвязь между передатчиком и приемником, отстоящими друг от друга на тысячи километров. Возникла идея использовать случайные метеорные вспышки в качестве каналов радиосвязи на сверхвысоких частотах. Правда, практическое воплощение иногда очень простой и оригинальной идеи оказывается связанным с большим количеством технических сложностей.
Тем не менее, сейчас существует достаточно много станций радиосвязи, «эксплуатирующих» метеоры. Учитывая специфику работы метеорного канала (в среднем несколько десятков долей секунды каждую минуту), передача и прием информации идет в ускоренном темпе. Передаваемая информация, зашифрованная в двоичном коде, содержится в специальном накопителе. Как только «открывается» метеорный канал связи, в эфир поступает порция сообщений, передающихся со скоростью до 10000 двоичных знаков в секунду. Принятая информация также поступает в накопитель, а затем дешифруется. Такая система в большинстве случаев надежна и устойчива. Так, например, метеорная линия связи, работающая на волен 8 м, способна обеспечить непрерывную четкую работу нескольких телетайпов.
Глава 2. Методы наблюдения метеоров
Визуальные наблюдения метеоров невооруженным глазом, являющиеся самым древним и самым дешевым методом наблюдений, оставили глубокий след в истории метеорной астрономии. Их доступность и простота сыграли значительную роль в накоплении обширных наблюдательных данных. На основе этих данных были открыты метеорные потоки, определены орбиты многих метеороидов, обнаружена связь метеорных роев с кометами. В настоящее время визуальный метод сохраняет некоторое научное значение, но в силу повсеместного развития более точных инструментальных методов в основном применяется лишь астрономами-любителями.
Наблюдения слабых метеоров, недоступных невооруженному глазу, астрономы проводили с помощью бинокуляров и небольших телескопов еще в конце XIX века. Правда, из-за малого поля зрения этих инструментов вероятность обнаружения даже очень слабого метеора (а их всегда во много раз больше, чем ярких) невелика, что делает телескопические наблюдения очень утомительными. Но благодаря многолетним усилиям наблюдателей – энтузиастов все-таки удалось получить определенные сведения о численности слабых метеоров и их радиантах.
На смену визуальным методам пришли фотографические. Опыты применения фотографии в астрономии были начаты еще в середине XIX века. Из-за недостаточной чувствительности фотоэмульсий первыми сфотографированными объектами были Солнце, Луна, планеты и несколько наиболее ярких звезд. Но уже в 1882 г. английскому астроному Д. Гиллу удалось получить несколько фотопластинок, буквально усеянных изображениями звезд. Вдохновленные удачей Д. Гилла, братья Поль и Проспер Анри в Париже в том же году с успехом использовали фотографический метод для составления звездных карт, положив начало звездной фотографии.
Через три года Л. Вейник в Праге сфотографировал первый метеор. Надо сказать, что способ фотографирования метеоров отличается от фотографирования других астрономических объектов. Когда вы исследуете галактику, звезду, комету или астероид, вы наводите на этот объект телескоп и фотографируете его столько времени, сколько вам это необходимо. При желании вы можете многократно повторять эту процедуру. Фотографировать таким образом метеоры не удается, поскольку неизвестно, в какой момент и в какой области небесной сферы может на мгновение появиться относительно яркий метеор (правда, случайные фотографии метеоров получались в различных обсерваториях мира, но научного значения они не имели). Необходимо направить в небо камеру с достаточно широким полем зрения, открыв затвор на все время наблюдений.
Даже приблизительное понимание природы небесных объектов невозможно без умения определять расстояния до них. Лишь знание расстояний до тел, порождающих метеоры, позволяет посчитать, сколько они излучают энергии и каковы их массы. Поэтому еще в 1893 г. сотрудник Йельской обсерватории в США У. Элкин установил несколько камер в двух пунктах, разделенных расстоянием 3 – 5 км, с целью определить методом триангуляции расстояния до тел, порождающих метеоры, и их высоты над поверхностью Земли. На одном из пунктов фотографирование проводилось через вращающийся «пропеллер»-обтюратор, сделанный из велосипедного колеса. При вращении обтюратор перекрывал объективы камер с угловой скоростью от 6 до 10 об/с, и на фотоснимке изображение получалось в виде прерывистой линии, что позволяло определить скорость метеороида.
Эта работа продолжалась до 1909 г., однако результаты ее были частично опубликованы лишь в 1937 г. В 1912 г. аналогичные работы были начаты в Великобритании Ф. Линдеманом и М. Добсоном, но продолжались недолго, не дав существенных результатов. У нас в стране первые фотографические наблюдения с двух пунктов начались в 1932 г. в Москве под руководством В.В. Федынского. Они проводились на двух камерах, расположенных на расстоянии 2 км друг от друга. Перед объективом одной из них был установлен обтюратор.
Все эти пионерские работы продемонстрировали жизнеспособность фотографических методов наблюдения. В 1936 г. в Гарвардской обсерватории Ф. Уипл начал систематические наблюдения метеоров на двух камерах с полем зрения 60´60°, удаленных друг от друга на 38 км. Несмотря на то, что количество сфотографированных метеоров было еще невелико, точность метода благодаря увеличению базиса достигла высокой степени. Уиплу и его сотрудникам удалось определить высоты, скорости и орбиты метеороидов, сделать первые оценки их масс и получить значения плотности атмосферы на высотах 80 – 100 км.
Следующим шагом в развитии фотографического метода явилось создание ряда комплексов из нескольких камер, названных метеорными патрулями. В 1938 г. первый метеорный патруль, состоящий из четырех агрегатов по семь камер каждый, был создан в Советском Союзе. В его разработке активно участвовали С.В. Орлов, В.В. Федынский и И.С. Астапович. Патруль, изготовленный в Москве в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга, был установлен на астрономической обсерватории в Душанбе, которая славится рекордным количеством ясных ночей.
Во время второй мировой войны астрономические наблюдения, в том числе и метеорные, во многих странах были прерваны и возобновились лишь в конце 40-х годов. К этому времени американец Д. Бейкер сконструировал метеорную камеру супер-Шмидт, обладающую многими ценными качествами. При поле зрения 55° камера была чрезвычайно светосильна, что позволяло в изобилии фотографировать слабые метеоры до звездной величины 3m. Поскольку камеры имели целевое назначение и были очень дороги, их изготовили всего 6 экземпляров, 4 из которых установили в США, 2 – в Канаде. Несколько позже в Великобритании была создана похожая камера и установлена на известной обсерватории Джодрелл-Бэнк. В СССР, Чехословакии и некоторых других странах с помощью метеорных патрулей активно велись наблюдения более ярких метеоров (ярче 1m).
Любую камеру метеорного патруля можно превратить в спектрограф, если поместить перед ее объективом стеклянную призму или дифракционную решетку. Но метеорная спектрография при значительном сходстве со звездной имеет ряд особенностей, затрудняющих получение хороших спектрограмм. При фотографировании спектров звезд телескоп, оснащенный призмой или решеткой, наводится на звезду и в дальнейшем «следит» за ней с помощью часового механизма. Таким образом, звезда может экспонироваться довольно долгое время.
Метеор существует в течение долей секунды, и никакими ухищрениями вы не заставите его появиться вновь. Кроме того, хороший спектр получится только в том случае, если направление движения метеора составит значительный угол (прямой в идеальном случае) с направлением дисперсии решетки. В противном случае спектр не получится, поскольку все линии сольются в одну прямую полосу.
К настоящему времени получено несколько тысяч спектрограмм; в подавляющем большинстве качество их недостаточно высокое, поскольку они имеют небольшое разрешение (многие линии сливаются друг с другом). Разумеется, бывают и замечательные исключения. Так, один из спектров, полученный чешским астрономом З. Цеплехой, содержит более 1000 линий.
Уже отмечалось, что быстрое движение метеоров затрудняет применение классических наблюдений, хорошо разработанных в астрофизике. Долго, например, не удавалось получить истинный фотопортрет метеора; мешало его быстрое движение.