Рис. 108. Фотография части Солнца, полученная в красном свете спектральной линии водорода (6253 Å)
Орбитальная станция «Скайлэб», соединяющая в себе уникальные возможности орбитального космического корабля с удобствами хорошо оборудованной лаборатории, обеспечивает возможность проведения исследований в ряде областей науки и техники. Почти 300 различных исследований будет проведено в четырех основных направлениях: естественные науки, изучение природных ресурсов Земли, изучение фактора невесомости и поведения человека в условиях космического полета. При проведении исследований в космосе главное внимание будет уделено наблюдениям Солнца. Эти наблюдения будут осуществляться с помощью комплекта восьми астрономических приборов ATM: коронографа, двух рентгеновских телескопов, трех ультрафиолетовых спектрографов и двух гелиографов для наблюдения Солнца в полосе Н-альфа (полоса Н-альфа — это красная полоса в Бальмеровской серии водородного спектра, соответствующая длине волны 0,65628 мкм). Ультрафиолетовый и рентгеновский спектрографы будут использоваться для наблюдения Солнца через шлюз в стенке орбитальной лаборатории. Несколько приборов будут регистрировать ультрафиолетовые и рентгеновские излучения звездных объектов в пределах галактики Млечный Путь.
Будут регистрироваться также частицы космических лучей, а мельчайшие углубления (кратеры) на полированных металлических пластинках от ударов микрометеоритов будут изучены по возвращении станции.
Медики и биофизики используют состояние невесомости на борту орбитальной станции «Скайлэб» для научных исследований. Будет проведено несколько экспериментов с целью изучения влияния невесомости на обмен веществ, рост и деление клеток, на ткани и органы, на циклы развития и на ритмы сна и бодрствования животных.
Одной из основных целей программы «Скайлэб» является проведение наблюдений поверхности Земли с орбиты. Такие наблюдения будут осуществляться с помощью комплекта EREP (экспериментальная установка для изучения природных ресурсов Земли). Комплект состоит из шести различных приборов, с помощью которых будут просматриваться объекты на Земле в видимом, инфракрасном и микроволновом диапазонах. Такие наблюдения будут охватывать большие районы на Земле в течение очень короткого промежутка времени в идентичных световых условиях. Они обеспечат информацию по состоянию облачного покрова, воды и снега, океана, по состоянию урожая, по росту растительности, развитию городских и сельских районов, загрязнению воды, использованию земельных площадей и других факторов, которые имеют большое значение во взаимодействии человека с окружающей его средой. Сила тяжести, которая имеет место на Земле, отсутствует на борту орбитальной станции. Поэтому такие процессы, как конвекция, смешение различных компонентов, диффузия в жидкостях, теплопроводность, образование жидкой поверхности, кристаллообразование, литье, сварка, распространение пламени, на которые оказывают действие гравитационные силы на Земле, в космосе будут проходить иначе.
Известные методы обработки материалов и сборки конструкций потребуют новых технических приемов в условиях космоса. С другой стороны, некоторые процессы, труднодостижимые на Земле, такие как получение сплавов металлов с различными плотностями или создание определенных видов линз, могут оказаться доступными в условиях невесомости. Ряд экспериментов для изучения таких процессов планируется провести на орбитальной станции «Скайлэб».
Космическая программа «Скайлэб» предусматривает возможность провести систематическое изучение проблем жизни и деятельности человека в условиях продолжительного космического полета. Подготовлены многочисленные эксперименты для исследования физических и умственных функций космонавтов, влияния условий окружающей среды внутри и за пределами космического летательного аппарата, пригодности помещений орбитального блока станции, границ раздела функций между космонавтами и системами станции. Некоторые из планируемых экспериментов носят медико-биологический характер. Их результаты помогут нам понять процесс адаптации человека к необычным условиям космической лаборатории; они помогут также понять, как должны быть оборудованы зонды и космические станции будущего для того, чтобы обеспечить удобное и плодотворное существование космонавтов. В то же время эксперименты, предусмотренные этой программой, научат нас строить и оборудовать космические корабли будущего таким образом, чтобы они располагали оптимальными техническими условиями для проведения научных исследований, наблюдений Земли, технологических процессов в условиях невесомости и оказались естественной средой для космонавтов.
Эксперименты, запланированные на станции «Скайлэб», описаны ниже по четырем группам в соответствии с их целями: научные исследования, наблюдения Земли, исследования проблемы жизнедеятельности и исследования космической техники. Далее изложены разделы, касающиеся проектов учащихся и оценки данных, собранных в результате полета. Номера всех перечисленных экспериментов соответствуют обозначениям общей программы экспериментов, проводимых на станции «Скайлэб».
1. ИССЛЕДОВАНИЕ КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА
Станция наблюдения «Скайлэб» вызвала естественный интерес астрономов, физиков и биологов, так как на ней планируется, ряд важных наблюдений в этих трех областях науки и ожидается, что полученные результаты существенно обогатят наши знания и заложат основу для проведения дальнейших исследований. Наиболее значительной научной установкой на станции «Скайлэб» является комплект астрономических приборов ATM, который позволит проводить изучение Солнца. Планируется проведение наблюдений некоторых звездных объектов и явлений вблизи Земли, которые трудно или невозможно наблюдать с поверхности Земли.
А. Изучение Солнца
Рис. 108. Фотография части Солнца, полученная в красном свете спектральной линии водорода (6253 Å) |
 Рис. 109. Прохождение через атмосферу различных диапазонов волнового спектра и эксперименты, запланированные на станции «Скайлэб»: I — рентгеновское излучение; II — УФ-лучи; III — видимый свет; IV — инфракрасное излучение; V — микроволновое излучение |
Общее время пребывания человека на станции «Скайлэб» — 140 дней, а общая продолжительность эксперимента охватывает период, равный восьми месяцам. Такая продолжительность существования станции дает возможность длительно наблюдать Солнце и многие явления на его поверхности в диапазоне длин волн, недоступном при наблюдениях с Земли. На рис. 108 показана часть Солнца, наблюдаемая с Земли, в красной линии водородного спектра. Приборы станции «Скайлэб» позволят увидеть эти активные области также в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. На орбите условия видимости всегда безупречны; качество изображения зависит только от разрешающей способности оптической системы, точности наводки аппаратуры и потенциальных возможностей датчика.
Восемь различных телескопов в комплекте астрономических приборов ATM позволят проводить подробные наблюдения за Солнцем в диапазонах различных длин волн. На рис. 109 показан спектральный диапазон приборов станции «Скайлэб», а также проницаемость атмосферы Земли для различных длин волн. Использование комплекта астрономических приборов ATM позволит охватить широкий круг проблем физики Солнца (рис. 110) в результате координированных наблюдений с помощью таких приборов как коронограф, который будет фотографировать корону в пределах примерно шести солнечных радиусов; спектрограф с диапазоном от 97 до 394 нм, спектрометр-спектрогелиометр с диапазоном от 30 до 140 нм, спектрогелиометр с диапазоном от 15 до 62,5 нм, два рентгеновских телескопа с диапазоном от 0,2 до 6 нм и два телескопа, которые обеспечат фотографирование диска Солнца (рис. 111) в полосе Н-альфа (0,6563 мкм). Все эти приборы жестко укреплены на перекладине внутри контейнера ATM (см. гл. 4). Шарнирное кольцо тангажа — рысканья обеспечивает поворот контейнера на угол ±2° относительно станции «Скайлэб». Эти движения позволят проводить точную ориентацию телескопов по отношению к любой точке на Солнце, так как солнечный диск имеет угловой размер 0,5°, когда он рассматривается с каких-либо точек на Земле или вблизи Земли.
 Рис. 111. Фотографии малой части солнечного диска, полученные в различных диапазонах волн. Гранулированная структура верхних снимков получена в обычном свете; нижние снимки, полученные в монохроматическом (красном) свете, показывают области сильного излучения (светлая часть) и поглощения (темная часть) водородных облаков |
Пульт управления в причальной конструкции, находящийся рядом с ATM, позволит производить ручные операции и визуальный контроль всех экспериментов на ATM через селекторные переключатели, телевизионные мониторы и разнообразные индикаторы состояния эксперимента.
Роль ученого-космонавта на борту станции «Скайлэб» будет заключаться в следующем: распознавать и указывать возможные объекты, которые могли бы дать особенно много научной информации; оценивать и сообщать на Землю данные о работе приборов и, возможно, видоизменять эту работу; перезаряжать и возвращать на борт фотопленку при выходах в открытый космос.
Программа наблюдений, которые будут проводиться исследователями в течение всего периода существования станции «Скайлэб», не выделяет каких-либо отдельных экспериментов, а охватывает широкий круг проблем физики Солнца. В эту программу наблюдений включено изучение следующих вопросов (рис. 112):
строение хромосферы и супергрануляция;
активные участки, их морфология и развитие;
вспышки на Солнце;
протуберанцы и струи;
изучения участков с пониженной активностью на поверхности солнечного диска;
наблюдения медленно изменяющихся явлений в течение дней и недель.
Изучения Солнца на станции «Скайлэб» будут дополняться координированной программой, включающей многочисленные на земные наблюдения, запуски зондирующих ракет и наблюдения с других летательных аппаратов.
 Рис. 112. Области активности на Солнце с гигантскими вспышками сверхгорячей плазмы, полученные 26 июля 1972 г. в линии Н-альфа |
Во время полета станции «Скайлэб» в целях контроля будут запущены несколько зондирующих ракет с приборами, используемыми в экспериментах S082 и S055 (ультрафиолетовые спектрографы). Приборы, установленные на зондирующих ракетах, соберут информацию об участках спокойного Солнца почти одновременно с соответствующими приборами на орбитальной станции «Скайлэб». Так как приборы, запускаемые с помощью ракет-зондов, можно проверить непосредственно до и после полета, данные, полученные с их помощью, будут являться контрольными для данных, полученных почти в то же самое время с помощью приборов на станции «Скайлэб». Полученные в результате калибровочные данные будут затем использоваться в анализе всей информации, собранной во время полета орбитальной станции «Скайлэб». Два проверочных запуска планируются на каждый из этих экспериментов, один — во время работы первого экипажа и один — во время работы второго экипажа космонавтов на станции «Скайлэб».
Если полет первой ракеты окажется неудачным, контрольный полет будет запланирован на время работы третьего экипажа.
Ожидают, что осуществление программы «Скайлэб» по изучению Солнца существенно увеличит наши знания о Солнце, вследствие возможности наблюдений в коротковолновой области спектра и использования оптических приборов с высокой разрешающей способностью и большой чувствительностью. Тот факт, что те же самые явления на Солнце будут наблюдаться одновременно с помощью нескольких различных приборов на орбитальной станции «Скайлэб» и с Земли, в значительной мере будет способствовать увеличению наших научных знаний и улучшению нашего понимания этих явлений.
 Рис. 113. Основные внутренние и внешние зоны Солнца (а) и зоны поглощения и пропускания земной атмосферой солнечной радиации (б): I — центр солнечного ядра с температурой 16000000°С; II — радиационная зона; III — конвекционная зона; IV — корона с температурой 500000-3000000°С; V — хромосфера с температурой — 4000-500000°С; VI — фотосфера с температурой 4000-5700°С; VII — три пояса ионосферы Земли — (80-1000 км); VIII — радиоволны; IX — инфракрасные лучи; X — видимый свет; XI — длинноволновая часть УФ-лучей; XII — коротковолновые УФ-лучи; XIII — рентгеновское излучение; XIV — космические лучи |
Наблюдения за Солнцем с Земли позволили обнаружить три различных внешних слоя на Солнце (рис. 113). Это очень яркая и почти непрозрачная фотосфера (с температурой около 5700°С) с гранулами и пятнами; более разреженная хромосфера (с температурой около 4000°С) с супергранулами, случайными, сильными взрывами в форме солнечных вспышек и другими нестационарными явлениями (такими, как вертикальные плазменные струи) и, наконец, очень разреженная корона, которая простирается от хромосферы (около 14000 км над фотосферой) на расстояние, превышающее расстояние до орбиты Земли. Протуберанцы, состоящие из огромных облаков плазмы, простираются от хромосферы до самой короны. Внутренняя корона имеет температуру до нескольких миллионов градусов Цельсия. Непрерывный спектр, излучаемый фотосферой, при прохождении через хромосферу обнаруживает в спектре поглощения черные линии Фраунгофера.
В области физики Солнца с помощью наблюдений на станции «Скайлэб» предстоит решить такие вопросы, как перенос энергии от фотосферы через хромосферу в корону; происхождение, развитие и механизм генерирования энергии солнечных вспышек; процессы, которые вызывают солнечный ветер. Лучшее знание этих процессов, происходящих на Солнце, будет способствовать лучшему пониманию влияния Солнца на окружающую Землю среду, в частности, на погоду и климат. Это также расширит наши знания в области физики плазмы, сравнительно молодой области науки, которая, возможно, будет играть основную роль в будущей науке и технике.
Один из приборов для изучения Солнца на станции «Скайлэб» (эксперимент S020) расположен в лабораторном отсеке; все другие укреплены на центральной балке контейнера, вмещающего комплект астрономических приборов ATM. Ниже дано описание соответствующих экспериментов:
Эксперимент S020.
Регистрация излучения Солнца в УФ и рентгеновских областях спектра (рис. 114).
Руководитель эксперимента д-р Ричард Тоуси.
Цель эксперимента.
Регистрация на фотопленке излучения Солнца в УФ и рентгеновских областях спектра в диапазоне от 1 до 20 нм (от 10 до 200 ангстрем) с умеренной угловой разрешающей способностью. Радиация в этом диапазоне спектра излучается ионизированными атомами в солнечной хромосфере и короне. Она свидетельствует о высокотемпературных атомных и плазменных процессах, которые чрезвычайно трудно воспроизвести на Земле.
Приборы.
Солнечный луч будет входить в узкую щель под небольшим углом падения относительно решетки. В условиях «скользящего» падения решетка отражает достаточное количество энергии даже в диапазоне длин волн от 1 до 10 нм (область мягкого рентгеновского излучения) для регистрации на фотопленку при продолжительной экспозиции. Тонкие металлические пленки перед щелью будут препятствовать проникновению нежелательного ультрафиолетового и видимого света.
 Рис. 114. Эксперимент S020. Фотографирование Солнца с помощью спектрографа мягких рентгеновских и коротких УФ-лучей (вверху — заряжение пленки): 1 — шлюз для выноса приборов в открытый космос |
Прибор устанавливается в «солнечном» шлюзе лабораторного отсека по направлению к Солнцу. Вспомогательный телескоп поможет члену экипажа совместить изображение солнечного диска со щелью спектрографа. Экспозиции будут продолжаться до одного часа.
Эксперимент S052.
Исследования с помощью коронографа (рис. 115, 116).
Руководитель эксперимента д-р Г. Маккуин.
 Рис. 115. Эксперимент S052. Коронограф для наблюдения короны вокруг Солнца: 1 — оптическая скамья; 2 — съемочная камера; 3 — телевизионная камера; 4 — труба; 5 — устройство со световой заслонкой. |
Цель эксперимента.
Получение изображения солнечной короны с высоким разрешением и чувствительностью на расстоянии 1,5 -— 6 солнечных радиусов (от 300000 км до почти трех миллионов км над поверхностью Солнца). Определение яркости, формы, размера, состава и движения солнечной короны. Сопоставление наблюдений с явлениями, происходящими на поверхности Солнца, и с эффектами солнечного ветра.
Коронографы снабжены устройством для экранирования диска солнца с целью получения изображения значительно менее яркой короны, которая простирается на большое расстояние от Солнца. Прибор включает четыре коаксиальных экранирующих диска и фотодетекторы системы наведения. Съемка осуществляется на миллиметровую пленку в неполяризоваином свете, либо в одной из трех возможных ориентаций плоскополяризованного света. Кроме того, прибор может работать в «видиорежиме», что позволит космонавтам наблюдать изображение или проводить телевизионную передачу на землю.
Работа прибора возможна в четырех режимах. В каждом режиме шторка камеры дает возможность иметь три экспозиции продолжительностью 0,5; 1,5 и 4,5 с. В первом режиме эта тройная экспозиция осуществляется в каждом из четырех различных положений поляризационного фильтра. Во втором режиме та же последовательность из 12 экспозиций повторяется непрерывно в течение 16 мин. В третьем режиме тройные экспозиции повторяют в быстрой последовательности в течение 16 мин, причем поляризационный фильтр находится в «прозрачном» положении. Четвертый режим будет такой же, как третий, за исключением того, что шторка будет открываться только через каждые 32 с, этот режим работы будет продолжаться, пока не произойдет остановка ручным способом.
 Рис. 116. Эксперимент S052. Коронограф: 1 — главный блок электронного оборудования 2 — электромотор; 3 — съемочная камера; 4 — панели нагревателя; 5 — телевизионная камера; 6 — зеркальный тепловой фильтр; 7 — фотодетекторы системы наведения прибора; 8 — устройство со световой заслонкой |
Эксперимент S054.
Исследования с помощью рентгеновского спектрографа (рис 117, 118).
Руководитель эксперимента д-р Риккардо Джиаккони.
Цель эксперимента.
Получение изображений Солнца в рентгеновских лучах в диапазоне от 0,2 до 6 нм (от 2 до 60 ангстрем). Регистрация рентгеновского излучения в солнечных вспышках с пространственным разрешением ~2°. Использование селективных фильтров и прозрачной дифракционной решетки для получения спектральной информации. Прослеживание эволюции активных районов и сопоставление рентгеновского излучения с явлениями на Солнце, наблюдаемыми в ультрафиолетовом излучении и при визуальных наблюдениях.
Солнечное рентгеновское излучение вызвано вспышками на Солнце, а также областями высокой активности, такими как протуберанцы и корона. Значительная часть рентгеновского излучения, по-видимому, объясняется двумя процессами, происходящими на Солнце: нагреванием плазмы и внезапными ускорениями и торможениями электронов.
 Рис. 117. Эксперимент S054. Рентгеновский спектрограф  Рис. 118. Эксперимент S054. Рентгеновский спектрограф: 1 — фотоумножитель; 2 — система терморегулирования; 3 — съемочная камера и фильтр; 4 — фотодетектор; 5 — привод решетки |
 Рис. 119. Цилиндрическое зеркало рентгеновского телескопа |
Источники рентгеновского излучения могут регистрироваться с помощью зеркальной оптики, использующей углы падения менее 0,5 град. В эксперименте используются два цилиндрических коаксиальных зеркала (рис. 119) с диаметрами 31 и 23 см, с общей площадью фокусирующей поверхности (два концентрических кольца), равной 42 см2, и с фокусным расстоянием 213 см. Прозрачная дифракционная решетка устанавливается позади цилиндрических зеркал, она обеспечивает получение спектра по обе стороны изображения источника (рис. 120). Специальный механизм позволит осуществить внесение селективных фильтров на пути рентгеновских лучей, обеспечивая, таким образом, широкополосную спектральную фильтрацию. Рентгеновский спектр будет регистрироваться на 70-миллиметровой пленке. Коаксиальное рентгеновское зеркало диаметром 7,6 см обеспечит получение изображения Солнца в рентгеновском спектре на сцинтилляционном кристалле, интенсивность свечения которого регистрируется фотокатодом диссекторной трубки. На выходе этой трубки будет использовано также устройство для визуального воспроизведения изображения на пульте управления комплектом ATM.
Фотоумножитель, ориентированный на Солнце, будет измерять величину общего рентгеновского излучения Солнца. В случае превышения уровня рентгеновского излучения будет дан сигнал тревоги для космонавтов. Сигнал от этого датчика служит также для определения экспозиции фотокамеры спектрографа.
Эксперимент S055.
Исследования с помощью спектрогелиометра (рис. 121, 122).
Руководитель эксперимента д-р Лео Гольдберг.
Цель эксперимента.
Получение фотометрических данных шести линий спектра (OIV, MgX, CIII, OVI, HI, СII) и спектра Лаймана в диапазоне длин волн от 30 до 140 нм (300-1400 Ангстрем) с охватом элементов поверхности Солнца размерами 5х5 угловых секунд. Кроме того, предусмотрено получение спектральной развертки в диапазоне 30-140 нм путем наклона дифракционной решетки. Растровое сканирование областей 5х5 угловых минут будет достигаться путем поворота основного зеркала вокруг двух осей.
 Рис. 120. Схема получения спектров индивидуальных рентгеновских источников в телескопе: 1 — параллельный поток от далекого источника рентгеновских лучей; 2 — телескоп для мягких рентгеновских лучей; 3 — плоскость изображения, 4 — решетка; I, II, III — спектры первого, нулевого и третьего порядков  Рис. 121. Эксперимент S055. Спектрогелиометр для исследования УФ-лучей  Рис. 122. Эксперимент S055. Спектрогелиометр: 1 — теплоизоляция; 2 — ось вращения дифракционной решетки; 3 — дифракционная решетка; 4 — заслонка входного люка; 5 — футляр; 6 — панели нагревателя; 7 — крышки люков; 8 — контроллеры; 9 — главное зеркало; 10 — мониторы; 11 — фильтр; 12 — регуляторы; 13 — задняя опора; 14 — теплозащитное зеркало; 15 — корпус прибора; 16 — источники питания высокого напряжения; 17 — передняя опора; 18 — детекторы; 19 — спектрометр  Рис. 123. Эксперимент S056. Рентгеновский телескоп |
Радиация в этой части спектра объясняется влиянием областей горячей хромосферы и короны. Изучение относительной интенсивности линий спектра позволит получить информацию о составе плазмы, температуре и процессах передачи энергии в условиях спокойного и активного Солнца.
Неосевое параболическое основное зеркало будет создавать изображение Солнца на входной щели спектрометра размером
 Рис. 124. Эксперимент S056. Схема конструкционных деталей 1 — солнечный экран; 2 — первая диафрагма: 3 — корпус телескопа; 4 — призма; 5 — вторая диафрагма; 6 — корпус съемочной камеры; 7 — пластина в фокальной плоскости; 8 — направляющая фотокамеры; 9 — фотокамера; 10 — пленка; 11 — затвор; 12 — фильтры; 13 — подставка; 14 — основание для установки телескопа; 15 — теплоизоляционные шайбы; 16 — система зеркал |
Эксперимент S056.
Исследования с помощью рентгеновского телескопа (рис. 123, 124).
Руководитель эксперимента Джеймс Миллиган.
Цель эксперимента.
Фотографирование солнечного диска в рентгеновском спектре (0,6-3,3 нм или 6-33 Ангстрем) с высоким пространственным и временным и с умеренным спектральным разрешениями. Попытка получить изображение в периоды спокойного и активного Солнца. Дозиметрический контроль излучения с помощью пропорциональных счетчиков в диапазонах 0,2-0,8 нм (2-8 Ангстрем) и 0,8-2,0 нм (8-20 Ангстрем). Сопоставление изображений в рентгеновском излучении с измерениями ультрафиолетовых, видимых и микроволновых излучений Солнца.
Наблюдение рентгеновского излучения Солнца дает информацию о высокотемпературных областях и о взаимодействии между горячей плазмой и магнитными полями. Могут быть изучены детали механизма переноса массы и энергии, а также детали образования солнечных вспышек и протуберанцев.
Цилиндрическое рентгеновское зеркало с параболическо-гиперболической поверхностью и «скользящим» углом падения, выполненное из кварца, дает изображение Солнца на фотопленке. Широкое спектральное разрешение будет достигаться с помощью пяти фильтров (из бериллия, титана и алюминия), которые выбираются по усмотрению космонавтов.
Два пропорциональных счетчика с механическими коллиматорами для улучшения отношения сигнал — шум будут непрерывно регистрировать общую интенсивность излучения от Солнца в двух диапазонах длин волн. Их импульсы будут селектироваться амплитудным анализатором и записываться на магнитную пленку.
Эксперимент S082A.
Исследования с помощью бесщелевого УФ-спектографа (рис. 125, 126).
Руководитель эксперимента д-р Ричард Тоуси.
Цель эксперимента.
Регистрация монохроматических изображений Солнца в линиях спектра испускания в диапазоне 15-62,5 нм (150-625 Ангстрем). Получение информации о составе, температуре, передаче и преобразовании энергии, о плазменных процессах, происходящих в хромосфере и ближней короне. Сопоставление этой информации с результатами, полученными при одновременных наблюдениях в диапазоне других длин волн. Среди наиболее интенсивных линий в этой УФ-области — линии гелия, кислорода, неона, магния и железа.
Изображение Солнца и образование спектра реализуются с помощью одного вогнутого позолоченного зеркала с фокальной длиной 2 м и с 3600 линиями на мм.
 Рис. 125. (Эксперимент S082A). Гелиевый спектрограф для исследования мощного ультрафиолетового излучения: 1 — фотокамера; 2 — панели системы терморегулирования; 3 — блок электронного оборудования  |
На фотопленке будут получены монохроматические перекрывающие изображения Солнца диаметром 18,6 мм. Два диапазона спектра 15-35,5 нм и 32,1-62,5 нм (150-335 Å и 321-625 Å) будут фотографироваться отдельно при двух различных угловых положениях решетки. Неиспользованная часть солнечного спектра будет отражаться в космос, чтобы избежать ненужного нагрева прибора. Тонкий алюминиевый фильтр перед пленкой будет предотвращать проникновение рассеянного света.
 Рис. 127. Эксперимент S082B. Спектрограф для ультрафиолетовых излучений |
Используются четыре камеры, в каждую из которых закладывается кассета с пленкой, рассчитанной на 200 экспозиций. Члены экипажа будут заменять пленки в камерах при выходах в открытый космос.
Эксперимент S082B.
Исследования с помощью щелевого УФ-спектрографа (рис. 127, 128).
Руководитель эксперимента д-р Ричард Тоуси.
Цель эксперимента.
Получение УФ-спектров (97-394 нм или 970-3940 Ангстрем) небольших участков поверхности Солнца с высоким пространственным и спектральным разрешением. Фотографирование спектров в различных местах на диске и вне его, а также фотографирование лимба. Попытка получить спектры областей вспышек и других активных областей на Солнце.
В результате проведения этих наблюдений будет получена информация об изменении режима передачи солнечной энергии от конвекции до плазмо-динамических ударных волн. Будут подробно изучены также структура, плотность и температура хромосферы и ближней короны.
Вместе с УФ-спектрографом будет использован УФ-телескоп-монитор, обеспечивающий видеоизображение полного солнечного диска в широкой полосе спектра (17-55нм или 170-550 Ангстрем), для грубого наведения и в качестве эталона.
Параболическое зеркало будет давать изображение Солнца в плоскости щели спектрографа; изображение одновременно будет проектироваться на ТВ-монитор, что позволит космонавтам вести грубую наводку, а также проводить выбор и идентификацию наблюдаемых образований на Солнце.
 Рис. 128. Эксперимент S082B. Схема конструкционных деталей: 1 — блок управления камерой; 2 — зеркало телескопа-монитора; 3 — фильтры; 4 — индикатор системы наведения; 5 — главная решетка; 6 — панели системы терморегулирования; 7 — главное зеркало; 8 — объектив; 9 — блок электронного оборудования; 10 — щель; 11 — ход лучей; 12 — входная апертура; 13 — фотокамера; 14 — фотопленка; 15 — заслонка; 16 — видикон |
Для устранения рассеянного света прибор с двойной дисперсией будет вырабатывать световой поток, содержащий только желаемые длины волн. Основная решетка и вогнутое зеркало с 600 штрихами на 1 мм обеспечат спектр на фотопленке с разрешением 0,004 нм (0.04 Ангстрем) в диапазоне 97-197 нм (970-1970 Ангстрем) и разрешением 0,008 нм (0,08 Ангстрем) в диапазоне 194-394 нм (1940-3940 Ангстрем). Щель будет пропускать свет от области на Солнце размером 2х60 угловых секунд.
Члены экипажа смогут выбрать несколько режимов работы: режим, который позволит космонавту направить прибор на специфическую область на солнечном диске, режим сканирования по лимбу, который позволит получить последовательность экспозиций путем постепенного углового движения основного зеркала, и режим исследования вспышки, во время которого прибор произведет ряд запрограммированных экспозиций областей солнечных вспышек или других областей солнечной активности по команде члена экипажа. Направление прибора на желаемую область будет достигаться путем передвижения контейнера ATM с помощью ручки управления на пульте управления комплектом ATM. Если использовать солнечный лимб как эталон, подвижный крест окуляра в одном из телескопов Н-альфа будет отрегулирован так, что его положение совпадет с лимбом в то время, когда лимб попадает на щель спектрометра, что будет зафиксировано с помощью телевизионной системы. После регулировки крест окуляра в телескопе Н-альфа всегда будет отмечать точку на изображении солнечного диска, которая попадает на середину щели спектрографа.
 Рис. 129. Телескоп для фотографирования в линии Н-альфа |
Телескопы для наблюдения в полосе Н-альфа (рис. 129, 130).
Цель эксперимента.
Два телескопа, дающие изображение Солнца в красном свете полосы Н-альфа, служат средством визуального наблюдения. С их помощью будут также регистрировать условия на Солнце в периоды наблюдений с использованием ATM. Каждый телескоп имеет механически подвижный крест окуляра. Крест окуляра первого телескопа расположен на одной линии с видоискателем прибора, используемого в эксперименте S055, а крест окуляра второго телескопа — с видоискателем прибора, используемого в эксперименте S082B. Выравнивание осуществляется членами экипажа, при этом в качестве системы отсчета используется солнечный лимб в двух направлениях под прямым углом.
Изображение солнечного диска в полосе Н-альфа поможет членам экипажа определить области солнечной активности и распознать ранние стадии образования вспышек. Наводка телескопа и их окуляров на такие объекты будет автоматически настраивать на те же объекты другие оптически согласованные приборы.
 Рис. 130. Схема телескопа: 1 — подставка комплекта ATM; 2 — теплозащитное окно; 3 — труба; 4 — дополнительное зеркало; 5 — светоотражательные перегородки; 6 — главное зеркало; 7 — видикон; 8 — разделитель луча; 9 — объектив; 10 — фокальная плоскость фотокамеры; 11 — фотокамера; 12 — объектив с фиксированным фокусным расстоянием; 13 — котировочная стойка; 14 — теплоизоляционные распорки; 15 — интерферометр Фабри-Перо; 16 — корректирующая линза; 17 — стержни из инвара |
Первый телескоп для наблюдения за Солнцем в полосе Н-альфа обеспечит одновременное получение фото— и телеизображения. Его разрешающая способность 1 угловая секунда в поле зрения 4,5 угловых минут. Второй телескоп будет действовать только в режиме ТВ с разрешающей способностью 3 угловые секунды. Каждый телескоп способен давать увеличенное изображение, поле зрения варьируется от 4,5 до 15,8 угловых минут для первого телескопа и от 7,0 до 35 угловых минут для второго телескопа. Выбор необходимой полосы спектра (656,28 нм или 6562,8 Ангстрем) осуществляется с помощью интерферометра Фабри-Перо. Полоса пропускания для обоих телефонов 0,07 нм (0,7 Ангстрем). Поляризующие элементы на оптическом пути позволят изучить явления поляризации с помощью обоих телескопов.
Б. Звездная астрономия
Хотя вся программа в области звездной астрономии на станции «Скайлэб» является довольно умеренной, эксперименты, предусмотренные этой программой, будут преследовать очень интересные цели. Два эксперимента предусматривают изучение низкодисперсных УФ-спектров звездных полей, туманностей, межзвездной пыли и галактик. Каждая фотография будет содержать спектральные изображения многочисленных объектов, позволяющие проводить статистическую оценку звездных ассоциаций. Эксперимент, предусматривающий регистрацию рентгеновского излучения, позволит получить информацию о количестве и местонахождении источников излучения в различных частях неба.
Такие эксперименты дадут новую важную информацию, которая приведет к астрономическим наблюдениям с помощью более мощных и сложных телескопов во время будущих космических полетов.
Эксперимент S019.
Регистрация УФ-излучения звезд (рис. 131).
Руководитель эксперимента д-р Карл Дж. Хенице.
Цель эксперимента.
Изучение ультрафиолетового излучения звезд с помощью отражающего телескопа и объектива с призмой перед 35-миллиметровой камерой. Оценка большого числа спектров для определения спектрального класса, температуры и состава звезд. Получение спектров туманностей, межзвездной пыли и звездных газовых оболочек.
Телескоп, установленный в ориентированном «от Солнца» шлюзе орбитального блока, будет направляться на различные участки неба с помощью подвижного плоского зеркала. Фотографирование будет производиться только в случае, когда станция «Скайлэб» находится на теневой стороне своей орбиты. Поле зрения системы настолько велико, что ряд спектров звезд фотографируется при каждой экспозиции. Пленки будут проявляться и анализироваться на Земле.
Телескоп имеет 15-сантиметровое зеркало и поле зрения 4°х5°. Несколько различных призм могут вставляться перед телескопом в зависимости от желаемого спектрального разрешения и чувствительности.
Прибор чувствителен в спектре с диапазоном 300-140 нм (3000-1400 Ангстрем); разрешающая способность до 20 угловых секунд.
Эксперимент S150.
Картирование галактических источников рентгеновского излучения (рис. 132).
Цель эксперимента.
Исследование отобранных участков неба с целью обнаружения источников рентгеновского излучения с энергией 0,2 кэВ (6 нм или 60 Ангстрем) — 10 кэВ (0,12 нм или 1.8 Ангстрем) и определение местонахождения этих источников с точностью до 20 угловых минут.
 Рис. 131. Эксперимент S019. Камера для регистрации УФ-излучения звезд: а — прибор, выставленный в шлюз; б — система зеркал шлюза; в — схема прибора; 1 — кассета с пленкой; 2 — телескоп-спектрограф; 3 — ручка управления зеркалом; 4 — устройство, обеспечивающее вращение зеркала; 5 — зеркало; 6 — устройство, обеспечивающее наклон зеркала; 7 — стенка шлюза |
 Рис. 132. Эксперимент S150. Детектор для регистрации галактических источников рентгеновского излучения: 1 — корпус; 2 — привод; 3 — датчики для наведения на звезды; 4 — комплект пропорциональных датчиков (расположены под коллиматором); 5 — коллиматор |
Этот эксперимент обогатит нас знаниями о существовании и изменчивости источников рентгеновского излучения, о механизмах образования и поглощения рентгеновского излучения в пространство.
Прибор содержит девять наполненных газом пропорциональных счетчиков, окруженных 13 дополнительными пропорциональными счетчиками, действующими как активный экран антисовпадений. Механические коллиматоры, расположенные над счетчиками и допускающие излучение только в пределах узких углов, будут определять направление, откуда появляется излучение. Так как станция меняет свою ориентацию, прибор регистрирует излучения из различных областей небесной сферы. Звездные датчики обеспечат получение информации о направлениях излучения, которая регистрируется на пленке вместе со сведениями об излучении и передается для анализа на Землю.
Эксперимент S183.
Получение панорамы небесной сферы в УФ-лучах (рис 133).
Руководитель эксперимента д-р Дж. Курте.
Цель эксперимента.
 Рис. 133. Эксперимент S183. Телескоп для получения фотографий звезд в УФ-лучах |
Получение изображений в УФ-лучах и получение информации о некоторых звездах, звездных полях и галактиках. Этот эксперимент дополнит наши знания информацией, которую невозможно получить с Земли. Снимки звездных полей, полученных в двух диапазонах длин волн (150-210 нм и 270-330 нм или 1500-2100 Ангстрем и 2700-3300 Ангстрем), покажут распределение небесных объектов с интенсивным УФ-излучением. Цветовые показатели этих объектов будут рассчитаны по фотографиям, а межзвездное «красное смещение» будет определено по цветовым показателям примерно для 1000 звезд. Будут также определены цветовые индексы для скоплений звезд в облаках Млечного Пути и ядер некоторых галактик. Таким образом, можно будет получить статистическую оценку больших звездных популяций.
Телескоп для получения панорамы небесной сферы в УФ-лучах монтируется в ориентируемом «от Солнца» шлюзе так же, как в эксперименте S019. Сканирование неба достигается с помощью шарнирного зеркала, используемого также в эксперименте S019.
Спектральная фотометрия звездных полей требует соединения широкоугольной системы изображения со спектро-производящим элементом. Телескоп для получения панорамы небесной сферы в УФ-лучах использует отражающие зеркала и плоскую решетку. Чтобы сделать систему нечувствительной к медленному угловому перемещению в выбранном направлении, в фокальной плоскости телескопа помещается набор небольших, линз. Фотопластинка в фокальной плоскости этих небольших линз будет регистрировать детальные изображения входной апертуры телескопа. Только те из небольших линз, которые получат (примут) изображение звезды в фокальной плоскости телескопа, дадут яркое изображение на пластинке.
Как показано на рис. 134 (см. также конструктивную схему телескопа на рис. 133), решетка рассеивает пучок света таким образом, что сферического зеркала будет достигать спектрально разложенный свет.
Два прямоугольных отверстия в диафрагме перед этим зеркалом выделят только два желаемых диапазона длин волн. В результате каждая звезда даст два изображения, по одному для каждого диапазона длины волны.
 Рис. 134. Эксперимент S183. Схема оптической системы: 1 — сферическое зеркало; 2 — диафрагма: 3 — корпус ОБС; 4 — эллиптическое зеркало; 5 — плоское зеркало; 6 — зеркало, используемое в эксперименте S019; 7 — щель и затвор; 8 — решетка; 9 — эталонный источник; 10 — объектив; 11 — фотопластинка; 12 — плоская решетка |
Во время полета станции «Скайлэб» будет проведен ряд экспериментов с целью изучения некоторых физических явлений в ближнем космосе. Проведение этих экспериментов характеризуется следующими особенностями: довольно продолжительное существование станции на орбите, способность аппарата нести большой вес и присутствие на станции космонавтов.
Частицы космических лучей, для которых атмосфера представляет собой почти непреодолимый барьер, многочисленны в открытом космосе. Слои фотоэмульсии на орбитальной станции, подверженные космическому облучению, будут захватывать такие частицы. Их следы на эмульсии можно сделать видимыми путем фотопроявления.
Слабые свечения в межпланетном пространстве, вызываемые рассеиванием солнечного света распыленными частицами, наблюдались с Земли. Однако свет от Солнца и других космических объектов, а также свет от источников, находящихся вблизи Земли, рассеивается атмосферой и образует некоторый фон даже ночью, что делает почти невозможным наблюдение слабых свечений. Наблюдения с орбитальной станции позволят избежать этих трудностей.
Большинство метеоритов, входящих в атмосферу Земли, сгорают прежде, чем они достигнут поверхности Земли. Однако в открытом космосе даже небольшие частички метеоритов представляют собой потенциальную угрозу для космических аппаратов, так как они могут вызвать повреждение поверхности и стенок. На станции «Скайлэб» будет проводиться эксперимент, во время которого будут регистрироваться удары микрометеоритов. Ожидают, что время экспозиции, равное времени полета станции, будет достаточно продолжительным, чтобы сделать статистические оценки количества и массы по крайней мере небольших микрометеоритов, относящихся к категории субмикрограммовых.
Эксперимент S009.
Исследования первичных космических лучей с помощью блока ядерной эмульсии (рис. 135).
Руководитель эксперимента д-р Морис М. Шапиро.
Цель эксперимента.
Регистрировать следы частиц космических лучей (в то время, как частицы проникают в фотоэмульсионные слои, состоящие из желатина и бромистого серебра. Изучить относительное количество частиц как функцию их масс.
 Рис. 135. Эксперимент S009. Исследование первичных космических лучей с помощью блока ядерной эмульсии: 1 — опора; 2 — привод; 3 — корпус прибора; 4 — пульт управления; 5 — эмульсия; 6 — детекторы; 7 — корпус причальной конструкции |
Частицы космических лучей представляют собой быстродвижущиеся ядра химических элементов, образующихся, возможно, во время термоядерных реакций на некоторых звездах. Особый интерес будут представлять следы тяжелых ядер. Такие частицы обычно не проникают в атмосферу Земли, так как они быстро теряют свою энергию при ионизации и при сильных взаимодействиях с другими ядрами.
Два блока эмульсии располагаются как две стороны открытой книги. После прибытия на орбиту один из космонавтов откроет «книгу» и установит ее внутри причальной конструкции так, чтобы она была обращена в открытый космос. Во время прохождения станцией областей с высоким уровнем фонового излучения «книга» будет закрываться. Эмульсионные слои будут экспонироваться в течение примерно 240 ч во время работы первого экипажа и будут возвращены на Землю этим экипажем.
При проявлении следы частиц в эмульсии становятся черными, так как ядерные частицы на своем пути активируют кристаллы бромистого серебра так же, как свет активирует обычную фотоэмульсию. Толщина ядерного следа соответствует скорости ионизации частицы, которая, в свою очередь, является функцией отношения заряда к массе и функцией ее энергии.
Эксперимент S063.
Фотографирование в УФ и видимых лучах свечения атмосферы у земного горизонта (рис. 136).
Руководитель эксперимента д-р Дональд М. Пэкер.
Цель эксперимента.
Фотографирование слоев озона и свечения атмосферы у земного горизонта в УФ и видимых лучах. Фотографирование в отраженном солнечном свете и при нахождении станции в тени Земли.
Эти наблюдения дадут информацию о слоях кислорода, азота и озона в земной атмосфере, а также информацию об их изменении в течение суточного цикла.
Фотографирование будет производиться с помощью камер с 35-миллиметровой пленкой из трех положений внутри орбитального блока: из шлюзов, ориентированных «на Солнце» и «от Солнца», и из окна помещения для досуга. Фотографирование в УФ-лучах и фотографирование в видимом свете будет производиться одновременно; после возвращения на Землю будет проделан подробный анализ полученной информации.
Эксперимент S073.
Наблюдения противосияния, зодиакального света и свечения неба (рис. 137).
Руководитель эксперимента д-р Джерри Л. Вайнберг.
Цель эксперимента.
Измерение яркости и поляризации ночного свечения неба на значительной части небесной сферы в видимом свете. Определение протяженности и природы короны космического летательного аппарата в дневное время.
 Рис. 136. Эксперимент S063. Камера для фотографирования свечения атмосферы у земного горизонта: а — ориентированный «от Солнца» шлюз для выноса приборов в открытый космос; б — ориентированный «на Солнце» шлюз для выноса приборов в открытый космос; в — окно в помещении для досуга приготовления и приема пищи; 1 — синхронизирующий кабель; 2 — фотокамера; 3 — объектив |
Ночное свечение неба вызывается солнечным светом, отраженным от межпланетной пыли, которая накапливается, главным образом, в плоскости эклиптики (зодиакальный свет). В направлении «от Солнца» эта полоса света расширяется, превращаясь в эллиптическое пятно диаметром в 10 град (противосияние). Наземные наблюдения ночного свечения сильно затрудняются слоем светящегося неба в атмосфере на высоте около 90 км. Любой ореол вокруг космического аппарата уменьшит возможности проведения астрономических наблюдений в период, когда станция «Скайлэб» освещена солнечным светом.
Эти наблюдения будут проводиться с помощью фотометра, используемого в эксперименте Т027 (см. рис. 185). Фотокамера позволит сделать фотографии звезд для идентификации небесных областей. Наблюдения будут проводиться через шлюзы, ориентированные «на Солнце» и «от Солнца».
Эксперимент S149.
Исследование метеорной эрозии и загрязнения поверхностей (рис. 138).
Руководитель эксперимента д-р Куртис Л. Хеменуей.
Цель эксперимента.
Собрать микрометеороидные частицы на экспонируемых поверхностях и определить их распространенность, функцию распределения по массам, состав, морфологию и эрозионные эффекты.
 Рис. 137. Эксперимент S073. Камера для фотографирования слабых свечений неба: 1 — раздвижной кронштейн; 2 — фотометрическая система |
Четыре полированные металлические стеклянные и пластмассовые ловушки, каждая из которых имеет площадь 0,15х0,15 м2, монтируются на специальном стержне. Эти ловушки будут экспонироваться через один из шлюзов. Наблюдения будут проводиться во время работы каждого из трех экипажей. После экспозиции в течение периода времени от нескольких дней до почти двух месяцев ловушки втягиваются назад и закрываются в специальных защитных контейнерах. Анализ собранных частиц будет проводиться на Земле после возвращения ловушек в отсеке экипажа.
Эксперимент S228.
Регистрация трансурановых элементов в космических лучах.
Руководитель эксперимента д-р П. Фуфорд Прайс.
Цель эксперимента.
Регистрация следов «тяжелых» космических лучей от железа (атомный номер z=26) до трансурановых ядер (атомные номера z<92) в слоях пластикового материала (лексан). Определение относительной распространенности ядер с атомными номерами выше 26. Определение энергетического спектра частиц космических лучей с атомными номерами z = 26 до максимальных. Предполагается регистрировать частицы с энергиями от примерно 150 МэВ* до более чем 1500 МэВ на нуклон.
* МэВ — миллион электрон-вольт, мера энергии ядерных частиц (1 МэВ = = 1,602х1013 Дж).
 Рис. 138. Эксперимент S149. Набор пластин для улавливания микрометеоритных частиц |
Частицы тяжелых элементов в космических лучах встречаются крайне редко. Однако измерение их распространенности и энергетических спектров даст очень ценную информацию о синтезе тяжелых элементов в звездах. Кроме того, результаты этих измерении будут полезны при проектировании детекторов для частиц ультратяжелых элементов в космических лучах, изучение которых планируется на будущее.
Следы частиц очень тяжелых элементов в космических лучах были найдены в метеоритах. Наблюдения, проведенные с помощью ракет, запускаемых на большую высоту, также дали некоторые сведения о частицах космических лучей с большими атомными номерами. Атмосфера мешает таким частицам достигать поверхности Земли.
Детекторы частиц тяжелых элементов в космических лучах полностью пассивны. Они состоят из блоков идентичных слоев лексановых пластиковых листов, которые смонтированы внутри тонких стенок орбитального блока. После возвращения на Землю лексановые листы будут химически протравлены. Ямки травления проявляются в верхней и нижней части каждого листа, где в пластиковый слой входили и выходили частицы космических лучей. Длина ямки пропорциональна квадрату скорости частицы. Путем наблюдения следа частицы во многих слоях блока можно определить атомный номер и энергию частицы. Два блока лексановых листов имеют массу 30 кг.
Эксперимент S230.
Определение состава частиц магнитосферы.
Руководитель эксперимента космонавт д-р Дон Л. Линд.
Цель эксперимента.
Сбор образцов гелия, неона и аргона на металлическую фольгу, поставленную на пути потоков частиц, встречаемых станцией «Скайлэб» во время ее движения в магнитосфере. В магнитосфере, которая простирается с высоты около 160 км до нескольких радиусов земли, магнитное поле Земли сильно влияет на траектории заряженных частиц. Источники заряженных частиц, которые будут регистрировать датчики орбитальной станции, включают радиационный пояс Ван Аллена, возможно, солнечный ветер и межзвездный газ. Заряженные частицы, особенно ионы атмосферных газов, могут также достигать орбитальных высот из верхних слоев атмосферы.
Экспонированная фольга будет возвращена на Землю после окончания работы на орбитальной станции второго и третьего экипажей. Внедренные частицы будут освобождены путем нагревания фольги. Анализ частиц будет проведен с помощью масс-спектрометров. Энергии частиц можно вычислить при использовании многослойной фольги и путем определения глубины проникновения частицы — это осуществляется с помощью специального анализа различных слоев.
Известно, что изотопные отношения для инертных газов в земной атмосфере очень отличаются от таких отношений в солнечном ветре и, возможно, в межзвездных газовых облаках. Потоки частиц земного, солнечного и межзвездного происхождения можно отличить путем определения изотопных отношений в собранных образцах.
Заряженные частицы солнечного ветра успешно захватывались металлической фольгой в нескольких экспериментах на космическом аппарате «Аполлон», проведенных на поверхности Луны, а также во время проведения экспериментов с ракетами-зондами.
На станции «Скайлэб» для сбора частиц будут использованы металлические коллекторы, смонтированные на гибких пластиковых основаниях. Будут использоваться коллекторы из алюминия, окиси алюминия и платины. Они будут устанавливаться перед запуском в форме двух двойных манжет на ферме комплекта ATM. Каждый из шести коллекторов имеет размер 0,35х0,48 м2.
После возвращения на Землю части полос каждого коллектора будут подвержены нагреванию, и, наконец, расплавлены в условиях глубокого вакуума. Будет произведен анализ выделяющихся газов с помощью масс-спектрометров.
Этот эксперимент является полностью пассивным за исключением возвращения образцов на борт станции при выходах космонавтов в открытый космос.