Місяцехід

РОЗДІЛ III

ПОЗААТМОСФЕРНІ ЕКСПЕРИМЕНТИ ВІТЧИЗНЯНИХ АСТРОФІЗИКІВ З ДОСЛІДЖЕННЯ НЕБЕСНИХ ТІЛ ТА УЛЬТРАФІОЛЕТОВОГО СВІТІННЯ ФОНУ НЕБА

Наукова робота Кримської астрофізичної обсерваторії АН СРСР за програмою спостережень ультрафіолетового космічного фону

Космос

З початком космічної ери (1957), коли був запущений перший ШСЗ, одним із пріоритетних завдань науково-дослідної діяльності вчених КрАО АН СРСР стало проведення фундаментальних астрофізичних досліджень в рамках космічної тематики. Для здійснення роботи директором установи А.Б. Сєвєрним було створено відділ експериментальної астрофізики (1958). У відділі проводилися експерименти в одній з новітніх галузей досліджень – області ультрафіолетової астрономії. Оскільки атмосфера Землі пропускає до своєї поверхні тільки малу частину з усього спектру космічного електромагнітного випромінювання, необхідно було розробити методи і створити прилади, що фіксували випромінювання за межами газової оболонки.

Перші повідомлення про спостереження фону неба у далекій ультрафіолетовій області спектру були зроблені В.Г. Куртом, Р.А. Сюняєвим у 1967 р. Вимірювання виконувались на міжпланетних станціях «Венера-2-6» в області спектру λ<150 нм. Ці та наступні вимірювання, зроблені на ракетах та низькоорбітальних супутниках, показали значні розбіжності спостережуваної ультрафіолетової інтенсивності випромінювання неба. А. Давідсен та інші вчені-попередники пояснювали розбіжність отриманих результатів тим, що виміряна ультрафіолетова інтенсивність неба відносилась до різних областей неба, і, як наслідок цього, змінювалась від впливу зірок. Також неточність даних була обумовлена недостатньою чутливістю апаратури для такого слабкого джерела випромінювання як фон неба. Таким чином, невизначеність в інтенсивності випромінювання та спектральному розподіленні ультрафіолетового випромінювання фону неба, особливо у спектральному діапазоні λ<200 нм, потребувала нових емпіричних даних. У зв'язку з існуючим положенням у астрономічній та космічній науках особливий інтерес мали експерименти, що виконувались на великих відстанях від Землі у міжпланетному просторі.

Вивчення інтегрального світіння неба було одним з об'єктів дослідження вчених КрАО АН СРСР в низці проектів з позаатмосферної астрономії. Особливо цінною вважалась інформація стосовно фізичних характеристик пилу і газу міжпланетного та міжзоряного простору на основі вивчення ультрафіолетового свічення фону неба. У 1964 р. на неорієнтованому ШСЗ «Космос-51» за допомогою ширококутного (18º) двоканального електрофотометра АФ-3 виміряне випромінювання великих ділянок неба одночасно в ультрафіолетовій (210–350 нм) і видимій (300–750 нм) областях спектра [1, с. 14 ]. Результати наукової роботи А.Б. Сєвєрний, Н.А. Дімов повідомили на VII сесії КОСПАР [2]. У 1968 р. за подібною методикою проведено наступне дослідження яскравості неба на ШСЗ «Космос-213». За допомогою фотометрів, встановлених на ШСЗ, виміряна яскравість нічного неба у видимій і ультрафіолетовій областях спектру. Дані телеметрії дозволяли оцінити спостережуване відношення потоків в ультрафіолетовій та візуальній областях, а також яскравість нічного неба.

Конструкція астрофотометра АФ-З розроблена співробітниками КрАО АН СРСР Н.А. Дімовим, А.Б. Сєвєрним у 1963 р. Для створення якісної апаратури вченим необхідно було виконати низку вимог: проведення фотометричних вимірювань, працездатність приладу після перевантажень, робота у вакуумі, обмеження по вазі та електроживленню, збереження параметрів приладу при зміні температури. Значно ускладнювала виконання поставлених завдань відсутність практичної можливості управління АФ-З, а саме вибору чутливості і порядку вимірювань під час експериментів поза атмосферою.

АФ-З встановлювався на зовнішній поверхні ШСЗ і містив у собі всі елементи, необхідні для проведення вимірювань, крім джерела живлення і телеметричної системи. У пристрої приладу відсутні лінзи і дзеркала, що фокусували зображення. За припущенням Н.А. Дімова і А.Б. Сєвєрного, таке технічне рішення звільняло вимірювання від можливого впливу розсіяного світла в оптиці, яке могло виникнути через ерозію і помутніння оптики, експонованої в космосі. Вибір оптимального поля зору приладу (18º) забезпечив можливість оцінки зоряної складової в умовах одноосьової або відсутньої орієнтації супутника при швидкості обертання останнього 3º/с. Використання поля зору фотометра менш ніж 7º виключалося внаслідок порівняно невеликої чутливості світлоприймача і труднощів ототожнення за відсутності орієнтації супутника, а при полі зору більш ніж 22º виникали труднощі із захистом від стороннього світла (Сонце, Місяць, Земля) [ 3, с. 53–54 ]. За світловий еталон у приладі приймався люмінофор, активований С¹⁴ і випромінюючий тільки у видимій області спектра. Калібрування світлового стандарту виконувалася перед запуском на Землі за спостереженнями диференціальної яскравості двох областей неба.

Основними завданнями науково-дослідної роботи Н.А. Дімова, А.М. Звєрєвої, А.Б. Сєвєрного в рамках експерименту на супутниках було: 1) визначення яскравості нічного неба, зокрема визначення яскравості зоряного фону у видимій і ультрафіолетовій областях спектра; 2) порівняння фактичних даних з тими, які можна очікувати на підставі наявних у 60-ті рр. XX ст. відомостей про спектральний склад, чисельність і яскравість зірок Чумацького Шляху, а також відомостей про світіння зодіакального світла і туманностей.

Робота АФ-З в умовах космічного польоту була бездоганною. Про це свідчать результати досліджень, проведених на ШСЗ «Космос-51» упродовж 21 дня: здійснювався нормальний цикл вимірювань, відлік світлового стандарту залишався незмінним. Однак, максимальна тривалість роботи приладу Н.А. Дімовим і А.Б. Сєвєрним не була встановлена через нетривалість експерименту. Оскільки «Космос-51» був неорієнтованим, а точні координати траєкторії оптичної осі приладів «Космосу-213» були відсутні, першим етапом роботи була розшифровка телеметричних записів за допомогою ототожнення фотометрованих ділянок неба. Спочатку розраховувалися очікувані інтегральні потоки випромінювання від зіркових полів у видимому та ультрафіолетовому каналах. Розрахункові значення світіння яскравих зірок порівнювалися з даними каталогу А. Бечварі, вплив слабких зірок визначали за таблицями Ф.Є. Роча і Д.Р. Мегіла. Світіння зірок середнього спектрального класу порівнювали з результатами Г.А. Шайна, П.П. Добронравіна, Є.Б. Костякова [ 1, с. 22 ].

На ШСЗ «Космос-51» з апогеєм 554 км і перигеєм 264 км науково-дослідна робота співробітниками КрАО АН СРСР проводилася в період 10−31 грудня 1964 р. [1, с. 16 ]. За час польоту неорієнтованого супутника отримано 17 телеметричних записів в режимі безпосередньої передачі потоку від зоряного неба одночасно в двох каналах ширококутного фотометра АФ-З. З усіх записів, зафіксованих упродовж місяця, були відібрані три найбільш протяжні, що відносились до 10−12 грудня 1964 р. [ 1, с. 29 ]. Під час них в поле зору не потрапляв Місяць і сигнал світіння неба−Земля−світіння неба був чіткий. Вивчено дві області Чумацького Шляху: яскрава область разом із Сіріусом, Чумацький Шлях в сузір'ях Візник, Оріон, Єдиноріг і Корма.

У результаті порівняння спостережуваної і очікуваної яскравості нічного неба були отримані наступні дані. Для Чумацького Шляху спостережувана яскравість у видимій області спектра була більше очікуваної на 20−30%. Таку різницю вчені КрАО АН СРСР пояснювали тим, що на висотах супутників (200−300 км) значно впливає світіння від верхніх, більш високих шарів атмосфери і від пилової складової − пилової хмари (або пилового «хвоста»), що оточує Землю. В ультрафіолетовому каналі в області неба, що включала Сіріус, різниця між спостереженою і очікуваною яскравістю склала 0,45. Для області неба Чумацький Шлях−Оріон зафіксований дефіцит ультрафіолетової яскравості (0,34 ) [4].

Також був визначений ще один параметр яскравості неба – його мінімальне світіння. 11 грудня 1964 р. А.Б. Сєвєрним, А.М. Звєрєвою спостерігався широкий мінімум яскравості у видимому спектрі, що знаходився від області Чумацького Шляху на 90º. Спостережувана яскравість узгоджувалася з очікуваною в полюсі Галактики (168 одиниць яскравості). Враховуючи параметри яскравості неба у видимій області спектра, а також зодіакального світла, вчені розрахували інтенсивність випромінювання в ультрафіолетовому каналі при довжині хвилі 270 нм. Вона склала 5,4×10^-8 эрг/см²·с·Å·стер. [ 1, с. 31 ].

На ШСЗ «Космос-213» з апогеєм 291 км і перигеєм 205 км науково-дослідна робота співробітниками КрАО АН СРСР проводилася 17 квітня 1968 р. [1, с. 16]. Цей супутник був вдосконалений у порівнянні з ШСЗ «Космос-51»: він мав орієнтацію по одній осі обертання (супутник–Сонце). Фотометр встановлювався перпендикулярно осі обертання супутника, що полегшувало ототожнення ділянок неба. За допомогою АФ-З проведено вимірювання яскравості неба в період 19 оборотів супутника навколо своєї осі. Дослідження проводилися в момент екліптичній довготи Сонця 27º, тому траєкторія оптичної осі фотометра по небу проходила через полюси екліптики і довготи 117º і 297º [1, с. 32 ]. Під час польоту «Космосу-213» на першому телеметричному записі за рівнем відліку від світлового стандарту виявилося, що чутливість видимого і ультрафіолетового каналів знизилася у порівнянні з калібруванням на Землі.

Телеметричні записи, отримані з борту ШСЗ, показали, що упродовж перших 13 сканів спостерігався значний ультрафіолетовий сигнал і одночасно з ним слабкий сигнал у видимому каналі. Ширина сигналу в ультрафіолетовому каналі свідчила про протяжність джерела випромінювання. Науковці КрАО АН СРСР висловили припущення про те, що єдиним протяжним джерелом, яке потрапляло в поле зору фотометра при скануванні неба, був Чумацький Шлях в області розвилки в сузір'ях Лебідь–Орел. У підсумку яскравість зіркових полів зазначеної області склала 4,5×10^-7 эрг/см²·с·Å·стер. при довжині хвилі 525 нм і 3,1×10^-6 эрг/см²·с·Å·стер. при довжині хвилі 270 нм [ 1, с. 37 ].

У 7 останніх сканах спостерігався інтенсивний сигнал (5200 од. яскравості) у видимому каналі і дуже слабкий в ультрафіолетовому [4, с. 83 ]. Даний сигнал за припущенням А.Б. Сєвєрного і А.М. Звєрєвої міг бути викликаний точковим об'єктом з великою яскравістю у візуальній області. До таких належали Місяць, Юпітер (вони знаходилися на відстані 10–20° від краю смуги огляду), супутник «Космос-212» або частини супутників (ракети-носії або конуси супутників «Космос-212» і «Космос-213»). Ці ШСЗ здійснювали роздільний політ, а 15 квітня 1968 р. їх зістиковано. Надалі вони продовжували роздільний політ. Зі спостереження смуги зоряного неба випливало, що таким протяжним джерелом була тільки область розвилки Чумацького Шляху, оскільки це єдиний протяжний об'єкт, який потрапляв у поле зору фотометра в момент спостереження. Результати експериментів показали, що спостережувана яскравість неба в напрямках як на Чумацький Шлях, так і на полюс Галактики, в межах точності вимірів не відрізнялася від очікуваної, обчисленої на основі моделей зоряних атмосфер, статистики та даних про світіння зодіакального світла.

Розподіл енергії в спектрах зірок був базовим показником для аналізу фізичних умов у зоряних атмосферах, для побудови їх моделей. Вимірювання енергетичної освітленості, створюваної зірками, в області довжин хвиль коротше 300 нм ставало можливим тільки за допомогою приладів, винесених за атмосферу Землі. Для проведення фотометрування зірок в ультрафіолетовому діапазоні спільно Державним астрономічним інститутом ім. П.К. Штернберга і КрАО АН СРСР був розроблений прилад ІКА-65 (вимірювальний комплекс астрономічний). Прилад був встановлений на ШСЗ «Космос-215», який запущено 19 квітня 1968 р. на навколоземну еліптичну орбіту з нахилом 48°26', висотою апогею 426 км і висотою перигею 261 км [ 5, с. 196 ].

ІКА-65 представляв собою чотири паралельно спрямовані телескопа з вузькосмуговими фотометрами, що працювали в різних інтервалах короткохвильової і видимої областей спектру. У перших двох – ультрафіолетових фотометрах УФ-1 і УФ-2, розроблених вченими КрАО АН СРСР Н.А. Дімовим, Е.І. Терезом, – використовувалися лінзові об'єктиви з плавленого кварцу діаметром 52 мм. Потік випромінювання, що потрапляв на об'єктиви, проходив через світлофільтри з максимумами чутливості на довжині хвилі 274 нм і 227,5 нм відповідно і потрапляв на фотоелектронні помножувачі ФЕУ-57, чутливі до ультрафіолетових променів. За весь період експерименту чутливість фотопомножувачів змінилася не більше ніж на 3–5%, з чого випливає, що вищевказаний показник використаних примірників ФЕУ-57 давав результати з точністю до декількох відсотків упродовж усього польоту ШСЗ.

Два інші телескопа реєстрували випромінювання спостережуваних об'єктів у видимій області. Необхідно відзначити, що інтерференційні світлофільтри, встановлені в фотометрах, не тільки виділяли вузьку область спектра, але відрізнялися високою пропускною здатністю у видимій та ближній ультрафіолетовій областях спектра. Поле зору ультрафіолетових телескопів на рівні половинної чутливості становило 63 кутові хвилини [ 6, c. 18 ]. По ходу польоту супутника телескопами реєструвалися зірки, які потрапляли в їх поле зору. Дані у видимій області сприяли ототожненню спостережених зірок. Сигнали з виходів телескопів передавалися на приймальний пункт під час сеансів зв'язку з супутником.

За весь період активного існування ШСЗ «Космос-215», тобто з 19 квітня по 31 травня 1968 р., науковцями КрАО АН СРСР виконана фотометрія 36 зірок до 5-ї зоряної величини в області довжин хвиль 274 нм і 227,5 нм [7, с. 72 ]. За даними вимірів визначено монохроматичні потоки в зазначених довжинах хвиль. Для 15 зірок виконано порівняння з вимірами ОАО-2. Показники для 9 зірок узгоджувалися, а в дані для 6 зірок істотно відрізнялися від вимірювань, отриманих в ході експерименту на ОАО-2.

Упродовж чотирьох космічних експериментів на ШСЗ «Космос-51» і «Космос-213» А.Б. Сєвєрним, А.М. Звєрєвою вперше виміряна яскравість неба поза атмосферою Землі одночасно в ультрафіолетовій (менше 300 нм) і видимій областях спектра за допомогою ширококутних фотоелектричних фотометрів, встановлених на низькоорбітальних супутниках. Крім того, вченими КрАО АН СРСР зроблена спроба об'єднати всі наявні дані про інтенсивність випромінювання фону в напрямках на Сіріус і Чумацький Шлях в сузір'ях Оріон і Лебідь–Орел, а також у напрямі на полюс Галактики. Порівнявши результати досліджень зі значеннями, отриманими на космічній станції «Венера-3», підтверджено, що в деяких напрямках (подібно Лебедю) максимум випромінювання лежить між 200 нм і 300 нм. Візуальна яскравість нічного неба перевищила очікувану на 20–40%. Цей надлишок яскравості був викликаний розсіяним світлом в найвищих шарах земної атмосфери, включаючи можливу пилову хмару навколо Землі. В цілому доведено, що виміряне світіння в межах помилок вимірів не відрізнялося від очікуваного світіння відповідних зіркових полів з урахуванням міжзоряного почервоніння і зодіакального світла.

Не зважаючи на особливість роботи приладу ІКА-65, встановленому на ШСЗ «Космос-215», на початку експерименту (не спрацював перемикач піддіапазонів, інтенсіметр УФ-1 і УФ-2 залишався в положенні «низька чутливість» (з діапазоном вимірювань до 105 імпульсів в секунду), Н.А. Дімов і Е.І. Терез досягли вирішення завдань, поставлених астрономічної наукою.

Місяцехід

1959 р. ознаменувався для обсерваторії як початок проведення серії позаатмосферних експериментів, зокрема, які передбачали спостереження фону неба за допомогою ширококутних астрофотометрів, розроблених і виготовлених в лабораторіях наукової установи. Результати, отримані в кожному дослідженні, сприяли виникненню й утвердженню низки найважливіших теорій, науково-технічному прогресу в галузі науки і техніки. У серії експериментів своєю унікальністю виділявся дослід, виконаний за допомогою астрофотометра АФ-ЗЛ на апараті «Місяцехід-2», доставленого на Місяць автоматичною міжпланетною станцією «Місяць-21» 15 січня 1973 р.

У межах проведення досліджень на апараті «Місяцехід-2» метою вчених КрАО АН СРСР було вимірювання світіння неба з поверхні Місяця під час місячних дня і ночі. Перед дослідниками ставилися конкретні завдання. По-перше, для нічних вимірювань на Місяці слід було визначити світіння зодіакального світла − світла, розсіяного хмарою дрібних метеорних часточок, що заповнюють нашу планетну систему і концентруються до площини екліптики та біля Сонця, а потім з'ясувати характер його зв'язку з сонячною короною. Відсутність на Місяці атмосфери, яка на Землі розсіює і без того слабке зодіакальне світло, надавала можливість безперешкодно вивчати світіння. Для цього першочергово розраховували світіння зоряного фону тої області, в яку направлявся АФ-ЗЛ. По-друге, необхідно було з'ясувати силу ультрафіолетового випромінювання окремих зоряних полів, що проходили через поле зору АФ-ЗЛ, порівняно з тим, яке очікувалося на підставі сучасної теорії випромінювання зоряних атмосфер. Дану задачу можна було вирішити за допомогою вимірювання на АФ-ЗЛ світіння неба у видимій і ультрафіолетовій областях спектру, порівняння світінь в цих областях спектру.

До моменту проведення космічних досліджень співробітниками обсерваторії попередниками вже була встановлена відсутність атмосфери на Місяці, що пояснювало повну темряву місячного неба. Посилаючись на вже доведений факт, вчені КрАО АН СРСР припустили, що проникаюча сила астрономічних телескопів, встановлених на поверхні Місяця, повинна бути помітно більше, ніж на Землі. Це давало можливість бачити з Місяця більш далекі космічні об'єкти, ніж із Землі. Тому була поставлена ​​прикладна задача, яка полягала у визначенні придатності умов на поверхні природного супутника Землі для можливого встановлення там астрономічних телескопів. Виявлення оптимальних умов для проведення наукової роботи на поверхні Місяця довело б доцільність створення місячних обсерваторій для спостереження різноманітних об'єктів Всесвіту, дозволило б вирішити низку питань, пов'язаних з його будовою і розвитком.

Вимірювання світіння місячного неба на апараті «Місяцехід-2» здійснювалося за допомогою модернізованого ширококутного двоканального фотометра АФ-3Л, створеного вченими КрАО АН СРСР Н.А. Дімовим і А.Б. Сєвєрним. В основу його конструкції покладено пристрій фотометр АФ-3, який успішно працював на низькоорбітальних штучних супутниках Землі «Космос-51» (1964) і «Космос-213» (1968). Вдосконалений прилад відрізнявся можливістю роботи в жорстких температурних умовах Місяця з урахуванням швидких і великих коливань температур під час дослідження, підвищеною точністю вимірювань за рахунок використання спеціальних бленд (насадок на об'єктив) для захисту від засвічення сторонніми джерелами світла (Сонце, Земля). У порівнянні зі значно зміненими впливом розсіяного світла результатами, отриманими за допомогою камери-спектрографа в 1972 р. на кораблі США «Аполон-16», дані з космічного апарату «Місяцехід-2» відрізнялися репрезентативністю. Світло від джерел, розташованих під кутами більш 40º до оптичної осі фотометра, послаблялося блендами приблизно в 10⁶ разів [ 1, с. 42 ] і практично не впливало на результати вимірювань.

Астрофотометр, що був по суті подвійним безлінзовим телескопом, працював у видимій (V) (540 нм) та ультрафіолетовій (270 нм) областях спектра. Поле зору приладу становило 17, 4º та 12, 5º для ультрафіолетового та видимого каналів відповідно [ 8 ]. Весь цикл вимірювань дорівнював 12 с. Для точного обліку температурних змін поряд із радіолюмінесцентними джерелами, які застосовувались у якості світлових стандартів для контролю абсолютної чутливості, розміщувався датчик температури.

Астрофотометром АФ-ЗЛ, встановленим на апараті «Місяцехід-2» вертикально і на весь період дослідження направленим до місцевого зеніту, за січень-березень 1973 р. було виміряно світіння місячного неба в районі кратера Лемоньє. При співпраці з групою управління шляхом маневрування космічним апаратом «Місяцехід-2» і маніпулюванням його кришкою, вчені КрАО АН СРСР провели 12 сеансів спостережень, 9 з яких − під час місячного дня в тіні панелі сонячних батарей, 2 − під час «сутінків» (при заході верхнього краю Сонця за місцевий горизонт на 1º) та 1 − «глибокої» місячної ночі [ 9, с. 31 ]. Для дослідження ультрафіолетового світіння місячного нічного неба проведено лише один 10-хвилинний сеанс спостережень. Відомості про світіння в даній області спектра отримати не вдалося через повільне обертання програмного пристрою апарату при низьких температурах і обмеженого часу сеансів під час місячної ночі.

Особливу увагу слід приділити даним, отриманим під час сутінкового сеансу 109, нічного сеансу 216, а також сеансів 108 і 215 [ 1, с. 46 ]. Відмінною рисою сеансу 216 була наявність єдиного виміру світіння неба у V-каналі (відмітки темнового струму і радіолюмінесцентного джерела відсутні) [ 10, с. 12 ]. Під час проведення сеансів 108 і 215 при маневрах з кришкою «Місяцехід-2» встановлено, що величина розсіяного світла від внутрішньої сторони кришки, яка є причиною «помилкового» світла, несуттєва. Експериментально це підтвердилося, коли при закритті кришки від 30º до 70−60° показники телеметрії не змінилися [ 10, с. 13 ]. Ослаблення впливу розсіяного світла Сонця від бленд АФ-ЗЛ для денних сеансів було отримано за рахунок розвороту місяцеходу до потрібного азимута і підйому його кришки на 90°. За даними, отриманими під час сеансу 109, встановлено максимальний вплив розсіяного світла, рівного 3,8×10³ зірок [ 1, с. 49 ]. Ці показники в 10 разів перевищували обчислену очікувану яскравість неба у видимій області спектра.

В результаті експерименту на апараті «Місяцехід-2» було зареєстровано надлишкове світіння місячного неба у порівнянні з очікуваним упродовж місячного дня і місячної ночі в ультрафіолетовій області і особливо високе у видимій області. Таким чином, А.Б. Сєвєрним, А.М. Звєрєвою, Е.І. Терез було встановлено, що виміряна надлишкова яскравість у видимій області спектра місячного денного неба під час спостережень в тіні кришки апарата «Місяцехід-2», а також V-яскравість місячного нічного неба після врахування випромінювання зірок і зодіакального світла виникала за рахунок світла Сонця і Землі, розсіяного блендами фотометра. Щодо виникнення надлишкової ультрафіолетової яскравості неба надано таке пояснення: вона обумовлена ​​не розсіяним світлом Землі, а впливом сторонніх джерел світла, оскільки вплив засвічення від планети складав не більше 3% від зафіксованої яскравості неба [ 10, с. 13 ].

Яскравість місячного неба, зареєстрована дослідниками КрАО АН СРСР в ультрафіолетовому каналі АФ-ЗЛ, перевершувала очікувану в 2,5−16 разів. Підтвердженням можуть слугувати дані, отримані через годину після заходу Сонця під час сеансу 109: ультрафіолетова яскравість місячного «сутінкового» неба в 3, 3 рази перевершувала очікувану яскравість неба від світіння зірок, зодіакального світла і розсіяного на блендах фотометра світла Землі. Також зареєстроване ультрафіолетове світіння показало характерний хід із зенітною відстанню Сонця, який добре узгоджувався з тим, який прямував з індикатриси розсіяння місячного пилу [ 9, с. 32 ].

В ході проведення сеансів 108 і 215 (здійснювалися перед заходом Сонця) А.Б. Сєвєрним, А.М. Звєрєвою, Е.І. Терез зафіксована ультрафіолетова яскравість неба більша, ніж у сеансах після сходу Сонця. Отримані результати свідчили про сильніший прояв ефекту розсіювання після тривалої освітленості поверхні Місяця сонячним світлом.

На підставі отриманих емпіричних даних науковці КрАО АН СРСР висунули гіпотезу про причину утворення пилового розсіяного середовища над поверхнею Місяця. Першопричиною було явище соляризації місячного ґрунту. Отримані на космічному апараті «Місяцехід-2» результати в сукупності з іншими емпіричними даними свідчили про можливе існування нестаціонарної пиловий атмосфери Місяця. Гіпотеза про природу пилового шару на поверхні природного супутника Землі, висловлена ​​вченими КрАО, зводилася до наступного. Метеори і мікрометеори, які вдаряли в Місяць, створювали потік місячних частинок. Цей потік викинутих частинок утворював «стаціонарний рій» над поверхнею Місяця. Вторинні осколки, що осіли на поверхню Місяця, і формували пиловий шар близько його поверхні.

Для підтвердження припущення щодо існування плоскопаралельного розсіюючого шару в сеансі 109 була отримана оцінка оптичної товщі розсіюючого пилового шару, яка дорівнювала 3, 6×10^-6. Розрахунки показали, що для двох характерних розмірів пилинок місячного ґрунту, 10 мкм і 70 мкм, така оптична товщина могла бути обумовлена ​​4,5 і 0,092 частинками в стовпі з основою в 1 см відповідно [ 10, с. 27 ]. Посилаючись на дані дослідження, А.Б. Сєвєрний, А.М. Звєрєва, Е.І. Терез зробили висновок про неможливість виявлення настільки малої концентрації пилу над поверхнею Місяця при спостереженнях краю Місяця з Землі. Однак і спостереженню фону неба в ультрафіолетовому і особливо у видимому діапазонах спектру безпосередньо з поверхні Місяця перешкоджало світло Сонця і Землі, розсіяне навколомісячним пилом.

Результати досліджень нестаціонарної концентрації пилу над місячною поверхнею, отримані вітчизняними вченими, підтверджувалися даними американських науковців. Фотографії місячного неба в лінії L_а, отримані з поверхні Місяця в 1972 р. на космічній станції «Аполон-16», вказували на існування над поверхнею Місяця значно розрідженої атмосфери.

Заплановане продовження експерименту КрАО АН СРСР з вивчення космічного фону у видимій і особливо в ультрафіолетовій областях спектра на великій відстані від Землі не було здійснено у зв'язку зі згортанням місячної програми досліджень в СРСР. На підставі аналізу репрезентативних джерел можемо стверджувати, що проведене на другому із серії місячних дистанційно-керованих планетоходів космічному апараті «Місяцехід-2» вивчення яскравості місячного неба стало одним з фундаментальних проектів у науковій роботі КрАО АН СРСР з позаатмосферної астрономії, а отже і з дослідження космосу. У ході експерименту А.Б. Сєвєрним, А.М. Звєрєвою, Е.І. Терез вперше на поверхні Місяця за допомогою астрофотометрії виміряно підвищене світіння фону неба в порівнянні з очікуваним в ультрафіолетовій і видимій областях спектра. Досконаліший в технічному плані (застосування третьої відеокамери на висоті людського зросту, використання бленд), апарат дозволив здійснити фотометричне дослідження яскравості місячного неба, яке свідчило про існування пилової оболонки навколо Місяця.