О зоркости радиотелескопов.

    Благодаря сложным оптическим явлениям лучи от звезды, уловленные телескопом, сходятся не в одной точке (фокусе телескопа), а в некоторой небольшой области пространства вблизи фокуса, образуя так называемое фокальное пятно. В этом пятне объектив телескопа конденсирует электромагнитную энергию светила, уловленную телескопом. Если взглянуть в телескоп, звезда нам покажется не точкой, а кружочком с заметным диаметром. Но это не настоящий диск звезды, а только ее испорченное изображение, вызванное несовершенством телескопа. Мы видим созданное телескопом фокальное пятно.

Чем больше диаметр объектива, тем меньше и размеры фокального пятна.

С величиной фокального пятна тесно связана разрешающая способность телескопа. Так называют наименьшее расстояние между двумя источниками излучения, которые данный телескоп дает различить в отдельности. Если, например, в двойной звезде обе звезды так близки на небе друг к другу, что их изображения, создаваемые телескопом, попадают практически внутрь фокального пятна, двойная звезда покажется в телескоп одиночной.

Оптические телескопы обладают весьма большой раз­решающей способностью. В настоящее время наилуч­шие из оптических телескопов способны «разделить» двойные звезды с расстоянием между составляющими в 0,1 секунды дуги! Под таким углом виден человече­ский волос на расстоянии 30 м.

Радиотелескопы воспринимают весьма длинновол­новое излучение. Поэтому фокальное пятно в радио­телескопах огромно. И соответственно разрешающая способность этих инструментов весьма низка. Оказы­вается, например, что радиотелескоп с диаметром зеркала 5 м при длине радиоизлучения 1 м способен разделить источники излучения, если они отстоят друг от друга больше чем на десять градусов!

Десять градусов—это двадцать видимых попереч­ников Луны. Значит, указанный радиотелескоп не спо­собен «разглядеть» в отдельности такие мелкие для него небесные светила, как Солнце или Луна.

Ясно, что низкая разрешающая способность обыч­ных небольших радиотелескопов — большой недоста­ток; даже при огромных размерах зеркала она, как правило, уступает разрешающей силе человеческого глаза (не говоря уже об оптических телескопах). Как же можно устранить это препятствие?

Физикам уже давным-давно известно явление сло­жения волн, названное ими интерференцией. В школь­ном учебнике физики подробно описано, какое значе­ние имеет интерференция на практике. Оказывается, интерференцию можно использовать в радиоастро­номии.

Вообразим, что одновременно из двух источников распространяются две волны. Если они, как говорят физики, находятся в противоположных фазах, то есть «горб» одной приходится как раз против «впадины» другой, обе волны «погасят» друг друга, и колебания среды прекратятся. Если это световые волны—насту­пит тьма, если звуковые—тишина, если волны на воде — полный покой.

Может случиться, что волны находятся в одинако­вых фазах («горб» одной волны совпадает с «горбом» другой). Тогда такие волны усиливают друг друга, и колебания среды будут совершаться с удвоенной ин­тенсивностью.

Представим себе теперь устройство, называемое радиоинтерферометром (рис.3). Это два одинаковых радиотелескопа, разделенных расстоянием (базой) и соединенных между собой электрическим кабелем, к середине которого присоединен радиоприемник. От источника радиоизлучения на оба радиотелескопа не­прерывно приходят радиоволны. Однако тем из них, которые попадают на левое зеркало, приходится про­делать несколько больший путь, чем радиоволнам, уловленным правым радиотелескопом. Разница в пу­тях, называемая разностью хода, равна отрезку АБ. Нетрудно сообразить, что если в этом отрезке уклады­вается четное число полуволн улавливаемого радио­излучения, то «левые» и «правые» радиоволны придут в приемник с одинаковой фазой и усилят друг друга. При нечетном числе полуволн произойдет обратное— взаимное гашение радиоволн, и в приемник радиосиг­налы вовсе не поступят.

Обратите внимание: при изменении направления на источник излучения меняется и разность хода.

Достаточно при этом (что очень важно!) лишь весьма незначительное изменение угла , чтобы «гашение» волн сменилось их усилием или наоборот, на что сра­зу же отзовется весьма чувствительный радиопри­емник.

Радиоинтерферометры делают, как правило, не­подвижными. Но ведь Земля вращается вокруг своей оси, и поэтому положение светил на небе непрерывно меняется. Следовательно, в радиоинтерферометре по­стоянно будут наблюдаться периодические усиления и ослабления радиопередачи от наблюдаемого источни­ка космических радиоволн.

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как они реагируют на очень ма­лые угловые смещения светила, а значит, и позволя­ют исследовать объекты с небольшими угловыми раз­мерами. Иногда радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов. При этом раз­решающая способность радиоинтерферометра сущест­венно увеличивается. Есть и другие технические уст­ройства, которые позволяют современным «радио глазам» астрономов стать очень «зоркими», гораздо более зоркими, чем невооруженный человеческий глаз!

 

 

рис.3 Схема радиоинтерферометра (d- его база, т.е. расстояние между радиотелескопами, характеризует направление на источник радиоволн).

 

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как они реагируют на очень ма­лые угловые смещения светила, а значит, и позволя­ют исследовать объекты с небольшими угловыми раз­мерами. Иногда радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов. При этом раз­решающая способность радиоинтерферометра сущест­венно увеличивается. Есть и другие технические уст­ройства, которые позволяют современным «радио глазам» астрономов стать очень «зоркими», гораздо более зоркими, чем невооруженный человеческий глаз!

В феврале 1976 года советские и американские ученые осуществили интересный эксперимент— радио­телескопы Крымской и Хайсптекской (США) обсерва­торий в этом опыте играли роль «глаз» исполинского радиоинтерферометра, а расстояние во много тысяч километров между этими обсерваториями было его базой. Так как база была очень велика и космические радио объекты наблюдались с разных континентов, до­стигнутая разрешающая способность оказалась поис­тине фантастической—одна десятитысячная доля се­кунды дуги! Под таким углом виден с Земли на Луне след от ноги космонавта! Позже к этим эксперимен­там присоединились и австралийские ученые, так что астрономы «взглянули» на космические радиоисточ­ники сразу с трех континентов. Результаты оправдали затраченные усилия: в ядрах галактик и квазарах обнаружены взрывные процессы необычайной актив­ности, причем в ряде случаев наблюдаемая скорость разлета космических облаков в квазарах, по-видимо­му, превосходит скорость света!

Таким образом, новая техника поставила перед наукой и новые проблемы принципиального характе­ра. Достигнутая ныне разрешающая способность ра­диоинтерферометров — это еще не предел. В будущем, вероятно, радиотелескопы станут еще зорче.

Кстати сказать, и в оптической астрономии исполь­зуют интерферометры. Их присоединяют к крупным телескопам, чтобы измерить реальные поперечники звезд. В обоих случаях интерферометры играют роль своеобразных «очков», позволяющих рассмотреть важ­ные подробности в окружающей нас Вселенной.

Но оптические интерферометры по зоркости зна­чительно уступают тем, которые употребляются ныне в радиоастрономии.

Радиоэхо» в астрономии.

До сих пор речь шла о пассивном изучении космиче­ских радиоволн. Они улавливаются радиотелескопами, и задача астронома заключается лишь в том, чтобы наилучшим образом расшифровать эти сигналы, полу­чить с их помощью как можно больше сведений о не­бесных телах. При этом исследователь никак не вме­шивается в ход изучаемого им явления—он лишь пассивно наблюдает.

Та отрасль радиоастрономии, с которой мы теперь кратко познакомимся, имеет иной, если так можно выразиться, активный характер. Ее называют радио­локационной астрономией.

Слово «локация» означает определение местополо­жения какого-нибудь предмета. Если, например, для этого используется звук, то говорят о звуковой лока­ции. Ею, как известно, широко пользуются современ­ные мореплаватели. Особое устройство, называемое эхолотом, посылает в направлении ко дну океана ко­роткие, но мощные неслышимые ультразвуки. Отра­зившись от дна, они возвращаются, и эхолот фикси­рует время, затраченное звуком на путешествие до дна и обратно. Зная скорость распространения звука в воде, легко подсчитать глубину океана.

Подобным же образом можно измерить и глубину колодца или какого-нибудь ущелья. Громко крикнув, затем ждите, когда до вашего уха донесется эхо — отраженный звук. Учтя, что скорость звука в воздухе равна 337 м/с, легко вычислить искомое расстояние. Любопытно, что звуковая локация встречается и в мире животных. Летучая мышь обладает специальным естественным локационным органом, который, испуская неслышимые звуки, помогает мыши ориентироваться в полете. Эти ультразвуки поглощаются в толстом слое волос, и поэтому, не получив обратного звукового эха, летучая мышь воспринимает голову как «пустое место». Этим и объясняется, что летучая мышь иногда в темноте ударяется о головы людей, не прикрытые головным убором.

Когда говорят о «радиолокации», то под этим словом подразумевают определение местоположения предмета с помощью радиоволн. Радиолокационная астрономия — еще совсем молодая отрасль науки. Систематически радиолокационные наблюдения небесных тел начались всего пятьдесят лет назад. И все же достигнутые успехи весьма значительны. Очень интересны и дальнейшие перспективы этого активного метода изучения небесных тел.»Активного» потому, что здесь человек сам направляет в космос созданные им искусственные радиоволны и, наблюдая их отражения, может затем по собственному желанию видоизменить эксперимент.

Образно говоря, в радиолокационной астрономии человек «дотрагивается» до небесных тел созданным им радиолучем, а не пассивно наблюдает их излучение.

7.Радиолокация Луны и планет.

Еще в 1928 году, когда большинство радиолюбителей пользовались примитивными детекторными приемни­ками, советские ученые Л. И. Мандельштам и Н. Д. Папалекси рассматривали вопрос о посылке ра­диосигнала на Луну и приеме па Земле радиоэха. Тогда это была только смелая мечта, далеко опере­жавшая действительность. Но такова характерная черта больших ученых—их мысль опережает факты и видит то, что становится реальностью лишь в будущем.

В годы второй мировой войны Л. И. Мандель­штам и Н. Д. Папалекси снова вернулись к занимав­шей их идее. Теперь настали другие времена. Радио­локация прочно вошла в практику военной жизни, и радиолокаторы уверенно нащупывали невидимые цели.

Советские ученые на основе новых данных подсчи­тали, какова должна быть мощность радиолокатора и другие его качества, чтобы с его помощью можно было осуществить радиолокацию Луны. Научная цен­ность такого эксперимента была вне сомнений. Ведь до сих пор, чтобы определить расстояние до Луны, приходилось наблюдать ее положение среди звезд од­новременно из двух достаточно удаленных друг от друга обсерваторий. Радиолокация решила бы ту же задачу при наблюдениях из одного пункта. Учитывая быстрый прогресс радиотехники, можно было ожи­дать, что радиолокационные измерения астрономиче­ских расстояний дадут результаты гораздо более точ­ные, чем те, которые были получены в прошлом.

Трудности, однако, оказались огромными. Расчеты показали, что при прочих равных условиях мощность отраженного сигнала убывает обратно пропорциональ­но четвертой степени расстояния до цели. Получалось, что лунный радиолокатор должен обладать примерно в тысячу раз большей чувствительностью, чем обыч­ная радиолокационная станция береговой обороны, обнаруживавшая в те годы самолет неприятеля с рас­стояния в двести километров.

И все же проект казался довольно убедительным, и уверенность его авторов в успехе вскоре была оп­равдана фактами.

В начале 1946 года почти одновременно, но с раз­личными установками, венгерские и американские радиофизики осуществили радиолокацию Луны.

На Луну посылались мощные импульсы радиоволн длиной 2,7 м. Каждый импульс имел продолжитель­ность 0,25 секунды, причем пауза между импульсами составляла 4 секунды. Антенна радиолокатора была еще весьма несовершенна: она могла поворачиваться только вокруг вертикальной оси. Поэтому исследова­ния велись лишь при восходе или заходе Луны, когда последняя находилась вблизи горизонта.

Приемное устройство радиолокатора уверенно за­фиксировало слабый отраженный сигнал, лунное ра­диоэхо.

Путь до Луны и обратно радиоволны совершили всего за 2,6 сек, что, впрочем, при их невообразимо большой скорости не должно вызывать удивления. Точность этого первого радиоизмерения из-за несовер­шенства аппаратуры была еще очень низка, но все же совпадение с известными ранее данными было весьма хорошее.

Позже радиолокация Луны была повторена на многих обсерваториях, и с каждым разом со все боль­шей точностью и, конечно, с большей легкостью.

Большие возможности радиолокации обнаружи­лись при наблюдении так называемой либрации Луны. Под этим термином астрономы понимают своеобраз­ные «покачивания» лунного шара, вызванные отчасти геометрическими причинами (условиями видимости), отчасти причинами физического характера. Благодаря либрации земной наблюдатель видит не половину, а около 60% лунного шара. Значит, либрация позволя­ет нам иногда «заглядывать» за край видимого лун­ного диска и наблюдать пограничные районы обрат­ной стороны Луны.

При «покачивании», или либрации, Луны один ее край приближается к наблюдателю, а другой уда­ляется. Скорость этого движения очень мала — по­рядка 1 м/сек, что меньше даже скорости пешехода. Но радиолокатор способен, оказывается, обнаружить и такие смещения.

Радиолокатор посылает на Луну волны опре­деленной длины. Естественно, что и отраженный радиосигнал будет обладать той же длиной волны. Можно сказать, что радиоспектр отраженного сигнала представляет собой одну определенную «радиолинию».

Если бы Луна не «покачивалась» относительно земного наблюдения, радиоспектры посланного и отраженного импульса были бы совершенно одинаковыми. На самом же деле разница, хотя и небольшая, все же есть. Радиоволна, отразившаяся от того края Луны, который приближается к земному наблюдателю, по принципу Доплера будет иметь несколько большую частоту и, следовательно, меньшую длину, чем радиоволна, посланная на Луну. Для другого удаляющегося края Луны должен наблюдаться противоположный эффект. В результате «радиолиния» в радиоспектре отраженного импульса будет более широкой, растянутой, чем «радиолиния» посланного импульса. По величине расширения можно вычислить скорость удаления краев Луны. Этим же методом можно определить периоды вращения планет вокруг оси и скорости их движения по орбите.

Раньше требовались многолетние высокоточные оптические наблюдения Луны, чтобы затем после долгих вычислений получить величину либрации. Радиолокаторы решили эту задачу, так сказать, непосредственно и несравненно быстрее.

При каждом измерении пользуются некоторым эталоном — меркой, употребляемой как единица длины. Для измерений на земной поверхности таким эталоном служит метр. Для астрономии расстояние ни метр, ни даже километр не являются вполне подходящей единицей масштаба — слишком уж велики расстояния между небесными телами. Поэтому астрономы употребляют вместо метра гораздо более крупную единицу длины. Называется она «астрономической единицей» (сокращенно «а.е.»). По определению астрономическая единица равна среднему расстоянию от Земли до Солнца. Чтобы связать астрономические измерения длины с чисто земными мерками расстояний, астрономическую единицу в конечном счете сопоставляют с метром — выражают астрономическую единицу в метрах или километрах.

Во времена Иоганна Кеплера (17 век) величину астрономической единицы еще не знали — она впервые была найдена только век спустя. Не были известны и расстояния от Солнца до других планет Солнечной системы. Тем не менее, третий закон Кеплера гласит, что «квадраты времен обращения планет вокруг Солнца относятся между собой как кубы их средних расстояний до Солнца». Каким же образом, не зная расстояний планет до Солнца, Кеплер мог открыть этот важный закон?

Весь секрет, оказывается, в том, что не зная абсолютных (выраженных в километрах) расстояний планет до Солнца, можно сравнительно просто из наблюдений вычислить их относительные расстояния, то есть узнать, во сколько раз одна планета дальше от Солнца, чем другая.

Зная же относительные расстояния планет от Солнца, можно сделать чертеж Солнечной системы. В не будет хватать только одного — масштаба. Если бы можно было указать, чему равно расстояние в километрах между любыми двумя телами на чертеже, то, очевидно, этим самым был бы введен масштаб чертежа, и в единицах данного масштаба сразу можно было бы получить расстояние всех планет до Солнца.

До применения радиолокации среднее расстояние от Земли до Солнца, то есть астрономическая единица, считалось равным 149504000 км. Эта величина измерена не абсолютно точно, а приближенно с ошибкой в 17000 км в ту или другую сторону.

Некоторых такая ошибка может ужаснуть. С этой точки зрения расстояние от Земли до Солнца измерено очень точно — относительная ошибка не превышает сотых долей процента. Но постоянное стремление к повышению точности характерно для любой точной науки. Поэтому можно понять астрономов, когда они снова и снова уточняют масштаб Солнечной системы и стремятся применить самые совершенные методы для измерения астрономической единицы. Вот тут-то и приходит на помощь радиоастрономия.

Совершенно очевидно, что радиолокация планет из-за их удаленности несравненно труднее радиоло­кации Луны. Не забудьте, что мощность радиоэха падает обратно пропорционально четвертой степени расстояния, то есть очень сильно. Но современная радиотехника преодолела и эти трудности.

В феврале 1958 года американскими учеными впервые проведена радиолокация ближайшей из пла­нет—Венеры, а в сентябре того же года поймано радиоэхо от Солнца.

Во время радиолокации Венера находилась в 43 миллионах километров от Земли. Значит, радиоволне требовалось примерно 5 минут для путешествия «туда и обратно». Сигналы подавались в течение 4 минут 30 секунд, а следующие 5 минут «подслушивалось» радиоэхо. Длительная посылка радиосигналов была вызвана необходимостью—при коротком импульсе единичное отражение от Венеры не могло наблю­даться.

Даже с такими ухищрениями разобраться в при­нятых радиосигналах было нелегко. Крайне слабые, отраженные от Венеры радиоволны маскировались собственными шумами приемной аппаратуры. Только электронные вычислительные машины после почти годовой обработки наблюдений наконец доказали, что радиолокатор все-таки принял очень слабое ра­диоэхо от Венеры. После первого успеха радиолока­ция Венеры была повторена еще несколько раз.

Радиоэхо от Венеры получилось в 10 миллионов раз более слабым, чем радиоэхо от Луны. Но радио­локаторы его все-таки поймали—таков прогресс ра­диотехники за какие-нибудь двенадцать лет.

Гораздо более уверенно и с лучшими результата­ми провели радиолокацию Венеры в апреле 1961 года советские ученые. По их данным удалось уточнить вели­чину астрономической единицы. Оказалось, что Солн­це на 95 300 км дальше от Земли, чем думали до тех пор, и астрономическая единица равна 14959930001. Ошибка в этом измерении не превышает 2000 км в ту или другую сторону, что по отношению к измеренному расстоянию составляет всего лишь тысячные доли процента!

Теперь величину астрономической единицы знают еще точнее, что позволяет с меньшими ошибками вычислять траектории космических ракет, а это имеет большое значение для межпланетных путешествий.

Солнце для радиолокатора гораздо более крупная цель, чем Венера. Но зато Солнце—само мощный источник космических радиоволн. Чтобы эти радио­волны не «заглушили» радиоэхо, отраженный от Солнца радиосигнал должен быть по крайней мере в сто раз сильнее сигнала, отраженного от Венеры.

Радиолокация Солнца впервые проводилась так. Передатчик включался с интервалами в 30 секунд в продолжение 15 минут. Наблюдения начались в сентябре 1958 года и были продолжены весной 1959 года. При обработке также пришлось прибегнуть к помощи электронных вычислительных машин. В хоро­шем согласии с предварительными расчетами получи­лось, что радиосигнал, посланный с Земли, отразился от тех слоев солнечной короны, которые находятся на расстоянии 1,7 радиуса Солнца от его поверхности.

Еще в 1959 году радиолокация Меркурия показа­ла, что сутки на этой планете близки к 59 земным суткам, то есть Меркурий не обращен всегда к Солн­цу одной стороной, как считалось до этого. Радиоло­каторы выяснили также, что сутки на Венере в 243 раза длиннее земных, причем Венера вращается в направлении с востока на запад, то есть в сторону, обратную вращению всех остальных планет.

Радиолуч сквозь облака Венеры «прощупал» ее рельеф и установил существование на Венере крате­ров, подобных лунным. Радиолокация уточнила дан­ные о рельефе Марса. Но самое, пожалуй, удивитель­ное было достигнуто в метеорной астрономии.

Метеоры наблюдают днем.

Звездная ночь. В невообразимой дали тихо сияют ты­сячи солнц. И вдруг как будто одна из звезд сорва­лась и полетела, оставляя на небе узенькую светя­щуюся полоску. Все явление обычно занимает доли секунды, реже несколько секунд.

Так выглядят «падающие звезды», или метеориты,— явление, хорошо знакомые каждому еще с детских лет. Когда по небу пролетает «падающая звезда», это означает, что в земную атмосферу из безвоздушного мирового пространства вторглась крохотная твердая частичка весом в граммы или даже доли грамма — метеорное тело.

Двигаясь со скоростью десятки километров в секунду, сильно сжимает перед собой воздух. Он ярко светится, образуя спереди метеорного тела так называемую «воздушную подушку». Ее мы и видим как «падающую звезду», тогда как само метеорное тело из-за малости непосредственному наблюдению не доступно.

Поединок твердой частички космического вещества и земной атмосферы всегда имеет один исход. Примерно на высоте 80-100 км метеорные тела полностью разрушаются, и остающаяся после них мельчайшая метеорная пыль медленно оседает на Землю. Так как яркость метеоров сравнима с видимой яркостью звезд, то до последнего времени «падающие звезды» наблюдались только по ночам, на темном фоне звездного неба.

Радиоастрономия значительно расширила возможность изучения этих интересных явлений.

Когда метеорное тело стремительно прорезает земную атмосферу, то, сталкиваясь с молекулами и атомами воздуха, оно частично ионизует их, то есть «вышибает» из них некоторые электроны. В результате за метеорным телом образуется длинный цилиндрический слой из ионизованных газов. Его размеры весьма внушительны — при поперечнике в несколько метров длина этой ионизованной «трубы» достигает десятков километров. Вследствие диффузии (рассеивания газов) «труба» постепенно расширяется и в конце концов, разрушаемая ветрами и другими причинами, как бы растворяется в атмосфере.

Мы уже отмечали, что слой ионизованных газов для радиоволн определенных длин является своеобразным зеркалом. Значит, с помощью радиолокатора можно получить радиоэхо и от ионизованных метеорных следов. Возможности радиотехники в этой области исключительно велики. Радиолокаторы могут быстро определить расстояние до метеора, скорость метеорного тела, его торможение в атмосфере и, наконец, положение радианта, то есть той точки неба, откуда, как нам кажется, вылетел метеор.

Опыты показали,что наилучшие результаты получаются, если радиолокация метеоров ведется на волнах длиной около 5 м.

Современные радиолокаторы так чувствительны, что им доступны метеоры 16-й звездной величины, то есть почти в 10000 раз менее яркие, чем самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу.

Систематические радиолокационные наблюдения метеоров начались с 1946 года. В ночь с 9 на 10 октября этого года Земля должна была пересечь орбиту кометы Джакобини — Циннера. Когда такое же событие происходило в 1933 году, на небе наблюдался интенсивный «звездный дождь». Сотни метеоров бороздили во всех направлениях звездное небо. В этот день земной шар встретился с метеорным потоком — огромным роем метеорных тел, своеобразных «осколков» кометного ядра, несущихся вокруг Солнца по орбите породившей их кометы. Астрономы договорились называть метеорные потоки по тому созвездию, из которого, как нам кажется, вылетают соответствующие им метеоры. Так как метеорный дождь, связанный с кометой Джакобини — Циннера, имеет радиант в созвездии Дракона, то порожденный ею метеорный поток получил название Драконит.

Ежегодно в конце первой декады октября Земля встречается с драконидами — метеорными телами потока Драконид. Но только иногда их звездные дожди бывают особенно обильными. Как раз такой случай и произошел в 1946 году, когда Земля пересекала наиболее плотную часть потока.

К огорчению астрономов в ночь с 9 на 10 октября 1946 года ярко светила Луна, и ее сияние сильно мешало обычным наблюдениям. Но для радиолокаторов лунный свет не помеха. Советские ученые Б.Ю. Левин и П.О. Чечик в ту ночь зарегистрировали радиоэхо от сотен метеоров, боль­шинство которых оставалось невидимым.

С тех пор радиолокационные наблюдения метеоров прочно вошли в практику работы многих обсерваторий. Ни туман, ни дождь, ни ослепительное дневное сияние Солнца не могут помешать радиолокаторам «нащупывать» невидимые «падающие звезды». Они уверенно фиксируют как спорадические метеоры, то есть те метеоры, которые не связаны с каким-нибудь определенным метеорным потоком, таки и невидимые «звездные дожди».             

⇐ Предыдущая1234Следующая ⇒

Поделиться:

Воспользуйтесь поиском по сайту: