Нейтральный гелий в солнечной системе и её окрестностях по наблюдениям с ИСЗ "Прогноз-6" тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

Глава I. Эксперимент по наблюдению резонансно рассеянного солнечного излучения Не1 ^584 Я межпланетными атомами нейтрального гелия . II

§ I. Условия проведения эксперимента .II

§ 2. Описание прибора "Межпланетный гелий"

Глава П. Межпланетный фон в линии Не1 ^584 & по наблюдениям с ИСЗ "Прогноз-6"

§ I. Методика .определения распределения интенсивно сапъ на. кругах сканирования

§ 2. Результаты фоновых измерений в линии

Не1>584 &.

Глава Ш. Определение параметров межзвездной среды в окрестностях Солнечной системы.

§ I. Определение направления движения межзвездной среды относительно Солнца из наблюдений с ИСЗ "Прогноз-6".

§ 2. Температура и скорость межзвездного ветра

§ 3. Оценка плотности нейтрального гелия в околосолнечном пространстве

§ 4. Сравнение полученных результатов с данными других авторов.

Немногим более 10 лет тому назад в астрофизическую литературу вошло понятие межзвездного ветра. Это явление заключается в существовании относительного движения Солнца и окружающей его межзвездной среды со скоростью ~20 км/с. Солнечный ветер в высокой степени нейтрализует межзвездный газ, вытесняя из него плазму и магнитное поле. Оставшийся нейтральный газ втекает в гелиоеферу практически невозмущенным. Большая скорость межзвездного газа позволяет ему довольно далеко проникать внутрь Солнечной системы, прежде чем его нейтральные компоненты ионизуются солнечным излучением, обменом зарядами с протонами солнечного ветра и столкновениями с электронами. Таким образом, большинство нейтральных атомов межзвездного газа проникает более или менее вглубь Солнечной системы в зависимости от типа частиц, солнечной активности и скорости межзвездного ветра. Основные компоненты межзвездного газа - нейтральные атомы водорода и гелия, попадая в ближайшие о1фестности Солнца, становятся наблюдаемыми, так как они рассеивают резонансным способом солнечное излучение. Атомы водорода эффективно переизлучают линию HI ^1215,7 & ( L^), а гелия - линию Не1 J584 Я. Обе линии являются одними из самых ярких в эмиссионном ультрафиолетовом спектре Солнца. Эксперименты по измерению в межпланетном пространстве фонового излучения в этих линиях позволяют определить такие характеристики межзвездного газа как температура (Tw ), плотность входящих в него нейтральных компонент (Пи и ПИе), нацравление и скорость движения относительно Солнца ( Vw ). Это достигается путем построения модели взаимодействия* межзвездного газа с гравитационным полем Солнца, его фотонным и корпускулярным излучением и сравнения ее предсказаний с наблюдениями. В отличие от спектроскопических и радиоастрономических исследований, выводящих характеристики межзвездного газа как средние величины на луче зрения длиною от нескольких парсек до нескольких килопарсек, межпланетные фоновые измерения позволяют проводить мелкомасштабные исследования межзвездной среды - изучать ее параметры в ближайших окрестностях Солнечной системы, а именно вне зоны активного влияния солнечного гравитационного поля, поля его излучения и плазмы солнечного ветра. Размеры этой зоны примерно на порядок меньше размеров гелиосферы. Вопрос о том, являются ли эти параметры также и характеристиками невозмущенного влиянием Солнца межзвездного газа, до сих пор остается отбытым. Считается, что на расстоянии 50*150 а.е. от Солнца находится область взаимодействия заряженной компоненты набегающего на Солнечную систему потока межзвездного газа и солнечного ветра. Размеры этой области оцениваются в 10*50 а.е. В цротивоположную сторону вплоть до расстояния ^10 а.е. простирается хвост гелиосферы. Не исключается влияние переходной области и на характеристики нейтральной компоненты межзвездного газа.

Первое указание на существование Ld - излучения внеземного цроисхождения получили Мортон и Парселл при проведении ракетных измерений излучения ночного неба в этой линии [I]. Измерения L^ - излучения в межпланетном пространстве впервые были осуществлены буртом с автоматической межпланетной станции "Венера" [2]. Важной вехой в исследовании межпланетного атомарного водорода стали наблюдения с американского ИСЗ 0G0-5, когда одновременно группами Берто и Бламона и Томаса и Крассы были получены карты фонового L^- излучения, послужившие основой для первых оценок температуры, плотности Пн нейтральных атомов водорода, а также величины и направления вектора скорости межзвездного ветра [3,4]♦ Эти наблюдения явились убедительным подтверждением развитой Фаром и Блюмом теории проникновения межзвездного атомарного водорода внутрь Солнечной системы [5,6,7]. Начавшиеся несколько позже исследования межпланетного нейтрального гелия повторили путь изучения водорода межзвездного ветра: от ракетных экспериментов - к первым картам фонового излучения в межпланетном цространстве в линии Hel J 584 & [8,9,10]. Подробное описание экспериментов по наблюдениям излучения в линиях L^ и Hel ,>584 проведенных до 1978 г., можно найти в обзорах [11,12,13].

Параметры межзвездной среды, полученные из наблюдений нейтрального гелия,по ряду причин представляются более надежными, чем из наблюдений нейтрального водорода. Найденная из фоновых L^- измерении температура межзвездного газа может оказаться лишь ее верхним пределом из-за нагревания водородной компоненты протонами солнечного ветра внутри гелиосферы [14,15, 16]. Процесс же взаимодействия нейтральных атомов гелия с горячими протонами менее эффективен, чем аналогичный процесс для атомов водорода, являющийся резонансным. Более того, нейтральный водород может проникать внутрь гелиосферы уже имея более высокую, по сравнению с невозмущенным межзвездным газом, температуру [17]. Переходная область может оказывать влияние и на сам процесс проникновения атомов водорода в Солнечную систему, приводя к уменьшению их концентрации за счет перезарядки на протонах межзвездного водорода, заторможенных на ударной волне, а также увлечения потоком плазмы, огибающим гелиосферу [18,19]. Количественные оценки изменений температуры и плотности сильно зависят от принятых величин сечений взаимодействия Н и Б4" и теоретических моделей взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой.

Обладая, по сравнению с водородом, более высоким потенциалом ионизации, атомы гелия значительно глубже проникают внутрь Солнечной системы, а на расстоянии орбиты Земли их концентрация уже значительно превышает концентрацию атомов водорода. Ионизационная полость, в которой нейтральный гелий практически отсутствует, лежит внутри орбиты Меркурия. Вследствие явно выраженной гравитационной фокусировки (действием светового давления на атомы гелия можно пренебречь) определение направления движения межзвездного газа относительно Солнца по нейтральному гелию является более точным, так как наблюдаемые изофоты в линии не обладают столь характерными деталями и подвержены большим изменениям в течение цикла солнечной активности.

С другой стороны, наблюдения в линии Hel j\584 & более трудны, так как его обилие составляет 0,1 от водорода (по числу атомов) и, 1фоме того, техника регистрации излучения в области • ji 584 & гораздо сложнее, чем в линии L ^ . В области длин волн короче 1100 в частности, отсутствуют црозрач-ные кристаллические материалы для окон, нет интерференционных (да и других) узкополосных фильтров с полосой ^100 §. и т.д. Поэтому число выполненных, наблюдений в линии Hel jv584 £ до настоящего времени сравнительно невелико. Абсолютная калибровка в области длин волн ^500 8. экспериментально более сложна и производится с меньшей точностью. Фон заряженных частиц космических лучей, ультрафиолетового излучения и радиационных поясов Земли, дающих заметный вклад в результаты экспериментальных измерений, конечно, более опасен,когда наблюдаемая интенсивность составляет всего 1*10R по сравнению со 100*500R в линии L^ .

С целью детального исследования фона неба одновременно в линиях Hel J584 Я. и HI Ji 1215,7 S. в 1976-1978 гг. был осуществлен совместный советско-французский эксперимент "Межпланетный гелий" на высокоапогейных спутниках Земли "Прогноз-5" и "Прогноз-6". Прибор МПГ, являвшийся многоканальным фотометром, был изготовлен во Франции Службой Аэрономии в соответствии с разработками, намеченными проводившей эксперимент советско-французской группой. Все заводские и предпусковые испытания прибора, а также удравление ходом эксперимента во время полета проводились советской стороной по согласованной с французскими коллегами программе. Первичная обработка информации была проделана в Советском Союзе. Вторичная обработка данных и их теоретическая интерпретация велись параллельно в Институте космических исследований АН СССР и в Службе Аэрономии. Результаты неодно1фатно обсуждались.

В настоящей работе излагаются результаты наблюдений в линии нейтрального гелия, полученные в эксперименте на ИСЗ "Про-гноз-6".

В первой главе диссертации дано описание условий проведения эксперимента по измерению фонового излучения в линии Hel

584 ft в межпланетном пространстве: приведены элементы орбиты ИСЗ "Прогноз-6", кратко описаны система ориентации и система передачи информации с борта спутника. Далее следует описание основных узлов прибора "Межпланетный гелий", с помощью которого велись измерения. Более подробно описаны гелиевые каналы, информация с которых была использована для определения параметров межзвездного ветра.

Вторая глава диссертации посвящена методике получения распределения интенсивности в линии Hel j, 584 ft по небесной сфере из наблюдательных данных. Описан подготовительный этап, заключающийся в создании на МД (магнитном диске) банка сервисных данных, необходимых для обработки поступающей с прибора ТМ (телеметрической) информации. Приведена методика определения параметров круга сканирования и местоположения на нем каждого измерения. Далее описан способ перехода от ТМ отсчетов к наблюдаемым скоростям счета, система селекции сбойной информации и паразитных сигналов. Таблицы, содержащие результаты фоновых измерений в межпланетном пространстве в линии Hel j^584§, вынесены в Приложение П. Сводная таблица основных сведений об использованном наблюдательном материале помещена в конце главы.

Третья глава диссертации посвящена интерпретации полученных в настоящем эксперименте фоновых измерений в линии Hel j.584 ft. Найденные в результате обработки наблюдений интенсивности на кругах сканирования были использованы для определения параметров межзвездной среды в окрестностях Солнечной системы. Описан и применен способ определения координат направления движения межзвездного газа относительно Солнца, не зависящий от остальных параметров межзвездного ветра. Далее приведено описание модификации холодной модели, использованной в настоящей диссертации для интерпретации фоновых измерений в линии Hel ^584 ft, и показана цравомерность ее применения в рассматриваемом случае. Найдены температура и скорость межзвездного газа, наилучшим образом согласующиеся с наблюдениями в рамках рассмотренной модеж. Приведена вытекающая из наблюдений оценка плотности нейтрального гелия в околосолнечном пространстве. В конце главы дано сопоставление полученных в настоящей работе результатов по определению параметров межзвездного ветра с опубликованными в литературе данными. Показано влияние на искомые температуру и скорость выбранных величин времени жизни нейтральных атомов гелия и ширины солнечной линии Hel ^584 8. Изложены перспективы дальнейших исследований.

В заключении приведены основные результаты диссертационной работы. Дан краткий обзор состояния межзвездного газа в окрестностях Солнечной системы по данным УФ наблюдений в межпланетном пространстве и по наблюдениям межзвездных линий поглощения в спектрах звезд.

На защиту выдвигаются:

1) серия новых экспериментальных данных по измерениям фона в межпланетном пространстве в линии Hel j\584 8;

2) метод определения эклиптических координат направления движения межзвездного газа относительно Солнца, не зависящий от остальных параметров межзвездного ветра;

3) вариант модифицированной холодной модели, упрощающий и ускоряющий интерпретацию наблюдений в линии Hel ^584 8 при сохранении надежности получаемых результатов;

4) новые измерения температуры (7^ = 13500 К), величины и направления вектора скорости межзвездного газа относительно

Солнца ( Uw= 25 км/с, скц = 77°5, Sw= -16?6) и плотности ато3 мов нейтрального гелия в межзвездном ветре = 0,018 см ).

Рабрта была выполнена в отделе № 3 Института космических исследований АН СССР.

Основные результаты этой главы изложены в [54].

ЗАШНЕНИЕ

Во время проведения советско-французского эксперимента "Межпланетный гелий" на борту ИСЗ "Прогноз-6" за 4 месяца работы было получено беспрецедентно большое количество измерений в линии Hel Jl584 А при различных положениях Земли относительно гелиевого конуса. Эти наблюдения были использованы для вычисления паршетров двигающегося относительно Солнца межзвездного газа: Пн= 0,028 + 0,008 см"3, Tw = I35C0 + 2000 К, = = 25 + 2 км/с, olw = 77 + 2°, §w= 17 + 2?5. "Так как нейтральные атомы гелия проходят гелиопаузу не испытьшая возмущений [55], эти измерения можно отнести за границы гелиосферы, то есть на расстоянии от Солнца в несколько сотен астрономических единиц. Полученные результаты находятся в хорошем согласии с данными других авторов и в пределах ошибок согласуются с результатами наблюдений в межпланетном пространстве Ld~ излучения. Таким образом, газ, окружающий Солнце, находится в теплой фазе и обладает присущим ему собственным движением относительно местного стандарта покоя из направления в созвездии Скорпион. Если ориентироваться на наиболее вероятные значения плотностей нейтрального водорода и нейтрального гелия, полученные из наблюдений межпланетного УФ фона в линиях JtI2I6 8 и j^584 8 [34], и космическое обилие Н/Не = 10, степень ионизации межзвездного газа около Солнца составляет ~50/ь. Однако, из-за имеющих место неопределенностей в величинах и Лне. к этой цифре следует подходить с осторожностью.

Как далеко от Солнца сохраняются такие условия? Из наблюдений межзвездного поглощения в спектрах звезд и наблюдений излучения белых карликов в жестком УФ [56,57,58,59,60] следует, что межзвездная среда в радиусе 100 пк от Солнца сильно неоднородна. Примерно до расстояний 5-10 пк все определения ле

-3 —3 жат между 0,05 см и 0,2 см . За 10 пк плотность падает, ко

3 -3 леблясь между 0,01 см и 0,1 см , причем число атомов водорода на луче зрения от 10 до 75 пк во многих направлениях практически не меняется. Этот факт можно интерпретировать как наличие в этом месте грубой границы между теплой и горячей фазами.

Существование относительного движения Солнца и окружающего его межзвездного газа подтверждается также исследованиями полей скоростей и обилия элементов в облаках межзвездного газа в окрестностях Солнца по межзвездным линиям поглощения в спектрах звезд [61,62,63]: весь газ до расстояний в несколько десятков парсек участвует в общем движении относительно Солнца в направлении oL= 90°, &= 2° со скоростью 28 км/с. Расхождение в направлении движения ~20° по сравнению с результатами, полученными на основании межпланетных фоновых измерений в линиях ji 1216 2 и J584 может объясняться наличием мелкомасштабных отклонений на фоне движения более крупного масштаба. Предполагается, что газ, находящийся сейчас в окрестностях Солнца, был ускорен либо звездным ветром, либо сверхновыми, связанными с ОВ ассоциацией Sco - Сяп .

Научное руководство диссертационной работой осуществлялось доктором физико-математических наук В.Г.Куртом - научным руководителем проекта "Межпланетный гелий" с советской стороны. Научное руководство проектом с французской стороны осуществлялось доктором Ж.Л.Берто. Прибор МПГ был сконструирован и изготовлен под руководством и при непосредственном участии ведущего инженера Службы Аэрономии Ж.Ф.Брэна. Большую помощь автору в организации обработки наблюдений оказал М.С.Бургин. Ориентационная привязка наблюдений была выполнена Н.А.Зйсмонтом. Элементы орбиты спутника и положение Земли относительно Солнца в период проведения измерений вычислялись В.И.Прохоренко. А.С.Смирновым была написана программа для перехода от частоты встречаемости ТМ уровней к уровням прибора. Программа поиска положения максимума интенсивности излучения на круге сканирования была написана В.В.Теодоронским. Всегда полезными оказывались консультации с Л.С.Гуриным при оценках точности полученных результатов. В работе принимал участие большой коллектив инженеров, обеспечивавших проведение эксперимента, сотрудников вычислительного центра ИКИ АН СССР, группа навигационного и баллистического обеспечения эксперимента. Автор искренне благодарен всем тем, кто способствовал осуществлению наблюдений и их обработке. Особую благодарность автор выражает научному руководителю настоящей работы доктору физико-математических наук В.Г.Курту за внимание к работе и большую помощь.

1. Morton D.C., Purcell J.D. Observations of the extreme ultraviolet radiation in the night sky using an atomic hydrogen filter. - Planet. Space Sci., 1962, v. 9, pp. 455-458.

2. Курт В.Г. Наблюдения рассеянного Lизлучения в окрестностях Земли и в межпланетной среде. Космич. иссл., 1967, т. 5,с. 911-920.

3. Bertaux J.L., Blamont J.E. Evidens for a source of an extraterrestrial hydrogen Lyman Alpha emissions the interstellar wind. Astron. Astrophys., 1971» v. 11, pp. 200-217.

4. Thomas G.E., Krassa R.F. 0G0 5 measurements of the Lyman Alpha sky background. - Astron, Astrophys., 1971» v. 11, pp. 218-233.

5. Fahr H.J. On the influence of the neutral interstellar matter on the upper atmosphere. Astrophys. Space Sci., 1968, v. 2, pp. 474-495.

6. Blum P.W., Fahr H.J. Interactions between interstellar hydrogen and the solar wind. Astron. Astrophys., 1970, v. 4, pp. 280-290.

7. Fahr H.J. The interplanetary hydrogen cone and its solar cycle variations . Astron. Astrophys., 1971, v. 14, pp. 263274.

8. Weller C.S., Meier R.R. Observations of helium in the interplanetary/ interstellar wind: the solar-wake effect.- Astrophys. J., 1974, v. 193, pp. 471-476.

9. Broadfoot A.L., Kumar S. The interstellar winds Mariner 10о Оmeasurements of hydrogen (1216A) and helium (584A) interplanetary emission. Astrophys. J., 1978, v. 222, pp. Ю54-1067.о

10. Ajello J.M. An interpretation of Mariner 10 He (584A) andо

11. H (1216A) interplanetary emission observations. Astrophys. J., 1978, v. 222, pp. 1068-1079.

12. Tinsley B.A. Extraterrestrial Lyman-Alpha. Rev. Geophys., 1971, v. 9, pp. 89-102.

13. Wallis M.K. Collisional heating of interplanetary gas: Focker-Planck treatment. Planet Space Sci., 1975, v. 23, pp. 419430.

14. Грунтман M.A. Влияние нейтральной составляющей солнечного ветра на взаимодействие солнечной системы с потоком межзвездного газа. Письма в АЖ, 1982, т. 8, с. 48-51.

15. Баранов В.Б., Лебедев М.Г., Рудерман М.С. Структура области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой и ее влияние на проникновение атомов Н в солнечный ветер. -Astrophys. Space Sci., 1979, v. 66, pp. 429-440.

16. Бургин М.С. Взаимодействие плазмы и нейтрального водорода на ■ границе гелиосферы. Письма в AS, 1983, т. 9, с. 682-685.

17. Александров B.C., Бабиченко С.И., Карманов С.И., Карпинский И.П., Сигунов А.И., Стефанович А.Е. Ориентация научных приборов ИСЗ "Прогноз". Метод и аппаратура. Космич. иссл., 1974, т. ХП, с. 440-446.

18. Стефанович А.Е., Эйсмонт Н.А. Система определения ориентации ИСЗ "Прогноз". В сборнике "Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз" ". М.: Наука, 1984,с. 2II-2I3.

19. Paresce Р., Fahr H.J., Lay G. A search for interplanetary He II 304 A emission. J. Geophys. Res., 1981, v. 86, п. A12, pp. 10038-10048.

20. Гурин Л.С. О мерах точности оценивания параметров нелинейных моделей. М.: ИКИ АН СССР, препринт Пр-786, 1983, 32 с.

21. Гурин В.Л.', Гурин Л.С. Определение экстремума функции по результатам измерений. М.: ИКИ АН СССР, препринт Пр-798,1983, ' 23 с.

22. Миронова Е.Н. Результаты исследования межзвездного нейтрального водорода и гелия в солнечной системе. В сборнике "Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз" ". М.: Баука, 1984, с. 91-97.

23. Meier R.R. Some optical and kinetic properties of the nearby interstellar gas. — Astron. Astrophys., 1977» v. 55» PP. 211-219.

24. Pickelner S.B. Structure and dynamics of the interstellar medium. Ann. Rev. Astr. Astrophys., 1968, v. 6, p. 165.

25. Bancks P.M., Kockarts G. Aeronomy, Part A. New York: Aca-demie, 1973»

26. Phillips В., Judge D.L. Measurement of the profile of solar He I resonance lines. J. Geophys. Res., 1982, v. 87, n. A3, pp. 1433-1438.

27. Dalaudier F., Bertaux J.L., Kurt V.G., Mironova E.N. Characteristics of interstellar helium observed with Prognoz-6 58,4 nm photometer. Astron. Astrophys., 1934, v. 134,pp. 171-184.

28. Burgin M.S., Interstellar g-as near and within the solar system Comments Astrophys., 1981, v. 9»pp. 157-168»35* Keller H.U. MPAE Lindau workshop on interstellar gas in interplanetary space. Values of LISM parameters presented (частное сообщение).

29. Bertaux J.L., Blamont J.E., Mironova E.N., Kurt V.G., Bour-gin M.C. Temperature measurement of interplanetary interstellar hydrogen. - Nature, 1977, v. 270, pp. 156-158.

30. Weller C.S., Meier R.R. Characteristic of the helium component of the local interstellar medium. Astrophys. J., 1981, v. 246, pp. 386-393.

31. Doschek G.A., Behring W.E., Feldman V. The widths of the solar Hel and Hell lines at 584, 537 and 304 A.- Astrophys. J., (Letters), 1974, v. 190, pp. L141-142.

32. Cushman G.W., Farwell L., Golden G., Rence W.A. Solar lineо Оprofiles of the Hel 584A and Hell 304A.- J. Geophys. Res., 1975, v. 80, pp. 482-486.

33. Delaboudiniere J.P., Crifo J.F. The profile of the helium I 584 A solar line. Preliminary results from rocket-borne resonance absorption spectrometer. Space Research, 1976,v. 16, pp. 803-811.

34. Maloy J.O., Carlson R.W., Hartman U.G., Judge D.L. Measure0ments of the profile and intensity of the solar Hel Ji 584A resonance line. J. Geophys. Res., 1978, v. 83, п. A12, pp. 5685-5689.

35. Parecce P. The distant solar wind and nearby interstellar Matter.- In IAU Report on Astronomy, 1982, Reidel-Dordrecht, v. 18b, p. 660.

36. Roussel-Dupre D., Shine R.A. Evidence of redshifts in the average solar line profiles of CUT and Si IV from 0S0-8 observations. Solar Phys., 1982, v. 77, pp. 329-340.

37. Feldman U., Cohen L., Doschek G.A. Doppler wavelength shifts of ultraviolet spectral lines in solar active regions. -Astrophys. J., 1982, v. 255, PP. 325-328.

38. Bertaux J.L., Blamont J.E., Tabarie N., Kurt V.G., Bour-gin M.C., Smirnov A.S. Interstellar medium in the vicinity of the Sun: a temperature measurement obtained with Mars-7 interplanetary probe. - Astron. Astrophys., 1976, v. 46,pp. 19-29.

39. Caz«s S., Emerich C. Interstellar medium Ly cC. emission: line profile, temperature and polarization measurements deduced from its geocoronal absorbtion. Astron. Astrophys., 1977, v. 59, pp. 59-68.

40. Freeman J., Paresce F., Bowyer S., Lampton M. Observations of interstellar helium with a gas absorption cell: limits on the bulk velocity of the ISM. Astrophys. J., 1976, v. 208, pp. 747-752.

41. Freeman J., Paresce F., Bowyer S., Lampton M. Observations of interstellar helium with a gas absorption cell: implications for the structure of the local ISM. Astron.Astrophys., 1980, v. 83, pp. 58-64%

42. Fahr H.J. , Lay 6., Wulf-Mathies C. Derivation of interstellar helium gas parameters from an EUV rocket observation. -Space Research, 1978, XVIII, pp. 393-396.

43. Курт В.Г., Миронова Е.Н., Берто Ж.Л., Далодье Ф. Атомы гелия в межзвездной и межпланетной среде. Ш. Температура и скорость межзвездного ветра. Космич. иссл., 1984, т. ХХП, с. 225-237.

44. Ripken H.W., Fahr H.J. Modification of the local gas properties in the heliospheric interface. Astron. Astrophys., 1983, v. 122, pp. 181-192.

45. Meier R.R. Comparison of solar backscatter and interstellar absorption measurements of the ISM. Astron. Astrophys.,1980, v. 91, pp. 62-67.

46. Crutcher R.M. The local interstellar medium. Astrophys. J., 1982, v. 254, pp. 82-87.

47. Frisch P.C. The interstellar material in front of Ophiuchi 1. Optical observations. Astrophys. J., 1979, v. 227, PP. 474- 482.

48. Frisch P.C# The interstellar material о in front of Ophiuchi 2. UV observations. Astrophys. J., 1980, v. 241, pp. 697-708.

49. Аллен К.У. Астрофизические величины. Дерев, с англ. -Перераб. и доп. изд. - М.: Мир, 1977, 446 с.