Нариманов Г.С. Основы теории полета космических аппаратов (1972) (1246632), страница 7
Текст из файла (страница 7)
Азот и кислород одинаково прозрачны для видимых и для инфракрасных лучей, но водяной пар в далекой инфракрасной части спектра дает глубокие полосы поглощения. Поэтому для достижения парникового эффекта требуется или большое количество воды, или высокое давление у поверхности планеты (от 0,5 до 5,0 МПа). 2. Циркулярная модель предложена Гуди и Робинсоном [96]. Согласно этой модели солнечное излучение поглощается в верхних слоях атмосферы на дневной стороне планеты и переносится вместе с газом на ее неосвещенную сторону.
3. Эолосферная модель (фрикционный разогрев) предложена Э. Эпиком. Предполагается, что в средних слоях атмосферы солнечная энергия частично преобразуется н кинетическую энергию движения воздушных масс. В нижнем подоблачном (эолосферном) слое атмосферы толщиной примерно 25 км господствуют сильные ветры, которые перемещают большие массы минеральной пыли светлой окраски. За счет трения между частицами пыли кинетическая энергия ветров вновь превращается в тепло.
В эолосферном слое градиент температуры близок к 10'/км, размеры частиц 5 — 10 мкм при нонцентрации около 200 части.г/гмз. В этих условиях радиоизлучение поверхности планеты в области сантиметровых волн должно рассеиваться незначительно, а излучение в инфракрасной области спектра полностью поглощаться. Эолосферная модель, так же как и теория вуланического разогрева планеты, во многом противоречит экспериментальным данным [22, 43, 66]. 4.
Ионосферная модель предложена в 1961 г, [41, 79]. Излучение на сантиметровых волнах объяснялось не высокой температурой поверхности планеты, а наличием в верхних слоях ее атмосферы ионизираванного газа с электронной концентрацией, примерно в 1000 раз превышающей концентрацию в земной ионосфере. Измерения, выполненные АМС «Венера-4» (см. ниже), ионосферную модель атмосферы не подтвердили. Исследования радиоизлучения и радиолокация.
В !964 г. было обнаружено, что излучение Венеры на полне 10,6 см поляризовано на краях видимого диска [46]. » Здесь и ниже содержание газа выражено через толщину однородного слоя при нормальных условиях (давление 760 мм рт. ст., температура 0'С), а содержание водяного пара — через толщину слоя «осажденной» влаги или в граммах над единицей площади поверхности.
31 Отсюда был сделан вывод о том, что излучение имеет тепловую природу и его источником является среда, имеющая резкую границу раздела, т. е. поверхность планеты. Истинная температура Венеры в противосолнечной точке, т. е. в местную полночь, ока. залась равной 630Ш70 К, а в околополнрных областях 500Ш100К. Различие температур на освещенной н на неосвещенной Солнцем полушариях планеты не превышает 107». На поверхности Венеры по данным радиолокации обнаружены области, обладающие повышенной отражательной способностью [53].
Разность высот на поверхности планеты, по-видимому, не превышает 5 км. Для 1/3 поверхности Венгры составлена карта ее рельефа. Оказалось. что большая часть северного полушария планеты гористая, а южное полушарие сравнительно ровное. Диэлектрическая постоянная поверхностного слоя Венеры в=З-ы4 [46, 62]. Это означает, что на ней не должно быть больших открытых водоемов (для воды в=80) и поверхность сложена из сухих пород с плотностью р=1,5 — 2 г/смз (песок, гранит, лимонит и т. п.).
Средние квадратичные отклонения углов наклона на местности от касательной к шаровой поверхности составляют около 6', т. е. поверхность Венеры более гладкая, чем Лу Исследования Венгры с помощью космических аппаратов были начаты в 196! г., когда советская межпланетная станция «Венера-!», запущенная 12 февраля, прошла на расстоянии 100000 км от планеты. Американская космическая станция «Маринер-2».
снабженвая радиотелескопом, в конце 1962 г. пролетела вблизи Венеры и передала на Землю записи измерений на длине волн 13,5 и 19 мм, выполненные по светлой и темной частям диска, а также вдоль терминатора. Соответствующие максимальные значения радиояркостной температуры: 400; 460 и 570 К. Оказалось, что раднояркость к краям диска снижается, а истинная температура поверхности должна составлять примерно 700 К.
1 марта !966 г. станция «Венера-З», стартовавшая 16 ноября 1965 г., впервые достигла планеты, доставив на ее поверхность вымпел с изображением Герба Совет. ского Союза. В 1967 г. с помощью магнитометра и четырех ловушек заряженных частиц, установленных на борту «Венеры-4», впервые было зарегистрировано резкое возрастание магнитного поля и погокоь положительных ионов, По-видимому, это произошло в результате прохождения гтанцви через фронт ударной волны, которая возникает при обтекании солнечной плазмой тела планеты.
Концентрация положительных ионов на высоте нескольких согец километров над поверхностью Венеры не превышала 1О' см-з, что на несколько порядксв меньше, чем в ночной ионосфере Земли на тех же высотах [40, 52!. Было установлено. что максимальный дипольный магнитный момент Венеры не превышает О,ООЗ (по данным станции «Маринер-2» не превышает 0,03) дипольного магнитного момента Земли [42, 76]. Спускаемый аппарат станции «Венера-4» !8 октября 1967 г.
вошел в атмосферу Венеры и после аэродинамического торможения и торможения с помощью парашютной системы впервые произвел непосредственное измерение параметров атмосферы Венеры и передал этн данные на Землю. В результате обработки полученных данных был определен следующий состав атмосферы: ООШ10 СО»; 0,4 — 1,5ь/ь Оз, менее 7»/»Н», 0,1 — 077г Н»О (! — 8 г/мз). Давление и температура у поверхности Венеры оказались не ниже 1,8МПа и 270'С соответ.
ственно. Эти данные подтвердили парниковую модель атмосферы. В верхней атмосфере Венеры нейтрального водорода содержится в 100 раз меньше, чем вблизи Земли, плотность заряженных частиц мала, атомарный кислород отсутствует. В условиях большого содержания СО» находящегося под большим давлением, наблюдается явление «сверх- рефракции», копда Кривизна лучей света превышает кривизну самой планеты. Полученные данные о газовом составе атмосферы Венеры противоречат результатам спектроскопических наблюдений, которые, хотя н не дают представления о точном абсолютном содержании газов, все же позволяют с достаточной точностью найти относительное пх содержание. Отношения О»/СО» и Н»О/СО» в атмосфере Венеры по спектроскопическим наблюдениям намного меньше, чем по данным станции «Венера-4» [49).
С помощью спускаемого аппарата станции «Венера-4» был также осуществлен эксперимент по радиопросвечиванию атмосферы Венеры радиоволнами диапазона Х=О,З м [44]. На расстояниях 6000 — 100 км от поверхности Венеры изменений напряжен. ности поля, обусловленных ее ионосферой, не наблюдалось. При движении спускаемого аппарата в тропосфере планеты средняя напряженность поля незначительно уменьшалась.
Ослабление радиоволн, прошедших через тропосферу Венеры (относительно высоты последнего измерения), составляло 8шбьь по напряжению. О точности определения баллистических параметров можно судить хотя бы по тому, что диаметр трубки траекторий у Венеры при полете станции «Венера-4», рассчитанный с учетом ошибок траекторных измерений, прогноза и коррекции, был примерно в 20 раз меньше диаметра планеты [52]. 19 октября 1967 г. космический аппарат «Маринер-5» достиг минимального рас.
стояния до центра Венеры, равного 10150 км. Примерно за 155 мин до сближения и спустя 20 мин после него аппарат прошел фронт ударной волны [6!]. Измерения, проведенные с помощью УФ-фотометра с борта аппарата [56], показали, что в атмосфере Венеры содержится атомарный водород примерно в том же количестве, что и в ат. мосфере Земли, но поотяженность водородной атмосферы меньше. Отсюда следует, что 32 на высоте несколькнт сот километров температура атмосферы у Венеры ниже, чем у Земли. На ночной стороне планеты отмечено слабое УФ-свечение. Эмиссия атомарного кислорода отсутствует. В результате наблюдения радиозатмения аппарата «Маринер-5» на частотах 49,8 и 423,3 МГц были получены «ночной» н «дневной» профили электронной .концентрации [78).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
