База рефератов

Венера - ближайшая соседка Земли, вторая по порядку планета Солнечной системы, ее среднее расстояние до Солнца 108,2 миллиона километров. Размеры и массы Венеры и Земли также очень близки : радиус Венеры 6051 км (6378 км у Зем­ли), масса Венеры составляет 0,815 массы Земли, средняя плотность 5240 кг/м , ускорение свободного падения на эква­торе 8,76 м/с , что составляет 0,89 земного. После Солнца и Луны Венера является самым ярким светилом на земном небе : ее звездная величина в максимуме достигает 4,45m, и при бла­гоприятных условиях можно даже наблюдать тень от предметов, создаваемую светом Венеры. Она совершает один оборот по ор­бите вокруг Солнца за 225 земных суток. Собственное вращение Венеры необычно : длительность одного оборота превышает ве­нерианский год и равна 243 земным суткам, направление враще­ния противоположно вращению других планет. При этом солнеч­ные сутки длятся около 117 дней. Средняя скорость движения Венеры по орбите 34,99 км/с. Угол между плоскостями экватора и орбиты равен 25о06, орбита планеты круговая,   и поэтому на

Венере не происходит смены времен года.

В 1610 году Галилей впервые наблюдал смену фаз у Вене­ры, т.е. изменение ее видимой формы от диска до узкого сер­па. В 1761 году Ломоносов, наблюдая прохождение планеты по диску Солнца, обнаружил у Венеры атмосферу. Начиная с XVII века астрономы       не раз пытались "разглядеть" Венеру, однако

из-за плотного облачного покрова Венера в видимом  диапазоне

длин волн представляется однородной.

Совершенствование техники           астрономических наблюдений, использование поляриметрических и стереоскопических измере-

ний, освоение инфракрасного и  ультрафиолетового  диапазонов

длин волн позволили получить некоторую информацию о характе­ристиках атмосферы Венеры на уровне верхней границы облаков.

В двадцатых - тридцатых годах нашего столетия были про­ведены первые наблюдения Венеры в инфракрасной области         8-13 микрон, позволившие определить температуру атмосферы у верх­ней границы облаков (Петтит и Никольсон,  1929 год), обнару­жены полосы  углекислого  газа            (Адамс и Данхэм,  1932 год), проведены первые  поляриметрические  измерения          (Лио,   1929 год). Дальнейшее развитие наземных спектроскопических наблю­дений позволило Конну и др.  в 1969 году получить прекрасный атлас инфракрасных спектров Венеры и других планет со спект­ральным разрешением порядка 1055, обнаружить линии окиси уг­лерода, соляной и фтористо-водородной кислот в спектре Вене­ры и оценить содержание этих компонент. Рядом исследователей в шестидесятые годы были обнаружены в атмосфере планеты пары воды.

До полетов космических станций к Венере единственную возможность зондирования подоблачной атмосферы планеты  пре-

доставляли радиоастрономические наблюдения в сантиметровом и

дециметровом диапазонах длин волн. Эти наблюдения, выполнен­ные в конце пятидесятых - начале шестидесятых годов в СССР и США, а также совместные наблюдения ученых обеих стран пока­зали, что нижняя атмосфера Венеры имеет температуру 500 - 700 К или 250-450оС. Тогда же в 1961-1962 годах в СССР, США

и Великобритании была проведена радиолокация Венеры, которая позволила определить  направление  и  скорость         собственного вращения, изучить  топографические характеристики поверхнос­ти, уточнить размер Венеры.

Хотя наземные астрономические наблюдения Венеры продол­жают развиваться и поныне, основная информация об этой пла­нете за последние два десятилетия была получена с космичес­ких аппаратов.

Первым исследовательским аппаратом, направленным земля­нами к другой планете,            стала советская автоматическая стан­ция "Венера-1", стартовавшая 12 февраля 1961 года. Через три месяца она прошла на расстоянии около 100  тысяч  километров от Венеры и вышла на орбиту спутника Солнца. Основными зада­чами станции "Венера-1"  являлись  проверка  методов  вывода космических объектов на межпланетную трассу, проверка сверх­дальней радиосвязи и управления станцией,  проведение  физи­ческих исследований в космосе.

В декабре 1962 года американский зонд "Маринер-2"      про­летел на  расстоянии 35 тысяч километров от Венеры,  имея на борту радиометр сантиметрового диапазона,  магнитометр и ряд приборов для  исследования  заряженных      частиц в космической пыли. Магнитное поле не было обнаружено; по данным радиомет­ра был сделан вывод, что радиоизлучение формируется в нижней атмосфере Венеры,  а не в  ионосфере,  как  это  допускалось ранее.

В 1965 году к "прекраснейшей из звезд небесных", так назвал Венеру Гомер, ушла "Венера-2", которая провела так называемые полетные исследования. Надежно работали приборы

для измерения  космических лучей,  магнитных полей,  потоков

заряженных частиц и микрометеоритов,  радиопередатчики и вся

система передачи результатов научных наблюдений. Расправлен­ные крылья солнечных батарей питали приборы и аппаратуру электроэнергией.

Основная техническая проблема, стоявшая перед конструк­торами межпланетной станции, заключалась в обеспечении ее работы во время спуска в атмосфере Венеры в условиях огром­ных температур и давления, а также в период аэродинамическо­го торможения.

И вот наступил качественно новый этап: в 1965 году "Ве­нера-3" впервые достигла поверхности планеты,  а  1967       году "Венера-4" впервые  осуществила плавный спуск в ее атмосфере и провела непосредственные  физико-химические  исследования. Первый в  истории человечества сеанс межпланетной радиосвязи продолжался 93 минуты. Были измерены в зависимости от высоты плотность, давление и температура атмосферы,  проведен хими­ческий анализ состава  атмосферы.  Спускаемый  аппрарат  был расчитан на давление до 20 атмосфер, и передача данных прек­ратилась до посадки на твердую поверхность Венеры.  Было ус­тановлено, что      углекислый газ является основной компонентой атмосферы (не менее 95%),  получены пределы содержания      ряда других компонент, однозначно установлено существование высо­ких давлений и температур в атмосфере планеты. На пролетном аппарате измерена водородная корона Венеры, проведены наблю­дения заряженных частиц и микрометеоритов.

Через день после посадки "Венеры-4" мимо планеты       мимо планеты на расстоянии          4000 км пролетел "Маринер-5", с по-

мощью которого было исследовано прохождение радиосигнала че­рез атмосферу и ионосферу (радиопросвечивание) и проведены измерения водородной короны. По данным радиопросвечивания были получены зависимости температуры и давления от высоты в пределах 90-35 км и концентрация электронов ионосфере.

Существование менее плотной, чем земная, водородной ко­роны у Венеры было обнаружено измерениями на космических ап­паратах "Венера-4" и "Маринер-5". Для верхних областей Вене­ры характерен ряд особенностей, определяемых фотохимией CO2 c возможным участием в комплексе реакций воды и галогенов, в условиях атомных и молекулярных взаимодействий и взаимодейс­твия с солнечным ветром.

Основная цель запуска в 1969 году двух станций "Вене­ра-5" и "Венера-6" - увеличение проникновения         в атмосферу

Венеры, повышение точности измерений химического состава, параметров атмосферы и соответствующих им высот. Корпус

спускаемого аппарата был несколько упрочен, что позволило провести измерения подоблачной атмосферы на более низких вы­сотах (до 19 км над поверхностью планеты).

Спускаемый аппарат новой конструкции был создан и вошел в состав станции "Венера-7", которая достигла окрестностей планеты в декабре 1970 года. Ее аппаратура проводила измере­ния не только во время спуска во всей толще атмосферы,   но и

в течение 23 минут на  самой  поверхности  планеты.  Условия

оказались необыкновенно суровыми : давление достигало 90 ат­мосфер, а температура - до 500оС; в облачном покрове, окуты­вающем планету, очень много углекислого газа и мало кислоро­да. Получены данные о характере  пород       поверхностного        слоя

Венеры.

С помощью спускаемого аппарата станции "Венера-8" в 1972 году были проведены разносторонние исследования атмос­феры и поверхности Венеры. Кроме измерений атмосферного дав­ления, плотности и температуры были измерены освещенность и вертикальная структура аэрозольной среды, в том числе и об­лачного слоя, определены скорости ветра на различных высотах в атмосфере по доплеровскому сдвигу частоты радиопередатчи­ка, проведена гамма-спектроскопия поверхностных пород. Фото­метрические измерения показали, что облачный слой простира­ется до высот около 40 км, оценена его оптическая толщина и прозрачность; освещенность на поверхности дневной стороны Венеры оказалась достаточной для съемки изображения места посадки. Впервые получен высотный профиль скорости ветра, который характеризуется возрастанием скорости от 0,5 м/сек у поверхности до 100 м/сек у верхней границы облаков. По со­держанию естественных радиоактивных элементов (уран, торий, калий) поверхностные породы на Венере занимают промежуточное положение между базальтами и гранитами.

В феврале 1974 года на расстоянии 6000 км от Венеры прошел американский зонд "Маринер-10", на котором были уста-

новлены телевизионная камера, ультрафиолетовый спектрометр и

инфракрасный радиометр. Полученные телевизионные изображения

облачного слоя использовались для исследования динамики ат­мосферы. С помощью ультрафиолетового спектрометра обнаружены и измерены количества гелия в атмосфере.

Станции нового поколения "Венера-9" и "Венера-10", дос­тигшие планеты в октябре 1975 года, стали первыми искусс-

твенными спутниками Венеры, а их спускаемые аппараты совер­шили мягкую посадку на освещенной стороне планеты. Впервые были переданы панорамные телевизионные изображения с другой планеты, измерены на спускаемых аппаратах плотность, давле­ние, температура атмосферы, количество водяного пара, прове­дены нефелометрические измерения частиц облаков, измерения освещенности в различных участках спектра. Для измерений ха­рактеристик грунта помимо гамма-спектрометра использовался радиационный плотнометр. Искусственные спутники позволили получить телевизионные изображения облачного слоя, распреде­ление температуры по верхней границе облаков, спектры ночно­го свечения планеты, провести исследования водородной коро­ны, многократное радиопросвечивание атмосферы и ионосферы, измерение магнитных полей и околопланетной плазмы. На стан­циях второго поколения информация со спускаемых аппаратов предавалась на орбитальный аппарат, а затем ретранслирова­лась на Землю.            Это привело к значительному увеличению коли-

чества получаемой информации.

На панорамах видны выходы коренных пород наряду с эро­дированным материалом; развалы камней могут быть результатом смещений в коре и служить подтверждением тектонической ак­тивности на Венере. В целом поверхность Венеры - это горячая сухая каменистая пустыня.

В 1978 году по межпланетной трассе прошли и достигли заданной цели еще два посланца - "Венера-11" и            "Венера-12",

основной задачей которых, было детальное исследование хими­ческого состава нижней атмосферы методами масс-спектромет­рии, газовой хроматографии,            оптической и рентгеновской

спектроскопии. Были измерены количества азота, окиси углеро­да, двуокиси серы, водяного пара, серы, аргона, неона и оп­ределены изотопные отношения аргона, неона, кислорода, угле­рода, обнаружены хлор            и сера в частицах облаков, получены

детальные данные по поглощению солнечного излучения на    раз­личных высотах   в атмосфере, необходимые для изучения его теплового режима. Специальным приемником были зарегистриро-

ваны импульсы электромагнитного излучения, указывающие на существование электрических зарядов в атмосфере наподобе земных молний.        На пролетных аппаратах были установлены уль-

трафиолетовые спектрометры для исследования состава верхней атмосферы.

Основная составляющая атмосферы Венеры - углекислый газ (96% по объему ), азот ( 4%), окись углеродадвуокись серы , кислорода практически нет , содержание водяного пара, по-ви­димому, колеблетсяот 0,1 - 0,4% под облачными слоями до 15-30% выше них. Наземными спектроскопическими исследования­ми найдены также  молекулы HCl.

Температура атмосферы Венеры у поверхности планеты ( на уровне, соответствующем радиусу 6052 км) 735 К, давление 9 МПа, плотность газа в 60 раз больше, чем в земной атмосфере. Атмосфера Венеры до 50 км от поверхности сохраняется близкой к адиабатической, а выше 50 км температурный градиент умень­шается приблизительно вдвое. Суточные колебания температуры у поверхности 1 К, а на высоте 50-80 км достигают 15-20 К. Температура верхней границы облачного слоя в приполярной зо­не на 5-10 К выше, чем у экватора, что, видимо, связано с

изменением высоты расположения облаков.  Высокая температура

атмосферы  у  поверхности  объясняется действием парникового

эффекта :  согласно данным  прямых  измерений,            значительная

часть  солнечного излучения (3 - 4%) достигает поверхности и

нагревает ее, а сильная непрозрачность для собственного инф­ракрасного излучения плотной углекислой атмосферы с примесью водяного пара препятствует остыванию поверхности.

Обнаружена высокая грозовая активность Венеры : интен­сивность электрических разрядов, регистрировавшаяся по час­тоте следования низкочастотных импульсов на спускаемых аппа­ратах "Венера-11" и "Венера-12", оказалась во много раз вы­ше, чем на Земле. Очевидно вблизи поверхности Венеры возни­кают электрические поля с напряженностью в сотни кВ/м. Высо­кая грозовая активность предположительно объясняется наличи­ем действующих