|
Реферат: Принцип работы и назначение телескопа (Астрономия)
МУНИЦИПАЛЬНАЯ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ СРЕДНЯЯ ШКОЛА №6
Реферат
на тему:
«Принцип работы и назначение телескопа»
Проверила:
Малахова Галина Николаевна
Выполнил:
Ученик 11 «Б» класса
Виталий Фомин
Старый Оскол 2001 г.
Содержание:
1. Из истории создания первых телескопов
2. Создание рефракторов
3. Создание рефлекторов
4. Зеркально-линзовые системы телескопов
5. Радиотелескопы
6. Возможности радиотелескопов
7. Приложение
8. Список литературы
Из истории создания первых телескопов
Трудно сказать, кто первый изобрел телескоп. Известно, что еще древние
употребляли увеличительные стекла. Дошла до нас легенда о том, что якобы
Юлий Цезарь во время набега на Британию с берегов Галлии рассматривал в
подзорную трубу туманную британскую землю. Роджер Бекон, один из наиболее
замечательных ученых и мыслителей XIII века, в одном из своих трактатов
утверждал, что он изобрел такую комбинацию линз, с помощью которой
удаленные предметы на расстоянии кажутся близкими.
Так ли это было в действительности – неизвестно. Бесспорно, однако, что в
самом начале XVII века в Голландии почти одновременно об изобретении
подзорной трубы заявили три оптика: Липерсчей, Меунус, Янсен. Как бы там ни
было, к концу 1608 года первые подзорные трубы были изготовлены и слухи об
этих новых оптических приборах быстро распространялись по Европе.
В Падуе в это время уже был широко известен Галилео Галилей, профессор
местного университета, красноречивый оратор и страстный сторонник учения
Коперника. Услышав о новом оптическом инструменте, Галилей решил
собственноручно построить подзорную трубу. 7 января 1610 года навсегда
останется памятной датой в истории человечества. Вечером того же дня
Галилей впервые направил построенный им телескоп на небо. Он увидел то,
что ранее было невозможно. Луна, испещренная горами и долинами, оказалась
миром, сходным хотя бы по рельефу с Землей. Юпитер, предстал перед глазами
изумленного Галилея крошечным диском, вокруг которого вращались четыре
необычные звездочки – его спутники. При наблюдении в телескоп планета
Венера оказалась похожа на маленькую Луну. Она меняла свои фазы, что
свидетельствовало об ее обращении вокруг Солнца. На самом Солнце (поместив
перед глазами темное стекло) ученый увидел черные пятна, опровергнув тем
самым общепринятое учение Аристотеля о «неприкосновенной чистоте небес».
Эти пятна смещались по отношению к краю Солнца, из чего сделал правильный
вывод о вращении Солнца вокруг оси. В темные ночи, когда небо было чистым,
в поле зрения галилеевского телескопа было видно множество звезд,
недоступных невооруженному глазу. Несовершенство первого телескопа не
позволило ученому рассмотреть кольцо Сатурна. Вместо кольца он увидел по
обе стороны Сатурна два каких-то странных придатка. Открытия Галилея
положили начало телескопической астрономии. Но его телескопы, утвердившие
окончательно мировоззрение Коперника, были очень несовершенны. Уже при
жизни Галилея на смену пришли телескопы несколько иного типа. Изобретателем
нового инструмента был Иоганн Кеплер. В 1611 году в трактате «Диоптрика» он
дал описание телескопа, состоящего из двух двояковыпуклых линз. Сам Кеплер,
будучи типичным астрономом – теоретиком, ограничился лишь описанием схемы
нового телескопа, а первым, кто его построил, был Шейнер, оппонент Галилея
в их горячих спорах. Рассмотрим оптические схемы и принцип действия
гилилеевского и кеплеровского телескопов.
Телескоп Галилея.
Линза А, обращенная к объекту наблюдения, называется Объективом, а линза
В, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр. Если линза толще
посередине, чем на краях, она называется Собирающей или Положительной, в
противном случае – Рассеивающей или Отрицательной. В телескопе Галилея
объективом служила плоско - выпуклая линза, а окуляром – плоско – вогнутая.
По существу, галилеевский телескоп был прообразом современного театрального
бинокля, в котором использовались двояковыпуклые и двояковогнутые линзы. В
телескопе Кеплера и объектив, и окуляр были положительными двояковыпуклыми
линзами.
Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу, сферические поверхности
которой имеют одинаковую кривизну. Прямая, соединяющая центры этих
поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу
попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе,
собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от
центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше
кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В
фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.
Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы. Попадающий на них
параллельно оптической оси пучок света они рассеивают и в фокусе такой
линзы сходятся не сами лучи, а их продолжения. Потому рассеивающие линзы
имеют, как говорят, Мнимый фокус и дают мнимое изображение. На (рис. 1)
показан ход лучей в галилеевском телескопе. Так как небесные светила,
практически говоря, находятся «в бесконечности», то изображения их
получаются в фокальной плоскости, т.е. в плоскости, проходящей через фокус
F и перпендикулярной оптической оси. Между фокусом и объективом Галилей
поместил рассеивающую линзу, которая давала мнимое, прямое и увеличенное
изображение MN. Главным недостатком галилеевского телескопа было очень
малое поле зрения (так называют угловой поперечник кружка тела, видимого в
телескоп). Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать
его очень трудно. По той же причине галилеевские телескопы после смерти их
создателя в астрономии не употреблялись.
Телескоп Кеплера.
В кеплеровском телескопе (рис. 2) изображение CD получается
действительное, увеличенное и перевернутое. Последнее обстоятельство
неудобно для наблюдения земных предметов, в астрономии несущественно, ведь
в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа, а потому небесные тела
не могут быть повернутыми телескопом «вверх ногами».
Первое из двух главных преимуществ телескопа – это увеличение угла
зрения, под которым мы видим небесные объекты. Человеческий глаз способен в
отдельности различать две части предмета, если угловое расстояние не меньше
одной минуты дуги. Поэтому, например, на Луне невооруженный глаз различает
лишь крупные детали, поперечник которых превышает 100 километров. В
благоприятных условиях, когда Солнце затянуто дымкой, на его поверхности
удается рассмотреть самые крупные из солнечных пятен. Никаких других
подробностей невооруженный глаз на небесных телах не видит. Телескопы
увеличивают угол зрения в десятки и сотни раз.
Второе преимущество телескопа по сравнению с глазом заключается в том,
что телескоп собирает гораздо больше света, чем зрачок человеческого глаза,
имеющий даже в полной темноте диаметр не более 8 мм. Очевидно, что
количество света, собираемого телескопом, во столько раз больше, во сколько
площадь объектива больше площади зрачка. Это отношение равно отношению
квадратов диаметров объектива и зрачка.
Собранный телескопом свет выходит из его окуляра концентрированным
световым пучком. Наименьшее его сечение называется выходным зрачком. В
сущности, выходной зрачок – это изображение объектива, создаваемое
окуляром. Можно доказать, что увеличение телескопа равно отношению
фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Казалось бы,
увеличивая фокусное расстояние объектива и уменьшая фокусное расстояние
окуляра, можно достичь любых увеличений. Теоретически это так, но
практически всё выглядит иначе. Во-первых, чем больше употребляемое в
телескопе увеличение, тем меньше его поле зрения. Во-вторых, с ростом
увеличения становятся все заметнее движения воздуха Неоднородные воздушные
струи размазывают, портят изображение и иногда то, что видно при малых
увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем больше увеличение, тем
бледнее, тускнее изображение небесного светила (например, Луны). Иначе
говоря, с ростом увеличения хотя и видно больше подробностей на Луне,
Солнце и планетах, но зато уменьшается поверхностная яркость их
изображений. Есть и другие препятствия, мешающие применять очень большие
увеличения (например, в тысячи и десятки тысяч раз). Приходится находить
некоторый оптимум, и потому даже в современных телескопах увеличения не
превосходят нескольких сотен раз.
При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего
правила: выходной зрачок телескопа не должен быть больше зрачка
наблюдателя. Легко сообразить, что в противном случае часть света,
собранного объективом, будет напрасно утеряна. Очень важной величиной,
характеризующей объектив телескопа, является его относительное отверстие,
т.е. отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию.
Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия телескопа.
Чем «светосильнее» телескоп, т.е. чем больше светосила его объектива, тем
более яркие изображения он дает. Количество же света, собираемого
телескопом, зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы!).
Из-за явления, именуемого в оптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы
яркие звезды кажутся небольшими дисками, окруженными несколькими
концентрическими радужными кольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд
дифракционные круги никакого отношения не имеют.
Создание рефракторов.
При создании нового рефрактора два обстоятельства определяют успех:
высокое качество оптического секла и искусство его шлифовки. По почину
Галилея многие из астрономов сами занимались изготовлением линз. В одном
лице тогда должны были сочетаться таланты оптика, механика и астронома. Из
оптиков того времени следует вспомнить, прежде всего, Пьера Гинана,
швейцарского рабочего, начавшего в XVIII веке свою карьеру оптика с
изготовления очков и примитивных рефракторов с картонными тубусами. Однажды
ему удалось увидеть английский «доллонд», и Гинан решил сам научиться
изготовлять такие рефракторы. В течение семи лет он пробовал самостоятельно
отливать оптические стекла, однако поначалу успеха не имел. Но Гинан был
человеком очень настойчивым, и неудачи только подстрекали его к новым
опытам. Он построил новую большую плавильную печь, в которой можно было
плавить до 80 кг стекла. На это ушли почти все его средства, и много лет
его семье пришлось жить впроголодь. В конце концов, упорство было
вознаграждено. В 1799 году Гинану удалось отлить несколько отличных дисков
поперечником от 10 до 15 см – успех по тем временам неслыханный. В 1814 г.
Гинан изобрел остроумный способ для уничтожения струйчатого строения в
стеклянных болванках: отлитые заготовки распиливались и, после удаления
брака, снова спаивались. Тем самым, открывая путь к созданию крупных
объективов. Наконец Гинану удалось отлить диск диаметром 18 дюймов(45 см.),
который в 1823 году французский оптик Кошуа отшлифовал для Дублинской
обсерватории. Это был последний успех Пьера Гинана. Над дальнейшей
разработкой рефракторов работал знаменитый американский оптик Альван Кларк.
Объективы изготовлялись в американском Кембридже, причем испытание их
оптических качеств производилось на искусственной звезде в тоннеле длиной
70м. Уже к 1853 году Альван Кларк достиг значительных успехов: в
изготовленные им рефракторы удалось наблюдать ряд неизвестных ранее двойных
звезд.
В 1862 году на Дирборнской обсерватории в штате Миссисипи был установлен
18-дюймовый рефрактор Кларка. Впервые его оптические качества проявились в
полной мере, когда сын Кларка Джордж обнаружил у Сириуса слабенькую
звёздочку – спутник, как оказалось впоследствии, первый белый карлик.
Одиннадцать лет спустя, на Морской обсерватории начал действовать еще более
крупный инструмент – 25-дюймовый рефрактор фирмы «Альван Кларк и сыновья».
С помощью этого инструмента Асаф Холл в 1877 году открыл два спутника
Марса: Фобос и Деймос. В том же памятном году весь мир облетело сообщение
Джовани Скиапарелли об открытии на поверхности Марса загадочных «каналов».
Разговоры о марсианской цивилизации увлекали многих и в 1894-м году в штате
Аризона Персиваль Ловелл, бывший дипломат, построил на свои средства
крупную обсерваторию, главной задачей которой было решение проблемы об
обитаемости Марса. В 1896 году на этой обсерватории появился очередной
великолепный рефрактор Кларка с поперечником объектива в 24 дюйма.
Но еще раньше, в 1885 году Альван Кларк побил сови прежние достижения. В
1878 году Пулковская обсерватория обратилась к фирме Кларка с заказом на
изготовление 30-дюймового рефрактора, самого крупного в мире. На
изготовление этого телескопа российское правительство ассигновало 300000
рублей. Заказ был выполнен за полтора года, причем объектив изготовил сам
Альван Кларк из стекол парижской фирмы Фейль, а механическая часть
телескопа была сделана немецкой фирмой Репсальд.
Новый Пулковский рефрактор оказался превосходным, одним из лучших
рефракторов мира. Но уже в 1888 году на горе Гамильтон в Калифорнии начала
свою работу Ликская обсерватория, оснащенная 36-дюймовым рефрактором
Альвана Кларка. Отличные атмосферные условия сочетались здесь с
превосходными качествами инструмента.
Рефракторы Кларка сыграли огромную роль в астрономии. Они обогатили
планетарную и звездную астрономию открытиями первостепенного значения.
Успешная работа на этих телескопах продолжается и поныне.
Создание рефлекторов.
Идея создания зеркального телескопа, или рефлектора была высказана при
жизни Галилея Н. Цукки (1616 г.) и М. Мерсеном (1638 г.). Однако они, как
позже Д. Грегори(1663 г.) и Г. Кассегрен (1672 г.) предложили лишь
теоретические схемы этих телескопов, но ни один образец изготовлен не был.
В 1664 году Роберт Гук изготовил рефлектор по схеме Грегори, но качество
телескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец,
построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам
уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из
полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его
фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала (рис. 3а)
отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший
собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в
41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел,
что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.
В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор, чуть больше первого
(диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16
см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется
до сих пор.
Рефлектор по схеме Грегори (рис 3 б) имеет несколько другое устройство.
Лучи от главного зеркала падают на небольшое вогнутое эллипсоидальное
зеркало, отражающее их в окуляр, который укреплен в центральном отверстии
главного зеркала. Эта система имеет некоторые преимущества перед системой
Ньютона. Так как эллипсоидальное зеркало находится дальше главного фокуса
телескопа, изображения в рефлекторе Грегори прямые (как в театральном
бинокле). При рассматривании земных предметов это удобно, а при наблюдении
небесных тел – безразлично. Так как эллипсоидальное зеркало как бы удлиняет
фокусное расстояние телескопа, в рефлекторах Грегори при прочих равных
условиях можно применять большие увеличения, чем в рефлекторах Ньютона.
Кроме того, наблюдатель смотрит на небесный объект прямо, что при наведении
на светило представляет некоторое неудобство.
Если вогнутое эллипсоидальное зеркало заменить выпуклым гиперболическим,
получаем систему Кассенгрена (рис. 3в). Так как гиперболическое зеркало
встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса, кассенгреновские
рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторых астрофизических
наблюдений.
Главное преимущество рефлекторов – отсутствие у зеркал хроматической
аберрации. Если же главному зеркалу придать форму параболоида вращения, то
можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию (во всяком случае,
для лучей, падающих на главное зеркало параллельно его оптической оси).
Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых
объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия
хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до
1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы
обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.
Есть, конечно, недостатки и у зеркальных телескопов. Их трубы открыты, и
токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение.
Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в
восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма
зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка
меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки
рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.
Зеркально-линзовые системы телескопов
Стремление свести к минимуму всевозможные аберрации телескопов
рефлекторов и рефракторов привело к созданию комбинированных зеркально-
линзовых телескопов. В этих инструментах функции зеркал и линз разделены
таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляют
аберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан жившим в 1930 году
в германии оптиком Б. Шмидтом (эстонцем по происхождению). В телескопе
Шмидта главное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, а значит,
тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал.
Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьма
заметными аберрациями, в первую очередь сферической. Для того чтобы
максимально уменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны
главного зеркала тонкую стеклянную коррекционную линзу (рис 4а). На глаз
она кажется обыкновенным плоским стеклом, но на самом деле поверхность ее
очень сложная (хотя отклонения от плоскости не превышают нескольких сотых
долей мм.). Она рассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому
и астигматизм главного зеркала. При этом происходит как бы взаимная
компенсация аберраций зеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются
неисправленными второстепенные аберрации (например, дисторсия), телескопы
такого вида заслуженно считаются лучшими для фотографирования небесных тел.
В отличии от рефлекторов, тубус камеры Шмидта наглухо закрыт коррекционной
пластинкой и это исключает возникновение токов воздуха в трубе, которые
портят изображение. Одно из главных достоинств телескопов Шмидта – огромное
поле зрения и светосила. У большинства таких телескопов диаметр поля зрения
доходит до 250, а в некоторых и того больше. Но есть недостатки и у таких
телескопов. Так как коррекционная линза укреплена на двойном фокусном
расстоянии от зеркала, тубус шмидтовских камер получается сравнительно
длинным. Главная же беда заключается в том: из-за сложной формы
коррекционной пластинки изготовление её сопряжено с огромными трудностями.
Поэтому создание крупных камер Шмидта – редкое событие в астрономической
технике.
В 1941 году известный советский оптик Д. Д. Максутов изобрел новый тип
зеркально-линзового телескопа, свободного от главного недостатка камер
Шмидта. В системе Максутова (рис. 4б) как и в системе Шмидта главное
зеркало имеет сферическую вогнутую поверхность. Однако вместо сложной
коррекционной линзы Максутов использовал сферический мениск – слабую
рассеивающую выпукло-вогнутую линзу, сферическая аберрация которой
полностью компенсирует сферическую аберрацию главного зеркала. А так как
мениск слабо изогнут и мало отличается от плоско - параллельной пластинки,
хроматическую аберрацию он почти не создает. В системе Максутова все
поверхности зеркала и мениска сферические, что сильно облегчает их
изготовление. Центральная часть мениска посеребрена и используется как
второе отражающее зеркало в системе Кассенгрена. Из-за этого максутовские
телескопы получаются относительно короткими, компактными, удобными в
обращении. В инструментах такого типа можно использовать ньютоновскую
систему и систему Грегори.
Радиотелескопы
В радиотелескопе радиоволны собирает металлическое зеркало, иногда
сплошное, а иногда решетчатое. Форма зеркала в телескопе, как и в
рефлекторе, параболическая (или, точнее, параболоидальная) поверхность
способна собирать в фокусе падающее на нее электромагнитное излучение. Если
бы глаз мог воспринимать радиоволны, то устройство радиотелескопа было бы
неотличимым от устройства телескопа-рефлектора. На самом деле приемником
радиоволн вы радиотелескопах служит не человеческий глаз или фотопластинка,
а высокочувствительный радиоприемник. Зеркало концентрирует радиоволны на
маленькой дипальной антенне, облучая её. Вот почему эта антенна называется
облучатель. Радиоволны, как и всякое другое излучение, несут в себе
некоторую энергию. Поэтому, попадая на облучатель, они возбуждают в этом
металлическом проводнике упорядоченное перемещение электронов или, иначе
говоря, электрический ток. Радиоволны с невообразимо большой скоростью
«набегают» на облучатель. Поэтому в облучателе возникает быстропеременный
электрический ток. От облучателя к радиоприемнику электрический ток
передается по волноводам – специальным проводникам, имеющим форму полых
трубок. Космические радиоволны, или точнее, возбужденные ими электрические
токи поступают в радиоприемник. К приемнику радио телескопа присоединяют
специальный самопишущий прибор, который регистрирует поток радиоволн
определенной длины. У радиотелескопов 2 типа установок: одни из них могут
двигаться только вокруг вертикальной или горизонтальной осей, другие
снабжены параллактической установкой. Установки имеют очень важное
значение: как можно точнее нацелить зеркало на объект наблюдений и
сохранить такую ориентировку во время наблюдений.
В некоторых радиотелескопах, рассчитанных на прием радиоволн с длиной,
измеряемой многими метрами, зеркала делают не сплошными, а сетчатыми. Это
значительно уменьшает массу инструмента, и в тоже время, если размеры ячеек
малы в сравнении с длиной радиоволн, решетчатое зеркало действует как
сплошное. Иначе говоря, для радиоволн отверстия в зеркале радиотелескопа, в
сущности, являются неощутимыми «неровностями». Особенностью таких
телескопов является то, что они могут работать на различных длинах волн.
Очевидно, что свойство параболических зеркал концентрировать излучение в
фокусе не зависит от длины волны этого излучения. Чем больше размеры
зеркала, тем больше излучения оно собирает. Количество собираемого
излучения пропорционально площади зеркала. Значит, чем больше зеркало, чем
чувствительнее телескоп, тем более слабые источники излучения удается
наблюдать: ведется ли прием на радиоволнах или на лучах видимого света.
Возможности 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 покажется нам не точкой, а кружком с заметным диаметром.
Но это не настоящий диск звезды, а лишь её испорченное изображение,
вызванное несовершенством телескопа. Мы видим, созданное телескопом
фокальное пятно. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем меньше
фокальное пятно. Следовательно, большинство телескопов обладают большей
«зоркостью», благодаря большим размерам. Радиотелескопы воспринимают весьма
длинноволновое излучение. Поэтому фокальное пятно в радиотелескопах
огромно. И соответственно разрешающая способность их весьма низка.
Оказывается, например, что радиотелескоп с диаметром зеркала 5м. При длине
волны 1м способен разделить источники излучения, если они отстоят друг от
друга больше чем на 100. Кроме радиотелескопов существуют еще
радиоинтерферометры. Это 2 одинаковых радиотелескопа, разделенные
расстоянием (базой) и соединенные между собой электрическим кабелем, к
середине которого присоединен радиоприемник. От источника радиоизлучения на
оба телескопа непрерывно приходят радиоволны. Однако, тем из них, которые
попадают на левое зеркало, приходится проделать несколько больший путь, чем
радиоволнам, уловленным правым телескопом.
Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как они
реагируют на очень малые угловые смещения светила, а значит, позволяют
исследовать объекты с небольшими угловыми размерами. Иногда,
радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов.
При этом разрешающая способность такого устройства существенно
увеличивается. Нужно сказать, что и в отечественной астрономии используют
интерферометры. Их подсоединяют к крупным телескопам, чтобы измерять
реальные поперечники звезд. В обоих случаях интерферометры играют роль
своеобразных «очков», позволяющих рассмотреть важные подробности в
окружающей нас Вселенной.
Таким образом, новая техника поставила перед наукой новые проблемы
принципиального характера. Достигнутая ныне разрешающая способность
радиоинтерферометров – это ещё не предел. В будущем, вероятно,
радиотелескопы станут еще зорче.
Приложение
Рис1 Галилеевский телескоп
Рис 2 Кеплеровский телескоп
Рис 3
Список литературы
1. Астрономы наблюдают, 1985 г. Ф. Ю. Зигель
2. Телескопы для любителей астрономии; 1990 г. Л. Л. Сикорук, М. Р.
Шпальский
3. Энциклопедический словарь юного астронома, 1988 г.
Реферат на тему: Природа Венеры
План
Введение 2
Изучение Вселенной при помощи автоматических межпланетных станций 4
Природа Венеры 6
Результаты астрономических наблюдений Венеры 6
Исследования Венеры с помощью АМС 7
АМС первого поколения 8
АМС второго поколения 10
Программа "Магеллан" 16
Заключение 17
Литература 19
Рода Энеева мать, людей и бессмертных услада,
О, благая Венера! Под небом скользящих созвездий
Жизнью ты наполняешь и все судоносное море,
И плодородные земли; тобою все сущие твари,
родившися,
Жить начинают и свет солнечный видят.
Ветры, богиня, бегут пред тобою; с твоим приближением
Тучи уходят с небес, Земля - искусница- пышный
Стелет цветочный ковер, улыбаются волны морские,
И небосвода лазурь сияет разлившимся светом.
Лукреций «О природе вещей».
Введение
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 измерений, 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 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 предоставляли
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
250-450?С. 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.
Изучение Вселенной при помощи автоматических
межпланетных станций
Автоматические межпланетные станции (АМС) - беспилотные космические
летательные аппараты, предназначенные для полета к другим небесным телам с
целью изучения Солнечной системы - межпланетного пространства, Луны,
планет, Солнца, комет и др. АМС - разведчики Вселенной. Автоматы всегда
предшествуют проникновению человека в космос. Более того, автоматические
межпланетные станции могут быть направлены к таким планетам, в такие
области солнечной системы, где физические условия слишком сложны, чтобы
туда мог проникнуть человек по крайней мере в ближайшие десятилетия, а
может быть и века.
АМС запускаются многоступенчатыми ракетами - носителями, которые, как
правило, сначала выводят их на промежуточные околоземные орбиты, а затем
сообщают им вторую космическую скорость и выводят их на межпланетные
орбиты.
Исследования с помощью АМС осуществляются по различным схемам:
- пролетный (облетный) вариант - при пролете АМС на близком
расстоянии от небесного тела, причем измерения проводятся на
участке максимального сближения (например, американские АМС
"Маринер" и "Пионер", исследовавшие Венеру);
- вариант спутника планеты;
- вариант посадки на небесное тело.
В последнее время исследования чаще всего ведутся по смешанным
вариантам: АМС совершает облет небесного тела или выводится на орбиту его
искусственного спутника, от нее отделяется отсек или спускаемый аппарат,
который совершает посадку на планету. По такой смешанной схеме велись
исследования Венеры советскими АМС "Венера".
Как правило, в состав служебных систем АМС входят системы
астроориентации по звездам, электропитание обеспечивают солнечные батареи
или радиоизотопные источники электроэнергии. Поскольку АМС приходится
передавать полезную информацию на Земля с огромных расстояний, они имеют
крупные параболические антенны, диаметр которых достигает 2 - 3 м. Они
оборудованы также двигательными установками для коррекций траекторий на
межпланетных участках полета, перехода на орбиту вокруг планеты и
маневрирования в околопланетном пространстве. Массы АМС самые различные: от
десятков до тысяч килограммов, Например, АМС "Венера - 10" имела массу
5033 кг.
АМС оснащаются разнообразной научной аппаратурой для исследования самой
планеты и ее атмосферы. Состав научной аппаратуры определяется задачами.
Если полет к какой- либо планете - первый, то измерения стремятся провести
по возможно более широкой программе, основываясь на сведениях о планете из
астрономических наблюдений. При последующих полетах ставятся более узкие,
более конкретные задачи. На АМС устанавливаются телевизионные камеры для
съемок планеты, магнитометры для регистрации магнитных полей, приборы для
измерения заряженных частиц, датчики для регистрации микрометеоритов. Для
исследования атмосферы планеты добавляются приборы для определения
химического состава атмосферы, ее плотности, давления и температуры. Если
планируются работы на поверхности планеты, АМС оборудуется аппаратурой для
изучения химического состава и физико - механических свойств поверхности, а
иногда специальными приборами для обнаружения признаков обитания
биологических объектов.
Природа Венеры
Результаты астрономических наблюдений Венеры
В таблице 1 приведены основные характеристики планеты Венера, известные
из астрономических наблюдений еще до эры исследования планет с помощью
космических аппаратов.
Таблица 1.
Сравнительные данные о Земле и Венере
|Характеристика |Венера |Земля |
|Среднее расстояние от Солнца |0,72 |1 |
|Период обращения по орбите |224,70 суток |365,26 суток |
|Период вращения |243,0 суток |24 часа |
|Наклон плоскости экватора к плоскости |177,4 |23,45 |
|орбиты (град.) | | |
|Максимальный угловой диаметр (сек |66 |- |
|дуги) | | |
|Диаметр экваториальный |12,1 / 0,95 |12,8 / 1 |
|(тыс. км / един. диам. Земли) | | |
|Масса (един. массы Земли) |0,815 |1 |
|Средняя плотность, г/см3 |5,24 |5,52 |
|Ускорение силы тяжести |8,6 |9,81 |
|Наличие атмосферы |да |да |
|Основной газ атмосферы |СО2 |N2 |
Венера - вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета
Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца - 108 млн. км. Венера видна
на небе либо после Захода Солнца (вечерняя звезда), либо незадолго до его
восхода (утренняя звезда). Венера - самое яркое светило на небе после
Солнца и Луны, и при благоприятных условиях можно даже наблюдать тень от
предметов, создаваемую светом Венеры. Эта планета известна людям с глубокой
древности. Уже в 1610 году Галилей произвел первые телескопические
наблюдения небесных светил и наблюдал смену фаз у Венеры, т.е. изменение ее
видимой формы от диска до узкого серпа.
Существование атмосферы Венеры было обнаружено в 1761 году
М.В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения ее по диску Солнца.
Вращение любой планеты и ориентирование оси вращения в пространстве
обычно изучались по наблюдениям различных деталей, видимых на ее
поверхности. Однако поверхность Венеры постоянно скрыта плотной атмосферой
и облачным слоем, окутывающим планету, состоящим из капель серной кислоты и
вращающимся гораздо быстрее, чем сама планета. Поэтому параметры вращения
Венеры были определены только после возникновения в 30-х годах нашего
столетия и развития радиолокационных наблюдений. Интересно, что Венера
вращается в обратную сторону по сравнению с Землей и другими планетами c
наклоном оси вращения к плоскости орбиты почти 900. Из-за такого необычного
сочетания направлений и периодов вращения и обращения вокруг Солнца смена
дня и ночи на Венере происходит за 117 суток, поэтому день и ночь
продолжаются по 58,5 сут.
В ХХ в. с помощью спектральных исследований в атмосфере Венеры найден
углекислый газ, который оказался основным газом ее атмосферы (96,5 %), в
состав которой входит также около 3 % азота и небольшие количества инертных
газов, кислорода, окиси углерода, хлороводорода и фтороводорода. Кроме
того, в ее атмосфере содержится около 0,1 % водяного пара. Углекислый пар и
водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект (причиной которого
является сильное поглощение этими газами теплового излучения), приводящий к
сильному разогреванию поверхности планеты. Температура ее поверхности около
5000С.
Заметим, что великолепное представление о дикой "природе" Венеры -
планеты бурь, адской жары и ядовитых облаков - дает один из ранних
фантастических романов братьев Стругацких "Страна Багровых Туч" об
экспедиции землян на Венеру.
Рисунок Венеры, сделанный А. Дольфюсом на обсерватории Пик Миди,
содержит большие подробности, чем любая фотография, полученная с Земли, но
детали видимой поверхности настолько неясны, что их трудно зарисовать
точно. К тому же облачный покров изменяется очень быстро.
Новая эра в астрономии - исследования планет с помощью космических
аппаратов - позволила аккумулировать огромный объем новой информации о
природе Венеры, уточнить наши представления о ней.
Исследования Венеры с помощью АМС
К концу 50-х годов стало ясно, что наземные методы исследования Венеры
не могут дать существенно новой информации. Методы оптической, инфракрасной
и ультрафиолетовой астрономии оказались непригодными для исследования
подоблачной атмосферы планеты. Запуск первых искусственных спутников Земли,
а затем посылка первых АМС к Луне показали возможность изучения Венеры с
близких расстояний.
АМС первого поколения
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. Радиосвязь с
этой станцией продолжалась до тех пор, пока расстояние до Земли не
превысило 3 млн. км. и затем прекратилась из-за выхода из строя бортовой
аппаратуры. 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. Результаты магнитных измерений
показали, что собственное магнитное поле планеты невелико (магнитный момент
Венеры не превышает 5 - 10 % магнитного поля Земли). С точностью на 1,5
порядка большей, чем ранее с поверхности Земли, удалось определить
отношение масс Солнца и Венеры. 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. АМС пролетела на расстоянии 24 000 км от поверхности планеты.
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.
Первые полеты АМС к Венере позволили выявить различия в подходе СССР и
США к решению задач исследования Венеры с помощью космических аппаратов.
Если специалисты США в качестве основной схемы на первом этапе выбрали
схему пролета вблизи планеты, то конструкторы АМС в СССР поставили основной
задачей посадку автоматических станций на поверхность планеты.
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. АМС "Венера-4" несла спускаемый аппарат, который отделился
перед входом автоматической станции в атмосферу. АМС сгорела в плотных
слоях атмосферы, а спускаемый аппарат на парашюте плавно опустился в
плотные слои атмосферы. 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 аппарат был рассчитан 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.
В 1967 г. через день после посадки "Венеры-4" мимо планеты на
расстоянии 4000 км пролетел американский "Маринер-5", с помощью 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 53 минут на самой поверхности планеты.
Условия оказались необыкновенно суровыми: давление достигало 90 атмосфер, а
температура - до 5000 С; в облачном покрове, окутывающем планету, очень
много углекислого газа и мало кислорода. Получены данные о характере пород
поверхностного слоя Венеры.
На повестку дня встала задача разработки венерианской автоматической
станции, способной проводить более широкий круг научных исследований. Такой
автоматической станцией нового поколения стала АМС "Венера-8". 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
пролетный зонд "Маринер-10", на котором были установлены 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.
АМС второго поколения
Станции нового поколения "Венера-9" и "Венера-10", достигшие планеты в
октябре 1975 года, стали первыми искусственными спутниками Венеры, а их
спускаемые аппараты совершили мягкую посадку на освещенной стороне планеты.
На станциях второго поколения информация со спускаемых аппаратов
передавалась на орбитальный аппарат, а затем ретранслировалась на Землю.
Это привело к значительному увеличению количества получаемой информации.
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 плотномер. 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. Большое
внимание привлекло обнаружение гроз и молний в слое облачности на планете.
Данные оптических измерений показали, что энергетические характеристики
венерианских молний в 25 раз превосходят параметры земных молний.
На панорамах, составленных из телевизионных изображений, переданных со
спускаемого аппарата "Венеры-9" видны выходы коренных пород; 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 зарегистрированы импульсы
электромагнитного излучения, указывающие на существование электрических
зарядов в атмосфере наподобие земных молний. На пролетных аппаратах были
установлены ультрафиолетовые спектрометры для исследования состава верхней
атмосферы.
Основная составляющая атмосферы Венеры - углекислый газ (96% по
объему), азот (4%), окись углерода, двуокись серы, кислорода практически
нет, содержание водяного пара, по-видимому, колеблется от 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) 735о 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
вулканов на поверхности Венеры.
Космические исследования показали, что собственное магнитное поле
планеты невелико (магнитный момент Венеры не превышает 5 - 10 % магнитного
поля Земли).
Одновременно с "Венерой-11" и "Венерой-12" проходила работа
американского проекта "Пионер-Венера", который включал спутник и четыре
атмосферных зонда с аппаратурой для измерения давления, плотности,
температуры, оптической толщины облаков и теплового излучения в атмосфере.
На одном из зондов были дополнительно установлены масс-спектрометр, газовый
хроматограф, спектрометр размеров аэрозольных частиц и два фотометра. На
борту спутника находились масс-спектрометры нейтронного и ионного состава,
ультрафиолетовый спектрометр, инфракрасный радиометр, поляриметр,
магнитометр, анализаторы плазмы и электрических полей, радар для
исследования рельефа. 4 декабря 1978 года на околопланетную орбиту выведен
американский космический аппарат "Пионер-Венера-1", а 9 декабря на Венере в
четырех точках планеты совершили посадку один большой и три малых зонда
(большой и один малый на дневную сторону, 2 других малых - на ночную
поверхность), доставленные космическим аппаратом "Пионер-Венера-2" (сам
космический аппарат сгорел в атмосфере Венеры). Во время этих экспериментов
были проведены исследования структуры, химического состава, оптических
свойств и теплового режима атмосферы, свойств облаков. Проведены также
измерения нейтрального и ионного состава верхней атмосферы; плазменные и
магнитные измерения; методом радиовысотометрии исследован рельеф
значительной части планеты.
Один из самых сложных за всю историю исследований Венеры комплексный
эксперимент был осуществлен с помощью АМС "Венера-13" и "Венера-14" (1982
год). На спускаемых аппаратах была установлена усовершенствованная
аппаратура химического анализа атмосферы (масс-спектрометры, газовые
хроматографы, оптические и рентгеновские спектрометры) для исследования
частиц облачного слоя. На этих станциях впервые были получены цветные
панорамы поверхности планеты. Спускаемые аппараты провели бурение грунта
(при температуре 4700 С и давлении у поверхности 93,5*105 Па!). Раскаленный
грунт, добытый буровой установкой, транспортировался по сложной системе
трубопроводов внутрь прочного корпуса спускаемого аппарата, где был
проведен его химический анализ. Анализ позволил определить содержание в
грунте окислов магния, алюминия, кремния, железа, калия, кальция, титана и
магния. Впервые измерены электропроводность и механическая прочность
грунта, а также выполнен простейший сейсмический эксперимент. Программа
атмосферных измерений позволила провести измерение содержания инертных
газов - аргона, неона, криптона, ксенона - и большинства их изотопов, что
очень важно для понимания процесса формирования атмосферы Венеры. Ведь
большинство изотопов являются реликтовыми, т. е. их содержание не
изменялось со времени формирования атмосферы. Кроме того, был выполнен
комплекс измерений содержания серосодержащих и других малых компонентов
атмосферы. Эти измерения подтвердили, что сера является основным элементом,
определяющим состав венерианских облаков.
Главной целью космического эксперимента на искусственных спутниках
Венеры автоматических межпланетных станциях "Венера-15" и "Венера-16" (1983
год) являлось радиолокационное картографирование поверхности северного
полушария с помощью радиолокаторов бокового обзора. Впервые получены
радиолокационные изображения северной приполярной области Венеры. На
изображениях различаются кратеры, гряды, возвышенности, крупные разломы,
горные хребты и детали рельефа размером 1-2 км. На спутниках были также
установлены приборы для зондирования поверхности и атмосферы планеты в
радиодиапазоне и инфракрасный Фурье-спектрометр, созданный учеными ГДР и
СССР для исследования химического состава, строения, теплового режима и
динамики атмосферы на высотах 55-100 км.
В декабре 1984 г. с интервалом в 6 суток в Советском Союзе были
запущены идентичные АМС "Вега-1" и "Вега-2". Каждая из этих станций
состояла из пролетного и спускаемого аппаратов. Целью запуска явилось
исследование Венеры с помощью спускаемых аппаратов и изучение кометы Галлея
пролетными аппаратами с расстояния около 10 000 км. Спускаемый аппарат
состоял из аэростатного зонда и посадочного аппарата. За двое суток до
входа в атмосферу Венеры от пролетного аппарата отделился спускаемый
аппарат, который при входе в атмосферу планеты разделился на аэростатный
зонд и посадочный аппарат. 11 и 15 июля 1985 года впервые в атмосфере
Венеры наполнились гелием оболочки аэростатов диаметром 3,4 м (200 лет
назад, в 1783 году, подобный эксперимент был выполнен на Земле братьями
Жозефом и Жакком Монгольфье). Аэростатные зонды, рассчитанные на работу в
течение двух земных суток, несли комплекс метеоприборов (датчик давления,
два датчика температуры, анемометр для измерения вертикального компонента
скорости ветра), нефелометр для измерения плотности аэрозоля и индикатор
наличия световых вспышек. По сигналам, передаваемым аэростатами на
пролетные аппараты и далее на Землю, с помощью 17 наземных радиотелескопов,
расположенных на территории СССР, Европы, Северной и Южной Америки,
Австралии, Африки, определялись координаты и скорость движения аэростатов.
На каждом посадочном аппарате имелся комплекс из девяти приборов для
исследования характеристик атмосферы и поверхности Венеры. Осуществление
программы АМС "Вега 1, 2" позволило впервые выполнить уникальный
эксперимент по прямому измерению скорости ветра в верхней части
венерианского облачного покрова.
В таблице 2 приведен перечень пионерских измерений физических
характеристик планеты Венера и ее околопланетного пространства.
Таблица 2.
Перечень пионерских измерений характеристик Венеры с АМС
|Исследования, измерения, проведенные с АМС |Название АМС |Год |
|Исследование околопланетной плазмы и |Маринер - 2 |1962 |
|магнитного поля вблизи планеты | | |
|Измерения радиоизлучения в см-диапазоне |Маринер - 2 |1962 |
|Обнаружение углекислой атмосферы |Венера - 4 |1967 |
|Прямое измерение температуры и давления в |Венера - 4 |1967 |
|подоблачной атмосфере | | |
|Измерение скорости ветра в атмосфере |Венера - 4 |1967 |
|Обнаружение у планеты водородной короны |Венера - 4 |1967 |
| |Маринер - 5 | |
|Обнаружение у планеты ионосферы |Маринер - 5 |1967 |
|Прямое измерение содержания азота и водяного |Венера - 5, 6 |1969 |
|пара | | |
|Прямое измерение температуры поверхности |Венера - 7 |1970 |
|Прямое измерение давления у поверхности |Венера - 8 |1972 |
|Изучение химического состава поверхности (U, |Венера - 8 |1972 |
|K, Th) | | |
|Радиолокационное изучение рельефа и |Венера - 8 |1972 |
|характеристик грунта в районе посадки | | |
|Измерение высоты верхней границы облаков |Маринер - 10 |1974 |
|Картографирование поверхности с АМС |Венера - 9, 10 |1975 |
|Измерение плотности грунта |Венера - 10 |1975 |
|Обнаружение пыли на поверхности |Венера - 9, 10 |1975 |
|Прямое измерение ионного состава верхней |Пионер-Венера - 1|1978 |
|атмосферы |, 2 | |
|Определение теплового баланса в атмосфере |Пионер-Венера - 1|1978 |
| |, 2 | |
|Доказательство отсутствия магнитного поля |Пионер-Венера - 1|1978 |
| |, 2 | |
|Измерения содержания малых газовых |Венера - 11, 12; |1978 |
|компонентов атмосферы |Пионер-Венера - 1| |
| |, 2 | |
|Обнаружение электрических разрядов в |Венера - 11, 12 |1978 |
|атмосфере | | |
|Обнаружение тектонической деятельности |Пионер-Венера - 1|1978 |
|Обнаружение кратеров на поверхности |Пионер-Венера - 1|1978 |
|Получение топографической карты 90 % |Пионер-Венера - 1|1978 |
|поверхности | |-1979 |
|Получение цветного изображения поверхности и |Венера - 13, 14 |1982 |
|венерианского неба | | |
|Определение элементного состава грунта |Венера - 13, 14 |1982 |
|Определение содержания водяного пара в |Венера - 13, 14 |1982 |
|атмосфере | | |
|Подтверждение того, что сера - основной |Венера - 13, 14 |1982 |
|элемент в составе облачного слоя | | |
|Радиолокационная съемка поверхности и |Венера - 15, 16 |1984 |
|построение карт северного полушария планеты | | |
|Исследование характеристик аэрозоля |Вега - 1, 2 |1985 |
Программа "Магеллан"
Хотя наши знания об атмосфере Венеры и крупномасштабных характеристиках
ее поверхности, полученные в результате исследований с помощью АМС, очень
обширны, мы знаем очень мало о горах и долинах, кратерах и потоках лавы - о
деталях геологии Венеры. Мы хотели бы знать, как форма венерианской
поверхности менялась под воздействием вулканической и тектонической
деятельности недр планеты, под влиянием водной и ветровой эрозии. Активны
ли до сих пор все эти процессы? В поисках ответов на эти важнейшие вопросы
американскими учеными запланирована программа "Магеллан". Эта программа
впервые для США будет использовать спутниковые измерения характеристик
планеты Венера. Космический корабль с аппаратурой активной локации
"Магеллан", позволяющей получать изображения планеты и ее подповерхностного
слоя, будет запущен с земного космического корабля Шаттл Антлантис. Через
год и три месяца он выйдет на орбиту вокруг Венеры.
Так будет выглядеть "Магеллан" на фоне облачной Венеры. В течение
следующих 243 дней (период обращения Венеры) будут проводиться
радиометрические, альтиметрические измерения и картографическая съемка
Венеры с помощью радара при каждом облете этой планеты за 3,5 часа. От 70
до 90 % венерианской поверхности будет охвачено радарным картированием с
высоким разрешением (от 250 до 600 м), т.е. с разрешением, которое почти в
10 раз лучше, чем все предыдущие карты Венеры. Тот факт, что "Магеллан"
будет посылать данные на Землю в течение каждого облета планеты, позволит
ученым на Земле точно измерит | |
