31Янв

Автор: Проект "Космос"


Собственное магнитное поле Мар­са (если оно, конечно, существует) оказывает незначительное влияние на солнечный ветер, обтекающий Марс. Структура зоны обтекания определя­ется образовавшимся пограничным слоем. Это заставляет по-новому взглянуть и на измерения, выполнен­ные вблизи Венеры советской меж­планетной станцией «Венера-4» и аме­риканской межпланетной станцией «Маринер-5». Исследователи, прово­дившие эксперименты, сделали вывод, о существовании ударной волны у Венеры (по измерениям «Венеры-4» и «Маринера-5»), а также о существова­нии полутени на фланге зоны обте­кания (по измерениям «Маринера-5»).

Чтобы сравнить структурные осо­бенности зон обтекания Марса и Ве­неры, пришлось выбрать соответству­ющий масштаб сравнения, ведь ра­диус Венеры почти вдвое больше ра­диуса Марса и размеры препятствия (диаметр планеты плюс внешняя обо­лочка) также должны различаться. Мы приблизительно в 2 раза умень­шили масштаб траекторий аппаратов, пролетавших около Венеры, и точки пересечения ударной волны у Венеры попали на линию среднего положения ударной волны у Марса. Теперь уже можно было сопоставить измерения плазмы и магнитного поля у Венеры со структурными особенностями зоны обтекания Марса. Сравнение показа­ло, что проведенные у Венеры изме­рения следует толковать не так, как прежде. Удалось выделить области, соответствующие переходному слою, причем его положение у Венеры (в принятом масштабе) хорошо совпада­ет с положением у Марса. На магни­тограмме и кривой изменений ионно­го тока хорошо видны два всплеска. Один, как считалось и ранее, вызван ^пересечением головной ударной вол­ны, второй, более близкий к планете, теперь можно объяснить входом в пограничный слой. По кривым изме­нений магнитного поля и характерис­тикам плазмы, построенным на осно­ве данных «Маринера-5», отмечался вход в зону полутени, где концентра­ция ионов уменьшается.

Зону окаймляют два участка, харак­теризующиеся градиентом скорости. Оба они при выбранном масштабе «легли» на пограничный слой. Всплеск магнитного поля на магнитограмме «Маринера-5» в момент прохождения аппарата с дневной стороны Венеры соответствует пересечению погранич­ного слоя на дневной стороне. Такие всплески магнитного поля также наб­людались у Марса советскими стан­циями «Марс-2» и «Марс-3».

Новый анализ данных измерений у Венеры позволяет считать, что струк­тура и процессы в зоне обтекания у Марса и Венеры имеют много обще­го. Тогда, естественно, возникает во­прос, действительно ли усиление маг­нитного поля, наблюдаемое у Марса, связано с внутренними источниками? Нет ли сходства между некоторыми характеристиками ионосфер Марса и Венеры? У Венеры обнаружена рез­кая граница ионосферы на дневной стороне и протяженная ионосфера на ночной стороне. У Марса эти области пока не исследованы.


31Янв

Автор: Проект "Космос"

Пограничный слой удалось зарегистрировать не только на днев­ной, но и на ночной стороне Марса. Пограничный слой и называется по­граничным потому, что он что-то ог­раничивает. Это «что-то» можно на­звать хвостом планеты. Вспомним, что хвост Земли образуют магнитные си­ловые линии, выходящие из околопо­люсных областей земного шара и сно­симые потоком плазмы. Две трубки магнитных силовых линий, которые тянутся из двух полюсов Земли, раз­деляются слоем плазмы. Хвост Зем­ли сохраняет эту упорядоченную структуру по крайней мере до рас­стояния полумиллиона километров. В области, удаленной от Земли более чем на 3 млн. км, структура хвоста уже нарушена. Он, по-видимому, раз­бивается на отдельные волокна. В на­стоящее время считают, что длина хвоста, на которой сохраняется регу­лярное строение, около 1,5 млн. км.

К сожалению, мы еще не знаем, что представляет собой хвост Марса. Можно лишь предположить, что если на пути солнечного ветра преградой встает газовая оболочка, то хвост Марса должен сильно отличаться от земного и походить на кометный, га­зовый. Вероятно, в его образовании существенное значение приобретает плазма, вытекающая из ионосферы Марса. По-видимому, в хвосте присут­ствует более или менее упорядочен­ное магнитное поле.

Пограничный слой и хвост ранее во внешней оболочке Марса не обнару­живали, хотя предположение о воз­можном существовании пограничного слоя однажды высказал профессор Спрайтер. Пограничный слой хорошо известен в обычной гидродинамике его образование обусловливается ве­личиной вязкости вблизи границы об­текаемого препятствия. Будущие ис­следования вскроют истинную приро­ду марсианского хвоста.


31Янв

Автор: Проект "Космос"

Сопоставление вариаций потоков ионов в атмосфере Марса с изменениями магнитного по­ля показало, что они колеблются бо­лее или менее одновременно. Поток замедляется синхронно с возрастанием напряженности магнитного поля. В магнитном поле внутреннего происхождения, по мере углубления в него, как мы считаем, должно наблю­даться отсекание менее энергичных частиц.

Следовательно, характер изменения скорости потока на границе препят­ствия, связь между замедлением по­тока и нарастанием напряженности магнитного поля в препятствии свиде­тельствуют о том, что магнитное поле является скорее «накачанным», об­разованным при замедлении и сжатии потока плазмы магнитослоя. Эти дан­ные мы рассматривали как основной аргумент в пользу внешнего проис­хождения магнитного поля вблизи Марса. Таким образом, главный вы­вод наблюдений за ионной компо­нентой плазмы у Марса, проведенных межпланетными станциями «Марс-2» и «Марс-3», может быть сформулиро­ван следующим образом: при обте­кании Марса солнечным ветром воз­никает пограничный слой между по­током плазмы, разогретой на ударной волне, и его ионосферой. В погранич­ном слое по мере приближения к планете постепенно уменьшается ско­рость потока. На дневной стороне Марса этот слой образует «подушку» толщиной в несколько сот километ­ров над ионосферой Марса. Ближе к ночной стороне слой расширяется, достигая на расстоянии в несколько радиусов Марса толщины 2-3 тыс. км. Размер препятствия, которое при­ходится обтекать солнечному ветру, увеличивается на толщину по­граничного слоя. Ударная вол­на отодвигается, так как уве­личивается эффективный размер препятствия. Толщина пограничного слоя изменяется со временем, поэто­му и расстояние ударной волны от Марса не постоянно (хотя есть еще дополнительные причины, связанные с изменением параметров солнечного ветра).

P.S. Если вы удачно купили автомобиль Land Rover, то на сто вы будете ездить только для ежегодного осмотра и тюнинга. Конечно, Land Rover и сам по себе красив и у него, кстати, внушительных размеров окна. В отличии от современных авто, в которых чувствуешь себя как в танке, в Ровере очень свободно. Но таким окнам нужна хорошая тонировка на Land Rover. Для этого нужно посетить специальную компанию, у которой всегда есть все стекла в наличии и которую проводит качественную тонировку автостекол. Московская компания VAN AUTO выполнит не только тонировку стекол, но и покраску/грунтовку автомобиля, ремонт кресел, да и вообще практически любой сервис, который так или иначе связан с внешним видом вашего автомобиля.


31Янв

Автор: Проект "Космос"

Измерения ионной компоненты плазмы, проведенные «Марсом-2» дали некоторые сведения о характере препятствия и его границы. Удалось наметить границы и область, где наблюдаются большие потоки ионов с малыми средними скоростями и температурой. Эту область назвали «подушкой». «Подушка» располагается между солнечной плазмой и ионосферой Марса. Не при каждом прохождении спутника вблизи планеты регистрировали «подушку», так как ближайшая к Марсу точка орбиты располагается сравнительно высоко — более 1000 км над поверхностью. Толщина области с малыми средними скоростями и температурой изменяется. «Подушка» как бы дышит, ее верхняя граница то поднимается, то опускается. Искусственный спутник вторгается внутрь области, если она поднимается достаточно высоко. Однако удалось измерить высоту верхней границы «подушки» и тогда, когда спутник не пересекал ее.

Дело в том, что положения ударной волны и «подушки» сравнительно хорошо согласуются — расстояние верхней границы «подушки» и расстояние ударной волны от Марса меняются согласованно: чем выше «подушка», тем дальше ударная волна, и наоборот. Более того, их взаимное положение удовлетворительно согласуется с моделью сверхзвукового газодинамического обтекания тупого тела (как, например, в модели Спрайтера).

Это было проверено при пересечении ударной волны и «подушки» на одном витке спутника. Таким образом, когда регистрировалось пересечение головной ударной волны, а «подушка» на данном витке не наблюдалась, положение ударной волны позволяло рассчитать положение «подушки». И действительно, чем ближе к планете располагался спутник, тем меньше была ее толщина — спутник проходил над верхней границей «подушки». Все это относится к дневной стороне планеты — стороне, повернутой к потоку солнечного ветра.
Размер препятствия (высота «подушки») обычно выше верхней границы ионосферы Марса, которая расположена на высоте около 300 км. А между ионосферой Марса и потоком солнечной плазмы, разогретым на головной ударной волне, существует еще одна область — пограничный слой. Поток солнечной плазмы, прошедший ударную волну, характе¬ризуется высокой температурой (сотни электрон-вольт) и значительной средней скоростью, равной 0,5-0,8 скорости солнечного ветра (скорость солнечного ветра 250-800 км/сек). Ионосфера Марса — это холодная плазма с температурой около 0,05— 0,1 эв. В «подушке» температура ионов составляет несколько десятков электрон-вольт, а их скорость мень¬ше скорости в магнитослое. Толщина «подушки» на дневной стороне Марса меняется, по-видимому, приблизительно от 100 до 1000 км.
Удалось проследить также измене¬ние скорости потока плазмы при пе¬реходе от магнитослоя к «подушке». Оказалось, что и потоки плазмы с различными энергиями и средняя ско¬рость ионной компоненты меняются монотонно. Значит, «подушка» служит продолжением магнитослоя, между ними нет резкой границы. У Земли же мы наблюдаем иную картину.


29Янв

Автор: Проект "Космос"

Исследования продолжались. Молодой ученый А. В. Богданов и автор этой статьи при участии группы сотрудников Института космических исследований АН СССР рассмотрели не только данные «Марса-3», по которым были получены первые результаты, но также измерения, выполненные «Марсом-2». Это позволило, во-первых, сопоставить данные одновременных наблюдений (тем самым более уверенно отделить пространственные и временные вариации) и, во-вторых, использовать более подробную информацию о ближайших окрестностях Марса. Вспомним, что «Марс-2» провел здесь больше измерений.
Еще в эксперименте «Марса-3» было замечено, что в той области, где магнитометр регистрирует усиленно магнитного поля, наблюдаются большие потоки ионов с характерным падающим спектром (число ионов с малыми энергиями — порядка десятков электрон-вольт — превосходит числа ионов с большими энергиями, в сотни электрон-вольт). Само по себе существование больших потоков ионов в «магнитосфере» Марса уже показывало, что условия вблизи планеты резко отличаются от земных. У Земли на пути потока солнечного ветра встает препятствие — магнитное поле. Давление плазмы во внешних областях магнитосферы значительно меньше давления магнитного поля. Кроме того, граница между магнитным полем и потоком разогретой на ударной волне плазмы (магнитопауза) резкая, практически не проницаемая для частиц.

P.S. Посмотрите переводчик, созданный на основе google переводчика. Это не только качественный переводчик с английского на русский, эта программа включает в себя перевод между 42 языков. Переводите текст не только в Интернете, но и в любом окне вашей операционной системе. Качество перевода гарантировано тем, что онлайн переводчик сделан на основе переводчика гугл. Просто попробуйте его в использовании.


20Дек

Автор: Проект "Космос"

Хотя единого мнения о природе полярных шапок Марса в то время еще не было, большинство астрономов были склонны считать, что шапки состоят из обычного снега и замерзшей углекисло­ты. Какова же толщина снежного по­крова шапок? Согласно расчетам со­трудника Горьковского радиофизиче­ского института В. И. Алешина, мак­симальная толщина снежного покро­ва в районе Северного полюса Мар­са эквивалентна 94 г воды на 1 см.кв. На Южном полюсе эта величина не­сколько меньше — 86 г/см2, но сне­га в южной полярной шапке накап­ливается больше, чем в северной, ибо зима в южном полушарии Марса продолжительнее. На Земле тоже есть ледяные шапки, что роднит нашу планету с Марсом. Кроме того у нас на Земле есть много и обыкновенных человеческих проблем, например как доставить по Москве груз, какие транспортные компании москва с этим справятся дешевле и насколько они надежны.

Количество снега в марсианских шапках год от года не меняется, так как система «полярные шапки — ат­мосфера» находится в равновесии. Среднее давление в атмосфере пла­неты около 6,1 мбар. Однако на про­тяжении года атмосферное давление, вследствие конденсации углекислого газа в полярных шапках, испытыва­ет колебания примерно на 0,75 мбар. Как показывают расчеты В. И. Але­шина, дважды в год атмосферное давление на Марсе достигает макси­мального значения. Особенно быстро давление возрастает, когда планета проходит вблизи перигелия. В это время идет интенсивное испарение южной полярной шапки. Конденса­ция углекислого газа в полярных шапках вызывает перемещение воз­душных масс из одного полушария в другое. Средняя скорость движения воздушных масс может увеличиться до 80 м/сек. Такой сильный ветер способен поднять в атмосферу ог­ромное количество пыли. Потому-то, по мнению автора, прохождение Марса через перигелий и сопровож­дается глобальными пылевыми бу­рями.


14Дек

Автор: Проект "Космос"

Происхождение и эволюцию совре­менных атмосфер и ландшафта планет пытались объяснить и ранее, до полета косми­ческих станций к Венере. Однако это были лишь предположения. И только теперь, сравнивая атмосферы и ландшафт Венеры и Земли, мы убеждаемся в правиль­ности существовавших представлений. Общее количество легколетучих ком­понентов (и тех, которые входят в со­став атмосфер планет, и тех, которые находятся в связанном состоянии в осадочных породах и гидросфере, в ландшафте планеты), выделившихся при дифференциации вещества Земли и Венеры, одинако­во. Если сравнить ландшафтный дизайн участка с разных планет, то они будут похожи.

Но на Земле большая часть легколетучих составля­ющих находится в связанном состоя­нии в твердой и жидкой фазе земной коры, а на Венере из-за высоких тем­ператур они практически полностью выделились в атмосферу. Существен­но отличает Венеру лишь большой дефицит воды. Сколько бы воды ни содержалось там в облаках, ее коли­чество нельзя сравнить с объемом гидросферы Земли. По-разному пы­таются объяснить дефицит воды на Венере, но все попытки исходят из одного: Венера расположена к Солн­цу ближе, чем Земля. Конечно, про­исхождение плотной обезвоженной атмосферы Венеры определялось ее близким расположением к Солнцу. Допустим, что в каком-то периоде развития планеты в ее атмосфере бы­ли небольшие количества воды и уг­лекислоты, что привело к возникно­вению таких условий, при которых солнечное тепло проникало сквозь тонкую атмосферу и нагревало по­верхность. Тепловой поток, излучае­мый поверхностью, в значительной мере поглощался атмосферой, то есть создавался «тепличный эффект».

В ре­зультате поверхность планеты разо­гревалась, а вода и углекислота ин­тенсивно выделялись в атмосферу. Увеличение их содержания в атмо­сфере усиливало тепличный эффект, происходил саморазогрев поверхно­сти, вызвавший образование тяжелой углекислой атмосферы. Затем насту­пило динамическое равновесие атмо­сферы с поверхностными породами.

Оно определяется физико-химически­ми условиями, существующими ныне на планете. Интересно сравнить атмосферы трех планет — Венеры, Земли и Мар­са. Венера расположена ближе к Солнцу, и у нее самая плотная атмосфе­ра. Земля находится дальше, и при­близительно в 100 раз меньше давле­ние у ее поверхности. Марс — еще дальше, давление у его поверхности в 100 раз меньше, чем на Земле.


29Ноя

Автор: Проект "Космос"

Наблюдения на межпланетной автоматической станции «Марс-3» выявили существование внутренней структуры в плазменном следе Земли, а также характерные колебания этой структуры.

Станции «Марс-2» и «Марс-3» в течение многих месяцев вели наблюдения на ареоцентрических орбитах. Орбита спутника «Марс-3» сильно вытянута, поэтому удалось исследовать плазму и магнитные поля на различных угловых положениях относительно линии Марс — Солнце, которую приближенно можно принять за направление набегающего потока. Уже на первых витках вблизи Марса была обнаружена зона ионов с энергией менее 150 эв. Ионы такой энергии не наблюдаются в межпланетной среде и их появление вблизи Марса объясняется влиянием самой планеты. Дальнейшие наблюдения позволили наметить контуры этой зоны. Отмечалось также уменьшение потоков ионов с энергией более 500 эв. Это соответствует скачку скорости на границе зоны. Контуры границы напоминают очертания бесстолкновительной ударной волны, которую можно ожидать вблизи Марса. Предварительно можно заключить, что зона ионов малых энергий у Марса и есть область заторможенного и разогретого потока ионов за фронтом этой волны.

Предварительный вывод требует подтверждения. Детальный анализ результатов наблюдений и сопоставление их с другими материалами выявили скачок магнитного поля на границе зоны и подкрепили тем самым концепцию ударной волны. Факты и поведение атмосферы Марса, также неожиданны, как и переломы у детей. При дальнейшем анализе необходимо учесть следующие факты. Во-первых, положение фронта ударной волны значительно изменяется во времени. Во-вторых, расстояние фронта от Марса больше, чем дали расчеты, предполагавшие, что преградой потоку солнечного ветра служит ионосфера Марса. К тому же, расчеты учитывали только газокинетическое давление ионосферы без возможного вклада магнитных полей в ионосфере. Стало быть сложившиеся представления о характере и размере препятствия не вполне соответствуют истине. Поэтому при анализе полученных данных и в дальнейшем будет выясняться природа препятствия, роль ионосферных токов и нейтральной верхней атмосферы Марса. Следующая стадия изучения взаимодействия солнечного ветра и атмосферы Марса требует создания специальной аппаратуры.


25Ноя

Автор: Проект "Космос"

Эксперимент, поставленный на автоматических межпланетных станциях «Марс-2» и «Марс-3», заключался в измерении вариаций энергетического спектра ионной компоненты плазмы вдоль трассы станции и на орбите искусственного спутника Марса. Измерение спектра ионной компоненты служит удобным средством для изучения некоторых характеристик потока плазмы. Так как ионы во много раз тяжелее электронов, то при температуре плазмы, наблюдаемой в межпланетной среде (104— 106°К), энергия направленного движения ионов значительно превосходит энергию их теплового движения» Поэтому энергетический спектр ионов солнечного ветра имеет четко выраженный основной максимум, положение которого на энергетической шкале соответствует скорости потока плазмы. Ширина этого максимума позволяет судить о температуре ионов. Для Советского Союза эти иследования были очень значимы, была даже массовая рассылка писем самым первым лицам об успехе миссии с марками Марс-2(см. картинку).

В межпланетной среде общий характер спектра ионов сохраняется, то есть наблюдаются два максимума с фиксированным положением и преобладанием протонной концентрации над концентрацией альфа-частиц (приблизительно в 20 раз). Однако меняется скорость потока плазмы (от 260 до 850 км/сек), температура протонов и а-частиц, их относительная концентрация и некоторые иные параметры. Эти величины зависят от условий разгона плазмы в солнечной короне, от взаимодействия с другими потоками плазмы, от степени ее разогрева и охлаждения.

В течение почти всего полугодового перелета автоматической межпланетной станции «Марс-3» регистрировались спектры ионов солнечного ветра с одним основным и одним второстепенным максимумами. Правда, однажды наблюдались иные виды спектров. Их отличия состояли в относительном положении и величине максимумов в энергетическом спектре. Так, второй максимум иногда соответствовал втрое большей энергии, чем первый. Наблюдалось относительное перемещение максимумов. Поток частиц во втором максимуме иногда превышал поток частиц в первом. Эти аномальные по отношению к солнечному ветру энергетические спектры ионов, по-видимому, обусловлены образованием возмущенной плазмы при обтекании магнитосферы Земли солнечным ветром. Стало быть, есть основания считать, что плазменный след Земли простирается в межпланетной среде весьма далеко.


21Ноя

Автор: Проект "Космос"

в 1971 году с космодрома Байконур запущен искусственный спутник красной Планеты — Марс 3! После продолжительного полета аппарат достиг Марса. Часть аппарата отделилась от модуля и приземлилась на поверхность Марса(впервые мягко в истории космонавтики).  Орбитальный модуль ещё целый год продолжал исследования поверхности Марса с орбиты. Не смотря на то, что прошло уже 40 лет, аппарат Марс-3 нельзя назвать просто металлопрокатом. Это аппарат, который олицетворяет ранние достижение нашей страны.

Выведенные на ареоцентрическую орбиту в год великого противостояния искусственные спутники Марса передали интересные сведения о верхней атмосфере этой планеты.

Межпланетные автоматические станции, искусственные спутники какой-либо планеты открывают широкие перспективы в исследованиях солнечной плазмы. Если удастся проникнуть в механизм ускорения частиц солнечного ветра — потоков разреженной плазмы, то можно будет понять, как происходит разогрев солнечной короны до очень высоких температур. Это весьма важная проблема физики Солнца.

Вариации солнечного ветра вызывают в околоземном космическом пространстве магнитные бури, полярные сияния и ионосферные возмущения.

Межпланетная среда — это естественная лаборатория, в которой можно изучать поведение сильно разреженной плазмы и проверить теоретические построения плазменных явлений. Исследования межпланетной среды служат прекрасным дополнением к экспериментам. Особенно тщательно изучаются бесстолкновительные ударные волны. Бесстолкновительными они называются потому, что длина свободного пробега частиц между взаимными столкновениями много больше размеров системы, в которой происходит этот процесс.

В эксперименте на межпланетной автоматической станции «Марс-3» ученых больше всего интересовал вопрос: как обтекает солнечный ветер планету Марс?


Новости космоса

Можно по почте. Введите ваш email:

Рубрики
Ads