Венера планетасы
Мазмұны.
Кіріспе
... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ...4
І тарау. Венера планетасы туралы жалпы мағұлымат ... ... ... ... ... ... .7
1. Венера планетасы жөнінде тарихи
деректер ... ... ... ... ... ... ... ... ...6
2. Венера планетасының көрінерлік қозғалысы, конфигурациялары және
орбитасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... 9
3. Венераның массасы, радиусы,
тығыздығы ... ... ... ... ... ... .. ... ... ...15
4. Венера планетасының
атмосферасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 19
ІІ тарау.Венера планетасының ғарыштық зерттелу тарихы ... ... ... ...22
2.1 Жер бетінен зерттеу
әдісі ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... .23
2.2 Радиолокациялық әдіспен зерттеу
әдісі ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... 28
2.3 Венера планетасын ғарыштық аппараттар көмегімен зерттеуі.
(Венера,Молния,Маринер) ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... 32
ІІІ тарау. Венера планетасын зерттеген ғарыштық аппараттардың құрылысы.
1. Венера автоматтық станциясының құрылысы ... ... ... ... ... ... ... .36
2. Пионер –Венера ғарыштық аппаратының құрылысы ... ... ... ... 43
3. Венера – Экспресс аппаратының құрылғылары ... ... ... ... ... ... 45
ІV тарау. Венера планетасының ғарыштық зерттеулерінің нәтижелері.
4.1 Венера автоматтық станцияларының нәтижелері ... ... ... ... ... ...49
4.2 Пионер – Венера ғарыштық аппаратының Жерге жіберген
нәтижелері ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ... ... ... ... ...57
4.3 Магеллан
программасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... .60
4.4 Венера – Экспресс автоматтық станциясы нәтижелері ... ... ... .61
Қорытынды ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ... ... ... ... ...64
Пайдаланған әдебиеттер
саны ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..6 6
Кіріспе
Ғарыштық кезеңнің басталғанына жарты ғасыр. Ғарыштық техниканың
дамуының алғашқы этапы - әскери бағытта болды. Ғарыштық техниканың екінші
этапы – космостық кеңістікті толық маштабта игеру болып табылды.
Кеңес Одағы 1957 жылы бірінші рет Жердің жасанды серігін
жіберді. Ол арқылы ғарыштық нысаналарды бақылауға мүмкіндік алды. Венераны
зерттеу бірінші космостық аппараттардан басталды. Барлаушылар әлемі -
автоматтық ғаламшар аралық станция - Күн жүйесін зерттеу мақсатымен
ұшырылды. 1962 жылы 16 наурызда Жер орбитасына Денепрлік спутник – 2
сынақ түрінде нәтижелі шығалылды. Бұдан кейін де Южное конструкторлық
бюросы мамандары өңдеп, тағы 400 космостық аппаратты жіберді. Мысалы:
Циклон, Зенит, Денепр т. с. с. Космостық аппараттар көмегімен
алынған ақпараттардан адамзат баласы Жер мен жақын космос жайында
айтарлықтай ғылыми дәрежеге қол жеткізді. Үшінші этапы - космостық
техниканың дамуының жаңаша сапасы блды. Бұдан алғаш рет космоспен
байланысу жүиесі басты мақсат болып табылды. Адамзат баласы бұл кезеңде
навигациялық космостық жүйеміз, метеорологиялық спутниктерден алынған
ақпаратсыз өмір сүре алмайды.
Осы мәселелерді талдай отырып Қазақстан Республикасы әлемдік елдер
қатарына, осы заманғы идеялар мен технологиялар рыногының шын мәнәнде
ажырағысыз да серпімді бөлігіне айналуымыз керек. Қазақстан үшін қолайлы
шарттар мен БСҰ ға кіруі – біз қол жеткізуге міндетті мақсат. Бізге
халықаралық техникалық стандарттарды барынша жедел де кеңінен енгізу
қажет. [12]
Біз Қазақстанның өте бай Жер қойнауын игеріп жатқан шетелдік
әріптестерімізді елдің мүддесіне қарай нақты бетбұрыс жасап, біздің
экономикамызды әртараптандыруға шешуші түрде қатысуға , әлбетте,
нарықтық негізде қатысуға көндіруге тиіспіз. Қазақстан өзінің ғылыми
әлеументіне қоса жоғары технологиялардың халықаралық бизнесіне қатысты
және оған бастапқы құрылтайлық денгейде қатысуы жөнінде бастамшылық
танытатын уақыт жетті деп білемін. Біздің осы орайда экономикалық дамудың
барынша серпілісті бағыттағы озық технологиялық идеяларды игеру үшін
күллі дүние жүзіндегі жаңа немесе енді қалыптаса бастаған жоғарғы
компаниялар акцияларының пакеттерін сатып алатын басқа елдердің өнегесіне
ден қойғанымыз абзал және қолда бар мүмкіндікті Байқоңыр ғарыш
айлағындағы шетелдің озық технологияларын бойымызға сіңіре білу және
игеруіміз қажет.
Дипломдық жұмыстың аты Венера планетасының ғарыштық зерттелу
тарихы болып табылады. Ондағы негізгі мақсат Венера планетасын зерттеген
ғарыштық аппараттардың тарихын қарастыру, басқаша айтқанда ғарыштық
зерттеулердің негізгі мақсатын, жобаларын, олардың ұшқан траекторияларын,
оны зерттейтін аппарат неден құрастырылғанын және оның қай дәрежеде жұмыс
істейтіні, нәтижелерінің барысы жайында ашып көрсету немесе зерттеу.
Осы жұмыстың негізгі міндеттері :
- Ғарыштық дәуірге дейінгі Венера планетасы жөнінде жалпы
мәліметтер, олардың жеткіліксіздігіне көз жеткізу . Ғарыштық
дәуірге дейін Венера планетасының атмосферасының ашылуы және
оның параметрлерінің белгісіздігі.
- Венера аппараттарының жобаларын қарастыру. Олардың планета
бетінен ұшып өтуі және бұлт қабатын кесіп өтіп планета бетін
зерттеуі.
- Маринер ғарыштық аппаратының жобасы және әкелген
нәтижелерінің маңыздылығы.[14]
- Венера – Экспресс соңғы ұшырылған аппарат жөнінде және оның
зерттеу программасы және оптикалық құрылғылары.
- Ғарыштық зерттеулерден алынған нәтижелердің сапалылығы және
Жер бетіндегі бақылау нәтижелерімен салыстырғанда айырмашылығы
яғни нақтылылығы.
Дипломдық жұмыстың құрылымы 4 тараудан тұрады. Олар: 1 тарау
Венера планетасы туралы жалпы мағұлымат – деген тақырыпта. Ол 4 бөлімнен
тұрады яғни Венера планетасы туралы тархи деректер, Венера планетасының
көрінерлік қозғалысы , конфигурациялары және орбитасы, Планетаның
массасы, радиусы, тығыздығы жайында, соңғы бөлімі Планетаның атмосферасы
жайында мағұлыматтар кездеседі. 2 тарау Венера планетасының ғарыштық
зерттелу тарыхы деген атауға ие. Ол үш бөлімнен құралған яғни Жер бетінен
зерттеу әдістері , Радиолокациялық әдіспен зерттеу, Ғарыштық аппараттар
көмегімен зерттеу жайында жазынған. Ал 3-ші тарау Венера планетасын
зерттеген ғарыштық аппараттардың құрылысы – деген тақырыпта. Ол үш бөлімнен
тұрады: 1-ші бөлімінде Венера автоматтық станциясының құрылысы. 2-ші
бөлімінде Пионер –Венера ғарыштық аппаратының құрылысы, 4-ші бөлімінде
Венера –Экспресс автоматттық станциясының құрылымы кездеседі. 4-ші
тарауда Венера планетасының ғарыштық зерттеулерінің нәтижелері. Ол 4
бөлікке бөлінген: 1-ші бөлікте Венера автоматтық станцияларының
нәтижелері, 2-ші бөлімінде Пионер – Венера ғарыштық аппаратының
нәтижелері. 3-ші бөлімде Магеллан программасы , 4-ші бөлімде Венера -
Экспресс автоматтық станциясы нәтижелері зерттеу программасы.
Қорытынды Венера планетасын болашақта зерттеуі.
- Бұл жұмыста пайдаланған әдебиеттер саны 62. [35]
I тарау. Венера планетасы туралы жалпы мағлұматтар.
1. 1 Венера планетасы жөніндегі тарихи деректер.
Планеталардың ішінен өзінің жарықтылығымен ерекшеленетін тіпті
күндіз де көрінетін планета бар, ол қазіргі астрономияда Венера деп
аталатын планета болып табылады.
Вавилондықтар бұл планетаны аспанның жарық факелі деп, оны құдайлар анасы
Иштар атымен атаған. Бұл планетаның әдемілігімен байланыстырып, көптеген
халық оны әйел затына теңеген. Қытайда оны Тай- Пи немесе айдай сұлу
деп атаған. Ал Римдіктер махаббат пен сұлулық құдайы мәртебесіне орай оны
венера деп атын қойған. [61]
Дагистанда тұратын түркі тілдес құмықтар Венераны Танг Чолпан
немесе Ярык Юлдыз деп атаған. Құмықтардың халық өлеңдерінде:
Ярык Юлдыз ерге айналмай, Танг аьлмас,
Бир агьаргьан акь сакьаллар дагьы кьаралмас.
Ал Орыс халқы Венера планетасын Чигирь деп атаған. Чигирь -
деген батып шығатын таң ертенгі жұлдыз мағанасын береді. Оның екінші аты
Денница. Мысалы:
Блеснет заутра луч Денница
И заиграет яркий днеь...
Ежелгі римдік ақыны Лукрецийдің О природе вещей атты өлеңі
Венераның сұлулығының бір қырын ашты:
Рода Энеева мать, людей и бессмартных услада,
О, благая Венера!
Под небом скользящих созвездий
Жизнью ты пополняешь и все судносное море,
И плодородные земли; тобою все сущие твари, родившися
Жить начинают и свет солнечный видят.
Ветры, богиния, бегут перед тобою; с твоим приближением
Гучи уходят с небес, Земля – искусница пыщный
Стелет цветочный ковер, улыбаются волны морские,
Инебесводе лазурь сияет разлившимся светом. [42]
Қазақтар Таң жұлдызы немесе Таң шолпан деп атаған. Кейде қазақта
Шолпан туа түнектегі керуен де көшеді. деген. Сондықтан оған Керуен
жұлдызы деген ат та танылған. Қазақтар арасында да Күн мен Айдан кейінгі
ең қадірлі шырақ таң Шолпаны. Ел аузында Ай мен Күн үзенгілес жүретін
болса, Венера Аймен тетелес келеді. Қазақ халқының поэзиясында Венера
жөніндегі өлеңдер көп кездеседі:
Үркер Айдың жарығы, Шолпан қызы ...
Ажарың ақ түлкідей қашқан құмнан,
Шолпандай таң алдында жалғыз туған.
Таң сарғайып атқанда,
Шолпан жұлдыз батқанда...
Таң шолпаны батқанда,
Қызарып Күн шыққанда [1]
Ертеднгі қазақтар Шолпанды ең көп бақылап жарығының ерекше екенін
көрген қойшылар, жылқышылар, күзетшілер болатын. Шолпан бірде шақшиып,
бірде сеніп (аш) туып, бірде тумай жатып қалып, кейде жаздыгүні
таңсәріде, кейде іңірде қыстыгүні туып түрлене жүреді. Кейде Шолпан
ағарып Күннің ажарымен, не бер жағымен өтеді де, Күн жағына шомылып,
бізге едәуір уақыт (кейде 5 – 6 ай) көрінбей қалады. Ел мұны Шолпан жатып
қалды дейді. Шолпан мен жердің арақашықтығы әлгідегідей өзгеріп отыратын
болғандықтан, ол бірде аш (кішкентай болып), ал бірде Айдай жарқырап
туады. Шолпанның Күнді айналуының синодтық периоды дейтіні 584 тәулік.
Осы мерзім ішінде Шолпан екі рет көрінбейді (тумай) қалады. Яғни бір
жатып қалу мен екінші жатып қалуының арасы орта есеппен 9ай 20 күн.
Көрер көзге Венера жүрісінде мынадай төрт мерзім кезек-кезек алмасып
отырады: Таң алдында тууы, жатып қалуы, іңірде тууы, тағы жатып қалуы.
Осы мерзімнің әрқайсысы орта есеппен 4 – 5 айға созылады және жылдың әр
мезгіліне ауысып келіп отырады. Шолпан жолы эклиптикаға жуық . Ал қыс
аяғына қарай іңірде эклиптика аспанда тігірек тұрады. Міне сондықтан кешкі
тұрым батыста Шолпан элонгация кезінде күн санап өрлеп, қыстың қараңғы
аспанында ерекше шақшияды. Ал жаз, күз айларында іңірде Венера төмендеп
жүреді. Осы іңірде туған шақшиып туған Шолпанды қазақтар оны жарық
жұлдыз немесе тұлқатын, не нарық жұлдыз, не зүхра жұлдыз деп атаған. Бұлай
атауының себебі ақпан, қаңтардың сырқыраған қызыл шұнақ аязы. Кеш бата
аяз күшейінкірегендіктен, аяз сорған арық мал өле бастайды. Қасарысқан
аязбен бірге, көзге байлана шатынаған жұлдызды көргенде долы әйелдің
шақырайған көзі еске түседі. [53] Суықпен қасқабатталған жұлдыз елге
ұнамайды. Елдің тұлқатын туып, өрлей берсе, қыс қатая береді дегені бар.
Бірақ күннің суытуына Шолпанның қатысы жоқ, қысқа қарай батыста болған
Шолпан өрлемей (шақшимай) тұра алмайды. Оның жолы солай. Қысқы
қиыншылықты, әсіресе жұтты пайдаланып саудагерлер нарықты одан бетер
көтереді. Сол кезде батыстан шатынап көтерілетін Шолпан аңқау елдің
аузында нарық жұлдызы болып та аталады. Тіпті ежелгі астрономдар таң ата
және күн батқаннан кейін аспан денесіне екітүрлі ат берген – Фосфор және
Люцифер.
Венера туралы әртүрлі халықтардың аузында осындай – осындай
әңгімелер, өлеңдер көп таранған. Венера өзгеден бөлек, жарқыраған асыл
жұлдыз, жарқыраған кішігірім Айдай деген сөздер, мақтаулар шексіз. [60]
1. 2 Венера планетасының көрінерлік қозғалысы,
конфигурациялары және орбитасы.
Венера плалетасының қыдырма жұлдыз деп атауының өзі бәрін түсіндіреді.
Венера жылдың қай мезгілінде болса да не таң ата күншығыста, не күн бата
күнбатыста туа береді. Венера шоқжұлдыздар бойынша көрінерлік қозғалысы
түрліше болады. Венера планетасы Күннен алыстай алмайды да, Күн
орналасқан немесе оған көрші шоқжұлдызда кездесіп, Күннен батысқа қарай
немесе шығысқа қарай ауытқуы мүмкін. Венераның Күннен ауытқу бұрышы 45
-48 градустан аспайды. Венера планетасы Күннен шығысқа қарай ең үлкен
бұрыштық ауытқуы ең үлкен шығыс элонгациясы, ең үлкен батысқа қарай
бұрыштық ауытқуы ең үлкен батыс элонгациясы деп аталады. Ал жалпы
планетаның Күнмен салыстырғанда шығыста немесе батыста орналасқанда –
Шығыс немесе батыс элонгациясымен сипатталады. [58]
Венера планетасы шығыс элонгациясында болғанда Күн батқаннан кейін
аспанның батас жағында көрініп, аз уақыттан кейін батып кеткді. Бұл
уақытта планета кері қозғалысында болады, Сондықтан батыстағы өзінен
батыс жақта орналасқан Күнге жақындап көрінбейтін болады. Бұл кезеңде
планетаның Күнмен төменгі қосылуы болады. Осы екі аспан шырағының
эклиптикалық бойлықтары өзара тең болады. Біраз уақыттан кейін кері
қозғалыстағы планета Күн шығар алдында Шығыста көрінетін болады. Планетаның
жылдамдығы бірте – бірте кеміп, планета өзінің ең үлкен батыс элонгациясына
жетіп, барып тоқтайды. Осыдан кейін ол өзінің бағытын өзгертіп, батыстан
шығысқа қарай қозғалады. Тура қозғалыста планета қайтадан Күнге жақындайды
да, көрінбейтін болады. Бұл кезде планетаның Күнмен жоғарғы қосылуы
болып, қайтадан екі шырақтың эклиптикалық бойлықтары теңеседі. Біраз
уақыттан кейін планета Күннен алыстап батыста Күн батқаннан кейін көрінеді.
Қозғалысының жылдамдығы бірте – бірте кеміп, ең үлкен шығыс элонгациясына
жетіп, қозғалысының бағытын өзгертіп қайтадан Күнге қарай жақындайды.
Венера планетасының осы қозғалыстары белгілі бір периодпен қайталанып
отырады. Планетаның кері қозғалыс доғасының орташа мәні 160 –қа тең.
Венера планетасының Күнмен Жерге салыстырғандағы орналасуы әртүрлі болуы
мүмкін. Бір уақыт кезінде Жер өз орбитасының нүктесінде орналассын. Ал
Венера планетасы өзінің орбитасының кез – келген нүктесінде орналасуы
мүмкін. [46]
1 – Сурет.
1 – Суреттегі Егер планета көрсетілген V1, V2, V3, V4 Нүктелерінде
орналасатын болсын, оның Күнмен төменгі V1 жоғарғы V3 қосылуы және
ең үлкен батыс V2 ең үлкен шығыс V4 элонгациясы болады. Венера
планетасының төменгі қосылуында Жерге ең жақын, ал жоғарғы қосылуында Жерге
ең алыс қашықтықта орналасады. Венера планетасының төменгі қосылуының V1
маңайында жұлдыздар арасында кері бағытта қозғалады, ал жоғарғы
қосылуының V3 маңайында тура бағытпен қозғалады. [44]
Венера планетасын бақылау үшін ең тиімді кезі батыс элонгациясынан
кейін кешке шамамен төменгі қосылуы 2,5 айдың ішінде, ал жоғарғы жалғасуы
1,5 айдың ішінде бақыланады.
Венера планетысы элиптикалық орбита бойымен Күнді айналса,
жазықтығы Жердің орбита жазықтығына 30 24 көлбеу орналасады. Ал
эксцентриситеті 0,0068. Венера планетасының орбитасы шеңберге жақын келеді.
2 – Сурет.
Венераның кері айналу периоды 243 күн. Венера үшін күн тәулігі
Жер тәулігімен 117 күн. Сондықтан Венера планетасының күн түні бірдей.
Венера планетасының айналуы ерекше, өйткені барлық планеталарды (тек
Ураннан басқа) дүниенің солтүстік полюсінен қарағанда өз өстерімен сағат
тіліне қарсы бағытта айналады, ал Венера сағат тіліне бағыттас яғни
батыстан шығысқа қарай айналады. [43] Планетаның Күнді бір толық айналуына
кеткен уақыт аралығы (жұлдыздық) пениод Т деп аталады. Жердің сидерлік
периоды жұлдыздық жыл ТΘ болады. Планеталардың сидерлік периоды,
синодтық периоды және жұлдыздық жыл арасында жәй математикалық байланыс
бар. Планетаның орбита бойынша тәуліктік бұрыштық қозғалысы 3600 Т – қа
тең, Жердің тәуліктік бұрыштық қозғалысы 3600 ТΘ – ға тең. Планета
мен Жердің тәуліктік бұрыштық қозғалыстарының айырымы планетаның бір
тәуліктегі бұрыштық көрінерлік қозғалысын береді, ал ол 3600 s – ке тең
болады. Сондықтан Венера үшін:
Мұндағы: s – синодтық период, Т – сидерлік период, ТΘ – жұлдыздық
жыл.
Бұл теңднулер синодтық қозғалыстың теңднулері деп аталады.
Бақылаудан планеталардың синодтық периоды s анықталып, Т сидерлік
периодын осы теңдеуден есептейді. [45]
Планеталардың қозғалыс заңдылықтарын ХVII ғасырдың басында әйлілі
неміс математигі Иоган Кеплер ашқан. Қазіргі кезде Кеплердің эмперикалық
заңдары былай оқылады:
І. Барлық планеталар эллипс бойымен қозғалып осы эллипстің
жалпы бір фокусінде Күн орналасады.
ІІ. Планеталардың радиус – векторлары тең уақыт аралықтарында
тең аудандар сызады.
ІІІ. Планеталардың сидерлік периодтарының квадраттары олардың
орбиталарының үлкен жарты өстерінің кубтеріне пропорционал болады.
Эллипстің кез – келген нүктелерінің екі қозғалмайтын үлкен
остерінің бойында жататын f1, f2 (3 – сурет) және фокустер деп аталатын
нүктелерден арақашықтықтарының қосындысы тұрақты және үлкен өстің шамасына
тең болады.
Суреттегі r1 + r2 = 2a = AΠ
Мұндағы: а – үлкен жарты өстің шамасы
e= - эксцентриситет, шеңбердің
эксцентриситеті нольге
жуық. Күн С
нүктесінде орналассын дейік.
Орбитаның Күнге ең жақын нүктесі П Перигелий
деп, ал ең алыс нүктесі А афелий деп
аталады.
3 – Сурет. Планетаның Күннен перигелийдегі қашықтығы: q=a(1-
e).
Афелийдегі қашықтығы Q=a(1+e).
Кез – келген уақыт моментіндегі қашықтықтағы планетаның радиус –
векторы r мен сипатталады.[25]
Кеплердің екінші заңы бойынша планеталардың сызықтық жылдамдығы
тұрақты болмайды. Перигелидегі жылдамдық өзінің максимал шамасына жетеді:
Vп =Vс
Афелийде минимал болады
VА =Vс
Vс – орташа немесе планетаның шеңберлік жылдамдығы, Жердің
шеңберлік жылдамдығы 28,78 кмс
Кеплердің үшінші заңының математикалық формасы:
Т1, Т2 –сидерлік
периодтар,
а1, а2 – орбитаның үлкен жарты
остері.[34]
Егер де планетаның орбитасының үлкен жарты осін Жердің Күннен
қашықтығымен, ал сидерлік периодтарын жұлдыздық жылмен есептеитін болсақ,
онда Кеплердің III – ші заңы мына түрге келеді:
Т =
Планетаның қозғалысын анықтау үшін олардың орбитасының жазықтығының
кеңістікткгі орналасуын, орбитаның өз жазықтығындағы орнын, орбитаның
формасын, мөлшерін және планетаның орналасуының белгілі бір нүктеде болу
уақытын білу қажет. Планетаның орбитасын анықтайтын шамалар орбитаның
элементтері деп аталады.
Орбитаның кеңістікті орналасуын анықтау үшін негізгі жазықтық
ретінде эклиптика Жер орбитасының жазықтығы алынады. Екі жазықтықтың
қилысу сызығын түйін сызығы деп, орбитаның эклиптика жазықтығымен
қилысқан екі нүктені орбитаның нүктелері деп атайды. Эллипстік орбитаны
мына алты элементтер арқылы анықтайды:
1. Ώ – шығу түиіннің бойлығы: 00 ≤ Ω ≤ 3600
2. ω – перигелидің шығу түйінінен бұрыштық қашықтығы,
00 ≤ ω ≤ 3600
3. ί – көлбеулік, 00 ≤ ί ≤ 1800
4. а – үлкен жарты осі
5. е = эксцентриситет
6. t0 – перигелидің өту моменті.
е а ί Ω
ω 1300 760 T 800
0,007 0,723 70 0 13 51 20 14 11 771
8
Венера планетасының бетіне келіп түсетін жарық яғни альбедасы 0,76.
Планетаның аспанының түсі қызғылт – сары болады. Себебі атмосфера Күн
жарығының 76% шағылыстырады, сондада планетаның жарықталынуы жеткілікті,
Жердегі жеңіл бұлтты күндердей болады.[15]
1. 3 Венера планетасының массасы, радиусы, тығыздығы.
Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс заңы аспан денелерінің
массаларын есептеуге мүмкіндік береді. Массаны үш әдіспен анықтауға
болады:
1) Ауырлық күштің үдеуін өлшеу арқылы (гравитациялық әдіс)
2) Кеплнрдің үшінші (дәл заңының негізінде.
3) Аспан денелерінің қозғалысындағы ауытқуларды (теңсіздіктерді) талдау
әдісі арқылы.
Бірінші әдісті Жерге ғана қолдануға болады. Жердің бетіндегі
ауырлық күштің үдеуі (еркін түсу үдеуі) мынаған тең:
g=
m - Жнрдің массасы, R- Жердің радиусы, G – гравитациялық тұрақты
(шамамен Кавендиш, Иолли тәжірибесінде анықталған). [36]
Екінші әдіс бойынша серіктері бар планеталардың массаларын
анықтауға болады. Кеплердің III – ші заңын планетамен Күн үшін және
планетамен оның серіктері үшін жазамыз:
Мұндағы: Т – планетаның Күнді айналуына кеткен уақыт аралығы
(планетаның сидерлік периоды),
М – Күннің массасы,
m – планетаның массасы,
a- планетаның орбитасының үлкен жарты өсі,
tс- серікткрінің айналу периоды,
mс- серіктерінің массасы,
aс – серіктерінің орбитасының үлкен жарты өсі. [50]
Массалардың қосындыларын планетаның массасына бөлетін болсақ,
онда:
қатынас алынады.
Теңдеуді массаларға қатысты шығарсақ, мынадай қатынас аламыз:
Планеталардың серіктерінің массалары планеталардың массаларына
қарағанда (Ай мен Жерді есепке алмасақ) өте аз:
mс m →
Күннің массасы үлкен болғандықтан, . Сондықтан ақырғы өрнекті
мына түрде жазуымызға болады:
Сонда Күннің массасы белгілі болған жағдайда біз басқа
планеталардың массаларын есептеуімізге болады. [30] Күннің массасын Жер мен
Айдың массалары арқылы есептейді.
Үшінші әдіспен серіктері жоқ планеталардың массаларын анықтайды.
Меркурий мен Венераның массалары Жердің қозғалыстарындағы ауытқулар бойынша
анықтайды.
Космостық аппараттардың көмегімен Венераның массаларының дәл мәнін
анықтады. Планетаға бақылау жүргізген 1895 жылы С. Ньюкомом Венера мен
Күннің алыстығын 408 000 км екенін тапты. 1967 жылы Маринер – 5
аппаратының қозғалысы бұл қатынастың нәтижесі 408 522±3. Кейіннен бұл
жұмысты Харвардта және тағы басқа (1974) Маринер – 10 қозғалысы анализ
нәтижесінің орындалуы, мына массалардың қатынасын алады 408 523,9 ± 1,2,,
. 1976 жылы Греноблде Халықаралық астрономиялық Союз осы мәнді арнайы
қабылдады. [20] Бұл мәнді гравитациялық тұрақты Венераның массасын
анықтауға мүмкіндік берді:
γmпл =32458,6±1 км3. с-2
Әдетте еркін түсуінің деңгейі Rпл =6052 км
g = см*с-2
Және жоғарғы шекарасындағы бұлт дәрежесі үшін Rб = 6119
g= см*с-2
Венераның орташа тығыздығы үшүн масса М=4,871*1027Г және
атмосфераның массасы mа= 10-4mпл
ρ =Г*СМ-3
Жерден Венераның диаметрі 63 төменгі қосылуынан, 10 жоғарғы
қосылуына дейін, ал радиусы 6100КМ деп алған. Бұл радиус оптикалық
бақылаудан анықталған, бірақ бұл дұрыс емес. Себебі планета бетін бұлт
қабаты жапқан. Сондықтан 6100 КМ бұлт қабатын қоса есептегендегі радиусы,
ол қатты дененің радиусы емес. [17] Планетаның өзінің радиусын анықтау үшін
радиотолқынды пайдаланды. Сонымен радиотолқын арқылы электромагниттік
сәулелерден спектрдің көрінерлік бөлігі бұлт арқылы кіріп жақсы нәтиже
алды.
Ең маңызды радио астрономиялық және радиолокациялық өлшеулер
Венераның радиусын 6050 КМ-ге тең екенін тапты. Егжей – тегжейлі
радиоастрономиялық зерттелу әдісінің мәні және планеталық радиолокацияның
жіберген нәтижесі төмен болатын. Мұндай мән Венераның радиусының Жер
радиусына жақын, оның бетінің ауданы және көлемін қосқанда 90% және 86 % -
ті Жердікіне ұқсайды.
Жерден қарағанда Венераның дискасы көрінетін бұрыш осы дененің
бұрыштық диаметрі деп аталады. Оның қақ жартысы бұрыштық радиусты береді.
4- Сурет. Т – Жер, М – планета, R0 Жердің экваторлық радиусы, ∆ -
Аспан денесінің қашықтығы, Р0 –горизонттық экваторлық паралакс, ρ –
планетаның бұрыштық радиусы, r – аспан денесінің сызықтық радиусы. [55] Осы
суреттегі ∆ТОМ және ТММ үшбұрыштардан ∆ - қашықтықты анықтаймыз:
∆ = , ∆ =
Осы екі өрнектің соңғы жақтарын теңестірсек:
осыдан
r=
Аспан денесінің ең үлкен және ең қысқа радиустерін анықтап олардың
формасын табуға болады. Венераның формасы шеңберге жақын.
1. 4 Венера планетасының атмосферасы.
Атмосфера деп планетаның газ қабатын айтамыз. Оның астрономияда
алатын орыны ерекше және пайда болуының маңызды мүмкіншілігі және планетада
өздерінің даму мүмкіншілігін бағалау. Венера планетасының атмосферасы
жайында тереңірек түсіндірейік. Егер Венераның орбитасы мен Жер бір
жазықтықта жатса, Венераның әрбір төменгі қосылуы Күн мен Жердің дәл
ортасында болады. Жерден бақылаушы үшін Венера өзінің қозғалысымен Күн
дискасына келеді. Жер шарында екі бақылаушы үшін нүкте белгілі орнында
тұрмай екі жаққа ажырап кетеді. Сол уақыттағы Күн дискасындағы Венераның
көрінісінің нәтижесі әртүрлі болады. [57] Осы уақыттағы өлшеулердің
әртүрлі мәні әйгілі нысана аралығы Күн мен Жердің ұзақтылығын яғыни
қашықтығын оңай есептеуге мүмкіндік берді. Әдетте Венера орбитасы Жер
обитасына көлбеулігі өте сирек, шамамен 100 жылда екі рет болады. Мұндай
сәт ең бірінші рет 1761 жылы 6 маусым айында болды , оны М. В. Ломоносов
байқады. [47]
М. В Ломоносов Петербургтегі бақылауында Венераның тек үлкен емес
бөлігі Күн дискасынан жүріп бара жатқанда планетаның шетінен жіңішке қыл
жарқырағанын байқаған. Аналогиялық бақыланған нәтиже және Күн дискасына
келгенде және үйлескенде планета дискасын Күн сәулесі шетінен көтеріп
тұрғандай болады. М.В Ломоносов енді жаңа оқиғаның ашылуын дұрыс түсіндіре
жазды: Сәуле нұрының тіке емес бұрылып өту себебеі Венераның атмосферасы
бар екенін көрсетеді. Содан М. В Ломоносов Венера планетасының бетін
тұтас жабылған атмосферасы барын ашты. Венера Күн дискасынан өтуі кезінде
планетаның шетінен Күн сәулесінің сынуын немесе орап өткенін байқаған. Бұл
құбылыс Венераның төменгі қосылуына жақын кезде болған. Осы құбылыста
Венераның шеті жұқа орақ формасына ұқсаған. Бұл орақтың созылуы Венера
планетасының жартысын яғни 180 градусын құрайды.
5 – Сурет. Венераның қозғалыс сызбасы.
ЖҚ –жоғарғы қосылуы, ТҚ- төменгі қосылуы, БЭ- батыс элонгациясы, ШЭ-
Шығыс элонгациясы.
Бұл құбылыс Айдың фазасына ұқсас, мүмкін оданда көп 270 градусқа
дейін, тіпті оның соңы толық көрінуі (егер планетаның элонгациясы 20-тан
жоғарыламаса) [52]
М. В Ломоносовтың қорытындысы бойынша Венера планетасының ауа
атмосферасы біздің Жер шарының атмосферасынан үлкен емес. Венераның
фазалары Айдың фазаларына ұқсас екенін айтқан болатынбыз. Жерден
қарағанда Венераның айналасы қаранғы, Ал планетаның төменгі қосылуында
Күнге қараған беті жарық болады. Бұл аналогиялық толық фазасында яғни
6 – суретте көрсетілген.
6 – Сурет.
Төменгі қосылуында Венера Марстың ұлы қарама – қарсы тұруына
қарағанда барынша Жерге жақынырақ. Венера Жерден бақылаушы үшін Күннің
белгілі бір орнында тұруы жоғарғы қосылуы болады. Бұл фазасы Жерден
Венераның жарты шары жарық болады. Қалған жағдайда Венера бірте – бірте
жарықталына береді.
II тарау. Венера планетасының зерттелу тарихы.
1910 жылы Г Галилеий Астрономиялық телескоппен Венераның
фазаларының ауысуын анықтады және оны Айдың фазасына ұқсатты. Шындығында
біздің қазіргі білетініміз Венераның фопмасының сфералықтан өзгешелігі аз:
Оның полярлық радиусы орташа экваторлық радиустан 0,1 КМ есе аз 6050 КМ –
ге тең. Планетаның полярлық сығылуы 1,8 *10-5, онда ол Жерден 186 рет
үлкен – 3,35*10-3. Венераның денесі геометриялық ортасында орналасқан,
планетаның орташа масса қатынасы 1,5 ±03 КМ Күнге бағытталған төменгі
қосылуында.
1761 жылы 6-шы маусымда М. В Ломоносов Күн дискасына планетаның
келуін бақылап Венераның атмосферасын ашты. Венераның атмосферасының
барлығының массасы 5,3*1023Г .
Астрономдар XYII ғасырдан бастап планетаның бетін телескоппен
анықтап көруге тырысты, бірақта оның қалың бұлыт қабаты оны анықтауға
мүмкіндік бермеді. Содан оның көрінетін диапазонындағы толқын ұзындығы бұл
бұлттың жоғарғы шекарасын бақылап біркелкі шартты және бақылаушы әдетте
бұл біркелкілікті қайталанбайтынын байқады.
Астрономиялық техника зерттеулері поляриметриялық және
спектроскопиялық зерттеулерді пайдаланып, ең маңызды инфрақызыл және
ультракүлгін диапазонындағы толқын ұзындығы сенімді ақпарат алуға
мүмкіндік берді. Ол Венераның жоғарғы шекарасындағы бұлттың құрылысн және
бұлттың атмосферасының құрамын шүбәсіз анықтады. [37]
1874 жылы Неміс оқымыстысы Г. Фогель Венераның спектрінде оттегі
мен су буының шағылысу жолағын бақылады. 1921 жылы К. Сент – Джонсон және
С. Никольсон Венера атмосферасының бұлтты қабатының ең үстіндегі оттегінің
1000 есе Жер атмосферасынан кіші екенін көрсетті. Ең жоғарғы
мүмкіндіктегі судың мәні Жер атмосферасындағыдан айтарлықтай аз.
Маунт – Вилсон обсерваториясының қызметкерлері У. Адамс және Т.
Дэнхем 1932 жылы Венера атмосферасының спектрінен көмір қышқылы газының
4 анық шағылысу сызығын көрсетті. Бұл көмір қышқыл газының мәні Венераның
бұлтты атмосферасының үстінде 1330 есе Жер атмосферасының мәнінен жоғары
болатындығын айқындады.
1961 жылы американдық астроном У. Синтон Венераның спектрінен
оттегі тотығының шағылысу сызығын тапты. Кеңестік оқымысты В. И Мороз
Венера атмосферасының оттегі тотығымен көмір қышқыл газының қатынастағы
мәні 10-5 құрайтындығын айтты.
1929 жылы ең бірінші Венераны инфрақызыл сәулемен зерттеген Маунт
– Вилсон обсерваториясында Э. Петтитом және С. Никольсном болатын. Бұл
оқымыстылар қосымша бақылаулар мен жаңа зерттеулерді бұрынғы өлшеулерден
алып, 1955 жылы Венера бұлттарының жоғары шекарасында күн мен түн
жағының температура аралығының айырмашылығы 2 – 3 К –нен аспайтынын тапты.
[29]
2.1 Венера планетасын Жер бетінен зерттелуі.
Планеталардың кең түрде сипатталуы фотометриялық бақылаулардан
көрінеді. Тіпті нашар бақылаулардан да планеталарда атмосфераның болу
болмауын бақылауға болады.
Егер өте әлсіз жарықтың өзінен Айдағы барлық бөлшектер дәл
ортасынан да шетінен де айқын да тез біркелкі болып көрінеді. Керісінше,
Венерада тұманды көріністер жиі болады, тіпті көрінбей де қалады, тек
оның үстінгі қабатының бөлшектері ғана көрінуі мүмкін. Оның дөңгелек
түрінің шетінен ештеңе көрінбейді және дөңгелек ортасында үлкен жарық
болады. Мұның бәрі Венера атмосферасының болатындығын куәландырады: біз
планета дөңгелегі шетіндегі көлденең бұрыштан планета үстін және едәуір
атмосфера қабатын қарастырамыз. Осы айтылғандар жұлдыздардың жабылып
қалуын байқау кезінде анықталады. Ай дөңгелегі қозғалғыш жұлдыздар
арасында жылжиды және олардың кейбіреуін жауып қалады, жұлдыздардың
жарқылы Айдың артында көрінбей қалғанмен өз сәулесін жоғалтпайды.
Керісінше, Венерада жұлдыздар геометриялық жабылып қалғанға дейін өше
бастайды, өйткені бұл кезде оның жарығы планета атмосферасын кесіп өтеді.
[49]
Атмосфераның бар – жоғын санынан гөрі сапалық тұрғыда айту үшін
фотометрлік өлшеу қажет. Оның ең қарапайым түрі – планетаға түсетін немесе
одан көрінетін жарықты бағалауға қатысты жалпы өлшеу болып табылады.
Белгілі болғандай бұл қатынас альбедо деп аталады. Альбедо теориялық
жағынан да , практикалық жағынан да өте оңай анықталады, бірақ бұл
түсінікті Күн бір қырынан жарықтандыратын планетаның сфералық денесіне
қолдану қиын да күрделі болмақ. Осыны түсіндіру үшін сфералық альбедо
түсінігі едәуір ыңғайлы болатын сияқты, енді осы айтылғанды қарастырамыз.
Қарапайымдылық үшін планетаның мүсінін сфералық деп алайық. Күннің
орналасуын Ѕ, планетаны Р, Жерді Е деп суреттегідей аламыз
7 - суреттегі ∆ – планетаның геоорталық арақашықтығы , r оның
гноорталық арақашықтығы және R – Жердің геоорталық арақашықтығы. SPE
жазықтықтығы үлкен шеңбермен планеталық шардың интенсивтілігі экватор деп
аталатын үстінгі қабатымен қилысады. S нүктесінде - субсолярлық
нүктесінде Күн зенитте болады, ал E нүктесінде Жердегі бақылаушы көріп
тұрған дөнгелек ортасынан планетаны көреді. Өйткені Күн планета шарының
жартысына ғана жарық түсіре алады, онда бақылаушы планета дөнгелегінің
жарық түспеген бір бөлігін көреді. Жарық түскен бөлік пен жарық түспеген
бөліктің ортасындағы шекара терминатор деп аталады. Көрініп тұрған
дөнгелектің экваторы бойындағы интенсивті жарық түспеген бөлігінің
созлуы ά – фазалық бұрышқа тең. Бұл бұрыш планетадан қарағанда Күн мен
Жер арасындағы бұрышқа тең. Фазалық бұрыш формула бойынша есептеледі. [27
=
R,D және r – астрономиялық жылсаиынғы бақылаудан анықталады.
Көріп отырғанымыздай, қарама-қайшылығы ά = 0 жоғарғы қосылуында, ал
төменгі қосылуында ά = 1800 тең. ά бұрышы нолден 1800 –ге дейін төменгі
планеталар үшін және Ай үшін ауысады. Жоғарғы планеталарда ά планетаға
қатысты Жер Күннен элонгация болған жағдайда едәуір маңызды жоғары
котеріледі, онда
sin ά = (1)
Күннен планетаға түсетін жарық ағымы Ф0 болсын, ал Ф ағымы
барлық бағыт бойынша планетаға тарайды.
АS = (2) -сфералық альбедо деп аталады.
Жердің Күннен түсетін атмосферадан тыс жарықталынуы R= 1
(LΘ=135000 лк) болсын дейік. Онда Күннің планетаны жарықтандыруы r2 есе
аз. Егер Р- планета радиусы (сантиметрмен көрсетіледі) болса, онда
дөңгелек алаңы пр2 болса, демек планетаға түсетін барлық жарық ағымы
Ф0 = (3)
Жердің атмосферадан тыс жарықталынуы L-ге тең. КПА формуласына
сәйкес планета жарығының күші Iа =L∆2
Планета ортасынан осі бар конус жасайық, ол Күнге жартылай
бұрышпен - ά және содан кейін осындай конус жартылай бұрышты ά +dά
бағытталады. Бұл конустардың арасындағы кеңістік бізге кәдімгі денелік
бұрышты анықтап береді. [16]
dΦ=Iа dω (4)
Бұл Жердегі Iа мәнін қоятын болсақ, L көлемін теңдеудегі формула
көмегімен көзге елестетуге болады:
L = Г πр2 φ(α) (5)
Бұл жердегі Г –пропортционалдық коэффиценті, ол физикалық
себептерге байланысты түсіп жатқан планета ағымының үлесін
тұрақтандырады, ал φ(α) планетаның жарық түсіп тұрған алаңының жарық
Жерге қарай өзгеруне байланысты геометриялық себептерді ескереді. φ(α)
функциясы планетаның физикалық функциясы деп аталады. Енді біз
Iа = Г φ(α) (6)
Деп жаза аламыз. (6)және (3) формулаларын (4) формуласына қойып
Ф = 2πГ (7)
Интегралдаудан соң табамыз, сондықтан сфералық альбедо
А = = πГ*2 (8)
Мұндағы πГ –факторын геометриялық альбедо деп атайды:
Аи = πГ (9)
Аи көлемін α=0 болып φ(0) =1 қабылданғанда қарама – қарсы немесе
жоғарғы қосылуы кезінде планеталардан бақылау арқылы жеңіл анықтауға
болады. Сонда (5) формула бойынша [29]
L = Г πр2 (10)
Демек,
πГ =AГ = (11)
Мұндағы: бөлшегі радианмен көрсетілген планетаның
бұрыштық радиусы, оны sin p арқылы алмастыруға болады. Доға секундына
көрсетілген планета дискасының p радиусы, r (астрономиялық бөліктерде)
сияқты жылнамаларда берілген. Планетаның жұлдыздық көлемі m0 оппозицияда
(жоғарғы қосылуында) өлшеуден алынады. Тап сол көлем Күн үшін m0 (11)
формуласын логарифімдей отырып,
Lg AГ = 0,4(mΘ- m0) + 2 lg r - 2 lg sin p (12)
Табамыз.
Физикалық интегралға келетін болсақ, ά бұрышының физикалық теңдігін
әр тұстан бақылай отырып және оларды 205-ке көбейтіп, сол жақтан
(планетаның mа) қосылған константаны аламыз, ал сол жақтан 2,5 lg LΘ бізге
m0 константаны береді. Солайша ά фазасында планетаның жарқылы
mа = 2,2 lg πΓ ρ + mΘ + 5 lg Δ r - 2,5 lg φ (а) (13)
Бұдан,
g = - 2,5 lgπ Γ ρ2 mΘ
(14)
Көлемін бөліп аламыз, өз тарапынан бұл Δ = r = 1 және ά = 0
болғандағы планетаның жұлдыздық көлемін көрсетеді. g көлемі планетаның
абсалюттік жұлдыздық шамасы деп аталады. [30] Соңғы кездері оны
фотаграфиялық анықтамаларға қатысты көбіне V(1,0) деп немесе В(1,0) деп
жазады. Оппазиция бақылауынан πΓ табылғаннан соң g табылуы ықтимал, (13)
формуласының көмегімен өлшенген та φ (а) табуға болады. Осылайша төменгі
планета мен Айға бірқатар ά мәні үшін φ (а) мәнін анықтауға болады, содан
кейін барып фазалық интеграл q алып тастауға болады. Сыртқы планеталар үшін
мұны істеу қиындау, себебі олар үшін (2) формуласына сәйкес ά Марсты 480
, Юпитерде 110-қа басымдылық ете алмайды, ал Сатурнда және одан кейінгі
планеталарда одан да аз. Рессел төменгі планеталарды бақылай отырып
g = - 2,20 φ (500)
теңдігі едәуір дәл орындалатынын анықтады. Бұл эфимериялық
формуланы Марстың жағдайында пайдалануға болады, алайда едәуір алыс
планеталар үшін φ (а) мәні ά = 500 мәніне дейін экстропалиттеуге тура
келеді, яғни бақылаудағы мәніне тым алыс.
Жер альбедосы Айдың күл түстес сәулесін бақылаудан алынған. Айдың
күл түстес сәулесі болғандықтан Айдың күндізгі және түнгі жарығын Жер
мен Күннің (L\LΘ) жарқылын салыстыруға мүмкіндік береді. Жердің АГ мәні
оның бетіндегі бұлтқа байланысты болғандықтан Жердің беті бұлыттанып
тұрған кездерде 50 %-ға өсуі мүмкін.
2. 2 Планетаны радиолокациялық әдіспен зерттеу
1956 жылы К. Майером, Т. Мак – Коллафом және Р. Слонейкером
толқын ұзындығы 3,15 см болатын 15 метрлік радиотелескоп көмегімен
Венераның радио сәлеленуін ең бірінші рет тіркеген болатын . Радиожарық
Венера планетасының темпенратурасы жөнінде күтпеген мәлімер алды, оның
өлшегені 620±110 К –ге тең болды. 1958 – 1962 жылдары планетаның
радиожарық температурасын қайта зерттеді. Ол Венераның фазасына тәуелді
екенін көрсетті. )Күннен жарықталынуы), энергияның таралуы планетаның
бетінің жылулық сәулеленуі радиоспектрде анықталған. Кеңестік оқымыстылар
А. Д Кузмин және А. Е Соломонович Венера планетасын радиоастрономиялық
зерттеумен астрономияға үлкен үлес қосты. Олар Венераның радиожарық
температурасы ең төменгі дәлдікте толқын ұзындығы милиметрлік және
сантиметрлік диапазонында салыстырмалы анықтайтынын растады. [31]
1962 жылы Кеңестік оқымысты Ю. Н Парийским планетаның төменгі
қосылу уақытында Венераны толқын ұзындығы 3 см болатын радиосәулеленумен
бақылады және радиальды таралу интенсивтілігінің радиосәулеленуі планета
бетіне жақындады . Бұл жағдайда радиосәулелену Венераны практикалық
диска ортасынан планета радиусы 1,07 қашықтықта анықтаған.
1964 жылы кеңестік оқымысты А. Д Кузмин және американдық
радиоастроном Б. Кларк интерфорометрлік толқын ұзындығы 10см өлшегіш
Венераның радиосәулеленуін орнатты, және радиосәулелену көзі планетаның
қатты денесінде болуы мүмкін. 1961 жылы Кеңес одағы топтарының
қызметкерлері АН ССР радиотехника және радиоастрономия институты В. А
Котельникованың басшылығымен , сонымен қатар США қызметкерлері
Масссачусетски технология институты және Колифорниялық технология
институты және Англиядағы обсерватория қызметкерлері Джодрелл Бэнк
Венераны бір уақытта радиолокациялық жолмен өлшейбастады. Бұл бағыт
эксперименттік өлшеудің салдары радио сигналдың планетаға шағылысу
спектрінің жилігі және уақыты өлшенеді. [19]
Доплер ығысуыың жилігі, шағылысқан сәулелердің интенсивтілігі
және оның поляризациясы, сондай –ақ уақыт сигналды таратуын
эксперименттік зерттеулерде тіркеген. Эксперименттің үлкен сериясы
Венераның айналу периодын көрсетті, бұл сипаттама халықаралық
астрономиялық одақтың шын уақытын және 243,0±0,1 жер тәулігін құрайды.
Жақын арада толқын ұзындығы 39 см-лік зонд жұмыс істеді, ол бірнеше шынға
жуық 243,16 жер тәулігін көрсетті. Көпжылдық фотографиялық мәлімет
және радиолокациялық өлшеулер Меркутидің айналу параметірлерін анықтады.
Радиолокациялық әдіс планетамен ең көп байланыста болды. Жерге
жолданған радиоимпульс қайтадан Жерге өте күшті әлсіреп қайтады, бірақ
сигналдың шағылысу формасы қабылданады және оның интенсивтілігі жайында
көп айтуға болады. Әдетте қабылданған импульс өте кіші жилікте (3 – 5 гц)
жұмыс істеді және ұзақтылығы өте қысқа (бірнеше микросекунд). Бұл
импулстің қуаттылығы белгілі болса, шағылысу сигналының қуаттылығындай
болады; ол планета дискасы ауданына пропорциональ болады және кері қайтуы
оның геометриялық қашықтығының 4-ші дәрежесіне пропортциональ πρ2 Δ4.
Текқана мұнда геометриялық , физикалық жағдайлары бар, мұны біріктіріп
радиоальбедо деп атайды. Біріншіден, планета атмосферасы ( ионосферасы)
импульс қуаттылығының бір бөлігін жұтып қойюы мүмкін , екіншіден , егер
планета үсті қолданылатын λ толқын ұзындығына қатысты өте тегіс болса,
онда ол импульсті айнадағыдай яғни қатаң бағытта Жерге дейін жылтыр
дөңгелекше жарығының сәулесіне ұқсас бейне түседі. Айтарлықтайы, біз
планета радиотолқындарды өте нашар бейнеленген жағдайды және тегіс те
айнадағыдай бейнелік жағдайларды ажырата аламыз Бұл белгілі бір уақытта
берілген белгінің формасының өзгеруіне байланысты
8 – сурет.
Планетаның дискасы суреттегідей болсын. Онда РР осі бойынша
айналатын , көру сәулесіне қарай қисайған планета дөңгелегі бейнеленген.
Жұлдыздың айналуын қарастыру кезінде біз екі кесіп өтетін сызықта
планета дөңгелегіндегі сәулелік жылдамдық фактісіне кездескенбіз, олар
шамасы бойынша біркелкі, ал белгісі бойынша қарама – қайшы. [48] Демек бұл
сызықтардан берілетін белгінің доплер жилігінің ығысуы бірдей, бірақ
олар импульс жилігінен әр тарапқа кетеді. Басқаша айтқанда, планета
үсінің барлық нүктелері бір жіңішке сызық көлемінде , ло екі
концентрациялық қоршаудан құралған, Жердегі бақылауыштан алыста болады,
демек, берілген белгі сызықтың барлық нүктелерінен бақылаушыға бір
уақытта түседі және оның перифериялық бөліктерінен сәл кештеу түседі .
Осылайша егер планета кедір – бұдырлы және тез айналатын болса, берілген
белгі уақытты соза түседі және Доплер ығысу жилігі бойынша ұсарады, ал
тегіс жазықта белгі уақыт бойынша да , жилік бойынша да тіпті планета
жылдам айналған жағдайда да созылмайды немесе ұзармайды. Қазіргі уақытта
өте жіңішке белгінің формасын өлшеу дәлдігі өте жоғары болғандықтан ,
тіпті жойылатын Доплер ығысуы байқалуы мүмкін, Мысалы: ло 1 мсек
жылдамдықта болуы мүмкін.
Сонымен Венерадан көрінетін дициметрлік толқындар импульсінің
аз соғылған уақыты планетаның 0,1 диаметрі шамасында дисканың орталық
бөлігіндегі берінетңн белгі туралы ойлауға мүмкіндік береді, мұнда
берілу коэффицентін 12 – 18 % құрайды, онда Меркуримен Айдан ол 5% -ке
жақын болады. Сол уақытта Венерадан берілерін белгі уақытының ұлғаюы
соншалықты маңызды емес, өйткені планетаның сәулклік құрамының айналуы
0,5 мсек –тан аспайды, экваторлық айналу жылдамдығы 2 мсек –тан көбірке
болуы мүмкін, ал планетаның айналу кезеңі Жердегі 200 тәуліктен кем
емес. Біздің көріп отырғанымыздай, Венераның айналу кезеңі 243 тәулікке
тең. [56]
Егер суреттегі планета дөңгелегінің кескінін көру сәулесі
маңынан айналдырса, онда жилік бойынша берілетін белгілердің бөлінуі
өзгермейді. Сондықтан спектрлі сызықтардың ұлғаюынан жұлдыздар
айналымының бағыты шықпайды. Бірақ планета кескіні өзінің орналасуын
кеңістікте өзгертетін болса, онда экваторлық жылдамдық айналуы
пропопционанды өзгедеді, і айналу өсі мен көру сәулесінің
арасындағы бұрыщ. Жер мен планетаның өзара орналасуы барлық уақытта ауысып
тұрады. Сондықтан айналу осі де өзгереді, өйткені Жер мен планетаның
кеңістікте орналасуы барлық уақытта жақсы көрініп тұрады, планетаны
радиолокациялық әдіспен әртүрлі уақытта бақылай отырып, оның Жерге
қатысты айналу өсінің ережесін шығаруға болады, ал координаттардың
тәуелсіз жүйесіне қатысты, мысалы, планетаның солтүстік полюсінің тікелей
шығуы мен ауытқуын көруге болады.
Айтылғандардан бақылап отырған радиобелгінің әрбір сәттегі
планетаның осіне қатысты айналуы туралы ақпарат беретінін көреміз, ол
ось маңында планетаның айналуының, планета мен Жердің Күнді айналуының
экваторлық сомасы болып табылады. [59]
Радиолокация оптикалық бақылау үшін көрінбейтін, бұлтты қабатпен
жабылып қалған планета картасын жасауға мүмкіндік береді. Ол үшін жилік
кешігумен интенсивтілік бойынша берілетін белгінің сол уақыт талдануын
қажет етеді. Егер ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Кіріспе
... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ...4
І тарау. Венера планетасы туралы жалпы мағұлымат ... ... ... ... ... ... .7
1. Венера планетасы жөнінде тарихи
деректер ... ... ... ... ... ... ... ... ...6
2. Венера планетасының көрінерлік қозғалысы, конфигурациялары және
орбитасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... 9
3. Венераның массасы, радиусы,
тығыздығы ... ... ... ... ... ... .. ... ... ...15
4. Венера планетасының
атмосферасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 19
ІІ тарау.Венера планетасының ғарыштық зерттелу тарихы ... ... ... ...22
2.1 Жер бетінен зерттеу
әдісі ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... .23
2.2 Радиолокациялық әдіспен зерттеу
әдісі ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... 28
2.3 Венера планетасын ғарыштық аппараттар көмегімен зерттеуі.
(Венера,Молния,Маринер) ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... 32
ІІІ тарау. Венера планетасын зерттеген ғарыштық аппараттардың құрылысы.
1. Венера автоматтық станциясының құрылысы ... ... ... ... ... ... ... .36
2. Пионер –Венера ғарыштық аппаратының құрылысы ... ... ... ... 43
3. Венера – Экспресс аппаратының құрылғылары ... ... ... ... ... ... 45
ІV тарау. Венера планетасының ғарыштық зерттеулерінің нәтижелері.
4.1 Венера автоматтық станцияларының нәтижелері ... ... ... ... ... ...49
4.2 Пионер – Венера ғарыштық аппаратының Жерге жіберген
нәтижелері ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ... ... ... ... ...57
4.3 Магеллан
программасы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... .60
4.4 Венера – Экспресс автоматтық станциясы нәтижелері ... ... ... .61
Қорытынды ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
... ... ... ... ... ... ...64
Пайдаланған әдебиеттер
саны ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..6 6
Кіріспе
Ғарыштық кезеңнің басталғанына жарты ғасыр. Ғарыштық техниканың
дамуының алғашқы этапы - әскери бағытта болды. Ғарыштық техниканың екінші
этапы – космостық кеңістікті толық маштабта игеру болып табылды.
Кеңес Одағы 1957 жылы бірінші рет Жердің жасанды серігін
жіберді. Ол арқылы ғарыштық нысаналарды бақылауға мүмкіндік алды. Венераны
зерттеу бірінші космостық аппараттардан басталды. Барлаушылар әлемі -
автоматтық ғаламшар аралық станция - Күн жүйесін зерттеу мақсатымен
ұшырылды. 1962 жылы 16 наурызда Жер орбитасына Денепрлік спутник – 2
сынақ түрінде нәтижелі шығалылды. Бұдан кейін де Южное конструкторлық
бюросы мамандары өңдеп, тағы 400 космостық аппаратты жіберді. Мысалы:
Циклон, Зенит, Денепр т. с. с. Космостық аппараттар көмегімен
алынған ақпараттардан адамзат баласы Жер мен жақын космос жайында
айтарлықтай ғылыми дәрежеге қол жеткізді. Үшінші этапы - космостық
техниканың дамуының жаңаша сапасы блды. Бұдан алғаш рет космоспен
байланысу жүиесі басты мақсат болып табылды. Адамзат баласы бұл кезеңде
навигациялық космостық жүйеміз, метеорологиялық спутниктерден алынған
ақпаратсыз өмір сүре алмайды.
Осы мәселелерді талдай отырып Қазақстан Республикасы әлемдік елдер
қатарына, осы заманғы идеялар мен технологиялар рыногының шын мәнәнде
ажырағысыз да серпімді бөлігіне айналуымыз керек. Қазақстан үшін қолайлы
шарттар мен БСҰ ға кіруі – біз қол жеткізуге міндетті мақсат. Бізге
халықаралық техникалық стандарттарды барынша жедел де кеңінен енгізу
қажет. [12]
Біз Қазақстанның өте бай Жер қойнауын игеріп жатқан шетелдік
әріптестерімізді елдің мүддесіне қарай нақты бетбұрыс жасап, біздің
экономикамызды әртараптандыруға шешуші түрде қатысуға , әлбетте,
нарықтық негізде қатысуға көндіруге тиіспіз. Қазақстан өзінің ғылыми
әлеументіне қоса жоғары технологиялардың халықаралық бизнесіне қатысты
және оған бастапқы құрылтайлық денгейде қатысуы жөнінде бастамшылық
танытатын уақыт жетті деп білемін. Біздің осы орайда экономикалық дамудың
барынша серпілісті бағыттағы озық технологиялық идеяларды игеру үшін
күллі дүние жүзіндегі жаңа немесе енді қалыптаса бастаған жоғарғы
компаниялар акцияларының пакеттерін сатып алатын басқа елдердің өнегесіне
ден қойғанымыз абзал және қолда бар мүмкіндікті Байқоңыр ғарыш
айлағындағы шетелдің озық технологияларын бойымызға сіңіре білу және
игеруіміз қажет.
Дипломдық жұмыстың аты Венера планетасының ғарыштық зерттелу
тарихы болып табылады. Ондағы негізгі мақсат Венера планетасын зерттеген
ғарыштық аппараттардың тарихын қарастыру, басқаша айтқанда ғарыштық
зерттеулердің негізгі мақсатын, жобаларын, олардың ұшқан траекторияларын,
оны зерттейтін аппарат неден құрастырылғанын және оның қай дәрежеде жұмыс
істейтіні, нәтижелерінің барысы жайында ашып көрсету немесе зерттеу.
Осы жұмыстың негізгі міндеттері :
- Ғарыштық дәуірге дейінгі Венера планетасы жөнінде жалпы
мәліметтер, олардың жеткіліксіздігіне көз жеткізу . Ғарыштық
дәуірге дейін Венера планетасының атмосферасының ашылуы және
оның параметрлерінің белгісіздігі.
- Венера аппараттарының жобаларын қарастыру. Олардың планета
бетінен ұшып өтуі және бұлт қабатын кесіп өтіп планета бетін
зерттеуі.
- Маринер ғарыштық аппаратының жобасы және әкелген
нәтижелерінің маңыздылығы.[14]
- Венера – Экспресс соңғы ұшырылған аппарат жөнінде және оның
зерттеу программасы және оптикалық құрылғылары.
- Ғарыштық зерттеулерден алынған нәтижелердің сапалылығы және
Жер бетіндегі бақылау нәтижелерімен салыстырғанда айырмашылығы
яғни нақтылылығы.
Дипломдық жұмыстың құрылымы 4 тараудан тұрады. Олар: 1 тарау
Венера планетасы туралы жалпы мағұлымат – деген тақырыпта. Ол 4 бөлімнен
тұрады яғни Венера планетасы туралы тархи деректер, Венера планетасының
көрінерлік қозғалысы , конфигурациялары және орбитасы, Планетаның
массасы, радиусы, тығыздығы жайында, соңғы бөлімі Планетаның атмосферасы
жайында мағұлыматтар кездеседі. 2 тарау Венера планетасының ғарыштық
зерттелу тарыхы деген атауға ие. Ол үш бөлімнен құралған яғни Жер бетінен
зерттеу әдістері , Радиолокациялық әдіспен зерттеу, Ғарыштық аппараттар
көмегімен зерттеу жайында жазынған. Ал 3-ші тарау Венера планетасын
зерттеген ғарыштық аппараттардың құрылысы – деген тақырыпта. Ол үш бөлімнен
тұрады: 1-ші бөлімінде Венера автоматтық станциясының құрылысы. 2-ші
бөлімінде Пионер –Венера ғарыштық аппаратының құрылысы, 4-ші бөлімінде
Венера –Экспресс автоматттық станциясының құрылымы кездеседі. 4-ші
тарауда Венера планетасының ғарыштық зерттеулерінің нәтижелері. Ол 4
бөлікке бөлінген: 1-ші бөлікте Венера автоматтық станцияларының
нәтижелері, 2-ші бөлімінде Пионер – Венера ғарыштық аппаратының
нәтижелері. 3-ші бөлімде Магеллан программасы , 4-ші бөлімде Венера -
Экспресс автоматтық станциясы нәтижелері зерттеу программасы.
Қорытынды Венера планетасын болашақта зерттеуі.
- Бұл жұмыста пайдаланған әдебиеттер саны 62. [35]
I тарау. Венера планетасы туралы жалпы мағлұматтар.
1. 1 Венера планетасы жөніндегі тарихи деректер.
Планеталардың ішінен өзінің жарықтылығымен ерекшеленетін тіпті
күндіз де көрінетін планета бар, ол қазіргі астрономияда Венера деп
аталатын планета болып табылады.
Вавилондықтар бұл планетаны аспанның жарық факелі деп, оны құдайлар анасы
Иштар атымен атаған. Бұл планетаның әдемілігімен байланыстырып, көптеген
халық оны әйел затына теңеген. Қытайда оны Тай- Пи немесе айдай сұлу
деп атаған. Ал Римдіктер махаббат пен сұлулық құдайы мәртебесіне орай оны
венера деп атын қойған. [61]
Дагистанда тұратын түркі тілдес құмықтар Венераны Танг Чолпан
немесе Ярык Юлдыз деп атаған. Құмықтардың халық өлеңдерінде:
Ярык Юлдыз ерге айналмай, Танг аьлмас,
Бир агьаргьан акь сакьаллар дагьы кьаралмас.
Ал Орыс халқы Венера планетасын Чигирь деп атаған. Чигирь -
деген батып шығатын таң ертенгі жұлдыз мағанасын береді. Оның екінші аты
Денница. Мысалы:
Блеснет заутра луч Денница
И заиграет яркий днеь...
Ежелгі римдік ақыны Лукрецийдің О природе вещей атты өлеңі
Венераның сұлулығының бір қырын ашты:
Рода Энеева мать, людей и бессмартных услада,
О, благая Венера!
Под небом скользящих созвездий
Жизнью ты пополняешь и все судносное море,
И плодородные земли; тобою все сущие твари, родившися
Жить начинают и свет солнечный видят.
Ветры, богиния, бегут перед тобою; с твоим приближением
Гучи уходят с небес, Земля – искусница пыщный
Стелет цветочный ковер, улыбаются волны морские,
Инебесводе лазурь сияет разлившимся светом. [42]
Қазақтар Таң жұлдызы немесе Таң шолпан деп атаған. Кейде қазақта
Шолпан туа түнектегі керуен де көшеді. деген. Сондықтан оған Керуен
жұлдызы деген ат та танылған. Қазақтар арасында да Күн мен Айдан кейінгі
ең қадірлі шырақ таң Шолпаны. Ел аузында Ай мен Күн үзенгілес жүретін
болса, Венера Аймен тетелес келеді. Қазақ халқының поэзиясында Венера
жөніндегі өлеңдер көп кездеседі:
Үркер Айдың жарығы, Шолпан қызы ...
Ажарың ақ түлкідей қашқан құмнан,
Шолпандай таң алдында жалғыз туған.
Таң сарғайып атқанда,
Шолпан жұлдыз батқанда...
Таң шолпаны батқанда,
Қызарып Күн шыққанда [1]
Ертеднгі қазақтар Шолпанды ең көп бақылап жарығының ерекше екенін
көрген қойшылар, жылқышылар, күзетшілер болатын. Шолпан бірде шақшиып,
бірде сеніп (аш) туып, бірде тумай жатып қалып, кейде жаздыгүні
таңсәріде, кейде іңірде қыстыгүні туып түрлене жүреді. Кейде Шолпан
ағарып Күннің ажарымен, не бер жағымен өтеді де, Күн жағына шомылып,
бізге едәуір уақыт (кейде 5 – 6 ай) көрінбей қалады. Ел мұны Шолпан жатып
қалды дейді. Шолпан мен жердің арақашықтығы әлгідегідей өзгеріп отыратын
болғандықтан, ол бірде аш (кішкентай болып), ал бірде Айдай жарқырап
туады. Шолпанның Күнді айналуының синодтық периоды дейтіні 584 тәулік.
Осы мерзім ішінде Шолпан екі рет көрінбейді (тумай) қалады. Яғни бір
жатып қалу мен екінші жатып қалуының арасы орта есеппен 9ай 20 күн.
Көрер көзге Венера жүрісінде мынадай төрт мерзім кезек-кезек алмасып
отырады: Таң алдында тууы, жатып қалуы, іңірде тууы, тағы жатып қалуы.
Осы мерзімнің әрқайсысы орта есеппен 4 – 5 айға созылады және жылдың әр
мезгіліне ауысып келіп отырады. Шолпан жолы эклиптикаға жуық . Ал қыс
аяғына қарай іңірде эклиптика аспанда тігірек тұрады. Міне сондықтан кешкі
тұрым батыста Шолпан элонгация кезінде күн санап өрлеп, қыстың қараңғы
аспанында ерекше шақшияды. Ал жаз, күз айларында іңірде Венера төмендеп
жүреді. Осы іңірде туған шақшиып туған Шолпанды қазақтар оны жарық
жұлдыз немесе тұлқатын, не нарық жұлдыз, не зүхра жұлдыз деп атаған. Бұлай
атауының себебі ақпан, қаңтардың сырқыраған қызыл шұнақ аязы. Кеш бата
аяз күшейінкірегендіктен, аяз сорған арық мал өле бастайды. Қасарысқан
аязбен бірге, көзге байлана шатынаған жұлдызды көргенде долы әйелдің
шақырайған көзі еске түседі. [53] Суықпен қасқабатталған жұлдыз елге
ұнамайды. Елдің тұлқатын туып, өрлей берсе, қыс қатая береді дегені бар.
Бірақ күннің суытуына Шолпанның қатысы жоқ, қысқа қарай батыста болған
Шолпан өрлемей (шақшимай) тұра алмайды. Оның жолы солай. Қысқы
қиыншылықты, әсіресе жұтты пайдаланып саудагерлер нарықты одан бетер
көтереді. Сол кезде батыстан шатынап көтерілетін Шолпан аңқау елдің
аузында нарық жұлдызы болып та аталады. Тіпті ежелгі астрономдар таң ата
және күн батқаннан кейін аспан денесіне екітүрлі ат берген – Фосфор және
Люцифер.
Венера туралы әртүрлі халықтардың аузында осындай – осындай
әңгімелер, өлеңдер көп таранған. Венера өзгеден бөлек, жарқыраған асыл
жұлдыз, жарқыраған кішігірім Айдай деген сөздер, мақтаулар шексіз. [60]
1. 2 Венера планетасының көрінерлік қозғалысы,
конфигурациялары және орбитасы.
Венера плалетасының қыдырма жұлдыз деп атауының өзі бәрін түсіндіреді.
Венера жылдың қай мезгілінде болса да не таң ата күншығыста, не күн бата
күнбатыста туа береді. Венера шоқжұлдыздар бойынша көрінерлік қозғалысы
түрліше болады. Венера планетасы Күннен алыстай алмайды да, Күн
орналасқан немесе оған көрші шоқжұлдызда кездесіп, Күннен батысқа қарай
немесе шығысқа қарай ауытқуы мүмкін. Венераның Күннен ауытқу бұрышы 45
-48 градустан аспайды. Венера планетасы Күннен шығысқа қарай ең үлкен
бұрыштық ауытқуы ең үлкен шығыс элонгациясы, ең үлкен батысқа қарай
бұрыштық ауытқуы ең үлкен батыс элонгациясы деп аталады. Ал жалпы
планетаның Күнмен салыстырғанда шығыста немесе батыста орналасқанда –
Шығыс немесе батыс элонгациясымен сипатталады. [58]
Венера планетасы шығыс элонгациясында болғанда Күн батқаннан кейін
аспанның батас жағында көрініп, аз уақыттан кейін батып кеткді. Бұл
уақытта планета кері қозғалысында болады, Сондықтан батыстағы өзінен
батыс жақта орналасқан Күнге жақындап көрінбейтін болады. Бұл кезеңде
планетаның Күнмен төменгі қосылуы болады. Осы екі аспан шырағының
эклиптикалық бойлықтары өзара тең болады. Біраз уақыттан кейін кері
қозғалыстағы планета Күн шығар алдында Шығыста көрінетін болады. Планетаның
жылдамдығы бірте – бірте кеміп, планета өзінің ең үлкен батыс элонгациясына
жетіп, барып тоқтайды. Осыдан кейін ол өзінің бағытын өзгертіп, батыстан
шығысқа қарай қозғалады. Тура қозғалыста планета қайтадан Күнге жақындайды
да, көрінбейтін болады. Бұл кезде планетаның Күнмен жоғарғы қосылуы
болып, қайтадан екі шырақтың эклиптикалық бойлықтары теңеседі. Біраз
уақыттан кейін планета Күннен алыстап батыста Күн батқаннан кейін көрінеді.
Қозғалысының жылдамдығы бірте – бірте кеміп, ең үлкен шығыс элонгациясына
жетіп, қозғалысының бағытын өзгертіп қайтадан Күнге қарай жақындайды.
Венера планетасының осы қозғалыстары белгілі бір периодпен қайталанып
отырады. Планетаның кері қозғалыс доғасының орташа мәні 160 –қа тең.
Венера планетасының Күнмен Жерге салыстырғандағы орналасуы әртүрлі болуы
мүмкін. Бір уақыт кезінде Жер өз орбитасының нүктесінде орналассын. Ал
Венера планетасы өзінің орбитасының кез – келген нүктесінде орналасуы
мүмкін. [46]
1 – Сурет.
1 – Суреттегі Егер планета көрсетілген V1, V2, V3, V4 Нүктелерінде
орналасатын болсын, оның Күнмен төменгі V1 жоғарғы V3 қосылуы және
ең үлкен батыс V2 ең үлкен шығыс V4 элонгациясы болады. Венера
планетасының төменгі қосылуында Жерге ең жақын, ал жоғарғы қосылуында Жерге
ең алыс қашықтықта орналасады. Венера планетасының төменгі қосылуының V1
маңайында жұлдыздар арасында кері бағытта қозғалады, ал жоғарғы
қосылуының V3 маңайында тура бағытпен қозғалады. [44]
Венера планетасын бақылау үшін ең тиімді кезі батыс элонгациясынан
кейін кешке шамамен төменгі қосылуы 2,5 айдың ішінде, ал жоғарғы жалғасуы
1,5 айдың ішінде бақыланады.
Венера планетысы элиптикалық орбита бойымен Күнді айналса,
жазықтығы Жердің орбита жазықтығына 30 24 көлбеу орналасады. Ал
эксцентриситеті 0,0068. Венера планетасының орбитасы шеңберге жақын келеді.
2 – Сурет.
Венераның кері айналу периоды 243 күн. Венера үшін күн тәулігі
Жер тәулігімен 117 күн. Сондықтан Венера планетасының күн түні бірдей.
Венера планетасының айналуы ерекше, өйткені барлық планеталарды (тек
Ураннан басқа) дүниенің солтүстік полюсінен қарағанда өз өстерімен сағат
тіліне қарсы бағытта айналады, ал Венера сағат тіліне бағыттас яғни
батыстан шығысқа қарай айналады. [43] Планетаның Күнді бір толық айналуына
кеткен уақыт аралығы (жұлдыздық) пениод Т деп аталады. Жердің сидерлік
периоды жұлдыздық жыл ТΘ болады. Планеталардың сидерлік периоды,
синодтық периоды және жұлдыздық жыл арасында жәй математикалық байланыс
бар. Планетаның орбита бойынша тәуліктік бұрыштық қозғалысы 3600 Т – қа
тең, Жердің тәуліктік бұрыштық қозғалысы 3600 ТΘ – ға тең. Планета
мен Жердің тәуліктік бұрыштық қозғалыстарының айырымы планетаның бір
тәуліктегі бұрыштық көрінерлік қозғалысын береді, ал ол 3600 s – ке тең
болады. Сондықтан Венера үшін:
Мұндағы: s – синодтық период, Т – сидерлік период, ТΘ – жұлдыздық
жыл.
Бұл теңднулер синодтық қозғалыстың теңднулері деп аталады.
Бақылаудан планеталардың синодтық периоды s анықталып, Т сидерлік
периодын осы теңдеуден есептейді. [45]
Планеталардың қозғалыс заңдылықтарын ХVII ғасырдың басында әйлілі
неміс математигі Иоган Кеплер ашқан. Қазіргі кезде Кеплердің эмперикалық
заңдары былай оқылады:
І. Барлық планеталар эллипс бойымен қозғалып осы эллипстің
жалпы бір фокусінде Күн орналасады.
ІІ. Планеталардың радиус – векторлары тең уақыт аралықтарында
тең аудандар сызады.
ІІІ. Планеталардың сидерлік периодтарының квадраттары олардың
орбиталарының үлкен жарты өстерінің кубтеріне пропорционал болады.
Эллипстің кез – келген нүктелерінің екі қозғалмайтын үлкен
остерінің бойында жататын f1, f2 (3 – сурет) және фокустер деп аталатын
нүктелерден арақашықтықтарының қосындысы тұрақты және үлкен өстің шамасына
тең болады.
Суреттегі r1 + r2 = 2a = AΠ
Мұндағы: а – үлкен жарты өстің шамасы
e= - эксцентриситет, шеңбердің
эксцентриситеті нольге
жуық. Күн С
нүктесінде орналассын дейік.
Орбитаның Күнге ең жақын нүктесі П Перигелий
деп, ал ең алыс нүктесі А афелий деп
аталады.
3 – Сурет. Планетаның Күннен перигелийдегі қашықтығы: q=a(1-
e).
Афелийдегі қашықтығы Q=a(1+e).
Кез – келген уақыт моментіндегі қашықтықтағы планетаның радиус –
векторы r мен сипатталады.[25]
Кеплердің екінші заңы бойынша планеталардың сызықтық жылдамдығы
тұрақты болмайды. Перигелидегі жылдамдық өзінің максимал шамасына жетеді:
Vп =Vс
Афелийде минимал болады
VА =Vс
Vс – орташа немесе планетаның шеңберлік жылдамдығы, Жердің
шеңберлік жылдамдығы 28,78 кмс
Кеплердің үшінші заңының математикалық формасы:
Т1, Т2 –сидерлік
периодтар,
а1, а2 – орбитаның үлкен жарты
остері.[34]
Егер де планетаның орбитасының үлкен жарты осін Жердің Күннен
қашықтығымен, ал сидерлік периодтарын жұлдыздық жылмен есептеитін болсақ,
онда Кеплердің III – ші заңы мына түрге келеді:
Т =
Планетаның қозғалысын анықтау үшін олардың орбитасының жазықтығының
кеңістікткгі орналасуын, орбитаның өз жазықтығындағы орнын, орбитаның
формасын, мөлшерін және планетаның орналасуының белгілі бір нүктеде болу
уақытын білу қажет. Планетаның орбитасын анықтайтын шамалар орбитаның
элементтері деп аталады.
Орбитаның кеңістікті орналасуын анықтау үшін негізгі жазықтық
ретінде эклиптика Жер орбитасының жазықтығы алынады. Екі жазықтықтың
қилысу сызығын түйін сызығы деп, орбитаның эклиптика жазықтығымен
қилысқан екі нүктені орбитаның нүктелері деп атайды. Эллипстік орбитаны
мына алты элементтер арқылы анықтайды:
1. Ώ – шығу түиіннің бойлығы: 00 ≤ Ω ≤ 3600
2. ω – перигелидің шығу түйінінен бұрыштық қашықтығы,
00 ≤ ω ≤ 3600
3. ί – көлбеулік, 00 ≤ ί ≤ 1800
4. а – үлкен жарты осі
5. е = эксцентриситет
6. t0 – перигелидің өту моменті.
е а ί Ω
ω 1300 760 T 800
0,007 0,723 70 0 13 51 20 14 11 771
8
Венера планетасының бетіне келіп түсетін жарық яғни альбедасы 0,76.
Планетаның аспанының түсі қызғылт – сары болады. Себебі атмосфера Күн
жарығының 76% шағылыстырады, сондада планетаның жарықталынуы жеткілікті,
Жердегі жеңіл бұлтты күндердей болады.[15]
1. 3 Венера планетасының массасы, радиусы, тығыздығы.
Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс заңы аспан денелерінің
массаларын есептеуге мүмкіндік береді. Массаны үш әдіспен анықтауға
болады:
1) Ауырлық күштің үдеуін өлшеу арқылы (гравитациялық әдіс)
2) Кеплнрдің үшінші (дәл заңының негізінде.
3) Аспан денелерінің қозғалысындағы ауытқуларды (теңсіздіктерді) талдау
әдісі арқылы.
Бірінші әдісті Жерге ғана қолдануға болады. Жердің бетіндегі
ауырлық күштің үдеуі (еркін түсу үдеуі) мынаған тең:
g=
m - Жнрдің массасы, R- Жердің радиусы, G – гравитациялық тұрақты
(шамамен Кавендиш, Иолли тәжірибесінде анықталған). [36]
Екінші әдіс бойынша серіктері бар планеталардың массаларын
анықтауға болады. Кеплердің III – ші заңын планетамен Күн үшін және
планетамен оның серіктері үшін жазамыз:
Мұндағы: Т – планетаның Күнді айналуына кеткен уақыт аралығы
(планетаның сидерлік периоды),
М – Күннің массасы,
m – планетаның массасы,
a- планетаның орбитасының үлкен жарты өсі,
tс- серікткрінің айналу периоды,
mс- серіктерінің массасы,
aс – серіктерінің орбитасының үлкен жарты өсі. [50]
Массалардың қосындыларын планетаның массасына бөлетін болсақ,
онда:
қатынас алынады.
Теңдеуді массаларға қатысты шығарсақ, мынадай қатынас аламыз:
Планеталардың серіктерінің массалары планеталардың массаларына
қарағанда (Ай мен Жерді есепке алмасақ) өте аз:
mс m →
Күннің массасы үлкен болғандықтан, . Сондықтан ақырғы өрнекті
мына түрде жазуымызға болады:
Сонда Күннің массасы белгілі болған жағдайда біз басқа
планеталардың массаларын есептеуімізге болады. [30] Күннің массасын Жер мен
Айдың массалары арқылы есептейді.
Үшінші әдіспен серіктері жоқ планеталардың массаларын анықтайды.
Меркурий мен Венераның массалары Жердің қозғалыстарындағы ауытқулар бойынша
анықтайды.
Космостық аппараттардың көмегімен Венераның массаларының дәл мәнін
анықтады. Планетаға бақылау жүргізген 1895 жылы С. Ньюкомом Венера мен
Күннің алыстығын 408 000 км екенін тапты. 1967 жылы Маринер – 5
аппаратының қозғалысы бұл қатынастың нәтижесі 408 522±3. Кейіннен бұл
жұмысты Харвардта және тағы басқа (1974) Маринер – 10 қозғалысы анализ
нәтижесінің орындалуы, мына массалардың қатынасын алады 408 523,9 ± 1,2,,
. 1976 жылы Греноблде Халықаралық астрономиялық Союз осы мәнді арнайы
қабылдады. [20] Бұл мәнді гравитациялық тұрақты Венераның массасын
анықтауға мүмкіндік берді:
γmпл =32458,6±1 км3. с-2
Әдетте еркін түсуінің деңгейі Rпл =6052 км
g = см*с-2
Және жоғарғы шекарасындағы бұлт дәрежесі үшін Rб = 6119
g= см*с-2
Венераның орташа тығыздығы үшүн масса М=4,871*1027Г және
атмосфераның массасы mа= 10-4mпл
ρ =Г*СМ-3
Жерден Венераның диаметрі 63 төменгі қосылуынан, 10 жоғарғы
қосылуына дейін, ал радиусы 6100КМ деп алған. Бұл радиус оптикалық
бақылаудан анықталған, бірақ бұл дұрыс емес. Себебі планета бетін бұлт
қабаты жапқан. Сондықтан 6100 КМ бұлт қабатын қоса есептегендегі радиусы,
ол қатты дененің радиусы емес. [17] Планетаның өзінің радиусын анықтау үшін
радиотолқынды пайдаланды. Сонымен радиотолқын арқылы электромагниттік
сәулелерден спектрдің көрінерлік бөлігі бұлт арқылы кіріп жақсы нәтиже
алды.
Ең маңызды радио астрономиялық және радиолокациялық өлшеулер
Венераның радиусын 6050 КМ-ге тең екенін тапты. Егжей – тегжейлі
радиоастрономиялық зерттелу әдісінің мәні және планеталық радиолокацияның
жіберген нәтижесі төмен болатын. Мұндай мән Венераның радиусының Жер
радиусына жақын, оның бетінің ауданы және көлемін қосқанда 90% және 86 % -
ті Жердікіне ұқсайды.
Жерден қарағанда Венераның дискасы көрінетін бұрыш осы дененің
бұрыштық диаметрі деп аталады. Оның қақ жартысы бұрыштық радиусты береді.
4- Сурет. Т – Жер, М – планета, R0 Жердің экваторлық радиусы, ∆ -
Аспан денесінің қашықтығы, Р0 –горизонттық экваторлық паралакс, ρ –
планетаның бұрыштық радиусы, r – аспан денесінің сызықтық радиусы. [55] Осы
суреттегі ∆ТОМ және ТММ үшбұрыштардан ∆ - қашықтықты анықтаймыз:
∆ = , ∆ =
Осы екі өрнектің соңғы жақтарын теңестірсек:
осыдан
r=
Аспан денесінің ең үлкен және ең қысқа радиустерін анықтап олардың
формасын табуға болады. Венераның формасы шеңберге жақын.
1. 4 Венера планетасының атмосферасы.
Атмосфера деп планетаның газ қабатын айтамыз. Оның астрономияда
алатын орыны ерекше және пайда болуының маңызды мүмкіншілігі және планетада
өздерінің даму мүмкіншілігін бағалау. Венера планетасының атмосферасы
жайында тереңірек түсіндірейік. Егер Венераның орбитасы мен Жер бір
жазықтықта жатса, Венераның әрбір төменгі қосылуы Күн мен Жердің дәл
ортасында болады. Жерден бақылаушы үшін Венера өзінің қозғалысымен Күн
дискасына келеді. Жер шарында екі бақылаушы үшін нүкте белгілі орнында
тұрмай екі жаққа ажырап кетеді. Сол уақыттағы Күн дискасындағы Венераның
көрінісінің нәтижесі әртүрлі болады. [57] Осы уақыттағы өлшеулердің
әртүрлі мәні әйгілі нысана аралығы Күн мен Жердің ұзақтылығын яғыни
қашықтығын оңай есептеуге мүмкіндік берді. Әдетте Венера орбитасы Жер
обитасына көлбеулігі өте сирек, шамамен 100 жылда екі рет болады. Мұндай
сәт ең бірінші рет 1761 жылы 6 маусым айында болды , оны М. В. Ломоносов
байқады. [47]
М. В Ломоносов Петербургтегі бақылауында Венераның тек үлкен емес
бөлігі Күн дискасынан жүріп бара жатқанда планетаның шетінен жіңішке қыл
жарқырағанын байқаған. Аналогиялық бақыланған нәтиже және Күн дискасына
келгенде және үйлескенде планета дискасын Күн сәулесі шетінен көтеріп
тұрғандай болады. М.В Ломоносов енді жаңа оқиғаның ашылуын дұрыс түсіндіре
жазды: Сәуле нұрының тіке емес бұрылып өту себебеі Венераның атмосферасы
бар екенін көрсетеді. Содан М. В Ломоносов Венера планетасының бетін
тұтас жабылған атмосферасы барын ашты. Венера Күн дискасынан өтуі кезінде
планетаның шетінен Күн сәулесінің сынуын немесе орап өткенін байқаған. Бұл
құбылыс Венераның төменгі қосылуына жақын кезде болған. Осы құбылыста
Венераның шеті жұқа орақ формасына ұқсаған. Бұл орақтың созылуы Венера
планетасының жартысын яғни 180 градусын құрайды.
5 – Сурет. Венераның қозғалыс сызбасы.
ЖҚ –жоғарғы қосылуы, ТҚ- төменгі қосылуы, БЭ- батыс элонгациясы, ШЭ-
Шығыс элонгациясы.
Бұл құбылыс Айдың фазасына ұқсас, мүмкін оданда көп 270 градусқа
дейін, тіпті оның соңы толық көрінуі (егер планетаның элонгациясы 20-тан
жоғарыламаса) [52]
М. В Ломоносовтың қорытындысы бойынша Венера планетасының ауа
атмосферасы біздің Жер шарының атмосферасынан үлкен емес. Венераның
фазалары Айдың фазаларына ұқсас екенін айтқан болатынбыз. Жерден
қарағанда Венераның айналасы қаранғы, Ал планетаның төменгі қосылуында
Күнге қараған беті жарық болады. Бұл аналогиялық толық фазасында яғни
6 – суретте көрсетілген.
6 – Сурет.
Төменгі қосылуында Венера Марстың ұлы қарама – қарсы тұруына
қарағанда барынша Жерге жақынырақ. Венера Жерден бақылаушы үшін Күннің
белгілі бір орнында тұруы жоғарғы қосылуы болады. Бұл фазасы Жерден
Венераның жарты шары жарық болады. Қалған жағдайда Венера бірте – бірте
жарықталына береді.
II тарау. Венера планетасының зерттелу тарихы.
1910 жылы Г Галилеий Астрономиялық телескоппен Венераның
фазаларының ауысуын анықтады және оны Айдың фазасына ұқсатты. Шындығында
біздің қазіргі білетініміз Венераның фопмасының сфералықтан өзгешелігі аз:
Оның полярлық радиусы орташа экваторлық радиустан 0,1 КМ есе аз 6050 КМ –
ге тең. Планетаның полярлық сығылуы 1,8 *10-5, онда ол Жерден 186 рет
үлкен – 3,35*10-3. Венераның денесі геометриялық ортасында орналасқан,
планетаның орташа масса қатынасы 1,5 ±03 КМ Күнге бағытталған төменгі
қосылуында.
1761 жылы 6-шы маусымда М. В Ломоносов Күн дискасына планетаның
келуін бақылап Венераның атмосферасын ашты. Венераның атмосферасының
барлығының массасы 5,3*1023Г .
Астрономдар XYII ғасырдан бастап планетаның бетін телескоппен
анықтап көруге тырысты, бірақта оның қалың бұлыт қабаты оны анықтауға
мүмкіндік бермеді. Содан оның көрінетін диапазонындағы толқын ұзындығы бұл
бұлттың жоғарғы шекарасын бақылап біркелкі шартты және бақылаушы әдетте
бұл біркелкілікті қайталанбайтынын байқады.
Астрономиялық техника зерттеулері поляриметриялық және
спектроскопиялық зерттеулерді пайдаланып, ең маңызды инфрақызыл және
ультракүлгін диапазонындағы толқын ұзындығы сенімді ақпарат алуға
мүмкіндік берді. Ол Венераның жоғарғы шекарасындағы бұлттың құрылысн және
бұлттың атмосферасының құрамын шүбәсіз анықтады. [37]
1874 жылы Неміс оқымыстысы Г. Фогель Венераның спектрінде оттегі
мен су буының шағылысу жолағын бақылады. 1921 жылы К. Сент – Джонсон және
С. Никольсон Венера атмосферасының бұлтты қабатының ең үстіндегі оттегінің
1000 есе Жер атмосферасынан кіші екенін көрсетті. Ең жоғарғы
мүмкіндіктегі судың мәні Жер атмосферасындағыдан айтарлықтай аз.
Маунт – Вилсон обсерваториясының қызметкерлері У. Адамс және Т.
Дэнхем 1932 жылы Венера атмосферасының спектрінен көмір қышқылы газының
4 анық шағылысу сызығын көрсетті. Бұл көмір қышқыл газының мәні Венераның
бұлтты атмосферасының үстінде 1330 есе Жер атмосферасының мәнінен жоғары
болатындығын айқындады.
1961 жылы американдық астроном У. Синтон Венераның спектрінен
оттегі тотығының шағылысу сызығын тапты. Кеңестік оқымысты В. И Мороз
Венера атмосферасының оттегі тотығымен көмір қышқыл газының қатынастағы
мәні 10-5 құрайтындығын айтты.
1929 жылы ең бірінші Венераны инфрақызыл сәулемен зерттеген Маунт
– Вилсон обсерваториясында Э. Петтитом және С. Никольсном болатын. Бұл
оқымыстылар қосымша бақылаулар мен жаңа зерттеулерді бұрынғы өлшеулерден
алып, 1955 жылы Венера бұлттарының жоғары шекарасында күн мен түн
жағының температура аралығының айырмашылығы 2 – 3 К –нен аспайтынын тапты.
[29]
2.1 Венера планетасын Жер бетінен зерттелуі.
Планеталардың кең түрде сипатталуы фотометриялық бақылаулардан
көрінеді. Тіпті нашар бақылаулардан да планеталарда атмосфераның болу
болмауын бақылауға болады.
Егер өте әлсіз жарықтың өзінен Айдағы барлық бөлшектер дәл
ортасынан да шетінен де айқын да тез біркелкі болып көрінеді. Керісінше,
Венерада тұманды көріністер жиі болады, тіпті көрінбей де қалады, тек
оның үстінгі қабатының бөлшектері ғана көрінуі мүмкін. Оның дөңгелек
түрінің шетінен ештеңе көрінбейді және дөңгелек ортасында үлкен жарық
болады. Мұның бәрі Венера атмосферасының болатындығын куәландырады: біз
планета дөңгелегі шетіндегі көлденең бұрыштан планета үстін және едәуір
атмосфера қабатын қарастырамыз. Осы айтылғандар жұлдыздардың жабылып
қалуын байқау кезінде анықталады. Ай дөңгелегі қозғалғыш жұлдыздар
арасында жылжиды және олардың кейбіреуін жауып қалады, жұлдыздардың
жарқылы Айдың артында көрінбей қалғанмен өз сәулесін жоғалтпайды.
Керісінше, Венерада жұлдыздар геометриялық жабылып қалғанға дейін өше
бастайды, өйткені бұл кезде оның жарығы планета атмосферасын кесіп өтеді.
[49]
Атмосфераның бар – жоғын санынан гөрі сапалық тұрғыда айту үшін
фотометрлік өлшеу қажет. Оның ең қарапайым түрі – планетаға түсетін немесе
одан көрінетін жарықты бағалауға қатысты жалпы өлшеу болып табылады.
Белгілі болғандай бұл қатынас альбедо деп аталады. Альбедо теориялық
жағынан да , практикалық жағынан да өте оңай анықталады, бірақ бұл
түсінікті Күн бір қырынан жарықтандыратын планетаның сфералық денесіне
қолдану қиын да күрделі болмақ. Осыны түсіндіру үшін сфералық альбедо
түсінігі едәуір ыңғайлы болатын сияқты, енді осы айтылғанды қарастырамыз.
Қарапайымдылық үшін планетаның мүсінін сфералық деп алайық. Күннің
орналасуын Ѕ, планетаны Р, Жерді Е деп суреттегідей аламыз
7 - суреттегі ∆ – планетаның геоорталық арақашықтығы , r оның
гноорталық арақашықтығы және R – Жердің геоорталық арақашықтығы. SPE
жазықтықтығы үлкен шеңбермен планеталық шардың интенсивтілігі экватор деп
аталатын үстінгі қабатымен қилысады. S нүктесінде - субсолярлық
нүктесінде Күн зенитте болады, ал E нүктесінде Жердегі бақылаушы көріп
тұрған дөнгелек ортасынан планетаны көреді. Өйткені Күн планета шарының
жартысына ғана жарық түсіре алады, онда бақылаушы планета дөнгелегінің
жарық түспеген бір бөлігін көреді. Жарық түскен бөлік пен жарық түспеген
бөліктің ортасындағы шекара терминатор деп аталады. Көрініп тұрған
дөнгелектің экваторы бойындағы интенсивті жарық түспеген бөлігінің
созлуы ά – фазалық бұрышқа тең. Бұл бұрыш планетадан қарағанда Күн мен
Жер арасындағы бұрышқа тең. Фазалық бұрыш формула бойынша есептеледі. [27
=
R,D және r – астрономиялық жылсаиынғы бақылаудан анықталады.
Көріп отырғанымыздай, қарама-қайшылығы ά = 0 жоғарғы қосылуында, ал
төменгі қосылуында ά = 1800 тең. ά бұрышы нолден 1800 –ге дейін төменгі
планеталар үшін және Ай үшін ауысады. Жоғарғы планеталарда ά планетаға
қатысты Жер Күннен элонгация болған жағдайда едәуір маңызды жоғары
котеріледі, онда
sin ά = (1)
Күннен планетаға түсетін жарық ағымы Ф0 болсын, ал Ф ағымы
барлық бағыт бойынша планетаға тарайды.
АS = (2) -сфералық альбедо деп аталады.
Жердің Күннен түсетін атмосферадан тыс жарықталынуы R= 1
(LΘ=135000 лк) болсын дейік. Онда Күннің планетаны жарықтандыруы r2 есе
аз. Егер Р- планета радиусы (сантиметрмен көрсетіледі) болса, онда
дөңгелек алаңы пр2 болса, демек планетаға түсетін барлық жарық ағымы
Ф0 = (3)
Жердің атмосферадан тыс жарықталынуы L-ге тең. КПА формуласына
сәйкес планета жарығының күші Iа =L∆2
Планета ортасынан осі бар конус жасайық, ол Күнге жартылай
бұрышпен - ά және содан кейін осындай конус жартылай бұрышты ά +dά
бағытталады. Бұл конустардың арасындағы кеңістік бізге кәдімгі денелік
бұрышты анықтап береді. [16]
dΦ=Iа dω (4)
Бұл Жердегі Iа мәнін қоятын болсақ, L көлемін теңдеудегі формула
көмегімен көзге елестетуге болады:
L = Г πр2 φ(α) (5)
Бұл жердегі Г –пропортционалдық коэффиценті, ол физикалық
себептерге байланысты түсіп жатқан планета ағымының үлесін
тұрақтандырады, ал φ(α) планетаның жарық түсіп тұрған алаңының жарық
Жерге қарай өзгеруне байланысты геометриялық себептерді ескереді. φ(α)
функциясы планетаның физикалық функциясы деп аталады. Енді біз
Iа = Г φ(α) (6)
Деп жаза аламыз. (6)және (3) формулаларын (4) формуласына қойып
Ф = 2πГ (7)
Интегралдаудан соң табамыз, сондықтан сфералық альбедо
А = = πГ*2 (8)
Мұндағы πГ –факторын геометриялық альбедо деп атайды:
Аи = πГ (9)
Аи көлемін α=0 болып φ(0) =1 қабылданғанда қарама – қарсы немесе
жоғарғы қосылуы кезінде планеталардан бақылау арқылы жеңіл анықтауға
болады. Сонда (5) формула бойынша [29]
L = Г πр2 (10)
Демек,
πГ =AГ = (11)
Мұндағы: бөлшегі радианмен көрсетілген планетаның
бұрыштық радиусы, оны sin p арқылы алмастыруға болады. Доға секундына
көрсетілген планета дискасының p радиусы, r (астрономиялық бөліктерде)
сияқты жылнамаларда берілген. Планетаның жұлдыздық көлемі m0 оппозицияда
(жоғарғы қосылуында) өлшеуден алынады. Тап сол көлем Күн үшін m0 (11)
формуласын логарифімдей отырып,
Lg AГ = 0,4(mΘ- m0) + 2 lg r - 2 lg sin p (12)
Табамыз.
Физикалық интегралға келетін болсақ, ά бұрышының физикалық теңдігін
әр тұстан бақылай отырып және оларды 205-ке көбейтіп, сол жақтан
(планетаның mа) қосылған константаны аламыз, ал сол жақтан 2,5 lg LΘ бізге
m0 константаны береді. Солайша ά фазасында планетаның жарқылы
mа = 2,2 lg πΓ ρ + mΘ + 5 lg Δ r - 2,5 lg φ (а) (13)
Бұдан,
g = - 2,5 lgπ Γ ρ2 mΘ
(14)
Көлемін бөліп аламыз, өз тарапынан бұл Δ = r = 1 және ά = 0
болғандағы планетаның жұлдыздық көлемін көрсетеді. g көлемі планетаның
абсалюттік жұлдыздық шамасы деп аталады. [30] Соңғы кездері оны
фотаграфиялық анықтамаларға қатысты көбіне V(1,0) деп немесе В(1,0) деп
жазады. Оппазиция бақылауынан πΓ табылғаннан соң g табылуы ықтимал, (13)
формуласының көмегімен өлшенген та φ (а) табуға болады. Осылайша төменгі
планета мен Айға бірқатар ά мәні үшін φ (а) мәнін анықтауға болады, содан
кейін барып фазалық интеграл q алып тастауға болады. Сыртқы планеталар үшін
мұны істеу қиындау, себебі олар үшін (2) формуласына сәйкес ά Марсты 480
, Юпитерде 110-қа басымдылық ете алмайды, ал Сатурнда және одан кейінгі
планеталарда одан да аз. Рессел төменгі планеталарды бақылай отырып
g = - 2,20 φ (500)
теңдігі едәуір дәл орындалатынын анықтады. Бұл эфимериялық
формуланы Марстың жағдайында пайдалануға болады, алайда едәуір алыс
планеталар үшін φ (а) мәні ά = 500 мәніне дейін экстропалиттеуге тура
келеді, яғни бақылаудағы мәніне тым алыс.
Жер альбедосы Айдың күл түстес сәулесін бақылаудан алынған. Айдың
күл түстес сәулесі болғандықтан Айдың күндізгі және түнгі жарығын Жер
мен Күннің (L\LΘ) жарқылын салыстыруға мүмкіндік береді. Жердің АГ мәні
оның бетіндегі бұлтқа байланысты болғандықтан Жердің беті бұлыттанып
тұрған кездерде 50 %-ға өсуі мүмкін.
2. 2 Планетаны радиолокациялық әдіспен зерттеу
1956 жылы К. Майером, Т. Мак – Коллафом және Р. Слонейкером
толқын ұзындығы 3,15 см болатын 15 метрлік радиотелескоп көмегімен
Венераның радио сәлеленуін ең бірінші рет тіркеген болатын . Радиожарық
Венера планетасының темпенратурасы жөнінде күтпеген мәлімер алды, оның
өлшегені 620±110 К –ге тең болды. 1958 – 1962 жылдары планетаның
радиожарық температурасын қайта зерттеді. Ол Венераның фазасына тәуелді
екенін көрсетті. )Күннен жарықталынуы), энергияның таралуы планетаның
бетінің жылулық сәулеленуі радиоспектрде анықталған. Кеңестік оқымыстылар
А. Д Кузмин және А. Е Соломонович Венера планетасын радиоастрономиялық
зерттеумен астрономияға үлкен үлес қосты. Олар Венераның радиожарық
температурасы ең төменгі дәлдікте толқын ұзындығы милиметрлік және
сантиметрлік диапазонында салыстырмалы анықтайтынын растады. [31]
1962 жылы Кеңестік оқымысты Ю. Н Парийским планетаның төменгі
қосылу уақытында Венераны толқын ұзындығы 3 см болатын радиосәулеленумен
бақылады және радиальды таралу интенсивтілігінің радиосәулеленуі планета
бетіне жақындады . Бұл жағдайда радиосәулелену Венераны практикалық
диска ортасынан планета радиусы 1,07 қашықтықта анықтаған.
1964 жылы кеңестік оқымысты А. Д Кузмин және американдық
радиоастроном Б. Кларк интерфорометрлік толқын ұзындығы 10см өлшегіш
Венераның радиосәулеленуін орнатты, және радиосәулелену көзі планетаның
қатты денесінде болуы мүмкін. 1961 жылы Кеңес одағы топтарының
қызметкерлері АН ССР радиотехника және радиоастрономия институты В. А
Котельникованың басшылығымен , сонымен қатар США қызметкерлері
Масссачусетски технология институты және Колифорниялық технология
институты және Англиядағы обсерватория қызметкерлері Джодрелл Бэнк
Венераны бір уақытта радиолокациялық жолмен өлшейбастады. Бұл бағыт
эксперименттік өлшеудің салдары радио сигналдың планетаға шағылысу
спектрінің жилігі және уақыты өлшенеді. [19]
Доплер ығысуыың жилігі, шағылысқан сәулелердің интенсивтілігі
және оның поляризациясы, сондай –ақ уақыт сигналды таратуын
эксперименттік зерттеулерде тіркеген. Эксперименттің үлкен сериясы
Венераның айналу периодын көрсетті, бұл сипаттама халықаралық
астрономиялық одақтың шын уақытын және 243,0±0,1 жер тәулігін құрайды.
Жақын арада толқын ұзындығы 39 см-лік зонд жұмыс істеді, ол бірнеше шынға
жуық 243,16 жер тәулігін көрсетті. Көпжылдық фотографиялық мәлімет
және радиолокациялық өлшеулер Меркутидің айналу параметірлерін анықтады.
Радиолокациялық әдіс планетамен ең көп байланыста болды. Жерге
жолданған радиоимпульс қайтадан Жерге өте күшті әлсіреп қайтады, бірақ
сигналдың шағылысу формасы қабылданады және оның интенсивтілігі жайында
көп айтуға болады. Әдетте қабылданған импульс өте кіші жилікте (3 – 5 гц)
жұмыс істеді және ұзақтылығы өте қысқа (бірнеше микросекунд). Бұл
импулстің қуаттылығы белгілі болса, шағылысу сигналының қуаттылығындай
болады; ол планета дискасы ауданына пропорциональ болады және кері қайтуы
оның геометриялық қашықтығының 4-ші дәрежесіне пропортциональ πρ2 Δ4.
Текқана мұнда геометриялық , физикалық жағдайлары бар, мұны біріктіріп
радиоальбедо деп атайды. Біріншіден, планета атмосферасы ( ионосферасы)
импульс қуаттылығының бір бөлігін жұтып қойюы мүмкін , екіншіден , егер
планета үсті қолданылатын λ толқын ұзындығына қатысты өте тегіс болса,
онда ол импульсті айнадағыдай яғни қатаң бағытта Жерге дейін жылтыр
дөңгелекше жарығының сәулесіне ұқсас бейне түседі. Айтарлықтайы, біз
планета радиотолқындарды өте нашар бейнеленген жағдайды және тегіс те
айнадағыдай бейнелік жағдайларды ажырата аламыз Бұл белгілі бір уақытта
берілген белгінің формасының өзгеруіне байланысты
8 – сурет.
Планетаның дискасы суреттегідей болсын. Онда РР осі бойынша
айналатын , көру сәулесіне қарай қисайған планета дөңгелегі бейнеленген.
Жұлдыздың айналуын қарастыру кезінде біз екі кесіп өтетін сызықта
планета дөңгелегіндегі сәулелік жылдамдық фактісіне кездескенбіз, олар
шамасы бойынша біркелкі, ал белгісі бойынша қарама – қайшы. [48] Демек бұл
сызықтардан берілетін белгінің доплер жилігінің ығысуы бірдей, бірақ
олар импульс жилігінен әр тарапқа кетеді. Басқаша айтқанда, планета
үсінің барлық нүктелері бір жіңішке сызық көлемінде , ло екі
концентрациялық қоршаудан құралған, Жердегі бақылауыштан алыста болады,
демек, берілген белгі сызықтың барлық нүктелерінен бақылаушыға бір
уақытта түседі және оның перифериялық бөліктерінен сәл кештеу түседі .
Осылайша егер планета кедір – бұдырлы және тез айналатын болса, берілген
белгі уақытты соза түседі және Доплер ығысу жилігі бойынша ұсарады, ал
тегіс жазықта белгі уақыт бойынша да , жилік бойынша да тіпті планета
жылдам айналған жағдайда да созылмайды немесе ұзармайды. Қазіргі уақытта
өте жіңішке белгінің формасын өлшеу дәлдігі өте жоғары болғандықтан ,
тіпті жойылатын Доплер ығысуы байқалуы мүмкін, Мысалы: ло 1 мсек
жылдамдықта болуы мүмкін.
Сонымен Венерадан көрінетін дициметрлік толқындар импульсінің
аз соғылған уақыты планетаның 0,1 диаметрі шамасында дисканың орталық
бөлігіндегі берінетңн белгі туралы ойлауға мүмкіндік береді, мұнда
берілу коэффицентін 12 – 18 % құрайды, онда Меркуримен Айдан ол 5% -ке
жақын болады. Сол уақытта Венерадан берілерін белгі уақытының ұлғаюы
соншалықты маңызды емес, өйткені планетаның сәулклік құрамының айналуы
0,5 мсек –тан аспайды, экваторлық айналу жылдамдығы 2 мсек –тан көбірке
болуы мүмкін, ал планетаның айналу кезеңі Жердегі 200 тәуліктен кем
емес. Біздің көріп отырғанымыздай, Венераның айналу кезеңі 243 тәулікке
тең. [56]
Егер суреттегі планета дөңгелегінің кескінін көру сәулесі
маңынан айналдырса, онда жилік бойынша берілетін белгілердің бөлінуі
өзгермейді. Сондықтан спектрлі сызықтардың ұлғаюынан жұлдыздар
айналымының бағыты шықпайды. Бірақ планета кескіні өзінің орналасуын
кеңістікте өзгертетін болса, онда экваторлық жылдамдық айналуы
пропопционанды өзгедеді, і айналу өсі мен көру сәулесінің
арасындағы бұрыщ. Жер мен планетаның өзара орналасуы барлық уақытта ауысып
тұрады. Сондықтан айналу осі де өзгереді, өйткені Жер мен планетаның
кеңістікте орналасуы барлық уақытта жақсы көрініп тұрады, планетаны
радиолокациялық әдіспен әртүрлі уақытта бақылай отырып, оның Жерге
қатысты айналу өсінің ережесін шығаруға болады, ал координаттардың
тәуелсіз жүйесіне қатысты, мысалы, планетаның солтүстік полюсінің тікелей
шығуы мен ауытқуын көруге болады.
Айтылғандардан бақылап отырған радиобелгінің әрбір сәттегі
планетаның осіне қатысты айналуы туралы ақпарат беретінін көреміз, ол
ось маңында планетаның айналуының, планета мен Жердің Күнді айналуының
экваторлық сомасы болып табылады. [59]
Радиолокация оптикалық бақылау үшін көрінбейтін, бұлтты қабатпен
жабылып қалған планета картасын жасауға мүмкіндік береді. Ол үшін жилік
кешігумен интенсивтілік бойынша берілетін белгінің сол уақыт талдануын
қажет етеді. Егер ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz