Мебельный салон предлагает Вам приобрести продукцию фирмы KLER , которая считается эталоном стиля и качества. Кожаные диваны, мягкие пуфики, стильные реклайнеры, удобные кровати — вот лишь малая толика того, что Вы сможете приобрести, если прямо сейчас посетите сайт www.klermoscow.ru.

Пока столкновения в космосе не выводили из строя дорогостоящие, выполняющие важные государственные, социальные, экономические и даже стратегические функции КА, они оставались незамеченными в прямом и переносном смысле. Но после гибели французского КА CERISE и американского «Иридиума-33» проблема опасности столкновений и их предотвращения стала выходить на передний план.

Столкновения, как и взрывы, особенно неприятны своими последствиями — образованием множества осколков и расширением занимаемой ими орбитальной области вследствие разброса векторов начальных скоростей фрагментов. Но этим дело не ограничивается. Дональд Кесслер из Джонсоновского космического Центра НАСА первым обратил внимание на то, что при достижении определенной критической плотности мусора в той или иной орбитальной области в результате все возрастающего числа столкновений может начаться процесс образования вторичных осколков, т. е. так называемый «каскадный эффект», или «синдром Кесслера». По сути, космический мусор приобретает некий агрессивный характер, которому уже мало что можно противопоставить. Это как пожар, который легче предотвратить, чем тушить.

Впервые свою гипотезу Дональд Кесслер опубликовал в 1978 г. [Kessler, Cour-Palais, 1978]. Первые исследования каскадного эффекта были проведены в [Eichler, Rex, 1992; Kessler, 1991; Kessler, Cour-Palais, 1978; Potter, 1993], а одни из последних в [Назаренко, 2010; Kessler et al., 2010].

Вероятность столкновений в любой орбитальной области растет приблизительно пропорционально квадрату количества КО. При этом каждая орбитальная область имеет свою «критическую плотность» КО. Другими словами, там должно присутствовать достаточное количество объектов с большой массой для обеспечения в результате столкновений прироста фрагментов, превышающего убыль КО в результате схода с орбиты (например, под действием атмосферного торможения или принудительного снятия КО с орбит). Когда эта критическая плотность будет достигнута, фрагменты мусора становятся главной причиной все возрастающей частоты новых столкновений, хотя их временной масштаб может быть растянут здесь на десятки и сотни лет.

Рис. 1. Критическая плотность в низкоорбитальной области

В 1990-х гг. уже существовали отдельные орбитальные области, в которых пространственная плотность КМ превышала критический уровень. На рис. 1 показано, как изменяется с высотой критическая плотность КМ в низкоорбитальной области, зависящая от таких факторов, как сопротивление атмосферы, размеров КО, распределения наклонений орбит и др. [Kesler, 1991]. Районы, в которых реальная плотность км превышает критическую, заштрихованы (от 900 до 1000 км и около 1500 км). Популяция КМ там будет увеличиваться количественно, даже если не будет притока новых КО извне, а количество фрагментов от столкновений в соответствии с синдромом Кесслера — расти экспоненциально. Это видно из сравнения распределений каталогизированных КО по высоте по состоянию на 1999 и 2010 гг. (см. рис. 2 и 3). Для среднеразмерного и мелкого КМ эта разница была бы еще более впечатляющей, так как в результате столкновений КО мелких осколков образуется значительно больше, чем крупных, и еще больше, чем при взрыве (см. рис. 4).

Рис. 2. Сравнение распределений каталогизированных КО в диапазоне высот 100…3000 км по высоте апогея орбиты

Рис. 3. Сравнение распределений каталогизированных КО в диапазоне высот 3000…40 000 км по высоте апогея орбиты

Рис. 4. Сравнение выхода фрагментов различных размеров в результате взрыва и сверхзвукового столкновения

Конечно, запуски новых КА (вместе с их РН и сопутствующим КМ) и взрывные разрушения также вносят вклад в рост популяции КМ в этих районах, тем более, что они наиболее привлекательны для функционирования многих типов КА и поэтому пользуются повышенным спросом. Соответственно «оптимизация» условий возникновения каскадного процесса столкновений КО там будет поддерживаться постоянно.

в низкоорбитальных районах ОКП, в которых еще не достигнута критическая плотность КО, она может возрасти за счет фрагментов от столкновений в соседних. Ранее уже говорилось о том, что многие фрагменты, особенно при взрывах, отделяются с очень высокими скоростями, и их орбиты распределяются довольно широко в пространстве. За счет этого, а также постепенного снижения КМ в нижележащие районы из-за сопротивления атмосферы, реальная плотность там будет повышаться. Кроме того, фрагменты от столкновений ВЭКО с НОКО будут пересекать низкоорбитальные районы на очень высоких скоростях, вызывать дополнительную угрозу столкновений и соответственно провоцировать каскадный эффект.

Рис. 5. Приращение скорости, необходимое для вывода ИСЗ на орбиту захоронения (для трех классов орбит)

Высокие орбитальные районы обычно менее засорены, чем низкие и скорости столкновений там ниже, что обусловливает образование меньшего числа фрагментов при столкновении. При этом осколки распространяются там шире, чем на низких орбитах (см. рис. 5), что снижает вероятность новых столкновений. Все это препятствует развитию каскадного эффекта на высоких орбитах.

На ГСО, в окрестности которой скорость столкновений еще меньше и векторы скоростей КО при их сближении в своем большинстве близки к коллинеарным, даже если столкновение случится, осколки распространятся в гораздо большем объеме, чем на низких орбитах, и каскадного эффекта придется ждать, возможно, тысячи и десятки тысяч лет [Kessler, 1993]. Следовательно, в отличие от низкоорбитальных областей на ГСО популяция КМ будет расти в основном за счет взрывов и запусков новых КА, а не столкновений.

Процесс протекания синдрома Кесслера. Крупные обломки космического мусора, соударяясь, порождают большое количество более мелких, которые сталкиваются и образуют еще больше космического мусора более малого размера

Начало цепной ядерной реакции не заметить трудно, хоть и развивается она очень стремительно. С синдромом Кесслера дело обстоит иначе из-за масштаба времени. Оказывается не так просто понять, начался цепной процесс или нет. Ввиду растянутого масштаба времени судить приходится и по косвенным признакам. именно поэтому нет единодушного мнения ученых на этот счет. трудность осмысления этого явления двойная: нельзя точно предсказать начало процесса и нужно уяснить временной масштаб его развития. и то, и другое сильно зависят от многочисленных исходных неопределенностей.

Расшифровку всех приведенных в статье условных сокращений смотреть здесь: «Исследование ближнего космоса: условные сокращения».

А Вы никогда не думали, что у Вас за границей есть богатый дядюшка, который не знает, кому завещать свои миллионы?
Я настоятельно советую Вам попытать счастье и постараться найти своих родственников через сайт база-фамилий.рф, где хранятся данные о всех жителях планеты Земля!

Радар «Хэйстэк»

Самую полную измерительную информацию о среднеразмерном КМ на сегодняшний день дают кампании наблюдений наземными средствами и, прежде всего, с помощью РЛС «Хэйстэк» и ХЭКС.

Рис. 15. Распределение по высоте количества КО, обнаруженных радаром «Хэйстэк» в 547,6-часовом сеансе в парковом режиме при угле места 90°, и каталогизированных КО (данные НАСА)

На рис. 15 показано распределение обнаруженного в одной из кампаний (продолжительностью 547,6 ч) радаром «Хэйстэк» (в вертикальном парковом режиме) КМ размером от 1 см до 10 см по высотам в сравнении с распределением каталогизированных КО с дискретностью 100 км [Orbital…, 1995; Stansbery et al., 1994].

Бросается в глаза подобие этих двух распределений. Но есть между ними и различия. Объем популяции КМ, обнаруженного «Хэйстэком», ниже 1000 км с падением высоты уменьшается быстрее, чем количество каталогизированных КО, а в области 900_1000 км наблюдается явный пик в популяции КМ, обнаруженного «Хэйстэком», и такого пика нет (наоборот, имеется небольшой провал) в популяции крупных (каталогизированных) КО.

Первое различие вполне согласуется с предположением большей подверженности среднеразмерных КО, чем крупных, торможению в атмосфере, а пик в области 900_1000 км еще раз указывает на то, что источник образования частиц размером 1…10 см в этой области высот — скорее всего незарегистрированные разрушения крупных КО. Этим же можно объяснить и небольшой провал в распределении крупных КО.

Поскольку «Хэйстэк» позволяет оценивать также наклонение и эксцентриситет, его измерения свидетельствуют, что среднеразмерный КМ чаще, чем крупные КО обнаруживается на орбитах с меньшими наклонениями и большим эксцентриситетом. Кроме того, большое число КО, обнаруженных на высоте 900_1000 км, движутся по почти круговым орбитам с наклонениями ~65° [Stansbery et al., 1994]. После тщательного анализа результатов наблюдений «Хэйстэка» американские эксперты пришли к выводу, что большое количество КО на высотах 900…1000 км, имеющих наклонение орбит 60_70°, говорит о наличии мощного источника образования среднеразмерного КМ в этой области. Если бы этот источник был взрывом или столкновением крупных КО, то разброс параметров орбит КМ был бы гораздо шире, чем наблюдаемый, хотя в этой популяции могут быть и продукты неизвестных взрывов. Поляриметрические измерения «Хэйстэка» показывают, что частицы КМ из этой популяции имеют относительно гладкие и близкие к сферической поверхности, а не изрезанные, которые были бы типичны для продуктов взрывного разрушения. Анализ орбитальных и физических характеристик популяции показывает, что эти объекты могут быть десятками и сотнями тысяч капель диаметром 0,6_2,0 см натрий-калиевого охладителя, вытекающего из нефункционирующего реактора российского КА системы морской космической разведки и целеуказания RORSAT [Kessler et al., 1995; Stansbery et al., 1995].

Гораздо меньше наблюдений, свидетельствующих о возможных источниках других концентраций КМ, не предсказанных моделями. Таких, например, как концентрация КМ, обнаруженная «Хэйстэком» на наклонениях 25…30°. Это другой район, в котором наблюдалось очень мало разрушений [Kessler, 1993].

Космический аппарат LDEF выглядит как школьный автобус, но по сути является сверхсовременной экспериментальной лабораторией

В ОКП существуют весьма многочисленные популяции мелкого КМ (размером < 1 см и < 1 мм). О их наличии мы узнаем из анализа возвращаемых на Землю КА (LDEF, PALAPA, Solar Max и др.) и, в значительно меньшей степени ввиду их ограниченности, от активных бортовых датчиков (например, установленных на борту шаттла, ОС «Салют», «Мир», КА LDEF, 91 EURECA). Но все эти данные пришли с высот менее 600 км. Можно только предполагать, что на больших высотах из-за малого влияния атмосферы плотность частиц размером менее 1 мм должна возрастать с высотой.

Образование мелких техногенных частиц, так же как и среднеразмерных, связано либо с выводом и функционированием КА (окись алюминия и т. п.), либо с разрушениями крупных КО (взрывы, столкновения, старение поверхности). Продукты выхлопа твердотопливных двигателей имеют приблизительно сферическую форму и диаметр в среднем 10 мкм. Возмущающие силы действуют на мелкие частицы еще интенсивнее. В частности, из-за, как правило, большего отношения A/M у мелкого КМ, последний существенно подвержен воздействию давления солнечной радиации и сопротивления атмосферы. Анализ показывает, что менее 5 % окиси алюминия остаются на орбитах не больше одного года [Muller, Kessler, 1985], тогда как крупные продукты разрушений могут находиться в космосе годами.

Рис. 16. сравнение выхода фрагментов различных размеров в результате взрыва и сверхзвукового столкновения

Продукты разрушений по размерам охватывают все диапазоны (крупный, среднеразмерный, мелкий) и имеют значительное разнообразие форм. Различные виды разрушений характеризуются и разным соотношением образующихся крупных, мелких и среднеразмерных осколков (см., рис. 16, где сравнивается выход фрагментов различных размеров в результате взрыва и сверхскоростного столкновения КО). Предполагается, что мелкие осколки в момент образования характеризуются более широким диапазоном векторов начальных скоростей, чем крупные и среднеразмерные и столь же широким диапазоном начальных и эволюционирующих орбит.

В [Orbital___, 1995] приведен краткий обзор результатов экспериментов с LDEF. Подробный же отчет о результатах обследования поверхности этого КА содержится в выпущенном НАСА трехтомнике [LDEF_, 1993]. Измерения, полученные от активных датчиков с борта LDEF в первый период его полета (1984-1990), впервые указали на высоко динамичную природу популяции мелкого КМ. Это было подтверждено также экспериментом с КА HITEN [Munzenmayer et al., 1993]. Эксперимент с космической пылью [Mulholland et al., 1991] был единственным экспериментом в программе LDEF, в котором измерялось время удара. Оказалось, что большинство ударов было связано со скоплениями КМ. Это, конечно, не могла бы показать миссия с пассивными датчиками.

Эксперимент поучительный, так как продемонстрировал, что именно регистрация времени ударов открывает возможность отследить динамику популяции среднеразмерного и мелкого КМ. Если бы на пути этих потоков оказались бы СН, работающие в парковом режиме, они отметили бы увеличение интенсивности потока КМ на 3…5 порядков в течение нескольких минут. В процессе полета LDEF эти скопления обнаруживались снова и снова приблизительно в одной и той же точке орбиты LDEF, которая медленно перемещалась с характерной скоростью прецессии орбиты, что позволило вычислить параметры орбит скоплений КМ. Существование таких скоплений указывает на то, что в предыдущем, пассивном эксперименте с LDEF измеренный им, сильно усредненный за 6 лет полета интегральный поток КМ на самом деле мог быть очень зависимым от времени, особенно для мелкого КМ, из которого эти скопления преимущественно состояли.

Результаты экспериментов с LDEF заставили задуматься над возможными источниками образования обнаруженных роев КМ. Выдвигалось предположение, что они состоят из окиси алюминия — продукта работы твердотопливного реактивного двигателя. Однако такие частицы быстро сходят с орбиты, т. е. не могут существовать несколько месяцев. Дональд Кесслер предположил, что отработавшая ступень РН могла медленно испускать остатки пылевидных частиц и тем самым сформировать долго живущие скопления [Kessler, 1993]. Другим возможным источником могли быть кусочки краски, эродировавшие под действием атомарного кислорода с поверхности КО на высокоэллиптической орбите. Уже в другой своей работе Д. Кесслер показал, что для образования такого скопления КМ, какой наблюдался LDEF, требуется расход менее 1 г краски в год с поверхности КА или РН [Kessler, 1990]. Высказывалось также предположение, что наблюдавшиеся рои — продукты неизвестных разрушений. В работе [Potter, 1993] было показано, что малые частицы, образовавшиеся в результате сверхскоростных столкновений среднеразмерных и крупных КО, могут создавать скопления КМ с распределением размеров, аналогичных тому, который был у обнаруженных LDEF.

Все это очень интересно, но объективный вывод неутешительный: объем измерений малоразмерных частиц (<< 1 см), который к тому же удалось получить только на низких высотах, настолько незначителен, что нет оснований делать какие-либо выводы относительно распределения мелкого мусора по высотам. Кроме того, на самых низких орбитах, вследствие кратковременного орбитального существования КО в этой области, среда очень динамична и претерпевает существенные изменения в самый короткий период времени. Таким образом, для объективного описания малоразмерной популяции КМ в настоящее время недостаточен не только объем необходимых измерений, но и частота их обновления.

Наши знания о популяциях мелкого и среднеразмерного КМ составлены, главным образом, путем экстраполяции с использованием незначительного объема измерений и далеко не совершенных моделей. Улучшить модели помогло бы выяснение источников образования мелкого и среднеразмерного КМ.

Расшифровку всех приведенных в статье условных сокращений смотреть здесь: «Исследование ближнего космоса: условные сокращения».

В своем желании оживить экран вашего ноутбука, Вы раз за разом вбивали в поисковую строку Яндекса: “скачать картинки природа”, но каждый раз попадали на сайты сомнительного содержания! Не стоит расстраиваться и падать духом! Я советую Вам прямо сейчас посетить сайт www.nastol.com.ua, где Вы найдете огромное количество потрясающих обоев для рабочего стола вашего компьютера!

Инженерная модель НАСА ORDEM2000 позволила выявить и каталогизировать более 200 000 единиц космического мусора. Результаты работы этой модели Вы можете видеть на рисунке сверху, где белыми точками изображен космический мусор

Основная рабочая инженерная модель НАСА ORDEM2000 в 2010 г. претерпела существенную модернизацию и была заменена последней версией ORDEM2010, которая, впервые включила моделирование популяции геосинхронного КМ размером 10 см и крупнее. Однако с ее помощью моделируется и очень мелкий КМ — например, в диапазоне 10 мкм — 1 мм, а также в сантиметровом диапазоне [2011; Krisko, 2011a; Xu et al., 2010].

опорными для моделирования популяции геосинхронных ко принимаются измерения телескопов, а для моделирования низкоорбитального КМ — радиолокационные измерения (СККП США, «Хэйстэк», ХЭКС).

Ключевым нововведением в версии модели ORDEM2010 считается структура входных файлов ежегодных популяций КМ с 1995 по 2035 г. размером 10 мкм — 1 м от низких орбит до геосинхронных. Основными измерительными данными, учитываемыми при моделировании популяции КМ микронного размера, служат зарегистрированные in-situ кратеры и эрозии от сверхскоростных ударов, выявленные в послеполетном анализе возвращенных на Землю экспонированных в космосе поверхностей [Krisko, 2009, 2010, 2011a; Xu et al., 2011]. Сравнение последних версий этих моделей — ORDEM2010 и MASTER2009 — достаточно подробно проведено в [Flegel et al., 2010].

В них за основу берется текущее состояние засоренности ОКП, затем добавляются и исключаются некоторые потоки КМ с учетом взрывов, столкновений, сгорания КМ в атмосфере, мусора, сопутствующего запускам и функционированию и т. п., прогнозируются орбиты этих КО. В результате получаем статистическую картину засоренности в будущем с множеством координатных и некоординатных характеристик, включая даже плотность материала КМ (как, например, в ORDEM2010).

В современных моделях прогноза засоренности важным компонентом представляется так называемая модель трафика, предсказывающая частоту и характер будущих космических миссий и их влияние на характеристики популяций КМ. Трафик учитывает все типы выводимых на орбиты КО, размер, массу, параметры их орбит, ожидаемые орбитальные маневры и коррекции, переводы на орбиты захоронения, возможные причины взрывов (остатки топлива на борту, баллоны со сжатым газом, наличие аккумуляторных батарей и других энергетических ресурсов).

Хорошая модель трафика должна позволять для разных сценариев развития космических программ оценить эффективность предлагаемых мер по предотвращению дальнейшего техногенного засорения космоса. Здесь нельзя обойтись без учета национальных, международных, частных, межкорпоративных и прочих программ космической деятельности, которые ожидают нас в будущем. Предвидеть их особенно на далекое будущее — дело очень ненадежное: слишком много факторов, отличающихся существенной неопределенностью, могут повлиять на формирование и, главное, реализацию этих программ.

Модель разрушения КО (в результате взрыва, столкновения, «старения» последнего), используя по возможности более объективное физико-математическое описание процесса (своего для каждой причины разрушения), должна представить соответствующую картину разлета осколков с указанием всех параметров для каждого фрагмента или статистически в виде распределений координатных и массогабаритных параметров. Входной информацией для модели должны служить вид и энергетические характеристики причины разрушения. Ею, в частности, может быть комбинация столкновения с последующим взрывом, как, например, при испытании кинетического оружия или столкновении РН, с остатками топлива на борту, с крупным обломком. Одна из известных моделей разрушения, используемых НАСА, применялась при апостериорном моделировании и исследовании взрыва ступени американской РН «Титан IIIC Транстэйдж» в 1992 г. [Hanada, Matney, 2002]. Она была радикально обновлена в 1998 г. и в последующие годы продолжала совершенствоваться [Krisko, 2011b]. Ее характеристики приведены в [Johnson et al., 2001].

Вместе с тем существующие модели разрушений весьма далеки от совершенных. Во-первых, не существует типичного разлета фрагментов ни по количеству, ни по направлению (которое можно было бы положить в основу модели), что связано с большим разнообразием причин и конкретных реализаций взрывов, условий и особенностей столкновений. Невозможно предсказать, столкнутся ли крупные КО лоб в лоб или только коснутся друг друга, тогда как результаты в первом и втором случаях будут абсолютно различными. Характер фрагментации, количество и картина разлета осколков существенно зависят от размеров и массы сталкивающихся КО, взаимного положения векторов их скоростей в пространстве, материалов конструкции, конкретных точек соударения и т. д. Во-вторых, исследователям доступно очень мало данных о конкретных взрывах и столкновениях именно в космосе, а не в лабораторных условиях. Эти данные можно использовать для изучения и большей конкретизации характера процессов взрыва и столкновения, а также калибровки соответствующих моделей.

Можно было бы построить теоретическую классификацию столкновений и взрывов и опираться на полученные распределения, но этот путь упирается в малое количество реальных данных для калибровки. Взрывы и столкновения в космосе удается регистрировать не так уж часто (гораздо чаще их просто не замечают СН), а если уж с этим повезет, то нужно отследить и детально, пофрагментно измерить с самого начального момента разрушения все параметры, чтобы получить удовлетворительный комплект данных. Сделать это в естественных условиях совсем не просто.

Проводились наземные опытные взрывы специально для определения распределения масс и скоростей фрагментов [Fucke, 1993]. Однако в лабораторных условиях невозможно воспроизвести точно «космическую» ситуацию. В США в 1992 г. довольно полные данные о характере разрушения были получены Агентством ядерной безопасности в лабораторном эксперименте, в котором снарядом массой 150 г на скорости 6 км/с обстреливалась натурная модель целого ИСЗ и его частей [Hogg et al., 1993]. Но скорости КО в космосе, тем более относительные, могут колебаться в очень широком диапазоне — от нуля до 15 км/с и выше, не говоря уже о ракурсах столкновения.

Проводились и преднамеренные столкновения в космосе, например, Р-78 и D-180 в 1986 г. на высоте 192 км [Orbital…, 1995; Portree, Loftus, 1999], но при этом не было получено сколько-нибудь значимой информации о мелких, неотслеживаемых фрагментах.

Расшифровку всех приведенных в статье условных сокращений смотреть здесь: «Исследование ближнего космоса: условные сокращения».

В жизни каждого мужчины наступает такой момент, когда он начинает задаваться вопросом: “Где купить виагру ?”. Отвечу: “На сайте www.indiapharm.ru”, где этот медицинский препарат можно приобрести с доставкой на дом, не отходя от своего компьютера!

Советская космическая станция «Салют-7». Ее основной миссией стало проведение различных (технических, физических, химических и т.п.) опытов в условиях невесомости

Активные технологии измерений in-situ используют специальные бортовые датчики ударов частиц КМ (конденсаторные, полупроводниковые, химические). Такие датчики регулярно применялись в течение многих лет. Они устанавливались на борту КС «Салют», «Мир» [Kuzin, 1993], на ИСЗ серий «Эксплорер-16, -23, -46», «Пегас» [Mulholland, 1993]. Например, на ОС «Мир» во время миссии шаттла STS-76 были размещены детекторы и коллекторы КМ. После 18-месячной экспозиции в космосе они были возвращены для анализа на Землю миссией STS-86 [Horz, 1999].

Простейшие и дешевые детекторы ударов (конденсаторные, акустические, пьезоэлектрические, датчики давления) просто регистрируют факт удара [PINDROP…, 2004]. Более сложные и высокотехнологичные детекторы (плазменные, химические, композитные, спектроаналитические, фотометрические) позволяют восстановить широкий диапазон характеристик ударившейся о поверхность КА частицы КМ. С помощью новейших активных детекторов можно измерять характеристики процесса удара во времени и динамике.

Рис. 2. Форма и размеры космического аппарата LDEF были таковы, что научное сообщества за глаза называло его школьным автобусом. LDEF стал экспериментальным стендом, на котором в течении 5,7 лет изучалось как воздействует открытая космическая среда на различные материалы

КА LDEF (Long Duration Exposure Facilit) (рис. 2) был оснащен простейшими активными детекторами — полупроводниковыми конденсаторами, которые разряжаются во время удара. Цель эксперимента — изучение концентрации скоплений КМ на низких высотах [Mulholland et al., 1991; Potter, 1993]. Вообще, для увеличения объема и разнообразия собираемых данных о КМ, целесообразно одновременно устанавливать различные типы детекторов.

КА «Кассини»

Удобство активных детекторов состоит в том, что нет необходимости возвращения их на Землю для анализа, большая часть которого выполняется на борту. Полученные данные (количество ударов в единицу времени и на единицу площади, время каждого удара, скорость, размеры и материал частиц) транслируются на Землю. Диапазон высот, на которых можно проводить измерения, по сути, ограничен только дальностью действия радиопередатчика. Сложные детекторы для определения относительной скорости при ударе, химического состава материала частиц КМ были установлены, например, на борту КА «Хитеи» (Япония) и «Бремсат» (Германия), а также на «Кассини». Их стоимость колебалась от 100 000 до 1 млн дол. [Hudepohl et al., 1992].

Для обнаружения скоплений кМ можно обойтись и более дешевыми детекторами, например, подобными установленным на LDEF. Такими детекторами, действующими по принципу емкостного разряда, была оснащена промежуточная ступень РН КА «Клементина-1». По периферии переходника ступени размещались детекторы с суммарной площадью активной поверхности 0,14 м². Переходник был сброшен на высокоэллиптической орбите вокруг Земли. Счетчик метеороидов и частиц КМ имел массу всего 500 г [Kinard, 1993]. Эксперимент продолжался до тех пор, пока переходник не вошел в плотные слои атмосферы в мае 1994 г. Его стоимость составила 200 000 дол.

Кроме дороговизны, у активных детекторов есть и другие недостатки. Площадь экспонированной в космосе чувствительной поверхности датчика может составлять всего несколько сантиметров при значительной массе самого датчика (десятки килограмм). Нужна вспомогательная аппаратура для обслуживания датчика, которая опять-таки имеет массу и занимает немалый объем. Могут возникнуть проблемы с интерпретацией полученных данных, а также потребоваться многочисленные калибровочные тесты. Конечно же, ведутся интенсивные работы по преодолению этих недостатков [Mulholland, 1993]. Разрабатываются комбинированные системы детекторов с упрощенной методикой калибровки [Kassel, Wartman, 1994].

Очень большой недостаток активных датчиков — ограниченная площадь рабочей поверхности детектора. По этой причине размер наибольшей обнаруженной детекторами LDEF частицы равнялся 1 мм [See et al., 1990]. Дело в том, что плотность потока среднеразмерных частиц много меньше, чем мелких.

Сверху — спутник PALAPA-B2, снизу – шаттл «Челленджер»

Миссия STS-41C в 1984 г. возвратила на Землю около 3 м² внешнего покрытия КА Solar Max после его более четырехлетнего пребывания в космосе. Эта же миссия вывела в космос спутник LDEF с поверхностью 130 м². В ноябре 1984 г. миссия STS-51A возвратила на Землю ИСЗ PALAPA-B2 после девятимесячного его пребывания в космосе. Данные о 1600 ударах КМ в возвращенную часть поверхности Solar Max подтвердили значительное присутствие мелкого КМ в низкоорбитальной области. Обследование 1 м² поверхности ИСЗ PALAPA-B2 выявило более 50 отверстий в термопокрытии и 8 кратеров глубиной до 0,7 мм в солнечных панелях. Изучение возвращенных из космоса поверхностей продолжается до сих пор. Оно уже позволило многое понять в происхождении мелкого КМ и степени его опасности [Bernhard, Christiansen, 1997].

Значительное увеличение площади рабочей поверхности детектора и времени его пребывания в космосе позволило бы не только существенно увеличить объем измерений самой мелкой фракции КМ, но и расширить возможность более полного изучения среднеразмерной фракции. Реальные возможности продвижения в этом направлении показаны в [Kuzin, 1993; Strong, Tuzzolino, 1989]. В этом отношении перспективны и не дороги тонкопленочные активные детекторы, генерирующие сигнал, будучи пробиты элементом КМ. К сожалению, проблематично обеспечение достаточной продолжительности их полета на низких орбитах (учитывая высокое отношение площади поперечного сечения к массе). Кроме того, они сами становятся источником возможного столкновения с другими КО [Orbital___, 1995].

Запуск КА ARGOS состоялся 23 февраля 1999 г.

В заключение статьи упомянем об интересном эксперименте, в котором Чикагский университет в феврале 1999 г. вывел в космос КА ARGOS (Advanced Research and Global Observation Satellite), оснащенный инструментом для регистрации космической пыли — SPADUS, на почти полярную орбиту высотой 830 км. В этом эксперименте впервые в истории освоения космоса бортовые датчики предоставили прямые свидетельства принадлежности субмиллиметрового КМ взрывам конкретных КО. Главная задача программы состояла в обнаружении малых частиц размером менее 100 мкм. В течение первого года полета SPADUS зарегистрировал 195 ударов таких частиц — в среднем по одному удару каждые два дня. В конце марта 2000 г. темп обнаружения ударов резко возрос, более чем на порядок, свидетельствуя о вхождении детектора в облако или поток мелкого КМ. 40 % из обнаруженных в конце марта ударов КМ было ассоциировано с разрушением третьей ступени китайской РН «Долгий марш 4В» [Opiela, Johnson, 2000; Tuzzolino, 2000].

Расшифровку всех приведенных в статье условных сокращений смотреть здесь: «Исследование ближнего космоса: условные сокращения».

Если Вы попали в аварию на автомобиле, то не стоит отчаиваться, все поправимо, тем более, что решением вашей проблемы займется лучший адвокат по дтп, который либо докажет вашу невиновность, либо сведет к минимуму вашу ответственность за совершенное дорожно-транспортное правонарушение. За более подробной информацией обращайтесь по адресу адвокатподтп.рф.

В настоящее время, на орбитах вокруг Земли реально функционирует около 850 КА, из которых 36 % на низких орбитах, 6 % на средних, 48 % на геостационарной и 10 % на высокоэллиптических и сверхвысоких орбитах [Space., 2008]. Они используются для решения задач связи, навигации, метеорологии, геодезии, геофизики, астрономии, астрофизики, зондирования поверхности Земли, космического материаловедения, калибровки наземной и космической аппаратуры, проведения биологических экспериментов, обслуживания различных наземных и космических проектов (научных, социальных, экономических и др.), обеспечения национальной и коллективной безопасности.

Вместе с расширением освоения ОКП усиливается и его техногенное засорение и противодействие второго первому. На это не сразу обратили внимание, а когда обратили, было уже несколько поздно. к сожалению, очень долго господствовало мнение, что космос необъятен, безграничен и выдержит все. и за такое представление о нем как о бездонной бочке, в которую можно безнаказанно сваливать мусор в любом количестве, человечество поплатилось близким к катастрофическому состоянием техногенной засоренности ОКП.

Это происходило, несмотря на то, что многие группы специалистов во всем мире были всерьез озабочены этой проблемой. Ею занимались в космических агентствах разных государств, практически во всех Академиях наук, во многих научных и конструкторских учреждениях, а также в военных организациях. Но эти группы и сообщества были структурно разрознены, хотя их участники и общались между собой.

наконец, сама собой созрела идея объединения всех специалистов, занимающихся этой проблемой. В 1993 г. официально оформился международный орган, единственной задачей которого было всестороннее изучение проблемы техногенного засорения ОКП и выработка мер противодействия этому процессу — межагентский координационный комитет по проблеме техногенного засорения космического пространства — Inter-Agency Space Debris Coordination Committee (IADC).

IADC — наиболее авторитетная международная организация, деятельность которой полностью посвящена проблеме техногенного засорения космического пространства и выработке рекомендаций по его замедлению и противодействию негативным последствиям. Это важнейший международный орган, охватывающий своей деятельностью полный круг проблем, связанных с км, включая координатные и некоординатные измерения КО, описание околоземной космической среды, моделирование, защиту КА, меры противодействия дальнейшему засорению окП и снижению его негативного влияния на космическую деятельность.

Ариан V-16

Идея создания такого органа возникла после взрыва PH EKA Arian V-16 в 1986 г. официально его структура была оформлена только в 1993 г. в Центре управления комическими полетами ЕКА (ESOC) в Дармштадте, 11 Германия. Членами-основателями стали НАСА, РКА (ныне Роскосмос), ЕКА и единая делегация от трех японских космических агентств, позднее объединившихся в одно (JAXA). В таком составе IADC просуществовал 3 года. С 1996 по 2000 гг. в него были приняты космические агентства китая, Франции, Германии, Индии, Италии, Украины и Великобритании. К началу 2011 г. в качестве 12-го члена принято космическое агентство Канады.

Структурно IADC состоит из руководящей группы (Steering group) и четырех рабочих групп: WG-1 (измерения), WG-2 (среда и база данных), WG-3 (защита КА) и WG-4 (меры по смягчению влияния и снижению засоренности ОКП).

C 2001 г. по просьбе научно-технического подкомитета комитета оон по мирному использованию космического пространства (UN COPUOS) IADC регулярно представляет ему обобщенные технические отчеты о состоянии космической среды и соответствующих проблемах, т. е. официально считается консультативным органом оон. на основе этих отчетов оон выпускает свои рекомендации по использованию ОКП.

Комитет периодически организовывал и координировал проведение международных кампаний по наблюдению КМ: в области ГСО — в 1999, 2002, 2003 гг., на низких орбитах — в 1996, 1999, 2000, 2003, 2004, 2006, 2007, 2008 гг. и т. д.

Ежегодные сессии IADC стали трибуной для интенсивного и взаимно полезного обмена информацией и мнениями между компетентными экспертами в данной области. Издается много технических документов, открытых широкой общественности. НАСА выпускает ежеквартальный сборник материалов, освещающий широкий спектр текущих событий, злободневных проблем, последних научных и технических достижений в области космической деятельности государств и техногенного засорения космоса (Orbital Debris Quarterly News), в котором печатаются участники сессий. Существовал также научный журнал Space Debris с международной редколлегией, который, к сожалению, недавно закрылся.

США, располагая гигантскими финансовыми ресурсами, инвестирует большие средства в исследование техногенной засоренности ОКП, разработку и внедрение мер по нейтрализации этого процесса, в многостороннее освещение проблемы. Под эгидой американского национального исследовательского Совета (National Research Council) — главного научного органа США, в который входят все три академии (наук, инженерная и медицинская), в рамках одного из его подразделений — Совета по аэронавтике и космической технике, в 1993 г. был создан международный комитет по проблеме техногенного засорения космоса. Один из авторов настоящего издания — член этого органа. Результатом работы комитета стала первая полная монография по проблеме КМ, вышедшая в 1995 г. [Orbital., 1995].

НАСА сформировала собственную программу по КМ, включившую требования по ограничению засорения ОКП, соответствующие рекомендации и стандарты [New NASA…, 2007]. В 2008 г., как составляющая часть этой 5 программы, вышло Справочное пособие по ограничению техногенного засорения ОКП [Publication of the Handbook…, 2008].

С 1988 г. каждый американский президент одним из пунктов национальной политики освоения космоса США объявлял ограничение роста КМ. Впервые в истории президент Барак обама 28 июня 2010 г. включил в нее требование проведения исследований, разработки технологий и методов удаления КМ. Документ вышел под заголовком «Сохранение космической среды и ответственное использование космоса» [New U.S. National…, 2010; President…, 2010].

Схематическое изображение столкновения французского космического спутника Cerise с космическим мусором

Радикально отношение к проблеме стало меняться лишь в последние годы. Еще в 1995 г. национальный исследовательский совет США утверждал [Orbital., 1995], что опасность со стороны КМ представляется умеренной, и нет примеров серьезного повреждения КА или их разрушения в результате столкновения с км. (Заметим, что эта организация — одна из наиболее обеспокоенных техногенным засорением ОКП.) Но уже через год, 24 июня 1996 г., случилось событие, буквально ошеломившее скептиков. Очень дорогой французский экспериментальный спутник радиоэлектронной разведки Cerise столкнулся с фрагментом ракеты-носителя (РН) Arian. В результате КА был разрушен. За этим не заставили себя ждать и другие драматические события в космосе.

Расшифровку всех приведенных в статье условных сокращений смотреть здесь: «Исследование ближнего космоса: условные сокращения«.

Если Вы впервые в столице нашей огромной страны, тогда ни в коем случае не отказывайте себе в удовольствии посетить музеи Москвы, являющиеся неиссякаемым кладезем мировых культурных и исторических произведений искусства. Узнать больше о московских музеях, не покидая свои родные пенаты, Вы сможете, если посетите сайт moscowforum.net.

Полный оборот вокруг своей оси Венера делает за 224,7 земных суток

Известный русский астрофизик А. А. Белопольский (1854—1934), с успехом определивший период вращения планеты Юпитера по характеристикам его спектра, сделал попытку применить тот же метод и к Венере. Если предположить (а это представляется весьма вероятным), что ось вращения Венеры значительно наклонена к плоскости ее орбиты, то для земного наблюдателя противоположные точки диска планеты, лежащие примерно на ее экваторе, должны перемещаться в противоположных направлениях, и это обстоятельство должно сказываться на положении линий поглощения в спектре планеты. Однако самые тщательные измерения не показали ни малейших смещений спектральных линий, и отсюда Бело-польский сделал заключение, что период вращения этой планеты должен составлять по крайней мере около двух недель. Это все, что было возможно сказать о вращении Венеры вплоть до самого последнего времени.

Очень часто Венеру называют сестрой Земли, так как эти небесные тела имеют схожие размеры, составы и силу тяжести. Впрочем, выжить на Венере смогут разве только бактерии. Поверхность Венеры скрыта от наблюдателей с Земли густыми непроницаемыми облаками серной кислоты с высокой отражающей способностью, которые, впрочем, не являются преградой для радиоволн, благодаря которым мы получили возможность увидеть картину пустынного инопланетного мира.

Применение радиометодов для исследования Венеры позволило получить гораздо более определенные сведения относительно ее вращения и температуры как поверхности, так и облачного слоя. Большим успехом советской радиоастрономии была радиолокация Венеры, осуществленная в 1961 г., что позволило с высокой степенью точности определить ее расстояние от Земли аналогично тому, как это было сделано в 1946 г. для Луны. Однако определение расстояния до Венеры имеет гораздо большее значение, так как определяет непосредственно масштаб всей Солнечной системы, и притом с недостижимой для прежних методов точностью. Именно по этим наблюдениям большая полуось земной орбиты оказалась равной 149 457 000 км, с возможной ошибкой всего лишь в ±5000 км.

Другой результат этих наблюдений заключался в определении периода вращения Венеры вокруг оси. Согласно сообщению академика В. А. Котельникова и профессора И. С. Шкловского (см. газету «Известия» № 112 за 1961 г.), оказалось, что разность скоростей краевых участков поверхности Венеры, возникающая вследствие вращения ее вокруг оси, составляет около 80 м/сек. При перпендикулярном положении оси по отношению к плоскости орбиты это соответствует периоду вращения в 11 суток. Если принять, согласно Кейперу, что ось вращения Венеры наклонена к плоскости ее орбиты на 58°, то легко вывести для периода вращения величину в 9 суток. Некоторая неопределенность связана с неизвестным еще углом наклонения оси планеты к плоскости ее орбиты.

Результат определения периода вращения Венеры снова подчеркивает большое различие между соседними планетами — Землей и Венерой. Ведь Венера не имеет никаких массивных спутников, которые, подобно нашей Луне, могли бы своими приливными влияниями замедлять скорость ее вращения. Она на протяжении своей истории была подвержена лишь солнечным приливам, влияние которых было тем более незначительным, что эта планета, по-видимому, всегда была покрыта, как это предполагается, сплошным океаном, где тормозящее действие приливов сравнительно невелико. Таким образом, приходится считать, что период вращения Венеры на протяжении всей ее истории составлял несколько суток, между тем как первоначальные сутки нашей Земли были равны нескольким часам и лишь постепенно возросли до настоящей величины.

Третье преимущество радионаблюдений заключается в том, что радиоволны определенной длины способны почти без поглощения проходить сквозь облачные слои Земли и Венеры и непосредственно зондировать саму поверхность этой планеты, до сих пор скрытую от нас ее облаками. Первые удачные приемы весьма слабого радиоизлучения Венеры на волне в 3 см удалось осуществить в 1956 г., но большой помехой был шумовой фон постоянно меняющейся интенсивности. В настоящее время радиоизлучение планет улавливается «мазерами» — молекулярными приемниками с очень низким шумовым фоном и высокой чувствительностью, позволяющими регистрировать радиосигналы, в 10—15 раз более слабые, чем принимались в 1956 г.

Избавить Ваш дивный сад от вездесущих сорняков способны только мощные газонокосилки бензиновые, поэтому я настоятельного рекомендую Вам не откладывать покупку этого устройства в ‘долгий ящик’ и прямо сейчас посетить сайт sadovoy.by, где Вас ждет большой выбор газонокосилок от мировых производителей.

Это изображение заполненного льдом безымянного кратера, находящегося вблизи марсианского северного полюса, было получено при помощи стерео камеры высокого разрешения, установленного на борту космического аппарата, принимающего участие в программе под названием «Марсианский Экспресс».

Сравнивая отражательные свойства марсианских пустынь с земными породами, можно прийти к заключению, что поверхность Марса, всего вероятнее, состоит из лимонита, т. е. из силикатных окислов железа. Американский астрофизик Дж. П. Кейпер в 1948 г. предложил как более вероятное объяснение наблюдаемым свойствам марсианских пустынь считать, что они состоят преимущественно из коричневатого фельсита—силикат алюминия и калия. Многочисленные фотометрические наблюдения советских астрономов Н. П. Барабашева, В. В. Шаронова и других показали, что марсианские пустыни и моря отражают свет, как ровные гладкие поверхности, покрытые мелкой пылью, и в этом представляют разительный контраст с Луной. Марсианские моря несколько больше отличаются от идеальной гладкой поверхности, чем пустыни, но все же совершенно не соответствуют тому, что можно было бы ожидать в случае, если бы их отражательные свойства определялись какой-либо растительностью.

Большое значение для изучения физических условий на Марсе имело определение его температуры при помощи пустотных термоэлементов, что впервые было сделано Кобленцом на обсерватории Ловелла (США). Оказалось, что температура светлых областей Марса может достигать в дневных условиях +10° С, снижаясь до минус 40°—50° С на протяжении ночи.

Оказалось также, что марсианские моря отличаются заметно более высокой температурой, вплоть до +25° С. Это прямо противоположно тому, что можно было бы ожидать в случае более темной растительности, которая заметную долю получаемой от Солнца лучистой энергии расходует не на простое нагревание, а на химические процессы, связанные с жизненной деятельностью. В действительности оказывается, что наблюдаемое повышение температуры более темных марсианских морей, по сравнению с пустынями, вполне соответствует обычному равновесному тепловому состоянию. Это снова говорит против предположения о какой-либо развитой растительности.

Итак, мы видим, насколько современные исследования Марса — планеты, более всего сходной с нашей Землей, все больше и больше разрушают первоначальное представление о нем, как о планете с высокоразвитой органической жизнью. Большое значение в том же направлении имели тщательные исследования свойств марсианской атмосферы.

Еще ранние фотографии советского астрофизика, члена-корреспондента Академии наук СССР Г. А. Тихова (1875—1960), произведенные им на большом пулковском рефракторе в 1909 г. сквозь различные светофильтры, представляющие Марс в различных по цвету лучах, а затем позднейшие аналогичные фотографии Райта и Росса на Маунт-Вилсоновской обсерватории в США наглядно показали, что Марс окружен довольно протяженной атмосферой.

Действительно, на фотографиях планеты, полученных в фиолетовых и ультрафиолетовых лучах, обычно не видно никаких деталей, за исключением отдельных светлых облаков, а на фотографиях в красных и инфракрасных лучах преимущественно выявляется самая поверхность планеты. Подобный способ фотографирования ныне широко применяется в аэрофотосъемке земных предметов с самолетов, чтобы исключить отрицательное влияние земной атмосферы на качество снимков. Кроме того, диаметр Марса на первых фотографиях получается большим, чем на вторых, что также свидетельствует о наличии у планеты протяженной атмосферы.

Однако надежно установить химический состав марсианской атмосферы до сих пор не удалось. В принципе это возможно установить по спектру планеты. Известно, что пучок световых лучей, пройдя сквозь трехгранную стеклянную призму, разлагается на составляющие его цвета и образует радужную полоску, называемую спектром. Если на своем пути световой пучок проходит сквозь какой-либо газ, то в спектре появляются тонкие темные линии или широкие размытые полосы, называемые линиями и полосами поглощения (рис. 4).

Рис. 4. Спектры Солнца, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Широкие полосы вызваны поглощением света в атмосферах планет

Положение и вид этих линий и полос зависит от химической природы газа. Поскольку каждому цветовому оттенку соответствует определенная длина световой волны, выражаемая в микронах (тысячных долях миллиметра), то темным линиям и полосам поглощения также приписывается длина тех световых волн, место которых в спектре занимается ими. Интенсивность линий и полос поглощения зависит от количества соответствующего им газа.

Видимая часть спектра образуется очень узким интервалом длин световых волн — от 0,42 микрона (фиолетовый конец спектра) до 0,78 микрона (красный конец спектра). За пределами видимой части спектра простираются в обе стороны невидимые его области, называемые соответственно ультрафиолетовой (с длиной волны, меньшей 0,4 микрона) и инфракрасной (с длиной волны, большей 0,8 микрона), которые обнаруживаются по их действию на фотографические пластинки и другие приемники радиации.

Планеты освещаются Солнцем, и поэтому их спектры в общем похожи на солнечный спектр, но при наличии у планеты атмосферы последняя, в зависимости от своего химического состава, поглощает световые лучи строго определенных длин волн, и в этих местах спектра образуются линии и полосы поглощения, по которым можно установить химическую природу поглощающего газа, т. е. определить химический состав атмосферы планеты. Если же в атмосфере планеты произойдет яркая вспышка, сама излучающая свет, то в спектре появятся яркие линии, называемые эмиссионными, или линиями излучения.

Уже с 1926 г. делаются многочисленные попытки найти в спектре Марса полосы поглощения молекулярного кислорода и водяных паров, но до сих пор эти попытки не увенчались успехом.

Поскольку кислород вообще обладает огромной химической активностью и быстро вступает в химические соединения со многими элементами, можно полагать, что его совершенно не имеется в марсианской атмосфере. Что же касается водяных паров, то, если они и имеются, то в таком незначительном количестве, что не могут быть пока обнаружены с Земли.

Единственный газ, найденный в атмосфере Марса Дж. Кейпером в 1947—1948 гг. на обсерватории Мак Доналда (США), — это углекислота, которая обнаружена в количестве, вдвое большем, чем в земной атмосфере. Предполагается, что в основном атмосфера Марса состоит из углекислоты, молекулярного азота (выделяющегося из недр планеты при процессах, связанных с перемещениями в коре) и частично из аргона — неизбежного продукта радиоактивных превращений. Никаких признаков деятельности растений, которые на Земле совершенно преобразовали газообразную ее оболочку, на Марсе не имеется.

Тем большее впечатление произвели результаты, полученные при помощи наибольшего в мире телескопа Паломарской обсерватории (США) американским астрофизиком Синтоном, который во время противостояний Марса 1956 и, в особенности, 1958 г. обнаружил в инфракрасной области спектра марсианских «морей» полосу поглощения с длиной волны около 3,46 микрона. Подобная полоса поглощения встречается в спектрах органических соединений, и поэтому Г. А. Тихов счел эти наблюдения за окончательное доказательство наличия на Марсе высокоразвитой растительности. Однако французский астроном А. Дольфюс, вообще не настроенный против существования какой-либо жизни на Марсе, счел необходимым выступить с предостережением от подобных увлечений, указав, что эта полоса свойственна всем, даже наиболее простым, органическим молекулам, в том числе метану, выделяющемуся при вулканических извержениях.

В связи с этим интересно отметить все больше распространяющееся в последние годы мнение о том, что марсианские моря представляют собой последствия вулканической деятельности на планете, — может быть, отложения пепла или покрова лавы наподобие лунных морей. Во всяком случае, эти темные пространства не покров обычной растительности, как это ошибочно предполагалось ранее, применительно к простой аналогии с нашей Землей.

Известно, что Марс отличается сравнительно большой отражательной способностью в красных лучах, пониженной в зеленых и совсем слабой в синих или ультрафиолетовых. Таким образом, Марс представляется красным в обычных лучах, но темновато-серым в ультрафиолетовых лучах. Эта интересная особенность и дальнейшее увеличение отражательной способности в самых коротковолновых ультрафиолетовых лучах дают основание Киссу¹ считать, что это обусловлено разного вида азотно-кислыми соединениями. Поэтому Кисе выдвинул гипотезу о том, что на Марсе основным фактором, определяющим его разнообразные особенности, являются соединения азота с кислородом, и в связи с этим опровергает все предыдущие результаты. Он считает даже, что остальные особенности марсианской атмосферы: синеватая мгла, более низкие желтые облака и даже свойства полярной шапки — объясняются теми же соединениями. При такой точке зрения, естественно, никакой органической жизни на Марсе ожидать нельзя.

—————————————————————————————————-

¹Руководитель высокогорной астрономической обсерватории Мауна Лао на Гавайских островах в Тихом океане.

—————————————————————————————————-

Однако вполне вероятно, что на этой планете все же имеются какие-то низшие формы жизни, не требовавшие для своего возникновения и дальнейшего развития водоемов, которых на Марсе нет и, вероятно, никогда не существовало. Это может быть подобие лишайников, покрывающих гладким слоем обширные участки поверхности в отличие от голых, безжизненных пустынь, на огромных просторах которых часто разыгрываются песчаные бури и желтая мгла быстро распространяется по всей планете, покрывая даже полярные шапки.

Таким образом, следует отметить, что при достаточно богатых данных относительно температуры, атмосферного давления, атмосферных течений и смены времен года все же основная проблема о свойствах поверхности Марса, присутствия на нем воды и, в конечном счете, наличия органической жизни еще совершенно не решена.

Нельзя в заключение не подчеркнуть, какое колоссальное значение имели бы для решения загадки о природе Марса наблюдения с космических ракет-обсерваторий.

Ученые мечтают о посещении Марса или о достаточном приближении к этой планете, но уже сейчас получение его детального спектра за пределами земной атмосферы имело бы важное значение для решения вопроса о наличии там кислорода и водяных паров. Дело в том, что эти газы содержатся в большом количестве в земной атмосфере и их полосы поглощения накладываются на аналогичные полосы марсианского спектра, не давая тем самым возможности установить присутствие их в атмосфере Марса. Можно только утверждать, что свободного кислорода на Марсе не может быть больше 0,1% того количества, которое имеется в земной атмосфере. Наблюдения же с космических ракет позволили бы исключить помехи земной атмосферы и обнаружить даже миллионные доли содержания кислорода или водяного пара в марсианской атмосфере, если эти газы в действительности там имеются. Конечно, самое посещение этой планеты, которое представляется вполне достижимым не в столь отдаленном будущем, означало бы новую эру в познании планет Солнечной системы.

Первые достаточно четкие снимки Марса человечеству удалось получить только в 1976 году, когда орбиту этой планеты облетал космический аппарат Викинг. На фотографии мы можем видеть кратер Галле

Однако и в настоящее время наши знания о Марсе достаточно определенны для того, чтобы считать полной нелепостью распространяемые в последнее время писателем А. П. Казанцевым фантастически-абсурдные версии о каких-то космических кораблях, которые могли прилетать к нам с этой соседней планеты.

Марс, наиболее удаленная от Солнца из планет земного типа, непосредственно следующая за Землей, обращается вокруг Солнца на расстоянии в 1,524 астрономических единиц и делает вокруг него полный оборот за 1,881 года.

Спутники Марса: Фобос и Деймос

Все данные механического характера об этой планете установлены уже давно и надежно. Масса Марса может быть легко и точно определена по движению его спутников — Фобоса и Деймоса при помощи третьего закона Кеплера в применении к этой планете. Размеры планеты вычисляются по угловому диаметру ее диска, а это, в свою очередь, позволяет получить ее среднюю плотность. Телескопические наблюдения над пятнами и различными деталями на диске планеты позволяют вывести положение экватора Марса по отношению к плоскости его орбиты, продолжительность его суток, характер смены времен года.

Марс оказался планетой, очень сходной с Землей по многим своим внешним свойствам. Сутки его равны 24 час. и 37 мин., наклонение экватора к плоскости орбиты составляет 25° 12′, и это определяет смену времен года, как и на Земле. Правда, атмосфера Марса гораздо более разрежена по сравнению с земной, и в ней лишь изредка появляются беловатые облака и туманы, но явственно заметно таяние полярных белых шапок (которые, по аналогии с Землей, можно считать за полярные снега) и распространение потемнения от полюса к экватору при наступлении теплого времени года.

Представлялось совершенно естественным распространить эту аналогию и на все остальные особенности Марса и, прежде всего, считать, что эта планета должна быть населена подобно Земле высокоразвитыми существами. К тому же, согласно космогонической гипотезе Лапласа¹, полностью принимаемой в течение всего XIX столетия, Марс следовало считать по сравнению с Землей более старой планетой, которая поэтому имела больше времени, чтобы продвинуться по пути своей эволюции также и в отношении органической жизни. Только последовательное накопление путем наблюдений все новых научных данных могло постепенно развеять подобные иллюзии.

—————————————————————————————————-

¹ Выдающийся французский математик и астроном П. С. Лаплас (1749—1827) в 1796 г. выдвинул космогоническую гипотезу, согласно которой от Солнца, в плоскости его экватора, последовательно отделялись газовые кольца, конденсировавшиеся затем в шарообразные тела — планеты. Кольцо, из которого сформировался Марс, отделилось от Солнца раньше, чем «земное» кольцо.

—————————————————————————————————-

В истории изучения Марса можно отметить несколько периодов. Первый период связан, несомненно, с классическими работами итальянского ученого Дж. Скиапарелли (1835—1910), который в течение многих лет наблюдал Марс в свой 8-дюймовый рефрактор под ясным небом Милана. В 1877 г. Скиапарелли открыл каналы на Марсе и их раздвоение. Он составил первую детальную карту его поверхности и дал названия его темным и светлым, пятнам. Эти темные пятна, по мнению ученого, были настоящими морями, и сам он был убежденным сторонником наличия на этой планете растительной и животной жизни.

Работы Скиапарелли получили широкую известность и, в частности, произвели огромное впечатление на американского астронома П. Ловелла (1855—1916). Под влиянием этих работ П. Ловелл решил посвятить себя исследованию Марса и в Аризонской пустыне (Калифорния) построил крупную обсерваторию с первоклассным рефрактором диаметром 60 см. Он открыл много новых каналов на Марсе, которые чертил в виде правильной сети. Эти каналы никогда не оканчивались в пустынях, но всегда соединяли различные темные образования (рис. 1). Ловелл установил наличие многочисленных деталей в ранее предполагаемых «морях» и вынужден был прийти к заключению, что эти образования не могут иметь ничего общего с настоящими морями, тем более что они не показывают никаких признаков отражения солнечных лучей, неизбежного при свободной водной поверхности.

Рис. 1. Марс по рисунку Ловелла

Итак, в представлении Ловелла возможности для органической жизни на Марсе уже значительно сузились. Эта планета на две трети своей поверхности покрыта пустынями, очень однородными и имеющими красноватый оттенок. На одну треть ее покрывают «оазисы», где, по мнению Ловелла, может находиться зеленая растительность, подверженная сезонным изменениям. Ловелл полагал, что, вследствие крайнего недостатка воды на планете, марсианские инженеры используют для орошения почвы полярные шапки и для этой цели построили сложную систему каналов. Признаком искусственной природы этих сооружений служит геометрически правильный вид сети каналов, совершенно несвойственный естественным образованиям.

Нужно, однако, заметить, что эти заключения даже во времена Ловелла далеко не получили всеобщего признания. Напротив того, французский астроном и хороший художник Е. М. Антониади, работая в начале нашего столетия с большим рефрактором Медонской обсерватории близ Парижа, сделал многочисленную серию прекрасных рисунков Марса, в особенности во время его великого противостояния 1909 г. Антониади обнаружил множество деталей в марсианских морях, но никакой правильной сети каналов, за исключением лишь наиболее крупных образований этого рода.

Однако на Ловелловской обсерватории в Калифорнии были получены первые фотографии наиболее крупных каналов, и это подтвердило открытие Скиапарелли. Каналы, несомненно, существуют, но неизвестно, являются ли они на самом деле такими правильными сплошными линиями, как это рисовалось Ловеллом. Нужно иметь в виду, что даже при кратчайшем расстоянии Марса, составляющем около 50 млн. км, и при наибольших увеличениях в 800—1000 раз, возможных лишь при наилучших атмосферных изображениях, наименьшая различимая деталь на этой планете имеет размеры все же около 100 км. При обычных условиях разрешающая способность телескопа гораздо меньше. С другой стороны, человеческий глаз всегда стремится упрощать и схематизировать получаемые впечатления и придавать им более или менее геометрический характер. Это было проверено Маундером на Гринвичской обсерватории (Англия) при помощи ряда поставленных опытов. Если, например, начертить карту Марса с его обычными морями, но вместо сплошных каналов разбросать лишь отдельные не связанные между собой детали, лишь приблизительно следующие определенным направлениям, то наблюдатели, помещенные от этой карты за пределами ясного зрения, все же наносят геометрически правильные линии, напоминающие каналы.

Укажем, что на Ловелловской обсерватории Слайфер впервые сделал попытку обнаружить на Марсе водяной пар и кислород, но пришел к заключению, что эта планета не отличается от Луны в этом отношении.

Надумали переехать на постоянное место жительства в Нижегородскую область? Тогда Вам стоит поближе познакомиться с этим краем. Первое, что Вам нужно знать, это то, что украшением области является город Арзамас, находящийся в одноименном регионе и имеющий богатую историю.
Более полную информацию по данной теме Вы сможете получить, если посетите сайт arzamas-rajon.ru.

Долгое время считалось, что лунные кратеры образовались при падении на Луну метеоритов разных размеров [метеоритная гипотеза немецкого геофизика А. Вегенера (1880—1930)]. Эта гипотеза не подтверждается фактическими данными, хотя нельзя отрицать, что среди множества лунных впадин могут быть некоторые происшедшие и по этой причине. Во всяком случае, неизвестно ни одного достоверного случая падения сколько-нибудь значительного метеорита на Луну, подобного тем, которые время от времени происходят на Земле, например масштаба Сихотэ-Алиньского падения 12 февраля 1947 г. Некоторые наблюдения английского астронома В. Гершеля каких-то необычайных вспышек на Луне, которые истолковывались сначала как падение метеоритов, были затем признаны недостоверными.

Однако совершенно несомненно, что на протяжении долгой истории существования Луны ее поверхность получила чрезвычайно характерную микроструктуру, которая проявляется в ее удивительных отражающих свойствах. Если, например, измерять суммарный блеск Луны в зависимости от ее фазы, то оказывается, что эта фазовая кривая отличается резким изломом в момент полнолуния. Другими словами, изменение блеска Луны вблизи полнолуния происходит не плавно, а меняется скачком. Интересно, что то же самое, и даже более резко, наблюдается и у астероидов — тел, также лишенных всякой атмосферы. Эта особенность отражения света еще резче проявляется при рассмотрении отдельных элементов лунной поверхности, в частности лунного края, противоположного линии светораздела. Оказывается, что, как бы ни падали солнечные лучи на лунную поверхность, всегда рассматриваемая область поверхности больше всего отражает свет назад, т. е. когда направление отраженного луча в точности противоположно направлению падающего. Это совершенно противоположно тому, чем отличается, например, рассеяние света мелкими пылинками, когда световой поток усиливается именно в направлении падения световых лучей.

Какова должна быть микроструктура лунной поверхности, не видимая ни в какой телескоп, для того чтобы обусловить подобную особенность отражения света?

Отмеченная особенность указывает до некоторой степени на крайнюю иссеченность поверхности Луны, при которой развиваются резкие тени, исчезающие только при условии полного совпадения падающего и отраженного лучей. Советский астроном украинский академик Н. П. Барабашев и некоторые другие ученые изучали отражательные свойства плоскостей, перерезанных глубокими прямоугольными рытвинами. Ленинградские астрономы проф. В. В. Шаронов и проф. Н. Н. Сытинская проводили опыты над неровными изборожденными минералами, но все попытки получить какое-либо подобие лунным особенностям не имели полного успеха. В действительности эта удивительная микроструктура, вероятнее всего, представляет не просто изборожденную трещинами поверхность, а сочетание множества своеобразно слипшихся зерен, что и вызывает упомянутые выше особенности в отражении света. Поэтому Луна во время полнолуния имеет вид плоской тарелки с резко очерченными краями и одинаковой яркостью ее краевых и центральных частей. Напротив, если бы поверхность Луны была гладкой, как поверхность песчаной пустыни или застывшего лавового озера, то тогда ее края должны были бы казаться совсем темными, а центр диска отличался бы наибольшей яркостью.

Интересные данные о природе Луны удалось получить измерением испускаемого ею тепла, улавливаемого высокоточными вакуумными термоэлементами. Измеренная интенсивность теплового излучения позволяет вычислить температуру лунной поверхности. Оказалось, что на лунном экваторе температура в полдень поднимается до +120° С, к заходу Солнца быстро падает до —130° С и во время длинной лунной ночи постепенно снижается до —160° С. Во время солнечных затмений на Луне¹, когда Солнце скрывается всего лишь на несколько часов за диск Земли, измерениями обнаружено быстрое падение температуры лунной поверхности и затем продолжающийся более медленный спад. По этим особенностям можно определить теплопроводность лунного вещества, которая оказывается примерно в 1000 раз меньше, чем обычных земных пород. Это есть очевидное следствие того, что в условиях пустоты передача тепла между отдельными зернами происходит только через точки их соприкосновения между собой.

—————————————————————————————————-

¹ В это время на Земле происходит лунное затмение.

—————————————————————————————————-

Еще более детальные сведения о физической природе Луны можно получить радиоизмерениями, которые производятся двумя различными методами: во-первых, при помощи радиолокации и, во-вторых, по приему собственного радиоизлучения нашего спутника, которое, очевидно, носит тепловой характер.

Радиолокация Луны (прием посланных с Земли к Луне радиосигналов, отраженных от лунной поверхности) была впервые осуществлена в 1946 г. и в настоящее время производится многими специальными радиостанциями. Этот метод требует большой мощности посылаемых радиосигналов или огромного усиления принимаемых отраженных радиоволн, которые при своем путешествии в оба конца, естественно, ослабляются примерно в 200 триллионов раз. При этом непосредственно характеризуется отражательная способность лунной поверхности и с большой точностью определяется расстояние между Луной и Землей в моменты наблюдений, поскольку скорость распространения радиоволн в пустоте в точности соответствует хорошо известной скорости света (300 000 км/сек). Время прохождения радиоволн в оба конца, составляющее около 2,56 сек., измеряется современными техническими средствами до одной миллионной доли своей величины. Подобный способ радиоисследований дает возможность, независимо от астрономических наблюдений, измерять расстояние до Луны с точностью около 100 м.

При современных технических средствах Луна может служить в качестве своеобразного рефлектора для радиосвязи между различными отдаленными пунктами земного шара и широко использоваться для радио- и телепередач. Действительно, подобные эксперименты показали, что лунная поверхность ведет себя более или менее как зеркальная, что кажется довольно странным, поскольку непосредственные наблюдения указывают на ее крайнюю неровность.

Более показательно исследование собственного радиоизлучения Луны, которое, в зависимости от длины радиоволн, поступает к нам от слоев, расположенных на различной глубине под лунной поверхностью: радиоволны с большей длиной волны излучаются преимущественно более глубокими слоями.

Так, наблюдения на волне длиной 0,86 см показывают колебания температуры, в зависимости от положения Солнца над лунной поверхностью, в пределах от —43° до —133° С, а наблюдения на волне длиной 3,15 см дают пределы от —58° до —83° С, т. е. соответствуют уже сравнительно очень малым изменениям температуры. Средняя же температура получается одной и той же для всех длин волн и соответствует —62° С.

Очень интересные результаты были получены советским исследователем А. Е. Соломоновичем и его сотрудниками при помощи радиотелескопа диаметром 22 м. Точность изготовления этого уникального прибора такова, что он позволяет работать на длине волны всего в 8 мм и принимать очень узкие пучки радиоволн, с раствором угла всего лишь в 2′. При сравнительной близости Луны и ее больших видимых размерах это дает возможность исследовать различные области лунной поверхности. В результате исследований обнаружено, что различные области лунной поверхности, моря или континенты, излучают радиоволны почти совершенно одинаковым образом.

У Вас ломит кости и болят суставы? Значит, пришло время обратиться к народной медицине, которая советует использовать припарки из конопляного корня. Однако разжиться этим целебным растением в нашей стране не так-то просто, по ряду понятных всем причин, поэтому я расскажу Вам по секрету, что купить семена канабиса по самой выгодной для Вас цене можно на сайте www.seedjah.com.

Рис. 1. Лунные кратеры Птолемей, Альфонс и Арзахель

Итак, совершенно несомненна тесная связь лунных кратеров с другими формациями лунной поверхности. Очень часто (см. например, группу кратеров Птолемей, Альфонс, Арзахель — рис. 1) валы кольцевых гор имеют многоугольную форму и тесно связаны с общим ходом трещин в данном районе цепочками более мелких кратеров и т. п. Связь с явлениями сдвига в лунной коре здесь довольно очевидна. При обследовании поверхности Луны в крупные телескопы английским астрономом Муром найдено, что, как правило, центральные горки кратеров имеют в своей верхней части центральное жерло, и тем самым эти горки совершенно аналогичны нашим вулканам. Советский астроном профессор Н. А. Козырев 3 ноября 1958 г. наблюдал выделение вулканических газов, преимущественно углерода, из вершины центральной горки кратера Альфонса, изменения в области которого подозревались и ранее. Само по себе наличие центрального жерла, несомненно, указывает на вулканическую природу данного образования.

Отметим еще, что лунная поверхность лишь на первый взгляд выглядит более или менее равномерно желтоватой. В действительности же отражательная способность различных областей лунной поверхности зависит от их рельефа. Очень часто края лунных кратеров более светлые, чем окружающая местность. Можно также заметить множество отдельных темных пятен и светлых точек — «звезд», очевидно, мест выхода каких-то газов. Особенно поразительны светлые ореолы и лучи, которые в некоторых случаях простираются на тысячи километров, исходя именно от центральной горки кратеров (например, Тихо, Коперник, Кеплер, Прокл и многие другие). Эти лучи, по всей вероятности, представляют отложение вещества, выброшенного из центральных горок, поскольку они обычно налагаются на самые различные образования (горы, долины), лишь усиливаясь на вершинах и ослабляясь на темной поверхности морей.

Лунный купол на вулканическом образовании Mons Rümker. Снимок был сделан космическим аппаратом «Апполон-15»

Если в отношении вышеописанных формаций еще можно придерживаться разных точек зрения на их происхождение, то образования, называемые куполами, не могут оставлять двух толкований.

Еще в начале текущего столетия П. Пюизе впервые указал на две куполообразные возвышенности около кратера Араго, в южной части моря Спокойствия. После этого было открыто большое число подобных образований. Особенно они изобилуют в районе кратера Коперника, принадлежащего к сравнительно молодым формациям, с мощным валом диаметром около 80 км, показывающим ряд последовательных наслоений на древний вал более ранней эпохи. В непосредственной близости к этому кратеру найдено большое число куполов. Аналогичные образования обнаружены также вблизи кратера Буллиалда (рис. 2) и в других областях. Интересно, что все они имеют небольшую впадину-жерло на вершине, заметную, однако, при большом увеличении и хороших изображениях.

По-видимому, эти образования представляют нечто вроде локкалитов¹ и, следовательно, также свидетельствуют о проявлении лунной тектоники.

О том же говорят такие формации, как Прямая стена (рис. 3), где часть лунной почвы осела на несколько километров на большом протяжении и как раз параллельно бороздке, имеющейся в этом же районе. Вдоль подобных бороздок, или трещин, часто располагаются небольшие кратеры. В виде примера укажем на бороздку Гигинуса, проходящую через 22 маленьких кратера.

—————————————————————————————————-

¹ Локкалиты — изверженные из недр и застывшие породы.

—————————————————————————————————-

Рис. 2. Купола около кратера Буллиалда

Все эти данные свидетельствуют о том, что основные черты лунного рельефа формировались, как и на Земле, под действием внутренних сил, последовательность которых можно сравнительно легко проследить из-за отсутствия деятельности воздуха и воды — главных факторов разрушительных процессов. Однако по той же причине Луна способна надолго сохранять отпечаток всякого рода воздействий также и внешнего характера.

Рис. 3. Прямая стена на Луне. Рядом проходит бороздка

Как уже указывалось, Луна совершенно лишена всякой атмосферы, даже тяжелых газов. Чем объяснить это обстоятельство? Ведь лунное тяготение не настолько мало, чтобы подобные газы не могли бы сохраняться у ее поверхности фактически неопределенно долгое время. Принято считать, что в этом проявляется то же воздействие со стороны солнечных корпускулярных потоков, какое уже давно обнаружено по движению облачных образований в хвостах комет. Эти корпускулярные потоки, налетая на Луну, буквально сдувают с нее образующуюся атмосферу, оставляя ее поверхность совершенно обнаженной для всякого рода космических воздействий.

Таким образом, первичные космические лучи, солнечные корпускулярные потоки, крайне жесткие солнечные излучения и, наконец, космическая пыль, метеориты и даже иногда настоящие астероиды в течение долгих эпох обрабатывали поверхность Луны и обусловили ее специфическую структуру.