Атмосфера Венеры

Рис. 45.14. Строение атмосфер Венеры, Земли, Марса, Юпитера. Показаны профили температуры Г (пунктир) и электронной концентрации(сплошные кривые). По вертикали отложены высота над

В табл. 2.9.1 приведены система реакций и константы скоростей реакций для воздуха. Система реакций дополнена реакциями ионизации. Помимо реакций между компонентами земной атмосферы представляют интерес и реакции газов, входящих в атмосферы Венеры и Марса, — это СО2, N2, О2 (табл. 2.9.2). [c.60]

Влияние П. э. на климатич. характеристики Земли и др. планет могло изменяться в ходе их прошлой эволюции. Не исключено, напр., что резкое отличие атмосферы Венеры от земной объясняется тем, что на этой планете на ранних этапах её эволюции возникли условия для необратимо развивающегося П. э., когда рост темп-ры приводил к поступлению в атмосферу всё большего кол-ва поглощающих газов, а это, в свою очередь, вело к росту темп-ры и т. д. [c.547]

Рис. 7. Зависимость отражательной способности р Венеры от длины волны X. Резкое уменьшение р в сантиметровом диапазоне вызвано поглощением электромагнитного излучения в атмосфере Венеры.

Рассматривается вход в атмосферу Марса беспилотных баллистических зондов показано, что мягкая посадка на Марс при том малом давлении у поверхности, данные о котором непрерывно уточняются, лежит на пределе технических возможностей. Можно ожидать, что при входе баллистических аппаратов в атмосферы Венеры и Юпитера на аппарат будут действовать значительные силы аэродинамического сопротивления отсюда следует, что для выполнения поставленной задачи необходимо использовать малые углы входа или аэродинамическую подъемную силу. [c.125]

Таким образом, в случае входа в атмосферу планеты беспилотного космического аппарата необходимо обеспечить захват аппарата атмосферой, причем во время снижения не должен быть превышен разумный предел отрицательного ускорения. Например, при входе в атмосферу Венеры с углами наклона траектории в диапазоне 3 -f- 20° (рис. 6) максимальное ускорение составит примерно 100 g". Для Юпитера диапазон углов входа, соответствующих случаю, когда максимальное ускорение не превысит 100 g, очень мал (1 -ч- 2°). [c.135]

Рассматриваются баллистический и управляемый вход в атмосферы Земли, Марса, Венеры и Юпитера. Для исследования динамики входа используются приближенные уравнения представлены некоторые из наиболее важных проблем, связанных с входом, с которыми придется столкнуться в будущем. Обсуждается вход беспилотного баллистического зонда в атмосферу Марса. Показано, что мягкая посадка на поверхность Марса будет весьма осложнена малым давлением атмосферы у поверхности планеты. Для случая баллистического входа в атмосферу Венеры или Юпитера, напротив, можно ожидать больших сил сопротивления. [c.237]

Равновесные термодинамические величины для воздуха и углекислого газа (основная компонента в составе атмосферы Венеры и Марса) приведены в таблицах [23, 35, 45] Некоторые концентрации, энтальпия и молекулярный вес для воздуха приведены на рис. 1.5—1.6. Энтальпия растет с увеличением температуры и падает с увеличением давления, а молекулярный вес имеет обратные зависимости. [c.32]

Однако облачный слой может иметь оптическую толщину, измеряемую сотнями. Такую атмосферу, рассматриваемую извне или с поверхности Земли, можно считать полубесконечной. Еще более оптически толсты атмосферы Венеры, Юпитера и планет, расположенных за Юпитером. Атмосферы почти всех планет (за исключением, может быть, Меркурия), включая и марсианскую, оптически толсты в инфракрасной области. [c.72]

В этой книге под гиперзвуковым числом Маха мы понимаем число Маха, достаточно большое для того, чтобы в высокотемпературных областях газа около тела начало диссоциировать заметное количество молекул. Для главной составляющей земной атмосферы Ог это число Маха приблизительно равно 6. Для предполагаемого главного компонента атмосферы Венеры СОг — около 10. Для предполагаемого главного компонента атмосферы Юпитера СН4 — около 5,5. [c.12]

До сих пор мы рассматривали временную корреляцию и частотные спектры монохроматической волны, распространяющейся в движущейся случайной среде. В этом разделе мы рассмотрим взаимную корреляцию и взаимные спектры двух волн на двух различных частотах, которые представляют интерес для некоторых приложений. Так, например, в 1974 г. в США был запущен космический аппарат Маринер-10 в сторону Венеры. При подлете к Венере с него через атмосферу Венеры в сторону Земли посылались сигналы в X- и 5-диапазонах [387]. Флуктуационные характеристики таких сигналов содержат важную информацию о мелкомасштабной структуре турбулентности атмосферы Венеры, которая расширяет наши знания о циркуляции и динамике атмосферы [157, 165]. [c.149]

Советскому Союзу здесь принадлежат основополагающие достижения запуск первого искусственного спутника Земли, первый космический полет человека, первый выход космонавта из корабля в открытое космическое пространство, первая экспериментальная орбитальная станция первое достижение лунной поверхности, первый облет Луны с фотографированием ее обратной стороны, первая посадка на Луну автоматической станции, запуск первого искусственного спутника Луны, первые доставки на Землю образцов лунных пород автоматическими аппаратами, первые операции самоходных автоматических станций на Луне первый запуск искусственной планеты, первый полет к планете Солнечной системы, первые спуски в атмосфере Венеры и первые посадки на поверхности Венеры и Марса. [c.10]

Влияние атмосферы Венеры на продолжительность жизни искусственного спутника характеризуется следующим теоретическим фактом спутник может продержаться на орбите более года, если начальная высота перицентра не менее 500 км [4.38]. [c.387]

Масса атмосферы Венеры составляет 10 массы планеты в целом (у Земли в 100 раз меньше). Температура атмосферы у поверхности в среднем 480°С, а давление 93 атм, плотность газа — лишь в 14 раз меньше плотности воды. До высоты 55 км на дневной и ночной стороне температура примерно одинакова. На высоте 40 км давление равно 3,5 атм, а на высоте 51 км — 1 атм. Именно плотность газа, а не какие-либо примеси ограничивают видимость на Венере. Повсюду в атмосфере, кроме чистого приповерхностного слоя толщиной 10 км, наблюдаются весьма разреженные туманы, дымки и облака. В облаках видимость составляет несколько километров. Состоят они в основном из капелек концентрированной серной кислоты, а нижний их слой — из частиц жидкой и твердой серы. Только он по плотности похож на земные облака. На ночной стороне верхний слой облаков на 8—12°С теплее, чем на дневной. Ночная сторона излучает на 17% больше энергии, чем дневная. Облака ночью опускаются на 1—2 км. Зарегистрированы мощные грозовые разряды 35 разрядов в секунду на одном из участков. [c.394]

Чрезвычайно высокая плотность атмосферы Венеры в свое время заставляла предположить, что линия горизонта на ней весьма далека (ожидалось даже, что луч света может обогнуть всю Венеру, так что наблюдатель увидит свой затылок ). В действительности из-за сильного нагрева черной, как уголь, поверхности обнаруживается обратный эффект горизонт очень близок [4.54]. [c.395]

Предлагалось, например (еще до того, как станции Венера принесли нам точные сведения о температуре и составе атмосферы утренней звезды ). размножить для этого земные микроорганизмы в атмосфере Венеры. Коренное преобразование природы планеты при этом было бы достигнуто с ничтожными энергетическими затратами. [c.482]

Когда требуется обеспечить спуск КА с произвольной орбиты на планету, имеющую атмосферу, обычно возникает задача о выборе ориентации тормозного импульса скорости из условия оптимизации некоторых параметров траектории входа в атмосферу. При этом используют понятие условной границы атмосферы, т. е. сферической поверхности, ниже которой необходимо учитывать воздействие на КА аэродинамических сил. Понятно, что высота условной границы атмосферы должна зависеть от свойств самой атмосферы и аэродинамических характеристик КА. Так, условную границу атмосферы Земли принимают на высотах 80—120 км, атмосферы Марса — на высоте 100 км, атмосферы Венеры—на высоте - 120 км. [c.197]

Среди трёх планет земной группы, имеющих достаточно плотную атмосферу, П. а. наиб, сильно выражен на Венере (Г ге 735 К, 230 К), наиб, слабо — на Марсе (ДГ ж 5 К). Это объясняется разл. кол-вом атм. газа (полное давление 90 бар и 6 мбар соответственно). В обоих случаях СО является основной составляющей и наиб. эфф. поглотителем. Содержание НзО в атмосфере Венеры всего 10 по объёму, однако водяной пар вносит значит, вклад в П. э. на этой нланете, т. к. его коэф. поглощения в ИК-диапазоне очень велик. Промежуточное положение по величине П, э. занимает Земля (Гз = 288 К, Те = 249 К). Важнейшие поглощающие газы здесь также СО ( 3-10" ) и НаО ( 10 ). П. э. повышает темп-ру поверхности Земли примерно на 40 К и играет первостепенную роль в формировании её климата. [c.547]

В атмосфере Земли преобладают азот и кислород, в атмосферах Венеры и Марса — углекислый газ, относительное объёмное содержание к-рого на обеих планетах СВ. 95%, а атмосферы планет-гигантов в основном водородно-гелиевые. [c.621]

Применение радиолокац. методов (наряду с др. радиоастр. методами) оказалось очень плодотворным в исследованиях Венеры. Поверхность этой планеты закрыта плотной атмосферой, непрозрачной в видимых, УФ- и ИК-лучах. Поэтому оптич. методами не удавалось установить период вращения Венеры и выяснить физ. условия на её поверхности. В то же время для радиоволн дециметрового диапазона атмосфера Венеры оказалась прозрачной, что позволило получить достоверные сведения о её поверхности. [c.217]

Атмосфера Венеры (а также плотные атмосферы Юпитера, Сатурна) оказывает влияние на распространение радиоволн, что используется для исследования физ. свойств атмосферы. С атм. поглощением связано, напр., резкое уменьшение отражат. способности Венеры на сантиметровых волнах (рис. 7), Причиной этого является нерезонансное поглощение эл.-магн. излучения в углекислом газе (из к-рого почти целиком состоит её атмосфера) и парах воды, возникающее в условия высокого давления (до 100 атм у поверхности Венеры). [c.219]

Для наблюдений протяжённых источников нет необходимости применять телескопы больп1ого диаметра. К таким наблюдениям относятся планетные исследования, позволившие детально изучить верх, атмосферы Меркурия, Земли, Венеры, Марса, Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна и их спутников. На всех аппаратах, запущенных к этим планетам ( Марс , Венера , Вега , Фобос , Пионер , Викинг , Вояджер ), были установлены УФ-спектромет-ры для регистрации солнечного излучения, рассеянного в атмосферах планет, В УФ-диапазоне хорошо просматривается облачная структура атмосферы Венеры. В линии атомарного водорода L, (Х = 1216 А) обнаружены протяжённые водородные короны атмосфер Земли, Венеры и Марса. В этой же линии на громадные расстояния прослеживаются оболочки, окружающие ядра комет. УФ-на-блюдеиия в линиях L, и Не >.584 А позволили обнаружить эффект, получивший назв. межзвёздный ветер . Эффект связан с движением Солнца относительно локальной межзвёздной среды со скоростью ок. 25 км/с. Т. к. время ионизации атомов межзвёздной среды на много порядков меньше времени рекомбинации, то в отличие от стационарной зоны НИ, окружающей горячие звёзды, вокруг Солнца образуется вытянутая вдоль движения каплеобразная полость, в к-рой водород полностью ионизован вплоть до расстояний 10 а. е., а гелий — до 0.3 а. е. Анализ распределения интенсивности в линиях водорода и гелия позволил определить параметры локальной межзвёздной среды в окрестностях Солнца плотность и темп-ру водорода и гелия, степень ионизации водорода, направление и величину скорости движения Солнца. [c.220]

Модель изотермической атмосферы мало применима для достаточно плотных в тепловом диапазоне атмосфер. В [81] построен профиль температуры лучистого эавновесия в атмосфере Венеры с использованием диффузионного приближения и среднего коэффициента поглогцения по Росселанду. [c.779]

Рис. 1.2.2. Изменение параметра устойчивости атмосферы с1в/с12 в функции высоты 7 на Венере по данным измерений температуры на космических аппаратах Венера 10, 11, 12" и зондах Пионер-Венера а - Венеры ( ) и Большой зонд (о) б - Северный зонд, в - Дневной зонд г - Ночной зонд. Выделяются области конвективной неустойчивости на высотах 52-57 км и сдвиговых течений между 45 и 50 км. Наблюдаемое хорошее согласие данных в различных областях измерений и в разное время суток свидетельствует об однородном характере динамики атмосферы Венеры. Согласно Сифф, 1983).

Заметим, что не менее важную роль она могла играть и на ранних этапах эволюции атмосферы Венеры, с чем связана гипотеза о первичном океане, который в дальнейшем, вследствие развития необратимого парникового эффекта, был потерян Маров и Гринспун, 1998). Подкреплением этой гипотезы служат данные об обогащенности атмосферы Венеры дейтерием, отношение общего со- [c.27]

Рис. 1.2.3. Вариации вертикальной компоненты скорости ветра при спуске на парашюте в атмосфере Венеры аппарата Венера б . Время спуска по оси абсцисс соответствует пройденному аппаратом интервалу высот от 51 до 18 км. Среднеквадратическое отклонение измеренных значений (при осреднении на интервале 10 с) не превосходит 0.2 м/с. Согласно Кержанович и Маров, 1983).

Для Марса характерно возникновение упоминавшегося выше термического прилива, а приливные эффекты в плотной атмосфере Венеры, возможно, оказывают также влияние на ее захват в резонансный режим с Землей (см., например, Кузьмин, Маров, 1974)). Источником ВГВ служат различного рода возмущения, связанные с перестройкой метеорологических процессов, обтеканием воздушными потоками горных массивов, ветровыми сдвигами шировыми нестабильностями), разогревом авроральных областей и др. В стратифицированной среде, подобной атмосфере, такие волны обычно распространяются как в вертикальном, так и в горизонтальном направлении и, например, в возникшем начальном возмущении по вертикали с ростом высоты может преобладать горизонтальная компонента. Выделение тепла при диссипации энергии внутренних гравитационных волн в нижней термосфере оказывается сопоставимой с другими энергетическими источниками, связанными с притоком солнечной радиации на этих высотах (Рис. 1.3.3.). [c.43]

Рис. 1.3.5. Высотные профили парциальных концентраций в верхней атмосфере Венеры по данным масс-спектрометрических измерений на космическом аппарате Пионер-Венера ночью (сплошные кривые) и днем (пунктир). Относительное преобладание СО и О- продуктов диссоциации СО2 начинается выше примерно 150 км в ночные часы и 170 км в дневные часы Показаны также ночной и дневной профили массовой плотности р, отнесенные к верхней горизонтальной шкале. Согласно Ниман и др., 1980).

Рис. 1.3.6. Модель состава верхней атмосферы Венеры (а), рассчитанная при заданых значениях высотного профиля коэффициента турбулентной диффузии (z) (б). Паи-

Планетоцентрическая скорость входа космического аппарата в сферу действия Венеры минимальна при гомановской траектории перелета и равна 2,709 км/с. Соответствуюш,ая минимальная скорость падения равна 10,713 км/с. Можно ее принять за скорость входа в атмосферу (за радиус планеты 6050 км принимается радиус ее верхнего слоя облаков). При негомановском перелете скорость входа больше, так как гелиоцентрический подлет к Венере осуществляется под углом к ее орбите. Чрезвычайно плотная атмосфера Венеры позволяет осуществить аэродинамическое торможение, но предъявляет очень высокие требования к прочности спускаемого аппарата. [c.387]

В советской работе 1979 г. [4.83] указывается, что по существующим условиям навигационный коридор входа в атмосферу 10питера имеет ширину 1100-4-1300 км. Это значит, что точность попадания по высоте составляет 550-4-650 км. Как показал опыт спусков в атмосфере Венеры, научная аппаратура способна выдержать перегрузки 2004-300 единиц. Баллистический спуск в атмосфере Юпитера трудно осуществим, так как неточность знания нами атмосферы и ошибки навигации могут привести к перегрузке 450-4-500. Слишком узок баллистический коридор входа. Использование же аппарата скользящего типа с аэродинамическим качеством 0,3 расширяет коридор входа до 1300 км (предполагается допустимая перегрузка 250), причем имеется в виду возможность управления подъемной силой путем изменения ее знака (см. 2 гл. 11). Масса теплозащиты должна составлять 35-4- 55% массы зонда. [c.418]

Этот вопрос имеет больиюе практическое значение. При попытках объяснения зодиакального света и света, рассеянного атмосферами Венеры и Марса, пользовались интенсивностями и степенью поляризации, рассчитанными по формулам Ми. Ясно, что в таких случаях представляют интерес не столько определенные точные размеры, сколько большой ряд значений х. Для расчета диаграммы рассеяния облака частиц с заданным распределением частиц по размерам прежде всего нужно выполнить интерполяцию, дающую надежные значения для всех промежуточных значений х, а затем интегрирование, дающее требуемое решение. [c.272]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...