Наши космические пути - Коллектив авторов (читать книги онлайн полные версии .txt) 📗
Можно, таким образом, сказать, что период вращения Венеры вплоть до самого последнего времени оставался неизвестным.
С этим вопросом связан и другой: как направлена ось вращения Венеры по отношению к плоскости ее орбиты? Предположим, что ось вращения Венеры перпендикулярна к плоскости ее орбиты. Тогда никакой смены времен года на ней не будет. Напомним, что у Земли ось наклонена к плоскости орбиты на угол 66 градусов 33 минуты, а у Марса — на 64 градуса 48 минут. По этой причине как на Земле, так и на Марсе происходит смена времен года. С малой степенью уверенности наклон оси Венеры к плоскости ее орбиты определил американский астроном Койпер. Он предположил, что на Венере, аналогично Земле, имеется общая циркуляция облаков в направлении, параллельном экватору. Тогда из наблюдаемой в ультрафиолетовых лучах тенденции к расположению облачных образований, покрывающих поверхность планеты, вдоль параллельных линий он нашел, что ось вращения Венеры наклонена к плоскости ее орбиты под углом 58 градусов. Если это так, то на Венере будет происходить смена времен года. Заметим, что советский астроном В. И. Езерский из фотометрических наблюдений также получил указание о наличии сезонных изменений.
Принципиально новые возможности открываются в изучении Венеры с помощью радиолокации. В радиолокации исследуемый объект «освещается» радиоволнами передатчика и затем принимаются волны, отраженные от него. По времени, которое затрачивается на движение радиосигнала от локатора до объекта и обратно, можно с высокой точностью определить расстояние до объекта.
Если отражающий предмет движется, то из-за эффекта Допплера длина волны, а следовательно, и частота отраженных колебаний будут отличаться от посланных локатором. По этому изменению можно судить о том, приближается или удаляется отражающий предмет и с какой скоростью. В случае, если отражающий предмет вращается, то различные его части будут, очевидно, давать отраженные сигналы с различными частотами. По такому расширению спектра частот отраженных колебаний можно судить о скорости вращения. Кроме того, в принципе можно судить о характере поверхности частей планеты, приближающихся к нам и удаляющихся от нас с различными скоростями при ее вращении, поскольку эти части будут давать отраженные сигналы с различными частотами.
Радиолокационные наблюдения за Луной были проведены в Венгрии и США «сразу же после войны. Это было в свое время большим достижением. Локация более удаленных небесных тел в то время была невозможна: ведь необходимая мощность передатчика радиолокатора должна расти пропорционально четвертой степени расстояния до космического тела и обратно пропорционально квадрату его диаметра. Таким образом, при переходе от локации Луны к локации Венеры из-за увеличения расстояния примерно в 100 раз и учитывая, что диаметр Венеры примерно в 3,5 раза больше, чем у Луны, необходимо было увеличить мощность потока радиоволн, идущих от радиолокатора, по крайней мере в пять миллионов раз при сохранении чувствительности приемной установки.
Первые радиолокационные измерения расстояния до Венеры были сделаны в периоды наибольшего приближения Венеры к Земле в 1958 году в США и в 1959 году в Англии. Однако полученные результаты из-за весьма слабого сигнала были недостаточно надежными. Изменение частоты отраженных сигналов из-за вращения Венеры при использовавшейся тогда аппаратуре наблюдать было нельзя.
Проведенная в СССР радиолокация Венеры благодаря мощным передатчикам, большим антеннам и чувствительным приемникам позволила надежно зарегистрировать отраженные от Венеры посылаемые с Земли радиоволны.
Мощность радиоволн, попадавшая при этих измерениях на поверхность Венеры, несмотря на колоссальное расстояние до нее, достигала 15 ватт. Это дало возможность измерить расстояния до Венеры с большой точностью и надежностью и уточнить масштабы солнечной системы, о чем будет сказано ниже. По изменению частоты отраженных сигналов от Венеры удалось получить сведения о ее вращении.
Оказалось, что разность радиальных скоростей отдельных отражающих участков поверхности Венеры примерно равна 80 метрам в секунду.
Отсюда можно сделать вывод, что период ее вращения близок к 11 суткам (при предположении о перпендикулярности оси вращения Венеры направлению Земля — Венера и при условии, что все части поверхности Венеры отражают). При других предположениях период будет несколько короче.
Так, если принять наклон оси Венеры согласно результатам Койпера, о которых говорилось выше, то период вращения Венеры следует считать близким к 9 суткам.
Полученное радиолокационным методом расстояние до Венеры в моменты ее наблюдений позволило значительно уточнить среднее расстояние от Земли до Солнца (или, что то же, большую полуось эллипса, по которому Земля движется вокруг Солнца), так называемую астрономическую единицу. Это название возникло не случайно, так как среднее расстояние от Земли до Солнца по существу является масштабом всех космических расстояний. Так, например, расстояния до звезд и галактик, в конечном итоге, определяются через эту единицу.
До последнего времени астрономы знали, чему равна астрономическая единица, с точностью вполне достаточной для подавляющего большинства астрономических задач. Однако для целей астронавтики такая точность является недостаточной. Какими же способами определялась раньше величина астрономической единицы? Многие из этих способов имеют уже почтенный возраст, исчисляемый столетиями. Заметим, что в большинстве случаев задача сводилась к определению расстояния до какой-нибудь планеты, а затем, путем вычислений, по хорошо известным законам небесной механики, определялась сама астрономическая единица.
Расстояние до планеты можно определить, если одновременно наблюдать ее положение на небе с двух разных пунктов на поверхности Земли. Зная с большой точностью величину радиуса Земли и координаты пунктов наблюдения, путем вычислений можно определить расстояние до планеты. Этот метод в принципе такой же, как и принятый в топографии при определении расстояния до недоступных предметов, только точность наблюдений и вычислений должна быть значительно более высокой. Наилучпше результаты дают наблюдения близких к Земле малых планет — астероидов.
Та же задача может быть решена, если планету наблюдать с одного пункта Земли по крайней мере три раза в разные моменты времени.
Для определения астрономической единицы пользовались также очень редкими явлениями прохождения Венеры через диск Солнца. С двух точек земной поверхности наблюдались с большой точностью моменты вступления планеты на солнечный диск. Хорошие результаты, например, были получены еще в XVIII и XIX веках при четырех прохождениях Венеры по диску Солнца.
Существуют и другие методы определения астрономической единицы. Можно, например, использовать явление аберрации света. По причине этого явления каждая звезда в течение года описывает на небе некоторый эллипс. Большие оси таких эллипсов у всех звезд одинаковы и равны очень малой величине (около 40 угловых секунд), в то время как малые оси у разных звезд сильно различаются в зависимости от положения звезды на небе.
Из теории аберрации известно, что величина большой оси описываемого звездой в течение года эллипса зависит только от скорости движения Земли на ее орбите. Зная скорость этого движения и продолжительность периода обращения Земли вокруг Солнца (год), можно найти искомое расстояние от Земли да Солнца.
Можно упомянуть и про другой способ, заключающийся в анализе небольших, имеющих годичную периодичность, изменений длин волн линий в спектрах звезд. Эти изменения вызваны явлением Допплера по причине орбитального движения Земли. Наконец, существуют способы, основанные на тонком анализе особенностей движения Луны.
Все эти методы дают довольно согласные между собой значения астрономической единицы. Среднее расстояние от Земли до Солнца, получаемое этими методами, оказывается около 149 500 000километров. Возможная ошибка в этом расстоянии, однако, достигает сотни тысяч километров.
