Отечественные и зарубежные спутники связи 2 страница

Состав атмосферы. Впервые химический состав атмосферы прямыми методами был осуществлен советскими аппаратами «Венера-4, -5 и -6». Он оказался таким: СО₂ -97, N₂ - 2, О₂ - 0,1, Н₂О - 0,05%. Последующие полеты космических аппаратов подтвердили приведенные данные с небольшими коррективами. Крайне незначительное содержание водяного пара в атмосфере, а в ней сосредоточена вся планетная масса гидросферы внешней области Венеры, представляет собой на сегодняшний день загадку.

Атмосферы планет земной группы формировались за счет выхода из недр вулканических газов при дифференциации вещества в стадию его расплавления. Основную часть вулканических газов составляют водяной пар и углекислый газ, находящиеся между собой в объемном соотношении 5:1. Свободные азот, кислород и водород в состав вулканических газов не входят, а представляют собой продукты последующих реакций.

По оценкам, общее количество углекислого газа на Венере и Земле приблизительно одинаковое. Только на Земле он связан в осадочных породах и отчасти поглощен водными массами океанов, на Венере же весь он сконцентрирован в атмосфере. Обилие углекислого газа в современной атмосфере Венеры в тысячи раз превышает общее его количество в земной атмосфере.

В соответствии с приведенной пропорцией выделения водяного пара и углекислого газа при дифференциации планетного вещества Венера должна была бы иметь мощнейшую гидросферу, вполне сопоставимую с земной - с толщиной эквивалентного слоя воды на поверхности порядка 2,7 км. Приблизительно такого же колоссального масштаба должна была бы быть и гидросфера Венеры - планеты, по своим размерам и эволюции очень сходной с Землей. Куда же девались с Венеры огромные массы воды? Надежного ответа на поставленный вопрос пока нет.

Вертикальная структура. В соответствии с температурным профилем атмосфера Венеры делится на две области: тропосферу, простирающуюся от поверхности планеты приблизительно до 100 км, и термосферу.

Тропосфера. Названа по аналогии с земной тропосферой по температурному вертикальному профилю. В венерианской тропосфере температура с высотой понижается. На поверхности температура равняется + 460ºС, она мало меняется днем и ночью. К верхней границе тропосферы температура понижается до 180 К (- 93ºС). Состав газов тропосферы в общем сохраняется по всему профилю, т.е. это в основном атмосфера из углекислого газа.

В тропосфере на высотах между 45 – 50 и 60 – 65 км находится облачный покров, у него очень высокое альбедо: он отражает около 78% приходящей солнечной радиации. Только небольшая часть солнечной энергии проходит через облака и тропосферный воздух и достигает поверхности планеты.

Несмотря на то, что прямая солнечная радиация почти не достигает поверхности планеты, температура ее, а также нижних слоев тропосферы очень высока - до 460ºС. Причиной является сильно выраженный парниковый эффект атмосферы.

Облачный покров. Несмотря на неоднократное пересечение облачного покрова спускаемыми аппаратами космических станций, взятие проб воздуха на разной высоте и анализ их, четкого представления о составе облаков и их генезисе до сих пор нет. Ясно только одно, что если до космического века они признавались в основной своей массе состоящими из водяного пара, то в настоящее время такая точка зрения признается ошибочной.

По степени поляризации облака состоят скорее всего из капелек серной кислоты с примесью воды.

М.Я. Маров (1976) облачный покров Венеры определяет как скопление капелек концентрированного (75-80%) водного раствора серной кислоты, возможно, с примесью плавиковой и соляной кислот. Серная кислота находится в переходном состоянии из жидкой фазы в твердую. Содержание водяного пара в облачном покрове не более 10% от общей смеси газов.

По вертикали облачный покров делится на три слоя: верхний, простирающийся между высотами 65 и 78 км, средний, основной слой плотных облаков - от 50 до 65 км и нижний, находящийся под основным слоем и представляющий собой дымку, аналогичную верхнему слою.

Основной облачный слой, обладающий стабильностью и высокой плотностью, непрозрачен для световых лучей. 78% солнечной радиации отражается его верхней поверхностью, и именно ее полосчатое строение наблюдается в наземных телескопах и на телевизионных снимках. Светлые полосы это - это поверхность густых облаков, а темные - разрывы между ними, через которые в ультрафиолетовых лучах виден неосвещенный нижний слой облачного покрова.

При среднем значении температурного градиента в тропосфере 7,3 /км ( у земной тропосферы он 5,6 /км) температура воздуха понижается с высотой приблизительно от +470ºС у поверхности планеты до –35ºС у верхней поверхности основного облачного слоя (Ксанфомалити, 1976). Это означает, что в верхней части облачного слоя вода может находиться (при давлении 0,11 кг/см) только в твердой фазе - в виде кристаллов льда.

Используя указанное значение температурного градиента, легко получить температуру нижней поверхности основного облачного слоя на высоте 50 км. Она будет + 75ºС. Приблизительно на 2 - 3 км ниже того уровня, уже в пределах нижнего разреженного облачного слоя, температура повышается до + 100ºС. Это предел нахождения воды в жидкой фазе. Следовательно, ниже 47 – 48 км вода может находиться в тропосфере только в газообразном состоянии - в виде пара. Таким образом, поверхность Венеры нигде не соприкасается с водой в ее наиболее активной фазе - в жидком состоянии. Круговорот воды на Венере, характеризующийся крайней незначительностью участвующей в нем воды, могущей переходить из одной фазы в другие, ограничивается интервалами высот в тропосфере от 47 до приблизительно 65 км. Атмосферные осадки на Венере в виде дождя, снега, града отсутствуют вследствие очень напряженного температурного поля внешней области планеты. Из сказанного следует, что круговорот воды на Венере не возбуждает обычных для Земли природных процессов - флювиальных, гляциальных и других. Вода в парообразном состоянии обусловливает химическое выветривание горных пород. Однако и этот процесс малоактивен.

Термосфера. Над тропосферой находится разреженная верхняя атмосфера. Днем она нагревается от прямой радиации в ультрафиолетовом диапазоне волн, а потому ее температура с высотой повышается. Таким образом, по вертикальному изменению температуры термосфера Венеры аналогична земной термосфере.

Рисунок 7.35. Зависимость температуры Венеры от высоты

Но вместе с тем имеются и различия. На Земле эта сфера существует непрерывно - день и ночь, а на Венере - только днем, ночью она исчезает. Повышенный нагрев воздуха в дневное время заменяется его сильным охлаждением ночью, в связи с чем воздушная среда верхней атмосферы приобретает свойство криосферы.

В верхней атмосфере преобладание СО₂ сохраняется до высоты 200 км. На высотах 250 – 300 км его заменяет атмосферный кислород (О₂) и окись углерода, а выше 500 – 700 км атмосфера становится чисто водородной, которая постепенно переходит в межпланетную среду.

Температурный минимум в атмосфере приурочен к высотам 100 – 110 км, т.е. к основанию термосферы. Его значение выражается 160 – 180 К (от –113º до –93ºС). Подъем температуры воздуха выше этого уровня связан с поглощением коротковолновой солнечной радиации.

Циркуляция атмосферы. Под влиянием солнечной радиации происходит неравномерный нагрев планетной атмосферы. Тепловой баланс атмосферы в экваториальной зоне бывает положительным, т.е. приход тепла больше излучения его в инфракрасном диапазоне волн в космос. Однако избыток тепла не накапливается в экваториальной зоне, а передается полярным областям, у которых тепловой баланс отрицательный. Происходит некоторое сглаживание температурных различий областей: одной - с положительным тепловым балансом, другой - с отрицательным.

Этот процесс конвективной передачи тепла от экватора к полюсам свойственен и Земле, но вследствие мощного широтного перемещения воздушных масс с востока на запад он оказывается недостаточно выраженным.

В венерианской атмосфере горизонтальные различия температур намного меньше, чем вертикальные. Наибольшие широтные различия, установленные АМС «Пионер-Венера – 1», относятся к верхнему уровню облаков. Разница в температурах по этому уровню (65 км от поверхности) между полюсами и 60-й параллелью составляет 10º – 20º, а наиболее высокие ее значения приурочены к экваториальной зоне, как и у других планет.

Наибольшее количество энергии поглощается в интервале высот 70 – 100 км; температура на этом уровне на полюсе выше, чем в экваториальной зоне.

Впрочем, аналогичное явление характерно и для Земли. В земной атмосфере в пределах стратосферы и мезосферы полярная область теплее, чем экваториальная.

В венерианской тропосфере температурные вариации по широте значительно больше, чем по долготе. По долготе на расстоянии 110º (больше ¼ окружности) изменение температуры составляет не более 5º. В нижней тропосфере (10-20) км различия еще меньше, она так массивна, что сохраняет высокие температуры даже в течение продолжительного периода очень длинной (117 земных суток) венерианской ночи. Температура на ночной стороне Венеры лишь на 20º ниже, чем на дневной.

Хотя горизонтальные температурные различия в венерианской тропосфере малы, тем не менее они могут возбуждать силы атмосферной циркуляции. Особенно большое значение имеют широтные градиенты температуры (между дневной и ночной сторонами планеты).

В соответствии с вращением Венеры с востока на запад в том же направлении (с востока на запад) происходит вращение атмосферы. Скорость вращения тропосферы как по вертикали, так и в горизонтальном направлении изменяется. Если на экваторе у поверхности Венеры восточные ветры не превышают скорость 1-2 м/сек, то на уровне верхней поверхности основного облачного слоя, т.е. на высоте 65 км, скорость восточного переноса воздушных масс возрастает до 100 м/сек (360 км/час). Вращаясь с высокой скоростью (в экваториальной зоне), облачный покров за четверо земных суток делает оборот вокруг Венеры, совершающей свой оборот вокруг оси за 243 суток, т.е. вращается в 60 раз медленнее, чем верхняя поверхность основного облачного слоя.

На высотах от 40 до 60 км движение воздушных масс с востока на запад происходит со скоростью 60 м/сек. У поверхности планеты ветра практически нет (скорость его 1-2 м/сек), и она окутана плотным горячим сухим воздухом (470ºС). Наличие облачного покрова свидетельствует о восходящих потоках воздуха. Вследствие медленного вращения силы Кориолиса на Венере очень малы.

Климат. Погода. Применительно к Венере, конечно, несколько упрощая суть дела, можно сказать, что климат и погода на этой планете одно и то же. Действительно, если под погодой понимать «непрерывно меняющееся состояние атмосферы . или последовательное изменение значений всех метеорологических элементов .», то на Венере эти условия практически неизменны в течение и суток и года. При почти перпендикулярном положении оси вращения Венеры к орбитальной плоскости (наклон 3º) колебания значений метеорологических элементов остаются в течение суток почти неизменными. Колебания температуры у поверхности не превышают 5º – 15ºС.

Экзогенные процессы

Отсутствие на Венере воды и крайне малая скорость ветра у поверхности планеты не способствуют развитию ни флювиальных, ни эоловых процессов. Обнаружение «Венерой-8» подобия коры выветривания на горных породах, богатых радиоактивными элементами, свидетельствует о действии процесса химического выветривания, хотя на поверхности планеты, как отмечалось, нет ни капли жидкой воды. При очень высокой температуре поверхности, близкой к точке плавления цинка и свинца, вероятно, протекают процессы непосредственного взаимодействия горной породы с находящимся в воздухе водяным паром. Вследствие необычайной сухости воздуха нижних слоев атмосферы едва ли процесс химического выветривания может идти активно.

При господстве устойчивых температурных условий на поверхности планеты термическое выветривание также протекает очень вяло. Как показали панорамы поверхности Венеры, выполненные спускаемыми аппаратами «Венера-9-14», местами имеются крутые склоны с каменными осыпями. Следовательно, в определенных условиях рельефа гравитационные процессы могут протекать активно.

Рельеф и недра

В отличие от Луны и Меркурия, где отсутствие атмосферы или ее большая прозрачность (Марс) позволяют вести орбитальным спутникам детальную телевизионную съемку, густой облачный покров Венеры, практически поглощающий всю солнечную радиацию оптического диапазона волн, исключает возможность получения фото- и телевизионных снимков поверхности планеты. Но облачный покров пропускает радиоволны, вследствие чего имеется возможность радарной съемки поверхности Венеры путем использования наземных высокочувствительных радиотелескопов. И еще один способ изучения поверхности - это посылка на нее специальных аппаратов-лабораторий, снабженных телекамерами. В последнее десятилетие было послано много таких аппаратов, о строении поверхности Венеры были получены конкретные данные.

На поверхности Венеры обнаружена порода, богатая калием, ураном и торием, что в земных условиях соответствует составу не первичных вулканических пород, а вторичных, прошедших экзогенную переработку. В других местах на поверхности залегает крупнощебенчатый и глыбовый материал темных пород с плотностью 2,7-2,9 г/см и другие элементы, характерные для базальтов. Таким образом, поверхностные породы Венеры оказались такими же, как на Луне, Меркурии и Марсе, излившимися магматическими породами основного состава.

Спускаемый аппарат «Венеры-9» сел на склон крутизной 30º, и слагающие склон обломки пород были угловатыми, часто с острыми ребрами, среди них находилось небольшое количество мелкозема. В целом на Венере наиболее распространена скалистая поверхность без мелкозема или с его небольшим количеством. Однако ни песка, ни пыли, как на Марсе, ни порошкообразного вещества с включением каменных обломков, т.е. лунного реголита, в местах посадки спускаемых аппаратов не оказалось. Но обнаружено другое - наличие маломощных плотных слоистых пород. Их образование связывается с осаждением из атмосферы вулканического пепла и метеоритной пыли.

Проведенные космическими аппаратами аналитические исследования подтвердили магматическое происхождение коренных пород и их основной состав. Цветное фотографирование мест посадки спусковых аппаратов позволило с большей детальностью охарактеризовать горные породы.

Последние радарные исследования, осуществленные в Посадене (Калифорния, США) в 1974-1975 годах, позволили получить много данных о макрорельефе венерианской поверхности. К числу наиболее интересных сведений следует отнести обнаруженные вблизи экватора линейного трога протяженностью 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км, ориентированного с СВ на ЮЗ. По своей морфологии он напоминает Восточно-Африканскую систему рифтов и гигантский грабен, то же в экваториальной зоне Марса. Анализ радиолокационной карты Венеры выявил широкое распространение на ней рифтовых зон.

Дж. Шабер (Рифтовые зоны на Венере, 1983) выделил в пределах тропических широт планеты три крупные зоны тектонических нарушений, протягивающихся на многие тысячи километров. Главная из них проходит в субширотном направлении от земли Афродиты к вулканическому поднятию Бета. Рифтовые структуры в ней располагаются вдоль южных подножий поднятий Овды и Фетиды. Длина зоны 21 тыс. км. Другая зона аналогичной структуры (длиной 14 тыс. км) прослеживается от области Фетиды до северо-западного окончания области Атлы. Третья зона (длиной 6 тыс. км) протягивается в меридиональном направлении от области Бета до области Фебы.

Основную часть поверхности Венеры занимают холмистые равнины. Крупные возвышенности (высотой до 10 км) в совокупности занимают пространство с Австралию. Многие возвышенности имеют в плане овальную форму и являются, вероятно, щитовыми вулканами. Один из них напоминает марсианский вулканический гигант Олимп. Поперечник его от 300 до 400 км, но высота всего 1 км. В центре лавового щита находится кальдеровидная депрессия диаметром 80 км. По-видимому, вулканические формы вообще широко распространены на поверхности Венеры.

На радиолокационной карте Венеры видно обилие кратеров, похожих на лунные. Особенно их много в экваториальном поясе. Крупные кратеры имеют поперечники в десятки километров и даже достигают 150 км. Характерно, что все кратеры более плоские, чем лунные, даже наиболее крупные из них не глубже 400 м.

Американский ученый Р. Гольдштейн исследовал экваториальную область поперечником в 1500 км. На этой площади он обнаружил свыше 10 кратеров диаметром от 35 до 150 км. В отличие от лунных и марсианских кратеров, достигающих глубины 3-5 % диаметра, венерианские кратеры не превышают 0,3 % диаметра. Вообще поверхность Венеры по сравнению с другими планетами оказалась более сглаженной.

Наряду с кратерами обычных размеров с поперечником в десятки километров (реже в 100 км) на Венере имеются и гигантские овальные впадины – депрессии, подобные Морю Дождей на Луне, диаметром до 1 тыс. км. Одна из них находится в северном полушарии. На Венере обнаружено много крупных тектонических структур, подобных марсианским и земным. В приэкваториальной области простирается обширная возвышенность Бета, по-видимому, огромный вулкан щитового типа, сложенный базальтами.

К югу от массива Бета находится другая крупная возвышенность - Феба. На цветных панорамных снимках ее восточной оконечности грунт имеет необычные желто-коричневые оттенки. Но эта окраска - результат проявления поглощающих особенностей венерианской атмосферы, которая пропускает к поверхности планеты только волны солнечной радиации желтого и коричневого диапазонов, а голубой спектр поглощает.

Весь регион Бета-Феба геологи относят к вулканическим провинциям, притом молодого возраста, поскольку они имеют свежую поверхность, еще не затронутую процессом химического выветривания. (Ксанфомалити, 1982).

Достоверных данных о внутреннем строении Венеры пока нет. Но ее большая вулканическая активность в течение всей истории очевидна. В работе Э. И Л. Янг (1978) приводится теоретически обоснованный разрез планеты, из которого ясно, что внутреннее строение Венеры похоже на земное. Предполагается, что планета имеет жидкое ядро, мантию и кору из горных пород. Размеры ядра, так же как толщина мантии и коры, неизвестны.

Американские ученые Р.Ю. Филлипс, И.М. Каула и др. считают, что тектоника и эволюция Венеры и Земли разные. У Венеры в отличие от Земли преобладают преимущественно сглаженные формы рельефа, отсутствуют такие морфоструктуры, как срединно-океанические хребты; для нее характерны прямая корреляционная зависимость между гравитационными аномалиями и топографией, а также расположение компенсационных масс под поднятыми участками на глубинах приблизительно 100 км. Кора Венеры имеет очень древний возраст, а общая высокая температура у ее поверхности исключает возможность проявления субдукции (погружения океанической коры под материковые области).

Магнитное поле.Исследованиями установлено, что собственного магнитного биполярного планетного поля у Венеры не обнаружено и связано это прежде всего с тем, что у Венеры отсутствует твердое ядро. Но слабое магнитное поле, связанное, вероятно, с намагниченностью приповерхностных толщ горных пород, имеется. Оно фиксируется в зоне его взаимодействия с солнечным ветром - ударной волной мощностью 10-20 км. Напряженность магнитного поля поверхности Венеры оценивается в 18 гамм, т.е. в 2-3 тыс. раз слабее, чем у поля Земли. Такое очень слабое магнитное поле может лишь в небольшой степени ослаблять воздействие мощного плазменного потока солнечного ветра на поверхность Венеры.

Природная обстановка

Попав на Венеру, мы окажемся в совершенно особой, не только нам не привычной, но гибельной для всего живого природной обстановке. Это прежде всего высокая температура, необычайная сухость поверхности и нижней атмосферы и, наконец, ее состав - 97 % СО2. Человек, оказавшийся на Венере, найдет для себя привычные землянам условия давления и температуры только на одном высотном уровне - в тропосфере, в 55 километрах от поверхности планеты. Но и здесь состав воздуха другой – основным компонентом его будет углекислый газ.

Крупные тектонические поднятия, огромные вулканы и другие формы рельефа, в том числе и древнего, свидетельствуют прежде всего о слабой активности экзогенных процессов. И это понятно, ведь на поверхности Венеры отсутствует жидкая вода. С которой связано функционирование обширного комплекса экзогенных процессов. Вода в жидкой, а также в твердой и газообразной фазах способствует развитию мощного климатического круговорота, оказывающего определяющее воздействие не только на активность экзогенных процессов, но и на весь процесс эволюции внешней области планеты.

Планета Венера по массе, размеру, рифтообразованию и другим параметрам напоминает Землю. Но отсутствие у нее жидкой воды и связанных с нею активных процессов - причины большой консервативности ее поверхности. Она, как Луна и Меркурий, мало подвержена изменению экзогенными процессами. Даже Марс, приблизительно в 8 раз уступающий Венере по массе, достиг более высокого уровня эволюции внешней области. Это произошло за счет большой подвижности очень разреженной атмосферы и участия в прошлом небольшого количества жидкой воды в климатическом круговороте планеты.

Спутников Венера не имеет.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Поэты, живописцы и мечтатели называли ее «утренней и вечерней звездой», богиней Любви и воспевали в своих произведениях.

Писатели-фантасты, опирающиеся на уже известные научные данные, дали ей другое название – «Планета бурь». Скудность информации оптической астрономии, породившая массу околонаучных гипотез, а главное – неистребимое желание найти на ближайшей соседке Земли еще одну колыбель жизни, давали богатую пищу их воображению.

Близость к солнцу и большая продолжительность дня (соответственно и ночи) давали основание предполагать наличие большой разницы температур на дневной и ночной поверхностях планеты и, как следствие, мощные суточные перемещения атмосферы, сопровождаемые сильными ветрами. Поэтому она и была названа «Планетой бурь».

Наличие мощного облачного покрова в атмосфере, «конечно же, как и на Земле, состоящего из водяных паров», позволяло предполагать образование мощных грозовых фронтов с интенсивными электрическими разрядами, сопровождаемых ливневыми дождями, которые наполняли венерианские «моря и океаны, бушующие под ураганными ветрами». Все это происходило на фоне высоких температур поверхности планеты. Фантасты рисовали даже целые озера из расплавленного свинца и олова. Соответственно рисовалась и возможная жизнь на основе фтора и кремния, дающие высокотемпературные биологические структуры. Дальше – больше – экзотические тропические венерианские леса населялись своими высокотемпературными динозаврами и прочими ящерами.

Но .увы! Как ни прекрасны аллюзии, а считаться приходится с реалиями. Уже первые удачные спуски автоматов в атмосферу и, тем более, посадки на поверхность Венеры полностью опровергли все гипотезы фантастов.

«Планета бурь» при ближайшем рассмотрении оказалась раскаленной каменистой пустыней, а точнее дном атмосферного океана, на 97% состоящего из углекислого газа, с громадным давлением под 100 атмосфер и очень слабыми скоростями перемещения у поверхности. Никаких бурь, никаких океанов и никаких признаков или даже теоретических возможностей жизни, в привычном нам понятии. Так были развеяны легенды о «Планете бурь».

Автоматические межпланетные станции для исследования Марса

Ближайший сосед Земли со стороны, противоположной Солнцу, выделяется своим красным цветом. Вероятно поэтому древние римляне дали планете имя бога войны Марса. Марс удален от Солнца примерно на 228 млн. км. По удаленности от Земли Марс занимает третье место после Луны и Венеры. Оттого, что Марс бывает от Земли сравнительно недалеко его можно хорошо рассмотреть в телескоп. Было установлено, что весь свой путь вокруг Солнца Марс проходит за 687 дней, или за 1 год и 11 месяцев. Поскольку Марс и Земля движется в одну и ту же сторону, Земля каждые 2 года и 50 дней обгоняет Марс на целый оборот.

Диаметр Марса невелик, почти вдвое меньше диаметра Земли. Так как атмосфера на Марсе очень разрежена и в ней мало воды, облака в ней отсутствуют и он очень удобен для оптических наблюдений. В телескопы виден довольно крупный диск с красноватым оттенком, большая часть поверхности покрыта пятнами желтого или красноватого цвета названных материками. На фоне материков довольно четко выделяются темные пятна названные морями. Позже выяснилось, что воды в этих морях нет, но названия «моря» и «заливы» на картах Марса сохранились, только теперь их понимают также условно, как и «моря» на Луне.

Марс, как и Земной шар, вращается вокруг своей оси и наклон его оси такой же, как и у Земли. Продолжительность суток на Марсе тоже близка к Земным и составляет 24 ч. 37 мин. Из-за наклона марсианской оси на нем также бывает смена времен года и таяния полярных белых шапок. Поскольку Марс находится гораздо дальше от Солнца, чем Земля, солнечные лучи там светят и греют в 2,5 раза слабее, чем на Земле. Поэтому даже на экваторе Марса в самый жаркий полдень почва нагревается лишь до 10º – 20º тепла, а по ночам там всегда бывают очень сильные морозы. Зимой на Марсе температура доходит до 60º – 70º ниже нуля.

Ввиду того, что Земля и Марс движутся вокруг Солнца не по окружности, а по эллипсу и с разными скоростями, они то удаляются, то приближаются друг к другу. Минимальное расстояние от Земли до Марса равное всего 55 млн. км. называется великим противостоянием и повторяется каждые 15 – 17 лет.

Взаимное расположение планет очень важно с точки зрения энергетических и временных затрат при запуске к ним автоматических межпланетных станций. Для каждой из планет существуют свои оптимальные даты старта, именуемые «окнами». Эти «окна» повторяются через определенное время: для Марса – через 25 месяцев, для Венеры – через 19 месяцев и т.д.

10 октября 1960 года к Марсу стартовала первая ракета с научной аппаратурой. Но . до Марса не долетела, а упала где-то в Сибири.

14 октября 1960 года – повторный старт к Марсу – и опять неудача, ракета не вышла на орбиту.

А к началу нового 1961 года уже были готовы два первых межпланетных автомата для полета к Венере.

Отечественные станции серии «Марс».Первым КА, стартовавшим к Марсу, была советская автоматическая станция «Марс-1», запущенная 1 ноября 1962 г.

С этой станцией был проведен 61 сеанс радиосвязи и получен большой объем научной информации, в том числе о характере «солнечного ветра», сведения о магнитных полях и метеорных потоках. Радиосвязь поддерживалась до расстояния 106 млн. км, что для того времени было большим достижением. Сближение станции с Марсом наступило 19 июня 1963 г., она прошла от поверхности загадочной планеты на расстоянии 195 тысяч км, после чего вышла на гелиоцентрическую орбиту. Таким образом, впервые была проложена межпланетная трасса к Марсу.

Запуск станции «Марс-1» явился серьезным достижением советской науки и техники. Достаточно сказать, что при выведении станции на расчетную траекторию ошибка по направлению не превышала двух секунд, а в момент сближения минимальное расстояние от станции до планеты Марс было очень близко к расчетному. Это свидетельствовало о высокой точности выведения станции на расчетную траекторию. Трудный экзамен успешно выдержала отечественная радиоэлектроника – бортовые системы станции в течение длительного времени управлялись на расстоянии в десятки миллионов км.

Исследования Марса в течение столетий методами оптической астрономии, а в последние годы и с помощью радиоастрономии дали возможность получить много научной информации о составе атмосферы, физических условиях на поверхности, сезонных изменениях на ней и т. п. Как известно, 1971 г. был годом великого противостояния Марса. 10 августа 1971г. расстояние между ним и Землей было наименьшим – 56,2 млн. км.

1971 г. являлся также благоприятным и для запусков к Марсу автоматических станций. Для полета их по наивыгоднейшим траекториям необходимо определенное положение Марса относительно Солнца и Земли. Такое благоприятное с точки зрения энергетических затрат условие сложилось в мае 1971 г. Именно поэтому 19 и 28 мая в нашей стране был осуществлен запуск новых межпланетных станций «Марс-2» и «Марс-3».

Автоматическая станция «Марс-2», преодолев расстояние около 470 млн. км, 27 ноября 1971 г. вышла на орбиту искусственного спутника Марса. При подлете автоматической станции к планете от нее была отделена капсула, доставившая на поверхность Марса вымпел с изображением Герба Советского Союза. Таким образом, Марс стал третьим небесным телом, на которое после Луны и Венеры были доставлены вымпелы нашей страны. А через несколько дней советская наука и техника добились нового замечательного успеха.

2 декабря 1971 г. впервые в истории космонавтики спускаемый аппарат автоматической станции «Марс-3» совершил мягкую посадку на поверхность планеты Марс.