Сканировал и обработал Юрий Аболонко (Смоленск)
НОВОЕ В ЖИЗНИ, НАУКЕ, ТЕХНИКЕ
ПОДПИСНАЯ НАУЧНО-ПОПУЛЯРНАЯ СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА, АСТРОНОМИЯ
10/1989
Издается ежемесячно с 1971 г.
ББК 26.11
Г 90
Редактор ВИРКО И. Г.
СОДЕРЖАНИЕ
Глава I, в которой говорится о том, что и в древности люди были не такими простаками и знали, что Земля похожа на шар | 3 |
Глава II, в которой рассказывается о силах притяжения и центробежной, как они формируют фигуру Земли, о том, что такое сила тяжести, какое распределение сил должно быть на идеальной Земле | 10 |
Глава III об эволюции понятия фигуры Земли, о стандартных эллипсоидах и о том, что такое высота над уровнем моря и как она определяется | 12 |
Глава IV, в которой говорится о том, как в наше время измеряют ускорение свободного падения g и аномалии силы тяжести и сколь преуспели люди в изучении гравитационного поля Земли | 20 |
Глава V, в которой рассказывается, что произошло в науке о фигуре Земли, когда на спутник поставили радиодальномер | 25 |
Глава VI о том, каким представляется сейчас внутреннее строение Земли | 30 |
Глава VII. Аномалии силы тяжести и геоид – инструмент изучения океана. Новое понятие – рельеф океана | 34 |
Глава VIII. Дыхание Земли | 36 |
Глава IX, в которой рассказывается о фигуре Луны и планет и о том, похожи ли они на Землю | 38 |
| «Магеллан» летит к Венере | 42 |
| Миссия «Фобос» – увы! – завершена | 46 |
| «Спейс Шаттл» – прошлое и настоящее | 53 |
Грушинский Н. П.
| Г 90 |
ISBN 5-07-000281-3
15 к.
Вопрос о форме Земли интересует специалистов самых разных наук. Используя большой научный материал, автор рассказывает об определении действительной формы Земли и об использовании полученных результатов в народном хозяйстве.
Сборник рассчитан на лекторов и слушателей народных университетов.
1802020000ББК 26.11
ISBN 5-07-000281-3© Издательство «Знание», 1989 г.
ГЛАВА I,
в которой говорится о том, что и в древности люди были не такими простаками и знали, что Земля похожа на шар
Еще 3 тыс. лет назад египетские жрецы, весьма сведущие в астрономии, знали, какова форма Земли. У китайцев есть записи астрономических наблюдений, отстоящие от нас на 4,5-тысячелетия, и можно предполагать, что форма Земли была им также хорошо известна. Две с половиной тысячи лет назад греческий философ Пифагор (VI в. до н. э.) учил, что Земля, так же как и другие небесные тела, имеет форму шара и висит без всякой поддержки в мировом пространстве. Ученик Пифагора Филолай (V в. до и. э.) впервые высказал идею о движении Земли вокруг центрального огня. Правда, центральный огонь, по Филолаю, – это не Солнце, которое вместе с Землей, Луной и пятью известными тогда планетами движется вокруг этого огня. Есть указание, что этих же взглядов придерживались жившие в то же время Гераклит, Экфант, Аристарх Самосский и их ученики. Более подробно известно учение Платона (428 – 347 гг. до н. э.), считавшего, что Солнце, Луна и планеты обращаются по восьми концентрическим кругам вокруг оси, проходящей через Землю.
Впервые отчетливо и обоснованно понятие шарообразности Земли высказал Аристотель (384 – 322 гг.), который уже тогда имел представление о геоцентрической системе. Суждение о том, что Земля, Солнце, Луна и планеты имеют форму шара, было в те времена распространено, но основывалось главным образом на пристрастии древних греков к круговой форме, как идеально правильной. Обратив внимание на форму Луны в различных фазах, Аристотель справедливо утверждает, что для наблюдателя с Земли такая картина может быть только в случае, если Луна – шар (рис. 1). По представлению Аристотеля, в центре мироздания стоит круглая Земля. Луна «ходит» по окружности вокруг нее. Солнце, находясь дальше Луны, освещает ее извне так, что, если Луна расположена между Землей и Солнцем, она кажется темной (позиция 1), если за Землей – весь диск освещен (позиция 5), если где-то в промежуточной позиции – освещен только серп. Но во всех случаях форма освещенной, т. е. видимой, части Луны такая, какую может иметь только шар. Но если Луна – шар, то и Земля тоже, ибо всем небесным телам естественно иметь одинаковую совершенную форму. Много позже, когда утвердилась гелиоцентрическая система, аналогичное рассуждение сохранило силу, только поменялись положениями Земля и Солнце.
 Рис. 1. Фазы Луны в птолемеевой системе мироздания |
Шарообразность Земли Аристотель доказывает и по наблюдениям лунных затмений. Справедливо полагая, что лунное затмение – это прохождение тени Земли по лунной поверхности, он обращает внимание, что форма этой тени всегда такая, которую может дать только шар.
Аристотель указал и на то, что при перемещении наблюдателя к югу или северу звезды изменяют свое видимое положение относительно горизонта, а именно в направлении перемещения наблюдателя новые звезды поднимаются из-за горизонта, а позади опускаются за горизонт. Поскольку звезды далеки и при перемещении наблюдателя направление на них изменяется мало, то, значит, изменяется положение горизонта, т. е. имеет место кривизна поверхности. То, что кривизна везде одинакова, Аристотель заключает умозрительно.
Есть и забавное рассуждение Аристотеля о шарообразности Земли: путешественники, возвратившиеся с востока, из Индии, и с запада – из Африки, рассказывают о том, что и там и там есть слоны. Но слоны могут быть только в одной стране. Значит, идя на восток или на запад, мы равно достигаем страны, населенной слонами. Значит, Земля – шар.
Утверждение идеи о шарообразности Земли было очень плодотворным. Оно открыло путь созданию календаря и объяснению явлений смены времен года и климатических поясов.
От идеи замкнутой формы недалеко до идеи измерения размера Земли. И действительно, не прошло и века, как грек Эратосфен (276 – 195 – 196) впервые измерил длину дуги от Александрии до Сиены, вычислил длину окружности и радиус Земли. Были утверждены пространственная конечность и сравнительная малость нашего мира. Эратосфен измерил зенитное расстояние Солнца в Александрии, оказавшееся равным 1/50 окружности в тот день, когда в Сиене, расположенной к югу вверх по течению Нила, Солнце «освещало дно глубоких колодцев», т. е. было в зените. В результате он нашел, что длина L всей окружности равна 50l, где l – расстояние между Сиеной и Александрией. Это расстояние было хорошо известно, поскольку из Александрии в Сиену часто ходили караваны, поднимались на лодках по Нилу. Путешественники считали, что это расстояние равно 5000 египетских стадий.
Эту меру длины, получившую греческое название «стадия», ввели еще вавилонские жрецы. Они рассчитали, что Солнце во время равноденствия описывает от восхода до захода, т. е. за 12 ч, дугу, равную 360 диаметрам солнечного диска. Значит, за 1 ч оно проходит дугу, равную 30 диаметрам, а за 2 мин – расстояние в 1 диаметр (рис. 2).
 Рис. 2. Длина стадии |
Таким образом, угловую проекцию своего диска Солнце проходит за 2 мин. Эта величина и была положена в основу меры длины. За единицу же длины было принято расстояние, равное среднему числу шагов, которое делает человек за это время. Выходило 240 шагов – что-то между 150 и 200 м. Греки переняли эту вавилонскую меру при измерениях дистанций на соревнованиях в беге, называвшихся стадиями. Отсюда и название – «стадия». Длина стадий несколько варьировалась. Так, по Геродоту, она равна 185 м, стадия, которой измерял окружность Земли Эратосфен, равна 157,7 м.
Итак, длина окружности Земли, по Эратосфену, оказалась равной
Через несколько десятилетий после Эратосфена измерение дуги от Александрии до острова Родос предпринял Посидоний (135 – 50). Он получил для окружности Земли величину, равную
В I в. н. э. Птолемей (87 – 165) создал свой знаменитый «Альмагест»* и геоцентрическую систему мира, просуществовавшую более 1500 лет до гелиоцентрической системы Коперника. «Альмагест» состоит из 13 книг, в первой из которых обсуждается шарообразность Земли, излагаются основные доказательства этого и логически опровергаются суждения о том, что Земля плоская. Для земной окружности Птолемей принимает значение, полученное Посидонием. Вопрос о фигуре Земли является одним из наиболее обоснованных и хорошо разработанных разделов «Альмагеста».
* Первоначальное название «Мегалес синтаксис» – «Великое построение». В переводе на арабский «Аль Маджести» – «Величайшее». Русская транскрипция превратила это в «Альмагест».
В течение восьми веков после Птолемея мы не знаем серьезных работ по изучению форм и размеров Земли.
VII век замечателен бурным развитием арабской цивилизации. В это время по приказанию халифа Гарун-аль Рашида (766 – 809) начат перевод «Альмагеста» на арабский. Окончательная версия перевода завершена в IX в. В 829 г. при халифе Аль-Мамуне (786–833) в Багдаде закончена постройка астрономической обсерватории. Перед астрономами поставлена задача проверить оценку величины земного шара, приведенной в «Альмагесте». Тогда же арабскими учеными в Месопотамии были выполнены два измерения длины дуги меридиана и угла между ее конечными точками. Это было первое действительно градусное измерение, при котором непосредственно измерялись углы (зенитные расстояния) и длина дуги меридиана между конечными точками. Значение радиуса Земли, полученное арабами, оказалось очень близким к современному и составляет 6406 км.
Прошло еще 700 лет до того времени, когда измерением размеров Земли и изучением ее фигуры занялись европейцы. В 1528 г. было выполнено измерение дуги меридиана французом Ж. Фернелем (1497 – 1558). Это время совпадает с появлением гелиоцентрического учения Н. Коперника (1473 – 1543), утвердившего Солнце в центре Солнечной системы и лишившего Землю ее исключительного центрального положения. В вопросы размеров Земли Коперник не входил.
Наука об изучении формы и размеров Земли называется геодезией (от geos – Земля, deio – разделять). Становление геодезии как науки следует отнести к XVII в., когда голландский физик В. Снеллиус (1580 – 1626) придумал способ триангуляции, с помощью которого неточные измерения длин заменил значительно более совершенными угловыми измерениями. В 1617 г. он произвел свое градусное измерение (так стали называть измерение длин дуг меридиана) под Ганновером и получил, что длина одного градуса равна 67 милям, или 108 км. В последующем в этом результате были обнаружены и исправлены ошибки. Оказалось, что градус равен 69 милям (111 км), что, учитывая тогдашнюю точность, является блестящим результатом. Радиус Земли оказался равным 6406 км.
Примерно тогда же английский физик Р. Норвуд (1590 – 1636) измерил дугу между Лондоном и Йорком. Наконец, в 1671 г. французский физик Ж. Пикар произвел очень точные измерения дуги от Парижа до Амьена и получил значение 1º = 111,212 км, что дало значение радиуса, равное 6372,692 км.
В это время на небосклоне науки вспыхнула новая звезда – в день рождества 1642 г. по старому стилю (4 января 1643 г. по новому) родился И. Ньютон (1643 – 1727). Он заложил основы теоретической механики, открыл закон всемирного тяготения, распространил его на Солнечную систему и всю Вселенную, вдохнул жизнь в гелиоцентрическую систему Коперника.
Исходя из открытого им закона всемирного тяготения, Ньютон заключил, что Земля и другие планеты имеют форму не шаров, как считалось ранее, а эллипсоидов вращения. Он рассчитал для Земли сжатие (отношение разности полуосей к большой полуоси), которое оказалось равным α = 1/230. С этого времени начинается изучение фигуры Земли и распределения напряженности поля тяготения на ее поверхности.
Хотя Ньютон рано нашел признание и почет в своей стране, далеко не все принимали его идеи. Его всемирное тяготение высмеял Джонатан Свифт в своих приключениях Гулливера. И когда там же он описывает фантастический летающий остров – первую «летающую тарелку», он управляет им с помощью магнитных сил, а не тяготения.
Не приемлют всемирного тяготения, а вместе с ним и Земли – эллипсоида и французские астрономы. В этот период, в течение 124 лет (с 1669 по 1793 г.), французской астрономией правила династия Кассини. В 1669 г. Людовик XIV пригласил на пост директора Парижской обсерватории уже знаменитого итальянского астронома Джованни Доминика Кассини (1625 – 1712). Он выполнил ряд блестящих работ, в том числе обнаружил четыре спутника Сатурна, измерил параллакс Солнца, открыл законы либрации Луны и составил первую ее карту.
После смерти Д. Кассини пост директора обсерватории принял его сын Жак Кассини (1677 – 1756). Будучи ревностным католиком, он не признавал учения Коперника и всемирного тяготения Ньютона. Землю он представлял в виде яйца, вытянутого к полюсам. Это дало повод тому же Свифту, высмеивавшему бесконечные распри католиков и протестантов, представить их споры как войну остроконечников и тупоконечников, сражающихся из-за того, с какого конца следует разбивать яйцо – с острого или тупого.
Для обоснования своей теории – яйцеобразной формы Земли – второй Кассини предпринял большие геодезические работы. Он продолжил измерение северной дуги меридиана до Дюнкерка и выполнил измерение южной дуги от Парижа до Коллиура в предгорьях Пиренеев. Результат был опубликован в 1720 г. Самое пикантное состояло в том, что Ж. Кассини в этих измерениях получил подтверждение своей идеи. Кривизна северной части дуги оказалась больше, чем южной. Понятно, что чем больше кривизна, тем короче дуга в 1°. Однако это подтверждение было весьма шатким: изменение кривизны на таком малом расстоянии (середина северной дуги от середины южной отстояла на 10°) должно быть ничтожным, и погрешности наблюдений легко могли привести даже к противоположному выводу. Ж. Кассини как прекрасный наблюдатель и большой ученый должен был понимать это.
Третий Кассини (1714 – 1784) – сын предыдущего – продолжил работы отца по завершению градусных измерений большой французской дуги и составил топографическую картину Франции. Эту работу завершил его сын Жан Кассини (1748 – 1845).
На сжатие Земли указывали и другие данные. Со времени Ньютона становилось ясно, что с формой Земли связана и напряженность ее поля тяготения. Оно должно быть больше у полюсов и меньше у экватора. Открытый к этому времени Ш. Гюйгенсом (1629 – 1695) закон зависимости периода колебаний маятника от напряженности поля тяготения предоставил возможность судить о форме Земли по наблюдениям колебания маятника. Факт изменения периода колебаний маятника часов впервые был обнаружен во время солнечного затмения, которое в 1672 г. наблюдал в Кайене астроном Ж. Рише. Его часы, выверенные в Париже, стали отставать на 2,5 мин за сутки. Однако правильного объяснения этого явления тогда дано не было. Уже много позже на него обратил внимание Ньютон и объяснил его уменьшением силы тяжести на экваторе, что указывало на сплюснутость Земли у полюсов.
И вот для решения спора о форме Земли Французская академия предприняла две экспедиции: к экватору и Полярному кругу, в Лапландию.
Экваториальная экспедиция под руководством трех академиков П. Буге (1698–1758), Ш. Кондамина (1701 – 1774) и Л. Годена (1704 – 1760) отправилась в Перу в 1735 г. и проработала там около 10 лет. Была измерена дуга длиной 3°.
Другая экспедиция под руководством П.-Л. Мопертюи (1698 – 1759) в составе А. Клеро (1713 – 1765), Ш. Камюза (1699 – 1768) и А. Цельсия (1701 – 1744) измерила дугу в 1° вблизи Полярного круга, проработав там около года (1736 – 1737). Результаты полностью подтвердили справедливость ньютоновской теории. Земля оказалась сплюснутой у полюсов. По результатам Перуанской экспедиции сжатие получилось равным 1 : 314, а Лапландской – 1 : 214. Это решило спор.
ГЛАВА II,
в которой рассказывается о силах притяжения и центробежной, как они формируют фигуру Земли, о том, что такое сила тяжести, какое распределение сил должно быть на идеальной Земле
Основные понятия. Гравитационное поле Земли складывается из двух составляющих: собственно гравитационной силы ньютоновского притяжения всеми массами Земли и инерционной – центробежной силы. Отношение их q в самом крайнем случае составляет 1/288. Это на экваторе. На полюсе же q = 0.
Центробежная сила Р возникает из-за вращения Земли. Она пропорциональна радиусу вращения r и квадрату угловой скорости ω: P = rω2. На экваторе r максимально и равно радиусу Земли. На полюсе r = 0. Направлена центробежная сила по перпендикуляру к радиусу вращения, т. е. к оси вращения Земли.
Равнодействующая сил притяжения направлена к центру масс. Если бы не было вращения, идеальное (жидкое, газообразное или пылевое) тело под действием ньютоновских сил тяготения должно принять форму шара. Если этот шар начнет вращаться, центробежные силы заставят «перетекать» вещество из областей, где они слабее, в области, где они сильнее, т. е. от полюсов к экватору. Возникает экваториальное «вздутие». Шарообразная Земля превращается в эллипсоид вращения, сплюснутый у. полюсов и растянутый в области экватора. Эта сплюснутость (сжатие) определяется, как мы уже говорили, отношением разности большой и малой полуосей эллипса к большой и обозначается через α.
Соответственно перетеканию масс произойдет и изменение напряженности поля сил. Из-за сжатия точки, расположенные на поверхности эллипсоида в полярных областях, приблизятся к центру масс, а значит, сила притяжения Землей здесь возрастет. На экваторе точки земной поверхности переместятся несколько дальше от центра, значит, и притяжение здесь уменьшится. Но кроме этого, сама центробежная сила, направленная от оси вращения, вычитаясь из силы притяжения, уменьшит суммарную силу. Оба эти эффекта действуют в одну сторону, уменьшая напряженность силы тяжести Земли. Силой тяжести называется суммарная сила притяжения плюс центробежная. Именно сила тяжести, отнесенная к единичной массе, есть напряженность поля. Численно она равна ускорению свободного падения тела в этой же точке.
Зная величину ускорения свободного падения и ее изменение от полюса к экватору, можно определить величину сжатия эллипсоида. Это впервые сделал Клеро в его знаменитой теории фигуры Земли. Им была сформулирована и доказана теорема, связывающая ускорение свободного падения со сжатием. Эта связь записывается следующей простой формулой: g = gэ [1 + ( 5/2q – α) sin2 В], где g – ускорение свободного падения в исследуемой точке, gэ – ускорение свободного падения на экваторе, В – широта места и α – сжатие эллипсоида.
Если теперь измерить значение ускорения g в ряде точек земной поверхности и определить в этих точках широту В, то легко найти среднее значение ускорения на экваторе gэ и сжатие земного эллипсоида α.
Нормальное поле Земли, изменение g на поверхности. Изучая силу тяжести на земной поверхности, ученые убедились, что она неодинаковая. Если измерять силу тяжести, перемещаясь с запада на восток, она будет изменяться незначительно и случайным образом (то увеличиваясь, то уменьшаясь). Если же измерения производить вдоль меридиана, то она в Северном полушарии будет убывать к югу и возрастать к северу (и наоборот, в Южном). Это навело на мысль, что при изучении фигуры Земли и ее гравитационного поля удобно ввести некоторый нормальный эталон и рассматривать не полное поле, а отклонение от него. Так было введено понятие Нормальной Земли и формулы Нормального значения силы тяжести. В качестве Нормальной Земли принят эллипсоид с полуосями а = 6378 137 м, b = 6 356 846 м и сжатием α = 1 : 298,57.
Отклонения реальной силы тяжести от рассчитанной для Нормальной Земли называются аномалиями силы тяжести. Эти аномалии характеризуют отклонения напряженности гравитационного поля реальной Земли от искусственно построенной – Нормальной, а также и отклонения реального гравитационного поля от поля, развиваемого эллипсоидом вращения.
Земля эллипсоидальная уже ближе к реальной, чем шаровая.
ГЛАВА III
об эволюции понятия фигуры Земли, о стандартных эллипсоидах и о том, что такое высота над уровнем моря и как она определяется
Геоид. В 1876 г. немецкий геодезист Ю. Листинг (1808 – 1882) предложил считать фигурой Земли поверхность невозмущенной ветром, волнами и течениями воды в океане. Он же назвал эту поверхность геоидом но аналогии: сфера – сфероид, эллипс – эллипсоид, геос (Земля) – геоид. Это в океане, а на континентах? Продолжим эту поверхность под континенты. Получится единая замкнутая поверхность, являющаяся на океанах физической поверхностью, на континентах – воображаемой.
Чтобы представить геоид в целом, рассмотрим некоторые его свойства на океане. Поверхность воды (где бы то ни было), находящейся в поле силы тяжести, будет в покое, если в каждой ее точке действуют силы, только перпендикулярные к ней. В этом случае отвесная линия в каждой точке перпендикулярна поверхности воды. Такую поверхность называют уровенной. Это поверхность равновесия жидкости.
Теперь легко представить, как она должна располагаться под континентами. Если пробурить скважину до уровня океана и опустить отвес, то точка, где этот отвес пересечет продолженную поверхность океана, будет лежать на геоиде.
Можно это представить иначе: все знают закон сообщающихся сосудов. Представим себе континент, прорезанный сеткой глубоких скважин, сообщающихся с океаном. Уровень воды в этих каналах и определит уровенную поверхность. Значит, на континентах геоид проходит на глубине, равной высоте точки над уровнем моря.
Ну а какова же геометрия геоида? На что он похож? Конечно, на эллипсоид, тот самый эллипсоид, о котором мы уже говорили. Эллипсоид – это некоторая идеализация. Геоид – это реальная поверхность Земли на океанах и поверхность, близкая к земной, на континентах.
Отклонение физической поверхности Земли на континентах от геоида соответствует высотам. Так, на самом высоком континенте Антарктиде средняя высота физической поверхности по льду над геоидом составляет 2040 м. Для территории Азии это среднее отклонение 960 м и т. д.
К вопросу о фигуре геоида и его отклонений от земного эллипсоида мы еще вернемся, теперь же более детально рассмотрим понятие земного эллипсоида.
Эллипсоид относимости, или референц-эллипсоид. Мы уже говорили, что эллипсоид – это идеализированная земная поверхность. Такая идеализация нужна для решения целого ряда практических задач: определения координат различных точек на поверхности Земли, вычисления расстояний между удаленными точками, картирования местности и т. п. Эллипсоид – это поверхность аналитическая, точно выражаемая математическими формулами. Для нее, например, можно вычислить точно расстояние между точками по известным их координарам (так называемая обратная задача геодезии) или вычислить координаты любой точки по заданным координатам исходной и расстоянию между точками (прямая задача геодезии). Измерения, выполненные на неправильной поверхности реальной Земли; переносятся на этот эллипсоид, и уже на нем решаются все задачи. Процедура переноса расстояний, углов, направлений на эллипсоид называется редуцированием, а такой эллипсоид – эллипсоидом относимости, или референц-эллипсоидом. На этот же эллипсоид переносятся и значения силы тяжести, измеренные на поверхности Земли. Так все геодезические и гравиметрические измерения приводятся в одну систему, удобную для последующих вычислений.
Если предположить, что описываемый нами эллипсоид однороден, т. е. имеет всюду одинаковую плотность (или однороден каждый эллипсоидальный слой), то сила тяжести на таком эллипсоиде будет подчиняться строгому закону. Она будет уменьшаться от полюсов к экватору. На экваторе – наименьшее значение, на полюсах – наибольшее. При вращающемся эллипсоиде сила тяжести на экваторе еще уменьшится за счет действия центробежной силы.
В идеальном случае геоид и есть этот самый референц-эллипсоид. Однако распределение плотностей в Земле не может быть идеальным, хотя оно и близко к однородности внутри отдельных эллиптических слоев. Поэтому поверхность реального геоида отличается от эллипсоида, хотя эти расхождения невелики (максимальное расхождение эллипсоида и геоида составляет сто с небольшим метров).
Сложная фигура физической поверхности Земли. Нет такой правильной геометрической фигуры, которой можно было бы точно описать Землю. Земля похожа на шар. Еще более похожа на эллипсоид. Наконец, придуман геоид. Такой геометрической поверхности – геоид – нет но есть физическое понятие уровенной поверхности. Изучив силы тяготения, можно определить эту поверхность. Но ведь Земля не жидкая и не однородная. Часть ее, пусть большая, покрыта слоем воды – это океаны. Но значительная часть твердая. Это континенты и острова. Их нельзя представить ни эллипсоидом, ни геоидом, пи какой-либо другой правильной, но придуманной поверхностью. Континенты и острова все равно «вылезают» за нее. Но ведь нам надо знать именно эту реальную поверхность Земли, поверхность, на которой мы живем и которая существует в природе, но. нет ее физико-математического (геометрического) эквивалента. Ничего не поделаешь, значит, надо обходиться без него. И обошлись, но «теория фигуры Земли» стала менее изящной, а количество параметров, характеризующих эту фигуру, сильно увеличилось. Теперь, чтобы представить фигуру Земли с любой необходимой нам точностью, следует знать:
– большую полуось и сжатие эллипсоида относимости;
– элементы ориентирования этого эллипсоида в теле Земли, т. е. высоту, широту, долготу исходного пункта и азимут направления, например, большой полуоси;
– множество высот физической поверхности Земли над геоидом, или, что то же самое, над уровнем моря;
– множество высот геоида над эллипсоидом относи-мости.
Два последних множества можно бы заменить одним – множеством высот над эллипсоидом относимости. Это и понять проще. Если мы определили эллипсоид относимости, жестко связав его с телом Земли, то точное положение каждой точки на физической поверхности Земли мы будем знать, если известно расстояние этой точки по нормали от эллипсоида. Это расстояние и есть высота точки физической поверхности Земли над эллипсоидом относимости, или так называемая геодезическая высота. К сожалению, геодезическую высоту непосредственно измерить нельзя. Вот и приходится отдельно измерять высоты над геоидом (или, что то же самое, над уровнем моря) и высоты геоида над эллипсоидом.
Системы высот. Понятие высоты над уровнем моря (обычно говорят просто – высоты) всем знакомо, но не всегда задумываются над тем, что это значит и как измерить эту высоту. В самом деле хорошо, если море близко, а если далеко? Мы ранее рассуждали о том, как проходит геоид (или проходил бы уровень моря) под континентом, например в точке, где мы хотим определить высоту. Речь шла о продолжении уровенной поверхности под континенты, например, по системе сообщающихся скважин. Но ведь если пробурить скважину достаточно глубоко, чтобы достичь уровня геоида, мы не будем знать, где остановиться. Ведь геоид ничем не отмечен.
Приходится, как это ни неудобно, измерение высот вести от реального уровня моря шаг за шагом, измеряя превышения последовательных пунктов. Сумма таких превышений дает нам приближенное значение высоты: точек над уровнем моря.
 Рис. 3. Схема измерения высот |
Почему приближенное? А дело в том, что уровенные поверхности не параллельны между собой. Они сближаются там, где напряженность силового поля больше (по линии АВ, рис. 3), и расходятся, где эта напряженность меньше (по линии CD). Поэтому сумма превышений. между точкой А, лежащей на уровне моря, и точкой D, лежащей вдали от него, зависит от того, по какому пути идти. Рассмотрим три пути: ABD, AD и ACD. Из рисунка ясно, что ∑ABD∆h < ∑AD∆h < ∑ACD∆h. Значит, высота точки D получится разной в зависимости от того, по какому пути ведется измерение. Но оказывается, что произведение превышения ∆h на напряженность поля g не зависит от того, по какому пути мы идем. Эта величина постоянна на одной и той же уровенной поверхности и называется приращением потенциала силы тяжести. Так вот, повторяем, сумма приращений потенциала ∑ABDg∆h не зависит от пути, по которому мы идем, т. е. ∑ABDg∆h = ∑ADg∆h = ∑ACDg∆h. Тогда, вынося некоторое среднее значение g за знак суммы, получаем
Такую высоту называют ортометрической, т. е. измеренной высотой места. Таким образом, чтобы получить высоту точки над уровнем моря, надо в каждой точке измерения знать превышение этой точки над предыдущей и величину напряженности гравитационного поля.
Итак, для определения высот точек над уровнем моря надо вести измерение превышений от реального моря. Поскольку знание высоты местности необходимо для многих отраслей человеческой деятельности, такие измерения производятся систематически и получили название нивелировок. Нивелировки делаются с помощью инструмента – нивелира с горизонтальной зрительной трубой. Нивелирование таким инструментом называется геометрическим.
Нивелир устанавливается на треноге. Производится визирование, т. е. наведение трубы на установленную впереди разграфленную рейку (взгляд вперед). Пусть отметка на этой рейке будет b. После этого труба поворачивается на 180° и визируется на заднюю рейку. На ней будет отметка а. Тогда а – b = ∆h и есть элементарное превышение точки В над А.
Такое измерение производится вдоль замкнутых полигонов. Замыкание дает контроль правильности и оценку точности нивелирования. Очевидно, что при замыкании сумма превышений должна равняться нулю. Замкнутые нивелирные полигоны покрывают всю страну. Большие полигоны первого класса заполняются более мелкими полигонами второго класса и т. д. Так оказывается известной высота практически любой точки на территории страны.
Один маленький секрет. Ведь уровни морей не одинаковы, не говоря уже о внутренних морях, уровень которых может различаться на десятки метров. Даже в океане удаленные его части различаются по высоте до десятка метров. Это происходит из-за действия негравитационных сил, таких, как постоянные течения, ветры, выход больших рек и др. Чтобы не было разнобоя, счет высот ведут не от реального уровня океана, подверженного хотя и небольшим изменениям, а от некоторого условного уровня, отмеченного на водомерной рейке (футштоке) и обычно соответствующего среднему уровню океана в этом месте за какой-то интервал времени. Так, в нашей стране счет высот ведется от нуля Кронштадтского футштока, установленного еще при Петре Первом.
Итак, высоты от уровня моря (считаем от геоида) до физической поверхности Земли мы определили. Для окончательного решения задачи надо измерить высоты геоида над эллипсоидом относимости.
Высоты геоида. Эти высоты можно получить геометрическими (точнее, астрономическими) измерениями, однако это очень трудоемкая задача и к тому же относительная, т. е. нельзя измерить высоту геоида N в точке, а измеряется изменение высоты ∆N от одной точки до другой (рис. 4).
 Рис. 4. Превышение геоида |
Для пояснения этого введем понятие уклонения отвеса. На рис. 4 это угол θ между отвесом к поверхностям геоида и эллипсоида. Переместимся по поверхности геоида из А в В. Приращение ∆N высоты геоида будет в этом случае ВС. Если перемещение очень малое, то в пределе ВС = В′С и tgθ = B′C/s ≈ BC/s. Отсюда приращение высоты геоида ∆N = BC = stgθ.
Угол θ обычно раскладывается на составляющие по меридиану и параллели. В первом случае мы имеем разность широт относительно геоида (астрономическая широта) и эллипсоида (геодезическая широта).
Так вот, разность астрономической и геодезической широт дает проекцию уклонения отвеса в плоскости меридиана (аналогично для параллели). Для получения высот геоида методом измерения астрономических координат (координаты на геоиде) и геодезических (координаты на эллипсоиде) надо для всей Земли иметь систему тех и других координат. Кроме того, надо в исходной точке знать высоту геоида, полученную иным путем.
Более просто эта задача решается с помощью гравиметрии. Вполне очевидно, что уклонение отвеса есть функция распределения масс в Земле; аномалии в распределении масс отражаются в гравитационных аномалиях. Значит, гравитационные аномалии отражаются в уклонениях отвеса и несут информацию непосредственно о высотах геоида, В самом деле, там, где сила тяжести нарастает, геоид повышается, где убывает – понижается, т. е. над избыточными массами в Земле высота геоида увеличивается (и наоборот). Так, если измерить аномалии силы тяжести, то по ним можно вычислить высоты геоида. Классическая формула для вычисления высот геоида по аномалиям силы тяжести была получена еще в 1849 г. английским математиком Г. Стоксом (1819 – 1903).
Какова же фигура геоида? Если считать Землю строго фигурой вращения и учитывать только зональные отклонения от эллипсоида, то наглядно выявляется полярная асимметрия Земли. Оказывается, что над северной полярной зоной геоид возвышается над эллипсоидом на 20 – 30 м, а над южной, наоборот, лежит ниже эллипсоида на ту же величину. Это дало повод говорить о грушеобразной форме Земли. По аналогии с геоидом даже появился термин «апиоид», что значит грушеобразный. Фигура апиоида представлена на рис. 5 (конечно, здесь следует иметь в виду внемасштабность рисунка).
 Рис. 5. Апиоид |
Если рассматривать отдельно Северное и Южное полушария, то наибольшие полуоси экваториального сечения в Северном полушарии проходят где-то в области 15 – 20° з. д. и 130 – 140° в. д., а в Южном полушарии– от 70° з. д. к 50 – 60° в. д. Имеет место как бы скручивание геоида по часовой стрелке с севера на юг (если смотреть с Северного полюса). Величина расхождений большой и малой полуосей составляет около 150 м. Впрочем, наибольшие «вздутия» геоида в Западном и Восточном полушариях не являются строго симметричными, поэтому, наверное, не следует соглашаться с бывшим одно время популярным мнением, что Земля есть трехосный эллипсоид.
ГЛАВА IV,
в которой говорится о том, как в наше время измеряют ускорение свободного падения g и аномалии силы тяжести и сколь преуспели люди в изучении гравитационного поля Земли
Как измерить силу тяжести. До сих пор мы говорили о силе тяжести, о формировании под ее воздействием фигуры Земли, о необходимой точности, но ни словом не обмолвились о том, как измерить эту самую силу тяжести. Проблема эта возникла сравнительно недавно. Если геометрические методы изучения фигуры Земли (угловые и линейные) насчитывают 2,5 тыс. лет, то измерять силу тяжести начали только со времен Галилея, т. е. немногим более трех столетий. Ведь надо было понять, что сила тяжести существует, что Земля притягивает тела, что сила этого притяжения зависит от массы и расстояния, что под действием этой силы тела падают на Землю, что падают они с ускорением (чем ближе к. Земле, тем быстрее), что это ускорение не зависит от массы и состава самого падающего тела, одним словом, нужны были и Коперник, и Кавендиш, и Галилей, и Гюйгенс, и Ньютон.
Итак, все тела падают на Землю с ускорением. Это ускорение проще всего узнать, если наблюдать свободное падение тел и измерять путь, пройденный ими, и время этого прохождения. Так, за первую секунду тело пролетело 4,9 м, за вторую – 19,6 м, за третью – 44,1 м и т. д. Именно этот опыт впервые проделал Галилей, наблюдая падение тел, бросаемых им со знаменитой Пизанской башни. Галилей впервые получил величину ускорения падающих тел g = 9,8 м/с2. Сейчас любой школьник знает формулу равноускоренного движения и может сообразить, как вычислить g, что и с какой точностью нужно для этого измерять. Оказывается, чтобы получить g с относительной точностью в 1 миллигал*, длину надо измерять с точностью до микрона, а время – до миллионной доли секунды. Такие точности стали доступными только теперь. Поэтому описанный метод, с виду самый простой, получил практическое применение совсем недавно.
* Величину 10 м/с2 назвали Гал в честь Галилея. Это очень крупная единица измерения. Обычно используют единицу в миллион раз меньшую – миллигал.
Второй но простоте способ измерения силы тяжести основан на взвешивании. В самом деле, если сила тяжести на Земле в разных местах различна, то один и тот же груз, взвешиваемый на пружинных весах, будет иметь разный вес. Но опять затруднение в точностях. Перемещение груза (или, что то же самое, положение стрелки, индекса пружинных весов) надо измерять с точностью до микрона. Это проще, чем при свободном падении, – не надо измерять время и вообще опыт статический. Такой метод нашел практическое применение несколько раньше, в 30-х годах, и доведен до совершенства в наши дни. Приборы, основанные на этом принципе, получили название гравиметров. Они широко применяются сейчас в практике измерения силы тяжести.
Наиболее доступным оказался метод, в принципе более сложный, чем оба упомянутые, – метод качания маятников. Мы уже упоминали о замеченном изменении периода качания маятника часов во время экспедиции в Кайену (Рише, 1672). Период качания маятника связан с ускорением свободного падения и длиной маятника, так что требуемые точности к измерению периода колебаний и длины маятника остаются такие же (т. е. миллионные доли). Но тут на помощь приходят повторяемость и изохронность процесса. Период колебания маятника остается постоянным при затухании амплитуды. В силу этого можно наблюдать не одно колебание, а, например,
В 1916 г. П. К. Штернберг начал работу по изучению Московской гравитационной аномалии. Он наметил выполнение маятниковых наблюдений по профилю от г. Дмитрова (на северо-востоке) до Теплого Стана (на юго-западе), проходящему через центр Москвы (150 км). Всего здесь намечалось сделать 10 – 12 пунктов. Профиль получил название разреза Штернберга. Это была по тем временам солидная научная работа. Завершена она была в 1923 г. после смерти П. К. Штернберга. А уже в 1932 г. вышло постановление Совета Труда и Обороны о сплошной маятниковой съемке территории СССР с размещением пунктов по сетке со средним расстоянием между пунктами 30 км. Это был пик маятниковых съемок. Их основная задача – обеспечение решения геодезических задач, уточнение геодезических координат пунктов.
В ранние послевоенные годы начались интенсивные съемки с помощью гравиметров для геологоразведочных целей. Очень скоро стало ясно, что необходимо создание единой, надежно увязанной системы гравиметрических пунктов, распространенной на территории всей страны. Начали создаваться опорные сети различных классов. Сплошной съемкой, когда пункт от пункта располагался на расстоянии нескольких километров (и меньше), стали покрываться обширные территории. Массово разрабатывались и выпускались различные модели гравиметров. Аналогичные работы даже еще в более быстром темпе велись рядом других стран – в первую очередь США, Германией, Японией, Францией, Англией, Швецией, Норвегией, Австралией. Этот гравиметрический бум был вызван успешным применением гравитационного метода разведки полезных ископаемых, в первую очередь нефти. И действительно, метод оправдал себя. Уже в 30-е годы с его помощью были открыты месторождения нефти и газа в Техасе (США). Метод оказался очень эффективным экономически.
В это же время проводились активные геологоразведочные поисковые работы в СССР, а перед войной началась активная разработка отечественных гравиметров. Первые советские статистические гравиметры, специально предназначенные для геологоразведочных работ, появились в начале 50-х годов. Сейчас страна располагает большим парком этих точных приборов.
Гравиметрическая изученность. Довольно быстро был получен ценный материал для изучения фигуры Земли. Стокс показал, что для того чтобы вычислить высоту геоида в точке, необходимо знать распределение силы тяжести по всей Земле. В областях, близких к точке, где требуется определить высоту геоида, надо иметь детальную картину гравитационных аномалий, по мере же удаления требование к этой детальности снижается; в далеких областях достаточно знания общей картины. Но ведь если мы хотим знать ход геоида на территории нашей страны, необходимо всю ее (и прилегающие страны) покрыть сплошной гравиметрической съемкой. То же самое относится и к другим странам. В результате большая часть суши на Земле оказалась к нашим дням покрытой надежными гравиметрическими съемками. Сложнее оказалось получить картину распределения силы тяжести на морях и океанах. Тонкий эксперимент точного взвешивания, достаточно сложный на неподвижном основании, во много раз сложнее, когда гравиметр качается на волне вместе с кораблем. Попробуйте взвесить, даже не точно, какой-нибудь предмет, покачивал стол, на котором установлены весы. А тут надо не просто взвесить, а получить при этом фантастическую точность (10–6). И все же эта проблема была почти преодолена. Почти, потому что и поныне гравиметрические измерения на кораблях в 10 – 100 раз грубее, чем на суше. Сейчас на суше можно измерить силу тяжести с точностью до 10–8 ее полной величины, а на море – до 10–5 – 10–6.
Впервые в Союзе морской гравиметр был испытан во время антарктического плавания дизель-электрохода «Обь» в 1957 г. С тех пор прошло более 30 лет, но и сейчас еще гравиметрические наблюдения на море недостаточно точны и сделано их еще мало.
Результаты гравиметрических измерений обычно представляют гравиметрическими картами. На карты наносятся точки, в которых произведены наблюдения, и указываются значения ∆g аномалий силы тяжести (в миллигалах). Для большей наглядности проводят линии, соединяющие одинаковые значения ∆g. Их называют изоаномалами, т. е. линиями равных аномалий. Эти карты показывают отклонения силы тяжести от нормального гравитационного поля. Карты бывают разных масштабов. С целью поисков полезных ископаемых составляют крупномасштабные детальные карты с густым сечением изоаномал (от долей миллигала до двух миллигал). Для общей геологической, тектонической информации о строении различных крупных областей Земли, для изучения фигуры Земли составляют мелкомасштабные карты больших территорий.
Гравиметрия и разведка полезных ископаемых. Гравиметрическая разведка полезных ископаемых основана на том, что само это ископаемое (например, нефть) имеет плотность, существенно отличную от плотности окружающих ее (как говорят, вмещающих) пород. В случае нефти эта плотность меньше. Тогда над областью ее залегания будет иметь место уменьшение силы тяжести, и на гравиметрической карте здесь появится минимум аномалий. Наоборот, в случае тяжелых ископаемых (например, железистых кварцитов и других тяжелых руд) над ними будет иметь место максимум силы тяжести. Часто главную роль играет не само ископаемое, а геологическая структура, с которой связано данное ископаемое. Именно сама структура и проявляется в гравитационном поле, поэтому в этом случае гравитационную разведку называют структурной.
Мелкомасштабные генеральные гравиметрические карты позволяют обнаруживать крупные геологические структуры, выделять основные особенности тектонического строения изучаемых областей.
Существуют и гравиметрические карты океанов. По ним можно судить и о глубинах океана (о рельефе дна) и о строении океанического дна. Однако пока еще точность морских гравиметрических карт, как уже сказано? довольно низкая.
Г Л А В А V,
в которой рассказывается, что произошло в науке о фигуре Земли, когда на спутник поставили радиодальномер
Основные понятия. Альтиметрия – это измерение высот. Всякий самолет имеет альтиметр – прибор для измерения высоты полета. Он может быть барометрическим – высоту измеряют по изменению давления, радиодальномером, основанным на отражении радиоволн от земной поверхности, наконец, оптическим (в частности, лазерным), когда пучок света или монохроматический луч отражается от поверхности Земли и по времени его прохождения вычисляется расстояние.
Альтиметрия на самолетах – это способ ориентирования в полете, и только. Но вот в сочетании со спутником он становится разносторонним геофизическим методом изучения Земли. В этом случае речь идет только о радарах и лазерах.
Идея метода проста: орбита спутника вычисляется по некоторому числу наблюдений с различных наземных станций с известными координатами. Также вычисляются возмущения элементов орбиты. Тогда можно получить точные пространственные геоцентрические координаты спутника в любой момент времени, центра масс Земли, или, что то же, центра земного референц-эллипсоида, а значит, и расстояние до спутника от этого центра. Также легко вычисляются координаты подспутниковой точки на референц-эллипсоиде.
Вычисление расстояния между двумя точками, координаты которых известны, – простая задача аналитической геометрии. Так вычисляются расстояния от центра Земли до спутника r и до поверхности референц-эллипсоида R (рис. 6). Если теперь измерить расстояние со спутника до поверхности океана h, то разность между радиус-вектором спутника r и суммой радиус-вектора R подспутниковой точки на поверхности эллипсоида и высоты спутника над океаном h есть высота уровня океана над референц-эллипсоидом, т. е. высота геоида: N = r – (R + h).
 Рис. 6. Схема измерения высот геоида океана радар-альтиметром |
Геоид океана за три месяца. Мы уже рассказывали, что для того чтобы представить карту аномалий силы тяжести и геоида, требуется всю Землю покрыть гравиметрическими измерениями. На континентах эта работа близка к завершению – есть уже генеральные гравиметрические карты континентов. На морях измерять силу тяжести сложно, и еще должно пройти много времени, чтобы покрыть океаны гравиметрической съемкой с той же густотой, что и континенты.
Но вот появились искусственные спутники Земли, а с ними и метод альтиметрии океанов. Результаты оказались изумительными. Пока опубликованы данные по двум американским спутникам, выполнявшим съемки высот океана: GEOS-3 и Seasat. Первый работал с апреля 1975 г. по ноябрь 1978 г. – три с половиной года, второй – с августа 1978 г. по октябрь того же 1978 г. – два с половиной месяца. (У него, к сожалению, испортилась система энергоснабжения, и он прекратил передачу информации.) Тем не менее и за этот короткий срок он покрыл весь мировой океан равномерной сеткой измерений с расстояниями между профилями порядка 100 км и густотой измерений на профиле через каждые 7 км. Чтобы выполнить такие работы гравиметрами на кораблях, понадобились бы десятилетия и огромные финансовые затраты, которые вряд ли выдержит бюджет любого государства. Спутники стоили тоже немало, но делались они для другой цели, и этот результат получен попутно и как бы даром.
Спутник летит над Землей, и Земля под ним непрерывно поворачивается, «выполняя» свое суточное вращение. За 102 мин спутник совершает полный круг, но когда он подходит к тому же месту орбиты, от которого мы начали свой отсчет, под ним располагается уже другая точка Земли. Проекция спутника на Землю описывает спираль, витки которой отстоят друг от друга на расстояние 26°. Если рассчитать орбиту спутника так, чтобы каждый полный оборот подспутниковая траектория перемещалась на половину интервала, то за 100 сут расстояние между подспутниковыми траекториями будет 0°,26, или примерно 25 км.
Густота измерений вдоль траектории зависит от частоты импульсов и выбранного интервала осреднений. Для спутника Seasat этот интервал составляет примерно 7 км. Вот такой сеткой измерений оказалась покрытой акватория всех океанов и всего лишь меньше чем за 3 месяца.
Больше времени было у первого альтиметрического спутника GEOS-3. Он сделал существенно больше витков, но у него была менее совершенная альтиметрическая система. Погрешность измерения высоты полета GEOS-3 была ± 20 см, а у Seasat – несколько сантиметров. Однако реальная погрешность определения высот геоида значительно выше. Она зависит в первую очередь от вычисления координат положения спутника и подспутниковой точки на эллипсоиде, т. е. от точности гравитационно-геодезической модели Земли и точности вычисления орбиты спутника, а также от состояния океана. Современная точность альтиметрических высот геоида характеризуется средней квадратической погрешностью меньше метра.
Аномалии силы тяжести по альтиметрии океанов. Мы не имеем возможности в этом кратком очерке останавливаться на деталях того, как по альтиметрическим наблюдениям (в сущности, чисто геометрическим способом) можно вычислить аномалии силы тяжести. В гл. III было показано, как получить высоты геоида по аномалиям силы тяжести. Решая обратную задачу, можно по известным величинам высот геоида получить аномалии силы тяжести. Задача эта требует большого объема вычислений и под силу только современным ЭВМ. Тем не менее сейчас она решена уже в целом ряде вариантов, и построены карты геоида океанов, полученные по альтиметрическим данным. Аномалии в этом случае вычисляются как осредненные на некоторую площадь. Уже получены аномалии с осреднением на 1, 2, 5 и 10 квадратных градусов.
Если сравнить полученную таким образом карту высот геоида с геоидом, построенным по возмущениям орбит ИСЗ, то они окажутся очень похожими. Основные черты геоида сохраняются при различных методах его построения, что свидетельствует о надежности метода.
Альтиметрия континентов. А нельзя ли распространить метод альтиметрии океанов на континенты и вообще заменить им наземные гравиметрические измерения?
Радарные измерения с ИСЗ над сушей давно уже ведутся. В частности, в марте 1985 г. запущен американский спутник Geosat с радар-альтиметром, работающим не только на океан, но и на сушу. Точность измерения высоты над океаном этого аппарата фантастически высока (±3 см). Он облетает Землю 14 раз в сутки и покрывает область от 72° с. ш. до 72° ю. ш.
Однако при работе над сушей возникает ряд специфических трудностей, а что касается гравиметрического применения метода, то и принципиальные ограничения.
Главными помехами при альтиметрических измерениях над сушей являются расчлененность рельефа и разнообразие форм поверхности: береговые обрывы, крутые склоны гор, овраги, переменная всхолмленность. Осложняют ситуацию и сильные вариации отражательной способности – травянистые степи, леса, песчаные пустыни будут давать различную картину и вносить свои ошибки. Большие ошибки могут происходить от систематических наклонов местности. В этом случае луч радара, распространяющийся как фронт сферической волны, даст отражение от ближайшей точки на местности, а в случае наклонной местности ближайшей точкой будет не подспутниковая, а та, в которой луч пересекает местность под прямым углом. Получится систематическое сокращение расстояний или уменьшение высот.
Эти осложнения тем или иным путем преодолимы, и альтиметрия суши сейчас активно развивается. С ее помощью изучают в деталях особенности строения формы Земли.
В применении к изучению геоида этот метод на суше встречает почти непреодолимое препятствие: чтобы вычислить высоту геоида N, помимо точной орбиты и радиусов-векторов спутника и подспутниковой точки на эллипсоиде, надо знать высоту места над уровнем моря H (рис. 7): N = r – R – H – h, где r – радиус-вектор спутника (известен из орбиты спутника); R – радиус-вектор подспутниковой точки на эллипсоиде относимости (известен из модели Земли и орбиты спутника); Н – высота точки земной поверхности (известна из нивелировок). Коль скоро мы не узнаем высоту геоида, мы не можем вычислить аномалии силы тяжести Δg. В этом случае мы не получаем геоида, но знание системы высот с большой точностью и практически с любой заданной густотой (частотой) дает нам все, что нам нужно. Так, появление метода спутниковой радар-альтиметрии решает задачу изучения фигуры Земли с любой детальностью.
 Рис. 7. Схема альтиметрия на континенте |
ГЛАВА VI
о том, каким представляется сейчас внутреннее строение Земли
Модель внутреннего строения Земли. Закон всемирного тяготения, центральный характер гравитационных сил логически указывают на сферический характер распределения вещества внутри Земли, а гравитационные аномалии показывают отклонение от строгой сферичности.
Земля образовалась и развивалась в поле гравитационных сил. Именно эти силы сформировали Землю и определили весь процесс ее дальнейшей эволюции. Под воздействием гравитации Земля обрела свою форму. Центральность поля и обратная пропорциональность его напряженности квадрату расстояния определили ее сферичность. Увеличение сил притяжения с приближением к центру масс вызвало диссоциацию вещества в Земле концентрацию тяжелых элементов в ядре и перемещение более легких к поверхности. В результате изменение-плотности земного вещества носит тоже сферический характер. Центробежная сила несколько вытянула Землю к экватору и превратила сферические слои в сфероидические. В то же время небольшие различия условий (температуры, вязкости вещества и т. п.) приводят к некоторым отклонениям в плотностях внутри каждого слоя, что внешне проявляется в аномалиях силы тяжести на земной поверхности. Таким образом, гравитационные аномалии в конечном счете несут информацию о внутреннем строении Земли.
Схематично внутреннее строение Земли представляется в виде основных сферических слоев, на границах которых скачком изменяются физические свойства вещества.
Верхний слой – земная кора, находящаяся в кристаллическом состоянии, имеет толщину (или, как принято говорить в геофизике, мощность) 30 – 60 км на континентах и 3 – 17 км на океанах. Нижней границей земной коры является некоторая переходная область, на которой скачком изменяется скорость распространения сейсмических волн – от 6 – 6,7 до 7,5 – 9,0 км/с. Этому соответствует также скачкообразное изменение плотности – от 2,5 – 3,0 в коре до 3,3 г/см3 в верхних слоях мантии, состоящей из силикатов. В этой переходной (от коры к мантии) зоне происходит изменение состояния вещества: из кристаллического оно превращается в пластическое, аморфное. Эта область уверенно прослеживается по картине распространения сейсмических волн, а также находит отображение в гравитационных аномалиях. Она получила название границы Мохоровичича по имени югославского геофизика, первым обнаружившего и проинтерпретировавшего ее.
Глубже границы Мохоровичича располагается так называемая оболочка, или мантия Земли. Она простирается до глубин в 2700 – 2900 км. Мантия делится на два слоя: верхнюю мантию, достигающую глубин порядка 900 – 1000 км, и собственно мантию, простирающуюся до 2900 км. В верхней мантии на глубинах порядка 400 км начинается зона фазовых переходов вещества и изменения его химического состава.
Вещество в мантии находится в пластическом состоянии. В верхней мантии по мере углубления увеличивается скорость распространения упругих волн. Однако на границе с нижней мантией это увеличение происходит медленнее, зато возрастает плотность. Именно в мантии в силу пластичности вещества возможны его «перетекание» и различные трансформации, которые находят отображение в аномалиях силы тяжести.
На глубине около 2900 км начинается ядро. Через ядро совсем не проходят поперечные упругие волны, а скорость распространения продольных волн резко падает (с 13 до 8 – 10 км/с). Это заставляет предполагать, что внешняя часть ядра находится в жидком состоянии. Внутренняя же часть ядра – от глубин 4700 – 5100 км и до центра Земли – по-видимому, твердая.
Строение земной коры. Земная кора – самый верхний слой Земли толщиной от 3 до 70 км. По составу земная кора неоднородна. Также неоднородна она и по плотности. Наибольшие нарушения однородности имеют место по вертикали. В коре различают три главных слоя: осадочный, гранитный и базальтовый. Названия слоев условны, они указывают на характер содержащихся в них пород. Так, гранитным считают слой, состоящий в основном из кислых пород типа гранитов, гнейсов и др. Базальтовый состоит из основных и ультраосновных пород. Граница между этими слоями не очень четкая, однако ее удается установить сейсмическим или гравитационным методом. По имени открывшего ее ученого она названа границей Конрада. По последним данным эта граница существует не везде и часто не обнаруживается на сейсмограммах. Соотношение мощностей слоев земной коры может быть самым различным – вплоть до полного отсутствия одного из них.
Основные геофизические характеристики слоев земной коры приведены в таблице.
| Слой | Мощность слоя, км | Скорость продольных упругих волн, км | Плотность пород в слое, г/см3 | |
| на континентах | на океанах | |||
| Осадочный | 0 – 15 | 0 – 1 | 5,5 | 1,8 – 2,5 |
| Гранитный | 10 – 40 | Как правило, отсутствует | 5,5 – 6,4 | 2,5 – 2,7 |
| Базальтовый | 15 – 40 | 6 – 10 | 6,0 – 7,0 | 2,7 – 2,9 |
Заметным образом изменяется плотность земной коры и по горизонтали. Это связано со структурными к фациальными изменениями, условиями осадконакопления в процессе исторического развития.
Наблюдаются три типа коры: континентальный, океанический и переходный. Кора континентального типа имеет толщину 30 – 35 км в платформенных областях. В давно образовавшихся горных областях ее толщина может достигать 60 – 70 км. В молодых горах альпийского типа кора тоньше – 40 – 50 км.
Горы возвышаются на несколько километров над: уровнем океана. Земная кора под горами уходит вглубь на 40 – 50 км, а под платформами – на 30 – 35 км. Таким образом, континентальная кора повторяет в сглаженной форме наружный рельеф.
Океаническая кора всегда тонкая – до 15 – 17 км. В своем составе она, как правило, не содержит гранитов и имеет тонкий слой осадков (до 1 км).
Переходная кора соответствует переходу от суши к: океанам – это шельфовые области и континентальные склоны. Такой же тип коры характерен для районов окраинных морей и островных дуг, где толщина коры достигает 15 – 25 км, включая и тонкий гранитный слой.
Кору от верхней мантии отделяет, как уже было сказано, граница Мохоровичича. Более точные исследования последнего времени свидетельствуют о том, что переход от коры к мантии не является четкой границей, а представляет собой слой с рядом отражающих горизонтов. При построении моделей коры в последнее время стали исходить из предположения об ее градиентно-слоистом строении: так названо монотонное увеличение плотности с глубиной во всех слоях коры с наличием скачкообразных переходов на границах некоторых слоев.
Спектр аномального поля. В аномалиях силы тяжести, как мы уже говорили, отражаются неоднородности плотности внутри Земли. Вполне понятно, что сферическая граница плотности (например, при переходе от коры к мантии), как бы ни был велик перепад плотностей, аномалий не вызовет. Но вот если эта граница не строго сферична, а где-то опускается ниже, где-то поднимается, возникают аномалии.
Иными словами, чем тоньше кора и чем ближе к поверхности находится вещество мантии, тем больше положительные аномалии, и наоборот. Используя это рассуждение, можно по аномалиям силы тяжести проследить изменения толщины земной коры.
Если с помощью гравиметрии проводят геологоразведочные работы, поиск полезных ископаемых, то обычно-искомая геологическая структура или искомое тело залегают сравнительно неглубоко и объем их относительно невелик. Соответственно они отразятся в точечных аномалиях. Область, охватываемая аномалией, будет небольшой. Такие аномалии называются локальными, они отображают локальные нарушения плотности.
Если мы хотим судить по гравитационному полю об изменениях плотности внутри мантии пли на границе мантии с ядром, приходится анализировать обширные аномальные области.
Так вводится понятие спектра аномалий разной длины волн. Коротковолновая составляющая спектра аномалий отображает поверхностные нарушения однородности плотности, средневолновая – строение коры, длинноволновая – изменение плотности в мантии и глубже.
ГЛАВА VII
Аномалии силы тяжести и геоид – инструмент изучения океана. Новое понятие – рельеф океана
Спектр аномалий и высоты геоида. Аномалии силы тяжести изменяются обратно пропорционально квадрату расстояния, т. е. довольно быстро. Потенциал притяжения изменяется обратно пропорционально первой степени расстояния, т. е. значительно медленнее. Высоты геоида пропорциональны потенциалу и также зависят от первой степени расстояния. Значит, по мере удаления от возмущающих масс потенциал меняется значительно медленнее силы тяжести. Поэтому аномалии высот геоида плохо отображают близкие неоднородности и, наоборот, весьма чувствительны к обширным, далеким. Альтиметрнческие карты геоида океанов, получаемые со спутников, представляют поэтому прекрасный материал для изучения внутреннего строения Земли.
Но главное даже не это, а то, что альтиметрический метод съемки высот океана дал возможность получить ряд интересных выводов как о глубинном строении Земли под океаном, так и о строении самого океана.
Если поле высот геоида разложить в спектр, то самые низкие гармоники волнового спектра высот геоида будут отображать топографию границы ядро – мантия и аномалии плотностей в нижних частях мантии. Более высокие гармоники соответствуют аномалиям плотности средней мантии на глубинах 600 – 2000 км. Спектр геоида в области длин волн в интервале 1500 – 600 км связан с плотностными изменениями в верхней мантии и на нижней границе литосферных плит, расположенной на глубинах до 300 км.
Коротковолновые аномалии геоида представляют интерес для изучения верхнего слоя коры и топографии дна океана. Связь аномалий геоида с характерными чертами дна наиболее четко проявляется в длинах волн 300 – 400 км. При этом расстояния между точками осредненных альтиметрических значений не должны превышать 30 – 40 км.
Метод спутниковой альтиметрии позволил существенно уточнить топографию дна океана. В результате анализа альтиметрических данных выявлено несколько сотен подводных гор, вызывающих аномалии высот геоида.
Результаты обработки альтиметрических данных позволили построить карты глубин океана более точные и более детальные, чем это позволяет метод батиметрии, т. е. непосредственно глубинных промеров. Последние дают высокую точность и надежность в каждой отдельной точке, но покрыть этими измерениями равномерно всю акваторию, как это делают ИСЗ, не представляется возможным.
Поверхность океана и геоид. До сих пор мы ставили знак тождества между понятиями «геоид» и «уровень океана». Геоид мы определяли как уровень невозмущенной волнами поверхности океана. Появление альтиметрического измерения расстояний от спутника до уровня воды и сравнение их с гравиметрическими вычислениями высот геоида над эллипсоидом относимости привели к новому понятию – высотам океана. Это высоты уровня воды в океане над геоидом.
Отныне высота геоида и высота уровня воды в океане не синонимы. Речь идет в этом случае не о временных отклонениях уровня океана, а о постоянных высотах, на которые обширные области океана отклоняются от уровня геоида. Наблюдаются периодические изменения высот уровня океана, связанные с сезонными ветрами, а также постоянные, вызванные океаническими течениями и постоянными ветрами.
Для некоторых таких областей установлен сейчас спутниковый радар-альтиметрический мониторинг. Высота этих мест определяется постоянно при повторных пролетах альтиметрического спутника с целью выяснения причины наблюдаемых отклонений.
ГЛАВА VIII
Дыхание Земли
В предыдущих главах мы рассказали о форме и размерах Земли. Но вот вопрос: остаются ли они постоянными? Безусловно, нет. Другой вопрос: можем ли мы эти изменения заметить?
Регулярные периодические пульсации Земли (периодические малые изменения ее формы) давно известны – это приливы и отливы. Начало теории приливов положил Ньютон, объяснив их притяжением Луны и Солнца, меняющим свое расположение относительно Земли.
Луна и Солнце располагаются относительно Земли по-разному. Соответственно их влияние может складываться, доводя прилив до максимума, а может и вычитаться. При этом изменяется сила тяжести, так как сила притяжения Луной или Солнцем направлена противоположно притяжению Земли. Изменяется высота уровенной поверхности, а значит, и геоида. Это и вызывает перетекание воды в океанах.
Наибольший подъем уровня происходит там, где светило находится в зените и надире, т. е. прямо вверху или, наоборот, внизу. Когда светило располагается в зените, возмущающая сила направлена против действия силы тяжести и уменьшает ее. Уменьшается и потенциал. Уровенная поверхность, определяющая фигуру Земли, несколько перемещается в сторону притягивающего тела, т. е. возникает прилив. Вода начинает перетекать к этой точке, ее уровень поднимается. Когда светило окажется в квадратуре, т. е. будет располагаться под углом 90° к направлению отвеса в точке наблюдения (иными словами, на горизонте), уровень воды опустится и вблизи этой точки достигнет минимума. Наступит отлив. Наконец, когда Солнце окажется с противоположной стороны Земли относительно исследуемой точки, то в ней снова возникнет прилив. Это происходит вследствие того, что при движении по орбите светило вызывает некоторое смещение масс Земли. Причем чем ближе эти массы к возмущающему телу, тем смещение больше. Поэтому больше всего сместятся массы, для которых Солнце находится в зените, меньше – центральные массы и еще меньше – массы, для которых светило находится в надире.
Наибольшие возможные изменения высоты уровенной поверхности при возмущениях от Луны и Солнца составляют соответственно 53,4 и 16,4 см, т. е. полная амплитуда их 69,8 см. Реальная деформация Земли составляет примерно 65% от этой величины.
Таким образом, Земля непрерывно пульсирует. Волна приливного вздутия все время пробегает по ней. Мы не замечаем этих перемещений лишь потому, что они медленны – 4 см в час, а относительные перемещения близлежащих точек ничтожны.
Однако в океанах, где под влиянием наклонов уровенной поверхности происходит перетекание воды, на «больших пространствах приливы достигают заметных величин. Так, у берегов островов Святой Елены, Вознесения и других приливы достигают 1 м и более, на Канарских островах – 2 м, у берегов континентов – 4 – 5 м. Особенно велики приливы в закрытых бухтах. Так, в заливе Фанди (Канада), бухте Сен-Мишель (Франция), заливах Санта-Крус и Сан-Джордж (Южная Америка) они достигают 10 – 15 м.
В теории приливов выделяют три главные волны. Первая из них – секториальная – имеет фронт распространения по меридиану. Ее узловые линии расположены вдоль меридианов, амплитуда проходит через нуль на меридианах, отстоящих на 45° в обе стороны от меридиана, где Луна или Солнце находится в зените (или надире) (рис. 8, а). По фронту волны амплитуда изменяется от максимума на экваторе до нуля у полюсов. Эта волна имеет полусуточный период.
 Рис. 8. Главные приливные волны |
Вторая волна тессеральная. Ее узловые линии – меридиан, расположенный на 90° от Луны (или Солнца), и экватор. На этих узловых линиях амплитуда волны обращается в нуль и меняет знак, т. е. от прилива переходит к отливу (рис. 8, б). Эта волна имеет суточный период.
Третья волна – зональная – зависит только от широты. Ее узловыми линиями, на которых амплитуда обращается в нуль и меняет знак, переходя от прилива к отливу (или наоборот), являются параллели 35°16 N и 35°16 S (рис. 8, в). Для лунного прилива период этой волны равен 14 сут, а для солнечного – 6 мес. Связана зональная волна с орбитальным движением Луны вокруг Земли и Земли вокруг Солнца.
ГЛАВА IX,
В которой рассказывается о фигуре Луны и планет и о том, похожи ли они на Землю
Луна. Особенность гравитационного поля Луны состоит в том, что оно в отличие от Земли увеличивается от полюсов к экватору примерно на 60 мГал (на Земле оно в этом направлении уменьшается на 5500 мГал). Происходит это из-за аномального вращения Луны. Она совершает один оборот вокруг своей оси точно за свой лунный год, т. е. за 28 земных суток, всегда оставаясь повернутой к Земле одной стороной. Поэтому на Луне практически не действует центробежная сила, которая «оттянула» бы часть масс от полюсов к экватору и придала бы ей эллиптическую форму. Поэтому притяжение Земли, действующее на Луну всегда с одной стороны,, вытянуло на ней горб по направлению к Земле. Эта асимметрия выражается не только в форме, но и во внутреннем строении. Новейшие исследования предполагают наличие асимметрии в строении коры – сторона, обращенная к Земле, имеет слой повышенных скоростей: распространения упругих волн, которого нет с противоположной стороны.
В качестве поверхности относимости для Луны можно выбрать сферу, а от нее и отсчитывать высоты уровенной поверхности – селеноида, а также высоты физической поверхности Луны.
Центр масс Луны смещен в направлении к Земле. Высоты селеноида имеют максимальное значение, достигающее 600 м, в том же направлении. В полярных областях селеноид располагается ниже сферы относимости на 200 – 300 м.
Асимметрия проявляется и в распределении форм рельефа. В пределах видимого полушария (обращенного к Земле) так называемые моря занимают 31,2% площади, тогда как на обратной стороне – всего 2,6%. Именно под морями, представляющими собой кольцевые депрессии диаметром, как правило, более 300 км с размытой границей, располагаются избыточные плотности. На морях значительно меньше кратеров, чем на континентах, и нет больших гор. Зато плотность пород под морями относительно высока. Это вызывает большие положительные аномалии силы тяжести. Сочетания морей с положительными аномалиями получили название масконов (массы концентрация).
Так вот, эти масконы тоже сосредоточены на видимой стороне Луны.
По современным оценкам мощности морских базальтов составляют 1 – 2 км. Их плотность – 3,3 г/см3 – равна средней плотности всего тела Луны. Следствием сдвига центра масс в направлении Земли является, по-видимому, и асимметрия строения коры, которая в Северном полушарии, на видимой стороне Луны, тоньше. В то же время именно здесь в результате прорывов ее мантийные базальты могли затопить депрессии морей.
На рис. 9 приведена схема физической поверхности Луны – разрез по большому кругу, имеющему в плоскости x, z угол наклона к лунному экватору 26° (наклон оси вращения Луны к плоскости орбиты). На схеме видна асимметрия фигуры Луны, ее выпуклость в направлении на Землю, пунктиром показана толщина коры, впадины морей залиты черным. Здесь же показано смещение центра масс. Так называемые континенты покрыты большим количеством кратеров и гор, достигающих 5 км высоты.
 Рис. 9. Разрез Луны по большому кругу в плоскости орбиты |
Меркурий. Четвертая по яркости планета видима только на заре. Ее диаметр составляет ~0,38 земного и равен 4878 км. Средняя плотность планеты (5,43 г/см3) почти равна плотности Земли. Меркурий вращается вокруг своей оси с периодом 58,6 земных суток. Вокруг Солнца он обращается за 88 земных суток – это длительность его года. Поскольку вращение вокруг оси незначительно опережает годичный оборот, солнечные сутки на Меркурии оказываются длиннее, чем период вращения вокруг осп (звездные сутки), и составляет 176 земных суток.
При таком медленном вращении центробежные силы играют малую роль в формировании гравитационного поля и фигуры планеты. Степень сжатия Меркурия много меньше, чем у Земли. Физическая поверхность его очень похожа на лунную, она испещрена многочисленными кратерами и горами (впрочем, горы Меркурия ниже лунных и не превышают 2 км).
Венера. Эта планета по размерам ближе всего к Земле. Ее радиус 6051,1 км, средняя плотность 5,25 г/см3, сила тяжести 0,906 земных. Венера вращается вокруг своей оси чрезвычайно медленно и в обратном направлении относительно вращения других планет. Один оборот равен 243 земным суткам. Вокруг Солнца она обходит за 225 земных суток. Длительность солнечных суток на Венере 117 земных.
На Венере центробежная сила, так же как на Луне и Меркурии, играет ничтожную роль в образовании фигуры планеты, и практически сжатие ее равно нулю. Значит, поверхностью относимости можно считать сферу. Однако физическая поверхность Венеры весьма сложна. На ней возвышаются целые горные области. Так, горная страна Иштар занимает площадь, превосходящую вдвое наш Тибет, и имеет среднюю высоту – 4 – 5 км. К стране Иштар примыкает большая горная область Максвелл с вулканическим конусом, достигающим высоты 12 км. Вторая горная страна – плоскогорье Афродита – имеет также среднюю высоту 4 – 5 км и два пика (Гаусс и Герц) высотой 6 – 8 км. Впрочем, эти горные страны занимают около 2% поверхности планеты.
Понятие уроненной поверхности, где нет ее физического воплощения в виде уровня воды в океане, по-видимому, не имеет смысла. Для планет земной группы, лишенных воды, как некоторый уровень отсчета высоты форм физической поверхности вводится обычно сфера.
Вследствие малого сжатия изменение силы тяжести от экватора к полюсу невелико, и в качестве нормального можно принять постоянное среднее притяжение сферы. На Венере аномалии силы тяжести изменяются в пределах от –40 до +50 мГал и коррелируют с формами рельефа.
Марс. Марс изучен лучше всех планет и по условиям он ближе всех к Земле. Его год равняется двум земным, солнечные сутки почти равны земным (24,6 ч), т. е. он имеет ту же скорость вращения. Поэтому и сжатие его ближе к земному – 1/199. Средняя плотность Марса 3,95 г/см3, радиус 3398 км.
Наблюдения с космических аппаратов позволили основательно познакомиться с поверхностью и гравитационным полем Марса. Аномалии силы тяжести на Марсе изменяются в пределах от –200 до +400 мГал и в основном связаны с формами рельефа. Так, вулканическая область Тарсис с горой Олимп характеризуется аномалиями Δg до 350 мГал. Маскон в депрессии Изида отмечен положительной аномалией, тогда как вся окружающая местность имеет отрицательные аномалии (до – 600 мГал). На Марсе большинство гравитационных аномалий связано с рельефом. Рельеф же его очень сложный. Общий перепад высот составляет 27 км. Гора Олимп возвышается на 21 км над окружающей равниной.
Ю. КОЛЕСНИКОВ
«МАГЕЛЛАН» ЛЕТИТ К ВЕНЕРЕ
5 мая с космодрома на мысе Канаверал во Флориде стартовал американский космический корабль многоразового использования «Атлантис». На его борту находился экипаж в составе пяти человек: командир Дэвид Уолкер, пилот Рональд Грейб и специалисты по операциям на орбите Мэри Клив, Норман Тагард и Марк Ли.
Запуск корабля должен был состояться несколькими днями раньше, однако буквально перед самым стартом в одном из его главных двигателей отказал топливный насос. Специалисты обнаружили утечку в линии подачи сжиженного водорода. Пришлось перенести запуск на 5 мая. В этот же день спустя несколько часов после старта от корабля отделился автоматический аппарат «Магеллан» с пристыкованным к нему межорбитальным буксиром. Двухступенчатый буксир перевел аппарат с низкой околоземной орбиты на траекторию полета к Венере. Это был первый объект, выведенный на межпланетную траекторию с помощью многоразовой транспортной системы «Спейс Шаттл».
Программа радиолокационного картирования поверхности Венеры с орбиты ее искусственного спутника, получившая впоследствии название «Магеллан», была задумана в США еще в 70-е годы. К тому времени в атмосфере и на поверхности Венеры провели исследования несколько советских межпланетных станций «Венера». Американские же аппараты «Маринер» не сумели тогда достигнуть планеты, пролетев мимо нее на расстоянии в несколько тысяч километров.
Используя львиную долю своего бюджета на программу «Спейс Шаттл», НАСА длительное время не уделяло достаточного внимания межпланетным полетам. Перерыв в них длился с 1978 г., когда в США был запущен к Венере аппарат «Пионер–Венера-1».
Из-за отказов в ассигнованиях неоднократно переносилась и планируемая дата запуска аппарата «Магеллан». По этой же причине пришлось отказаться и от установки на него приборов, которые собирались использовать для исследования атмосферы Венеры. В конце концов на аппарате остался только радиолокатор. Но и в такой комплектации осуществить запуск с помощью МТКК «Спейс Шаттл» не удалось ни в 1984 г., ни в 1986 г., ни даже в 1988 г. В последнем случае помешала катастрофа «Челленджера». Поэтому было принято решение использовать для старта «окно» в апреле – мае 1989 г. К тому же оно обещало быть энергетически более выгодным, чем предыдущие.
Отсрочка запуска вызвала дополнительные расходы. В результате общая сумма, затраченная на всю программу, почти сравнялась с первоначально запрошенными 750 млн. долл., предусматривавшими более солидное научное оснащение экспедиции.
«Атлантис» не ног вывести «Магеллан» на «быструю» траекторию полета к Венере, продолжающегося всего 4 месяца. Поэтому путь от Земли до цели путешествия займет 15 месяцев. В начале августа 1990 г. тормозной двигатель переведет аппарат на эллиптическую орбиту искусственного спутника Венеры с высотой перицентра 250 км, апоцентра 8 тыс. км, наклонением 86° и периодом обращения 189 мин. С целью стабилизации этого времени в течение первых суток пребывания в окрестностях планеты будут осуществляться коррекции орбиты аппарата.
Во время сеанса картирования скорость аппарата относительно поверхности Венеры будет изменяться с 8,4 км/с (в перицентре, находящемся над точкой с координатой 10° с. ш.) до 6,4 км/с на высоте 3600 км. Эти изменения скорости и расстояния от объекта съемки требуют соответствующей перестройки «на ходу» и съемочной аппаратуры, т. е. радиолокатора. Избежать этого можно было бы, если бы аппарат работал не на эллиптической, а на круговой орбите. Однако перевод с одной орбиты на другую связан с немалыми техническими сложностями и дополнительными затратами. Уменьшить их попытались весьма оригинальным путем.
С целью снизить массу бортового запаса топлива предполагалось осуществить перевод аппарата с эллиптической орбиты на круговую с помощью аэродинамического торможения в атмосфере планеты. Для этого предусматривалось оборудовать «Магеллан» раскрываемыми средствами, обеспечивающими большое аэродинамическое сопротивление. Однако впоследствии от этого решения отказались, пойдя на некоторое усложнение управляющих систем радиолокатора.
Главная научная задача «Магеллана» – радиолокационное картирование поверхности Венеры. Такой способ получения изображения для планеты, плотно закрытой облачной оболочкой, является практически единственно возможным. Поэтому к нему обращались уже не один раз. Радиолокационное картирование Венеры проводил, например, американский аппарат «Пионер–Венера-1», запущенный еще в 1978 г. Но он вел съемку лишь в полосе между 63° ю. ш. и 74° с. ш., к тому же с невысоким разрешением. Аналогичную съемку в 1983 – 1984 гг. провели две советские автоматические станции «Венера-15» и «Венера-16». Тогда за восемь месяцев с помощью радиолокаторов с орбит искусственных спутников Венеры было получено изображение Северного полушария планеты общей площадью 115 млн. км2. Однако зона обзора советских межпланетных станций охватила тоже ограниченную территорию, простирающуюся от Северного полюса до 30° с. ш.
Околополярная орбита, на которую должен быть выведен «Магеллан», позволят ему за одни венерианские сутки, равные 243 земным, картировать не менее 70% площади поверхности Венеры с весьма высоким разрешением (от 250 до 500 м). Если же станция проработает на орбите больше времени, а такие надежды достаточно обоснованны, то съемкой может быть охвачена вся поверхность планеты, причем некоторые ее районы попадут в зону видимости радиолокатора дважды, что позволит получить их стереоскопические изображения.
Радиолокатор сможет также фиксировать тепловое излучение поверхности планеты и измерять ее радиояркостную температуру, а установленный на аппарате радиовысотомер – получать высотные профили по трассе полета. Американские специалисты надеются также получить методом радиозатмения дополнительные сведения об атмосфере Венеры, а регистрируя возмущения орбиты аппарата – информацию о ее гравитационном поле и строении недр.
В осуществлении миссии «Магеллана», кроме групп управления и планирования, принимают участие 30 ученых пяти национальностей. Из них составлены две рабочие группы – группа радарных исследований, возглавляемая профессором Гордоном Петтенгилом из Массачусетсского технологического института, и группа изучения силы тяжести под руководством доктора Мишеля Лефевра из Франции и Вильяма Съегрена из Лаборатории реактивного движения. До начала основного этапа выполнения проекта «Магеллан» количество занятого в нем персонала составит 250 человек, а в моменты наиболее напряженных работ его состав может возрасти до 700 человек.
Данные «Магеллана» могут оказаться ценным вкладом в сравнительную планетологию. Новые карты расширят представления о геологической истории Венеры, которая, по общепринятому мнению, определяется внутренними процессами. Познание их поможет иначе взглянуть и на глобальную систему движущихся литосферных плит Земли, уточнить и дополнить теорию мобилизма.
Интересные сравнительные данные могут быть получены и о взаимодействии атмосфер с поверхностями планет. На полностью лишенной гидросферы Венере эти взаимодействия определяются в основном ветровым переносом. В отличие от этого лик Земли в большей степени формируется процессами водной эрозии. Сопоставление этих двух механизмов, проявляющихся независимо друг от друга, поможет лучше понять действие каждого из них в отдельности.
Аппарат «Магеллан», имеющий стартовую массу 3600 кг и высоту более 9 м, состоит из переднего отсека оборудования, герметичного корпуса, рамы с двигателями ориентации и тормозного твердотопливного двигателя массой 2145 кг, из которых 2000 кг составляет масса топливного заряда, что обеспечивает создание суммарного импульса в 590 т ∙ с.
К переднему отсеку крепится остронаправленная параболическая антенна диаметром 3,7 м, изготовленная когда-то в качестве резервной для космического аппарата «Викинг» и выполняющая две функции – основной антенны для связи с Землей и антенны радиолокатора.
Бортовой радиолокатор с синтезирующей апертурой, аналогичный радарам советских станций «Венера-15» и «Венера-16», имеет среднюю мощность 15 Вт и пиковую до 350 Вт. Он работает на частоте 2,385 ГГц с высот орбиты от 250 до 2100 км. При обращении аппарата вокруг Венеры на каждом витке во время прохождения перицентра эллиптической орбиты в течение 37 мин будут производиться радиолокационные съемки.
Так как при этом расстояние между аппаратом и поверхностью планеты будет меняться, придется соответственно изменять и характеристики радиолокатора. В ходе каждого сеанса частота и строб дальности будут меняться примерно 600 раз.
Электронное оборудование радиолокатора размещается в переднем отсеке, здесь же монтируются средства связи, две 22-элементные никель-кадмиевые аккумуляторные батареи и часть оборудования системы ориентации. В герметичном корпусе, который представляет собой резервный образец корпуса аппаратов «Вояджер», установлено оборудование командной системы, систем электропитания и обработки данных, электронное оборудование системы ориентации.
Исполнительными органами системы ориентации служат три маховика и 24 гидразиновых микродвигателя с тягой 90 г, 1,8 кг. 45 кг. Кроме ориентации, эти двигатели используются для коррекции траектории на трассе перелета от Земли к Венере, «выставки» тормозного двигателя в период его работы и коррекции орбиты после превращения аппарата в искусственный спутник Венеры.
Энергетическая установка аппарата «Магеллан» состоит из уже упомянутых аккумуляторных батарей, используемых во время пребывания аппарата в тени Венеры, и двух панелей солнечных батарей размахом 6,3 м и площадью по 2,5 м2 каждая. Во время радиолокационного картирования Венеры солнечные батареи развивают мощность 1929 Вт. От перегрева солнечными лучами панели спасают специальные отражатели.
Стремясь экономить средства, конструкторы аппарата «Магеллан», как, видимо, уже успел заметить читатель, максимально использовали оборудование, созданное для других программ. Так, работающие в системе ориентации две БЦВМ, оборудование командной системы и системы обработки данных в свое время были изготовлены в качестве резервных для аппарата «Галилей», а усилители на лампах бегущей волны для системы связи разрабатывались в рамках программы «Улисс».
Кроме радиолокационного картирования, электронное оборудование радиолокатора используется и для обеспечения работы высотомера, позволяющего получать высотные профили поверхности планеты и построить ее топографическую карту с опорными точками через каждые 20 км. При этом вместо параболической антенны включается расположенная под нею небольшая рупорная антенна прямоугольного сечения, посылающая импульсы радара вертикально вниз. Высотомер «Магеллана» имеет разрешение 30–50 м.
В промежутках между импульсами радиолокатора и радиовысотомера локатор будет работать в пассивном режиме радиометра, фиксирующего тепловое излучение и яркостную температуру поверхности Венеры. В режиме радиометра локатор сможет просматривать полосу поверхности планеты шириной свыше 25 км. Такой же ширины при длине порядка 16 тыс. км будет и простирающаяся с севера на юг полоса, охватываемая на каждом витке радиолокационным картированием.
За то время, пока аппарат будет огибать Венеру, она повернется вокруг своей оси на 18°, и следующая полоса съемки окажется сдвинутой по отношению к предыдущей с некоторым перекрытием. Чтобы это наложение в высоких широтах не было слишком большим, в каждом сеансе сначала будет сниматься «северная» полоса, начинающаяся с северного полюса и заканчивающаяся на 54° ю. ш., а затем «южная», простирающаяся от 76° с. ш. до 68° ю. ш.
Южнее 68° ю. ш. картирование проводиться не будет, так как в этом случае не хватит времени на передачу изображения. Сброс на Землю записанной в запоминающее устройство полученной информации будет производиться в течение двух 57-минутных сеансов радиосвязи на каждом витке.
За одни венерианские сутки, на которые рассчитана программа съемок, будет отснято 1852 полосы. Объем переданной при этом видеоинформации, по мнению специалистов, превысит количество внеземных изображений, полученных во всех межпланетных экспедициях НАСА.
По разным причинам вне зоны охвата радиолокатора окажутся области поверхности Венеры южнее 68° ю. ш., полоса шириной 28°, расположенная по обе стороны 35-градусного меридиана, и сравнительно небольшой участок с осью, проходящей по 150° долготы.
После выполнения в апреле 1991 г. расчетной программы картирования предстоит принять решение о ее продолжении и распространении на не охваченные съемкой районы. Специалисты полагают, что необходимых для этого запасов гидразина в системе питания микродвигателей ориентации может хватить еще на пять, а может быть, и на шесть – девять венерианских суток.
Ю. ЗАЙЦЕВ
МИССИЯ «ФОБОС» – УВЫ! – ЗАВЕРШЕНА
С июля 1988 г. по март 1989 г. продолжалась космическая одиссея «Фобос». Международный проект, в разработке которого приняли участие ученые 14 стран и Европейского космического агентства, впервые предполагал полет до представителя обширного и пока плохо изученного класса так называемых малых тел Солнечной системы – спутника планеты Марс Фобоса и его детальные исследования.
Разработанная учеными Института космических исследований АН СССР методика давала возможность дистанционным способом при минимальном загрязнении поверхности определить элементный и изотопный состав реголита, покрывающего поверхность марсианского спутника, т. е. получить важнейшую информацию, связанную с его происхождением и эволюцией. Суть методики – в испарении и ионизации грунта лучом лазера, установленного на борту космического аппарата.
В другом активном эксперименте предполагалось изучать Фобос, облучая его поверхность пучками плазмы.
Наряду с такими пока экстравагантными в практике космических экспериментов методами исследований предусматривалась и ставшая уже традиционной телевизионная съемка поверхности как Фобоса, так и самого Марса, регистрация радиоактивности пород, слагающих красную планету, радиометрические (тепловые) и спектральные измерения.
Миссия «Фобос» состояла из трех этапов. Первый – исследования на трассе перелета, второй – исследования Марса и третий – исследования Фобоса. Разумеется, марсианский спутник был одной из главных целей экспедиции межпланетных автоматов. Именно на этом этапе, по выражению научного руководителя проекта академика Роальда Сагдеева, были сконцентрированы наиболее оригинальные и смелые идеи, подкрепленные уникальной аппаратурной базой.
К сожалению, полностью реализовать программу проекта «Фобос» не удалось. В космонавтике неудачи возможны, как во всяком трудном и абсолютно новом деле. Еще основоположник теоретической космонавтики Циолковский писал о полетах в космос: «Работающих ожидают большие разочарования, так как благоприятное решение вопроса гораздо труднее, чем думают самые проницательные умы».
В начале сентября 1988 г. была потеряна связь с «Фобосом-1». Случилось это из-за ошибки в команде, выданной на борт аппарата. В результате отключилась система ориентации и солнечные батареи «отвернулись» от Солнца. Бортовые системы стали получать все меньше энергии, и автоматическая станция оказалась не в состоянии выполнять какие-либо команды и реагировать даже на мощные радиосигналы с Земли.
В связи с потерей одного аппарата были предприняты дополнительные меры для повышения надежности работы «Фобоса-2». В частности, вместо запланированных двух коррекций траектории на участке подлета к Марсу была проведена только одна. Высота будущей орбиты над поверхностью планеты при этом увеличивалась, что ухудшало условия работы научной аппаратуры, предназначенной для исследований Марса и околопланетного пространства, но повышало надежность управления станцией.
Через 200 сут после старта «Фобос-2» вышел 29 января 1989 г. на сильно вытянутую эллиптическую орбиту, расположенную над марсианским экватором. Затем в результате новых включений корректирующей двигательной установки траектория полета была постепенно преобразована в круговую, расположенную выше орбиты Фобоса на 350 км, так называемую орбиту наблюдения.
Главное, зачем понадобилась такая орбита, – это крайне скудные сведения и о самом Фобосе, и об особенностях его движения вокруг планеты. Эти сведения были почерпнуты из наблюдений с Земли лишь на кратковременных участках видимости марсианского спутника, а также из информации, поступившей с борта американских аппаратов «Маринер-9» и «Викинг-1».
С орбиты наблюдения в течение трех суток продолжались ранее начатые на эллиптической орбите наблюдения самого Марса, его атмосферы и околопланетного пространства. Затем, когда космический аппарат находился на удалении от 860 до 1130 км от Фобоса, был проведен первый сеанс его телевизионной съемки.
Изображения Фобоса были зафиксированы на девяти телевизионных кадрах. Полученная в сеансе видеоинформация использовалась для уточнения параметров движения Фобоса и космического аппарата с целью последующего их сближения. Когда расстояние между ними сократилось до 320 – 440 км, был проведен еще один сеанс телевизионной съемки. Полученные при этом изображения марсианского спутника использовались уже не только для баллистических целей, но и для уточнения форм и деталей его рельефа.
21 марта космический аппарат перешел на квазисинхронную с движением марсианского спутника орбиту, то удаляясь от него на расстояние до 400 км, то приближаясь до 200 км. Американской межпланетной станции «Викинг» удалось подлететь к Фобосу ближе, но, лишь пролетая мимо него, а так плотно «уцепиться» за крохотное небесное тело на расстоянии около 300 млн. км от Земли – такую задачу ранее никто не решал.
Выполняется еще одна телевизионная съемка Фобоса. Одновременно ведется подготовка к выведению космического аппарата в область, расположенную с внешней по отношению к Марсу стороны Фобоса и отстоящую от его поверхности на расстоянии 35 км. После этого космический аппарат, используя лишь информацию собственных бортовых радиотехнических средств и телевизионной системы, должен был приступить к выполнению совершенно нового элемента космического полета – сопровождению небесного тела и сложному маневрированию над его поверхностью. Планировалось, что, зависнув на высоте около 50 м над марсианским спутником, «Фобос-2» будет довольно долго двигаться вместе с ним, проводя телевизионную съемку, а также выполняя многочисленные исследования поверхности Фобоса посредством многократного воздействия на нее лазерным и ионно-пучковым излучением.
В конце участка «бреющего» полета на поверхность Фобоса должны были десантироваться посадочные станции – долгоживущая и подвижная.
Но случилось непредвиденное. 27 марта после выполнения разворотов космического аппарата с целью проведения телевизионной съемки Фобоса и последующей передачи полученной информации на Землю установить надежную радиосвязь со станцией не удалось. Как отметил директор Научно-испытательного центра им. Г. Н. Бабакина (где создавался космический аппарат), Роальд Кремнев, перед этим телеметрия показала полную работоспособность всех систем. Узнать о причинах отказа так ничего и не удалось.
Можно ли, таким образом, считать проект «Фобос» неудачным? «Космический аппарат «Фобос» – новая модификация межпланетных автоматов, созданная для серии более сложных задач космических исследований до двухтысячного года», – говорит научный руководитель Центра им. Г. Н. Бабакина член-корреспондент АН СССР Вячеслав Ковтуненко. «Аппарат сменил отработавшую свое «Венеру» с ее принципом баковой компоновки узлов и деталей. Родилась новая блочная схема, более универсальная, позволившая сэкономить для научной аппаратуры целых 540 кг. Речь, таким образом, идет о создании принципиально нового аппарата на долгий период работы. Мы считаем, что новый аппарат прошел успешные летно-конструкторскне испытания. База подтвердила себя. Сбой в работе, если не считать ошибки оператора в первом случае, относится к более тонким проблемам совмещения комплексов командных устройств для научных и служебных целей».
Выполнили, и даже с блеском, свою задачу баллистики и навигаторы, подведшие «Фобос» к последнему решающему этапу сближения со спутником Марса.
Слова «успех» не стесняются и сотрудники Института космических исследований АН СССР, многие их зарубежные коллеги, участвовавшие в подготовке и проведении исследований. Бортовым приборам станций удалось добыть новые данные о солнечной активности, межпланетной плазме, магнитном поле Марса, состоянии его поверхности, о марсианском спутнике.
В настоящее время ведется предварительная обработка полученных данных. До полного и всестороннего их анализа и интерпретации говорить об окончательных итогах проекта «Фобос» было бы преждевременным.
На трассе перелета выполнялись исследования рентгеновского излучения Солнца (эксперимент «Терек», подготовленный учеными СССР и ЧССР, проводился только на «Фобосе-1»). Аппаратура работала исправно вплоть до потери связи со станцией. Было проведено 14 из 50 запланированных сеансов наблюдений. Получено 140 высококачественных изображений Солнца и солнечной короны. Если наш глаз видит поверхность Солнца, температура которой 6000°С, то рентгеновский телескоп, установленный на борту «Фобоса-1», позволил «увидеть» верхние слои солнечной атмосферы, нагретые до миллиона градусов.
В солнечном телескопе «Терек», специально разработанном для миссии «Фобос», использовались рентгеновская оптика косого падения, а также новые спектрально-селективные зеркала нормального падения с многослойным покрытием. В ходе реализации эксперимента были получены уникальные данные о распределении и динамике плазмы в атмосфере Солнца в различных температурных диапазонах.
Изображения Солнца в рентгеновском диапазоне, переданные на Землю с борта космического аппарата, позволяют исследовать механизмы образования солнечной атмосферы «спокойного» Солнца, активных областей, корональных дыр, определить поток энергии, обусловливающей нагрев солнечной короны.
Особый интерес представляют наблюдения корональных дыр, характеризуемых дефицитом горячей плазмы и обычно связываемых с источниками высокоскоростных потоков заряженных частиц. Корональные дыры, особенно расположенные в приэкваториальной зоне солнечного диска, были мало исследованы ранее, хотя именно они играют определяющую роль в солнечно-земных связях.
В эксперименте «Терек» впервые проводились измерения поляризации солнечного излучения на частоте резонансной линии ядер гелия (304 Å). Для вспышки 27 августа 1988 г. был зарегистрирован выброс плазмы от Солнца на расстояние порядка одного солнечного радиуса с практически полностью поляризованным излучением. Заметим, что поляризационные измерения рентгеновских лучей принадлежат к числу очень тонких и трудных экспериментов даже в лабораторных условиях. Они позволяют ответить на вопрос о механизмах и источниках солнечных вспышек.
Исследования солнечной активности выполнялись также с помощью рентгеновского фотометра РФ-15 (СССР, ЧССР), энергомасс-спектрометров солнечных космических лучей СЛЕД (Венгрия, Ирландия, СССР, ФРГ) и ЛЕТ (Венгрия, СССР, ФРГ, Европейское космическое агентство), спектрометров гамма-всплесков ВГС и ЛИЛАС (Франция, СССР). Большой интерес представляют, в частности, полученные с их помощью данные о чрезвычайно мощной активной области на Солнце в период с 4 по 18 марта 1989 г., когда «Фобос-2» работал уже на околомарсианских орбитах. В это время наблюдались последовательность крупнейших в текущем цикле солнечной активности вспышек рентгеновского и гамма-излучения и связанные с этим возрастания потоков ускоренных заряженных частиц. С учетом широкого спектра выполненных измерений ученые надеются, что анализ данных позволит получить новую важную информацию о механизмах развития солнечных вспышек.
Следует отметить, что спектрометры гамма-всплесков ВГС и ЛИЛАС использовались для исследований не только солнечных, но и космических гамма-всплесков. Это явление было обнаружено сравнительно недавно, в начале 70-х годов. В течение короткого времени, не превышающего нескольких десятков секунд, на небесной сфере появляется источник с потоком, в тысячи раз превышающим потоки от самых ярких стационарных источников в том же диапазоне энергий. Частота подобных событий невелика, она обычно не превышает сотен всплесков в год на всей небесной сфере.
С борта «Фобоса-1» и «Фобоса-2» зарегистрировано более 100 космических всплесков жесткого гамма-излучения. При этом было достигнуто наиболее высокое для современной гамма-астрономии временное разрешение. Это позволило выявить новые свойства гамма-всплесков: тонкую временную структуру профилей с характерным масштабом около нескольких миллисекунд, многокомпонентность и быструю переменность спектров, обнаружить многочисленные спектральные детали. Для одного из событий измерена переменность потока гамма-лучей с характерным временем менее 1 мс, зарегистрировано излучение с энергиями около нескольких десятков МэВ и обнаружены спектральные линии с энергиями более 1 МэВ. На основе полученных данных рассматриваются различные модели гамма-всплесков.
Следует упомянуть также об уникальном событии 24 октября 1988 г. В этот день спектрометр ВГС, установленный на «Фобосе-2», зарегистрировал гамма-всплеск, который оказался наиболее интенсивным из всех нестационарных событий, когда-либо наблюдавшихся в гамма-диапазоне. Сейчас ведутся исследования с целью выяснения природы этого гамма-всплеска.
Практически непрерывные в течение нескольких месяцев внезатменные наблюдения за Солнцем на трассе перелета Земля – Марс оказались чрезвычайно эффективным методом исследований солнечных осцилляции и многих других глобальных факторов переменности потока излучения Солнца, знание которых чрезвычайно важно для лучшего понимания структуры и динамики внутреннего строения светила, построения более точной его модели. (Современные солнечные модели не дают пока удовлетворительного однозначного представления о строении и эволюции Солнца.)
Исследования солнечных осцилляций на космических аппаратах «Фобос-1» и «Фобос-2» велись с помощью прибора ИФИР, созданного учеными Швейцарии, Франции, СССР и Европейского космического агентства. Полученные данные обрабатываются.
К числу безусловных достижений проекта «Фобос», несомненно, относятся проведенные с борта «Фобоса-2» измерения составляющих плазмы в окрестностях Марса. Исследования выполнялись с помощью комплекса аппаратуры, который включал в себя приборы для изучения магнитного поля, электрических и магнитных волновых излучений и других явлений, определяющих физику плазменных процессов. Так, измерения магнитного поля проводились двумя близкими по характеристикам трехкомпонентными феррозондовымн магнитометрами МАГМА (Австрия, СССР) и ФГММ (ГДР, СССР). Измерения волновых излучений выполнялись анализатором плазменных волн АПВ-Ф (СССР, Польша, Чехословакия, Европейское космическое агентство).
Изучение плазменных волн – один из основных диагностических методов в исследованиях плазмы. Именно анализ плазменных колебаний в сочетании с измерениями магнитного поля и характеристик плазмы позволяет обеспечить надежную идентификацию процессов в обтекающем планету потоке солнечного ветра и в магнитосферах планет. Более того, исследования плазменных волн дают возможность в ряде случаев выделить новые явления, которые не удается обнаружить другими методами измерений.
Первые исследования марсианской магнитосферы и ее взаимодействия с солнечным ветром были выполнены в 1971 – 1974 гг. с борта искусственных спутников Марса – «Марс-2», «Марс-3» и «Марс-5». Были обнаружены ударная волна, шлейф магнитосферы, определены ее форма и размеры, получены указания на существование собственного слабого магнитного поля и выявлена горячая плазма планетарного происхождения как в самой магнитосфере, так и в обтекающем потоке. В результате анализа этих данных была заложена основа современных представлений о внешних оболочках Марса и протекающих в околопланетном пространстве процессах. Однако эти представления носили ограниченный характер, поскольку Орбиты космических аппаратов мало соответствовали задачам исследований магнитосферы планеты, а возможности установленной на них научной аппаратуры были недостаточными.
В то же время марсианская атмосфера вызывает особый интерес специалистов. Дело в том, что, поскольку собственное магнитное поле Марса мало, поток плазмы из горячей солнечной короны (солнечный ветер) должен достигать верхних слоев атмосферы планеты. В результате магнитосфера Марса формируется в условиях взаимодействия солнечного ветра как с магнитным полем планеты, так и с ее атмосферой. Следовательно, она должна существенно отличаться и от гигантских магнитосфер планет с сильным магнитным полем( как, например, у Земли) и от наведенной венерианской магнитосферы, образующейся при взаимодействии солнечного ветра непосредственно с ионосферой планеты.
Из-за отсутствия в прежних экспедициях к Марсу приборов, измеряющих параметры плазмы в широком угловом и энергетическом диапазонах, не было данных и об ионном составе и характеристиках различного сорта ионов в околомарсианском пространстве. Знание этих параметров марсианской ионосферы особенно важно для понимания комбинированного характера взаимодействия планеты с солнечным ветром.
Оказалось, что в марсианской магнитосфере, как и в земной, хорошо реализуются такие ее структуры, как магнитопауза (граница магнитосферы) и плазменный слой в хвосте магнитосферы, а также ударная волна. Удалось выяснить и другие более тонкие детали.
Внутри магнитосферы, заполненной сравнительно холодной плазмой планетного происхождения, довольно часто встречаются островки более горячей солнечной плазмы. Это свидетельствует о том, что слабое магнитное поле Марса тесно переплетается с межпланетным магнитным полем, создавая естественный «магнитный» канал для проникновения солнечной плазмы в магнитосферу. Такая взаимосвязь полей затрудняет разделение вкладов межпланетного и планетного магнитного полей, и в результате четко идентифицировать параметры собственного магнитного поля Марса не представляется возможным.
Магнитные силовые линии, связанные с планетой и ее атмосферой, создают в потоке проникающего в атмосферу солнечного ветра канал потерь ионов, образующихся из атмосферных атомов и молекул. Энерго-масс-аналпзатор «Фобос-2» позволил отдельно измерить потоки солнечной плазмы (в основном ионы водорода) и плазмы планетарного происхождения (в основном ионы двуокиси углерода, углекислого газа, молекулярного и атомарного кислорода) и тем самым определить поток планетарных ионов, уходящих в межпланетную среду. Он составляет примерно (2 ÷ 5) ∙ 1025 ионов в секунду. Таким образом, атмосфера Марса ежесекундно теряет один-два килограмма вещества. Казалось бы, это немного, но с учетом сильной разреженности марсианской атмосферы (давление на поверхности планеты в 170 раз ниже, чем на Земле) такие потери могут существенно влиять на ее эволюцию.
Действительно, полученная оценка убегающего из атмосферы Марса потока ионосферных ионов практически равна величине потерь земной магнитосферы через ее магнитный шлейф. Однако для Земли подобная потеря пренебрежительно мала даже в космогоническом масштабе времени. При такой интенсивности убегания атмосферный кислород у Земли исчезает за 10 млрд. лет. Для Марса, который по массе примерно в 10 раз меньше Земли, величина потерь в 2 кг/с эквивалентна исчезновению с поверхности планеты 1 – 2-метрового слоя воды за 4,5 млрд. лет, т. е. за всю историю Марса.
Отсюда можно сделать вывод, что если Марс и в прошлом не обладал достаточно мощным магнитным полем, то взаимодействие солнечного ветра даже с много более плотной атмосферой на ранних стадиях эволюции планеты могло привести к значительной эрозии атмосферы. Не исключено, что отсутствие достаточно сильного магнитного поля у Марса и Венеры и является основной причиной потери воды (источника летучих веществ), имевшейся у планет после аккреции из протопланетного вещества.
Еще один неожиданный результат, полученный в измерениях с борта «Фобоса-2», – обнаружение квазизахваченной радиации и пучков ускоренных ионов, подобных пучкам ускоренных электронов и ионов над земными полярными сияниями. Правда, настоящих радиационных поясов на Марсе, по-видимому, нет, так как энергичные частицы в магнитосфере этой планеты долго не живут. Полярные сияния на Марсе также не обнаружены (окончание следует).
К ЧИТАТЕЛЮ
Новый этап в развитии современной космонавтики связан с созданием многоразовых ракетных систем. Сегодня их перспективность практически ни у кого не вызывает сомнений. Во многих странах осуществляются или всерьез рассматриваются проекты челночных кораблей. Однако в начале 70-х годов Соединенным Штатам пришлось пойти на значительный политический, финансовый и технический риск при утверждении проекта «Спейс Шаттл» в качестве национальной программы. Безусловно, суждение о всей программе «Шаттл» выносить еще рано, однако за время ее существования уже пройден значительный путь от проектирования и испытаний к реальным полетам и уникальным операциям в космосе, а также преодолен тяжелейший кризис в истории космонавтики.
Во многих письмах читателей содержится просьба рассказать об истории и осуществлении проекта «Спейс Шаттл». Удовлетворяя пожелания подписчиков, мы начинаем публикацию материалов о космическом челноке.
«СПЕЙС ШАТТЛ» – ПРОШЛОЕ И НАСТОЯЩЕЕ
А. 3АК
В этом выпуске:
Формирование концепции ракетоплана (20-е годы). Разработки в Германии в области ракетопланов (30-е годы). Исследования США в области ракетопланов (40 – 50-е годы). Проектные разработки НАСА (60-е годы).
Предыстория
Сегодня, когда космические корабли многоразового использования являются реальностью, есть возможность, оглянувшись назад, понять, почему этот вид космических полетов появился настолько позже одноразовых проникновений в космос.
Как известно, в многоразовом космическом корабле воплощен принцип космического аппарата, сочетающего в себе качества ракеты-носителя – возможность разгона под действием реактивной силы и самолета, способность тормозить, планируя в атмосфере. Идея такого аппарата была заложена в фундамент космонавтики ее пионерами. «...За эрой аэропланов винтовых должна следовать эра аэропланов реактивных или аэропланов стратосферы», – предсказывает К. Э. Циолковский в работе «Полуреактивный аэроплан» (1930 г.). Мало того, сами ракетные аппараты у Циолковского наделены чертами космоплана: «...она (ракета) спирально возвращается на Землю, тормозя себя воздухом и планируя без взрывания», – пишет ученый о приземлении космического аппарата.
Научное обоснование подобной идеи содержится и в известном докладе Ф. А. Цандера «О проекте межпланетного корабля-ракетоплана, разрешающего задачу полета в мировое пространство» (Москва, октябрь 1924 г.).
В разных странах осуществляются и практические попытки сочетания ракетного двигателя с аэропланом.
В СССР разрабатываемый с 1934 г. группой С. П. Королева ракетный планер РП-318-1 совершает реальный полет в 1940 г. Впоследствии эта идея получает воплощение в истребителе-перехватчике БИ-1, созданном в период войны.
Активные работы в этой области осуществляются в 20 – 30-е годы в Германии. Энтузиастом развития ракетопланов здесь становится инженер М. Валье. С 1928 г. он проводит эксперименты по установке ракетных двигателей на автомобиле. Тогда же совершает полет планер, снабженный двумя ракетами и пилотируемый Ф. Штаммером. В августе 1929 г. в воздух поднимается гидросамолет «Юнкерс-33» с ракетными ускорителями. Через месяц Ф. фон Опель пролетает за 75 с полтора километра на планере с шестнадцатью твердотопливными ракетами, развив скорость 153 км/ч. С 1937 г. испытываются две модели самолета «Хейнкель» с ракетными двигателями.
Надо сказать, что столь активная деятельность частных энтузиастов ракетной техники в Германии объясняется их поддержкой военными, руки которых были первое время связаны Версальским договором, запрещавшим стране развивать артиллерию и авиацию. Со временем, чувствуя свою безнаказанность, крепнущая фашистская; военная машина берет ракетные разработки под свой контроль. Неугодные специалисты остаются не у дел, а то и оказываются в концлагерях. Главным действующим лицом в этой области становится В. фон Браун. Помимо своих хорошо известных «детищ» – «Фау-2», Браун в середине 30-х годов исследует возможности применения ракетных двигателей на самолетах.
Однако вскоре происходит размежевание авиации и ракетной техники. Основные причины – сложность и опасность практического применения ракетных двигателей на самолетах, их малая длительность работы по сравнению с воздушно-ракетными двигателями. Так, применявшиеся фашистами в конце войны реактивные самолеты уже оснащены воздушно-реактивными двигателями, а не ракетными. Та же тенденция наблюдается и в других странах.
Тем не менее исследовательские работы в области ракетного крылатого аппарата продолжаются в Германии и во время войны. Уже после победы над Германией офицеры американской разведки, исследовавшие трофейную документацию, обнаруживают проект двухступенчатой крылатой ракеты, пилотируемой смертником. Она предназначалась для обстрела тыловых районов СССР и территории США через океан. Бредовый на первый взгляд проект технически обоснован возможным аэродинамическим планированием второй ступени ракеты при ее снижении. В руках американцев оказывается и другой проект, известный под названием «антиподный бомбардировщик» Зенгера–Бредт. Он был разработан в течение 1933 – 1942 гг. работавшим в Австрии ученым Э. Зенгером и его помощницей математиком И. Бредт. Их аппарат представлял собой ракетный бомбардировщик, который двигается по траектории, позволяющей ему после взлета и разгона многократно погружаться и рикошетировать относительно плотных слоев атмосферы с постепенным снижением. Тщательное математическое обоснование этого проекта в какой-то степени заложило основу уверенности американских специалистов в перспективности аппаратов подобного типа.
Несмотря на быстрое развитие самолетов с воздушно-реактивными двигателями, ВВС США решили начиная с 1944 г. провести программу создания экспериментальных самолетов с РД. Первым таким самолетом была модель Х-1 фирмы «Белл Эйркрафт». Одновременно как альтернативу Х-1 ВМС заказали у фирмы «Дуглас Эйркрафт» модель турбореактивного трансзвукового самолета Д-558-1 «Скайстрик». Для осуществления полета Х-1 должен быть поднят в воздух самолетом-носителем, роль которого выполнял бомбардировщик Б-29, тогда как Д-558-1 мог взлететь с помощью собственных двигателей.
14 октября 1947 г. летчик-испытатель Ч. Егер, стартовав на Х-1 с борта Б-29, впервые превысил скорость звука, разогнавшись до 1216 км/ч. Опыт подтвердил правильность конструкции Х-1, и уже следующий вариант самолета ВМС – Д-558-П «Скайрокет» снабжается ракетным двигателем и запускается с Б-29.
Дальнейшее развитие этой программы шло по пути совершенствования самолетов данного типа – повышения скорости и потолка полета, улучшения их аэродинамики. Последовательно создаются Х-1А, Х-1Б, Х-1Д, Х-1Е.
Следующий этап программы: экспериментальные аппараты оснащаются стреловидными крыльями. В сентябре 1956 г. пилот капитан Кинчлоу достигает на самолете Х-2 высоты 35 403 м. Затем создаются модели Х-3, Х-4, Х-5, ХФ-92А и Х-12 для полетов на сверхзвуковых скоростях.
В 1959 г. совершает первый полет модель Х-15, разрабатывавшаяся фирмой «Норт Америкэн» с 1952 г. Модель рассчитана на запуск с бомбардировщика Б-52. К концу 1961 г. Х-15 достигает высоты 64 км и скорости 6587 км/ч.
В результате этих полетов получено много важных данных об аэродинамике и устойчивости аппаратов, летающих на гиперзвуковых скоростях, о воздействии аэродинамического нагрева на их конструкции и на работоспособность систем, об особенностях входа в плотные слои атмосферы на больших скоростях с использованием подъемной силы.
Воодушевленная успехом полетов Х-15 фирма «Норт Америкэн» предложила правительству его усовершенствованный вариант, рассчитанный на орбитальные полеты. Аппарат снабжался подвесными топливными баками и должен был выводиться на орбиту ракетой-носителем. Хотя этот проект не был принят, работы над Х-15 были весьма тесно увязаны с начатым в 1958 г. ВВС США проектом «Дайна Сор». В этом проекте участвовало НАСА совместно с фирмой «Боинг». Целью проекта было создание воздушно-космического аппарата Х-20, представлявшего собой ракетоплан с корпусом длиной 10,7 м в форме утюга, треугольным крылом размахом 6,3 м и массой 5 – 7 т. Вывести его на орбиту должен был специальный вариант ракеты-носителя «Титан-III». Первый запуск Х-20 на орбиту предполагался в конце 1964 г. – начале 1965 г.
Дорогостоящий и опережающий свое время проект «Дайна Сор» вскоре отошел на задний план, поскольку главной целью космической программы США с 1961 г. стала высадка человека на Луну. «Дайна Сор» оттеснили разрабатывавшиеся параллельно проект «Аполлон» и ряд связанных с ним программ. В конце 1963 г. программа «Дайна Сор» была окончательно отменена. Тем не менее ряд разработок этого проекта получил дальнейшее развитие. Прежде всего это был «несущий корпус» – конфигурация аппарата, у которого подъемной силой обладают не только крылья, но и корпус. Этот принцип был воплощен в экспериментальных аппаратах нового поколения с ракетными двигателями, спроектированными, как и прежние, с расчетом на запуск с самолета-носителя. К схеме «несущий корпус» конструкторов привело упорное стремление уменьшить или вообще исключить из состава планера крылья. Таким образом они рассчитывали решить проблему теплового барьера – недопустимого нагрева аппарата под воздействием набегающего потока воздуха при скоростях, значительно превышающих звуковую. Предыдущие исследования показали, что наиболее критическими зонами летательного аппарата в данной ситуации, являются нос и кромки оперения.
Изучая схему «несущий корпус», НАСА и ВВС США в течение 1968 – 1975 гг. испытали модели экспериментальных самолетов СВ-5Д, М2-Ф1, М2-Ф2, М2-Ф3, ЭйчЛ-10, Х-24А, Х-24Б. В дальнейшем НАСА решило не отказываться от применения крыла в конструкции будущего космоплана, стремясь добиться его максимальной способности маневрирования в атмосфере. Проблема же теплового барьера была решена с созданием новых термозащитных материалов.
Одновременно с накоплением практического опыта НАСА с 1961 г. осуществляет проектные разработки в области многоразовой транспортной космической системы с целью выбора ее наиболее оптимального варианта. По плану НАСА для создания такой системы необходимо осуществить четыре этапа работ:
– этап А – предварительные исследования;
– этап Б – углубленные исследования предварительных проектов и эскизов, проектирование окончательной схемы с дальнейшим исследованием оптимального варианта;
– этап С – выбор окончательного варианта;
– этап Д – разработка, постройка и летные испытания системы.
На первом этапе американские специалисты изучили многочисленные проекты возможных многоразовых систем, в большинстве сочетавших в себе элементы многоразового и одноразового использования. Так, параллельно с разработкой космических кораблей «Меркурий», «Джемини» и «Аполлон» рассматривалась схема многоразового аппарата, выводимого на орбиту одноразовой ракетой-носителем. Проект был признан неэкономичным из-за высокой стоимости РН, однако он способствовал дальнейшей разработке принципов многоразовой системы.
Рассматривалась также схема двухступенчатого аппарата с одноразовой орбитальной ступенью и многоразовой разгонной. Считалось, что этот проект можно реализовать быстро в связи с относительно низкой скоростью и нагревом при движении разгонной ступени. Однако оценка возможной стоимости одноразовой орбитальной ступени оказалась неприемлемой.
В итоге стало ясно, что наиболее целесообразной будет схема двухступенчатого космического корабля, где обе ступени будут многоразового использования. Было решено, что система будет стартовать вертикально – это позволяло исключить из состава разгонной ступени крылья большой площади, необходимые для горизонтального разгона.
НАСА закончило этап. А в 1969 г., когда достигла своего апогея программа «Аполлон». Первая высадка людей на лунную поверхность состоялась. Хотя планировались следующие лунные экспедиции, требовалось выбрать новые направления развития пилотируемой космонавтики. Время для осуществления рекламировавшихся НАСА планов вроде постоянных баз на Луне, создания гигантских орбитальных станций или пилотируемых полетов на Марс было весьма не подходящее. Шла изнурительная вьетнамская война, «лунный бум» сходил на нет, усилились скептические настроения общественности к освоению космоса. Эти причины заставляли НАСА рассматривать программы, сулящие удешевление космических операций, более практическое их использование.
По указанию президента Р. Никсона группа специалистов по» космической науке и технике Комитета научных советников президента провела специальное исследование, касающееся американских космических планов. В ее докладе было признано целесообразным обратить особое внимание на автоматическую технику и создание космической многоразовой системы. «Самые важные успехи в освоении космоса, по-видимому, зависят от создания космической транспортной системы, – говорится в докладе этой группы, – только после того, как она начнет действовать и ее возможности будут оценены, мы сможем установить надлежащее соотношение между исследованиями с участием человека и с помощью только автоматической техники...»
В апреле 1969 г. в НАСА формируется рабочая группа по многоразовой системе. Цель – создание экономичной транспортной системы с полезной нагрузкой около 11 т. Ожидается, что челночный космический корабль в сочетании с межорбитальными буксирами сможет заменить существующие одноразовые ракеты, а в перспективе будет использован для сборки и обслуживания в космосе объектов типа орбитальной станции.
Несколько групп фирм на этапе Б объединяются для получения контракта НАСА по созданию корабля. На конкурсной основе они разрабатывают альтернативные проекты в рамках предъявленных требований. Рассмотрев представленные в начале 1970 г. проекты, НАСА делает выбор в пользу двух групп фирм, возглавляемых соответственно «Норт Америкэн» и «Макдонелл Дуглас». «Норт Америкэн» представила две модели челнока – с прямым и треугольным крылом у орбитальной ступени и одинаковым вариантом разгонной ступени с прямым крылом. Космоплан фирмы «Макдонелл Дуглас» состоял из разгонной ступени с треугольным крылом и орбитальной ступени со складывающимся крылом. К концу 1970 г. НАСА утверждает вариант будущего космического самолета именно с треугольным крылом, стремясь получить максимальные возможности по боковому маневрированию в атмосфере. Уже в этот период на очертания и компоновку челночного корабля оказывают влияние требования министерства обороны США. В связи с тем что ВВС участвуют в разработке системы, НАСА считается с их условиями. В частности, в связи с этим полезная нагрузка в проекте возрастает до 29 т.
Одновременно НАСА становится ясно, что, создавая полностью многоразовый челночный корабль, оно не сможет уложиться в бюджет. В поисках выхода НАСА продлевает контракты на этапе Б и начинает исследовать возможность уменьшить размеры космического самолета путем размещения бака с жидким водородом вне корпуса летательного аппарата. Сбрасываемые одноразовые топливные баки позволяют снизить вес возвращаемого в атмосферу аппарата и упростить разгонную ступень. И хотя оцениваемая стоимость выведения полезной нагрузки при использовании сбрасываемого бака возросла до 200 долл/кг, это направление работ было признано правильным и привело в итоге к снижению стоимости разработок на 10%.
К концу 1971 г. было показано, что можно получить дополнительную экономию средств, если вынести из космического самолета и кислородный бак. Одновременно были проведены исследования, доказавшие возможность вместо дорогостоящей пилотируемой разгонной ступени применить ракеты-ускорители на жидком или твердом топливе.
К началу 1972 г. НАСА окончательно останавливается на варианте многоразовой транспортной системы с многоразовой орбитальной ступенью, одноразовым топливным баком и беспилотными ракетами-ускорителями.
Создание системы «Спейс Шаттл»
Проект создания космического корабля многоразового использования, получивший название «Спейс Шаттл» (Космический челнок), был официально одобрен президентом США Р. Никсоном 5 января 1972 г. Таким образом он был возведен в ранг национальной программы и стал крупнейшим американским предприятием в космосе после проекта «Аполлон». Для создания «Шаттла» было выделено 5,5 – 6,5 млрд. долл. на предстоящие шесть лет.
Сразу после одобрения проекта НАСА опубликовало снимки и описания вариантов конструкций, рекомендуемых для дальнейшего развития. Эти варианты различались главным образом типом ракет-ускорителей – на твердом или на жидком топливе.
15 марта 1972 г. НАСА объявляет о решении применить в системе «Шаттл» твердотопливные ускорители многоразового использования.
12 мая 1972 г. конкурирующие фирмы представляют НАСА свои варианты проекта в связи с последними требованиями, а 25 июля управление публично сообщает о назначении своим головным подрядчиком фирмы «Рокуэлл Интернейшенл» (бывшая «Норт Америкэн»). С фирмой был заключен контракт на сумму 2,6 млрд. долл. и на срок шесть лет. Хотя схема «Рокуэлл» почти не отличалась от представленных другими фирмами, се выбрали, поскольку она затребовала на 1 млрд. долл. меньше, чем планировало НАСА, – 3,5 млрд. долл. По условиям контракта фирма «Рокуэлл» обязывалась к 1978 г. разработать, испытать и поставить НАСА два летных образца орбитальной ступени «Шаттла», запасные части и некоторое вспомогательное оборудование. Отдельный контракт на разработку главных двигателей корабля был заключен ранее с фирмой «Рокетдайн». Изготовление и обслуживание ракет-ускорителей было поручено фирме «Тиокол», внешнего топливного бака – фирме «Мартин Мариетта», системы орбитального маневрирования – фирме «Аэроджет», оборудования для проверки сборки, запуска и восстановления – «Юнайтед спейс бустерс».
В ходе проектирования системы «Шаттл» (1972 – 1976 гг.) в проект вносились многочисленные изменения, касавшиеся как общей конфигурации, так и компоновки отдельных элементов. В общем, эта эволюция представлена в таблице. Наиболее значительное изменение схемы корабля произошло в начале 1973 г., когда НАСА согласилось отказаться от двигателей аварийного спасения и воздушно-реактивных двигателей, предусмотренных в конструкции космоплана. Аварийные твердотопливные ракетные блоки предназначались для увода корабля на высоту безопасного планирования при аварии в начале подъема и должны были размещаться в хвостовой части фюзеляжа над крылом. Роль этих двух ракет могли выполнять ускорители корабля, у которых была предусмотрена система управления вектором тяги. Отказ же от воздушно-реактивных двигателей означал, что при приземлении пилоты «Шаттла» не будут иметь возможность повторного захода на посадку и должны полностью полагаться на планирующие качества аппарата. Эти изменения были сделаны главным образом для резкого увеличения выводимого и возвращаемого полезного груза.
Осенью 1975 г. принимается решение изменить конструкцию топливного бака для устранения возможного аэродинамического нагрева. С этой целью из носовой части бака удаляется выступающая закругленная конструкция с измерительной аппаратурой внутри, а для отклонения аэродинамического потока носовая часть заостряется.
Несмотря на то что подобные изменения продолжались, система «Шаттл» постепенно начинала воплощаться в металл.
В течение 70-х годов американская аэрокосмическая промышленность в рамках программы «Шаттл» развернула обширную деятельность. Параллельно с проектированием, постройкой и испытаниями собственно элементов космического аппарата шло создание мощной инфраструктуры, необходимой для эффективной эксплуатации будущей системы.
Одновременно в промышленных, общественных и правительственных кругах, в массовой и специальной печати шла активная полемика о перспективах данной программы. Практически каждый шаг НАСА оказывается под острой критикой оппонентов. В связи с этим управление должно было не только убеждать Белый дом и. конгресс в необходимости программы при каждом новом выделении ассигнований на нее, но и точно определить ее цели в меняющихся обстоятельствах.
Когда принималась программа «Шаттл», НАСА основывалось на необходимости замены дорогостоящей одноразовой системы. «Аполлон–Сатурн». Корабли «Шаттл» представлялись на фоне целого комплекса амбициозных проектов, включая космическую станцию, межорбитальные буксиры, окололунную и лунную базы. Поскольку вскоре стало ясно, что подобные планы невозможно осуществить в ближайшие годы, НАСА приспосабливает челночные корабли для более прозаических, но и более реальных целей – запуска и обслуживания спутников, военных операций и научных исследований. При этом НАСА планирует своеобразный «хозрасчет» системы, обещая окупать расходы на эксплуатацию за счет оплаты клиентами выводимых грузов. В соответствии с этими целями НАСА обращает внимание на планы создания верхних ступеней для перевода спутников на высокие орбиты и на проект устанавливаемой в. грузовом отсеке космической лаборатории.
В работах по программе «Шаттл», кроме аэрокосмических компаний США, активно участвуют министерство обороны, Европейское космическое агентство и Канада.
| июнь 1970 г. | июнь 1971 г. | июнь 1972 г. | июнь 1973 г. | февраль 1974 г. | февраль 1975 г. | февраль 1976 г. | |
| Общие параметры | |||||||
| Длина, м Стартовая масса, кг Тяга, Н | 81,4 1,6 ∙ 106 21,57 ∙ 106 | 88,4 2,27 ∙ 106 29,32 ∙ 106 | 61,6 2,45 ∙ 106 41,68 ∙ 106 | 55,2 1,9 ∙ 106 27,26 ∙ 106 | 56,08 1,98 ∙ 106 28,44 ∙ 106 | 56,08 2,02 ∙ 106 33,34 ∙ 106 | 56 2,02 ∙ 106 29,52 ∙ 106 |
| 1-я ступень | |||||||
| Длина, м Диаметр, м Размах крыльев, м Экипаж Стартовая масса, кг Тяга, Н Кол-во двигателей Высота отделения, км Скорость при разделении, м/с | 70,1 – 42,9 Есть 1,2 ∙ 106 21,57 ∙ 106 12 78 2800 | 82 – 43,9 Есть 1,9 ∙ 106 29,32 ∙ 106 12 73 3300 | 56,3 3,9 – Нет 1,47 ∙ 106 36,68 ∙ 106 2 40 1200 | 44,2 3,59 – Нет 1,05 ∙ 106 22,26 ∙ 106 2 43 1400 | 45,4 3,72 – Нет 1,15 ∙ 106 23,53 ∙ 106 2 48 1400 | 45,4 3,72 – Нет 1,16 ∙ 106 28,44 ∙ 106 2 50 1400 | 45,4 3,70 – Нет 1,16 ∙ 106 23,14 ∙ 106 2 44 1400 |
| 2-я (орбитальная) ступень | |||||||
| Длина, м Размах крыльев, м Стартовая масса, кг Тяга, Н Кол-во двигателей | 58,5 38,1 0,4 ∙ 106 4,21 ∙ 106 2 | 62,8 32,6 0,38 ∙ 106 5,78 ∙ 106 2 | 38,17 25,6 0,126 ∙ 106 5 ∙ 106 3 | 37.4 23,77 0,111 ∙ 106 5 ∙ 106 3 | 37,2 23,79 0,102 ∙ 106 5 ∙ 106 3 | 37,2 23,79 0,102 ∙ 106 5 ∙ 106 3 | 37,2 23,79 0,114 ∙ 106 5 ∙ 106 3 |
| Внешний топливный бак | |||||||
| Длина, м Диаметр, м Стартовая масса, кг | – – – | – – – | 55,47 8,07 0,808 ∙ 106 | 47,36 8,23 0,739 ∙ 106 | 46,90 8,38 0,739 ∙ 106 | 46,87 8,45 0,734 ∙ 106 | 46,84 8,38 0,736 ∙ 106 |
| Общая стоимость | |||||||
| Разработка, изготовление и эксплуатация млрд. долл. Запуск, долл/кг Дата первого полета | 10,12 ? 1976 г. | 9,24 135 1978 г. | 5,5 370 1978 г. | 5,5 370 1978 г. | 5,5 370 1979 г. | 5,5 370 1979 г. | 5,6 370 1979 г. |
Научно-популярное издание |
Грушинский Н. П.
КРУГЛАЯ ЛИ ЗЕМЛЯ?
(от Эратосфена до радар-альтнмера)
Гл. отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин. Редактор И. Г. Вирко. Мл. редактор С. С. Патрикеева. Обложка художника К. С. Гуреева. Худож. редактор К. А. Вечерин. Техн. редактор Т. В. Луговская. Корректор В. В. Каночкина.
ИБ № 9824
Сдано в набор 26.07.89. Подписано к печати 12.09.89. Т-01243. Формат бумаги 84×1081/32. Бумага тип. № 1.2.3. Гарнитура литературная. Печать высокая. Усл. печ. л. 3,36. Усл. кр.-отт. 3,57. Уч.-изд. л. 3,74. Тираж 26 506 экз. Заказ 1454. Цена 15 коп. Издательство «Знание». 101835, ГСП, Москва, Центр, проезд Серова, д. 4, Индекс заказа 894210.
Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр, Новая пл., д. 3/4.
