| 21 декабря 1984 года 13 июня 1985 года - отделение лендера июня 1985 года - коррекция февраля 1986 года - коррекция 7 марта 1986 года в 14 млн. км от кометы Галлея приступил к её исследованию 9 марта 1986 года пролёт кометы Галлея 30 января 1987 года - последний сеанс связи |
 Рис. 1. АМС «Вега-1» и «Вега-2».  Рис. 2. Пролетный аппарат АМС «Вега-1», «Вега-2». |
АМС «Вега». В соответствии с программой исследования космического пространства и планет Солнечной системы 15 и 21 декабря осуществлены запуски двух аналогичных по конструкции и назначению космических аппаратов: АМС «Вега-1» и «Вега-2» (рис. 1, 2). Многоцелевой научной программой полета, разработанной по предложению советских ученых, предусматривается проведение исследований планеты Венера и кометы Галлея (проект «Венера - Галлея»). На первом этапе полета станций «Вега-1», «Вега-2» запланировано продолжение изучения атмосферы, облачного слоя и поверхности планеты Венера с помощью спускаемых аппаратов и проведение принципиально новых экспериментов по изучению циркуляции атмосферы Венеры и ее метеорологических параметров с помощью аэростатных зондов. В дальнейшем автоматические станции будут направлены навстречу комете Галлея и впервые проведут непосредственные комплексные исследования ее с пролетной траектории. Эти исследования имеют своей целью: определение физических характеристик ядра кометы (размер, формы, свойства поверхности, температуры); изучение структуры и динамики околоядерной области кометы; определение состава газа в околоядерной области; определение состава пылевых частиц и их распределение по массам на различных расстояниях от ядра; изучение взаимодействия солнечного ветра с атмосферой и ионосферой комы. В создании комплекса научной аппаратуры и оборудования для АМС «Вега-1», «Вега-2» принимали участие специалисты НРБ, ВНР, ГДР, ПНР, СССР, ЧССР, Австрии, Франции и ФРГ.
Рис. 3. Общая схема полета АМС «Вега-1», «Вега-2». |
Автоматические станции были выведены на межпланетные траектории с промежуточной орбиты ИСЗ. Они достигнут окрестностей планеты Венера в середине июня 1985 г. и пролетят вблизи кометы Галлея в марте 1986 г. Предполагается, что расстояние от ядра до станции в момент пролета составит ~10 тыс. км. Общая схема полета станций представлена на рис. 3. АМС «Вега-1», «Вега-2» включают в свой состав пролетные и спускаемые аппараты (СА) (см. рис. 1,2). Конструктивной основой станции является блок баков двигательной установки, к которому с помощью конической юбки крепится торовый приборный отсек. К верхнему и нижнему шпангоутам блока баков прикреплены ферменные конструкции панелей солнечных батарей. К верхнему шпангоуту блока баков крепится коническая проставка, на которую устанавливается спускаемый аппарат. В центре блока баков расположена остронаправленная параболическая антенна, ориентированная в сторону Земли при пролете планеты Венера и кометы Галлея. На обращенной к Солнцу во время полета стороне приборного отсека установлен блок астроприборов с датчиками ориентации на Солнце, звезду Канопус и Землю. Исполнительные органы системы ориентации и стабилизации с газовыми соплами расположены в основном на панелях солнечной батареи.
Научная аппаратура, функционально представляющая три основные группы экспериментов, соответственно различается по своим конструктивным и компоновочным решениям: датчики группы электромагнитных экспериментов (анализаторы плазменных волн высокой и низкой частот, а также магнитометры) вынесены на штангах как можно дальше от корпуса АМС; датчики приборов, предназначенных для контактных измерений частиц и плазмы кометы, в основном расположены на корпусе станции на стороне, обращенной к набегающему потоку пылевых частиц кометы; оптические средства наблюдения за ядром кометы (трехканальный, инфракрасный спектрометры и телевизионная камера) установлены на автоматической стабилизированной платформе.
Специфические условия исследования кометы Галлея, а именно пролет сквозь кому кометы, вызвали необходимость установки на станциях брони в виде двухслойных, а в некоторых местах и трехслойных экранов, защищающих жизненно важные места станции, а также научной аппаратуры и бортовой кабельной сети.
Ежегодник БСЭ 1986 г
АМС «Вега». 15 и 21 декабря 1984 г. в Советском Союзе были осуществлены запуски двух аналогичных по конструкции и назначению автоматических межпланетных станций «Вега-1» и «Вега-2» космического проекта «Венера - комета Галлея». Программа полета станций предусматривала проведение научных исследований планеты Венера и кометы Галлея.
Преодолев за шесть месяцев полета расстояние ок. 500 млн. км, станции достигли окрестностей планеты Венера в июне 1985 г. 9 и 13 июня от станций «Вега-1» и «Вега-2» были отделены спускаемые аппараты (СА), которые 11 и 15 июня при входе в атмосферу разделились на посадочные аппараты (ПА) и аэростатные зонды (AЗ).
После отделения спускаемых аппаратов станции прошли на расстоянии 39 тыс. км («Вега-1») и 24,5 тыс. км («Вега-2») от поверхности планеты Венера и продолжили полет к комете Галлея.
Ежегодник БСЭ 1987 г
АМС «Вега». Успешно завершился второй этап полета АМС «Вега-1» и «Вега-2», запущенных 15 и 21 декабря 1984 г. для исследований планеты Венера и кометы Галлея (проект «Вега»). 6 и 9 марта эти станции пролетели на расстоянии 8890 и 8030 км от ее ядра. Наиболее важной задачей данного этапа эксперимента было в первый раз взглянуть на ядро кометы не как на звездообразный объект, а как на пространственно разреженное тело. Встреча позволила оценить размер ядра кометы, его форму и отражающую способность и наблюдать сложные процессы внутри газовой и пылевой комы.
Космич. аппараты проекта «Вега» созданы в Советском Союзе. Научная программа и состав научных приборов координировались Междунар. научно-техническим комитетом, представлявшим научные организации девяти стран - НРБ, ВНР, ГДР, ПНР, СССР, ЧССР, Австрии, ФРГ, Франции. Программа проекта формировалась таким образом, чтобы по возможности она дополняла программы европейского проекта «Джотто» и японского «Сусей». На пролетных аппаратах АМС «Вега» были установлены следующие научные приборы: 1. Оптич. эксперименты-телевизионная система (ТВС) (СССР, ВНР, Франция); инфракрасный спектрометр (ИКС) (2,5=12 мкм) (Франция); трехканальный спектрометр (ТКС) (0,3=1,7 мкм) (НРБ, СССР, Франция). 2. Исследование пыли - пылеударный масс-спектрометр (ПУМА) - химич. состав пылевых частиц (СССР, ФРГ, Франция); счетчик пылевых частиц (СП-1) (масса m ≥ 10-16г) (СССР); счетчик пылевых частиц (СП-2) (масса m ≥ 10-16 г) (СССР); счетчик пылевых частиц (ДУСМА) (масса m ≥1,5·10-13г) (ВНР, СССР, ФРГ); регистратор пылевых частиц (Фотон) (СССР). 3. Исследования плазмы - магнитометр (МИША) (Австрия, СССР); спектрометр кометной плазмы (ПЛАЗМАГ) (ВНР, СССР, ФРГ); спектрометр энергичных частиц (ТЮНДЕ-М) (ВНР, СССР, ФРГ); измеритель нейтрального газа (ИНГ) (ФРГ, ВНР, СССР); анализатор плазменных волн высокочастотный (АПВ-В) (СССР, Франция); анализатор плазменных волн низкочастотный (АПВ-Н) (ПНР, СССР, ЧССР). 4. Системы обеспечения научной аппаратуры - автоматич. стабилизированная платформа для оптических приборов (АСП-Г) (ЧССР, СССР); аналоговый датчик наведения платформы (АДН) (СССР, ЧССР); блок управления научной аппаратуры (БУНА) (СССР); блок логики и сбора научной информации (БЛИСИ) (ВНР, СССР).
На рис. 4 схематически изображен один из идентичных пролетных аппаратов станции «Вега» с указанием мест установки научных приборов. Вес пролетного аппарата 2,5 т (без спускаемого аппарата, имеющего вес 2 т).
12 февраля из Центра дальней космич. связи в Евпатории были посланы команды на перевод автоматич. стабилизированной платформы АМС «Вега-1» из транспортного в рабочее положение. Спустя трое суток такая же операция была проделана с «Вегой-2». Затем началась работа по наблюдению Юпитера. Она велась с целью калибровки и юстировки ТВС и проверки ее взаимодействия с АСП-Г и выполнялась поочередно с каждой АМС в течение нескольких суток. Цветные изображения планеты были получены с удаления ~ 800 млн. км.
Основой ТВС являются ее приемники изображения с матрицами советского производства из микроскопич. кремневых фотоэлементов, которые преобразуют видеоинформацию в электрич. сигнал, передаваемый на Землю. Каждая такая матрица размером 10 X 10 мм содержит ок. 300 тыс. элементов. Размер каждого элемента 18 X 24 мкм. ТВС состоит из двух камер - длиннофокусной и короткофокусной. С помощью длиннофокусной можно различать на расстоянии 10 тыс. км детали размером ок. 100 м. Короткофокусная, имея меньшее разрешение, обладает более широким полем зрения, поэтому она быстрее находит ядро кометы, т.е. самую яркую ее часть, и, выдавая сигналы на АСП-Г, удерживает его в поле зрения длиннофокусной камеры. В состав ТВС входит микропроцессор, который управляет работой камер: выполняет предварительную обработку изображений, выбирает каналы, фильтры, определяет экспозицию. Поскольку съемка проводится в нескольких зонах спектра, это позволяет синтезировать на Земле цветные изображения кометы.
 Рис. 4. Схема размещения научных приборов на АМС |
Первой к космич. финишу подошла АМС «Вега-1». В сеансе связи 4 марта были получены первые телевизионные снимки кометы и начаты ее исследования с расстояния ~ 14 млн. км. При этом АСП-Г с установленными на ней ТВС, ИКС и ТКС автоматически наводилась на ядро кометы. Съемка и исследования кометы Галлея были продолжены 5 марта с расстояния ~ 7 млн. км. 6 марта при прохождении станции «Вега-1» вблизи ядра кометы с относительной скоростью ок. 80 км/сек был осуществлен трехчасовой сеанс научных измерений и съемок. В сеансах связи на Землю были переданы ТВ-снимки, снятые через различные светофильтры, а также данные от научных приборов.
7 марта сеансы связи велись поочередно с АМС «Вега-2», которая приблизилась к комете до расстояния в ~ 14 млн. км, и с АМС «Вега-1», которая к этому времени удалилась от ядра на ~7 млн. км. Была выполнена практически одновременно съемка кометы и с головы, и с хвоста. 9 марта наступил кульминационный момент для АМС «Вега-2», когда она пролетела мимо ядра. ТВ-съемка ядра кометы выполнялась полным кадром. Это уменьшило общее число переданных на Землю снимков, но позволило получить фотографии не только ядра, но и околоядерной области до расстояний от 10 до 40-50 км. В целом качество изображений, полученных с АМС «Вега-2», более высокое по сравнению со снимками АМС «Вега-1». На снимках, полученных в момент сближения с ядром, отчетливо прослеживались его границы. 10 и 11 марта АМС «Вега-2» продолжала исследования кометы Галлея. 11 марта была завершена работа по междунар. проекту «Лоцман», в котором принимали участие организации СССР, Европейского космич. агентства и США. В рамках широкого междунар. сотрудничества с помощью расположенных в разных частях Земли радиотелескопов фиксировалось местоположение станций «Вега-1» и «Вега-2», а по полученным со станций ТВ-изображениям оперативно уточнялась траектория движения кометы. Совместное использование данных космич. и наземных измерений позволило в десятки раз повысить точность в определении положения кометы Галлея и провести приближавшийся к ней европейский аппарат «Джотто» на расстоянии ок. 600 км от ядра.
По данным телеметрич. информации, после прохождения через газопылевую оболочку кометы большинство установленных на станциях научных приборов сохранили работоспособность. С их помощью на трассе полета велось изучение структуры и характеристик межпланетных магнитных полей, измерялись параметры солнечного ветра, регистрировались электроны и ионы различных энергий и др.
Успешное осуществление проекта «Вега» позволило получить ок. 1500 ТВ-снимков внутренних областей кометы Галлея и ее ядра, информацию о реальной пылевой обстановке внутри кометы, характеристиках плазмы и др. данные.
Изображения ядра кометы получены впервые в истории человечества. Их обработка показала, что ядро (см. табл. XII, рис. 1) представляет собой тело неправильной формы с размерами 16 X 8 X 8 км3. Оно вращается вокруг своей оси, почти перпендикулярной плоскости траектории, и в направлении орбитального движения центра массы кометы. Период вращения 53±2 час. Фотометрич. оценки свидетельствуют о низкой отражательной способности ядра - альбедо ок. 0,04. Внешне оно несколько напоминает спутники Марса Фобос и Деймос, но еще более близким аналогом могут оказаться некоторые малые спутники Сатурна и Урана. Это укладывается в рамки гипотезы, предполагающей, что кометные ядра образовались сравнительно недалеко от Солнца, примерно там, где находятся планеты-гиганты от Юпитера до Нептуна, и были отброшены на большие расстояния при формировании этих планет.
Ядро кометы Галлея является телом с малой плотностью (порядка нескольких десятых долей гр·см-3) и представляет собой рыхлую смесь частиц, в состав которых входят как летучие (H2O, CO, СО2 и др.), так и тугоплавкие вещества (силикаты, органич. соединения, металлы). На поверхности имеется тонкий слой (порядка 1 см), состоящий из пористого тугоплавкого материала. Этот слой обеспечивает высокую температуру на дневной стороне ядра (300-400° К) и одновременно является проницаемым для испаряющихся летучих веществ. Темп испарения льдов (в основном НгО и СОз) из ядра настолько высок (ок. 40 т/сек во время пролета АМС «Вега»), что требует сильного испарения со всей поверхности ядра. Тугоплавкий поверхностный слой ядра кометы обновляется очень быстро (примерно за 1 сут). Верхние его частицы отрываются и уносятся газом, а снизу прилипают новые. При этом толщина его постепенно должна расти, и в итоге через сотни тысяч лет комета может потерять свою активность и станет астероидом.
Газы, образующиеся в результате испарения, выходят наружу через многочисленные поры в корке. Если же в каком-то месте происходит закупорка пор, то под давлением газов корка взламывается и льды подвергаются прямому воздействию излучения Солнца. В результате формируется газопылевая струя - джет. Ок. десятка таких джетов было обнаружено во время сближения «Веги-2» с кометой Галлея.
Измерения с помощью инфракрасного спектрометра для получения данных о первичных молекулах кометы позволили надежно идентифицировать воду и двуокись углерода. Подтверждено прямыми измерениями в полосах H2О 2,7 и 1,4 мкм, что наиболее обильной составляющей нейтрального газа является Н2О. Впервые измерено содержание СО2 (отношение СО2/H2О~ 0,015), и обнаружены полосы сложных органич. молекул. Эти молекулы дают широкий максимум в области 3,3-3,6 мкм. Излучение скорее всего принадлежит веществу в газовой фазе. Ок. 3,6 мкм имеется узкий пик, предварительно отождествленный с формальдегидом НСНО и ок. 4,7 мкм видна полоса СО.
Много данных получено в измерениях элементного состава мелких (m ≤ 10-14 г) пылинок. Значительная их доля представляет собой углистые хондриты. Многие пылинки имеют в своем составе легкие элементы: водород, углерод и кислород, что свидетельствует в пользу ледяной модели ядра. Важным фактором является большое отношение C/Si, обнаруженное по данным эксперимента «ПУМА». Одновременно с углеродом имеется и азот, что свидетельствует о присутствии сложных органич. веществ в кометных частицах. В эксперименте «ДУСМА» регистрировались частицы с массой 10-13-10-10 г. Поток частиц с m > 10-13 г в максимуме достигал 500 частиц/сек на площади 75 см2, что примерно согласуется с экспериментами СП-1 и СП-2. Суммарное производство пыли кометой во время пролета АМС «Вега-1» и «Вега-2» порядка 10 m/сек или ок. 1 млн. т в сутки. Поток ее неоднороден - он больше над активными областями ядра. В результате анализа данных прибора СП-1 получен ряд новых результатов о спектре масс и его эволюции, о движении пыли вблизи ядра кометы, дисперсии скорости пылинок, влиянии радиационного давления. Данные согласуются с ранее созданной пылевой моделью.
Фотометрич. анализ ТВ-снимков АМС «Вега-2» позволил установить основные характеристики непосредственно примыкающего к поверхности ядра слоя пыли, внутри которого она разгоняется от нулевой скорости до величины, сравнимой со скоростью газа. Его геометрич. толщина ок. 1 км, а оптич. 0,1- за пределами сильных джетов.
Перед кометой в сверхзвуковом потоке солнечной плазмы образуется своеобразная ударная волна; не похожая по своей структуре на хорошо изученные ударные волны перед Землей и др. планетами. Факт пересечения фронта головной ударной волны АМС «Вега-1» и «Вега-2» на расстоянии 106 км от кометы установлен по данным измерений плазмы, низкочастотных плазменных волн и магнитного поля. Измеренное расстояние от ядра кометы согласуется с теоретич. оценками, основанными на соображениях о нагружении солнечного ветра кометными ионами. Прямые измерения плазмы и плазменных волн во внутренней части комы с аппаратов «Вега» позволяют понять особенности образования плазмы и излучения газа не только в кометах, но и в ряде др. астрофизич. объектов.
| 15 декабря 1984 года - старт в составе АМС "Вега-1" 13 июня 1985 года - отделен от модуля 15 июня 1985 года - посадка на Венеру. Работал 57 минут на поверхности |
Рис. 5. Схема спуска в атмосфере Венеры СА «Вега-1», «Вега-2». |
Спускаемый аппарат представляет собой автономный космический объект. Он оборудован системами и устройствами, обеспечивающими отделение его от ПА, спуск и мягкую посадку на поверхность Венеры, проведение научных исследований на всем протяжении спуска и после посадки, а также передачу научной и служебной информации на ПА для ретрансляции на Землю. Конструктивно СА (рис. 4) состоит из теплозащитной оболочки, внутри которой размещены аэростатный зонд и посадочный аппарат, в верхней части которого установлен парашютный отсек с парашютами. Теплозащитная оболочка сферической формы диаметром 2,4 м разделена на верхнюю и нижнюю полусферы и предназначена для защиты аэростатного зонда и посадочного аппарата от воздействия всех факторов межпланетного перелета и от высоких температур и давлений при входе аппарата в плотные слои атмосферы Венеры.
 Рис. 6. Посадочный аппарат АМС «Вега-1», «Вега-2». |
В зависимости от применяемых средств торможения процесс спуска аппарата в атмосфере можно разделить на три этапа: аэродинамическое торможение, парашютный спуск, снижение на тормозном щитке (рис. 5). Этап аэродинамического торможения начинается с момента входа СА в атмосферу планеты. Тормозной парашют обеспечивает плавное снижение посадочного аппарата в облачном слое Венеры. В области нижней границы облачного слоя тормозной парашют отделяется и дальнейший спуск осуществляется на тормозном щитке. Спуск заканчивается мягкой посадкой на поверхность Венеры. Время спуска в атмосфере ~65 мин, время работы на поверхности ~15 мин.
Посадочный аппарат (рис. 6) состоит из герметичного приборного контейнера, отсека научной аппаратуры, антенны, аэродинамического тормозного щитка и посадочного устройства. В атмосфере производятся следующие исследования: измерение температуры, давления, скорости ветра и содержания воды, исследование поглощения и рассеяния света, регистрация и анализ количественного содержания элементарных газов, газовых соединений и некоторых изотопов. На поверхности проводятся исследования химического состава грунта, изучение содержания радиоактивных элементов.
Ежегодник БСЭ 1986 г
На поверхности был выполнен комплекс научных исследований. Данные о работе систем и научных приборов ПА принимались и ретранслировались на Землю АМС «Вега-1» и «Вега-2».
ПА станций «Вега-1», «Вега-2» совершили мягкую посадку на ночную сторону Венеры в точках с координатами 7°11' с. ш. и 177°48' долготы (ПА «Вега-1»), 6° 27' ю. ш. и 181° 5' долготы (ПА «Вега-2») в районе равнины Русалки.
На посадочных аппаратах станций «Вега» была установлена следующая научная аппаратура: датчики для измерения температуры и давления атмосферы (СССР); спектрофотометр для исследования атмосферы Венеры (СССР, Франция); газовый хроматограф для изучения химического состава атмосферы и облачного слоя Венеры (СССР); прибор для изучения элементного состава аэрозоля облаков (СССР); спектрометр для получения данных об аэрозольном слое облаков Венеры (СССР); масс-спектрометр для исследования облаков методами масс- спектрометрии (СССР, Франция); измеритель влажности для определения содержания водяных паров в атмосфере (СССР); спектрометр с грунтозаборным устройством для рентгенофлюоресцентного анализа состава пород венерианского грунта (СССР); гамма-спектрометр для определения в венерианских породах содержания естественных радиоактивных элементов - урана, тория, калия (СССР); прибор для определения физико-механических свойств поверхностного слоя грунта (СССР).
Одна из главных задач исследований облачного слоя Венеры состояла в уточнении фотохимических процессов, ответственных за его образование. На основании полученных ранее косвенных данных предполагалось, что некоторая часть облачного слоя Венеры содержит аэрозоль серной кислоты. В облаках была обнаружена также элементная сера. Прямые измерения содержания серной кислоты в частицах облачной среды, проведенные с помощью посадочных аппаратов «Вега-1», «Вега-2», показали, что в облаках Венеры на высотах от 48 до 63 км содержится в среднем ок. 1 мг серной кислоты на 1 м3 атмосферы. В ходе эксперимента установлено также, что в облаках Венеры присутствуют сера, хлор и, вероятно, фосфор. Причем фосфор там обнаружен впервые. Часть серы, по-видимому, находится в свободном виде, образуя частицы, окрашивающие облака в желтоватый цвет.
В облаках Венеры преобладают малые частицы размером в десятые доли микрометра. Если учитывать все частицы диаметром более 0,4 мкм, то их число в 1 см3 не превышает нескольких сотен. Облака Венеры по земным меркам представляют собой реденький туман. Концентрация максимальна в двух слоях, имеющих ширину 3 - 5 км и расположенных на высотах ок. 50 и 58 км.
Гамма-спектрометры станций «Вега», предназначенные для определения содержания урана, тория и калия в венерианских породах, были включены во время спуска ПА в атмосфере Венеры на высоте 25 км над ее поверхностью и работали вплоть до окончания функционирования аппаратов. В обеих точках, где произвели посадку ПА «Вега-1» и «Вега-2», обнаружены породы с относительно невысокими содержаниями естественных радиоактивных элементов. По содержанию урана, тория и калия эти породы близки к земным габроидам.
Впервые химический состав грунта Венеры определялся в месте посадки станций «Венера-13», «Венера-14» в 1982 г., в наиболее типичных для поверхности Венеры провинциях - холмистой возвышенности («Венера-13») и гладкой низменности («Венера-14»)). Посадка аппарата «Вега-2» впервые совершена в высокогорном районе, в др. полушарии Венеры. После посадки были произведены отбор пробы породы бурением и транспортировка ее внутрь ПА непосредственно в грунтоприемник спектрометра. Затем были начаты измерения рентгенофлюоресцентных спектров венерианской породы, которые продолжались до конца активного существования ПА на поверхности планеты. Химический состав породы, полученный в результате обработки информации с ПА «Вега-2», приведен в таблице.
| Окисел | Содержание, % по массе | Окисел | Содержание, % по массе |
| MgO | 11,5±3,7 | ТiO2 | 0,2±0,1 |
| Аl2О3 | 16±1,8 | MnO | 0,14±0,12 |
| SiO2 | 45,6±3,2 | Fe2O3 | 7,74±1,1 |
| К2О | 0,1±0,08 | SO3 | 4,7± 1,5 |
| СаО | 7,5±0,7 | Cl | <0,3 |
Петрографическая классификация земных пород позволяет с некоторыми оговорками отнести исследованную пробу к оливиновому габбро-нориту.
| 15 декабря 1984 года - старт в составе АМС "Вега-1" 13 июня 1985 года - отделен от АМС в составе СА "Веги-1" 15 июня 1985 года - отделён от СА в атмосфере Венеры. Работал 46 часов 17 июня 1985 года - конец связи |
 Рис. 7. Аэростатный зонд. |
Одной из главных задач проекта «Венера - Галлея» является исследование динамики облачного слоя атмосферы Венеры с помощью аэростатного зонда (AЗ), плавающего на высоте 53÷55 км. С борта AЗ в течение 24-50 час должны измеряться параметры окружающей среды. Предполагается, что за это время AЗ пролетит над планетой расстояние, составляющее около четверти ее окружности. Последовательность операций ввода в действие AЗ представлена на рис. 5. Аэростатный зонд состоит из двух систем (рис. 7,8): аэростатной, включающей в себя оболочку аэростата (диаметр 3.4 м) с полюсами и подвеску (длина фала 12 м), и гондолы, состоящей из метеокомплекта, радиосистемы и блока питания, установленных на несущей конструкции. Гондола с приборами и аппаратурой предназначена для измерения температуры, давления атмосферы, вертикальной компоненты относительной скорости ветра, плотности облачного слоя, освещенности и обнаружения световых вспышек и передачи науч. измерений на Землю.
Рис. 8. Гондола аэростатного зонда. |
Для обеспечения приема научной информации от AЗ созданы две сети радиотелескопов: советская, координируемая ИКИ АН СССР, и международная, координируемая КНЕС (Франция). Советская сеть включает радиотелескопы диаметрами: Евпатория - 70 м, Уссурийск - 70 м, Медвежьи озера - 64 м, Пущине - 22 м, Симеиз - 22 м, Улан-Удэ - 25 м. Международная сеть включает радиотелескопы с диаметрами: Голдстон (США) - 64 м, Канберра (Австралия) - 64 м, Мадрид (Испания) - 64 м, Грин-Бэнк (США) - 43 м, Аресибо (Пуэрто-Рико) - 300 м, Форт-Дейвис (США) - 26 м, Пентиктон (Канада) - 26 м, Атибая (Бразилия) - 14 м, Эффельсберг (ФРГ) - 100 м, Онсала (Швеция) - 26 м, Хартбестек (Юж. Африка) - 26 м, Парке (Австралия) - 64 м. Прием и регистрация сигналов AЗ осуществляется независимо советской и международной сетями. После этого происходит обмен данными на различных уровнях обработки для получения глобальной сети, включающей базы, образованные советскими и международными станциями. Совместные базы повысят точность измерений координат и скорости AЗ и обеспечат круглосуточные измерения.
Ежегодник БСЭ 1986 г
Аэростатные зонды произвели снижение на парашютах и после наполнения их оболочек гелием начали дрейф в атмосфере планеты на высоте 54 км, проводя регулярные измерения метеорологических параметров. Во время снижения ПА с помощью установленных на них комплексов научных приборов продолжалось начатое в предыдущих полетах советскими станциями изучение облачного слоя, физических характеристик и химического состава атмосферы.
Главная задача эксперимента, выполнявшегося с применением аэростатных зондов, заключалась в получении новой информации о динамике атмосферы Венеры. В атмосфере Венеры зонды плавали на высоте около 54 - 55 км, где давление составляет 0,5 атм, а температура 40°С. Эта высота соответствует наиболее плотной части облачного слоя Венеры, в которой, как предполагалось, более отчетливо должно проявиться действие механизмов, поддерживающих быстрое вращение атмосферы с востока на запад вокруг планеты - так называемую суперротацию атмосферы.
Каждый AЗ проработал 46 час и за это время пролетел под действием ветра ок. 12 тыс. км со средней скоростью ~ 250 км/сек, измеряя вдоль трассы полета температуру, давление, вертикальные порывы ветра, дальность видимости в облаках, среднюю освещенность и следя за наличием световых вспышек. Полет зондов начинался из района середины ночи, а закончили они свою работу на дневной стороне. Первый A3 дрейфовал вдоль экватора в северном полушарии, второй - в южном.
Научная ценность аэростатного эксперимента в атмосфере, определяемая составом и точностью измерений и объемом принимаемой на Земле информации, была значительно увеличена благодаря широкой междунар. кооперации при измерениях координат и скорости AЗ. В эксперименте использовался метод радиоинтерферометрии с большой базой. В Советском Союзе сигналы AЗ принимались 70-метровыми антеннами в Евпатории и Уссурийске, 64-метровой антенной под Москвой и меньших размеров антеннами в Симеизе (22 м), Улан-Удэ (25 м), Пущине (25 м). Французский нац. центр космических исследований (КНЕС) координировал междунар. сеть радиотелескопов. Ее основу составляли три 64-метровые антенны США в Голдстоне, Мадриде и Канберре. Использовались также радиотелескопы в Эйфельсберге (ФРГ), Онсале (Швеция), Пентиктон (Канада), Аресибо (Пуэрто-Рико), Грин-Бэнк, Форт-Дейвис и Хайстек (США), Атибая (Бразилия), Джодрелл-Бэнк (Великобритания). Точность измерений координат AЗ составила ок. 10 км, скорость - ок. 1 м/сек. Анализ принятой информации показал наличие аномально-активных процессов в облачном слое Венеры, характеризующихся мощными восходящими и нисходящими потоками. Полет AЗ проходил в различных газовых массах. Вдоль всей траектории дрейфа первого AЗ было теплее на 8°. Когда второй AЗ пролетал в районе Афродиты над вершиной высотой 5 км, он попал в своеобразную воздушную яму, резко снизившись на ~ 1,5 км. Оба AЗ зарегистрировали на ночной стороне вариации освещенности и световые вспышки. Обработка и анализ данных продолжается, однако уже первая оценка принятой с AЗ информации позволила ученым сделать вывод, что аэростатный эксперимент позволил им получить уникальную информацию, которая не была доступна ранее.