§ 8.10. Радиофизические параметры поверхностей и атмосфер планет внутренней солнечной системы

Планеты Меркурий, Венера и Марс вместе с Землей занимают внутреннюю часть солнечной системы и наиболее доступны для исследований. Именно эти планеты вместе с Луной в первую очередь исследуются при помощи космических ракет. Для обеспечения радиосвязи с космическими кораблями при их вхождении в атмосферу планет и спуске на поверхность планет необходимо знать радиофизические характеристики поверхностей и атмосфер планет.

На рис. 8.14 схематически показано расположение планет внутренней части солнечной системы. Ближайшей к Солнцу планетой является Меркурий, самой удаленной от Солнца планетой внутренней части солнечной системы - Марс.

Рис. 8.14. Схема расположения планет внутренней части солнечной системы

В табл. 8.1 указаны размеры планет (максимальный радиус планеты), расстояние от планет до Солнца, а также максимальное и минимальное расстояния от планет до Земли [33].

Таблица 8.1

Примечание: а. е. - астрономическая единица, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца: 149,5·10⁶ км.

Ближайшая планета внешней части солнечной системы - Юпитер удалена от Солнца на расстояние, в пять раз большее, чем расстояние от Солнца до Земли.

Расстояния от Земли до планет внешней части солнечной системы в несколько раз превышают расстояния до планет внутренней части солнечной системы, что существенно усложняет условия исследования планет внешней части солнечной системы.

Рассмотрим кратко основные радиофизические параметры поверхностей и атмосфер планет внутренней части солнечной системы и Луны.

Луна. Лунная поверхность представляет собой темный сухой материал, несколько отличающийся по химическому составу от земных пород. Более твердую поверхность Луны покрывает реголит - осколочно-пылевой слой толщиной от метров до десятков метров. Характерной особенностью лунной поверхности является наличие кратеров - кольцевых горных образований. Большие равнины на поверхности Луны исследователи назвали "морями" [33, 43].

Первые сведения о строении поверхности обратной, не видимой с Земли стороны Луны, были получены с помощью станции, запущенной 4 октября 1959 г. Неоднократные радиолокационные исследования Луны, проводившиеся на различных волнах [33, 35], позволили оценить электрические параметры ее поверхности. Проводимость лунной поверхности ничтожно мала (γ = 10^-4 См/м), а относительная диэлектрическая проницаемость ε = 2÷3. Таким образом, по электрическим параметрам поверхность Луны близка к пустыням на Земле. Вода на поверхности Луны отсутствует. Давление атмосферы вблизи поверхности Луны не превышает 10^-5 ат. Луна не обладает существенным магнитным полем.

Меркурий. Меркурий наиболее близко расположен к Солнцу. Радиолокационные отражения, (полученные от поверхности Меркурия [35, 24, 44], указывают на то, что электрические параметры его поверхности близки к параметрам поверхности Луны. Предполагают, что Меркурий имеет очень разреженную атмосферу (атмосферное давление у поверхности порядка 10^-3 ат), состоящую из тяжелых инертных газов: криптона, аргона и ксенона.

Венера. Венера по размеру, расстоянию от Солнца и протяженности атмосферы больше других планет похожа на Землю. Исследования планеты Венеры радиолокационным методом [35] на волнах длиной от λ = 3 см до λ = 8 м показали, что ее поверхность так же шероховата, как поверхность Луны. Проводимость (поверхности этой планеты ничтожна мала, а диэлектрическая проницаемость такая же, как у скальных пород Земли (ε = 4÷5).

Основной компонентой атмосферы Венеры является углекислый газ. Плотность атмосферы велика, и давление вблизи поверхности, достигает 90±15 ат. Газы атмосферы Венеры ионизированы, причем днем электронная плотность N_э = 5·10⁵ эл/см³, а ночью N_э = 10⁴ эл/см³ и имеет максимум на высоте 150 км над поверхностью. В атмосфере содержится значительное количество пыли, образующей облака, завихряющиеся и перемещающиеся благодаря господствующим там ветрам [44, 47].

Марс. Поверхность Марса представляет собой в основном сухие равнины, состоящие из вулканических пород. Вблизи полюсов имеются шапки снега и льда. Воды на Марсе мало. Электрическая проницаемость поверхности ε = 2÷4.

Атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа. В атмосфере содержится пыль и кристаллы льда в виде облаков. Давление атмосферы у поверхности Марса составляет примерно 0,006 ат и убывает с высотой по экспоненциальному закону, так что на высоте 30 км давление равно менее 10^-4 ат. Поэтому на высотах более 30 км тропосфера Марса не влияет на распространение УКВ. Температура у поверхности ориентировочно составляет 250 К и убывает с высотой.

На дневной стороне Марса обнаружена ионосфера с максимальной электронной плотностью N_э = 10⁵ эл/см³, находящейся на высоте 120 км. На ночной стороне электронная плотность N_э ≈ 10³ эл/см³ [44]. Табл. 8.2 содержит основные радиофизические характеристики поверхностей и атмосфер планет и Луны.

Таблица 8.2

В настоящее время имеются экспериментальные данные о распространении радиоволн вблизи поверхностей Луны, Венеры и Марса.