Verbum

«МАЛА́НКА»,

серыя сав. штучных спадарожнікаў Зямлі для рэтрансляцыі тэлевізійных праграм, далёкай тэлегр., тэлеф. і фотатэлегр. сувязі. Уваходзіць у склад сістэмы касм. сувязі «Арбіта». У 1965—92 запушчана каля 100 «М.». Арбіты (акрамя «М-1С») эліптычныя, сінхронныя, з вял. эксцэнтрысітэтам і апагеем над Паўн. паўшар’ем; выш. ў апагеі каля 40 тыс. км, у перыгеі — 460—650 км, перыяд абарачэння каля 12 гадз. Пры такіх арбітах працягласць сеансаў сувязі праз 1 ШСЗ 8—10 гадз у суткі, пры выкарыстанні 3 ШСЗ дасягаецца кругласутачная сувязь.

У.​С.​Ларыёнаў.

т. 10, с. 9

АСТРАНАМІ́ЧНЫЯ ПАСТАЯ́ННЫЯ,

універсальныя параметры, якія характарызуюць арбіты, масы, памеры, форму, арыентацыю і рух касмічных целаў. Вызначаюцца са шматлікіх астр. назіранняў, некаторыя — тэарэтычна.

Сістэма астранамічных пастаянных уключае: 2 вызначальныя (гаўсава гравітацыйная пастаянная k = 0,017202009895, скорасць святла ў вакууме c = 299792458 м/с), 9 асноўных (напр., гравітацыйная пастаянная Ньютана-Кавендыша G = 6,6720∙10​⁻¹¹ м³/кг∙с, экватарыяльны радыус Зямлі a_e = 6378140 м і інш.), шэраг вытворных пастаянных (напр., астранамічная адзінка A = 1,49597870∙10​¹¹ м, пастаянная аберацыі x = 20,49552 і інш.), а таксама масы і экватарыяльныя радыусы вял. планет і Сонца. Астранамічныя пастаянныя выкарыстоўваюцца пры рашэнні задач дынамікі Сонечнай сістэмы, дастасавальных задач геадэзіі, картаграфіі, касманаўтыкі, навігацыі, вылічэнні эфемерыд, апрацоўцы астр. назіранняў у адзінай сістэме каардынат.

В.​К.​Абалакін.

т. 2, с. 52

ВЕНЕ́РА, Мілавіца,

другая па парадку ад Сонца планета Сонечнай сістэмы, астр. знак ♀. Сярэдняя адлегласць ад Сонца 108,2 млн. км. Арбіта Венеры блізкая да кругавой (яе эксцэнтрысітэт найменшы ў Сонечнай сістэме і роўны e=0,0068), нахіл арбіты да плоскасці экліптыкі складае 3°24′. Сярэдні дыяметр 12 100 км, маса 4,87∙10​²⁴ кг (0,82 зямной), сярэдняя шчыльнасць 5240 кг/м³, паскарэнне свабоднага падзення на экватары 8,76 м/сек​². Бляск ад -3,3 да -4,3 зорнай велічыні (вялікі бляск з-за параўнальнай блізкасці Венеры да Зямлі і высокай адбівальнай здольнасці яе паверхні). Найменшая адлегласць Венеры ад Зямлі 38 млн. км, найб. 261 млн. км.

Венера — самае яркае свяціла на небе пасля Сонца і Месяца; бывае відаць пасля захаду Сонца як вельмі яркая вячэрняя зорка і перад світаннем як ранішняя зорка. Падобна Меркурыю і Месяцу мае фазы, якія ўпершыню адзначыў Г.​Галілей у 1610. Перыяд абарачэння Венеры вакол Сонца 224,7 зямных сут, вакол восі 243 сут (абарачэнне адваротнае). Працягласць сонечных сутак на Венеры адпавядае 120 зямным сут. Змены сезонаў няма (вось абарачэння амаль перпендыкулярная плоскасці арбіты). З дапамогай АМС «Венера-15» і «Венера-16» зроблена радыёлакацыйнае картаграфаванне планеты: паверхня Венеры — гарачая сухая камяністая пустыня; горныя раёны складаюць менш за 2%. Выяўлена шмат згладжаных кратэраў дыяметрам ад дзесяткаў да соцень кіламетраў, ёсць дзеючыя вулканы. Венера абкружана шчыльнай атмасферай (адкрыў М.​В.​Ламаносаў у 1761), якая складаецца з вуглякіслага газу (96%), азоту (~4%) і інш. Ціск каля паверхні ~94 атм., т-ра 470 °C. Унутраная будова Венеры падобная на зямную: ядро, мантыя, кара. Даследаванні Венеры праводзіліся пры дапамозе АМС «Венера», «Вега» і «Марынер».

Літ.:

Маров М.Я. Планеты Солнечной системы. 2 изд. М., 1986;

Планета Венера: Атмосфера, поверхность, внутреннее строение. М., 1989.

Н.​А.​Ушакова.

т. 4, с. 79

ПЛУТО́Н,

дзевятая па адлегласці ад Сонца і апошняя з вядомых планет Сонечнай сістэмы. Астр. знак ♇. Адкрыты К.​Томба (1930, ЗША). Існаванне П. тэарэтычна памылкова прадказаў амер. астраном П.​Ловел (1915) з аналізу ўзбурэнняў, якія П. быццам аказвае на рух планеты Нептун. Вывучэнне арбіты П. паказала, што Ловел памыліўся ў разліках і адкрыццё П. было выпадковым.

Бляск П. 14,7 візуальнай зорнай велічыні (простым вокам не назіраецца). Абарачаецца вакол Сонца па вельмі выцягнутай арбіце з перыядам 247,7 зямнога года і сярэдняй скорасцю 4,7 км/с; перасякае арбіту планеты Нептун. Сярэдняя адлегласць ад Сонца 39,4 а.а. Мае вял. спадарожнік Харон, параўнальны па памерах з П., таму сістэму П. — Харон наз. падвойнай планетай. Яны знаходзяцца блізка адзін ад аднаго і першапачаткова пры назіранні зліваліся ў адно цела (памеры П. былі завышаныя). Пры дапамозе касм. тэлескопа імя Э.​Хабла (1995, НАСА) атрыманы відарысы П. і Харона; вызначаны дыяметры П. — 2320 км і Харона — 1270 км, радыус арбіты Харона 19 130 км; перыяд абарачэння спадарожніка роўны перыяду вярчэння самога П. — 6,387 зямных сутак (сінхронная арбіта). Сярэдняя шчыльнасць П. 2,06∙10​³кг/м³, Харона 2,18 ∙10​³кг/м³. Абодва целы складаюцца ў асноўным з лёду; спектраскапічнымі метадамі на паверхні П. выяўлены замёрзлы метан; т-ра паверхні каля -228 °C Маса П. каля 1,79∙10​²² кг. У 1999 Міжнар. астр. саюз перавёў П. у разрад планет-астэроідаў з прысваеннем парадкавага нумара астэроіда і з захаваннем статуса планеты Сонечнай сістэмы.

Літ.:

Уипл Ф.Л. Семья Солнца: Пер. с англ. М., 1984;

Гребеников Е.А., Рябов Ю.А. Поиски и открытия планет. 2 изд. М., 1984;

Маров М.Я. Планеты Солнечной системы. 2 изд. М., 1986.

А.​А.​Шымбалёў.

т. 12, с. 436

ЛІБРА́ЦЫЯ МЕ́СЯЦА (лац. libratio ваганне),

бачныя з Зямлі перыядычныя ваганні Месяца вакол свайго цэнтра мас. Адрозніваюць аптычную (геаметрычную) і фізічную Л.М.

Аптычная падзяляецца на лібрацыю па даўгаце (бачнае перамяшчэнне плям па паверхні Месяца ўздоўж паралеляў з-за нераўнамернага руху яго па арбіце), лібрацыю па шыраце (бачныя ваганні полюсаў Месяца з-за нахілу яго восі вярчэння да плоскасці арбіты), сутачную лібрацыю (бачнае перамяшчэнне пунктаў па паверхні Месяца з прычыны руху назіральніка пры сутачным вярчэнні Зямлі). Фізічная Л.М. — невялікія рэальныя адхіленні ад раўнамернага вярчэння Месяца, якія выклікаюцца парай гравітацыйных сіл, што ўзнікаюць з прычыны адхілення вял. восі эліпсоіда Месяца ад напрамку на Зямлю пры аптычнай Л.М. Дакладнае вымярэнне гэтых ваганняў дае магчымасць вызначыць моманты інерцыі Месяца. З прычыны Л.М. з Зямлі можна назіраць 59% месяцовай паверхні.

т. 9, с. 237

«САЮ́З»,

1) серыя сав. (рас.) касм. караблёў (КК) аднаразовага выкарыстання для арбітальных палётаў вакол Зямлі; праграма іх распрацоўкі (з 1962) і запускаў (з 1966). Прызначаліся для вырашэння тэхн. і навук. задач у каляземнай касм. прасторы, дастаўкі экіпажаў (1—3 чал.) на борт арбітальных станцый і вяртання касманаўтаў на Зямлю; былі і беспілотныя мадыфікацыі. У 1967—81 на арбіты выведзены 40 «С.», у т. л. 2 беспілотныя. Маса запраўленага і ўкамплектаванага «С.» да 6,9 т, даўж. 7,2 м, дыяметр 2,7 м.

Аб’ём жылых адсекаў 10,45 м³. Плошча панэлей сонечных батарэй да 14 м². Працягласць аўтаномнага палёту да 30 сут, у складзе арбітальнага комплексу — да 180 сут. На арбіту выводзіцца аднайм. ракетай-носьбітам з касмадрома Байканур.

Складаецца з 3 адсекаў, якія злучаны паміж сабой і аддзяляюцца пры пасадцы: спускальны апарат, дзе знаходзіцца экіпаж у час старту, стыкоўкі, расстыкоўкі і пасадкі; арбітальны (бытавы) адсек са стыковачным агрэгатам; прыборна-агрэгатны адсек з рухальнай устаноўкай. На базе «С.» распрацаваны КК «С. Т» (запускі ў 1979—86) і «С. ТМ» (з 1986) для дастаўкі экіпажаў адпаведна на арбітальныя станцыі «Салют» і «Мір» і вяртання касманаўтаў на Зямлю. «С. ТМ» выкарыстоўваецца як карабель-выратавальнік для Міжнар. касм. станцыі. Запушчаны 15 «С. Т» і 32 «С. ТМ» (2000). На аснове «С.» створаны таксама грузавы трансп. КК «Прагрэс».

2) Сав. (рас.) 3-ступеньчатыя ракеты-носьбіты (РН) для вывядзення на каляземныя арбіты пілатуемых і аўтам. касм. апаратаў. Стартавая маса (разам з КК) ~310 т, макс маса карыснага грузу ~7 т. Пры дапамозе РН «С.» з 1966 выводзіліся ў космас некаторыя ШСЗ серыі «Космас», цяпер выводзяцца КК «С.» і «Прагрэс». Запускаюцца з касмадромаў Байканур і Плясецк. РН «С.» з дадатковай 4-й ступенню, якая выкарыстоўвалася з 1961 для запуску ў космас некаторых касм. апаратаў серый «Венера», «Зонд», «Космас, «Маланка», «Марс», «Месяц», «Прагноз», называлася РН «Маланка».

У.​С.​Ларыёнаў.

т. 14, с. 219

«КО́СМАС»,

1) серыя савецкіх ШСЗ для навуковых, тэхнічных і інш. даследаванняў у каляземнай касм. прасторы. Запускаюцца з 16.3.1962.

Навук. праграма ўключае даследаванне касм. прамянёў, радыяцыйных паясоў Зямлі, іанасферы, сонечнай актыўнасці і выпрамянення Сонца, распаўсюджвання радыёхваль і інш. выпрамяненняў у атмасферы Зямлі; прадугледжвае таксама рашэнне тэхн. праблем, звязаных з касм. палётамі: стыкоўку на арбіце, уваход касм. апарата ў атмасферу, арыентацыю ў космасе, жыццезабеспячэнне і ахову ад радыеактыўных выпрамяненняў, адпрацоўку элементаў канструкцыі і бартавых сістэм касм. апаратаў. Пры сумесным палёце «К.-186» і «К.-188» 30.10.1967 упершыню здзейснена аўтам. збліжэнне і стыкоўка на арбіце; пасля расстыкоўкі прадоўжаны іх аўтаномны палёт і праведзена пасадка.

2) Савецкія 2-ступеньчатыя ракеты-носьбіты, пры дапамозе якіх выводзяцца на арбіты ШСЗ «К.», «Інтэркосмас» і інш.

т. 8, с. 430

МАС-СПЕКТРО́МЕТР,

прылада для раздзялення з дапамогай эл. і магн. палёў пучкоў іанізаваных атамаў, малекул ці інш. часціц з рознымі адносінамі масы m часціцы да яе эл. зараду e. Распрацаваны амер. фізікам А.​Дэмпстэрам (1918) і ўдасканалены Ф.У.Астанам (1925).

Бывае статычны, дзе форма траекторыі часціцы ў пастаянных (у часе) палях залежыць ад m/e, і дынамічны, дзе велічыня m/e вызначаецца па перыядзе ваганняў часціцы ў пераменным эл. або магн. полі, па рэзанансных частотах ці інш. спосабам. Рэгістрацыя часціц ажыццяўляецца эл. метадамі, напр., лічыльнікам іонных токаў, а таксама з дапамогай прыстаўкі з фотапласцінкамі (мас-спектрограф; распрацаваны Ф.​У.​Астанам у 1919). Па атрыманым мас-спектры вызначаюцца маса і канцэнтрацыя кампанентаў у даследуемым рэчыве. Выкарыстоўваецца ў эксперым. фізіцы, касм. даследаваннях, хіміі, біялогіі, геалогіі, ядз. тэхніцы і інш.

т. 10, с. 191

МІЖПЛАНЕ́ТНАЕ АСЯРО́ДДЗЕ,

матэрыяльнае асяроддзе, якое запаўняе прастору ўнутры планетных сістэм Сонца і інш. зорак. Склад і ўласцівасці М.а. вызначаюцца тыпам зоркі. М.а. складаецца з цвёрдых цел (памеры ад 10​³ м і менш), дробных часцінак і пылу, што ўтвараюцца пры сутыкненнях малых планет і распадзе ядраў камет, а таксама іонаў і электронаў, якія выкідваюцца з сонечнай кароны (сонечны вецер), і касмічных прамянёў.

Газавая кампанента М.а. з-за ўздзеяння сонечнага ветру малая; усюды выяўлены ў невял. колькасці нейтральны вадарод (паблізу арбіты Зямлі яго канцэнтрацыя 0,01 атама у 1 см³). Большасць цвёрдых цел М.а. рухаецца вакол Сонца паблізу плоскасці экліптыкі (канцэнтрацыя іх павялічваецца ў напрамку да Сонца). Шчыльнасць часцінак пылу 2—8 г/см³. Часцінкі памерам меней за 1 мкм выносяцца з Сонечнай сістэмы пад уздзеяннем светлавога ціску сонечных прамянёў. Каля 16 тыс. т міжпланетных часцінак пылу асядаюць штогод на зямную паверхню.

А.​А.​Шымбалёў.

т. 10, с. 347

ПРЭЦЭ́СІЯ (ад лац. praecessio рух наперад),

1) рух восі ўласнага вярчэння цвёрдага цела, пры якім яна апісвае кругавую канічную паверхню.

Складаецца з уласнага вярчэння цела з вуглавой скорасцю Ω вакол восі OZ (O — нерухомы пункт) і вярчэння вакол восі OZ₁ з вуглавой скорасцю $\mathrm{\omega }=\frac{d\mathrm{\psi }}{dt}$ (ψ — вугал П.; гл. Эйлеравы вуглы). Адначасова могуць адбывацца нутацыйныя ваганні цела, пры якіх мяняецца вугал нутацыі θ (гл. Нутацыя). Калі ў час руху велічыні θ, Ω, ω пастаянныя, то П. наз. рэгулярнай; пры гэтым вось ΟΖ апісвае вакол восі ΟΖ₁ прамы кругавы конус.

2) П. ў астраноміі — павольны рух восі вярчэння Зямлі па кругавым конусе, вось якога перпендыкулярная да плоскасці зямной арбіты, з перыядам поўнага абароту ≈ 26 000 г. З’ява П. Зямлі адкрыта Гіпархам і растлумачана І.Ньютанам. Яна абумоўлівае павольнае зрушэнне пунктаў веснавога і асенняга раўнадзенстваў, перамяшчэнне полюсаў свету паміж зоркамі, змену экватарыяльных і экліптычных каардынат нябесных цел. Адначасова з П. адбываюцца нутацыйныя ваганні зямной восі. Гл. таксама Гіраскоп.

т. 13, с. 98