§ 14. ВЕНЕРА

Венера, как и Меркурий, раскрылась перед нами в основном за последние 20 лет. Длительное время мы не знали ни давления атмосферы у поверхности планеты, ни ее радиуса. Астрономические наблюдения давали лишь радиус облачного слоя, окружающего планету, в пределах от 6100 до 6200 км.

Атмосфера Венеры была открыта в 1761 г. М. В. Ломоносовым при наблюдении прохождения Венеры перед диском Солнца. При схождении ее с диска Солнца край последнего как бы выгнулся, образовав «пупырь» (по выражению Ломоносова). М. В. Ломоносов правильно объяснил наблюдавшееся им явление преломлением солнечных лучей в атмосфере Венеры. Это явление получило название «явления Ломоносова» (§ 2).

В течение почти 200 лет атмосфера Венеры была непроницаемым барьером для изучения поверхности планеты и определения периода ее вращения вокруг оси. 80 попыток определить этот период с помощью оптических методов (визуальных, фотографических, спектральных) потерпели полную неудачу.

Не удавалось определить и наклон оси Венеры к плоскости ее орбиты.

Первое уверенное определение радиуса твердого шара Венеры было сделано в 1965 г. из радиоастрономических наблюдений с помощью радиоинтерферометра Оуэнс Вэлли советским ученым А. Д. Кузьминым и американским ученым Б. Дж. Кларком, Кузьмин и Кларк получили значение 6057 км. Затем последовала большая серия радиолокационных измерений в СССР и США, в ходе которых радиус Венеры все уточнялся. Окончательное его значение 6050 км.

Масса Венеры была уточнена по пролетам мимо планеты американских космических аппаратов «Маринер-2», «Маринер-5» и «Маринер-10». Она составляет 1 : 408 524 массы Солнца или 84,5% массы Земли. По массе и размерам была уточнена средняя плотность Венеры, 5,27 г/см3, и определено ускорение силы тяжести на ее поверхности, 885 см/сек2.

Радиолокационные наблюдения, проводившиеся, начиная с 1961 г., в СССР, США и Англии, позволили определить, наконец, период ее вращения. Он оказался самым большим в Солнечной системе: 243,16 суток при обратном направлении вращения. Иначе говоря, если смотреть с северного полюса Венеры, планета вращается по часовой стрелке, а не против нее, как Земля и все планеты (исключая Уран). Из-за этого солнечные сутки на Венере короче звездных и равны 117 земным суткам. Этот период определяется из соотношения

Здесь 225 суток — орбитальный период Венеры, 243 суток — ее период вращения. Если бы Венера имела прямое вращение, в левой части формулы стоял бы знак минус.

Таким образом, день и ночь на Венере продолжаются по 58,5 суток. Несмотря на это, температуры дневного и ночного полушарий планеты отличаются очень мало — благодаря большой теплоемкости и интенсивному переносу тепла в плотной атмосфере Венеры.

Период в 243 суток недолго удивлял астрономов — вскоре он получил полное объяснение. При таком периоде в нижнем соединении (которое наступает через 584 суток) Венера оказывается обращенной к Земле одной стороной.

В самом деле, синодический период обращения Венеры равен точно пяти солнечным суткам планеты. Через такой период к Солнцу будет обращена одна и та же точка планеты. А так как во время нижнего соединения Солнце, Венера и Земля будут расположены вдоль одной прямой, к Земле будет обращена тоже одна и та же точка на Венере (противоположная первой).

Такое вращение планеты называется резонансным. Выяснилось, что центр масс Венеры смещен на 1,5 км от ее геометрического центра. Притяжение неравновесной фигуры Венеры Землей и вызывает резонансное вращение планеты. Ось Венеры почти перпендикулярна к плоскости ее орбиты.

В 1932 г. У. Адамс и Т. Дэнхем на обсерватории Маунт Вилсон обнаружили в сшктре Венеры полосы поглощения углекислого газа на длинах волн 7820, 7833 и 8689 А (рис. 21). Полосы были весьма интенсивными, и стало ясно, что углекислый газ — существенный компонент венерианской атмосферы.

Рис. 21. Полосы поглощения углекислого газа в спектре Венеры (вверху — солнечный спектр, в середине — спектр Венеры, внизу — расширенный спектр Венеры).

Но вплоть до полета «Венеры-4» (октябрь 1967 г.) среди астрономов царила уверенность, что все-таки углекислый газ — не главный газ в атмосфере планеты, а что таким газом является азот. Здесь сказался «геоцентрический» подход к вопросу о составе планетных атмосфер, который заставлял астрономов в течение 70 лет, исходя из аналогии с земной атмосферой, искать в спектрах Венеры и Марса полосы кислорода, водяного пара и признаки свечения атомарного азота в ночном тебе Венеры.

Измерения температуры облачного слоя Венеры, неоднократно производившиеся, начиная с 1923 г., американскими астрономами, давали близкие значения: от 235 до 240, причем почти одинаковые для дневного и ночного полушария.

В мае 1956 г. К. Майер, Р. Слонейкер и Т. Мак-Каллаф из Морской исследовательской лаборатории США впервые зарегистрировали тепловое радиоизлучение Венеры на волне 3 см. Яркостная температура Венеры аказалаеь равной 600°К. Ряд ученых проверили этот результат на волнах от 3 до 10 см и получили столь же высокие значения.

Однако в 1959 г. советские радиоастрономы А. Д. Кузьмин и А. Е. Саломонович на волне 8 мм получили яркостную температуру Венеры около 400°К. Наблюдения 1961—1962 гг. подтвердили этот результат. В течение нескольких лет шла дискуссия о причинах различия радиояркостных температур на миллиметровых и сантиметровых волнах. Полеты советских АМС серии «Венера» поставили все на свои места.

Уже полет «Венеры-4» в 1967 г. показал, что атмосферное давление и температура Венеры у поверхности весьма высоки. На высоте 25—30 км над уровнем поверхности планеты температура достигла 544°К, а давление — 20 атмосфер. Эти результаты были подтверждены приборами «Венеры-5» и «Венеры-6» в 1969 г. Посадки АМС «Венера-7» в декабре 1970 г. и «Венера-8» в июле 1972 г. на поверхность планеты позволили советским ученым М. Я. Марову и О. Л. Рябову построить полную модель атмосферы Венеры (рис. 22). Температура атмосферы у поверхности оказалась еще выше, чем по данным радионаблюдений: 747°К . С высотой температура убывает сперва на 8 градусов на километр, потом несколько быстрее — до 10 градусов на километр.

Давление атмосферы у поверхности Венеры оказалось 90 атмосфер! Такого значения тоже никто не ожидал. В моделях атмосферы Венеры, построенных до 1967 г., давление у поверхности принималось от 5 до 20 атмосфер.

Высокая температура нижних слоев атмосферы Венеры объясняется так называемым парниковым эффектом.

Атмосфера планеты пропускает солнечное излучение, правда, лишь частично и не в виде прямых лучей, а в форме многократно рассеянного излучения. Облачный слой Венеры обладает весьма высоким альбедо, иначе говоря более трех четвертей солнечной радиации отражается облаками и лишь менее одной четверти проходит вниз.

Рис. 22. Модель строения атмосферы Венеры по М. Я. Марову и О. Л. Рябову.

Если учесть, что Венера примерно в 1,4 раза ближе к Солнцу, чем Земля, и на единицу поверхности ее облачного слоя приходится вдвое большее количество энергии солнечного излучения, чем на единицу земной поверхности при том же значении угла падения лучей, легко подсчитать, что на нагревание венерианской атмосферы идет примерно вдвое меньше солнечного тепла, чем на нагревание земной атмосферы и поверхности.

Почему же атмосфера Венеры на уровне поверхности на 450° горячее земной?

Дело в том, что поверхность любой планеты не только поглощает, но и испускает тепло. Получается своеобразный тепловой баланс, в котором приход тепла равен расходу. Но излучение планеты сосредоточено в основном в области инфракрасных лучей. Между тем в состав атмосфер Земли и Венеры входят два газа, интенсивно поглощающих инфракрасное излучение. Это — углекислый газ и водяной пар. В земной атмосфере углекислого газа очень мало — 0,03%, и его вертикальная толща — всего 360 см-атм. Зато в атмосфере Венеры, как показали газоанализаторы наших АМС «Венера», он составляет 97 % состава атмосферы планеты, т. е. его эквивалентная вертикальная толща равна 1440 км-атм — в 4105 раз больше, чем в атмосфере Земли. Углекислый газ имеет широкую полосу поглощения около 15 мкм и несколько более слабых. В этих полосах углекислый газ Венеры поглощает, задерживает излучение поверхности планеты. Это приводит к нагреванию атмосферы.

Но один углекислый газ, даже в таком огромном количестве, не может обеспечить столь высокие температуры, какие господствуют близ поверхности Венеры. Для этого необходимо некоторое количество водяного пара. Водяной пар, в отличие от углекислого газа, имеет широкие полосы поглощения, почти целиком перекрывающие всю инфракрасную область спектра в интервале 3—20 мкм со сравнительно узким «окном» на волнах 8—13 мкм. Поэтому сравнительно небольшого количества водяного пара достаточно, чтобы обеспечить сильный парниковый эффект. По данным АМС «Венера» содержание водяного пара в атмосфере Венеры около 0,1%, радиоастрономические и радиолокационные наблюдения дают такую же величину.

Но этой величины уже достаточна для поддержания, наблюдаемых: высоких температур атмосферы в ее нижних слоях.

Парниковый эффект имеет место и в атмосферах других, планет. Но. если в, атмосфере Марса он поднимает среднюю температуру у поверхности на 9°, в атмосфере Земли на 35% то. в, атмосфере Венеры этот эффект достигает 400 градусов!

Что же нам известно теперь о химическом составе атмосферы Венеры? На 97 % она, как уже было сказано, состоит углекислого газа Не более 2% приходится на долю азота и инертных газов (в первую очередь аргона). В отношении содержания кислорода различные метода, дают пока противоречивые результаты, на в любом случае его меньше 0,1 %. Из других газов методы инфракрасной спектроскопии позволили обнаружить окись углерода (СО) в: количестве от всей массы атмосферы, хлористый водород и фтористый водород (HF) — . Поиски других возможных компонентов, венерианской атмосферы пока не привели к положительным результатам, но ни один из них не составляет более общего состава атмосферы.

Из чего же состоят венерианские облака? Первоначальное предположение об их водном составе (т. е. о подобии их земным облакам) пришлось, отбросить поскольку по данным поляризационных наблюдений их показатель преломления равен 1,44, тогда как у воды и льда он равен 1,31-1,33. Было перепробована несколько веществ (водные растворы соляной кислоты, аммония и др.), но ни одно из них не соответствовало, наблюдательным данным и теоретическим соображениям. В 1972.-1973т гг. американские астрономы Г. Силл и Э. Янг независимо друг от друга высказали предположение, что, облака Венеры состоят из, аэрозолей серной кислоты, точнее, ее концентрированного водного раствора. Эта гипотеза лучше других удовлетворяет наблюдениям: особенностям инфракрасного спектра Венеры, показателю преломления, сухости верхние слоев, атмосферы (серная кислота — прекрасный поглотитель влаги) и ряду других. Но «сернокислая» гипотеза пока не получила прямого подтверждения. Ни одно из соединений серы в спектре Венеры еще не обнаружена. Впрочем, над уровнем облаков их количество должно быть мало.

Прямых проб вещества облаков Венеры для их анализа наши венерианские станции пока не брали.

Более успешным было исследование оптических свойств облаков. На станциях «Венера-8» и особенно «Ветра-9» и «Венера-10» были установки, которые «прощупали» оптические свойства облаков и атмосферы Венеры до самой поверхности. Основной слой облаков простирается между высотами 49 и 63 км над поверхностью планеты. Облака Венеры по плотности напоминают легкий туман с дальностью видимости около 1 км, концентрация частиц в них 100 в 1 см3, средний радиус этих частиц — 1 микрон. Только из-за большой толщины облака Венеры столь непрозрачны. Их оптическая толща равна 25—30. Над этим основным слоем, на высоте 71—72 км расположен более тонкий верхний слой облаков с оптической толщей 1—3. Сгущения в этом слое иногда наблюдаются в виде выступов и ярких пятен у терминатора.

Еще в 1927 г. наземные фотографии Венеры в ультрафиолетовых лучах выявили на диске планеты целую систему темных и светлых деталей. В 1960 г. французские астрономы Ш. Буайе и А. Камишель независимо друг от друга обнаружили, что расположение некоторых деталей, фотографируемых в ультрафиолетовых лучах, повторяется каждые четверо суток. Объединив свои наблюдения, они пришли к выводу, что верхний слой облаков Венеры (в котором наблюдаются эти детали) имеет обратное вращение с тем же периодом.

Этот результат получил в дальнейшем полное подтверждение. Скорость вращения на уровне верхней границы облаков иная, чем самой планеты. Это означает, что над экватором Венеры на высоте 65—70 км господствует постоянно дующий ветер в направлении вращения планеты, имеющий скорость 100 м/сек — скорость урагана!). Такая система циркуляции атмосферы была предсказана почти 250 лет назад английским метеорологом Гадлеем. На Земле ее подавляют другие факторы (разность температур, влияние океанов), на

Венере же океанов нет, а температуры выравнены благодаря интенсивному переносу тепла в нижних слоях.

Фотографии верхнего слоя облаков Венеры с близкого расстояния были получены в феврале 1974 г. американским космическим аппаратом «Маринер-10» (рис. 23). Они также подтвердили четырехсуточный период вращения на уровне облаков.

Строение верхней атмосферы было изучено советскими учеными по данным АМС серии «Венера».

Рис. 23. Фотография Венеры в ультрафиолетовых лучах, полученная «Маринером-10» в феврале 1974 г. Видны пояса облаков.

У планеты имеется, как и у Земли, ионосфера. Дневной максимум электронной концентрации расположен на высоте 145 км и равен что в 10 раз меньше, чем в нашем слое F2. На уровне 500 км со стороны Солнца наблюдается резкий спад электронной концентрации, а на ночной стороне — длинный хвост из заряженных частиц протяженностью до 3500 км с концентрацией электронов Такое строение ионосферы связано с обтеканием ее солнечным ветром и со слабой напряженностью магнитного поля Венеры (по данным Ш. Ш. Долгинова и его сотрудников оно в 10 000 раз слабее земного).

Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Водородная атмосфера Венеры простирается до высоты 5500 км.

Успехи радиолокации позволили изучить и невидимый для нас рельеф Венеры. Сначала наземные американские установки дали возможность Р. Голдстейну и его сотрудникам исследовать приэкваториальную область планеты. Было обнаружено около 10 кольцевых структур, подобных метеоритным кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км, но сильно сглаженных, уплощенных. Удалось обнаружить гигантский разлом в коре планеты длиной 1500 км, шириной 150 км и глубиной около 2 км. Выявлен дугообразный горный массив, пересеченный и частично разрушенный другим. Это говорит в пользу наличия сбросовых движений в коре планеты. Найден вулкан с диаметром основания 300—400 км и около 1 км в высоту. Другая группа американских ученых под руководством Г. Петтенджила выявила в северном полушарии Венеры огромный круглый бассейн (т. е. депрессию, котловину) протяженностью около 1500 км с севера на юг и 1000 км с запада на восток.

Советские ученые (А. И. Кучерявенков, О. И. Яковлев и др.) организовали радиолокационные наблюдения с искусственных спутников «Венера-9» и «Венера-10». Был изучен рельеф 55 районов Венеры. Среди них имеются участки как сильно всхолмленной местности, с перепадами высот на 2—3 км, так и относительно ровной. Обнаружена большая гладкая равнина длиной около 800 км, еще более гладкая, чем поверхность лунных морей. Поверхность Венеры в целом более гладкая, чем поверхность Луны.

Фотографии поверхности Венеры, переданные спускаемыми аппаратами АМС «Венера-9» и «Венера-10» (рис. 24), показывают нам каменистую пустыню с характерными скальными образованиями. На снимке «Венеры-9» — свежая осыпь камней. Это говорит о непрекращающейся тектонической активности Венеры. Как внешний вид камней и скальных образований, так и их анализ с помощью гамма-спектрометра говорят в пользу их магматического происхождения.

По содержанию радиоактивных элементов они похожи на земные базальты и толеиты, тогда как породы в месте посадки «Венеры-8» ближе к гранитам.

Рис. 24. Части панорам поверхности Венеры, полученные советскими автоматическими станциями «Венера-9» (а) и «Венера-10» (б).

Средняя плотность породы Венеры, измеренная плотномерами двух наших последних «Венер», равна 2,7 г/см3, что тоже близко к плотности земных базальтов.

Таким образом, можно смело сказать, что «чадра», скрывавшая лик Венеры от исследователей более 350 лет, сорвана, и эта планета предстала глазам ученых со сложным рельефом, следами активного вулканизма и тектонической деятельности и в то же время с явными последствиями ее метеоритной бомбардировки в прошлом.