период осевого вращения Венеры. Если медленное вращение Меркурия еще можно объяснить действием солнечных приливов, то такое же объяснение для Венеры сталкивается со значительными трудностями. И тут выдвигается гипотеза, что Венеру затормозил… Меркурий, некогда бывший ее спутником!
Наша Земля обладает относительно очень крупным спутником – Луной. По существу, в этом случае можно даже говорить о двойной планете. За миллиарды лет система «Земля – Луна» под влиянием приливов претерпела значительную эволюцию. Было, например, время, когда обе планеты были весьма близки и период вращения Земли исчислялся немногими часами [50]. Можно полагать, что еще более значительную эволюцию претерпела двойная система «Венера – Меркурий». Так же, как и в случае системы «Земля – Луна» вначале нынешние две внутренние планеты образовали очень тесную пару с быстрым осевым вращением. Из-за приливов расстояние между планетами увеличивалось, а осевое вращение замедлялось. Когда большая полуось орбиты достигла ~500 тыс. км, эта пара «разорвалась», т.е. планеты перестали быть гравитационно связанными. Заметим, что разрыв пары «Земля – Луна» не произошел по причине сравнительно малой массы Луны и большего расстояния до Солнца. Как след этих давно минувших событий, остался значительный эксцентриситет орбиты Меркурия и общность ориентации Венеры и Меркурия в нижнем соединении. Эта гипотеза также объясняет отсутствие спутников у Венеры и Меркурия и сложный рельеф поверхности Венеры, который можно объяснить деформацией ее коры мощными приливными силами от довольно массивного Меркурия.
Недавно с помощью наземных оптических наблюдений было обнаружено, что самая удаленная от Солнца планета Плутон является двойной. Его спутник в пять раз меньше Плутона в поперечнике и удален от него на 35000 км, причем период обращения равен семи часам. Не является ли двойственность общим свойством небольших планет, обусловленным условиями их образования? Как же тогда быть с Марсом? И не был ли его спутником гипотетический Фаэтон, якобы оставивший после себя пояс астероидов? Впрочем, мы увлеклись и нам пора вернуться к планете Венере.
Большое значение для проблемы обитаемости Венеры имеет вопрос о температуре ее поверхности. До последнего времени астрономическими методами можно было определить температуру только вершины облачного слоя, сплошной пеленой окутывающего поверхность планеты. Эта температура оказалась довольно низкой: около –40°С. Однако очевидно, что никаких выводов о температуре поверхности Венеры отсюда нельзя сделать. Даже высота облачного слоя над поверхностью планеты была неизвестна.
Крупнейшим достижением радиоастрономии было измерение температуры поверхности Венеры. Такое измерение оказалось возможным потому, что для радиоволн облака этой планеты почти прозрачны. Поверхность планеты, как всякое нагретое тело, излучает электромагнитные волны, в частности радиоволны. Из физики известно, что мощность теплового излучения нагретого тела совершенно определенным образом зависит от его температуры. Поэтому, измерив поток радиоизлучения от планеты, можно в принципе путем простых вычислений найти температуру ее излучающей поверхности. Правда, на практике задача оказывается значительно более сложной. Ведь существуют и другие физические процессы, которые могут привести к довольно мощному радиоизлучению, например грозовые разряды в атмосфере планеты. Но, производя наблюдения на разных волнах радиодиапазона, можно доказать, что радиоизлучение действительно является тепловым. Это будет верно в том случае, если на всех волнах эквивалентная температура (определяемая по потоку радиоизлучения на соответствующей волне) окажется одинаковой.
На рис. 67 приведены результаты измерений эквивалентной радиотемпературы Венеры на разных волнах. Вертикальные черточки, как обычно, указывают на вероятные погрешности измерений. Кроме того, измерялась зависимость эквивалентной температуры от фазы планеты. Выводы из радиоастрономических наблюдений Венеры можно сформулировать следующим образом:
1) в очень широком диапазоне длин волн от 1,3 до 20 см эквивалентная радиотемпература Венеры находится в пределах 550 – 600 К; 2) на миллиметровых волнах эквивалентная температура значительно ниже и близка к 400 К. Переход от одной температуры к другой происходит где-то около длины волны 1,3 см.
Наиболее вероятное объяснение радиоастрономических данных состоит в следующем. На волнах более 1,3 см атмосфера Венеры прозрачна. Поэтому измеренная радиотемпература есть температура поверхности планеты, которая, как оказывается, необыкновенно высока. Уменьшение эквивалентной температуры Венеры на волнах миллиметрового диапазона объясняется поглощением углекислого газа СО2
Изучение зависимости эквивалентной температуры Венеры от фазы планеты позволило сделать вывод, что разница ночных и дневных температур сравнительно невелика.
Эти результаты оказались для астрономов довольно неожиданными. Однако ничего сверхъестественного в столь высокой температуре Венеры нет. Представим себе, что в атмосфере Венеры содержится газ, сравнительно прозрачный для видимого излучения Солнца и почти непрозрачный для инфракрасного теплового излучения планеты. В этом случае отвод тепла от поверхности планеты будет сильно затрудняться, и даже та относительно небольшая доля солнечных лучей, которая проникает сквозь облачный слой, сможет нагреть поверхность до высокой температуры. Это явление часто называют «парниковым эффектом», хотя этот термин не совсем точно отражает суть дела.
Парниковый эффект создается в результате поглощения в полосах углекислого газа и некоторых других молекул, таких как Н2О, которые в атмосфере Венеры присутствуют в сравнительно небольшом количестве, но сильно поглощают инфракрасное излучение.
Выдающиеся результаты были получены на советских автоматических станциях «Венера-4» (рис. 68), «Венера-5» и «Венера-6». Историческое значение имеет мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность Венеры, выполненная во время полета автоматических станций «Венера-7» и «Венера-8». Учитывая очень трудные условия, при которых был осуществлен этот блестящий эксперимент (огромная величина атмосферного давления на Венере, высокая температура), его следует отнести к числу крупнейших достижений современной космонавтики.
В процессе мягкой посадки производились прямые измерения основных характеристик венерианской атмосферы – температуры и давления, которые по телеметрическому каналу передавались на Землю. Таким образом удалось получить «разрез» атмосферы этой планеты, что имеет выдающееся научное значение. Американцы также продолжали исследования Венеры с помощью автоматических станций.
В результате мы сейчас достаточно хорошо знаем физические условия в атмосфере и на поверхности этой планеты, бывшей до сравнительно недавнего времени едва ли не самым загадочным членом Солнечной системы. Кратко изложим теперь основные результаты этих исследований.
Атмосфера Венеры на 97% состоит из молекул углекислого газа СО2.Обнаружено некоторое количество водяных паров (около 0,05% по атмосфере в среднем).
Кроме того, как это следует из последних наземных наблюдений, в атмосфере Венеры обнаружены сравнительно незначительные примеси газов СО (0,01%), НС1 (6·10–5%), NF (5·10– 7%). Очень важным является результат, полученный на советских автоматических станциях: количество молекулярного азота плюс благородные газы не превышает 5%.
Таким образом, эти компоненты атмосферы, столь существенные на Земле, в атмосфере Венеры играют заведомо второстепенную роль.
Давление у поверхности планеты достигает гигантского значения около 100 атмосфер! Измерения на станции «Венера-7» показали, что температура атмосферы у поверхности Венеры около 480°С. Интересно, что высота тропопаузы и верхней границы облачного слоя Венеры составляет около 70 км. Фотометр, установленный на «Венере-8», показал, что облачный слой хорошо пропускает рассеянное солнечное излучение – освещенность на поверхности всего лишь в несколько десятков раз меньше, чем над облаками.
По-прежнему большой интерес представляет вопрос о составе частиц облачного слоя Венеры. Следует
