книги из ГПНТБ / Кузьмин, А. Д. Физика планеты Венера

юГл. I. ВЕНЕРА КАК ПЛАНЕТА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Т а б л и ц а 1

Список соединений Венеры с 1956 по 2000 гг.

Видимый с Земли угловой диаметр планеты изменяется в пределах от 63" в нижние соединения до 10" в верхние соединения.

Звездная величина Венеры около — 4т и мало зави­ сит от фазы планеты. Поэтому даже днем планету можно видеть невооруженным глазом, если знать ее местопо­ ложение на небесной сфере.

Отражательная способность планеты зависит от длины волны. Характер этой зависимости иллюстрирует рис. 1. Венера относится к планетам земной группы и имеет

Гл. I. ВЕНЕРА КАК ПЛАНЕТА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ Ц

примерно такие же, как и Земля, размеры, массу и сред­ нюю плотность.

Радиус облачного слоя Венеры составляет 6100 ± +30 км по оценке Мартынова [106] и 6120 + 1 км по оценке Вокулера [533]. Дольфюс [278, 279] на основе анализа результатов своих измерений и данных других наблю­ дателей, отметил зависимость радиуса от фазы: с умень­ шением угла фазы измеренный диаметр уменьшается.

Х,мпы

Рис. 1. Отражательные и эмиссионные характеристики Венеры в спектраль­ ной области от 0,2 до 15 мкм [338]. По оси ординат — относительные величины. Пунктир — равновесное излучение при Т = 225 °К . Горизонтальные отрез­ ки — положение наиболее сильных полос поглощения С02.

Эта зависимость интерпретируется им как изменение ви­ димого размера диска за счет рассеяния на частицах, взвешенных в верхней атмосфере. Влияние рассеяния максимально в нижнем соединении, когда Солнце находит­ ся за планетой, и минимально в верхнем соедхгнении. Поэ­ тому в первом случае измеряется радиус облачного слоя. Дольфюс определил соответствующие угловые диаметры равными 16",95 ± 0",05 и 16",86 ± 0",05, что соответст­ вует радиусу рассеивающего слоя 6140 ± 13 км и радиусу облачного слоя 6115 ± 13 км.

Радиус уровня затмения Регула по измерениям Воку­ лера и Мензела [532] равен 8",506, что соответствует ли­ нейному радиусу 6169 км. Ошибка определения этого ра­ диуса не менее 10 км [107].

Первые измерения радиуса поверхности планеты, про­ веденные радиоастрономическим методом с помощью

12 Гл. I. ВЕНЕРА КАК ПЛАНЕТА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

радиоинтерферометра с высоким угловым разрешением, дали 6057 ± 55 км [83]. Последующие радиолокационные измерения, а также сочетание траекторных измерений «Марипера-5» с радиолокационными измерениями, позво­ лили уточнить этот важный параметр и значительно уменьшить ошибку его определения. Результаты этих измерений, приведенные в табл. 2, показывают хорошее согласие данных, полученных разными методами на раз­ ных инструментах при среднем экваториальном радиусе поверхности Венеры 6050 км.

Таблица 2

Для вычисления эфемерид принят радиус Венеры 6100 км, что составляет 0,956 радиуса Земли.

Фигура планеты измерялась с помощью радиолокации на волне 3,8 см [506]. Разрешающая способность экспери­ мента составляла 0,5 км по высоте, 1000 км по широте и 100 км по долготе. В экваториальной плоскости сечение планеты аппроксимируется эллипсом, разность полуосей

Г Л А В А II

ВРАЩЕНИЕ И ТОПОГРАФИЯ ВЕНЕРЫ

§ II. 1. Визуальные наблюдения

Вопрос об элементах вращения Венеры является пред­ метом многочисленных исследований: с 1666 г., т. е. за 300 лет, этому вопросу было посвящено более 100 статей.

Первые определения элементов вращения планеты были основаны на попытках выявить постоянные детали на диске планеты и проследить их видимое движение. По наблюдениям перемещения «пятен» на видимом диске Венеры, проводившимся Дж. Д. Кассини в 1666 г., он заключил, что период ее вращения равен 23 час. 21 мин. Однако последующие наблюдатели Венеры не могли за­ метить на Венере каких-либо деталей и подтвердить даже наличие «пятен».

60 лет спустя Ф. Бианчини вновь наблюдал детали на диске планеты и даже составил карту Венеры, изобра­ жавшую «океаны» и «континенты». По перемещению этих постоянных, по его мнению, деталей он получил период вращения, равный 24 суткам 8 часам.

В течение последующих 150 лет большинство наблю­ дателей получали значения периода вращения Венеры, близкое к 23 часам. Совершенно отличный результат был получен в 1887 г. Скиапарелли. Он нашел, что период вращения Венеры равен периоду ее обращения вокруг Солнца (224,7 суток) и, следовательно, Венера всегда обращена к Солнцу одной стороной.

Такое большое различие результатов определения периода вращения Венеры обусловлено тем, что поверх­ ность планеты закрыта плотным облачным слоем. Детали же самого облачного слоя настолько размыты и непостоян­

ны, что даже факт их существования ставится под сом­ нение.

Наблюдения в инфракрасной части спектра, прозрач­ ной для некоторых форм дымки и мглы, также оказались безрезультатными. Зато снимки, полученные в 1926 г. Россом в ультрафиолетовых лучах [475], неожиданно выявили темные полосы, направленные примерно пер­ пендикулярно к терминатору. Изменение положения по­ лос ото дня ко дню свидетельствовало об атмосферном их происхождении. Период вращения Росс оценил близ­ ким к одному месяцу. Полосы, полученные Россом, были подтверждены в 1950—1954 гг. Койпером [387]. Наличие полос, по мнению Койпера, свидетельствует о сравнитель­ но быстром вращении вокруг оси. Детальное исследование полос, наблюдавшихся в ультрафиолетовой части спектра, было выполнено Буайе и Камишелем.

Буайе [221], производивший фотографирование Ве­ неры в 1957, 1959 и 1960 гг., заметил 4-суточную повторя­ емость деталей. Для объяснения этого результата он вы­ двинул гипотезу, согласно которой период вращения Ве­ неры близок к 4 суткам, а ось вращения приблизительно перпендикулярна к плоскости эклиптики.

Камишель [230], производивший сопоставление своих фотографий с полученными на других обсерваториях, разделенными по времени на несколько часов, во многих случаях обнаружил смещение деталей, соответствующее обратному направлению вращения.

Для более детального исследования Буайе и Камишель [222] объединили свои фотографии и отобрали лучшие из них. Анализ полученного материала привел их к выводу о наличии на видимой поверхности планеты постоянно существующего темного образования, имеющего форму буквы Y , положенной боком: >н . Различные части этого образования, появляясь на освещенной части диска, бла­ годаря вращению создают различия видимой картины расположения темных и светлых зон.

Используя наблюдательный материал, собранный на Пик-дю-Миди за 1948—1960 гг. и в Браззавиле за 1953— 1964 гг., авторы [223] смогли обработать данные, охва­ тывающие многолетний промежуток времени. В качестве репера ими была выбрана точка схождения трех полос, доставляющих >н -образную деталь, Измерения смещения

смещение детали от снимка к снимку в направлении обрат­ ного вращения со средней скоростью около 100 м/сек, соответствующей полному обороту вокруг планеты при­ мерно за четверо суток. Отмечены вариации этого периода от 3,5 до 4,5 суток.

Аналогичные наблюдения, проведенные Б. Смитом [504, 505] в 1966—1967 гг. на обсерватории Ныо-Мек- сико, подтвердили обнаруженные французскими астро­ номами быстрые движения наблюдаемых в ультрафиоле­ товой части спектра образований на диске Венеры. Сред­ няя скорость этих образований составляет 100 м/сек в направлении обратного вращения. Отмечены вариации этой скорости на 10—20%. Связи скорости движения с широтой не обнаружено-

По наблюдениям Смита, облака не сохраняются пос­ тоянными в течение нескольких лет, как сообщал Буайе. По данным последних наблюдений Смита [5051, время жизни >н -образных образований составляет 10—15 дней.

Недавно Скотт и Рис |489] показали, что >-< -образные детали являются короткоживущими образованиями (не более 20 дней), случайно распределенными по поверхно­ сти планеты. Поэтому определенный Буайе и Герэном [224] период вращения облачного слоя 3,995 суток является, по-видимому, фиктивным, обусловленным стробоскопическим эффектом повторяющихся с периодом 1 сутки наблюдений, проводимых в течение короткого времени видимости планеты с одной обсерватории.

Независимые измерения скорости движения облачных образований на Венере произвел Гино [330] с помощью интерференционного спектрографа с высоким разреше­ нием. Измеряя доплеровскоесмещение линий в видимой части спектра планеты, он определил скорость движения облаков, соответствующей полному обороту вокруг пла­ неты за 4,1 ± 0,7 суток в направлении, обратном обраще­ нию планеты вокруг Солнца.

Другие данные (например, о смещении линии терми­ натора, вызываемом, согласно Гуди [313, 325], мощными конвективными движениями) очень немногочисленны и имеют, в основном, косвенный характер.

Примерные фотографии ультрафиолетовых деталей при­ ведены на рис. 73.

Таким образом, наблюдения в ультрафиолетовой части спектра позволили оценить скорость движения облачных образований в атмосфере Венеры, но также не дали све­ дений об элементах вращения самой планеты. Определе­ ние этих параметров стало возможным лишь в последнее десятилетие с помощью планетной радиолокации.

В связи с тем, что атмосфера Венеры непрозрачна для видимого и инфракрасного излучения, а возможности исследования спускаемыми аппаратами ограничены слож­ ностью такого эксперимента, основным источником ин­ формации о поверхности Венеры являются радиоас­ трономические и радиолокационные измерения этой планеты.

Ниже для удобства приведены основные сведения из радиолокационной астрономии (а в § III.1 — из радиоаст­ рономии), касающиеся главным образом терминологии и методов определения основных параметров. Читатели, знакомые с радиоастрономией и радиолокационной астро­ номией, могут эти разделы пропустить.

§ II.2. Основы радиолокационных исследований планет

Радиолокационная астрономия возникла во второй половине 40-х годов на основе применения методов и тех­ ники радиолокации для исследования небесных тел. Ее предметом является исследование этих тел по отражен­ ному ими радиоизлучению, создаваемому и направляе­ мому на эти тела специально используемыми для этой цели радиопередающими устройствами.

В применении к планетам анализ отраженного радио­ излучения дает возможность определить диэлектрическую проницаемость материала и характер неровностей поверх­ ности планеты, ее размеры, фигуру и топографию, эле­ менты вращения, эфемериды и параметры орбиты.

Определение диэлектрической проницаемости матери­ ала поверхности и характера ее неровностей производится на основе измерения интенсивности отраженного сигнала и ее частотной и временной зависимостей.

Для нормального падения коэффициент отражения i?n поверхности, состоящей из Диэлектрика с ком­ плексной диэлектрической п р о н и р а е м о с т ь щ . Д ге",

Здесь е* = в' — ie" — величина, комплексно сопряженная диэлектрической проницаемости е.

В случае, когда е"<^ е' (малая электропроводность), имеющем место для большинства силикатных пород, (II.1) приводится к известному виду

Отсюда, зная R a, нетрудно вычислить

( И . З )

Величина R a может быть определена по данным измере­ ния эффективного сечения радиолокационного отражения

разуя известное радиолокационное уравнение (см., на­ пример, [16])

где Рп — мощность передатчика, G — коэффициент уси­ ления передающей антенны, А — эффективная площадь приемной антенны, г — расстояние до отражающего объек­ та, получим

(4яг2)2 Ро

(П.6)

~0А-Р-П-

Обычно результаты измерения S3 выражаются в до­ лях геометрической площади сечения планеты

Коэффициент направленности g характеризует рассея­ ние отраженного излучения на неровностях поверхности. Величина g определяется соотношением

п{2

где F (В, i, Ф) — функция рассеяния, показывающая за­ висимость рассеянного отражения от угла падения 0, угла отражения i и разности азимутов падающего и от­ раженного лучей Ф (рис. 2). Нахождение этой функции возможно либо теоретически на основании рассмотрения меха­ низма рассеяния отражающей поверхности, обладающей опре­ деленными задаваемыми стати­ стически неровностями, либо путем соответствующего экспе­ римента.

При радиолокации планеты с Земли измерения F (9, i, Ф) производятся лишь для частно­ го случая отражения в направ­ лении падающего луча (i = 0,

Ф = 0). Измеряемой величиной Рис. 2. Геометрия рассеяния

при этом является функция от­ ражения F (0), являющаяся,

таким образом, частным случаем функции рассеяния

F(Q, i, Ф).

Функция рассеяния F (9, i, Ф) не может быть опреде­ лена в наземном эксперименте. Поэтому приходится огра­ ничиваться приближенной оценкой параметра g, основан­ ной на результатах определения статистических свойств отражающей поверхности из измерения функции отра­ жения.

Для гладкой в масштабе длины волны сферы, дающей зеркальное отражение, g = 1.

Для поверхности, ^состоящей из множества достаточно больших по сравнению с длиной волны случайно накло-