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

поглощения в углекислом газе и водяном паре, относитель­ ное содержание которого /н 2о = 10г3, оптическая толщина атмосферы планеты на волне 10,6 см т10)6 = 0,15. При этом наилучшее согласие экспериментальных данных

[83]с расчетной моделью для гладкого шара соответствует

е= 3,0 + 0,4. Учет влияния неровностей поверхности дает дополнительную поправку Ае = + 0,6.

Таким образом, по результатам поляризационных радиоинтерференционных измерений [83], с учетом погло­ щения в атмосфере, диэлектрическая проницаемость по­ верхности планеты 8 = 3,6. С учетом возможной неопре­

измерений исключает необходимость присутствия в ниж­ ней атмосфере Венеры водяного пара и, более того, дает возможность оценить верхний предел его содержания, так же как и других компонент, поглощающих радиоволны. Такая оценка будет произведена дальше в § IV.5.

Можно было ожидать, что поляризационные радиоас­ трономические измерения на более длинных волнах, где поглощение в атмосфере еще меньше, дадут более точ­ ные данные об 8. Предварительные результаты проведен­ ных недавно радиоинтерференциоииых измерений на вол­ не 21 см [217] указывают на е < 4,5. Однако предваритель­ ная обработка произведена без учета деполяризующего влияния неровностей поверхности.

V Полученная из радиолокационных измерений величи­ на 8 = 4,7 + 0,8 существенно выше, чем для Луны, и не требует для своего объяснения предположения о нали­ чии пористой или мелкораздробленной породы, как это имеет место на Луне. Величина 8 = 4,7 соответствует сухим силикатным породам типа гранита, базальта и дру­ гим сухим породам земного типа.

Низкая диэлектрическая проницаемость решительно исключает гипотезу Мепзела и Уиппла, согласно которой поверхность Венеры является сплошным океаном. К тому же вода не может существовать в жидкой фазе при высо­ кой температуре поверхности планеты.

В принципе, значению е = 4,7 удовлетворяют некого рые жидкости типа масел. Однако гипотеза о том, что по-

§ III.2. ДИОЛККТРПЧКСКЛН ПРОНИЦАЕМОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ 01

всрхность Венеры является масляным океаном, представ­ ляется весьма искусственной. Кроме того, радиолока­ ционные измерения, выявившие на Венере образования с повышенными отражательными свойствами, устойчиво сохраняющимися в течение нескольких лет, свидетель­ ствуют против того, что вся поверхность планеты является жидкой.

Для твердой поверхности результаты определения е дают возможность оценить плотность материала поверх­ ности Венеры. Эта оценка основана на эмпирической за­ висимости диэлектрической проницаемости s от плот­ ности р

(111 - 21)

полученной Красиковым [79] для различных сухих зем­

пород р©=2-ч-3 г-смгЯ. Это также дает основание предпола­ гать, что материал поверхности Венеры может быть анало­ гичен сухим земным поверхностным породам.

Значительно меньшая плотность поверхностных пород, чем средняя плотность планеты в целом (5,2 г-см~8), дает основание полагать, что Венера, так же как и Земля, прошла стадию дифференциации, в процессе которой обра­ зовалась более легкая сравнительно с глубинными слоя­ ми кора.

Разумеется, необходимо учитывать, что значение 8, полученное из наземных наблюдений, усреднено по всему видимому полушарию планеты, поверхность которой мо­

Венеры.

Определение химического состава пород поверхности Венеры произведено А. П. Виноградовым и др. [34] с по­ мощью AMG «Венера-8», в числе научной аппаратуры которой был гамма-спектрограф. По анализу спектров гамма-излучения определено содержание естественных радиоактивных элементов в венерианской породе: калия

4%, урана 2,2-10~4% и тория 6,5-10—1% (к весовых процентах). Ошибка указанных определений не превы­ шает 30 %.

По содержанию указанных элементов венерианская порода близка к кислым магматическим породам Земли. Отношение содержания калия к урану K/U также весьма близко к характерному для большинства магматических пород Земли (в среднем около 104). Это также свидетель­ ствует в пользу подобия процессов образования Земли и Венеры (образования оболочек и формирования вторич­ ных пород несолпечного состава). Отношение K/U для

т. е. имеющих неровности микрорельефа меньше нескольких сантиметров. Суммарная площадь этих участков яд, определяемая соотношением (11.17), составляет примерно 0,05 площади видимого ди­ ска планеты.

Квазизеркальный компонент отраженного излучения указывает на наличие на поверхности планеты гладких участков, больших по сравнению с длиной волны, но на­ клоненных относительно средней поверхности. Статисти­ ческие свойства такой поверхности характеризуются соот­ ношениями (II.8) — (11.13). На рис. 19 приведена кривая распределения наклонов указанных плоских участков по отношению к средней поверхности, полученная из функции отражения Венеры, измеренной на волне 23 см [2941. На этом же рисунке приведена кривая распределения на­ клонов поверхности Луны. Однако полученная кривая

I Ш.2. ДИЭЛЕКТГИЧБСКАЙ ПРОНИЦАЕМОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ 63

/ (0) дает распределение лишь в одном из вертикальных сечений. Действительный наклон любой грани может быть больше и, следовательно, для определения среднего на­ клона следует проводить усреднение по всем вертикаль­ ным сечениям, т. е.

(III.22)

Численное интегрирование результатов радиолока­ ционных измерений на волне 23 см дает 0 = 8°,2. Эта вели­ чина может быть несколько занижена, так как в области 0 <С 2°,5 функция отражения F (0) недостаточно исследо­ вана.

Для Луны на этой же волне получено 0 = 10°,2, т. е. неровности рельефа Венеры меньше, чем Луны.

Анализ данных измерений Венеры на волне 12,5 см, проведенный Карпентером [233] для гауссовской корре­ ляционной функции на основании сходной методики, разработанной Даниэлсом [260], приводит к среднеквад­

ратичному наклону отражающих поверхностей 0 = 6°,2, что тоже указывает на большую гладкость поверхности Венеры по сравнению с Луной.

Оценка микрорельефа поверхности Венеры может быть произведена также по измерению деполяризации отра­ женного излучения.

Как известно, при отражении излучения с круговой поляризацией от гладкой сферы знак поляризации изме­ няется на обратный. Поэтому, если передающее устройство излучает, например, сигнал с правой круговой поляри­ зацией, приемная антенна должна принимать отраженный сигнал левой круговой поляризации. Однако при отра­ жении от шероховатой поверхности происходит частичная деполяризация сигнала. Эту составляющую отраженного сигнала, являющуюся, таким образом, характеристикой шероховатости отражающей поверхности, можно измерить при приеме на антенну, имеющую такую же поляризацию, как и передающая антенна.

Измерения показали, что отношение неполяризованного отражения к поляризованному для Венеры существенно меньше, чем для Луны (для угла падения 60° в три раза).

Это указывает на значительно меньшее рассеяние ра­ диоволн поверхностью Венеры и на то, что поверх­ ность Венеры в среднем более гладкая, чем поверх­ ность Луны.

§ Ш.З. Температура поверхности

Температура поверхности Венеры определена по ра­ диоастрономическим измерениям и прямым измерениям AMG «Венера-7» и «Венера-8».

Первая попытка определения температуры поверхности Венеры была предпринята Майером и др. [416], которые около нижнего соединения 1956 г. измерили яркостную температуру радиоизлучения Венеры на волне 3,15 см: Тя$ = 560 + 73 °К. Если атмосфера планеты прозрачна па этой волне и принятое радиоизлучение является тепло­ вым излучением поверхности, то полученная яркостная температура приводила к неожиданно высокой темпера­ туре поверхности около 600° К, более чем в два раза превышающей радиометрическую температуру 235°К, измеренную ранее в инфракрасном излучении [450].

Отсутствие доказательств прозрачности атмосферы Ве­ неры в 3-см диапазоне волн *), трудность объяснения столь высокой температуры поверхности, а также зна­ чительно меньшая яркостная температура, измеренная Кузьминым и Саломоповичем [80, 81] и Гибсоном [310] на более короткой волне 8 мм, дали основание для другой интерпретации результатов радиоастрономических из­ мерений, предложенной Джонсом [366].

Согласно этой интерпретации предполагалось, что тепловое радиоизлучение поверхности Венеры принима­ ется в миллиметровом диапазоне, а Майер и др. [416] зарегистрировали на волне 3,15 см излучение плотной ионосферы Венеры N е = Ю9—1010 см~3, имеющей более высокую кинетическую температуру, чем ее поверхность. В этом случае температура поверхности Венеры составля-

*) Последующие радиолокационные измерения Венеры и рас­ чет для модели атмосферы, полученной на основе измерений АМС «Венера-4 — 7», показали, что на волпе 3 с м оптическая толщина

атмосферы планеты т ^ 1,5 [25], т. е. излучение поверхности со­ ставляет лишь около 20% принимаемого радиоизлучения Венеры. Поэтому измеренная на этой волне яркостная температура характе­ ризует скорее температуру атмосферы, а не поверхности.

66 Гл. III. ФИЗИКА ПОВЕРХНОСТИ

заметного различия температуры поверхности и атмосфе­ ры не существует. Исходя из этого измеренную температу­ ру можно отнести к поверхности.

С учетом ошибок измерения и дискретности телеметрии температура поверхности в указанной точке Та = 740 + + 30°К.

Таким образом, представление о Венере как о планете с очень горячей поверхностью нашло окончательное под­ тверждение, а полученные более точные данные позволили перейти от качественных представлений к разработке количественных моделей, более адекватных физическим условиям на этой планете. В частности, данные, получен­ ные АМС «Венера-4—8» о распределении температуры и давления и о химическом составе атмосферы Венеры в ло­ кальных областях планеты, дали возможность более точно интерпретировать результаты радиоастрономических изме­ рений, на основе которых получены сведения об усреднен­ ной температуре всей поверхности планеты, а также о возможных суточных и широтных вариациях темпе­ ратуры.

Ограниченность данных прямых измерений локальной областью посадки спускаемого аппарата неизбежно вы­ зывает вопрос о том, сколь характерны параметры, изме­ ренные в этой области, для всей планеты в целом.

Так, например, на Земле температуры поверхности в Сахаре и в Антарктиде различаются примерно на 130 °К и ни одна из них не является характерной для всей Земли в целом. Аналогичные отличия, обусловленные главным образом возможным различием высот, можно, в принципе, ожидать и на Венере. Наземные радиоастрономические измерения, в которых измеряемой величиной является яркостная температура, усредненная по видимому диску планеты, дают возможность, на основе данных, получен­ ных прямыми измерениями АМС «Венера-4—7» в локаль­ ных областях, определить температуру поверхности, ус­ редненную по видимой с Земли полусфере планеты. Проводя такие измерения в течение длительного времени, при разных условиях освещения планеты Солнцем, можно