книги из ГПНТБ / Коваль И.К. Мир планет

Теперь сделаем ряд замечаний о плотности надоблач­ ной атмосферы Венеры и природе облаков на основании фотометрических и поляриметрических наблюдений.

Мы уже упоминали о том, что эффективная высота надоблачного слоя атмосферы Венеры невелика и, веро­ ятно, не превышает 800—1000 м. ©тому соответствует ат­ мосферное давление на уровне верхней границы облач­ ного слоя — около 60—70 мм рт. ст.

Профессор Ленинградского университета В. В. Шаро­ нов, анализируя результаты наблюдений прохождения Венеры по диску Солнца, полученных в 1761 г. М. В. Ло­ моносовым, сделал общий вывод о незначительной опти­ ческой толщине надоблачного слоя. В 1944 г. проф. Ле­ нинградского университета В. В. Соболев, используя результаты поляриметрических наблюдений Венеры, по­ лучил для оптической толщины надоблачного слоя зна­ чение, близкое 0,03 (для видимого света).

Наконец, фотометрические данные о распределении яркости по диску Венеры вдоль направления падающих лучей (от яркого лимба к терминатору), вычисленные в 1956 г. В. И. Езерским, показывают, что в синем свете падение яркости в сторону терминатора почти такое же, как и в красном. Что касается приведенного выше зна­ чения атмосферного давления на уровне верхней границы облаков, то его можно принять лишь с условием, что на результат определения оптической толщины не влияли аэрозольные частицы.

Но это условие вряд ли выполняется, как и в случае с Марсом. Следовательно, можно допустить, хоть и до­ вольно грубо, что на уровне верхней границы облачного слоя Венеры атмосферное давление такое же, как и в ат­ мосфере Земли на высоте 15—20 км.

Очевидно, что полученные из наблюдений фотометри­ ческие или поляризационные характеристики Венеры

86

относятся к атмосфере сложного строения, где каждый компонент (облачный покров, газовый надоблачный слой, образования, наблюдаемые в форме пятен) имеет свои свойства. Во всяком случае, выделить из всей информации какую-либо ее часть для изучения, например, только облачного слоя очень трудно.

Некоторые выводы о природе облачного покрова в ат­ мосфере Венеры удалось сделать при помощи получен­ ной французским астрономом Лио зависимости степени поляризации света, рассеянного Венерой от угла фазы, а также при помощи измеренного падения яркости от лимба к терминатору. Фазовую кривую поляризации точ­ но получить в лабораторных условиях не удалось, но лучше всего эту кривую воспроизводят водяные капли диаметром около 2 мк.

Заслуживает внимания также определенный на осно­ вании фотометрических наблюдений сам ход яркости от лимба к терминатору. Оказывается, что для всех участ­ ков видимого спектра максимум яркости падает на то место, где угол падения равен углу отражения. Это зна­ чит, что наблюдаемая поверхность Венеры не только рас­ сеивает, но и отражает солнечные лучи.

Нет никаких оснований приписывать зеркальные свой­ ства твердой поверхности Венеры и утверждать, что по­ верхность планеты представляет собой сплошной водяной океан, но мы полностью согласны с теми астрономами, которые относят этот эффект за счет облачного по­ крова. Это свойство характерно также для некоторых ти­ пов земных облаков (например, облака нижнего яруса, содержащие водяные капельки и плоские кристаллики льда размером 3—5 мк).

87

С о с та в а т м о с ф е р ы п л а н е т ы

Углекислота в атмосфере. Венеры была обнаружена спектроскопически в 30-х годах XX ст. в обсерватории Маунт-Вилсон в Америке. Поскольку наблюдения про­ водились при помощи фотографирования, спектр отра­ женного Венерой света регистрировался до близкой инфра­ красной области, включая полосы СОг на длине волн 782,0, 788,3.и 868,9 ммк. Зато позже американский астро­ ном Койпер работал со спектрометром и зарегистриро­ вал интенсивные полосы СОг в далеком инфракрасном участке. Измерение процентного содержания углекисло­ ты в атмосфере Венеры проводилось по полосам, разме­ щенным в разных спектральных участках,и,следователь­ но, относящимся к разным уровням атмосферы. Мы еще не знаем, насколько плотным является облачный слой Венеры и к какой атмосферной толщине относятся опен­ ки СОг, поэтому назовем предварительный результат, полученный за последнее время. Он сводится к тому, чго углекислого газа в атмосфере Венеры в сотни раз боль­ ше, чем в атмосфере Земли. Если при нормальном атмо­ сферном давлении толщина слоя С 02, находящегося в земной атмосфере, составляет не более 2—3 м, то для атмосферы Венеры она близка к 1000 м.

За последнее время спектроскопические наблюдения Венеры, как и других планет, в спектральной области до 2,5 мк проводятся в Государственном астрономическом институте им. Штернберга В. И. Морозом. Он зарегистри­ ровал все основные полосы С 02, расположенные в этой спектральной области. Кроме СОг, в атмосфере Венеры была обнаружена окись углерода СО, хотя и в неболь­ шом количестве, а также ряд изотопичных молекул СОг.

Из других составляющих важно отметить водяные пары. В 1959 г. американские ученые Мур и Росс подня-

88

лись на высоту 27 км на баллонах и при помощи спект­ рального аппарата проводили наблюдения Венеры. На­ блюдения с такой высоты с целью выявления в атмосфе­ рах планет паров НгО довольно эффективны, ибо водя­ ные пары, принадлежащие атмосфере Земли, на этой высоте почти отсутствуют. Наблюдения Мура и Росса привели к открытию полосы поглощения водяных паров в спектре Венеры на длине волны 1,13 мк. Но пока что трудно сказать что-либо о количестве Н2О в атмосфере Венеры в целом. Возможно, полученный результат отно­ сится к надоблачному слою атмосферы Венеры, поэтому наблюдалась только та часть водяных паров, которая находится на уровне или выше венерианских облаков. Бо­ лее поздние наблюдения (Стронг, 1960; Дольфюс и от­ дельно Синтон, 1963) также позволили обнаружить водя­ ные пары в атмосфере Венеры с помощью инфракрасных спектров поглощения в участке 1,38 мк. Таким образом, можно считать, что наличие в атмосфере Венеры водяных' паров доказано спектроскопически. На основании выпол­ ненных за последнее время при помощи стратостатов ис­ следований наличия паров Н20 в атмосфере Венеры ряд ученых высказывает мнение о том, что воды в атмосфе­ ре Венеры даже больше, чем в атмосфере Земли, и что венерианские облака имеют водяную природу. Однако в связи с высокой температурой поверхности Венеры, из­ меренной радиоастрономами, кажется маловероятным, чтобы на этой планете существовали открытые водоемы! Большое оживление среди астрономов и наблюдате- лей-любителей вызвало сообщение о том, что в атмосфере Венеры обнаружен молекулярный кислород. Результат был получен в 1961—1962 гг. проф. В. К. Прокофьевым, наблюдавшим Венеру при помощи спектрографа, уста­ новленного на большом солнечном телескопе Крымской астрофизической обсерватории. Однако количественную

7 887

89

оценку содержания 0 2 получить не удалось. В течение последнего времени В. К. Прокофьев провел новую се­ рию наблюдений, которые подтвердили наличие в атмо­ сфере Венеры молекул 0 2 и позволили предварительно довольно приближенно оценить содержание кислорода. Оказалось, что молекулярного кислорода в наблюдае­ мом слое венерианской атмосферы (вероятно, в надоб­ лачном) несколько меньше, чем в атмосфере Земли в целом.

Итак, непосредственный спектроскопический метод показал, что в атмосфере Венеры есть углекислый газ, вода, кислород и окись углерода.

Кроме того, Н. А. Козырев в 1956 г. на основании спектрографических данных указал на наличие в атмо-' сфере Венеры формальдегида (СНгО). На возможность этого, исходя из теоретических рассуждений, указывали американцы Вильдт (1940 г.) и Спинрад (1963 г.), одна­ ко точного подтверждения спектроскопического выявле­ ния формальдегида еще нет. Так или иначе спектроско­ пические наблюдения позволили обнаружить в атмосфере Венеры несколько газов, в общем составляющих, веро­ ятно, не более 20% всего объема атмосферы Венеры.

Основной составляющей атмосферы Венеры (остав­ шихся 80%) является, как и на Земле, азот. Обнаружить его средствами наземной спектроскопии невозможно, так как он поглощается ультрафиолетовой, недоступ­ ной для земного наблюдения областью спектра. Экспе­ риментальные данные о количестве азота в атмосфере Венеры можно получить на основании исследований, про­ веденных при помощи спутников и ракет. Однако все же существует некоторая возможность обнаружить в атмо­ сфере Марса азот и с поверхности Земли. Эта возмож­ ность связана с наблюдениями ночной, неосвещенной час­ ти Венеры.

90

Дело в том, что под влиянием корпускулярных пото­ ков азот может образовать свечение, аналогичное зем­ ным полярным сияниям. В 1953—1954 гг. Н. А. Козырев получил ряд спектрограмм ночной стороны Венеры и ука­ зал на наличие на планете упомянутого «сияния», кото­ рое было обнаружено по полосам излучения, замечен­ ным в фиолетовой области спектра. Уже в 1964 г. Н. А. Козырев подтвердил результат предыдущих иссле­ дований, в то время как другие наблюдатели этого под­ тверждения до последнего времени еще не получили.

Здесь следует иметь в виду замечание В. К. Проко­ фьева о том, что спектр свечения ночного неба Венеры очень трудно однозначно интерпретировать, так как ат­ мосфера этой планеты имеет такой сложный химический состав, что свечение может быть вызвано ионизацией мо­ лекул не только азота, но и других газов (в частности, СОг и СО). Во всяком случае лабораторные эксперимен­ ты по протонной бомбардировке разных газов (азот, углекислый газ и др.) показывают, что при бомбардиров­ ке СОг протонами получается спектр, подобный получен­ ному для Венеры Н. А. Козыревым. К тому же, как заме­ чает дальше В. К. Прокофьев, Венера, согласно измере­ ниям американского космического аппарата «Маринер-2» (ноябрь 1962 г.), имеет слабое магнитное поле, благода­ ря чему ее атмосфера должна подвергаться интенсивной бомбардировке корпускулярными потоками Солнца. Сле­ довательно, определение количества азота в атмосфере Венеры — дело будущего.

Что касается самого факта свечения ночного неба Ве­ неры, то при фотографировании узкого серпа планеты иногда довольно хорошо видна неосвещенная часть дис­ ка в виде слабого сияния, которое вряд ли можно при­ писать одному лишь рассеиванию света в мощной атмо­ сфере Венеры. Одна из фотографий, полученных в 1954 г.

американским астрономом Слайфером (Обсерватория Ловелла), показана на рис. 11. Можно ожидать, что именно в период самой хорошей видимости «пепельного света» Венеры полосы излучения в ее спектре будут наи­ более интенсивными. По поводу свечения ночного неба Венеры приводим замечания Н. А. Козырева, сделанные им в июне 1964 г. на Рабочем совещании в Киеве. Спект­ ральные исследования показывают, что свечение ночного неба Венеры состоит из свечения нижних слоев атмосфе­ ры — равномерного по темному диску, и из свечения ио­ носферы, дающего узкое кольцо на краю диска.

Свечение нижних слоев более стабильное, чем свече­ ние ионосферы. Спектр первого надежно отождеств­ ляется со свечением формальдегида. Его яркость создает освещенность поверхности Венеры приблизительно такую же, как у нас при полной Луне (2 эрг!см2 сек). Скорее всего формальдегид и его свечение возникают в резуль­ тате окисления углеводородов, исходящих с поверхности или из недр Венеры.

Свечение ионосферы Венеры очень изменяется. После удачного снимка свечения 18 марта 1953 г. Н. А. Козыреву удалось снова получить его спектр только в мае 1964 г. Наблюдения же в мае — июне 1956 г., октябре 1959 г-, марте—апреле 1961 г. не обнаруживали ионосферного свечения. Даже в периоды самой большой яркости ионо­ сферы свечение, вероятно, в 5—10 раз слабее свечения нижних слоев атмосферы. Эти данные и визуальные на­ блюдения не показывают связи яркости ионосферного свечения Венеры с активностью Солнца.

В спектре ионосферы Венеры 18 февраля 1953 г. было обнаружено около 50 эмиссионных деталей.

Таким образом, мы можем предполагать, что атмо­ сфера Венеры состоит из азота (около 80%), углекисло­ го газа (15—20%), некоторого количества кислорода, во-

92

дяных паров, окиси углерода и других газов. В атмосфере планеты плавают кристаллики, природа которых пока еще неизвестна. По этому вопросу было проведено два исследования, результаты которых противоречат друг другу. Если американский ученый Синтон в 1961 г. полу­ чил спектр Венеры в области 1—4 мк и обнаружил поло­ сы поглощения, характерные для кристалликов льда, то советский астроном В. И. Мороз этих, присущих кри­ сталлам льда, полос в инфракрасной области (1,5—1,8 и 2,0—2,3 мк) в спектре Венеры не обнаружил (1962 г.).

Климат

Вопрос о температурном режиме на Венере очень сложный. До 1958 г., т. е. до начала радиоастрономиче­ ского наступления на Венеру, мы знали об этой планете очень мало, а о ее температурном режиме только то, что можно было добыть из радиометрических наблюдений. Ученые не знали ни поверхностной, ни атмосферной тем­ пературы Венеры, но когда, наконец, попытались полу­ чить эти данные при помощи радиотелескопов, то оказа­ лось, что результаты измерений совсем не соответствуют популярным предположениям относительно строения и свойств атмосферы планеты (табл. 8).

( + 330° С), в то время как измерения инфракрасного из­ лучения дают в среднем 40° С, а радионаблюдения на миллиметровых волнах — около 130° С (табл. 8). Благо­ даря тому, что все приведенные данные являются вполне реальными, теперь любая точка зрения о строении и тем­ пературном режиме атмосферы Венеры, как и о темпера-

93

турных условиях на ее поверхности, должна объяснять все эти наблюдаемые факты.

Венера хорошо отражает солнечный свет видимой ближней инфракрасной области спектра. В целом около 70% падающей энергии уходит в мировое пространство.

94

Поэтому, хотя планета н находится недалеко (безуслов­ но, в астрономических масштабах) от Солнца, нагревает­ ся она все же слабо. Это обусловлено довольно плотной атмосферой, препятствующей поступлению тепла к по­ верхности Венеры. Ряд астрономов, в том числе и Н. А. Козырев, предполагают, что температура поверх­ ности Венеры составляет около 30°С (при разных пред­ положениях о состоянии нижних слоев атмосферы).

Температура верхних атмосферных слоев была изме­ рена непосредственно при помощи термопары, помещен­ ной. в фокусе телескопа. Еще в 30-х годах американцы Петтит и Никольсон установили, что измеренная таким образом «инфракрасная» температура Венеры как на освещенной, так и на терминаторной части диска прак­ тически одинакова и близка к —40° С (разница темпера­ тур не превышает 5—10°). Этот результат можно объяс­ нить тем, что в обоих случаях мы измеряем «тепло», идущее от облачного покрова, расположенного на высоте около 30 км. Во всяком случае на основании этих изме-' рений преждевременно делать заключение о том, что тут мы имеем дело с поверхностью планеты или с нижними слоями атмосферы и что период суточного вращения Ве­ неры очень большой. Хотя этот вывод и напрашивается, ибо при медленном вращении температуры светлой и темной сторон диска (если это поверхность или нижний слой атмосферы) были бы существенно разными.

Расстояние Венеры от Земли значительно изменяется, что вызывает очень большие изменения в интенсивности радиоизлучения. Поэтому до последнего времени боль­ шинство радионаблюдений проводили на расстоянии, не превышающем половины марсианского. Лишь в 1962 г. американскому ученому Дрейку удалось провести серию наблюдений во время так называемого верхнего со­ единения Венеры, т. е. при наибольшем ее удалении

95