Что мы знаем о Вселенной

Венера

Венера - ближайшая к Земле планета Солнечной системы. Ее орбита лежит внутри орбиты Земли, и кратчайшее расстояние между ними 39 млн. км. Период обращения Венеры вокруг Солнца равен 225 сут. По размерам Венера почти такая же, как земной шар. Ее линейный диаметр равен 12100 км. Но на расстоянии даже "всего" 39 млн. км видимый угловой диаметр ее оказывается около 1' дуги. Поэтому только люди с очень острым зрением могут видеть Венеру не как точку, а как маленький серпик, изменяющий свои фазы. В телескоп этот серп виден хорошо, но поверхность планеты всегда скрыта облаками. Облака плавают в газовой оболочке Венеры, открытой М. В. Ломоносовым в 1761 г. Атмосфера Венеры резко отличается по химическому составу от земной и совершенно непригодна для дыхания. По данным спектральных исследований, она состоит из углекислого газа СО₂ с неббльшой примесью окиси углерода СО и содержит НС1 и HF, водные растворы которых известны под названием срляной кислоты и фтористоводородной кислоты. На Земле эти ядовитые соединения встречаются в природных условиях только в составе продуктов вулканических извержений.

Астрономическая спектроскопия, как правило, не дает возможности обнаружить в атмосферах планет инертные, или "благородные", газы и азот, даже если они там присутствуют. Не могли определить и точную величину атмосферного давления у поверхности планеты. Чтобы получить надежную научную информацию, нужно было провести измерения непосредственно на Венере. В октябре 1967 г. с борта советской автоматической межпланетной станции "Венера-4" во время плавного снижения спускаемого аппарата в атмосфере Венеры впервые была передана на Землю научная информация. Следующим этапом были полеты станций "Венера-5" и "Венера-6". Приборы показали, что атмосфера "утренней звезды" состоит приблизительно на 97% из углекислого газа, на долю азота приходится не более 2%, а кислорода - не более 0,1 %.

серп Венеры

В глубоких слоях атмосферы Венеры спускаемые аппараты подверглись действию высокой температуры и высокого давления. Передача телеметрической информации прервалась на высоте около 20 км при давлении 2,7 МПа (27 атм) и температуре 325°С. 1 [Изучение атмосферы вплоть до самого "дна" и проведение измерений непосредственно на поверхности Венеры впервые осуществила советская автоматическая станция "Венера-7". Чтобы приборы спускаемого аппарата не успели перегреться до вхождения в еще не исследованные самые нижние слои атмосферы, программа спуска была изменена. Верхнюю и среднюю части пути в атмосфере планеты "Венера-7" прошла значительно быстрее благодаря изменениям в конструкции парашютной системы. После того как аппарат совершил посадку, сигналы с него продолжали поступать еще в течение 23 мин. Во время спуска и после посадки передавалась информация о температуре окружающей среды. По мере снижения температура постепенно возрастала, на поверхности она составила 475±20°С при давлении 9±1,5МПа (90±15 атм). Все эти измерения были проведены на ночной стороне Венеры.

По данным наземных радиоастрономических измерений, температуры ночного и дневного полушарий Венеры почти одинаковы. Неожиданным оказалось отсутствие значительной разницы в температуре поверхности экваториальных и полярных областей. Причиной этого могут быть интенсивные процессы переноса тепла в толстой и плотной атмосфере. Температура облачного покрова значительно ниже и составляет около -40°С. Химический состав частиц, образующих облака Венеры, не установлен.

Из-за сплошной облачности на Венере определить период осевого вращения планеты оптическими методами не удалось. Его определили только радиолокационным методом. Один полный оборот Венеры по отношению к звездам равен 243 сут. Ось вращения Венеры направлена почти в точности к полюсу орбиты; по различным определениям, наклон экватора к плоскости орбиты у Венеры составляет 2-4°. Суточное вращение Венеры происходит не в прямом, а в обратном направлении, т. е. в направлении, противоположном движению. Планеты по орбите вокруг Солнца. Солнечные сутки на поверхности Венеры почти в 117 раз длиннее наших.

Используя луч радиолокатора, который проникает сквозь облака, предприняли несколько попыток построить карту поверхности Венеры. Задача далеко не проста: нельзя направить радиоимпульс только на отдельный участок поверхности Венеры, угловой диаметр которой при наблюдениях с Земли меньше, чем ширина радиолокационного луча. Тем не менее остроумная методика позволяет рассортировать отраженный сигнал на отдельные части, принадлежащие разным участкам планеты. Для этого используют разделение каждого радиоэха на отдельные "порции", различающиеся между собой по времени возвращения на Землю. Прежде всего отраженный радиоимпульс приходит к нам от ближайших частей поверхности шара Венеры - от центра ее диска, это начальная часть записи радиоэха на графике, где слева направо идет шкала времени, а снизу вверх отмечается мощность сигнала. Заключительная часть записи радиоэха принадлежит, очевидно, самым краям диска планеты как наиболее удаленным частям ее полушария, обращенного к нам в момент наблюдений. Все промежуточные части радиоэха принадлежат отдельным кольцевым зонам на поверхности Венеры, удаленным от центра диска на разное расстояние, пропорционально времени задержки от начала до соответствующей части радиоэха.

Можно отделить одну от другой и те части радиоэха, которые имеют одно и то же время задержки и принадлежат одной и той же кольцевой зоне на планете, но разным ее участкам. Для этого разделение по времени задержки дополняют разделением по величине доплеровского смещения длины волны. Разбивая запись радиоэха на части по шкале длин волн, мы тем самым делим диск планеты на участки по величине скорости их собственного движения вдояь луча радиолокатора. Другими словами, мы выделяем на диске планеты узкие полоски, параллельные оси ее суточного вращения. Комбинация отбора по двум признакам - по времени задержки и по длине волны - позволяет выделить часть радиоэха, принадлежащую пересечению соответствующей полоски с соответствующей кольцевой зоной. При этом выделяются не одна, а две маленькие площадки. Остается неопределенность: которой из этих двух площадок на планете принадлежит большая доля выделенной таким способом части радиоэха? Разрешить эту неопределенность позволило применение так называемого радиоинтерферометра (два радиотелескопа, удаленных друг от друга на значительное расстояние и работающих как один инструмент).

Таким сложным способом была построена радиолокационная карта Венеры (см. стр. 93). Это карта расположения областей с различным коэффициентом отражения радиоволн с длиной волны 3,8 см. Авторы эксперимента считают: природа аномально ярких районов свидетельствует скорее всего о том, что яркие области имеют более неровную структуру, чем темные, и менее вероятно, что причина различия яркости заключается в различиях материала поверхности или в разности их уровней, приводящей к неодинаковому поглощению радиоволн в газовой оболочке Венеры.

перейти к началу страницы