параллельных полос, но и они, безусловно, не связаны с твердой поверхностью. Что скрывается под облачным слоем Венеры, как высоко расположен облачный слой над ее поверхностью, какова температура поверхности и давление атмосферы? Только недавно мы получили ответ на эти вопросы. Даже период вращения Венеры до последнего времени не был известен. Проще всего можно определить период вращения планеты по измерению скорости видимого перемещения деталей, наблюдаемых на диске. Движение деталей, наблюдаемых на ультрафиолетовых фотографиях Венеры, дает период вращения около четырех земных суток, т. е. намного меньше периода обращения вокруг Солнца (около 225 суток). Однако в ультрафиолетовых лучах мы наблюдаем облака, плавающие в довольно высоких слоях атмосферы, и эти облака могут иметь систематические движения, связанные с циркуляцией атмосферы. Скорость вращения твердого тела Венеры уверенно можно определить только радиолокацией. Впервые радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957 г. Сначала радиолокационные импульсы посылались на Венеру с целью измерения расстояния для уточнения астрономической единицы. В последние годы в США и СССР стали исследовать размытие отраженного импульса по частоте («спектр отраженного импульса») и затягивание во времени. Размытие по частоте объясняется вращением планеты (эффект Доплера), затягивание во времени – различным расстоянием до центра и краев диска. Эти исследования проводились главным образом на радиоволнах дециметрового диапазона и показали, что период вращения составляет 243,2 земных суток, причем направление вращения обратно направлению орбитального движения. Ось приблизительно перпендикулярна к плоскости орбиты и, следовательно, на Венере отсутствует явление смены времен года. По-видимому, на планете есть участки, лучше отражающие радиоволны, чем остальная часть ее поверхности, что сказывается на спектре отраженного импульса: он содержит минимумы и максимумы, частота которых медленно изменяется из-за вращения планеты По скорости этого изменения определяется период вращения. Период вращения, определенный из радиолокационных экспериментов, дает скорость вращения твердого тела планеты, так как дециметровые радиоволны должны свободно проходить сквозь облачный слой. Период, найденный по ультрафиолетовым фотографиям, определяется, видимо, систематическими движениями облаков в относительно высоких слоях атмосферы. Поскольку периоды вращения (243 суток) и обращения (225 суток) близки по величине, а направление противоположно, то за один оборот вокруг Солнца на Венере наблюдаются два восхода и два захода Солнца, т.е. длительность солнечных суток на Венере составляет земных 117 суток. Вращение Венеры обладает еще одной очень интересной особенностью. Скорость его как раз такова, что во время нижнего соединения Венера обращена к Земле все время одной и той же стороной. Причины такой согласованности между вращением Венеры и орбитальным движением Земли пока не ясны. Радиолокация позволила определить радиус твердой поверхности Венеры. Он равен 6050 км с точностью порядка нескольких километров. С помощью радиолокации получались также изображения поверхности Венеры с разрешением от нескольких сотен до нескольких километров. При этом были обнаружены кратеры, похожие на лунные и марсианские, но гораздо более сглаженные. В экваториальном поясе относительная высота различных участков поверхности не превышает 2 км.

В октябре 1975 г. спускаемые аппараты АМС «Венера-9» и «Венера-10» совершили мягкую посадку на поверхность планеты и передали на Землю изображение места посадки (рис. 166). Это были первые в мире фотографии, переданные с поверхности другой планеты. Изображение получалось в видимых лучах с помощью телефотометра – системы, по принципу действия напоминающей механическое телевидение. Мы видим на рис. 166, что место посадки «Венеры-9» представляет собой россыпь довольно крупных камней. Возраст поверхности такого типа не может быть большим (106-107 лет) и, следовательно, Венера является геологически активной планетой. На АМС «Венера-8», «Венера-9» и «Венера-10» были установлены приборы для измерения плотности поверхностных пород и содержания в них естественных радиоактивных элементов. В местах посадки «Венеры-9» и «Венеры-10» плотность близка к 2,8 а/см3, а по уровню содержания радиоактивных элементов можно заключить, что эти породы близки по составу к базальтам – наиболее широко распространенным изверженным породам земной коры. Перейдем к характеристикам венерианской атмосферы. Спектроскопические наблюдения показали, что в атмосфере Венеры присутствует СО2 , а также некоторые другие газы (Н2О, СО, НСl, HF), но в гораздо меньших количествах, чем СО2 . На рис. 167 показан участок спектра Венеры с полосой СО2 (напомним, что инфракрасные спектры молекул состоят из полос – групп линий, расположенных в определенной закономерности). Несмотря на большое количество спектроскопических данных, было невозможно определить полное содержание СО2 в атмосфере Венеры из-за присутствия мощного облачного слоя. Оценки процентного содержания СО2 тоже были весьма неточны. До полетов советских АМС предполагали, по аналогии с Землей, что в атмосфере Венеры много азота. Прямые измерения на советских АМС «Венера-4, 5, 6» показали, что содержание СО2 в атмосфере Венеры около 97%, а количество азота не превышает 2%. Содержание Н2О в глубоких слоях атмосферы составляет около 0,1% (по данным «Венеры-9 и 10»). Заметим, что это очень малая величина в сравнении с количеством воды на Земле. На Венере нет океанов, и вся вода, выделившаяся в течение геологической истории планеты, должна быть в атмосфере.

Советские АМС «Венера-4» – «Венера-10» измерили давление, температуру и плотность в нижних слоях атмосферы планеты. На рис. 168 показана зависимость давления и температуры от высоты, полученная в этих экспериментах. Станции «Венера-7», «Венера-8», «Венера-9» и «Венера-10» измеряли основные параметры атмосферы и передавали их на Землю вплоть до посадки на поверхность планеты и продолжали работать некоторое время после посадки. В результате работы этих станций установлено, что температура на поверхности Венеры составляет около 750°К, а давление близко к 100 атм. Изучение Венеры космическими средствами проводится не только с помощью спускаемых аппаратов. Космический аппарат «Венера-4», после отделения спускаемого отсека, использовался для исследований верхней атмосферы при помощи ультрафиолетового фотометра с пролетной траектории. Американские космические аппараты «Маринер-5» и «Маринер-10» также исследовали Венеру с пролетной траектории. Однако гораздо

более полные данные путем изучения планеты из космоса с близкого расстояния позволяют получить искусственные спутники, выведенные на орбиту вокруг этой планеты. Первыми искусственными спутниками Венеры стали орбитальные аппараты «Венера-9» и «Венера-10», выведенные на околопланетную орбиту после отделения спускаемых аппаратов. Они оснащены набором аппаратуры для исследования атмосферы, облачного слоя и взаимодействия солнечного ветра с планетой. Просвечивание атмосферы радиоволнами с американских пролетных и советских орбитальных аппаратов позволило получить данные о высотной зависимости плотности и температуры атмосферы между уровнями 0,001 и 5 атм. При этих наблюдениях параметры атмосферы определялись по сдвигу фазы радиоволн (проходящих сквозь атмосферу планеты), вызванному их преломлением. Высокая температура поверхности, большое атмосферное давление и большое относительное содержание СO2 – факты, видимо, связанные между собой. Высокая температура способствует превращению карбонатных пород в силикатные, с выделением СО2 . На земле CO2 связывается и переходит в осадочные породы в результате действия биосферы, которая на Венере, конечно, отсутствует. С другой стороны, большое содержание СО2 способствует разогреву венерианской поверхности и нижних слоев атмосферы.

Вывод о высокой температуре в нижних слоях венерианской атмосферы был получен еще по результатам наземных астрономических исследований, хотя измерения на АМС существенно уточнили наши представления. На рис. 169 представлен спектр радиоизлучения Венеры, полученный по многочисленным измерениям с помощью наземных радиотелескопов. По оси ординат дана яркостная температура (температура абсолютно черного тела, монохроматическая яркость которого равна измеренной яркости реального источника). В диапазоне от 3 до 20 см она достигает 600-700 °К. Атмосфера Венеры прозрачна для этих частот, и здесь измерялось непосредственно тепловое излучение поверхности. Когда это было обнаружено, вначале делались попытки объяснить наблюдения по-иному (астрономы не ожидали такой высокой температуры на Венере), но попытки эти оказались несостоятельными. Исследования Венеры с помощью космических аппаратов – это один из немногих случаев, когда удалось проверить прямыми измерениями выводы астрономических наблюдений, причем выводы смелые и необычные. Уменьшение яркостной температуры на сантиметровых волнах объясняется поглощением в углекислом газе, которое возрастает с уменьшением длины волны. Так как коэффициент излучения пропорционален коэффициенту поглощения, то на коротких волнах атмосфера сама является источником излу-чения. Чем короче длина волны (и соответственно больше коэффициент поглощения), тем выше эффективный уровень в атмосфере, который испускает наблюдаемое излучение. В инфракрасном диапазоне (от примерно 5 до 100 микрон) излучают венерианские облака, имеющие температуру около 235-240 °К на верхней границе.

На рис. 170 показано, с каких уровней атмосферы Венеры идет излучение в различных диапазонах. Интересно, что и радио– и инфракрасные температуры практически одинаковы на ночной и дневной стороне. Это объясняется очень медленной реакцией атмосферы на изменение режима освещения, связанной с ее большой массой, иными словами, с ее большой тепловой инерцией. Наиболее вероятная причина, вызывающая разогрев поверхности Венеры, – это парниковый эффект, который возникает при выполнении двух условий: а) атмосфера достаточно прозрачна для солнечного излучения; б) атмосфера в высокой степени непрозрачна для теплового излучения поверхности (максимум в инфракрасной области). Направленный вверх поток тепла, идущий от поверхности и проходящий через атмосферные слои с низкой лучистой теплопроводностью, приводит к возникновению большого перепада температур в тропосфере. Условие (б) обеспечивается составом атмосферы: CO2 с небольшой примесью Н2О сильно поглощает инфракрасное излучение. Относительно условия (а) были большие сомнения до самого последнего времени, пока «Венера-9» и «Венера-10» не измерили освещенность у поверхности. Эти измерения показали, что 5-10% солнечной энергии достигает поверхности планеты в виде излучения, рассеянного облаками. Не нужно думать, что все проблемы строения атмосферы Венеры полностью решены. Многое еще не ясно, еще на многие вопросы предстоит ответить, и решаться они будут комплексными методами с использованием средств и космической техники, и наземной астрономии. Не ясна, например, природа облачного слоя Венеры. Высказывались разные предположения о его составе. В последнее время серьезно рассматривается гипотеза, предполагающая, что облачный слой Венеры состоит в верхней части из капель концентрированного раствора серной кислоты. Оптические свойства облачного слоя Венеры (зависимость коэффициента преломления и коэффициента поглощения от длины волны) очень хорошо согласуются с этой гипотезой. Исследования на спускаемых и орбитальных аппаратах «Венера-9» и «Bенера-10» существенно уточнили представления о структуре облачного слоя. Наиболее плотный слой облаков простирается на высоте от 50 до 65 км, ниже, от 50 до 35 км, плотность в несколько раз падает, еще ниже атмосфера ослабляет солнечное излучение главным образом за счет рэлеевского рассеяния в СO2. При этом даже наиболее плотный верхний ярус облаков (50-65 км) по своим оптическим свойствам скорее ближе к разреженному туману, чем к облакам в земном смысле слова. Дальность видимости здесь достигает нескольких километров. В заключение необходимо сказать несколько слов о магнитосфере и ионосфере Венеры. Магнитометры, установленные на советских и американских космических аппаратах, показали, что планета Венера практически не обладает магнитным полем, оно по крайней мере в 3000 раз слабее земного. Однако Венера создает возмущения в межпланетном магнитном поле, связанном с солнечным ветром; она рассекает солнечный ветер, образуя при своем орбитальном движении характерный конус ударной волны. Это взаимодействие имеет место благодаря наличию электрических зарядов в верхней атмосфере планеты, иными словами, ионосферы. Венера очень близка по массе и размерам к Земле. Предполагается, что и внутренне строение у нее примерно такое же: имеется кора, мантия, жидкое ядро. Отсутствие магнитного поля у Венеры представляется, в связи с этим, несколько загадочным. Возможно, характер гидродинамических движений в ядре зависит от скорости вращения планеты, и при таком медленном вращении, как у Венеры, поле не возникает. Из-за того, что ионосфера Венеры не защищена магнитным полем, солнечный ветер проникает в относительно плотные слои атмосферы планеты. В результате на дневной стороне Венеры образуется узкий ионосферный слой с концентрацией около 105 см –3 в максимуме. На ночной стороне электронная концентрация меньше. Высота этого слоя около 100 км. Верхние слои земной атмосферы (выше 100 км) нагреты солнечным ультрафиолетовым излучением до температуры 1000-1500 °К. Атмосфера Венеры на такой высоте значительно холоднее – ее температура 400-500°К. Это различие вызвано тем, что в верхних слоях атмосферы Венеры молекулы СO2 не диссоциированы, а они являются хорошими излучателями в области спектра около 15 мк, и их присутствие приводит к охлаждению верхней атмосферы. Самые верхние слои атмосферы Венеры (выше 500 км) состоят из атомарного водорода, аналогично самой внешней части земной атмосферы. Это было установлено по измерениям интенсивности резонансного рассеяния солнечной линии водорода 1215

Е, проведенного с помощью ультрафиолетовых фотометров, установленных на борту советских и американских космических аппаратов. Спутников Венера не имеет.

§ 136. Марс. Общие вопросы строения планет земной группы

Марс, четвертая из планет земной группы, примерно вдвое меньше Земли по размерам (экваториальный радиус 3394 км) и в девять раз меньше по массе. Ускорение силы тяжести на поверхности планеты равно 376 см/сек2. Угловой диаметр Марса во время великих противостояний 25», во время афелийных 14». На поверхности Марса наблюдаются устойчивые детали, что позволило определить период его вращения с очень большой точностью: 24h 37m 22s,6. Экватор планеты наклонен к плоскости ее орбиты на 24° 56', почти так же, как и у Земли. Поэтому на Марсе наблюдается смена времен года, очень похожая на земную, с той лишь разницей, что лето в южном полушарии Марса жарче и короче, чем в северном, так как оно наступает вблизи прохождения планетой своего перигелия. Марсианский год длится 687 земных суток.

Детали, наблюдаемые в телескоп на диске Марса (рис. 171), можно классифицировать следующим образом: 1. Яркие области, или материки, занимающие 2/3 диска. Они представляют собой однородные светлые поля оранжево-красноватого цвета. 2. Полярные шапки – белые пятна, образующиеся вокруг полюсов осенью и исчезающие в начале лета. Это самые заметные детали. В середине зимы полярные шапки занимают поверхность до 50° по широте. Летом северная полярная шапка исчезает целиком, от южной сохраняется небольшой остаток. Сквозь синие светофильтры полярные шапки выделяются очень контрастно. 3. Темные области (или моря), занимающие 1/3 Диска. Они видны на фоне светлых областей в виде пятен, различных по величине и форме. Изолированные темные области небольших размеров называются озерами или оазисами. Вдаваясь в материки, моря образуют заливы. И материки и моря имеют красноватый цвет. Отношение яркости материков и морей максимально в красной и инфракрасной области (до 50% для самых темных морей), в желтых и зеленых лучах оно меньше, в синих на диске Марса моря вообще не различаются. Темные области наряду с полярными шапками участвуют в цикле периодических сезонных изменений. Зимой темные области