Атмосфера Венеры — Сайт о науке

    Первые сведения о физических характеристиках атмосферы Венеры были получены в 20-х годах с помощью телескопов с инфракрасными радиометрами.
Несмотря на довольно примитивный уровень тогдашней инфракрасной техники, удалось правильно оценить температуру верхней границы облаков (примерно 230 К) и сделать верный
вывод, что на ночной стороне планеты она примерно такая же, как на дневной. Мы теперь знаем: причина этого — в огромной массе и, следовательно, тепловой инерции
атмосферы Венеры.

    Следующим важным шагом было открытие полос поглощения углекислого газа (СO

₂

) в спектре Венеры (У. Адамс и Т. Данем; США, 1932 г.).
В то время нельзя было еще определить, является ли СO

₂

главной составляющей атмосферы.

    Третий шаг — это открытие теплового радиоизлучения планеты, которое показало: ее поверхность и нижние слои атмосферы — очень горячие.
Первоначально имелись сомнения в правильности интерпретации измерений, они окончательно были развеяны после полета «Венеры-4» (1967 г.), когда советская автоматическая
межпланетная станция впервые послала на Землю сигналы с другой планеты. С этого времени начался новый этап в исследовании Венеры — изучение ее с помощью космических
аппаратов. Предшественником «Венеры-4» был американский «Маринер-2», пролетевший в 1962 году на расстоянии 35 000 км от планеты, однако он мало что рассказал нового
об ее атмосфере; заря космической эры тогда еще только занималась, автоматические межпланетные станции пока «учились летать».

    За «Венерой-4» последовали «Венера-5», «Венера-6» (1969 г.), «Венера-7» (1970 г.), «Венера-8» (1972 г.). Исследования, проведенные на
этих космических аппаратах, позволили твердо установить следующие основные характеристики атмосферы Венеры:

    1) основные составляющие атмосферы — это углекислый газ и азот;

2) давление у поверхности — около 90 атм;

3) температура атмосферы вблизи поверхности — около 735К и с ростом высоты до уровня Н=55 км уменьшается почти по линейному закону.

    Таким образом, выяснилось: несмотря на то, что Земля и Венера очень близки по основным планетарным характеристикам, атмосфера Венеры совсем
не похожа на земную.

Как же случилось, что две почти одинаковые планеты обладают такими разными атмосферами? Почему у Земли есть гидросфера, а Венера — почти
безводная? Вопросы эти имеют не только теоретическое, но и практическое значение. Атмосфера планеты тонко реагирует на внешние воздействия, и надо хорошо изучить
закономерности этих изменений, чтобы не только узнать прошлое планеты, но и уметь прогнозировать ее будущее.

Возможности первых автоматических станций «Венера» не удовлетворили требования ученых: не хватало места для размещения сложных приборов,
слишком мало передавалось информации. С 1975 года вступили в строй станции второго поколения — начиная с «Венеры-9» и завершая «Вегой-2». Программа имела комплексный
характер: исследовались не только атмосфера, но и поверхность планеты, а также зона взаимодействия Венеры с солнечным ветром. Остановимся на результатах изучения
атмосферы планеты, проведенного космическими аппаратами «Венера-15, -16», «Вега-1, -2».

Основные направления исследований

    В атмосфере все взаимосвязано. Например, химический состав нижней атмосферы зависит от того, какие газы могут «убегать» из ее верхней
атмосферы в результате термической диссипации. Плотность и химический состав частиц в облаках зависят от присутствия в атмосфере газовых составляющих, способных
конденсироваться. Таких составляющих может быть очень мало — сотые и тысячные доли процента,- но этого оказывается достаточно для образования частиц. Малые составляющие
способны повысить температуру атмосферы на сотни градусов, если они сильно поглощают излучение в инфракрасной области спектра. Скорость и направление ветра зависят от
разности температур в различных областях планеты, однако эти разности в свою очередь сглаживаются атмосферными движениями. Понять, как устроена и «работает» конкретная
атмосферная «машина», можно только на основании комплексных исследований, куда входят:

    определение химического состава атмосферных газов (причем нужна информация и о малых составляющих);

изучение термической структуры атмосферы (то есть температура на разных высотах);

изучение теплового баланса атмосферы (количественных характеристик поглощения солнечного излучения и теплового излучения планеты, в которое
переходит энергия поглощенной солнечной радиации);

исследование химического состава и свойств аэрозольной составляющей облаков (распределение частиц по размерам, их концентрации и т. д.).

    Учитывая, что все эти характеристики, вообще говоря,- функции трех пространственных координат и времени, понятно: их детальное изучение
невозможно в отдельных, разовых экспериментах, а требует длительных циклов исследований с применением сложного оборудования.

Посадочный аппарат, спутник, аэростат

    На этих трех «китах» «держатся» современные методы исследования атмосферы Венеры. Собственно, третий — это еще не «кит», а «китенок»:
аэростат в атмосфере Венеры — новшество, которое пришло только с «Вегой-1» и «Вегой-2».

    Посадочный аппарат позволяет проводить прямые измерения на трассе спуска, когда используется непосредственный контакт с веществом атмосферы.
Технические характеристики реальных посадочных аппаратов обеспечивали такую возможность начиная с высоты примерно 63-64 км и до поверхности. Зондирование атмосферы с
помощью посадочного аппарата дает, конечно, очень подробную информацию, но только в одной точке планеты. На посадочных аппаратах «Веги-1» и «Веги-2» проводились
эксперименты по определению газового состава атмосферы, химического состава аэрозольных частиц, их концентрации, вертикального распределения температуры в атмосфере.

    На искусственном спутнике планеты устанавливаются приборы для дистанционного зондирования атмосферы. Имеется два способа такого зондирования:
пассивный, основанный на анализе излучения планеты, и активный — радиопросвечивание. Главной задачей искусственных спутников «Венера-15» и «Венера-16», выведенных на
орбиту вокруг планеты в октябре 1983 года, было радиолокационное картирование ее поверхности. Но на этих спутниках работал также весьма совершенный прибор для
дистанционного зондирования — инфракрасный спектрометр, с помощью которого было получено около 1500 спектров излучения планеты в диапазоне от 6 до 40 мкм, спектров,
относящихся к разным широтам и долготам. По каждому такому спектру, как по книге, можно «прочитать» вертикальное распределение температуры в атмосфере
(на высотах 60-100 км), профиль содержания частиц в верхнем облачном слое, долю водяного пара в атмосфере (на высоте около 60 км). Однако глубже 60 км инфракрасный
«глаз» заглянуть в атмосферу не может из-за ее непрозрачности. Эксперимент по инфракрасной спектрометрии на «Венере-15, -16» проводился под руководством В.И. Мороза и
Д. Эртеля (ГДР).

    При радиопросвечивании удается проникнуть в атмосферу глубже — до 35-40 км. Метод состоит в регистрации на Земле фазы и мощности радиосигнала
космического аппарата, когда край планеты оказывается вблизи линии «аппарат — Земля» (вход в зону «радиозатмения» или выход из нее). Рефракция в атмосфере сдвигает
фазу и уменьшает мощность радиосигнала. Интересно, что при прохождении ионосферы тоже возникает рефракционный сдвиг фазы (но в другую сторону).

    Пользуясь этой методикой, две группы специалистов Института радиоэлектроники АН СССР получили множество профилей температуры и давления
нижней атмосферы (группа О. И. Яковлева) и электронной концентрации в ионосфере (Н. А. Савич и др.).

    Самая сложная миссия выпала на долю космических аппаратов «Вега-1» и «Вега-2». Научным руководителем исследований был академик Р. 3. Сагдеев,
член-корреспондент АН СССР В. Л. Барсуков возглавлял научную программу исследований, проводимых венерианскими посадочными аппаратами.

    15 и 21 декабря 1984 года «Вега-1» и «Вега-2» стартовали с космодрома Байконур и взяли курс на Венеру. За двое суток до подлета к планете
от космических станций отделились спускаемые аппараты, которые затем вошли в ее атмосферу (11 и 15 июня 1985 года соответственно), а сами автоматические межпланетные
станции после траекторной коррекции направились в область восходящего узла орбиты кометы Галлея.

    Спускаемые аппараты состояли из двух частей: «классический» посадочный аппарат и аэростатный зонд — совершенно новое средство исследования
атмосферы Венеры. Аэростатный зонд, плавающий на той или иной высоте, перемещается со скоростью ветра и позволяет получить горизонтальный профиль (разрез)
метеорологических характеристик атмосферы — в отличие от посадочного аппарата, дающего вертикальный профиль. Аэростатные зонды космических аппаратов «Вега-1» и
«Вега-2» отделились от посадочных аппаратов на высоте около 65 км. После торможения с помощью парашютной системы развернулась и наполнилась гелием оболочка.
Потом парашют и система наполнения отделились, балласт сбросился и аэростат вышел на заданную высоту дрейфа. Диаметр оболочки аэростата — 3,4 м, общий вес
зонда — 21,2 кг (из них 12,5 кг приходится на оболочку со всеми соединениями, 2 кг — на гелий и 6,7 кг — на приборную гондолу). Гондола имела цилиндрическую форму
(длина около 1,2 м) и подвешена на 13-метровой стропе.

    Посадка спускаемых аппаратов и ввод аэростатных зондов были произведены вблизи экватора: широты места посадки — 8° С в случае «Веги-1»
и 8° Ю в случае «Веги-2». Местное время на Венере вблизи мест посадки было около полуночи. Заметим, что детальные исследования ночной атмосферы Венеры проведены
впервые.

    Метеорологический комплекс аэростатного зонда включал датчики давления, температуры, вертикальной скорости ветра, оптической плотности
0облаков (нефелометр) и освещенности.

    Выходная мощность передатчика — всего 4,5 вт, радиосигналы передавались на длине волны около 18 см. Дело в том, что именно на такой длине
волны работают многие крупные радиотелескопы, объединенные в систему межконтинентального интерферометра со сверхдлинной базой. Это — длина волны мазерного излучения
межзвездных молекул гидроксила (ОН), образующих компактные источники радиоизлучения, связанные с областями активного звездообразования. Межконтинентальные
интерферометры измеряют положение и распределение яркости в таких источниках с угловым разрешением до 0,001″ (в тысячи раз точнее, чем наземные оптические телескопы).
На расстоянии 1 а.е. это соответствует линейному разрешению около 1 км. Вот такие межконтинентальные интерферометрические системы и были использованы для приема
сигналов от аэростатных зондов. Подобные системы позволили с высокой точностью определить траекторию аэростатов в атмосфере Венеры. Данные, полученные по доплеровским
смещениям частоты сигнала, которые дали скорость движения аэростатов. Согласно им, аэростат «Вега-1» прошел по трассе длиной 11 500 км, а «Вега-2» — около 11 000 км.
Оба они проработали по 46 часов, это время ограничивалось емкостью электрических батарей.

    Для приема сигналов от аэростатов были организованы две интерферометрические сети — советская и международная (6 и 12 радиотелескопов
соответственно). Научным руководителем всего аэростатного комплекса был академик Р. 3. Сагдеев, а отдельные аэростатные эксперименты возглавляли В. М. Линкин,
В. В. Кержанович, Ж. Бламон (Франция). Французское космическое агентство координировало работу международной интерферометрической сети. Несмотря на то, что
американское правительство официально не сотрудничало с СССР в космических исследованиях, американские ученые проявили большой интерес к проекту «Вега» и к аэростатному
эксперименту особенно. Они участвовали в приеме сигналов (в рамках международной сети) и в составе французской научной группы (так сказать, «под французской крышей»)
в разработке метеорологического комплекса на гондоле.

Химический состав атмосферы

    Главные компоненты атмосферы Венеры — это СO

₂

(≈96,5%) и N

₂

(≈3,5%). В список малых составляющих,
которые ранее были уверенно обнаружены в атмосфере Венеры, входят как инертные газы (Не, Nе, Аг, Кг), так и химически активные (Н

₂

O, СО, SO

₂

,
НО, HF). Имеются данные о присутствии Н

₂

, О

₂

, H

₂

S COS, Хе, но они менее надежны. Арсенал экспериментальных средств, использовавшихся
для исследования химического состава атмосферы Венеры, весьма внушителен — это оптическая спектрометрия (с Земли, со спутника с посадочного аппарата), масс-спектрометры,
газовые хроматографы, датчики с применением специфических газовых реакций.

    Водяной пар и двуокись серы (SО

₂

) представляют особенно большой интерес с точки зрения химии облачного слоя. Их содержание
является функцией высоты. Так, например, содержание водяного пара минимально на высотах 45-50 км (по разным измерениям от 0,02 до 0,2%). Измерения, проведенные с
помощью оптического спектрофотометра на «Венере-11, -12» (В. И. Мороз, Б. Е. Мошкин, А. П. Экономов и др.), показали, что около поверхности содержание водяного
пара в среднем ≈0,002%, а на высоте 58 км (по спектрам, полученным с фурье-спектрометром на «Венере-15») — около 0,003%. Новые измерения содержания Н

₂

O,
выполненные под руководством Ю. А. Суркова на посадочных аппаратах «Вега-1» и «Вега-2», качественно подтвердили существование максимума на высоте 45-50 км, однако
обнаружились значительные количественные расхождения с результатами более ранних спектрофотометрических экспериментов. Впрочем, на Венере, как это имеет место
и на Земле, могут быть значительные локально-временные вариации содержания Н

₂

O.

Вертикальные профили содержания Н2О и SО2 в атмосфере Венеры по данным разных экспериментов: 1 — инфракрасный фурье-спектрометр («Венера-15»); 2 — наземные спектроскопические наблюдения, полоса 0,82 мкм; 3 — спектрофотометрия на посадочных аппаратах «Венера-11, -12, -13, -14» (полосы 0,82 и 0,95 мкм); 4, 5, 6 — газовая хроматография на «Венере-12», зонде «Пионер» и «Венере-13» соответственно; 7 — электролитические датчики на «Венере-13, -14», «Веге-1, -2»; 8 — наземные наблюдения полос S02 в области 0,3 мкм (Э. Баркер); 9 — измерения полос SО2 в области 0,2-0,3 мкм с зонда «Пионер»; 10 — наземные наблюдения полос SО2 в области 0,3 мкм (интерпретация данных Э. Баркера в работе Л. В. Засовой и др.); 11 — фотометрия в области 0,36 мкм на «Венере-14»

ВЕГА-1 и ВЕГА-2

    Оптическая спектроскопия применялась и на посадочных аппаратах «Вега», но уже по-новому. Раньше (на «Венере-11, -12, -13, -14»)
регистрировался спектр солнечного излучения, «просочившегося» в глубокие слои атмосферы. На этот раз посадка производилась ночью, поэтому использовался искусственный
источник — ультрафиолетовая ксеноновая лампа. Ее лучи, проходя через кварцевое окно в стенке аппарата наружу, преодолевали в открытой атмосфере путь примерно 0,8 м и
возвращались сферическим зеркалом через то же окно внутрь аппарата, где они фокусировались на щель спектрометра. По мере того, как аппарат снижался, излучение
лампы все больше и больше ослаблялось атмосферным поглощением. Так впервые были исследованы поглощающие свойства атмосферы Венеры ниже 60 км в диапазоне от
2200 до 4000 А. Удалось обнаружить широкую полосу поглощения. Наиболее вероятно, что поглощающее вещество — это газообразная сера S

₈

. Если это так, то
ее содержание — около 0,001% на высоте примерно 40 км. (Научные руководители эксперимента — автор данной статьи и Ж.-Л. Берто, Франция).

Термометр и барометр — что может быть проще?

    Вопрос вполне справедлив, но почему-то с ответом долгое время были трудности. Датчики температуры и давления на «Венере-13, -14»
(1982 г.) реально мало чем отличались от датчиков «Венеры-8» (1972 г.). Уже давно были известны температура и давление на поверхности планеты, а также примерное
изменение этих параметров с высотой. Но точность измерений требовалось повысить.

    На борту космических аппаратов «Вега» были проведены прецизионные измерения температуры и давления. Для этих измерений использовались
термометры сопротивления и апароидные датчики давления. Эксперимент проводился под руководством В. М. Линкина (ИКИ АН СССР) в сотрудничестве с французскими учеными
(Ж. Бламон и др.)

    Результаты прямых измерений непосредственно смыкаются с определениями температурных профилей мезосферы, проведенными при помощи
инфракрасного спектрометра на «Венере-15». Анализируя совокупность данных, можно сформулировать общие выводы:

    на высотах от 0 до 90 км — систематические суточные вариации температуры очень малы — они не превышают нескольких градусов;

в тропосфере — ниже 55 км — изменение температуры близко к линейному; однако не везде оно адиабатическое;

ниже 40-45 км температура атмосферы не зависит от широты;

на высотах более 40-45 км наблюдается зависимость температуры от широты места, а на высотах 60-100 км качественный характер профилей
меняется с широтой: в области широт φ≤60° он монотонный, на высоких широтах обычно имеется инверсия (минимум температуры на высоте примерно 75 км) или изотермия;

на высотах более 55 км встречаются локально-временные вариации случайного характера с амплитудой до 10-15°.

    Отсутствие систематических суточных вариаций объясняется огромной тепловой инерцией нижней атмосферы. Стабильность разреженных мезосферных
слоев связана с тем, что энергия, которую они получают от нижней атмосферы за счет ее теплового излучения, существенно больше, чем прямой солнечный нагрев. А так как
эти нижние слои не испытывают суточных температурных изменений, то температура и мезосферных слоев стабильна.

Аэрозоль или попросту — мутная среда

    Давно уже астрономы пришли к убеждению: они не могут увидеть поверхность Венеры в телескоп из-за того, что планета окутана облачным
покровом. Строго говоря, и без облаков мы бы ничего не увидели: слишком велика газовая толща атмосферы, и одного только рэлеевского молекулярного рассеяния достаточно,
чтобы сделать детали на поверхности планеты почти неразличимыми.

    Но так или иначе облака на Венере существуют, они образуют сплошной облачный покров без разрывов. Лучше всего об этом «рассказывает»
инфракрасное излучение. Типичные яркостные температуры планеты в ИК-диапазоне — это 220-240 К (длина волны около 10 мкм) и 250-270 К (в максимуме длины волны около
28 мкм). Без плотной аэрозольной среды такие низкие яркостные температуры объяснить невозможно. Если собрать воедино все данные, то структура аэрозольной среды в
атмосфере планеты представляется таким образом:

    основной облачный слой имеет толщину около 20 км (с границами на высотах 65-70 и 45-50 км), в 1 см³ его содержится около
100 частиц диаметром порядка 1 мкм;

над основным слоем, вплоть до высоты примерно 90 км, находится очень разреженная (1-10 частиц в 1 см³) надоблачная дымка;

подоблачная дымка, тоже разреженная (примерно 1 см^-3), располагается ниже основного слоя — вплоть до высоты примерно 30 км.

    Даже в основном облачном слое оптическая видимость велика — несколько километров (по земным понятиям это скорее туман, но, как говорится, все
относительно). Положение нижней границы облачного слоя и оценка коэффициента рассеяния в глубине его были впервые найдены в нефелометрическом эксперименте на посадочных
аппаратах «Венера-9, -10» в 1975 году М. Я. Маровым и его сотрудниками. Детальная информация о распределении частиц по размерам может быть получена только применяя
аэрозольные спектрометры-оптические приборы, регистрирующие пролет индивидуальных частиц через малое поле зрения. Такой эксперимент был проведен до «Веги» всего
один раз — на американском зонде «Пионер» (1978 г.). На посадочных аппаратах «Вега-1» и «Вега-2» работали по 2 разных аэрозольных спектрометра. Результаты показали:
в местах посадки аппаратов подоблачная дымка значительно плотнее, а относительное количество крупных частиц в основном слое много меньше, чем там, где опустился
КА «Пионер».

    Что можно сказать о химическом составе частиц? В инфракрасных спектрах хорошо видны полосы серной кислоты в жидкой фазе. Это свидетельствует
о том, что верхняя часть облаков (до высоты, по крайней мере, порядка 60 км) содержит много частиц, состоящих из серной кислоты, или, может быть, только такие частицы.
Почти никаких данных о больших глубинах не было. В 1978 году на «Венере-12» Ю. А. Сурков и его сотрудники впервые провели на посадочном аппарате эксперимент по сбору
частиц и их анализу, используя рентгеновский флуоресцентный спектрометр. Сущность метода такова: исследуемое вещество облучается жестким излучением, которое возбуждает
глубокие электронные оболочки и заставляет их испускать рентгеновские кванты. Это так называемое характеристическое излучение, по спектру его можно идентифицировать
элементный состав «мишени». В результате эксперимента стало ясно, что частицы облаков Венеры содержат серу и хлор. С серой все вполне объяснимо (раз есть серная
кислота), но какому соединению приписать хлор — не ясно.

    Целая серия экспериментов по определению химического состава частиц была проведена на посадочных аппаратах «Вега-1 и -2».
Б. М. Андрейчиков, Л. М. Мухин и их сотрудники существенно модифицировали метод, использующий рентгеновский флуоресцентный спектрометр, и смогли получить хорошее
высотное разрешение. Результат оказался поразительным: есть сера, есть хлор, но они, похоже, образуют достаточно узкие слои, не совпадающие по высоте! Кроме серы
и хлора найден, по-видимому, и фосфор. Два других эксперимента были нацелены на прямое обнаружение серной кислоты в аэрозоле. Частицы собирались специальными фильтрами
и подвергались химической обработке, при которой H

₂

SO

₄

разлагается на SO

₂

и Н

₂

0. В одном из экспериментов продукты
разложения измерялись масс-спектрометром (Ю. А. Сурков и его французские коллеги — Г. Израэль и Р. Тома), в другом — газовым хроматографом (группа под руководством
Л. М. Мухина). Оба эксперимента показали: на высотах 47-63 км присутствует H

₂

SO

₄

в количестве около 1 мг/м

³

.

    Совокупность данных позволяет думать, что ниже 60 км имеются аэрозольные частицы, состоящие не только из серной кислоты, но и из
какого-то другого вещества, и, может быть, по массе их много больше, чем сернокислотных. Один из кандидатов — элементная сера.

Атмосферный парник

    Облака Венеры очень хорошо отражают солнечное излучение. Глобальная характеристика, определяющая среднюю отражательную способность
планеты,- ее сферическое альбедо А. У Венеры А=0,76, то есть примерно вдвое больше, чем у Земли. Доля солнечного излучения 1 — А поглощается планетой, нагревает ее.
Поток уходящего в космос теплового (инфракрасного) излучения должен быть точно сбалансирован поступающей энергией. В случае Венеры поток этого излучения такой же,
как от абсолютно черного тела с температурой 230 К (температура эквивалентного абсолютно черного тела называется эффективной температурой планеты).

    Однако как совместить малую величину эффективной температуры (230 К) с большой температурой поверхности (примерно 735 К)? Кажущееся
противоречие объясняется парниковым эффектом. Как известно, он состоит в том, что даже небольшое количество солнечного излучения, проникающего до поверхности,
может нагреть ее до высокой температуры. Проницаемость атмосферы для солнечного (или коротковолнового) излучения — это только одно из необходимых условий. Есть
и второе — атмосфера должна сильно поглощать свое собственное тепловое излучение (то есть длинноволновое). Определение химического состава атмосферных газов,
измерение потоков солнечного излучения, характеристик облаков показали, что оба условия выполняются не только качественно, но (по крайней мере в первом приближении)
и количественно: парниковый эффект-именно тот физический механизм, который ответствен за высокие температуры в нижних слоях атмосферы и на поверхности планеты.

Суперротация — вечный ураган

    Докторская диссертация члена-корреспон-дента АН СССР Г. С. Голицына — известного специалиста по атмосферной динамике — начиналась
фразой: «На планетах дуют ветры». Что правда, то правда, а в отношении Венеры это правда «в квадрате». Вся планета охвачена мощной зональной (то есть направленной
вдоль широты) циркуляцией. На высотах 60-70 км скорость ветра достигает 100 м/с. Движение облаков вблизи верхней границы создает впечатление, что планета быстро
вращается, делая 1 оборот за 4 суток, хотя (как показали радиолокационные измерения) твердое тело планеты имеет период вращения около 243 сут. По измерениям,
проведенным на посадочных аппаратах (В. В. Кержанович и другие) скорость ветра по мере приближения к поверхности планеты уменьшается и ниже 10 км она становится
всего порядка 1 м/с. Длительные аэростатные измерения скорости ветра (в экваториальных широтах они проводились на высоте порядка 54 км) показали, что в среднем
скорость ветра составляет около 70 м/с.

    Такая мощная зональная циркуляция на медленно вращающейся планете — явление трудно объяснимое. Было предложено несколько возможных
гипотез. Одна из них состоит в том, что энергия конвективных движений в облачном слое переходит в энергию направленных движений. Кардинальную проверку этой гипотезы
можно было бы провести, если бы удалось полностью исключить облачный слой: атмосфера стала бы прозрачной в ИК-диапазоне. Тогда конвективные движения прекратятся
и если гипотеза верна, суперротация должна исчезнуть. Но, к сожалению, возможен только мысленный эксперимент такого рода. А единственный реальный способ найти
ответ — это накопление информации об особенностях движений атмосферы на Венере. И главную роль здесь могут сыграть аэростаты, но чтобы прямо проследить за «линиями
тока» в циркуляционном движении атмосферы планеты, двух аэростатов мало. Однако проведенные на них измерения уже дали существенные научные результаты. Они показали,
что на высотах 53-54 км имеется значительно более (интенсивная конвекция, чем это ранее предполагалось. Скорее всего, энергия, необходимая для суперротации,
действительно «перекачивается» из энергии конвективных движений.

Темно ли на Венере в полночь?

    Темнее не бывает. Ответ верен, если иметь в виду видимый диапазон длин волн. Однако надо сделать уточнение. Ведь поверхность планеты
нагрета до высокой температуры и начиная с длин волн около 1 мкм интенсивность этого излучения становится достаточно заметной. Как раз на такой длине волны спектр
пропускания атмосферных газов имеет окно прозрачности, и довольно значительный поток излучения, идущий от поверхности, пробивается вверх — вплоть до высот 40-60 км.
Впервые на таких высотах он был измерен на посадочных аппаратах и аэростатных зондах «Вега-1, -2», хотя ранее вблизи самой поверхности ее тепловое излучение было
зафиксировано зондами «Пионер».

    Итак, почему же они такие разные — Венера и Земля?

    Похоже, что мы близки уже к ответу. Наиболее важное различие, по-видимому, состоит в совершенно разном количестве воды на поверхности,
хотя не менее важно огромное различие и в количестве атмосферного углекислого газа. Обе особенности тесно связаны, так как жидкая вода прекрасно растворяет
СO

₂

и переводит его в связанное состояние: растворенный в воде углекислый газ реагирует с силикатами и они превращаются в карбонаты. Количество углекислоты,
связанной этим процессом на Земле, примерно такое же, как в атмосфере Венеры. Итак, вероятно, дефицит воды на Венере — это факт, имеющий первичное значение и
определивший особую судьбу планеты — быть очень горячей. Высказывались в разное время четыре гипотезы для объяснения дефицита воды:

    1) Венера образовалась с малым количеством Н₂O из-за того, что в протопланетном облаке не было ледяных частиц на
соответствующем расстоянии от Солнца (0,7 а.е);

2) вода на Венере связана в горных породах;

3) «убегание» водорода из верхней атмосферы Венеры (термическая диссипация) привело к исчерпанию первоначально больших запасов воды;

4) на начальной стадии формирования Венера имела такую же гидросферу, как Земля, но потеряла ее в результате космической катастрофы —
столкновения с крупным телом, размером с Луну или даже с Марс.

    Первая гипотеза маловероятна, поскольку вода в частицах, из которых аккумулировались планеты, содержалась скорее не в виде льда, а в
форме кристаллизационной воды (связанной в минералах). Вторая гипотеза «не проходит» количественно, хотя и существуют породы, удерживающие Н₂О при высоких
температурах. Третья кажется более правдоподобной, так как измеренное (пусть и не очень уверенно) отношение изотопов водорода D/H на Венере примерно в 100 раз
больше земного. Это свидетельствует о том, что Венера действительно потеряла значительное количество водорода (а значит, и Н₂O). Однако количественные
расчеты, основанные на данной гипотезе, показывают: начальная масса гидросферы Венеры все равно должна быть много меньше земной (В. А. Краснопольский). Четвертая
гипотеза — «катастрофическая» — родилась совсем недавно, в результате одной из работ по математическому моделированию столкновений в протопланетном облаке. Эта
работа (Дж. Везерилл, США, 1985 г.) показала, что вероятность столкновений крупных протопланетных тел — уже близких к «завершению строительства» — довольно велика
и не может быть сброшена со счетов. Возможно, здесь и ответ, но будем осторожны. Венера изучалась очень интенсивно, однако «белых пятен» еще много и рано говорить,
что атмосфера этой планеты нам полностью понятна.

ИСТОЧНИК:

В. И. МОРОЗ,

Доктор физико-математических наук