Венера

Венера — вторая по порядку от Солнца планета Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца 0,7233 а.е. (108,2 млн. км), эксцентриситет орбиты 0,0068, наклон плоскости орбиты к эклиптике 3°23,65'. Период обращения Венеры вокруг Солнца — 224,7 земных суток (0,6152 года). Средняя скорость движения Венеры по орбите 34,99 км/с. Наименьшее расстояние Венеры от Земли 38 млн. км, наибольшее — 261 млн. км. Средний экваториальный радиус поверхности Венеры 6052 км. Масса Венеры 4,87×1024 кг (0,815 земной), Средняя плотность 5240 кг/м3, ускорение свободного падения на экваторе 8,76 м/с2 (0,89 земного). Первая космическая скорость на Венере 6,2 км/с, вторая — 10,2 км/с. По данным радиолокационного зондирования, отличие фигуры Венеры от сферической невелико, центр массы смещён относительно геометрического центра на (1,5 ±0,25) км. Радиолокационными методами на поверхности обнаружено большое число сильно сглаженных кратеров поперечником от десятков до сотен километров и большая общая выровненность венерианской топографии. Относительная диэлектрическая проницаемость грунта 4,7 ±0,8. Венера окружена плотной атмосферой, которая открыта в 1761 году М.В. Ломоносовым при наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца. Радиус внешней границы облачного слоя (видимый радиус планеты) около 6120 км (по фотографиям в УФ свете 6145 км). Эффективная температуpa Венеры 230 К, интегральное сферическое альбедо 0,77 ±0,07. Инфракрасная яркостная температуpа близка к эффективной и относится к верхней границе облаков. В оптическом диапазоне спектра поверхность Венеры недоступна астрономическим наблюдениям с Земли. На фотографиях в ультрафиолетовых лучах видны тёмные пятна с временем жизни порядка нескольких суток. Эти устойчивые образования, имеющие определённые конфигурации и получившие названия УФ-облаков, связаны с основным облачным слоем.

Радиолокационными методами установлено, что период вращения Венеры составляет 243 суток, вращение обратное (по отношению к движению планеты вокруг Солнца), а ось вращения почти перпендикулярна к плоскости орбиты (угол между экваториальной плоскостью и плоскостью орбиты меньше 3°). Продолжительность солнечных суток на Венере 116,8 земных; таким образом, за один венерианский год восход и заход Солнца на планете происходит дважды. Движение УФ-облаков совпадает по направлению с вращением самой планеты, период их обращения составляет в среднем 4 суток, что соответствует горизонтальному перемещению со скоростью ~100 м/с. До полётов космических кораблей к Венере радиоастрономические исследования в сантиметровом диапазоне волн обнаружили высокую радиояркостную температуpу Венеры (~ 600 К), которая могла быть, хотя и неоднозначно, отнесена к поверхности. Оценки давления атмосферы у поверхности колебались при этом в сотни раз.

Наиболее крупные успехи в исследованиях Венеры достигнуты в результате полётов космических кораблей. Первый космический корабль, направленный в сторону Венеры,— советский космический корабль «Венера-1» (12 декабря 1961 года). В декабре 1962 года на расстоянии около 35 тыс. километров от планеты прошёл американский космический корабль «Маринер-2», а в февр. 1966 на расстоянии 24 тыс. км — космический корабль «Венера-2». Космический корабль «Венера-3» достиг Венеры (1 марта 1966 года), а космический корабль «Венера-4» вошёл в атмосферу Венеры (18 октября 1967 года) на ночной стороне и впервые произвёл прямые измерения температуpы, давления и химического состава при спуске на парашюте до высоты 26 км над поверхностью. Космический корабль «Маринер-5» пролетел (19 октября 1967 года) на расстоянии ~4100 км от поверхности Венеры. Методом радиопросвечивания были получены сведения о высоких слоях атмосферы Венеры космические корабли «Венера-5» и «Венера-6» вошли (соответственно 16 и 17 мая 1969 года) в ночную атмосферу Венеры и произвели более полные измерения параметров атмосферы в двух близлежащих (на расстоянии ~300 км друг от друга) районах до высоты ~20 км над поверхностью Венеры. 15 декабря 1970 года космический корабль «Венера-7» достиг поверхности Венеры и работал на ночной стороне около 23 минут после посадки. 22 июля 1972 года впервые на освещенную сторону Венеры опустился космический корабль «Венера-8», работавший на поверхности 50 мин. Проведены измерения параметров атмосферы, скорости ветра, впервые измерены освещённость в атмосфере и на поверхности, определён характер поверхностных пород. 5 февраля 1974 года на расстоянии 5785 км от поверхности Венеры пролетел космический корабль «Маринер-10», передавший фотоснимки облачного слоя в УФ-лучах. 22 и 25 октября 1975 года спускаемые аппараты космических кораблей «Венера-9» и «Венера-10» совершили посадку на дневной стороне планеты на расстоянии друг от друга ~2000 км, а сами станции были выведены на орбиты первых искусственных спутников Венеры (ИСВ). Работа аппаратов на поверхности продолжалась около 1 часа. ИСВ «Венера-10» функционировал свыше двух лет. Эксперимент на космических кораблях «Венера-9, -10», подготовленный предшествовавшей советской программой исследований Венеры, носил многоплановый комплексный характер. Получены первые фотопанорамы поверхности Венеры, измерены характеристики атмосферы, структура и микрофизические свойства облаков, потоки проникающей сквозь атмосферу солнечной лучистой энергии в нескольких спектральных интервалах, особенности отражённой и собственной тепловой радиации, определены характер и плотность поверхностных пород в местах посадки, свойства верхней атмосферы, ионосферы и околопланетной плазмы.

4 декабря 1978 года на околопланетную орбиту выведен американский космический корабль «Пионер-Венера-1». 9 декабря 1978 года на Венеры в четырёх точках планеты совершили посадку большой и 3 малых зонда (большой и один малый на дневную, 2 др. малых — на ночную поверхность), доставленные космический корабль «Пионер-Венера-2» (сам космический корабль сгорел в атмосфере Венеры). Во время этих экспериментов были проведены исследования структуры, химического состава, оптических свойств и теплового режима атмосферы, свойств облаков. Проведены также измерения нейтрального и ионного состава верхней атмосферы; плазменные и магнитные измерения; методом радиовысотометрии исследован рельеф значительной части планеты. 25 и 21 декабря 1978 года на дневную сторону Венеры на расстоянии 800 км друг от друга совершили посадку спускаемые аппараты космических кораблей «Венера-11» и «Венера-12». Были проведены эксперименты по тонкому химическому анализу состава атмосферы и облаков, спектральному анализу рассеянного в атмосфере солнечного излучения и изучению электрических разрядов в атмосфере планеты.

Структура атмосферы и облаков Венеры: показаны также профили электронной концентрации

Основная составляющая атмосферы Венеры — углекислый газ (~96% по объёму), азот (~4%), окись углерода (~3×10–3%), двуокись серы (~1,5×10–2% ), кислорода практически нет (менее 5×10–4% ); содержание водяного пара, по-видимому, колеблется от 0,1—0,4% под облачными слоями до 10–4% выше них. Обнаружено аномальное (в 300 раз большее) по сравнению с земной атмосферой отношение 36Ar/40 Ar содержания в атмосфере Венеры изотопов Ar. Обогащённость атмосферы Венеры первичным изотопом 36Ar помогла выяснить пути её образования и эволюции. Наземными спектроскопическими исследованиями найдены также молекулы HCl (~4×10–4%). HF (~10–4%), определены верхние пределы содержания молекул H2S, COS, O3, NO, NO2 и др. газов, соответствующие максимальной чувствительности спектрометров.

Температуpa атмосферы Венеры у поверхности планеты (на уровне, соответствующем радиусу 6052 км) 735 К, давление 9 МПа, плотность газа в 60 раз больше, чем в земной атмосфере. Атмосфера Венеры до 50 км от поверхности сохраняется близкой к адиабатической, а выше 50 км температурный градиент уменьшается приблизительно вдвое. Суточные колебания температуpы у поверхности 1 К, а на высоте 50—80 км достигают 15—20 К. Температуpа верхней границы облачного слоя в приполярной зоне на 5—10 К выше, чем у экватора, что, видимо, связано с изменением высоты расположения облаков. Высокая температуpa атмосферы у поверхности объясняется действием парникового эффекта: согласно данным прямых измерений, значительная часть солнечного излучения (3—4%) достигает поверхности (освещённость поверхности Венеры в полдень свыше 10 тыс. лк) и нагревает её, а сильная непрозрачность для собственного инфракрасного излучения плотной углекислой атмосферы с примесью водяного пара препятствует остыванию поверхности.

Наряду с парниковым механизмом важную роль в тепловом режиме Венеры (выравнивании температуpы по широте и долготе) играет крупномасштабная динамика. Как показали данные измерений доплеровского сдвига частоты бортовых передатчиков спускаемых аппаратов космических кораблей «Венера-4, -7, -8, -9, -10», скорость ветра очень мала у поверхности (0,5—1 м/с), что подтверждено показаниями анемометров космических кораблей «Венера-9, -10», и увеличивается до 70—120 м/с на высоте 50 км, где она совпадает со скоростью дрейфа УФ-облаков. Это доказывает гипотезу о единой системе планетарной циркуляции на планете, механизм которой пока остаётся до конца не выясненным. Облака Венеры представляют собой планетарное, сравнительно неплотное образование; видимость в них ~1 км. Высота их верхней границы 65—70 км, нижней — 48—49 км; Средний эффективный размер частиц в них 2—5 мкм; их концентрация меняется с высотой от 50 до 300 см–3. Внутри облаков выявлено 3 слоя: верхний (на высоте 65—58 км), средний (58—52 км) и нижний (52—48 км), которые отличаются составом и размерами частиц. На высоте 48—32 км расположена слабая подоблачная дымка; ниже атмосфера Венеры относительно прозрачна. Большая толщина облачного слоя создаёт высокую оптическую плотность атмосферы Венеры Природа частиц облаков до конца не выяснена: с большой вероятностью частицы диаметром 2—З мкм являются каплями концентрированной (75—80% ) серной кислоты, а более крупные (5—7 мкм) возможно являются кристаллическими.

Обнаружена высокая грозовая активность Венеры: интенсивность электрических разрядов, регистрировавшаяся по частоте следования низкочастотных импульсов на спускаемых аппаратах «Венера-11, -12», оказалась во много раз выше, чем на Земле. Очевидно вблизи поверхности Венеры возникают электрические поля с напряжённостью в сотни кВ/м. Высокая грозовая активность предположительно объясняется наличием действующих вулканов на поверхности Венеры.

Стратосфера Венеры характеризуется примерно постоянным температурным градиентом 2—3 К/км. Температурный минимум (160—180 К), аналогичный земной мезопаузе, достигается вблизи высоты 100 км; несколько выше (120—140 км) находится турбопауза — переходная зона от области турбулентного перемешивания к гравитационно-диффузионному разделению газов в поле силы тяжести. Выше мезопаузы находится термосфера, где на дневной стороне температуpa возрастает за счёт прямого поглощения солнечной коротковолновой радиации, достигая 300—400 К, а на ночной стороне за счёт интенсивного охлаждения опускается ниже температуpы мезопаузы (до 100 К). В термосфере до высоты ~150 км сохраняется преобладающее содержание CO2, на высоте 200—250 км его заменяют в основном O и CO, а выше 500—700 км атмосфера становится гелиево-водородной.

Существование менее плотной, чем земная, водородной короны у Венеры было обнаружено измерениями на космических кораблях «Венера-4» и «Маринер-5». Для верхней атмосферы Венеры характерен ряд особенностей, определяемых фотохимией CO2 с возможным участием в комплексе реакций воды и галогенов, в условиях атомных и молекулярных взаимодействий и взаимодействия с солнечным ветром.

По результатам радиовысотометрии относительные перепады высот на более чем 60% поверхности находятся в пределах ±0,5 км, а горные районы занимают ~2% . Выявлено 2 обширных плоскогорья, совпадающих с областями повышенного отражения радиоволн, наблюдавшимися при радиолокации с Земли: Афродита (вблизи экватора, между примерно 0—30° ю.ш. и 60—180° в.д.) и Иштар (60—80° с.ш. и 60° з.д.—60° в.д.), высоте 3—5 км над окружающей равнинной местностью. На этих плоскогорьях находятся крупные вулканические конусы: Максвелл на плоскогорье Иштар высоте 12 км с поперечником основания ~1000 км и диаметром кратера на вершине ~100 км; Гаусс и Герц высоте 6—8 км на плоскогорье Афродита. Южнее Афродиты обнаружена большая и глубокая рифтовая долина, очевидно тектонического происхождения. По измеренному содержанию естественных радиоактивных элементов (U, Th, 40K) можно полагать, что поверхность сложена изверженными породами типа земных базальтов и гранитов, что свидетельствует о происшедшем разделении вещества Венеры на оболочки (дифференциации) с выделением коры, мантии и ядра. Плотность породы в месте посадки спускаемого аппарата «Венера-10» (2800±100) кг/м3, т.е. близка к значению определенному по радиолокационным измерениям диэлектрической проницаемости для всей планеты; она соответствует базальтам массивной текстуры с низкой пористостью. На панорамах видны выходы коренных пород наряду с эродированным материалом; развалы камней могут быть результатом смещений в коре и служить подтверждением тектонической активности на Венере. В целом поверхность Венеры — это горячая сухая каменистая пустыня.

Космические исследования показали, что собственного магнитного поля у Венеры нет (менее 1/5000 земного). Дневная ионосфера, имеющая основной максимум электронной концентрации ~2×105 см–3 на высоте ~150 км, образована в основном ионами O2 и O+ и из-за отсутствия собственного магнитного поля Венеры она сильно поджата к планете давлением солнечного ветра, поэтому резкий спад электронной концентрации наблюдается на уровне ~500 км. Здесь возникает ударная волна с узким фронтом толщиной в несколько десятков километров. С ночной стороны ионосфера простирается до высоте более 3000 км, со средней концентрацией электронов 103—104 см–3. Здесь также отмечаются локальные максимумы на высоте 120 и 140 км, где концентрация электронов возрастает в 5—10 раз.