Планета оранжевых сумерек

Алексей Левин, Дмитрий Мамонтов
«Популярная механика» №11, 2008

Венера — самая заметная и яркая обитательница земного неба после Солнца и Луны. Иногда ее можно наблюдать невооруженным глазом даже в дневное время.

Расстояние между Венерой и Солнцем равняется примерно 72% астрономической единицы, длины большой полуоси земной орбиты. Будучи внутренней планетой, Венера никогда не удаляется от Солнца более чем на 48 градусов. Поэтому наблюдать ее можно лишь по утрам и вечерам на фоне зари и сумеречного сегмента. Но благодаря большому блеску (до  –4,6^m) видно ее и днем, поэтому в районах между северным и южным тропиком Земли планету можно наблюдать даже в зените. Полный оборот вокруг Солнца Венера делает без малого за 225 земных суток.

Поскольку Венера обращается между Землей и Солнцем, она, подобно Меркурию, меняет свой облик от тонкого серпика до полного диска. Люди с очень хорошим зрением могут различать фазы Венеры даже простым глазом, и они великолепно видны даже в самые слабенькие телескопы. Поэтому не приходится удивляться, что в октябре 1610 года их наблюдал Галилей. Впрочем, он и не сомневался, что обнаружит их, поскольку наличие фаз у любой внутренней планеты однозначно следует из теории Коперника.

Прохождение Венеры по диску Солнца в 1761 году позволило сделать первый по-настоящему нетривиальный вклад в наши знания об этой планете. Наблюдавший его Ломоносов заметил, что, когда венерианский диск покидал солнечный, на краю последнего возник и тут же исчез ярко светящийся выброс (Ломоносов назвал его пупырем). Михайло Васильевич совершенно правильно объяснил это явление наличием у Венеры «знатной воздушной атмосферы», преломляющей солнечные лучи. Европейские астрономы игнорировали это открытие до тех пор, пока в конце XVIII века его не подтвердили первооткрыватель Урана Уильям Гершель и астроном-любитель из Бремена Иоганн Шрётер.

Положение, когда проекция Венеры на плоскость земной орбиты попадает на линию, соединяющую Землю и Солнце, называется соединением. Венера находится в верхнем соединении, когда Солнце оказывается между ней и Землей, и в нижнем, когда она сама вклинивается между ними. В нижнем соединении дистанция между планетами сокращается до 42 млн километров, а в верхнем увеличивается до 258 млн. Интервал между последовательными верхними и нижними соединениями называется синодическим периодом Венеры. В среднем он равен 584 земным суткам, хотя отклонения в ту или иную сторону доходят до сотни часов.

Наблюдения с Земли

Телескопические наблюдения всегда давали столь нечеткие картинки поверхности Венеры, что любые попытки определить с их помощью продолжительность суток этой планеты ни разу не увенчались успехом (по этой же причине картография Венеры стала возможной лишь после того, как у нее появились искусственные спутники с радиолокационным оборудованием, хотя кое-что удалось сделать и наземным радиотелескопам).

А такие попытки предпринимались практически всеми астрономами, интересовавшимися этой планетой. Первым из них оказался великий Джованни Кассини, который изучал Венеру еще до переезда в Париж в своей обсерватории в Болонье. В 1667 году он объявил, что венерианские сутки почти равны земным — 23 часа 21 минута. За следующие 300 лет астрономы-телескописты сделали более сотни подобных оценок — увы, ошибочных.

Делу помогла радиолокация Венеры, да и то не сразу. Первые опыты такого рода были проведены в США (1958) и Великобритании (1959) — но без особого успеха. В мае 1961 года советские газеты сообщили, что группа сотрудников Института радиотехники и электроники АН СССР под руководством академика Котельника с помощью межпланетного радара установила, что Венера делает один оборот вокруг своей оси приблизительно за 11 суток. Как и множество других, эта оценка оказалась чрезвычайно заниженной. Лишь спустя год радиофизики из Калифорнийского технологического института Голдстайн и Карпентер получили почти правильную величину — 240 земных суток. В последующие годы она неоднократно уточнялась, и сейчас продолжительность венерианских суток считают равной 243 земным (так что сутки Венеры длиннее ее года!). Тогда же было установлено, что Венера обращается вокруг своей оси не с запада на восток, как Земля, а с востока на запад. Если смотреть со стороны северного полюса Солнца, окажется, что Венера вращается по часовой стрелке, а не против нее, как Земля и остальные планеты (за исключением Урана, у которого ось собственного вращения почти параллельна орбитальной плоскости). Поскольку Венера, как и все планеты, обращается вокруг Солнца против часовой стрелки, ее орбитальная и осевая угловые скорости противоположны по знаку. Такое движение называется ретроградным.

Атмосфера Венеры

Первые сведения о составе венерианского воздуха были получены ровно за четверть века до начала космической эры. В 1932 году американские астрономы Уолтер Сидни Адамс и Теодор Данэм воспользовались для этой цели спектрографом, установленным на крупнейшем в мире 250-сантиметровом телескопе обсерватории Маунт-Вильсон. Они убедительно доказали, что газовое окружение Венеры в основном состоит из двуокиси углерода. Степень нагрева верхнего слоя венерианских облаков впервые измерили еще раньше, причем на этом же телескопе. Эдисон Петтит и Сет Николсон с помощью болометров выяснили, что его температура колеблется между 33–38°C. Эти измерения оказались до удивления точными, и в дальнейшем их достоверность неоднократно подтверждалась.

Прочие данные были получены уже с космических аппаратов. Сейчас мы знаем, что венерианский воздух на 96,5% состоит из углекислоты и на 3,5% — из азота. Остальные компоненты (двуокись серы, аргон, пары воды, окись углерода, гелий, совсем недавно обнаруженные зондом Venus Express гидроксильные группы) присутствуют лишь в небольших количествах. Тем не менее атмосферной серы вполне достаточно для формирования облаков, накрывающих планету, состоящих из двуокиси серы и аэрозольной серной кислоты.

Нижний слой венерианской атмосферы почти неподвижен, зато в тропосфере скорость ветра превышает 100 м/с. Эти бури сливаются в единый ураганный поток, который огибает планету за четверо земных суток. Он движется в сторону ее вращения (с востока на запад) и переносит плотные тучи, которые циркулируют вокруг планеты с такой же скоростью (это явление называется суперротацией).

Ожидания и разочарования

До середины XX века с Венерой были связаны очень большие ожидания. До начала космических исследований этой планеты ученые надеялись найти на ней природные условия, очень близкие к земным, или, точнее говоря, к тем, которые Земля проходила в процессе своей эволюции. Для этого были несомненные основания. Обе планеты сходны по многим критериям. Их размеры практически совпадают — экваториальный радиус Венеры равен 6051,8, Земли — 6378,1 км. Разница между полярными радиусами и того меньше — 6051,8 и 6356,8 км (Венера — почти идеальный шар, в то время как наша планета несколько сплюснута у полюсов). Средняя плотность венерианского вещества составляет 95% от плотности земного (5234 и 5515 кг/м³). Ускорение свободного падения на поверхности Венеры равно 8,87 м/с², лишь на 10% меньше земного. И Венера, и Земля обращаются вокруг Солнца практически по правильным окружностям, лежащим почти в одной плоскости, эксцентриситеты их орбит равны соответственно 0,0067 и 0,0167. Более того, это единственные твердые околосолнечные планеты, обладающие плотной атмосферой. Венера в космических масштабах расстояний находится рядом с Землей, хотя, как показали дальнейшие исследования, это различие в расстоянии от Солнца оказалось для нее фатальным. Можно было предполагать, что и по своему возрасту Венера и Земля достаточно близки, а значит, и эволюционировали сходным образом. В научно-популярных журналах писали, что Венера проходит своего рода каменноугольный период в своей эволюции, что она покрыта океанами и полна экзотической растительности. Но с конца 1950-х эти представления стали меняться. С помощью радиотелескопов астрономы измерили так называемую яркостную температуру Венеры, и она оказалась существенно выше ожидаемой — на сотни градусов. В отличие от других планет земной группы — Марса и Меркурия, — поверхность Венеры окутана плотным облачным слоем. Поэтому было не ясно, что именно является источником такой высокой температуры. Появились несколько моделей, некоторые из них связывали эту температуру с поверхностью под облаками, другие объясняли ее свойствами ионосферы. Две эти альтернативные точки зрения сильно подогревали интерес к исследованиям Венеры. Всё прояснилось в 1962 году, когда американский Mariner 2 с расстояния 35 000 км измерил яркостную температуру Венеры (более 400°C) и обнаружил так называемое потемнение к краю диска планеты (за счет большей толщины атмосферы по краям). А это означало, что вероятнее всего температура связана с поверхностью планеты.