Солнечная система (Астрономия и астрофизика): читать книгу онлайн полностью и бесплатно

Как уже говорилось в разделе о Меркурии, существует гипотеза, что Венеру затормозил некогда существовавший у нее массивный естественный спутник, которым и был Меркурий. Рассмотрим эту гипотезу подробнее. У нашей Земли очень большая Луна. Часто даже говорят, что Земля и Луна — двойная планета. Еще одна двойная планета, Плутон-Харон, в 20 раз более тесная, чем Земля-Луна, находится на окраине Солнечной системы. Согласно гипотезе, двойной планетой была и Венера, у которой диаметр спутника составлял лишь немного меньше ее радиуса, а масса — до 7% массы планеты. Согласно предположению, под действием приливных сил Меркурий удалялся от Венеры (как Луна удаляется сейчас от Земли) и в конце концов потерял с ней связь. В результате Меркурий сохранил очень вытянутую орбиту. Собственно, предположения о роли спутника в торможении Венеры появились уже после определения ее периода вращения. Поначалу эта гипотеза служила для объяснения особенностей орбиты Меркурия.

В 1976 г. был поставлен математический эксперимент, в котором вычислялась эволюция орбиты Меркурия, помещенного вначале на орбиту спутника Венеры. Эксперимент не только не опроверг предположения о возможном убегании Меркурия, но показал, что оно неизбежно должно было произойти за очень короткое в космогонических масштабах время — менее 500 млн. лет. Благодаря приливному взаимодействию обеих планет одна часть энергии их вращения расходовалась на разогрев недр, другая — на увеличение орбиты спутника. Когда расстояние между ними достигло примерно 460 тыс. км., создались условия для убегания Меркурия через одну из лагранжевых точек системы Венера-Солнце, причем возможны были вторичные неустойчивые его захваты при последующих сближениях планет. Перед убеганием период орбиты Меркурия должен был составлять около 40 сут. Все это довольно близко к периоду обращения нашей Луны (27 сут.) и расстоянию до нее (385 тыс. км.).

В течение предшествовавших 500 млн. лет (или менее) приливы в теле Венеры из-за воздействия в 4,5 раза более массивного, чем наша Луна, спутника выделяли очень много тепловой энергии в коре и недрах Венеры. Должны были происходить сдвиги коры и быстрая дегазация недр Венеры, в результате чего должна была возникнуть горячая планета с плотной, горячей атмосферой, огромными горами и очень медленным вращением, что и наблюдается ныне.

Эта интересная гипотеза, но ее нельзя считать доказанной. Тем не менее, такая трактовка ранней истории Венеры и Меркурия объясняет целый ряд фактов, в частности резонансный, но не синхронный период обращения Меркурия вокруг Солнца (3/2 периода вращения), потерю момента вращения Венеры и Меркурия, отсутствие спутников у этих планет.

Как ни странно, старые наземные наблюдения пятен на Венере, из которых был выведен 4-суточный период вращения, оказались правильными: к такому выводу привели космические наблюдения. Только период этот относится к облачному слою, а не к твердой поверхности планеты.

Увидеть Венеру вблизи и заглянуть под ее облачный покров стало возможным с началом полетов к ней автоматических космических аппаратов. 18 октября 1967 г. зонд «Венера-4» при парашютном спуске в атмосфере впервые измерил ее параметры и состав. На высоте 23 км., когда давление достигло 18 атм., аппарат разрушился. Но сопоставление полученных «Венерой-4» данных о высоте и давлении с радиозатменными сведениями зонда «Маринер-5», который прошел вблизи Венеры через 1 сут., позволило рассчитать давление у поверхности планеты — около 100 бар. Последующие зонды были более прочными: например, корпус «Венеры-7» выдерживал 180 бар. Именно этот зонд впервые сел на поверхность и передал, что давление атмосферы там 93 атм., а ее температура 750 К (477°С). Несмотря на специальное жаропрочное покрытие, через 23 мин. работы на поверхности приборы вышли из строя. Зонд «Венера-8» имел такую же конструкцию, но проработал на поверхности вдвое дольше. Более поздние зонды «Венера» кроме спускаемого аппарата имели орбитальный отсек с научными приборами для долговременных исследований.

В 1975 г. на орбиты искусственных спутников планеты вышли «Венера-9 и -10», а их спускаемые аппараты передали первые изображения поверхности. За короткий период исследований космическими аппаратами о Венере удалось получить намного больше данных, чем за всю историю астрономии. Дальнейшее развитие науки позволило увидеть топографию Венеры в глобальном масштабе. Для этого спутники планеты «Венера-15 и -16» имели радиолокаторы бокового обзора; американский аппарат «Магеллан» развил этот эксперимент и детально картировал всю поверхность планеты.

Под туманоподобными облаками Венеры, которые занимают интервал высот от 49 до примерно 75 км., лежит огромный газовый океан, в основном состоящий из раскаленного углекислого газа СО₂; его в атмосфере 96,5%. Свет проникает сквозь атмосферу, но рассеяние так велико, что даже находясь под нижней кромкой облаков различить поверхность планеты невозможно. С глубиной плотность углекислотной атмосферы растет и у поверхности Венеры достигает 65кг/м³. Это только в 14 раз меньше плотности воды. Масса газовой оболочки Венеры составляет 5×10²⁰кг, что в сотню раз превосходит массу земной атмосферы и вполне сравнимо с массой земных океанов (1,37×10²¹кг).

Вторым по содержанию следует азот, на который приходятся почти все оставшиеся 3,5%. По абсолютному содержанию это в 5 раз больше, чем в земной атмосфере. С высотой в атмосфере быстро падают плотность, давление, температура. На высоте 30 км. это 9,4 бар., 10кг/м³ и 222°С, а на высоте 65 км. это 0,9 бар., 0,2кг/м³ и —30°С. Выше 150 км. атмосфера Венеры из-за высокого молекулярного веса уже более разрежена, чем атмосфера Земли на тех же высотах. Еще выше резко возрастает относительное содержание гелия и водорода (хотя, конечно, падает по абсолютной величине). Угарный газ (СО), кислород и водород образуются в стратосфере за счет диссоциации (разрушения) молекул углекислого газа и водяного пара ультрафиолетовым излучением Солнца. Выше 700 км. простирается чисто водородная корона (10³—10⁴ атомов/см³), которая постепенно переходит в межпланетную среду.

Плотность и температура короны и лежащей под ней криотермосферы сильно зависят от солнечной активности, но температура почти не зависит от высоты; выше примерно 160 км. температура в подсолнечной точке в годы низкой солнечной активности близка к 300 К, а в годы высокой — к 450 К. На той же высоте в противоположной точке планеты (ночью) температура падает до 100 К (отсюда название «криотермосфера»). Сравнительно высокие дневные температуры криотермосферы объясняются поглощением ультрафиолетовой части солнечного излучения.

На высоте 120 км. находится нижняя граница ионосферы. Максимальная концентрация электронов приходится на высоту 140 км.; днем она достигает 5×10⁵см³, а ночью снижается примерно в 50 раз. Особенность ионосферы Венеры связана с отсутствием у планеты собственного магнитного поля: поэтому плазма солнечного ветра воздействует непосредственно на ионосферу, снижая днем ее верхнюю границу до 300—500 км.

По-видимому, именно различие условий формирования привело к большой разнице в содержании воды на Земле и Венере: для Земли это 1,37×10²¹кг., или 2,3×10^—4 от ее массы, а для Венеры около 3×10^—9. Если бы температура у поверхности Земли была не 20°С, а более 370°С, то океаны Земли испарились бы и давление водяного пара в атмосфере достигло бы огромного значения 260 бар. Вместе с тем на Венере парциальное давление водяного пара не превосходит 3 мбар. Расчеты показывают, что при всех разумных предположениях потери воды на Венере не могли составить более 1/10 земных запасов воды.

Предположения об очень высоких температурах и давлениях на Венере появились в 1940-х гг. на основе чисто теоретических соображений. Но в начале 1960-х еще многие ученые допускали, что вся планета покрыта океаном. «Венера-4» даже имела специальный, сделанный из сахара замок, который должен был освободить антенну в случае посадки аппарата на воду. Современный анализ содержания водяного пара дает его концентрацию в атмосфере Венеры примерно 3×10^—5 во всей тропосфере, от поверхности до облаков.

Количество водяного пара в атмосфере прямо связано с «парниковым эффектом», суть которого заключается в следующем. Хотя большую часть солнечного света облака отражают обратно, часть его все же проходит сквозь атмосферу, падает на поверхность планеты и поглощается ею. Поскольку планета пребывает в тепловом равновесии (т.е. не становится со временем горячее), вся поглощенная энергия должна снова излучаться в космос. Если бы не препятствовала атмосфера, поверхность планеты справилась бы с этой задачей, нагревшись примерно до 230 К (в среднем по двум полушариям; конечно, дневное было бы немного горячее, а ночное — холоднее). При этом излучение поверхности лежало бы в инфракрасном диапазоне с максимумом между 10 и 15 мкм. Но именно в этом диапазоне атмосфера малопрозрачна. Она перехватывает значительную часть излучения поверхности и возвращает ее назад. От этого поверхность нагревается еще сильнее, до такой температуры, при которой выходящий в космос поток тепла все же уравновешивает его приток от Солнца. Таким образом, равновесие восстанавливается, но уже с повышенной температурой поверхности (735 К).

Этот эффект назван «парниковым», поскольку стекло или пленка в садовом парнике играет ту же роль, что и атмосфера планеты: прозрачная для света крыша парника пропускает направленные к земле солнечные лучи, но задерживает идущее от земли инфракрасное излучение и восходящие потоки теплого воздуха.

Расчет показывает, что температура поверхности Венеры как раз соответствует концентрации водяного пара около 3×10^—5; если бы его было больше, непрозрачность для инфракрасных лучей значительно возросла бы и температура поверхности стала бы еще выше. По-видимому, начальная температура Венеры из-за ее сравнительной близости к Солнцу была относительно высока. Это способствовало выделению из поверхности воды и углекислого газа, стимулировавших парниковый эффект и дальнейший рост температуры.

Изотопный состав инертных, или благородных газов представляет особый интерес для науки о происхождении планет. Инертные газы не вступают в химические реакции с поверхностью или другими газами и достаточно тяжелы, чтобы сохраниться в том же количестве, в каком планета получила их при своем образовании или приобрела в процессе эволюции. Те изотопы инертных газов, которые достались планете на стадии ее формирования, называют первичными, или космогенными (например, ³⁶Аr, ³⁸Аr). А изотопы, образующиеся при распаде радиоактивных элементов, называют радиогенными (например, ⁴⁰Аr, который образуется при распаде ⁴⁰К).

Соотношение изотопов инертных газов в атмосфере Венеры не похоже ни на земное, ни на марсианское. Доля аргона в атмосфере Венеры 0,01%, а в земной атмосфере около 1%, но их абсолютное количество близко к друг к другу (поскольку атмосфера Венеры в 100 раз массивнее). Изотопный состав земного аргона такой: 0,996 приходится на радиогенный ⁴⁰Аr и лишь 0,004 на ³⁶Аr и ³⁸Аr. А на Венере первичных изотопов столько же, сколько и радиогенных: доля ³⁶Аr, ³⁸Аr и ⁴⁰Аr, соответственно, составляет 0,42; 0,08 и 0,50. Этим соотношением планета говорит что-то важное, но пока не ясно что именно.

Главным среди других малых составляющих оказался сернистый газ SO₂, который играет важную роль в метеорологии Венеры. Его содержание составляет 2×10^—5. В малых количествах имеются сероводород H₂S и сероокись углерода COS. Известно также, что в атмосфере Венеры есть угарный газ (5×10^—5), соляная (4×10^—7) и плавиковая (10^—8) кислоты. Концентрации указаны по отношению к углекислому газу. Таким образом, общим для атмосфер Земли и Венеры остается только азот. В остальном состав их совершенно различен. Причина этого лежит в разных путях эволюции планет.

Значительная часть атмосферы Венеры находится в быстром движении. Сильные ветры связаны с общим быстрым вращении средних слоев атмосферы, содержащих и облачный слой, над медленно вращающейся планетой. Это движение газа, огибающее планету с 4-суточным периодом в направлении ее вращения, называют суперротацией атмосферы Венеры.

Средняя горизонтальная скорость ветра на высоте 54 км. составляет 65-70 м/с. Выше верхней границы облаков (70 км.) скорость ветров быстро падает. Она уменьшается также в глубь атмосферы, где увеличивается плотность газа. Наибольшую кинетическую энергию несут потоки газа в интервале 16-32 км. Ниже 10 км. скорость ветра — всего единицы метров в секунду. Прямые измерения скорости ветра у поверхности планеты показали от 0,4 до 1,3 м/с. Правда, из-за высокой плотности атмосферы, которая в 54 раза плотнее земной, эти скорости эквивалентны по динамическому давлению (ρυ2) в 7—8 раз более быстрым земным ветрам. По-видимому, этого все-таки недостаточно, чтобы пыль поднималась с поверхности, поскольку измерения неизменно показывают, что ниже облачного слоя атмосфера представляет собой чистую, незамутненную газовую среду.

Зональные ветры ураганной скорости (300 км/ч и более) охватывают широты от экватора до ±40°. Выше их скорость уменьшается, а в приполярных областях динамика атмосферы резко меняется. Здесь, по крайней мере у северного полюса, расположен так называемый полярный вихрь, который, по-видимому, включает в себя нисходящие потоки газа.

С суперротацией связан такой парадокс. Масса атмосферы составляет ощутимую часть (10^—4) всей массы планеты. Между атмосферой и поверхностью есть трение. Тогда, каковы бы ни были причины быстрого движения атмосферы, вращаясь в одну и ту же сторону из века в век, она должна передавать поверхности часть своего момента импульса. Иными словами, атмосфера должна разгонять твердое тело планеты. В действительности же мы видим, что вращение Венеры заторможено, причем период ее вращения настолько близок к резонансному относительно Земли, что это не может быть случайным. Почему атмосфера не ускоряет вращения планеты, остается неясным.

До полета«Венеры-8» было распространено мнение, что облака Венеры очень плотные. Считалось даже возможным, что на поверхности планеты царит вечная ночь. Все предшествовавшие аппараты опускались на ночной стороне, где заведомо темно и фотометрировать нечего. Спуск «Венеры-8» в районе утреннего терминатора (с местным временем около 6ч. 25мин.) позволил установить, что на поверхности светло, освещенность составляет сотни люксов. Особенно подробные исследования спектра освещенности и строения облаков в дневной зоне были выполнены в 1975—1982 гг. новым поколением зондов «Венера» (СССР) и «Пионер-Венера» (США). По мере спуска, от уровня 70 км. освещенность постепенно падает. Но даже на поверхности она остается еще высокой. Днем там примерно так же светло, как на Земле в пасмурный день со сплошной (но не грозовой) облачностью.

Облака Венеры совсем не похожи на мощную облачность Земли. Они скорее напоминают туман, когда предметы, удаленные на несколько километров, становятся невидимыми. Кажущаяся плотность объясняется только большой протяженностью этого облачного слоя.

На высоте от 49 до 67 км. находятся три относительно плотных яруса облаков с периодически меняющейся концентрацией частиц и очень тонкие слоистые облака под их нижней границей. Вниз от 49 км. начинается практически безоблачная атмосфера. Под толстым слоем облаков находится глубочайший океан сильно сжатого углекислого газа. Газ настолько плотен, что и без облаков сильно рассеивает свет. Если облака ослабляют его всего в 2—3 раза, то подоблачная атмосфера — еще раз в 10. Вероятно, даже с высоты 25 км. поверхность планеты не видна. (Все же есть узкое спектральное «окно прозрачности» вблизи 1 мкм).

Облака Земли, как известно, состоят из мелких капель воды. Но приписать ту же природу венерианским облакам не удавалось: хотя данные говорили о жидких каплях, но это не могла быть вода. Во-первых, количество водяного пара там очень мало. Во-вторых, измерения показали, что коэффициент преломления света у частиц в облаках Венеры составляет 1,44 (у воды он 1,33). К тому же, температура в верхней части облаков (—40°С) исключает жидкую воду.

Только в 1973 г. удалось найти химическое соединение, которое отвечало всем имевшимся данным. Верхний ярус венерианских туманоподобных облаков, расположенный в интервале высот от 57 до 75 км., — это мельчайшие капли с оптическими свойствами концентрированной 80%-ной серной кислоты. Их диаметр очень мал: 0,4—2 мкм. На высоте 66 км. таких частиц около 300 на 1 см³. Концентрация двухмикронных капелек в верхнем слое с увеличением высоты убывает практически до нуля, но более мелкие частицы, около 0,4 мкм., присутствуют здесь в большом количестве. Вероятно, здесь они и образуются из газовой фазы. Нижняя граница облаков 48—49 км. обладает какими-то критическими для капелек свойствами. Температура здесь близка к 110°С, а давление 1,1 бар.