Венера

В Е Н Е Р А

Венера - вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле пла-нета Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца 108 млн. км или 0.7 а. е. Период обращения вокруг него - 225 суток. Во время нижних со-единений может приближаться к Земле до 40 млн. км, то есть ближе лю-бой другой большой планеты Солнечной системы. Синодический период (от одного нижнего соединения до другого) равен 584 суткам. Наилучшие условия видимости Венеры на периоды элонгаций, хотя угловое расстоя-ние Венеры от Солнца не превышает 48%, вследствие чего она видна либо после заката Солнца (вечерняя звезда), либо незадолго до его восхода (ут-ренняя звезда). Венера - самое яркое светило на небе, после Солнца и Лу-ны.

Диаметр Венеры - 12100 км (95% диаметра Земли), масса 81,5% мас-сы Земли, то есть 4,910 24¬¬ кг, или 1/408400 массы Солнца, средняя плот-ность - 5,2 г/см 3, ускорение силы тяжести на поверхности - 8,6 м/с 2 (90% земного). Период вращения Венеры долго не удавалось определить из-за плотной атмосферы и облачного слоя, окутывающих планету. Только с помощью радиолокации было установлено, что он равен 243,2 суткам, причём Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Землёй и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскости её орбиты равен почти 90, то есть северное и южное полушария всегда освещаются Солнцем одинаково.

Венера - Ближайшая соседка. Её размеры, масса и плотность пород близки к земным. Вместе с тем её магнитное поле почти в три раза слабее, чем на Земле. Венера очень медленно вращается вокруг своей оси. Давле-ние на её поверхности достигает 10 млн. Па, а температура +500С. На вы-соте 49 км над планетой простирается мощный слой облаков. Этим не ис-черпываются загадки Венеры. Оставались неясными до последнего време-ни также причины резкого обеднения её атмосферы водой, механизм ура-ганных ветров на высотах около 60 км, строение её рельефа, состав сла-гающих пород и т. д.

В отличие от других планет земной группы, изучение Венеры с по-мощью телескопов оказалось невозможным. Ещё Ломоносов, наблюдая 6 июня 1761 года прохождение планеты по диску Солнца, установил, что она окружена «знатной воздушной атмосферою, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного». Поэтому до последнего времени представление о строении поверхности и составе гор-ных пород на Венере оставались гипотетическими. При этом некоторые исследователи приходили к фантастическим построениям. Предполага-лось, например, что в атмосфере Венеры могут образовываться углеводо-роды. В этом случае, по мнению американского учёного Ф. Кайла, Венера должна быть покрыта океаном нефти. В другом варианте допускалось, что в атмосфере могут создаваться сложные молекулы, близкие к тем пласт-массам, которые получают в заводских условиях, а поверхность планеты выстлана слоем природного пластика. По мнению американского исследо-вателя Е. Эпика, для Венеры характерны сильные пылевые бури, нижние слои атмосферы насыщены пылью, что способствует поддержанию высо-ких температур. В этом случае поверхность также должна быть покрыта слоем пыли, подобно тому, как это предусматривалось «пылевой гипоте-зой» Т. Голда для Луны.

В 1961 году был произведён запуск первого космического аппарата в сторону Венеры. Станция «Венера - 1» прошла на расстоянии менее 100 000 км от планеты. «Венера - 2», стартовавшая в 1965 году приблизилась к планете на расстояние 24 000 км. 1 марта 1966 года «Венера - 3» успешно достигла поверхности планеты. Станция «Венера - 4» совершила межпла-нетное путешествие в 1967 году. Её спускаемый аппарат плавно погрузил-ся в атмосферу Венеры с помощью парашюта. Были произведены измере-ния температуры, давления и состава атмосферы. В 1969 году к Венере были отправлены станции «Венера - 5» и «Венера - 6». Их спускаемые ап-параты провели зондирование атмосферы до высоты 20 км над твёрдой поверхностью. В 1970 году спускаемый аппарат станции «Венера - 7» со-вершил мягкую посадку на планету. В течение 23 минут после посадки с него поступали сигналы с информацией о работе приборов. В 1972 году на поверхность планеты совершил посадку спускаемый аппарат станции «Венера - 8», с которого в течение 50 минут поступала информация.

Выдающимися достижениями в изучении Венеры ознаменовался 1975 год. Две станции «Венера - 9» и «Венера - 10» были выведены на ор-биты искусственных спутников этой планеты. С их спускаемых аппаратов в течение 53 и 65 минут поступали панорамные телевизионные изображе-ния местности и другая научная информация.

В 1978 году изучение Венеры было продолжено станциями «Венера - 11» и «Венера - 12», которые достигли поверхности южнее области Бета. Наконец в 1982 году станция «Венера - 13» и станция «Венера - 14», со-вершив посадку на поверхности планеты, позволили совершить целый комплекс научных исследований.

В настоящее время можно уже определённо говорить о составе ве-нерианской атмосферы. Как и предполагалось раньше, она состоит из уг-лекислого газа - 97%. Кроме него в количестве 2% присутствует азот, а также более 0,1% кислорода, водяного пара и доля процентов приходится на инертные газы (главным образом аргон).

Наличие громадного количества углекислого газа в атмосфере Вене-ры связано в основном с вулканической деятельностью. И на Земле при извержении вулканов в атмосферу выбрасывается углекислый газ. Перио-дические изменения климата на Земле, приводившие к оледенениям, неко-торые учёные связывают именно с колебанием количества углекислого га-за в атмосфере Земли. На Венере углекислая атмосфера создаёт своеобраз-ный «парниковый эффект», не пропуская в космическое пространство теп-ловое излучение планеты. Возможно, этим объясняются высокие темпера-туры у поверхности планеты, достигающие 470С.

Особый интерес вызывают облака Венеры, полностью скрывающие её поверхность от наблюдений с Земли. Они находятся на высоте 49 км и достигают толщины 20 км. По данным советских исследователей, анали-зировавших данные, полученные станциями «Венера» и «Пионер - Вене-ра», облака имеют слоистое строение. Верхняя часть облаков, по-видимому, состоит из капелек серной кислоты, а в средней и нижней час-тях преобладают соли соляной кислоты в виде кристаллических частиц.

Отмечается сложная динамика атмосферы и движения облаков. По-видимому, существуют полярные вихри и просто сильные ветры, наиболее интенсивные на высотах более 40 км. У поверхности планеты ветры сла-бые. Этим объясняется и отсутствие пыли в местах посадок спускаемых аппаратов станций «Венера».

Из-за развития мощной атмосферы единственным надёжным средст-вом дистанционного изучения поверхности остаётся зондирование. С по-мощью наземных радиотелескопов были изучены приэкваториальная по-лоса и отдельные участки диаметром 1500 км. Эксперименты по радиокар-тированию Венеры были выполнены со станций «Венера - 9» и «Венера - 10». Отражённые от поверхности Венеры сигналы принимались земными радиотелескопами. При этом было установлено несколько протяжённых уступов в южном полушарии, вытянутых в широтном направлении на не-сколько сотен километров при высоте до 3 км.

Радиолокационная съёмка Венеры была осуществлена с американ-ского спутника «Пионер - Венера». Разрешение этих радио изображений порядка 30 - 50 км. По данным радиолокационного зондирования, выпол-ненного со спутника, составлена карта, охватывающая 83% поверхности планеты, между 75 с. ш. и 63 ю. ш.

Данные о рельефе Венеры позволяют выделить на её поверхности низменности, представляющие собой впадины, холмистые равнины и гор-ные массивы. Низменности, расположенные ниже среднего уровня плане-ты (6051 км) на 1 - 2,5 км, занимают 16% её поверхности. Они образуют две широкие дугообразные полосы впадин, расположенные по обе сторо-ны экватора и соприкасающиеся своими выпуклыми частями почти по ну-левому меридиану. Они имеют сглаженный рельеф и слабо насыщены кольцевыми структурами импактного происхождения, что указывает на относительную молодость рельефа.

Холмистые равнины занимают 60% поверхности. Их гипсометриче-ский уровень не превышает 500 м от среднего уровня планеты. Они отли-чаются однородной отражательной способностью в радиодиапазоне. Ос-новными формами рельефа являются гряды, холмы и западины. Поверх-ность равнин осложнена большим числом кратеров, диаметры которых достигают 400 - 600 км, а глубина 200 - 700 м. Относительно малая глуби-на вместе со следами разрушения свидетельствует об их древности. От-чётливо выраженные крупные кратеры получили наименования Лиза Мейтнер, Сапоро и Ева. Многочисленны мелкие кратеры диаметром 150 - 200 км, и глубиной в сотню - две метров. Наличие на поверхности холми-стых равнин большого числа сильно разрушенных древних кратеров даёт основания сопоставлять их с древними континентальными областями Лу-ны и Марса. В пределах континентальных равнин практически нет круп-ных щитовых вулканов. Исключением может быть гора Хатор, однако её вулканическая природа ещё строго не установлена.

Возвышенные районы охватывают 24% поверхности, образуя четы-ре изолированных горных страны: Земля Иштар, Земля Афродиты и об-ласти Бета и Альфа.

Земля Иштар представляет собой плато, осложненное горными со-оружениями. Его высота 3 - 7 км над средним уровнем планеты. Плато имеет форму широкого овала, вытянутого в широтном направлении на 2000 км. От смежных равнин оно отделено крупными уступами. Относи-тельно выровненный участок в пределах Земли Иштар получил название плато Лакшми. Плато обрамлено горами Акны, Фрейн и Максвелла. В го-рах зарегистрирована высшая точка планеты, возвышающаяся на 11,8 км над средним уровнем и на 9 км над примыкающей к горам местностью. На восточном склоне гор Максвелла расположен кратер диаметром 100 км и глубиной 1 км. Для него предполагается вулканическое происхождение. Земля Афродиты