ФИЗИКА ЛУНЫ И ПЛАНЕТ

В. А. Бронштэн
    1970 год — год столетия со дня рождения В. И. Ленина — советские ученые ознаменовали новыми успехами в изучении природы ближайших к нам тел Солнечной системы методами космической техники. Наибольшие успехи были достигнуты в исследованиях Луны и Венеры.
Первые вести с поверхности Венеры
    В прошлых обзорах уже сообщалось о результатах изучения атмосферы Венеры нашими автоматическими межпланетными станциями «Венера-4, 5, б», которые впервые дали в руки ученых измеренные непосредственно в атмосфере планеты температуру, давление, плотность до высоты около 20 км над средним уровнем поверхности. Значения параметров атмосферы Венеры у самой поверхности приходилось определять путем экстраполяции, принимая тот или иной закон изменения температуры с высотой.
    17 августа 1970 г. к Венере стартовала новая автоматическая межпланетная станция «Венера-7». После 120 суток полета 1.5 декабря 1970 г. станция вошла в атмосферу планеты. Через 36 минут после отделения спускаемого аппарата он совершил посадку на поверхности Венеры.
    Учитывая высокие значения давлений и температур, полученные по измерениям предыдущих станций, спускаемый аппарат был рассчитан на внешнее давление до 180 атм и на температуру до 800° К. Поэтому он смог выдержать суровые условия у поверхности Венеры и передавать сигналы в течение 23 минут после посадки.
    В результате анализа измерений температуры в ходе снижения аппарата удалось выяснить, что закон изменения температуры близок к адиабатическому. Представляет интерес сравнить оценки температуры и давления у поверхности Венеры, полученные путем экстраполяции данных «Венеры-5» и «Венеры-6» с результатами непосредственных измерений «Венеры-7». Экстраполяция проводилась на основании двух моделей нижней атмосферы Венеры: чисто-адиабатической и адиабатачески-изотермической (см. AК на 1971 г., стр. 154).

Температура

Давление
Экстраполяция данных «Венеры-5,6», адиабатическая модель

770±60°К

100±40атм
То же, адиабатическая изотермическая модель
«Венера-7»

685±10°К
748±20°К

110±50 атм
90 ±15 атм

    Таким образом, в пределах возможных ошибок измерений и экстраполяции, данные «Венеры-7» хорошо согласуются с первой (адиабатической) моделью. Окончательно установлено, что Венера обладает необычайно сильно разогретой атмосферой, плотность которой у поверхности примерно в 60 раз превышает плотность атмосферы у поверхности Земли.
Исследования атмосферы и облаков Венеры
    Чем больше новых данных о природе Венеры приносят нам межпланетные станции, тем больше задач приходится решать теоретикам. Одной из таких еще не решенных проблем является природа облачного слоя Венеры, точнее, природа образующих его частиц.

Наиболее простое и естественное предположение о том, что облака состоят из капелек воды в нижних слоях и кристалликов льда в верхних, встречается с рядом трудностей. Так, в инфракрасном спектре планеты не наблюдаются полосы поглощения льда у 1,4 и 1,9 мк. Это можно было бы объяснить в предположении, что облачный слой имеет небольшую оптическую толщу или что его частицы имеют малые (субмикронные) размеры. Но в обоих случаях облачный слой не имел бы столь высокого альбедо, как показывают наблюдения.
    Американские ученые Д. Коффин и Т. Герельс изучили изменение поляризации с углом фазы для облаков Венеры и для частиц различных размеров и с различными показателями преломления. Выяснилось, что показатель преломления у облаков Венеры может заключаться в пределах 1,43—1,55, тогда как у воды и льда он равен 1,30—1,33.
    Количество водяного пара в атмосфере Венеры, определяемое по полосам HgO в ее спектре, недостаточно для насыщения при температурах, найденных для облачного слоя (235—240° К).
    Чтобы образовались ледяные кристаллы, нужно понизить температуру на 60° или увеличить содержание водяного пара на два порядка.
    С другой стороны, никто не мог предложить вещество, которое могло бы быть основным компонентом облаков Венеры. Назывались самые разнообразные соединения: СO2, С3О2, NH4OH, NH4CI, FeCI, HgCl2 и другие, но облака из СОз невозможны при столь высоких температурах, а остальные вещества не найдены спектроскопически, несмотря на тщательные поиски.
    Подобная ситуация заставляет некоторых исследователей .искать ответа в довольно неожиданных направлениях. Так, Ф. Донахо в США и независимо В. А. Бронштэн высказали предположение, что облака Венеры могут состоять из аномальной воды. Эта модификация воды, открытая советскими физико-химиками Б. В. Дерягиным и Н. Н. Федякиным, образуется в тонких кварцевых капиллярах за счет конденсации паров обычной воды Плотность аномальной воды 1,4 г/см3, показатель преломления 1,48 (т. е. хорошо согласуется с результатом Коффина для облаков Венеры) и, что самое важное, в ее спектре нет полос у 1,4 и 1,9 мк, а упругость насыщенного пара аномальной воды меньше, чем у обычной, т. е. ее облака могут образовываться при более высоких температурах.
    Но какова природа аномальной воды и почему она образуется на Венере и почти отсутствует на Земле? По мнению Б. В. Дерягина и ряда американских специалистов, аномальная вода имеет полимерную структуру в виде многоэтажной гексагональной решетки, причем атомы кислорода соединены как в пределах своего «этажа», так и с другими «этажами» водородными связями.
    Но есть и сомнения в существовании полимерной воды. Некоторые ученые полагают, что аномальная вода — не что иное как гель кремниевой кислоты (не надо забывать, что образуется она, как правило, в кварцевых капиллярах). Однако эксперименты показали, что аномальная вода образуется и на кварцевых порошках. В таком случае можно объяснить ее образование в атмосфере Венеры тем, что последняя заполнена мельчайшей кварцевой пылью, поднимаемой ветрами с поверхности планеты.
    Ветровой режим на Венере изучался многими теоретиками. Г. С. Голицын, применив к Венере построенную им общую теорию планетарной циркуляции, нашел, что характерные для этой планеты скорости атмосферных течений близ поверхности около 1 м/cек, и во всяком случае не превышают нескольких метров в секунду. Малая разность температур подсолнечной и антисолнечной то­чек на Венере, а также экватора и полюсов, которая по последним данным радионаблгоденнй не превосходит 12—18°, весьма осложняет задачу построения точной схемы циркуляции. Эта задача была бы проще, если бы одна из разностей температур (экватор — полюс или подсолнечная — антисолнечная точки) значительно пре­восходила другую.
    Анализируя тепловой режим нижних слоев атмосферы Венеры, М. Я. Mapoв пришел к выводу, что ниже 40—50 км газ сильно поглощает излучение, идущее от поверхности, и поэтому перенос тепла излучением не мо­жет обеспечить тепловой баланс. Нужен дополнительный механизм переноса тепла, и таким механизмом является, скорее всего, конвекция. Скорости конвективных движе­ний в тропосфере Венеры, по расчетам М. Я. Марова, составляют десятые доли метра в секунду. Совместно с В. С. Авдуевским, В. И. Полежаевым и др. он построил модель ячейковой конвекции в тропосфере Венеры, причем размер каждой «ячейки» составляет десятки километров. Внутри ячейки холодный газ стекает вниз, а снаружи горячий газ идет наверх. К тому же выводу пришли П. Гираш и Р. Гуди (США).
    Таким образом, и конвективные, и циркуляционные движения газа у поверхности Венеры должны иметь ско­рости от десятых долей до нескольких метров в секунду. Этого достаточно, как показали Л. Ронка и Р. Грин, для того, чтобы поднимать с поверхности и поддерживать во взвешенном состоянии длительное время пылинки микронных и субмикронных размеров. Облака пыли могут порождать ложные отражения при радиолокации, создавая впечатление высоких деталей рельефа. Воздействие ветров на поверхность должно приводить к эрозии и сглаживанию рельефа, образовывать ветровые наносы типа песчаных барханов.
    Дж. Льюис (Массачусетский технологический институт, США) выполнил тщательное исследование химических взаимодействий атмосферы и литосферы Венеры, используя данные о составе, температуре и давлении атмосферы, полученные советскими АМС. Две из трех выведенных им моделей, дающих химическое равновесие, следует отбросить, так как из них следует очень низкая температура у поверхности (590—630 °К) и неприемлемые давления. Третья модель прекрасно согласуется с данными «Венеры-7» по температуре (747±20°К) и удовлетворительно по давлению (120 ±20 атм}. Согласно этой модели кварц является основным минералом по- верхности планеты. Другими возможными минералами в этих условиях могут быть магнетит (Fe3О4), эистатит (MgSiO3), кальцит (СаСО3), волластонит (СаSiO3), оливин, каменная соль и др. Равновесное содержание водяного пара в нижней атмосфере по модели Льюиса должно быть близко к 4*10-4, тогда как «Венера-5» и «Венера-6» получили в среднем 5-10-4. Облака Венеры, по Льюису, могут состоять из смеси чистого льда и водного раствора НС1, затвердевающего при 188 °К.
    Точка инея при принятой им концентрации водяного пара соответствует 220 °К. При более высоких температурах (240—270°К) образование ледяных облаков становится невозможным.
    Проблему взаимодействия литосферы и атмосферы Венеры с точки зрения баланса воды, водорода и кислорода изучал также Р. Мюллер. Согласно его схеме вода поступает из литосферы в атмосферу в ходе разложения гидросиликатов с образованием энстатита, кварца и паров воды. Из нижних слоев вода диффундирует наверх, ив самых верхних слоях — в экзосфере — происходит фотодиссоциация воды и утечка водорода со скоростью 1011 атомов/см2 * сек или 50 г воды с 1 см2 за миллион лет. Но скорость дегидратации поверхности в сто раз больше, значит, происходит обратный переход воды из атмосферы в литосферу.
    Если гипотеза водной природы облаков подтвердится, то весьма возможны процессы типа земных дождей, стой разницей, что на Венере осадки не достигают поверхности, а испаряются «по дороге».
    Исследование гфоблемы облаков Венеры П. Гирашем и Р. Гуди показало всю ее сложность. Облака не могут состоять из пыли, так как пылевые облака не создают конвекции в глубине. Конденсаты с низким давлением пара не создают ее на всех уровнях в облаке, и последнее не может быть устойчивым. Конденсаты же с высоким давлением пара, как вода, не удовлетворяют оптическим наблюдениям, о чем говорилось выше. Гираш и Гуди считают, что облака Венеры не находятся в локальном радиативно-конвективном равновесии и что в облачном слое господствуют процессы динамического переноса тепла планетарного масштаба.
    Уже давно было замечено, что в ультрафиолетовых лучах на Венере наблюдаются постоянные детали, перемещение которых, как показали французские астрономы Ш. Буайе и П. Гэрен, соответствует периоду в 4 суток-Это явление было подтверждено Б. Гино спектроскопи­чески и объясняется постоянной циркуляцией со скоростью ветра около 100 м/сек. На высоких широтах ско­рость уменьшается до 60—70 м/сек. Причина этой циркуляции (происходящей выше уровня облаков, т. е. выше 60 км) была объяснена Шубертом и Уайтхедом экспериментально, а затем П. Гирашем теоретически. Она заключается в периодическом нагревании верхних слоев атмосферы Венеры Солнцем с периодом в 117 суток («солнечные сутки» Венеры). Односторонний нагрев верхней атмосферы Венеры солнечными лучами порождает градиент давления, а он в свою очередь движение атмосферных масс, направленное по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса планеты.
    Наиболее общую картину вертикального строения атмосферы Венеры рассчитал М. Я. Маров. Согласно его модели на высоте около 105 км над поверхностью Венеры и 45 км над уровнем облаков расположен температурный минимум, соответствующий нашей мезопаузе. Температура здесь падает до 195 °К. Близкое значение (190°К) получили Д. Хантен и М. Мак Элрой. Дальше температура растет с высотой за счет поглощения ультрафиолетового излучения Солнца и на высоте 300 км достигает 650 °К. Эта последняя оценка была получена В. Г. Куртом и его сотрудниками по наблюдениям излучения в линии лайман-альфа на станции «Венера-4». Выше 230 км начинается область изотермии. Высота термопаузы колеблется с солнечной активностью в пределах от 210 до 260 км, а температура термосферы — от 500 до 900 °К.
Картографирование Венеры и Меркурия
    Несмотря на то, что никто еще не видел и не фотографировал поверхности Венеры, уже появились первые ее карты. Они составлены методом радиолокации.
    Прежде всего астрономы условились о принципах отсчета широт и долгот на планетах. Северным полюсом условлено считать тот из полюсов, чья проекция попадает в северное полушарие относительно эклиптики. Координаты северного полюса Венеры, приняты: а = 273°,0, д = 66°,0 (1950,0); сидерический период обратного вращения 243,0 суток. Нулевым меридианом считается цен­тральный меридиан Венеры, видимый из центра Земли в 0 часов 20 июня 1964 г. Ось Меркурия принята перпендикулярной к плоскости его орбиты, а за нулевой меридиан принят тот, который проходил через подсолнечную точку в момент первого прохождения Меркурия через перигелий в 1950 г. Счет долгот идет от 0 до 360° навстречу направлению вращения планеты, так, чтобы в ходе вращения долгота центрального меридиана возрастала.
    Радиолокационное сканирование диска Венеры позволило выявить возвышенности до 2 км, протяженностью около 150 км, имеющие повышенную отражательную способность в радиолучах. Сочетая 18-метровую вестфордскую антенну и 36-метровую хайстекскую, разделенные расстоянием 1200 км, американские радиоастрономы А. Роджерс и Р. Ингаллс составили карту радио­отражательной способности Венеры на волне 3,8 см. На ней видны детали с повышенным отражением, обо­значенные ранее буквами а и в, две новые области, получившие названия Гаусс и Герц, и деталь Максвелл (широта 62°,5, долгота 3°,5), обнаруженная на волне 70 см. Еще одна серия наблюдений была проведена на волне 12,5 см. Все три серии дают близкие результаты. Обнаружено довольно много ярких и темных деталей, которые могут соответствовать возвышенностям и низинам. Яркая деталь а имеет диаметр около 1000 км и тонкую структуру. Наблюдаются округлые темные детали, несколько напоминающие лунные «моря», причем близ их центров расположены небольшие яркие точки.
    С картографией Меркурия положение несколько иное, Основным препятствием к составлению точной карты этой планеты является не атмосфера, а неблагоприятные условия наблюдений. После установления окончательного значения периода вращения Меркурия вокруг оси (58,646 суток) американские астрономы К. Чепмен и Д. Крукшенк, с одной сторуны, и французские астрономы А. Камншель и О. Дольфюс, с другой, построили карты этой планеты, основанные на многолетних наблюдениях, как визуальных, так и фотографических. Обе карты довольно хорошо согласуются друг с другом (после приведения их к единой системе долгот). Сравне­ние обеих карт с более ранними картами Скиапарелли и Антониади было сделано советским геоморфологом Г. Н. Каттерфельдом, предложившим для деталей Меркурия систему названий, в основе которой лежит система, предложенная еще Антониади. Однако эти названия еще не рассматривались Международным Астрономическим союзом и могут рассматриваться лишь как предварительные.
    Внешне детали поверхности Меркурия напоминают детали Марса. Это — круглые темные пятна, похожие на лунные «моря», темные линейные образования протяженностью 1—2 тыс. км и шириной 250—400 км и разделяющие их светлые области. В отличие от Марса, темные области занимают несколько большую часть поверхности Меркурия, чем светлые, и отчасти поэтому планета имеет более низкое альбедо.