Александр Колтыпин - Битвы древних богов

Для наблюдателя, находящегося на поверхности Венеры, Солнце восходит на западе, а заходит на востоке, хотя в действительности облачная атмосфера полностью закрывает небо.

Период вращения Венеры вокруг оси очень длителен — около 243 земных суток, что больше, чем период ее обращения вокруг Солнца, — 224,7 суток. Именно поэтому на Венере сутки продолжаются больше года, а календарь совершенно необычен.

Поскольку ось вращения Венеры почти перпендикулярна орбитальной плоскости (наклон 3° 24’), там отсутствуют сезоны года: один день похож на другой, с равной продолжительностью и одинаковой погодой. Эта погодная однотипность еще больше усиливается специфичностью атмосферы планеты — ее сильным парниковым эффектом.

Исследование атмосферы, климата, рельефа, вулканической и тектонической активности и химического состава горных пород на Венере стало возможно после запуска советских и американских космических аппаратов к ней. С 1967 по 1985 гг. Венеру изучали советские автоматические межпланетные станции (АМС) «Венера—4» — «Венера—16», «Вега—1» и «Вега—2», а также американские космические аппараты (КА) «Mariner—5», «Mariner—10», «Pioner-Venera», «Pioner-Venera—1» и «Pioner-Venera—2», которые в совокупности доставили на ее поверхность 14 спускаемых аппаратов-зондов.

С 1990 по 1994 гг. на орбите Венеры работал КА «Magellan». Данные, полученные «Магелланом», позволили картировать 98 % поверхности Венеры с разрешением 120 м.

С апреля 2006 г. на орбите Венеры начала исследования АМС «Venus Express» Европейского экономического сообщества (ESA), запущенная с космодрома «Байконур» 9 ноября 2005 г. К этим исследованиям присоединилось несколько наземных телескопов в обсерваториях по всему миру. Их основная цель — изучение атмосферы, плазменной оболочки, поверхности и подповерхностного слоя Венеры.

Атмосфера Венеры

Венера имеет очень мощную, плотную и облачную атмосферу, не позволяющую увидеть ее поверхность. Давление у поверхности планеты — около 90 атмосфер.

Освещенность дневной стороны поверхности Венеры примерно такая же, как на Земле в пасмурный летний полдень. Небо на Венере имеет яркий желто-зеленый оттенок.

Атмосфера Венеры на 96—97 % состоит из углекислого газа;около 3—3,5 % приходится на азот, остальные 0,5 % составляют угарный газ, аргон, сернистый газ, хлористый водород, фтористый водород, пары воды и кислород. Самые верхние слои атмосферы Венеры почти целиком водородные. Водородная атмосфера простирается до высоты 5 500 км.

При помощи зондов было обнаружено, что в атмосфере ниже облаков содержится приблизительно от 0,1 до 0,4 % водяного пара и 60 миллионных частей свободного кислорода.

Крайне незначительное содержание водяного пара в атмосфере Венеры — одна из главных ее загадок. Ведь главным источником атмосфер планет земной группы считаются вулканические газы, большую часть которых составляют водяной пар и углекислый газ. На Земле они находятся в объемном соотношении 5:1. По оценкам специалистов, общее количество углекислого газа на Венере и Земле приблизительно одинаково, только на Земле он связан в осадочных породах и отчасти поглощен водными массами океанов, а на Венере сконцентрирован в атмосфере. Следовательно, в соответствии с приведенной выше пропорцией Венера должна была бы иметь гидросферу, сопоставимую с земной, с толщиной эквивалентного слоя воды на поверхности около 2,7—3 км. Почему же этого не наблюдается?

Ответ на этот вопрос был получен в конце 2007 года АМС «Venus Express». С помощью спектрометра «Spicar/Soir» и анализатора плазмы и нейтрального газа «Aspera», установленных на станции, было обнаружено, что ионы кислорода, водорода и гелия покидают атмосферу Венеры. Причем, кислород и водород находятся в таком же соотношении, что и в молекулах воды (1:2). По мнению сотрудника Денверского музея природы и науки (США) доктора Дэвида Гринспуна ( David Grinspoon) и сотрудника Института космической физики в Кируне (Швеция) Станислава Барабаша, это доказывает водное происхождение этих ионов. Получается, что водяной пар раньше присутствовал в атмосфере Венеры в гораздо большем количестве, чем теперь, но затем был расщеплен солнечным ультрафиолетовым излучением на ионы, которые были вынесены из верхних частей атмосферы солнечным ветром.

Другое подтверждение наличия большого количества водяного пара на Венере в далекие времена было получено благодаря анализу уровня «тяжелого» водорода дейтерия, остающегося в атмосфере дольше, чем обычный водород. По его содержанию можно судить, сколько водяного пара было раньше. Гринспун считает, что его вполне могло хватить, чтобы покрыть Венеру 4-километровым слоем воды. Это немного превышает суммарный объем воды в океанах и атмосфере Земли.