Крупнейшим достижением радиоастрономии было измерение температуры поверхности Венеры. Такое измерение оказалось возможным потому, что для радиоволн облака этой планеты почти прозрачны. Поверхность планеты, как всякое нагретое тело, излучает электромагнитные волны, в частности радиоволны. Из физики известно, что мощность теплового излучения нагретого тела совершенно определенным образом зависит от его температуры. Поэтому, измерив поток радиоизлучения от планеты, можно в принципе путем простых вычислений найти температуру ее излучающей поверхности. Правда, на практике задача оказывается значительно более сложной. Ведь существуют и другие физические процессы, которые могут привести к довольно мощному радиоизлучению, например грозовые разряды в атмосфере планеты. Но, производя наблюдения на разных волнах радиодиапазона, можно доказать, что радиоизлучение действительно является тепловым. Это будет верно в том случае, если на всех волнах эквивалентная температура (определяемая по потоку радиоизлучения на соответствующей волне) окажется одинаковой.

На рис. 67 приведены результаты измерений эквивалентной радиотемпературы Венеры на разных волнах. Вертикальные черточки, как обычно, указывают на вероятные погрешности измерений. Кроме того, измерялась зависимость эквивалентной температуры от фазы планеты. Выводы из радиоастрономических наблюдений Венеры можно сформулировать следующим образом:

l) в очень широком диапазоне длин волн от 1,3 до 20 см эквивалентная радиотемпература Венеры находится в пределах 550-600К;

2) на миллиметровых волнах эквивалентная температура значительно ниже и близка к 400 К. Переход от одной температуры к другой происходит где-то около длины волны 1,3 см.

Наиболее вероятное объяснение радиоастрономических данных состоит в следующем. На волнах более 1,3 см атмосфера Венеры прозрачна. Поэтому измеренная радиотемпература есть температура поверхности планеты, которая, как оказывается, необыкновенно высока. Уменьшение эквивалентной температуры Венеры на волнах миллиметрового диапазона объясняется поглощением углекислого газа CO2.

Изучение зависимости эквивалентной температуры Венеры от фазы планеты позволило сделать вывод, что разница ночных и дневных температур сравнительно невелика.

Эти результаты оказались для астрономов довольно неожиданными. Однако ничего сверхъестественного в столь высокой температуре Венеры нет. Представим себе, что в атмосфере Венеры содержится газ, сравнительно прозрачный для видимого излучения Солнца и почти непрозрачный для инфракрасною теплового излучения планеты. В этом случае отвод тепла от поверхности планеты будет сильно затрудняться, и даже та относительно небольшая доля солнечных лучей, которая проникает сквозь облачный слой, сможет нагреть поверхность до высокой температуры. Это явление часто называют «парниковым эффектом», хотя этот термин не совсем точно отражает суть дела.

Парниковый эффект создается в результате поглощения в полосах углекислого газа и некоторых других молекул, таких как H2O, которые в атмосфере Венеры присутствуют в сравнительно небольшом количестве, но сильно поглощают инфракрасное излучение.

Выдающиеся результаты были получены на советских автоматических станциях «Венера-4» (рис. 68, не сканировался), «Венера-5» и «Венера-6». Историческое значение имеет мягкая посадка спускаемого аппарата на поверхность Венеры, выполненная во время полета автоматических станций «Венера-7» и «Венера-8». Учитывая очень трудные условия, при которых был осуществлен этот блестящий эксперимент (огромная величина атмосферного давления на Венере, высокая температура), его следует отнести к числу крупнейших достижений современной космонавтики. В процессе мягкой посадки производились прямые измерения основных характеристик венерианской атмосферы — температуры и давления, которые по телеметрическому каналу передавались на Землю. Таким образом удалось получить «разрез» атмосферы этой планеты, что имеет выдающееся научное значение. Американцы также продолжали исследования Венеры с помощью автоматических станций.

В результате мы сейчас достаточно хорошо знаем физические условия в атмосфере и на поверхности этой планеты, бывшей до сравнительно недавнего времени едва ли не самым загадочным членом Солнечной системы. Кратко изложим теперь основные результаты этих исследований.

Атмосфера Венеры на 97 % состоит из молекул углекислого газа CO2. Обнаружено некоторое количество водяных паров (около 0,05 % по атмосфере в среднем).

Кроме того, как это следует из последних наземных наблюдений, в атмосфере Венеры обнаружены сравнительно незначительные примеси газов CO (0,01 %), HCl (6 10-5 %), NF (5 •10-7 %). (Вообще существуют соединения HF и NF3, но нет NF. Прим. OCR.) Очень важным является результат, полученный на советских автоматических станциях: количество молекулярного азота плюс благородные газы не превышает 5 %. Таким образом, эти компоненты атмосферы, столь существенные на Земле, в атмосфере Венеры играют заведомо второстепенную роль.

Давление у поверхности планеты достигает гигантского значения около 100 атмосфер! Измерения на станции «Венера-7» показали, что температура атмосферы у поверхности Венеры около 480 °C. Интересно, что высота тропопаузы и верхней границы облачного слоя Венеры составляет около 70 км. Фотометр, установленный на «Венере-8», показал, что облачный слой хорошо пропускает рассеянное солнечное излучение — освещенность на поверхности всего лишь в несколько десятков раз меньше, чем над облаками.

По-прежнему большой интерес представляет вопрос о составе частиц облачного слоя Венеры. Следует заметить, что, несмотря на все успехи в исследованиях этой планеты, нам пока еще не известно, из чего состоят ее облака. Соблазнительная возможность считать, что частицами, образующими облака Венеры, являются льдинки (так же, как в случае земных облаков), не проходит. Этому противоречат спектральные и поляризационные наблюдения. Было отмечено, что этим наблюдениям удовлетворяет предположение, по которому венерианские облака состоят из сферических частиц, образуемых водным раствором серной кислоты.

1975 год ознаменовался новым выдающимся достижением советской космонавтики. Автоматические межпланетные станции «Венера-9» и «Венера-10» были выведены на орбиту вокруг Венеры и стали искусственными спутниками этой планеты. Спускаемые аппараты этих станций совершили мягкую посадку на поверхность Венеры. Пожалуй, самым впечатляющим результатом этих экспериментов является получение панорамных фотографий поверхности Венеры, отличающихся удивительной отчетливостью. Впоследствии были запущены к Венере и другие советские космические аппараты.

# В марте 1986 г. завершился проект «Вега» («Венера — Галлей») — самый сложный и результативный в истории советских исследований Солнечной системы при помощи космических аппаратов. Он состоял из трех частей: изучение атмосферы и поверхности Венеры при помощи посадочных аппаратов; изучение динамики атмосферы Венеры посредством аэростатных зондов (аэростаты были впервые в мире запущены в атмосферу другой планеты); пролет через газопылевую атмосферу (кому) кометы Галлея и детальное изучение ее ядра. Научный руководитель проекта «Вега» — академик Р. 3. Сагдеев. Станция «Вега-1» совершила пролет через кому 6 марта 1986 г., а станция «Вега-2» — 9 марта.

Научные организации многих стран (СССР, Австралии, НРБ, ВНР, ГДР, ПНР, Франции, ФРГ) участвовали в разработке научных приборов для «Вега», а также систем обеспечения научных экспериментов на борту и на Земле. Впервые в наших космических проектах возможности международной кооперации были использованы столь широко.

По каждому из трех направлений, о которых говорилось, выше, были получены интереснейшие результаты. Самое любопытное среди них — это физические характеристики ядра кометы Галлея. Ядра комет — их центральные тела — наблюдались до сих пор с Земли только как звездообразные объекты на большом расстоянии от Солнца (~ 10 а. е.), когда активность кометы отсутствовала, да и таких наблюдений было очень мало. Во время пролета аппаратов «Вега-1» и «Вега-2» впервые ядро кометы исследовалось как пространственно-разрешенный объект; были определены его структура, размеры, инфракрасная температура. С помощью этих аппаратов были произведены оценки состава ядра и характеристики поверхностного слоя. Ядро кометы Галлея — это монолитное тело неправильной формы: его большая ось равна 14 км, а малая — около 7 км (рис. 69, не сканировался). Ядро покидает около 1030 молекул воды в секунду; Это означает, что испарение идет по всей поверхности, следовательно, состоит оно изо льда. Вместе с тем поверхность черная (альбедо около 5 %) и горячая (яркостная температура более 375 К). Эта, казалось бы, противоречивая картина укладывается в простую модель — так называемую модель «мартовского сугроба»: лед отделен от внешнего пространства слоем черного пористого вещества с низкой теплопроводностью. Этот слой принимает солнечное излучение, часть его переизлучает в инфракрасном диапазоне, часть передает еще и ледяному конгломерату. Молекулы H2O, образующиеся в результате испарения последнего, диффундируют вверх и покидают комету. При этом они отрывают отдельные частицы от поверхностного слоя, и к потоку газа добавляется поток пыли. Поверхностный слой в отдельных местах поверхности время от времени взламывается (если слой становится слишком толстым и поры закупориваются); тогда образуется активная область с мощным истечением вещества. Толщина пористого слоя невелика (~ 1 см), он очень быстро обновляется — верхний слой «сдирается», а снизу налипают новые частицы. Характерное время полного обновления слоя — около суток.