В 1970 г. на Венеру - также в неосвещенном участке - опустилась станция «Венера-7», передававшая информацию не только во время спуска, но даже с самой поверхности планеты (очевидно, твердой!). В месте посадки были зарегистрированы температура 470°С и давление 90 атмосфер с возможной ошибкой ±15 атмосфер. Плотность атмосферы была в 60 раз выше, чем на Земле. В 1972 г. «Венера-8», в отличие от предыдущих станций опустившаяся на дневной стороне планеты, показала температуру 470°±20°С при давлении 93±1,5 атмосферы. Прибор для измерения освещенности показал, что из-за густой облачности на поверхности «утренней звезды» днем царят сумерки, но между облаками и поверхностью планеты имеется прозрачный слой атмосферы.
В октябре 1975 г. спускаемые аппараты советских автоматических станций «Венера-9» и «Венера-10» впервые передали на Землю телевизионные панорамы поверхности Венеры. Сами станции стали искусственными спутнршами планеты.
Так были разрешены некоторые из основных загадок Венеры. Мы намеренно, в краткой форме, привели историю исследования атмосферы Венеры, чтобы читатели на этом примере видели, как длительно и упорно приходится изучать планеты, как постепенно уточняются и подтверждаются космонавтикой выводы, сделанные из наблюдений с Земли.
В заключение вернемся к облакам Венеры. Состав облаков Венеры все еще не разгадан. Теперь сомнительно, чтобы это были капельки или кристаллы воды. В последнее время серьезно обсуждается предположение, что это - капельки водного раствора серной кислоты. Такое предположение помогает объяснить удивительно малое содержание водяного пара в атмосфере и согласуется с наблюдаемыми оптическими свойствами облаков Венеры.
В облаках Венеры на фотоснимках, сделанных в ультрафиолетовых лучах еще в 20-х годах были обнаружены и в дальнейшем наблюдались крупные пятна в виде слабых потемнений. Сопоставляя снимки, полученные в разное время, астрономы заподозрили наличие ретроградного (в необычном направлении) осевого вращения планеты, скорость которого, по лучшим оценкам, соответствовала четырехсуточному периоду. Этот вывод подтвердился данными с автоматической межпланетной станции «Маринер-10», которая в 1974 г. передала на Землю по космическому телевидению изображения Венеры в ультрафиолетовых лучах, полученные с близкого расстояния.
На рис. 49 вы видите слева снимок, сделанный с Земли, при разрешении деталей до 500 км размером, а справа - с «Маринера-10» с разрешением, в десять раз большим. Благодаря этому отчетливо стали видны облака и потоки в них - циркуляция верхней атмосферы. На трех снимках (рис. 50), охватывающих 8 суток, видно квазиустойчивое темное пятно, смещение светлых и темных деталей. Это смещение согласуется с 4-дневным периодом вращения в направлении восток - запад. Y-образное пятно, может быть, постоянно рассасывается и опять восстанавливается. Но, как мы видели, по данным радиолокации, период осевого вращения твердой поверхности Венеры значительно больше! За четверо суток делает один полный оборот только верхний слой облаков, что соответствует скорости ветра около 100м/сек на экваторе планеты. Такая скорость ветра наблюдается только на большой высоте., а у самой поверхности Венеры, по данным советских станций, - полный штиль, то есть нет никакого движения.
Еще в 6-м издании этой книги я писал о мечте прощупывать радиолокатором рельеф планет сквозь облачный покров, каким, например, окутана Венера. Но не прошло и пяти лет, как это уже сбылось. По измерениям мощности радиосигнала, отраженного от разных мест поверхности Венеры, сначала составлялись карты, на которых обозначены постоянно существующие на Венере детали с повышенным коэффициентом отражения радиоволн. В дальнейшем американские ученые с помощью радиолокационных установок смогли установить разности высот на поверхности Венеры с точностью до 150 м и различать их на пространствах в несколько сотен километров. Найдена обширная область, находящаяся на 3 км выше среднего уровня. Еще поразительнее было обнаружение впоследствии более десяти кратеров (!) размером от 35 до 160 км. (Конечно, там должно быть множество более мелких.) Однако они неглубоки (даже наибольший из них имеет глубину только 400 м). Вероятно, это результат выветривания. Надо думать, что происхождение их скорее вулканическое, так как метеоритам пробить плотную атмосферу Венеры труднее, чем пробивать атмосферу Земли.
Кроме того, радиолокация позволила измерить экваториальный радиус Венеры под облачным слоем: 6052 ± 5 км.
Тайны Венеры постепенно раскрываются...
Марс издали и вблизи
О Марс! Интереснейшая из планет.
Расстояние от Земли до этого нашего небесного соседа меняется в больших пределах. Наименьшее расстояние до него бывает в так называемом противостоянии, когда обе планеты, двигаясь по своим орбитам, сближаются и находятся по одну сторону от Солнца. Противостояния происходят каждые два года. Но и это расстояние зависит от того, в каком месте своих орбит они сближаются, так как орбиты обеих планет, а особенно Марса, заметно эллиптичны. Это наименьшее расстояние колеблется от 100 до 55 млн. км. В последнем случае противостояние называется великим и повторяется через 15 или 17 лет. Ближайшее великое противостояние произойдет в 1988 г. К сожалению, в этих противостояниях Марс для средних широт северного полушария Земли, где расположено большинство обсерваторий, бывает невысоко над горизонтом. Его приходится наблюдать через значительную толщу атмосферы - постоянного врага астрономических наблюдений. Много ли можно увидеть на Марсе в телескоп с таких громадных расстояний? А между тем Марс - самая интересная из планет, так как больше всего сходна с Землей.
Он в полтора раза дальше от Солнца, чем Земля, и получает тепла только в два с лишним раза меньше. Его год составляет 687 наших суток или 668 марсианских суток, которые длиннее земных на 37 минут. Ось вращения Марса наклонена к его орбите почти так же, как земная, так что на нем происходит смена времен года. Наконец, Марс по диаметру вдвое меньше Земли и вследствие меньшей массы сила тяжести на нем в два раза меньше, чем земная. Поэтому с Марса легче, чем у нас, запускать космические ракеты.
Рис. 51. Сезонные изменения на Марсе по фотографиям с Земли. Заметны изменения размеров полярной шапки и видимости темных пятен
С Земли из-за волнения воздуха нельзя различить на поверхности Марса даже в сильнейший телескоп детали менее чем 0,5-1", т. е. менее чем 150-300 км. Кроме того, сам Марс обладает атмосферой,
хотя и разреженной, и она накладывает дымку на диск Марса, особенно на его краях. Поэтому сразу на Марсе можно увидеть немногое, и только терпеливые наблюдения в лучшие ночи от года к году дают некоторое суммарное представление о поверхности этой загадочной планеты.
Что же можно непосредственно видеть на Марсе? Прежде всего мы замечаем, что большая часть его поверхности имеет красновато-желтый цвет, отчего эта планета в целом и была в древности посвящена кровавому богу войны. Эти места раньше считали пустынями, ровными и возвышенными. Во вторую очередь бывает заметна белая полярная шапка на том или другом полюсе Марса.
Белые полярные шапки - это тонкий снеговой покров, над которым часто стоит туман. Такой вывод о полярных шапках сделал русский ученый Г. А. Тихов в 1909 г. Он впервые фотографировал Марс через разные светофильтры. О том, что это сезонный покров, догадывались и потому, что когда на соответствующем полушарии Марса зима, полярная шапка велика. К лету, дробясь по краям, она уменьшается и иногда даже исчезает.
В последние годы установлено, что, кроме снега из замерзшей воды, в полярных шапках Марса находится (и, по-видимому, преобладает) снег из замерзшего углекислого газа, который в условиях Марса затвердевает при температуре около -130 °С.
