© Владимир Каланов,
сайт "Знания-сила".

Введение

До начала космической эры астрономы знали о Венере очень мало. Плотная облачность мешала им увидеть ее поверхность в телескопы. Не удавалось точно определить даже ее диаметр, поскольку она была постоянно окутана облаками. Не были известны ни температура на поверхности Венеры, ни давление, ни состав атмосферы, ни особенности рельефа. Космическим аппаратам удалось пройти сквозь атмосферу Венеры, состоящую, как выяснилось, в основном из углекислого газа с примесями азота и кислорода. Бледно-желтые облака́ в атмосфере содержат капельки серной кислоты, выпада́ющей на поверхность кислотными дождями.

Атмосфера Венеры

Исследования атмосферы Венеры неоднократно проводились при спуске на поверхность планеты советских космических аппаратов «Венера», начиная с 1967 г., а также при помощи научной аппаратуры, установленной на воздушных шарах, которые были доставлены на планету советскими станциями «Вега-1» и «Вега-2».

Парниковый эффект на Венере

Газовый и аэрозольный состав атмосферы таков, что часть солнечного излучения проникает вплоть до поверхности Венеры. Однако прозрачность атмосферы для инфракрасного (теплового) излучения очень мала. В результате температура поверхности планеты оказывается чрезвычайно высокой. Это явление, называемое парниковым эффектом, на Венере значительно сильнее, чем на Земле, где аналогичный прирост температур составляет около 35°. Ранее предполагалось, что из-за плотных облаков на поверхности Венеры всегда темно. Однако, полёт "Венеры-8" показал, что для солнечного излучения облака́ Венеры достаточно прозрачны, так что освещенность на её поверхности примерно соответствует освещё́нности на Земле в пасмурный день. Однако и этого количества солнечной энергии оказывается достаточно, чтобы вследствие парникового эффекта температура на поверхности Венеры установилась выше, чем на Меркурии, расположенном ближе к Солнцу. Средняя температура на Венере находится в пределах +470°C. Это означает, что такие металлы, как свинец, олово и цинк могут существовать там только в расплавленном состоянии. Суточные и годичные колебания температуры на Венере практически отсутствуют. Её плотная атмосфера хорошо сохраняет тепло даже в условиях очень большой продолжительности венериа́нских суток. Перепады температуры от дня к ночи составляют не более 1°, а от экватора к полюсам — не более 12°. Но вот с высотой температура заметно понижается — на вершинах наиболее высоких гор она почти на 100° ниже, чем в низменностях. Хотя по земным меркам это всё равно — сильнейшая жара.

Облачный покров планеты трёхслойный: на высотах от 70 до 90 км находится разреженная стратосферная дымка, на 50-70 км — основной облачный слой, а на 30-50 км — подоблачная дымка. Основной облачный слой весьма стабилен, хотя местами он гуще, а местами чуть более прозрачный. Он оранжево-желтого цвета. Такой цвет неба, необычный для жителей Земли, обусловлен тем, что атмосфера Венеры состоит из CO₂, молекулы которого рассеивают именно эту часть солнечного света.

По мере приближения к поверхности Венеры, температура, давление и плотность атмосферы возрастают. Вблизи поверхности планеты плотность атмосферы всего в 14 раз меньше плотности воды, то есть давление газа на поверхности Венеры больше давления атмосферного газа на поверхности Земли в 90 раз! Такое давление, существует на Земле на глубине 90 метров под водой! Космонавт, оказавшийся на Венере, подвергся бы этой ужасной силе, которая его тут же раздавила бы. Космические корабли приходится конструировать так, чтобы они выдерживали сокрушительную, разда́вливающую силу атмосферы Венеры.

Плотность атмосферы у поверхности Венеры примерно в 50 раз больше, чем у поверхности Земли. 40% массы венерианской атмосферы находится в пределах 10 км от поверхности планеты. Можно сказать, что воздух там в определенной степени вязкий и движение в такой плотной газовой среде должно чем-то напоминать перемещение в воде.

Высотные слои

С высотой плотность атмосферного газа и температура уменьшаются (см. график зависимости температуры и давления от высоты). Так, на высоте 30 км. давление равно 9,4 бар, плотность 10 (кг/м³) и температура 222°C. На высоте 60 км. давление падает до 0,09 бар, плотность падает до 0,2 (кг/м³), а температура уходит в минус 30°C. Из-за высокого молекулярного веса атмосферного газа выше 150 км. атмосфера Венеры разряжена больше, чем атмосфера Земли на таких же высотах. Выше этого уровня преобладают легкие частицы — атмосферный кислород и углекислый газ. А еще выше (выше 320 километров) резко увеличивается относительное содержание гелия и водорода. Легкие составляющие атмосферного газа — угарный газ, кислород и водород появляются как результат распада (диссоциации) молекул углекислого газа и водяного пара. Эта диссоциация происходит под воздействием жесткого (высоко́энергичного) ультрафиолетового излучения Солнца в стратосфере Венеры.

Атмосфера Венеры делится на разные высотные слои — тропосферу, стратосферу, мезосферу и термосферу (криосферу). Выше 700 километров начинается корона Венеры, состоящая только из водорода. Она простирается до 1000 километров и плавно переходит в межпланетную среду́. На высотах короны температура практически не меняется с высотой. Она, конечно, зависит от времени суток, то есть от того количества тепла, которое поступает в атмосферу от Солнца. Это значит, что температуры днем выше, чем ночью. Так, выше 160 километров температура днем (в подсолнечной точке) близка к 300 К при минимальной солнечной активности и 450 К — при максимальной. Ночью температура падает до 100 К.

Облака на Венере

Наблюдения облачных структур в ультрафиолетовых лучах, проведенные с борта американского космического зонда «Маринер-10», показали, что на высотах около 50-60 км существуют постоянные атмосферные течения - ветры ураганной силы, скорость которых достигает 100-110м/сек (около 400 км/час). С приближением к поверхности, начиная с высоты 20 км, скорость ветра резко уменьшается и на высоте 10 км составляет уже лишь 3 м/сек (около 10 км/час). На само́й же поверхности планеты ветер дует со скоростью 0,5-1 м/сек (2-4 км/час). Однако надо иметь в виду, что на Венере, воздушная смесь в 50 раз плотнее земного воздуха, поэтому создаваемое таким ветром давление гораздо больше.

В атмосфере Венеры зарегистрированы грозовые разряды. По концентрации частиц облачный слой Венеры напоминает земной туман с видимостью в несколько километров. Облака́, видимо, состоят из капелек концентрированной серной кислоты, ее кристалликов и частиц серы и водяных паров. Следует отметить, что капельки серной кислоты, хотя и в значительно меньшем количестве, присутствуют и в земной атмосфере. Вероятно, как и на Земле, на Венере серная кислота образуется из сернистого газа SO₂ - оксида серы(IV), источником которого являются вулканические извержения и серосодержащие породы поверхности - пириты.

Химический состав атмосферы Венеры

Химический состав атмосферы Венеры

Вплоть до 1967 года, по аналогии с Землей, предполагалось, что основная химическая составляющая атмосферы Венеры — азот. Ученые считали, что кроме него там находится небольшое количество (1-10%) углекислого газа, полосы поглощения которого были обнаружены еще в 30-е годы. Однако, как показали самые простые химические датчики, установленные на первых «Венерах», всё обстоит иначе — в атмосфере Венеры преобладает углекислый газ (по последним данным — 96,5%), а азота там менее 4% (3,5%). В атмосфере Венеры содержится не только углекислый газ и азот, но и целый ряд малых составляющих (малых — по количеству). Какие они и сколько их (усредненное количество), показано на диаграмме. На поверхности Венеры и в её атмосфере очень мало воды — всего лишь более одной сотой процента. Правда, после самых первых полетов не удалось получить сведений о содержании многих малых составляющих атмосферы планеты — водяного пара, кислорода, угарного газа, соединений серы и инертных газов (см. статью "Редкие газы на Венере" об исследовании атмосферного состава Венеры в марте 1982г. аппаратом «Венера-13»). А между тем, они играют огромную роль в жизни атмосферы: поглощают солнечное и тепловое излучение (вспомним о «парниковом» эффекте), вступают в химические реакции, образуют в результате конденсации частицы облачного слоя и т. д. Особый интерес представляют инертные газы, изотопы которых можно разделить на две группы. Радиогенные — образовались в результате радиоактивного распада элементов. Реликтовые — сохранились со времени образования Солнечной системы (около 4,5 миллиардов лет тому назад). Из абсолютного содержания реликтовых изотопов инертных газов и их соотношения с радиогенными можно почерпнуть некоторые сведения о тех условиях, в которых из протопланетной туманности когда-то рождались планеты, и о самом процессе формирования планет.

Как на планете, подобной Земле, сложились совершенно иные климатические условия? Под влиянием каких процессов возникла венерианская атмосфера? Полностью ответить на эти сложнейшие вопросы ученые не смогли до сих пор.

Интересно знать, что:

После того как первые Автоматические Станции установили параметры атмосферы Венеры, конструкторы НПО имени Лавочкина коренным образом изменили схему посадки на планету. Если раньше станции весь путь сквозь атмосферу проделывали на парашюте, то теперь он требовался только для начального торможения. С 1975 года 8 станций нового поколения (от «Венеры-9» до «Венеры-14», а также «Вега-1, Вега-2») отстреливали тормозной парашют на высоте 50 км над поверхностью планеты и далее совершали свободное падение. Атмосфера Венеры очень плотная, поэтому было вполне достаточно того сопротивления, которое оказывала сама станция — шарообразная капсула диаметром 1 метр, к верхней части которой прикреплен металлический диск (тормозной щит) диаметром 2 метра, напоминавший по форме перевернутый зонтик. Тягучий воздух Венеры обтека́л снизу вверх сначала шар, а затем диск, гася скорость падения. Посадка под таким «зонтиком» происходила достаточно мягко — оставались невредимыми даже лампы в фарах, предназначенные для подсветки поверхности во время съёмки. Ещё одна «хитрость», смягча́вшая удар, заключалась в посадочном кольце. Этот полый металлический «бублик» (диаметр 180 см, толщина 14 см), закрепленный под днищем станции, в момент её падения на каменистую поверхность планеты сминался, ослабляя удар.