11 апреля 2008 г., европейская АМС Venus Express отметила два года со дня выхода на орбиту вокруг Венеры. Это событие ознаменовало собой начало новой эры исследований планеты, столь похожей на Землю 'внешне' и столь разительно отличной 'изнутри'. С 1961 г. советские и американские КА регулярно запускались к Венере, чтобы передать на Землю уникальные снимки и ценную научную информацию. Почти все они были рассчитаны на краткосрочную работу в ходе пролета планеты или на ее поверхности. Исключение составили три миссии.
    Американский Pioneer Venus Orbiter работал на орбите спутника планеты с декабря 1978 по октябрь 1992 г., произвел радиолокационную съемку поверхности с низким разрешением (80 км), изучал облачную систему Венеры и взаимодействие планеты с солнечным ветром.
    Советские 'Венера-15' и 'Венера-16' в 1983-1985 гг. провели более детальную радиолокационную съемку северного полушария планеты.
    Наконец, большой вклад в изучение Венеры внес американский КА Magellan, который работал на орбите ее спутника с 10 августа 1990 г. по 12 октября 1994 г. и выполнил глобальное радиолокационное картографирование с высоким разрешением.
    После 'Магеллана' Венеру исследовали лишь с пролетной траектории - это были американские КА Galileo (1990), Cassini (1998 и 1999) и Messenger (2006 и 2007).

ПОЛЯРНЫЙ ВИХРЬ НА ВЕНЕРЕ

    С июня 2006 г., когда станция Venus Express приступила к выполнению основной научной программы наблюдений, Венера находится под ее пристальным 'взглядом'. За полтора года в распоряжение научной группы Venus Express поступил большой объем информации, и часть его была тщательно проанализирована и представлена общественности. Расскажем подробнее о том, что нового удалось узнать о нашей 'соседке'.
    Главным вопросом, которым задавались ученые на протяжении всей истории исследования Венеры, был следующий: почему планета, так похожая на Землю по размерам и массе, столь разительно отличается по условиям на поверхности? На Венере, как и на Земле, имеются обширные равнины, рифтовые разломы и горные районы, причем самые высокие горы Максвелла поднимаются примерно на 11500 м - немного выше земных Гималаев (почти 9000 м). При этом атмосферное давление у поверхности Венеры в 90 раз выше, чем на Земле, а средняя температура достигает +462њС (735 К), в то время как на Земле она составляет +15њС (288 К). А вся вода в атмосфере Венеры, если бы удалось ее сконденсировать, имела бы толщину всего 3 см.
    Ключом к пониманию эволюции Венеры являются исследования ее плотной динамичной атмосферы. Приборному комплексу Venus Express удалось прозондировать венерианскую атмосферу от верхнего слоя облаков вплоть до самой поверхности. Так что же удалось выяснить? Похоже, начальные условия на Земле и Венере были сходны, но потом эволюция соседней планеты пошла совершенно другим путем - и Венера превратилась в совершенно непригодное для жизни место...

СОСТАВ АТМОСФЕРЫ

    Итак, атмосфера Венеры примерно на 96.5% состоит из углекислого газа и на 3.5% из азота, а также доли других газов, которые занимают меньше одного процента от общего объема. Для сравнения: атмосфера Земли состоит из 78% азота, 21% кислорода, 1% аргона, а также имеет незначительные примеси других газов.
    Если сравнить вертикальный профиль атмосфер Земли и Венеры, то можно сказать, что венерианская атмосфера простирается от 'нашей' отметки 1 атм вниз еще примерно на 50 км. Что касается слоев облачности - из водяного пара на Земле и из капелек серной кислоты на Венере, то относительно уровня 1 атм они располагаются примерно на одинаковых высотах. Слой венерианской атмосферы, лежащий ниже этой отметки, относительно 'прозрачен'.

ГРОЗОВЫЕ РАЗРЯДЫ В АТМОСФЕРЕ ВЕНЕРЫ

    На высотах от 40 до 60 км над поверхностью Венеры находится слой сернокислотных облаков. Около 62 км лежит тропопауза, а над ней несколько более теплая мезосфера. Мезосфера заполнена 'дымкой' переменной оптической толщины, в которой присутствуют такие соединения, как монооксид углерода СО, диоксид серы SO₂, хлороводород НСl, фтороводород HF и водяной пар из молекул 'обычной' и 'тяжелой' воды.
    В составе мезосферы Венеры было практически ничего не известно, так как спускаемые аппараты начинали получать данные с высоты 60 км и ниже. Приборы Venus Express восполнили этот 'пробел', и удалось установить, например, что HCl сейчас менее распространен, чем 40 лет назад. По сравнению с нижними слоями атмосферы отношение HDO к Н₂0 примерно в 2.5 раза больше, а на высотах 80-90 км наблюдается общее 'истощение' запасов воды.
    На высотах 90-120 км в ходе просвечиваний ночной атмосферы с помощью инфракрасного канала SOIR спектрометра SPICAV была обнаружена протяженная теплая область ('температурная инверсия'), температура которой колеблется от 30 до 70њС и достигает пика на высоте около 100 км. Это открытие стало для ученых неожиданностью, поскольку ночью на такой высоте должно быть очень холодно - эту область даже иногда именуют 'криосферой'.
    Исследователи полагают, что аномалия возникла в результате адиабатического нагрева при опускании воздушной массы: когда некая замкнутая область газа ('газовый карман') погружалась в более плотные слои, более высокое давление могло повысить его температуру с последующим образованием 'температурной инверсии'. В зоне инверсии обнаружены преимущественно аэрозоли серной кислоты и воды.
    Еще одна интересная деталь: на волне 3.3 мкм SOIR зарегистрировал линию поглощения, которую некоторое время не удавалось идентифицировать. Вскоре, однако, такая же линия была найдена в атмосфере Марса, и стало ясно, что она принадлежит 'экзотическому' варианту СO₂, в котором присутствуют два разных изотопа кислорода - обычный 160 и более редкий 180.

ЦИРКУЛЯЦИЯ АТМОСФЕРЫ

    Общую картину циркуляции атмосферы ученые сейчас видят так. В верхних слоях нагретый газ из подсолнечной области перетекает на ночную сторону планеты, опускается вниз и возвращается обратно. В самой подсолнечной области поглощается так много тепла, что верхняя атмосфера Венеры буквально 'кипит' и разделяется на маленькие зоны конвекции. По предшествующим данным характерный размер такой зоны оценивался в 200 км, но наблюдения с помощью камеры VMC показали, что они не превышают 20-30 км, что лучше 'стыкуется' с теорией.
    На высотах 50-65 км существуют так называемые 'ячейки Хэдли'. В них воздушные массы также нагреваются, поднимаются и перемещаются по направлению от экватора к полюсам, снижаются и движутся обратно к экватору, перенося тепло. Однако 'ячейки Хэдли' доходят лишь до 60њ широты, где встречаются с холодным полярным 'воротником'.
    Внутри последнего находится полярный вихрь. В южном полушарии Venus Express обнаружил его весной 2006 г., причем, к изумлению ученых, вихрь оказался двойным, и каждый из его 'глаз' имеет в диаметре около 2000 км. В северном полушарии двойной вихрь также присутствует, причем вращается по часовой стрелке, а южный вихрь - против. В отличие от земных ураганов, эти вихри вряд ли простираются до нижней атмосферы, так как там плотность газа слишком высока.

ГЛОБАЛЬНАЯ ЦИРКУЛЯЦИЯ В АТМОСФЕРЕ ВЕНЕРЫ

    Камера VMC проводила длительные наблюдения облачных структур в ИК-диапазоне, благодаря чему удалось измерить вариации скорости ветров (направление восток-запад) и периода вращения атмосферы в зависимости от широты. Средняя скорость ветров на низких широтах (ниже 40њю.ш.) колеблется в пределах 90-100 м/с, что согласуется с более ранними наблюдениям. Ближе к полюсу скорость ветра падает до 40 м/с и ниже, но тем не менее период оказывается меньше, чем у экватора - трое суток вместо четырех-пяти.
    Спектрометр VIRTIS также наблюдал свечение молекул кислорода в верхних слоях атмосферы на ночной стороне Венеры. Механизм его такой: на дневной стороне происходит фотолиз молекул углекислого газа с высвобождением атомов кислорода. Свободные атомы кислорода переносятся на ночную сторону Венеры, где происходит их спуск в мезосферу и последующая рекомбинация в молекулу кислорода. Этот процесс сопровождается излучением энергии, главным образом в ИК-диапазоне.
    Кстати, при поглощении и переиспускании фотона молекулой СO₂ также происходит свечение, но оно ограничивается дневной стороной и большими высотами.

Спектрометр VIRUS регулярно делал снимки зоны вихря в ИК-диапазоне (5.05 мкм). На представленном изображении дана температурная карта вихря и 'воротника' для высоты 60 км и уровня давления 0.2 атм и вертикальные профили температуры (красный и зеленый цвет соответственно). Ото дня ко дню форма вихря весьма заметно меняется.

ЗОНА ВИХРЯ в ИК-ДИАПАЗОНЕ

    Аэрозоли мезосферы по неизвестной причине могут начать светиться. Одно такое событие было зарегистрировано 13 января 2007 г., когда вдруг 'вспыхнуло' 2/3 южного полушария Венеры.
    По данным магнитометра MAG подтверждено наличие в атмосфере Венеры грозовых разрядов. Однако, в отличие от Земли, Юпитера и Сатурна, грозы Венеры обязаны своим существованием не водяным, а сернокислотным облакам. По-видимому, наблюдаемый с Земли в атмосфере Венеры оксид азота - один из продуктов венерианских гроз.

УНОС АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ

    Благодаря магнитометру MAG и анализатору космической плазмы и энергичных атомов ASPERA-4, станция Venus Express получила исключительно важные данные о взаимодействии атмосферы Венеры с солнечным ветром. Как известно, Венера не имеет собственного магнитного поля. Вследствие этого на протяжении всей истории Венеры солнечный ветер 'сносит' в космическое пространство атомы ее атмосферы.

МЕХАНИЗМ СВЕЧЕНИЯ КИСЛОРОДА В АТМОСФЕРЕ

    Правда, своеобразная 'наведенная' магнитосфера у Венеры все-таки есть: она образуется линиями межпланетного магнитного поля на дневной стороне и продолжается на ночной, образуя 'хвост'. Найти ее и исследовать помогло движение Venus Express по высокоэллиптической полярной орбите (высота перицентра 250-300 км, апоцентра - 66000 км): аппарат работал и в районах невозмущенного солнечного ветра, и в зоне, где он активно взаимодействует с верхней атмосферой и магнитосферой, и в 'хвосте'.
    Наведенная магнитосфера не дает солнечному ветру проникать глубоко в атмосферу, и все-таки Венера ее медленно теряет. Как показали данные с прибора ASPERA-4, уходят в основном ионы водорода, кислорода и гелия. Первые два компонента представляют наибольший интерес, так как они являются составными частями воды. Ранее была выдвинута гипотеза о том, что молекулы воды являются основными источниками водорода в верхних слоях атмосферы Венеры: УФ-излучение Солнца расщепляет воду на атомы, которые потом приобретают электрический заряд и уходят в космическое пространство.

Области Бета и Феба в искусственных цветах. Горные районы высотой до 5 км от среднего уровня Венеры оказались примерно на 40њ холоднее равнинных и показаны синим цветом.

РАБОТА КАМЕРЫ VMC

    Судя по данным ASPERA-4, соотношения между уходящими ионами таковы: Q(H+)/Q(O+) = 1.9; Q(He+)/Q(0+) = 0.07. Как и ожидалось, на один ион 'уходящего' водорода приходится два иона 'уходящего' кислорода; таким образом, Венера и сегодня теряет воду. По-видимому, этот процесс продолжался миллиарды лет и привел к исключительной сухости планеты в настоящее время.
    Для подтверждения этой теории и точного измерения количества 'унесенных' ионов, а также наблюдения за изменением скорости 'ухода', которая зависит от солнечной активности, потребуется более длительное исследование этого процесса.

ПОВЕРХНОСТЬ ПЛАНЕТЫ

    Как известно, атмосфера Венеры непрозрачна для видимого света, однако через одно из узких 'окон' в ИК-диапазоне (длина волны 1 мкм) камера VMC оказалась в состоянии увидеть ночную поверхность раскаленной планеты. Так, удалось отснять горные области Бета и Феба, где совершили посадку спускаемые аппараты советских станций 'Венера-9' - 'Венера-14' и американского Pioneer Venus Multiprobe, обширную вулканическую равнинуХинемоа и рифтовую зону Девана. Venus Express продолжает плодотворно трудиться на орбите вокруг Венеры, шаг за шагом приближая нас к разгадкам тайн этой притягательной планеты.