Венера-01

pilot_pirks — 29.03.2021 НЕСКОЛЬКО ТАИНСТВЕННЫХ ЛИНИЙ

                За двадцатый век наши представления о Венере изменились кардинально. Благодаря совместным усилиям учёных многих стран с нашей ближайшей спутницы был сорван ореол неизвестности. История изучения Утренней Звезды напоминает хороший детектив.

У неё есть завязка, запутанный клубок тайн, кульминация и развязка. Свидетели, которые указывали в неверном направлении, и факты, которые изначально не воспринимались всерьёз. Что же послужило первым шагом к разгадке тайн нашей соседки?

              Если посмотреть на картину в целом, современная история изучения Венеры – история, с которой началось понимание того, что же собой представляет планета, – началась в апреле 1932 года, в чистую и ясную ночь. На юго-западе Калифорнии есть красивая горная цепь – Сан-Габриэль. Одной из её достопримечательностей является высокогорная астрономическая обсерватория Маунт-Вилсон. Она располагается на высоте около 1740 метров над уровнем моря. На момент описываемых событий на её основном телескопе был смонтирован новенький инфракрасный спектрограф, и сотрудники обсерватории проводили бессонные ночи, получая спектральные характеристики небесных тел. Очередной эксперимент, поставленный астрономами Теодором Данхэмом и Уолтером Адамсом, был направлен на поиск воды в атмосфере Венеры. Для увеличения точности решили ограничиться изучением небольшой полосы спектра в ближней инфракрасной области.

                К тому моменту спектрометрическая теория была хорошо разработана и успешно применялась как на Земле, так и для изучения ярких астрономических объектов вроде Солнца. Более того, ещё в XIX веке удалось выявить полосы поглощения аммиака у Юпитера и других планет-гигантов. А вот в определении состава атмосфер ближайших к нам Венеры или Марса она пока не могла помочь. Слишком слабым был сигнал с других планет, слишком легко было спутать его с линиями, возникшими в короносфере Солнца или атмосфере Земли. Но в эту чистую и ясную весеннюю ночь успех наконец-то пришёл. Впрочем, и здесь не обошлось без случайности, удачи. Зная об эксперименте, Кеннет Миз, глава Kodak Research Laboratories, передал  экспериментаторам набор специально изготовленных фотографических пластинок. Одна партия
сенсибилизированных контрастных пластинок оказалась особенно удачной, отличаясь высокой чувствительностью, высокой контрастностью и замечательной разрешающей способностью. Не существовало других эмульсий данного типа, которые хотя бы наполовину соответствовали этим параметрам. Именно благодаря им и было сделано открытие.

                После проявки пластинки следы поглощения воды найти не удалось, зато совершенно чётко проступили линии поглощения какого-то газа (рис. 21). Неизвестного газа. Подобных линий не было в справочниках. Никто не видел его в земных экспериментах, но этот газ явственно проступил в атмосфере Венеры.


                К счастью, спектральный анализ основывается не только на сравнении полученных полос с уже известными. Он основан на фундаментальных свойствах вещества, и даже по расположению линий можно многое сказать о молекуле, вызвавшей поглощение. Неизвестный газ по своим характеристикам оказался похож на обычную углекислоту.
                Возникал новый вопрос – почему этих линий не было видно в обычных экспериментах? Одним из вариантов ответа было то, что линии поглощения в этом диапазоне очень слабы и плохо видны при тех концентрациях СО2, с которыми обычно работают. Для проверки этой гипотезы в обсерватории Маунт-Вилсон изготовили герметичную трубу длиной 21 метр. Воздух из трубы был выкачан, и под давлением в неё стали закачивать двуокись углерода.

                Вплоть до 10 атмосфер поглощения в изучаемом диапазоне не наблюдалось. При ещё большем увеличении давления появилась очень слабая и размытая линия, чрезвычайно близкая к линии, наблюдаемой в спектре Венеры. Гипотеза получила подтверждение – поглощение вызывал углекислый газ. Теперь нужно было определить его концентрацию. Необходимо отметить, что спектрометрический метод не может прямо оценить процентное содержание газа в атмосфере. Относительно легко оценить так называемую приведённую толщину газового слоя. Эта полностью условная величина введена для упрощения расчётов. Предположим, что газ вдруг перестал расширяться и во всех точках имеет постоянное давление в 1 атмосферу. Какой высоты будет слой газа, обеспечивающий данное поглощение? Или такой пример: если взять за основу эксперимент с трубой, но предположить, что труба не может выдержать давления более одной атмосферы, то какой длины потребуется труба для обеспечения заданного поглощения? Вот длина этой трубы и была бы численно равна приведённой толщине газового слоя. Эксперимент с трубой позволил определить минимальное значение – не менее 400 метров. Уточнённые оценки, сделанные по данной спектрограмме, показали ещё более эффектный результат – 3,2 км. Это очень большая величина. Для сравнения: весь воздушный океан Земли соответствует приведённой толщине 8,5 км, а приведённая толщина углекислого газа в земной атмосфере – всего 220 см.

                В 1940 году астроном Руперт Вильдт сделал ещё один шаг. Он рассмотрел окна поглощения и излучения СО2 и, зная коэффициент отражения Венеры по телескопическим наблюдениям, получил, что температура на поверхности может достигать 135° С. По сути, именно он и является автором теории парникового эффекта, но в те годы его статья прошла практически незамеченной. Вторую жизнь она получила в 1952 году, когда Джерард Койпер готовил к переизданию свою книгу «Атмосферы Земли и планет». Найдя эту статью, он заново пересмотрел расчёты и, используя более современные данные по Венере, вывел, что температура должна составить около 77° С.

                В 1956 году было проведено первое наблюдения собственного радиоизлучения Венеры МакКлауфом, Майером и Слонейкером в диапазоне 3,15 см на 15-метровом радиотелескопе Морской исследовательской лаборатории США. Результат всех поразил. По полученному результату температура Венеры оказалась порядка 287° С для теневой стороны планеты, что заметно превышало любые другие расчёты и измерения. Решили изменить длину радиоволны на 9,4 см.

                Было проведено два наблюдения и получены показатели – 157° С и 467° С соответственно. Следующий эксперимент, проведённый Гибсоном и МакИваном в январе 1958 года, на длине волны 8,6 мм дал температуру 137° С 160° С. Но когда в сентябре 1959 года Кузьмин и Саломонович решили провести подобный эксперимент на только что запущенном в строй советском 22-метровом радиотелескопе, для 8 мм получили заметно более «холодный» результат – 42° С.

                Данные радиолокации пришлись весьма вовремя. К концу 50-х годов XX века спектроскопические методы изучения Венеры испытывали кризис. К тому моменту были известны несколько десятков линий поглощения в атмосфере Венере, но все они принадлежали углекислоте. Никаких других газов долго не удавалось выявить.

Оглавление  https://pilot-pirks.livejournal.com/149097.html

Оставить комментарий

Популярные посты:

• Ранее
• Архив