28 ноября 2007 г. на пресс-конференции в штаб-квартире Европейского космического агентства (ESA) были официально представлены итоги основной миссии европейского межпланетного зонда Venus Express. Конференция была приурочена к публикации в британском журнале Nature (№450 от 29 ноября 2007 г.) подробного отчета из восьми статей, посвященного результатам почти полуторагодичного изучения Венеры.

Космический аппарат "Venus Express" - ESA

    Станция Venus Express была запущена 9 ноября 2005 г. с космодрома Байконур при помощи российской ракеты-носителя "Союз-ФГ" с разгонным блоком "Фрегат". Полет к Венере продолжался 155 дней. Зонд вышел на орбиту вокруг планеты 11 апреля 2006 г. и к 7 мая сформировал рабочую полярную орбиту высотой 250x66600 км с периодом 24 часа. Длительность основной миссии составила 500 земных (чуть больше двух венерианских) суток. На борту зонда установлены шесть научных приборов: планетный Фурье-спектрометр PFS, картирующий спектрометр VIRTIS, ультрафиолетовый и инфракрасный атмосферный спектрометр SPICAV/SOIR, анализатор плазмы и нейтрального газа ASPERA, магнетометр MAG, камера для мониторинга Венеры VMC и аппаратура для исследования ионосферы Венеры VeRa. За исключением Фурье-спектрометра, сканирующее устройство которого осталось направленным на калибровочный источник (черное тело), все остальные инструменты работают нормально. Часть научных задач PFS взяли на себя приборы VIRTIS, VeRa и SPICAV.
     Основным объектом изучения приборов Venus Express стала атмосфера планеты, так как именно она является ключом к пониманию загадок Венеры. В марте 2007 г. миссия Venus Express была продлена до мая 2009 г., то есть еще на два венерианских дня. Аппарат продолжит наблюдения за атмосферой. Кроме этого, исследователей интересуют другие феномены планеты, в первую очередь — вулканическая активность на ее поверхности. Вероятней всего, зонд будет выполнять свою научную миссию и далее — ресурсов топлива ему хватит до 2013 г. Вскоре к нему присоединятся другие космические станции: в 2010 г. к Венере должен прибыть японский аппарат Venus Climate Orbiter (другое его название — Planet-C). Сравнивая данные, полученные обеими миссиями, можно будет получить больше информации об Утренней звезде.

Мощная атмосфера Венеры на 96,5 % состоит из углекислого газа и на 3,5 % из азота (в атмосфере Земли азота 79% и еще около 20% кислорода, 1% аргона; углекислый газ присутствует в виде примеси, содержание в воздухе водяного пара зависит в основном от температуры). На сравнительной диаграмме вертикальных структур двух атмосфер ноль высоты температурных профилей (синяя линия — Земля; зеленая — Венера) установлен на уровне 1 бар — давления на уровне моря на Земле. В каждой черной точке давление в 10 раз больше, чем в соседней, расположенной выше. Более плотная атмосфера Венеры простирается почти на 50 км "глубже", чем земная. Давление на поверхности равно 92 бар, средняя температура — 730 К (457 °С); средняя температура на поверхности Земли — около 288 К (15 °С). Облака в обеих атмосферах занимают примерно тот же самый высотный диапазон относительно уровня в 1 бар. Венерианская газовая оболочка ниже этого уровня относительно безоблачна. Горы Максвелла — самые высокие на Венере — поднимаются на 11500 км над средним уровнем поверхности. Высота Эвереста — высочайшей горы на Земле — 8848 м.

Космический аппарат "Venus Express" - ESA

     По физическим характеристикам (масса, диаметр, средняя плотность) Венера во многом напоминает Землю. До начала космической эры, пока не было возможности заглянуть под плотный облачный покров, ее даже считали "близнецом" нашей планеты. Позже оказалось, что на этом сходство исчерпывается. На Венере нет никаких океанов: температура ее поверхности — около 730К (457°С), и вода не могла бы существовать там как жидкость, даже если бы присутствовала в изобилии. Среднее давление у поверхности (92 атмосферы) почти на два порядка выше, чем на уровне моря на Земле, где такие давления встречаются разве что на километровой глубине под водой. На Венере нет смены времен года, поскольку ось ее вращения практически перпендикулярна к плоскости орбиты. Планета совершает один оборот вокруг оси за 243 земных дня (период вращения вокруг Солнца чуть меньше — около 228 суток) и имеет очень тяжелую, самую плотную среди планет земного типа атмосферу, состоящую в основном из углекислого газа с облаками конденсированной серной кислоты. Эта атмосфера хорошо задерживает большую часть солнечной энергии, не давая ей достичь поверхности.

Карта изменений температуры венерианской атмосферы в зависимости от высоты на различных широтах, построенная с помощью прибора VeRa миссии Venus Express.

Космический аппарат "Venus Express" - ESA

     Основные научные задачи, поставленные перед космическим аппаратом Venus Express, можно сформулировать в виде вопросов: была ли ранее на поверхности Венеры вода, и если была, то чем можно объяснить ее последующее исчезновение? Каковы текущие климатические условия на Венере, насколько они отличны от земных? Каков точный химический состав атмосферы планеты, какова динамика ее изменений; что они могут сказать нам о ее эволюции? Какую роль в атмосферных процессах на Венере играет солнечный ветер (поток заряженных частиц, непрерывно идущий от Солнца)? Была ли Венера когда-то похожа на Землю, и если да, то какая катастрофа заставила ее климат так резко измениться?
     Приборы Venus Express позволили ученым впервые наблюдать венерианскую атмосферу от верхних слоев и фактически до самого ее основания. Результаты этих исследований дают основание предполагать, что Венера и в самом деле была когда-то "двойником" Земли не только по размерам, но и по характеру процессов, которые происходили на поверхности, однако затем их судьбы разошлись. Первая группа научных результатов, полученных с помощью космического аппарата, касается сложной атмосферной динамики. Стали более понятными ее структура и характер циркуляции. В результате исследователи имеют возможность построить лучшую на сегодняшний день глобальную температурную карту атмосферы планеты. Эти данные помогают лучше описать глобальную метеорологию Венеры.
     Вторая большая группа результатов касается состава атмосферы. Приборы Venus Express позволили определить профили содержания различных веществ над различными областями планеты, а также подтвердили наличие в облачном слое разрядов молний, способных оказывать существенное влияние на атмосферную химию. Задача ученых теперь состоит в том, чтобы сопоставить полученные данные с тем, что уже известно о поведении составляющих атмосферы с уже имеющимися данными, так как в экстремальных условиях Венеры эти вещества могут вести себя иначе, чем на Земле или Марсе.

Венера: южный полярный диполь. Изображение получено картирующим спектрометром VIRUS и показано в искусственных цветах. Размеры диполя 2700x900 км. Он имеет два центра вращения, направленного против часовой стрелки (как и поток зональной циркуляции). Оказалось, что циркуляция в полярных областях южного и северного полушария имеет симметричный характер. Северный полярный диполь ранее исследовался зондами Pioneer Venus и "Венера-15". Период вращения южного равен (2,48±0,5) суток. Оба полярных диполя окружены холодным "воротником". Разность температур между ним и диполем в области верхней границы облаков может достигать 50 К. Причина такой температурной структуры связана с характером динамики атмосферы. Красный кружок указывает на Южный полюс, желтый — очерчивает широту 70°. Синяя и зеленая прямые ~ меридианы соответственно 330° и 350°.

Космический аппарат "Venus Express" - ESA

     Третья группа результатов связана с процессами утечки атмосферы в космическое пространство. Ведущую роль в них играет солнечный ветер — поток электрически заряженных частиц (главным образом протонов и ядер гелия), непрерывно испускаемый Солнцем. Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа. На высоте от 40 до 60 км находится толстый слой облаков из мелких капель концентрированной серной кислоты. Верхняя кромка облаков вовлечена в мощный вихрь, охватывающий всю планету. Скорость ветра в нем достигает 100 м/с. Над облаками, на высоте 60-100 км, находится мезосфера — "пограничная область" между нижними и верхними слоями атмосферы. Динамику верхних слоев определяет прежде всего приток солнечной радиации. Нагревшись на освещенной стороне планеты, они поднимаются еще выше, а затем перемещаются на ночную сторону, где остывают и вновь опускаются на уровень верхней кромки облаков.
     Венерианская мезосфера содержит легкую дымку, состоящую также из аэрозолей серной кислоты и ее гидратов (соединений с водой). Благодаря дымке, хорошо отражающей свет, эти области можно наблюдать как яркие участки. Однако, несмотря на это, до настоящего времени мезосфера практически не изучалась, поскольку более ранние измерения проводились со спускаемых аппаратов, которые начинали регистрировать параметры окружающей среды на высотах около 60 км или еще ниже.
     Venus Express осуществлял измерения с помощью инфракрасного спектрометра SPICAV/SOIR. Прибор наблюдал за звездами и Солнцем, когда они постепенно заходили за край (лимб) венерианского диска и некоторое время были видны сквозь газовую оболочку. Спектрометр измерял степень поглощения света на различных длинах волн, и по полученным данным делались выводы о составе и температуре различных слоев атмосферы.
     Неожиданно теплая область, получившая название "температурной инверсии", была зарегистрирована в течение нескольких звездных затмений над ночной стороной планеты. Она проявилась на высоте 90-120 км. Обычно эта область атмосферы столь холодна, что ее часто называют крио-сферой Венеры. Однако новые измерения свидетельствуют, что температура здесь может составлять от 30 до 70 °С и достигает пика на высоте 100 км. Исследователи предположили следующий механизм нагрева: когда некоторая ограниченная область газа ("газовый карман") опускается из мезосферы в более плотные слои, увеличивающееся давление окружающей среды сжимает газ, повышая его температуру.
     Прибор VeRa — эксперимент по исследованию ионосферы Венеры в радиодиапазоне — также измерял температуру газовой оболочки планеты. По принципу действия он похож на SPICAV/SOIR, однако в роли звезды, которую "затмевает" Венера, выступает сам космический аппарат. Прибор испускает радиоимпульсы с очень строго выверенной частотой, далее они проходят через атмосферу и регистрируются земными радиотелескопами. Временная задержка этих сигналов несет информацию о среде, сквозь которую они прошли. По этим данным исследователи зафиксировали отчетливые перепады температуры, происходящие в течение суток в атмосфере южного полушария планеты, а также проследили суточные изменения температурных характеристик венерианской ионосферы (самый верхний атмосферный слой). Проведенные измерения касались только определенных широт и проводились в течение ограниченного времени венерианских суток. Дальнейшие исследования в рамках продленной миссии Venus Express позволят получить глобальную картину температуры атмосферы в трех измерениях.
     Оборудование Venus Express помогло лучше понять сложную динамику венерианской атмосферы, в частности, такие явления, как свечение планеты и южный полярный вихрь. Одним из первых достижений миссии стало подробное изображение южного полярного вихря. Его изучение проводилось с помощью картирующего спектрометра VIRTIS. Вероятно, вихрь образуется, когда теплые газы из экваториальных районов Венеры поднимаются в верхние слои атмосферы и уходят к полюсу планеты. Там они охлаждаются и вновь опускаются, образуя при этом спиральную структуру ("воронку").
     Venus Express также открыл новые детали на дневной стороне планеты. При поглощении солнечного тепла в атмосфере образуются уже упоминавшиеся "газовые карманы", или "ячейки конвекции". Можно сравнить этот процесс с кипением молока в кастрюле. Вся освещенная сторона Венеры как будто "кипит". Данные, полученные предыдущими космическими аппаратами, заставляли предположить, что ячейки конвекции могут достигать в поперечнике 200 км, но такие большие размеры было сложно объяснить с помощью принятой атмосферной теории. Наблюдения Venus Express продемонстрировали, что на самом деле размеры ячеек гораздо меньше — около 20-30 км. В таком случае весьма вероятно, что они остаются в средних слоях атмосферы, не затрагивая нижние слои, которые оказываются как бы "отгороженными" от солнечного тепла.

Снимки, сделанные широкоугольной цифровой камерой мониторинга Венеры VMC, позволяют исследовать морфологию и динамику видимых верхушек облаков. Камера получает изображения в четырех узких спектральных полосах: в ультрафиолетовом (365 им), видимом (513 нм) и тепловом инфракрасном (965 и 1010 нм) диапазонах. В первом из них наблюдаемые контрасты максимальны, т.к. он находится на длине волны таинственного ультрафиолетового поглотителя в верхнем облачном слое, который поглощает половину всей солнечной энергии, поступающей на планету. Все приведенные снимки сделаны в этом диапазоне. Одно из самых удивительных явлений в динамике атмосферы Венеры — то, что на высоте облачного слоя (около 50-65 км) практически вся она вовлечена в быстрое зональное течение, направленное в сторону собственного вращения планеты. В зависимости от афрографической широты (Афрографическая широта — угловое расстояние от венерианского экватора до точки поверхности планеты, аналог географической широты на Земле) атмосфера делает оборот вокруг Венеры за три или пять дней, тогда как сама планета вращается вокруг своей оси с периодом 243 земных суток. Это явление, получившее название суперротации, до сих пор не получило полного теоретического объяснения. Однако уже сегодня ясно, что зональная суперротация должна быть присуща всем планетам с массивной атмосферой и медленным собственным вращением, и основным механизмом, вызывающим такое движение, является термический прилив. Последовательность снимков, выполненных с интервалом в одни земные сутки, демонстрирует изменчивость околополярных областей. Чрезвычайный случай такой изменчивости показан на изображении d: яркий туман, расположенный выше абсорбирующего слоя облака, расширился до 35° южной широты, и стал более плотным, маскируя большинство остальных деталей.

Изменчивость облачного слоя в южном околополярном регионе.

     В процессе наблюдений обнаружилось еще одно загадочное явление, связанное со свечением дымки в верхних слоях венерианской атмосферы. Дымка состоит из аэрозольных частиц, хорошо отражающих солнечный свет. 13 января 2007 г. две трети южного полушария планеты неожиданно ярко засветились, как если бы в силу какой-то причины произошло очень интенсивное образование частиц тумана. Механизм этого явления пока непонятен. Свечение пропало так же внезапно через несколько дней, когда аэрозоли коагулировали ("выпали в осадок") и дымка развеялась.
     Спектрометр VIRTIS также наблюдал свечение молекул кислорода и углекислого газа в атмосфере планеты. Механизмы свечения для разных веществ существенно различаются. В случае углекислого газа оно происходит, когда молекула поглощает, а затем переиспускает солнечный фотон. Это происходит достаточно часто, и такое свечение регистрируется на дневной стороне планеты в слоях с низким давлением (на большой высоте). В противоположность этому слабое свечение кислорода обнаружилось на ночной стороне, что указывает на другой механизм его формирования: кислород светится, когда два его отдельных атома соединяются в молекулу, при этом высвобождая энергию. Оба типа излучения позволяют уточнить существующие представления о характеристиках венерианской атмосферы и уточнить ее модели. Кроме того, Venus Express наблюдает за изменениями интенсивности свечения — их изучение тоже необходимо для понимания атмосферных процессов.
     Согласно теории, на Венере не должно быть никаких молний, поскольку ее плотные тяжелые облака, похожие на земной смог, не вызывают эффекта разделения электрических зарядов. Тем не менее, приборами зонда неоднократно фиксировались низкочастотные электромагнитные волны, традиционно считающиеся признаками молний. Кстати, их наличие подтверждалось данными более ранних миссий, но окончательно доказать его удалось только в результате наблюдений Venus Express. Грозовая активность Венеры может быть сравнима по мощности с земной. Молнии — еще одна загадка эволюции планеты. Они влияют на химические процессы в атмосфере, расщепляя молекулы, которые затем могут вступать в нехарактерные реакции. Так на Земле образуется, например, азотная кислота. Теперь будут предприняты попытки обнаружения оксидов азота "грозового происхождения" и в атмосфере Венеры.
Взаимодействие с солнечным ветром

     Хотя у Венеры нет собственного магнитного поля, межпланетное магнитное поле, переносимое солнечным ветром, создает вокруг нее некое подобие "конверта" и не дает этому ветру проникать глубоко в атмосферу. Измерения, проведенные с помощью магнитометра MAG, показали, что поле "оборачивается" вокруг дневной стороны атмосферы и "загибается" на ночную сторону, причем конфигурация поля там такова, что, скорее всего, способствует ускорению плазмы. А это приводит к потерям атмосферных ионов. Впервые удалось провести непосредственные наблюдения плазменного окружения планеты в период минимума солнечной активности. Картина взаимодействия с солнечным ветром, которую увидели ученые, сильно отличается от уже имевшихся наблюдений при солнечном максимуме.
     Ожидается, что в период продолженной миссии аппарата солнечная активность возрастет, что позволит изучить эти процессы более подробно и понять, насколько они важны для Венеры. Приборы Venus Express дали возможность прояснить особенности поведения солнечного ветра в окрестностях планеты. Высокоэллиптическая полярная орбита аппарата в перигее приближается к ней на расстояние 250-350 км, а в апогее — удаляется на 66 тыс. км. Такая траектория очень удобна для данного рода исследований, поскольку проходит и в области непосредственной "встречи" солнечного ветра с атмосферой, и в областях, расположенных ближе к поверхности, и в более отдаленном пространстве, где солнечный ветер еще не "смешивается" с венерианской атмосферой. Ее самый высокий слой — ионосфера, состоящая из электрически заряженных частиц — непосредственно "принимает удар" частиц, выброшенных Солнцем. Скорость солнечного ветра достигает тысяч километров в секунду, и его частицы, таким образом, не могут быть захвачены притяжением планеты; более того, их энергии достаточно, чтобы разогнать до высоких скоростей (заведомо превышающих вторую космическую для Венеры) атмосферные ионы. Они постепенно уносятся в космическое пространство, а Венера, таким образом, теряет свою газовую оболочку.

Ниже облачного слоя (на высоте 50-65 км) основной вклад в циркуляцию атмосферы примерно до 60° широты в каждом полушарии вносят ячейки Хэдли. Так называются участки с характерным внутренним конвективным движением в честь английского ученого Джоржа Хэдли (George Hadley). В 1735 г. он предложил объяснение земных пассатов, сформулировав понятие такой ячейки, в которой воздушные массы вначале нагреваются, поднимаются и движутся по направлению от экватора к полюсам, а затем снижаются и перемещаются обратно по направлению к экватору, перенося таким образом тепло. Холодный "полярный воротник" обнаружен вокруг каждого полюса приблизительно на 70-й широте. А на самих полюсах имеется сложное и очень динамичное образование, получившее название "полярный диполь". На высотах более 100 км режим циркуляции венерианской атмосферы полностью сменяется конвекцией по направлению от подсолнечной к противосолнечной точке.

Схема циркуляции атмосферы Венеры.

     Все эти взаимодействия изучал прибор ASPERA — анализатор плазмы и нейтрального газа. С его помощью был впервые определен состав "утекающих" частиц. В основном их представляют ионы водорода, кислорода и гелия. Первые два компонента чрезвычайно важны, так как они являются составными частями воды. Считается, что водяные молекулы — основной источник водорода в верхних слоях атмосферы. Солнечное ультрафиолетовое излучение расщепляет их на ионы, которые затем уходят в окружающее пространство. Согласно этой теории, на один ион кислорода должны приходиться два иона водорода. Измерения ASPERA подтвердили, что соотношение водорода и кислорода в венерианской ионосфере именно таково.
     Ранее ученые предполагали, что атмосферные газы могут покидать Венеру, но не имели точной информации об их составе. Новые данные могут оказаться ключевыми для понимания того, почему сегодня планета практически лишена воды. Если собрать всю воду, которая содержится в виде пара в венерианской атмосфере, она покроет поверхность слоем толщиной примерно 3 см (для сравнения: если бы Земля была гладким шаром, то вся вода из воздуха, ледников и океанов распределилась бы по нему слоем толщиной 3 км).
     О том, насколько близок к реальности предложенный механизм взаимодействия солнечного ветра с атмосферой Венеры и насколько велик его вклад в "улетучивание" воды, расскажут дальнейшие наблюдения за тем, как меняется поток убегающих ионов в зависимости от солнечной активности. По мнению большинства планетологов, в далеком прошлом на Утренней звезде существовали обширные водоемы, соизмеримые с земными. Однако благодаря близости к Солнцу и растущей активности нашего светила на ранних этапах эволюции Солнечной системы длительный процесс испарения воды из венерианских океанов привел в итоге к полному иссушению поверхности планеты. Этому процессу активно способствовало обильное выделение из литосферы углекислого газа.

Взаимодействие плазменной среды Венеры с солнечным ветром.

     Как полагают авторы последних публикаций в журнале Nature, изначально атмосфера Венеры по большей части состояла как раз из водяного пара. Под воздействием солнечного излучения он расщеплялся на водород и кислород. Более легкий водород в основном ускользал в окрестный космос, тогда как кислород постепенно расходовался в ходе окислительных процессов на поверхности планеты. Косвенным свидетельством этой версии может, в частности, служить тот факт, что долевое соотношение более тяжелого изотопа водорода (дейтерия) и обычного водорода (протия) на Венере сегодня почти в 150 раз выше, чем на Земле — эту пропорцию удалось достаточно точно установить благодаря измерениям Venus Express. Но, пожалуй, наиболее интригующей тайной Утренней звезды остается страшная всепланетная катастрофа, предположительно произошедшая 700-900 млн. лет назад и целиком изменившая венерианскую топографию. Согласно информации, полученной предшествующими миссиями к Венере, никаких следов тектонической активности на ее поверхности в настоящее время не наблюдается. При этом возраст кратеров ее древнейших вулканов, по всей видимости, не превышает 500 млн. лет. Существует гипотеза, что планета-соседка представляет собой нечто вроде "вулканической пароварки": она долго накапливает в глубинах давление, временами внезапно вырывающееся наружу в форме катаклизмов, перекраивающих рельеф в глобальных масштабах. Возможно, реконструкция истории венерианской вулканической активности, которую собираются провести на основании дальнейших наблюдений зонда Venus Express, и станет тем самым недостающим звеном в понимании универсальных механизмов эволюции планет земной группы.

---