Космические объекты: Планета Венера

Венера — ближайшая соседка Земли, вторая по порядку планета Солнечной системы, ее среднее расстояние до Солнца 108,2 миллиона километров. Размеры и массы Венеры и Земли также очень близки: радиус Венеры 6051 км (6378 км у Земли), масса Венеры составляет 0,815 массы Земли, средняя плотность 5240 кг/м, ускорение свободного падения на экваторе 8,76 м/с, что составляет 0,89 земного. После Солнца и Луны Венера является самым ярким светилом на земном небе: ее звездная величина в максимуме достигает 4,45 м, и при благоприятных условиях можно даже наблюдать тень от предметов, создаваемую светом Венеры. Она совершает один оборот по орбите вокруг Солнца за 225 земных суток. Собственное вращение Венеры необычно: длительность одного оборота превышает венерианский год и равна 243 земным суткам, направление вращения противоположно вращению других планет. При этом солнечные сутки длятся около 117 дней. Средняя скорость движения Венеры по орбите 34,99 км/с. Угол между плоскостями экватора и орбиты равен 2506, орбита планеты круговая, и поэтому на Венере не происходит смены времен года.

В 1610 году Галилей впервые наблюдал смену фаз у Венеры, т. е. изменение ее видимой формы от диска до узкого серпа. В 1761 году Ломоносов, наблюдая прохождение планеты по диску Солнца, обнаружил у Венеры атмосферу. Начиная с XVII века, астрономы не раз пытались «разглядеть» Венеру, однако из-за плотного облачного покрова Венера в видимом диапазоне длин волн представляется однородной.

Совершенствование техники астрономических наблюдений, использование поляриметрических и стереоскопических измерений, освоение инфракрасного и ультрафиолетового диапазонов длин волн позволили получить некоторую информацию о характеристиках атмосферы Венеры на уровне верхней границы облаков.

В двадцатых — тридцатых годах нашего столетия были проведены первые наблюдения Венеры в инфракрасной области 8−13 микрон, позволившие определить температуру атмосферы у верхней границы облаков (Петтит и Никольсон, 1929 год), обнаружены полосы углекислого газа (Адамс и Данхэм, 1932 год), проведены первые поляриметрические измерения (Лио, 1929 год). Дальнейшее развитие наземных спектроскопических наблюдений позволило Конну и др. в 1969 году получить прекрасный атлас инфракрасных спектров Венеры и других планет со спектральным разрешением порядка 1055, обнаружить линии окиси углерода, соляной и фтористоводородной кислот в спектре Венеры и оценить содержание этих компонент. Рядом исследователей в шестидесятые годы были обнаружены в атмосфере планеты пары воды.

До полетов космических станций к Венере единственную возможность зондирования подоблачной атмосферы планеты предоставляли радиоастрономические наблюдения в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн. Эти наблюдения, выполненные в конце пятидесятых — начале шестидесятых годов в СССР и США, а также совместные наблюдения ученых обеих стран показали, что нижняя атмосфера Венеры имеет температуру 500 700 К или 250−450 С. Тогда же в 1961—1962 годах в СССР, США и Великобритании была проведена радиолокация Венеры, которая позволила определить направление и скорость собственного вращения, изучить топографические характеристики поверхности, уточнить размер Венеры.

Хотя наземные астрономические наблюдения Венеры продолжают развиваться и поныне, основная информация об этой планете за последние два десятилетия была получена с космических аппаратов.