Это является следствием того, что вся поверхность планеты покрыта плотным слоем облаков, так что ее подлинную твердую поверхность никогда не удается видеть. Тем не менее в противоположность Марсу именно в фиолетовых и в ультрафиолетовых лучах слабые детали Венеры можно все же различить с наибольшей контрастностью, в то время как в красных лучах вообще никакие детали не видны. Как установлено недавними наблюдениями на обсерватории Пик дю Миди, как будто намечается повторяемость подобных деталей с периодом в 4 суток, но это, по-видимому, не связано с периодом вращения самой планеты, а отражает какие-то метеорологические условия.
Большое значение для познания физической природы этой планеты имело открытие в 1931 г. астрономами Адамсом и Денгемом (обсерватория Маунт Вилсои, США) интенсивных полос поглощения углекислого газа, расположенных в инфракрасной части спектра Венеры. Теоретические расчеты и непосредственные эксперименты позволили по интенсивности этих полос определить количество углекислоты в атмосфере планеты, и оказалось, что этого газа на Венере содержится в 360 раз больше, чем в атмосфере Земли.
Вместе с тем ни малейших следов кислорода или водяных паров в спектре Венеры обнаружено не было. Только в 1960 г. американскому астрофизику Стронгу, поднявшему на стратостате специальную аппаратуру на высоту около 24 км над земной поверхностью, удалось обнаружить в спектре планеты слабую полосу поглощения водяного пара при длине волны около 11,3 микрона.
И опять таки Стронг не нашел в спектре Венеры признаков свободного кислорода. Только в апреле 1962 г. сотрудник Крымской астрофизической обсерватории Академии наук В. А. Прокофьев, применив специальные способы исследований, получил спектр Венеры, в котором, по-видимому, имеются линии свободного молекулярного кислорода. Если это открытие астронома подтвердится, то придется пересматривать наши представления о физической природе Венеры.
В начале текущего столетия Венера рассматривалась большинством специалистов как планета вполне аналогичная Земле, но находящаяся только на более ранней ступени развития, соответствующей примерно нашему каменноугольному периоду. Однако и здесь обнаруживается, что, по-видимому, каждая планета отличается собственными характерными особенностями. На это прежде всего указывает необычайно большое количество углекислого газа на Венере. Не говорит ли это об отсутствии на этой планете зеленых растений, разлагающих углекислоту на составные части? Не означает ли это, что Венера сплошь покрыта водяной оболочкой и лишена всяких континентов, поскольку твердые породы легко способны входить в соединения с углекислотой и тем самым уменьшать ее содержание в атмосфере?
Каковы остальные составные части атмосферы Венеры? Это, по всей вероятности, главным образом азот. По крайней мере, в 1953 г. на Крымской астрофизической обсерватории профессору Н. А. Козыреву удалось обнаружить в спектре неосвещенной части Венеры ряд эмиссионных полос азота, из которых наиболее интенсивные, с длиной волны. 0,39 и 0,43 микрона, характерны для спектра полярных сияний.
Другие интересные сведения, полученные различными способами, относятся к температуре Венеры. Измерения специальным прибором — радиометром собственного теплового излучения Венеры позволяют вычислить температуру внешних слоев облачного покрова, окутывающего планету. На темном, не освещенном Солнцем ночном полушарии планеты температура облачного слоя оказалась равной —33° С, а на дневной стороне — около —38° С, т. е. практически остается неизменной.
Это постоянство температуры на большой высоте над поверхностью планеты показывает, что Венера не может быть обращена к Солнцу всегда одной и той же стороной, как Луна к Земле, так как в этом случае разность температур освещенного и ночного полушарий планеты была бы очень большой. Очевидно, планета сравнительно быстро вращается вокруг своей оси, но определение периода ее вращения необычно затруднено сплошным облачным покровом, сквозь который совершенно не видны детали поверхности планеты.
Первые сведения о ВенереИзвестный русский астрофизик А. А. Белопольский (1854—1934), с успехом определивший период вращения планеты Юпитера по характеристикам его спектра, сделал попытку применить тот же метод и к Венере.
Если предположить (а это представляется весьма вероятным), что ось вращения Венеры значительно наклонена к плоскости ее орбиты, то для земного наблюдателя противоположные точки диска планеты, лежащие примерно на ее экваторе, должны перемещаться в противоположных направлениях, и это обстоятельство должно сказываться на положении линий поглощения в спектре планеты. Однако самые тщательные измерения не показали ни малейших смещений спектральных линий, и отсюда Белопольский сделал заключение, что период вращения этой планеты должен составлять, по крайней мере около двух недель. Это все, что было возможно сказать о вращении Венеры вплоть до самого последнего времени.
Применение радиометодов для исследования Венеры позволило получить гораздо более определенные сведения относительно ее вращения и температуры, как поверхности, так и облачного слоя. Большим успехом радиоастрономии была радиолокация Венеры, осуществленная в 1961 г., что позволило с высокой степенью точности определить ее расстояние от Земли аналогично тому, как это было сделано в 1946 г. для Луны. Однако определение расстояния до Венеры имеет гораздо большее значение, так как определяет непосредственно масштаб всей Солнечной системы, и притом с недостижимой для прежних методов точностью. Именно по этим наблюдениям большая полуось земной орбиты оказалась равной 149 457 000 км, с возможной ошибкой всего лишь в ±5000 км.
Другой результат этих наблюдений заключался в определении периода вращения Венеры вокруг оси. Согласно сообщению академика В. А. Котельникова и профессора И. С. Шкловского (см. газету «Известия» № 112 за 1961 г.), оказалось, что разность скоростей краевых участков поверхности Венеры, возникающая вследствие вращения ее вокруг оси, составляет около 80 м/сек. При перпендикулярном положении оси по отношению к плоскости орбиты это соответствует периоду вращения в 11 суток. Если принять, согласно Кейперу, что ось вращения Венеры наклонена к плоскости ее орбиты на 58°, то легко вывести для периода вращения величину в 9 суток. Некоторая неопределенность связана с неизвестным еще углом наклонения оси планеты к плоскости ее орбиты.
Результат определения периода вращения Венеры снова подчеркивает большое различие между соседними планетами — Землей и Венерой. Ведь Венера не имеет никаких массивных спутников, которые, подобно нашей Луне, могли бы своими приливными влияниями замедлять скорость ее вращения. Она на протяжении своей истории была подвержена лишь солнечным приливам, влияние которых было тем более незначительным, что эта планета, по-видимому, всегда была покрыта, как это предполагается, сплошным океаном, где тормозящее действие приливов сравнительно невелико. Таким образом, приходится считать, что период вращения Венеры на протяжении всей ее истории составлял несколько суток, между тем как первоначальные сутки нашей Земли были равны нескольким часам и лишь постепенно возросли до настоящей величины.
Третье преимущество радионаблюдений заключается в том, что радиоволны определенной длины способны почти без поглощения проходить сквозь облачные слои Земли и Венеры и непосредственно зондировать самую поверхность этой планеты, до сих пор скрытую от нас ее облаками. Первые удачные приемы весьма слабого радиоизлучения Венеры на волне в 3 см удалось осуществить в 1956 г., но большой помехой был шумовой фон постоянно меняющейся интенсивности. В настоящее время радиоизлучение планет улавливается «мазерами» — молекулярными приемниками с очень низким шумовым фоном и высокой чувствительностью, позволяющими регистрировать радиосигналы, в 10—15 раз более слабые, чем принимались в 1956 г.
