Багаторічні спостереження з наземних радіотелескопів істотно уточнили параметри обертання Венери

Ріс. 1. Венера у видимих променях і карта її поверхні, складена за результатами радіолокаційних спостережень’) «>

Ріс. 1. Вгорі ліворуч: фотографія Венери у видимих променях, отримана апаратом «Месенджер» під час другого прольоту повз цю планету (основною його метою був Меркурій). Фото з сайту photojournal.jpl.nasa.gov. Вгорі праворуч: мозаїка радіолокаційних зображень Венери, складена на основі даних апарату «Магеллан», вид з боку північного полюса. Кодування кольорів вказує відстань від точки до центру планети. Зображення з сайту photojournal.jpl.nasa.gov. Внизу ліворуч: гори Акни (Akna Montes) на Венері, радіолокаційне зображення зонда «Магеллан». Зображення з сайту nssdc.gsfc.nasa.gov. Внизу праворуч: зображення області посадки «Аполлона-15» на Місяці, отримане за допомогою радара обсерваторії Голдстоун і масиву радіотелескопів VLBA в якості приймача. Роздільна здатність становить 5 метрів на піксель (або 0,003 кутової секунди — це в 10 разів краще, ніж у телескопа «Хаббл»). Зображення з сайту nrao.edu

Радіолокаційні спостереження Венери за допомогою наземних випромінювачів і передавачів дозволили з небувалою точністю виміряти параметри обертання Венери навколо своєї осі: середню тривалість доби, напрямок осі планети та її прецесію. Також були виміряні коливання швидкості обертання Венери, основний внесок в які, схоже, робить взаємодію між планетою і її атмосферою. Крім того, вченим вдалося розрахувати момент інерції планети і отримати завдяки цьому оцінки розміру її ядра, що дозволяють перевірити попередні розрахунки.

Радіолокація — унікальний спосіб дослідження космічних тел. На радіодієстах він припадають ділянки електромагнітного спектру, в яких атмосфери планет Сонячної системи найбільш прозорі, тому спостереження в цих частинах спектру дозволяє так глибоко заглянути всередину планет, як неможливо ні в одному іншому діапазоні. Наприклад, завдяки мікрохвильовому радіометру космічного апарату «Юнона» вдалося з’ясувати, що відбувається на глибині 350 км під хмарним шаром Юпітера (докладніше див. тут), — це в два з гаком рази більше глибини, на якій відмовив атмосферний зонд «Галілео» при зведенні з орбіти. Радіохвилі дозволяють сканувати і нутрощі кам’яних планет (правда, на невеликій глибині): за допомогою радара апарату «Марс-експрес» вдалося довести існування підлідної водойми на Марсі, що знаходиться під півторакілометровою товщею полярної шапки (M. Sori, A. Bramson, 2019. Water on Mars, With a Grain of Salt: Local Heat Anomalies Are Required for Basal Melting of Ice at the South Pole Today, див. також новину Mars Express виявив в районі південного полюса Марса ще кілька підлідних озер, «Елементи», 07.10.2020).

У радіодієстоні невелика природна яскравість небесних тіл, і одночасно в ньому можливо створювати потужні, вузькоспрямовані і монохроматичні пучки випромінювання, які можуть поширюватися по всій Сонячній системі і перевершувати рівень фону на багато порядків. У видимому діапазоні нічого і думати «підсвітити» якесь небесне тіло і полегшити таким чином спостереження, — у всякому разі до тих пір, поки не будуть виготовлені гігаватні лазери проекту Breakthrough Starshot. Однак у радіодієстоні таке «підсвічування» — метод досліджень, що давно увійшов в ужиток і застосовується як при орбітальному зондуванні (наприклад, радіолокатор космічного апарату «Магеллан», який працював на орбіті Венери в 1989-1994 роках, дозволив скласти досить детальну і детальну карту її поверхні: роздільна здатність склала 100-300 метрів), так і при вивченні тіл Сонячної системи за допомогою потужних передавачів, встановлених на поверхні Землі.

Крім телескопа Аресібо (трагічно закінчив свою службу в грудні минулого року) для «підсвічування» використовується 70-метровий радар обсерваторії Голдстоун з випромінювачем потужністю 500 кВт. Відображений сигнал можна приймати на багатьох наземних радіотелескопах, встановлених на Землі (дещо про це можна прочитати тут). Для гіпотетичного спостерігача на поверхні досліджуваного тіла, здатного бачити в радіодієстоні на відповідній довжині хвилі, в момент проходження променя наша планета або повзуча по небу точка орбітального апарату буде ставати набагато яскравіше Сонця.

Яскравість небесних тіл складається з багатьох факторів, які поділяються на такі категорії: теплове випромінювання (що випускається всіма тілами у Всесвіті за рахунок їх теплової енергії), відображене і розсіяне випромінювання («падають» на об’єкт фотони перенаправляються їм без поглинання і зміни енергії) і нетеплове випромінювання, що виникає за рахунок всіх інших процесів (наприклад, люмінесценції або руху заряджених частинок в магнітному полі). У різних частинах спектру вони можуть давати різний внесок. Так, теплове випромінювання у планет припадає в основному на середній інфрачервоний діапазон, а у зірок — на ближній інфрачервоний, видимий і ультрафіолетовий. Інтенсивність теплового випромінювання швидко спадає далеко від максимуму, особливо в бік коротких довжин хвиль. Тому в ВК-частині спектру істотно власне випромінювання планет, а у видимому діапазоні переважає відображене випромінювання Сонця.

У жорсткому іонізуючому діапазоні випромінювання небесних тіл має нетеплову природу: в основному воно є результатом взаємодії поверхні або атмосфери з космічними променями (інтенсивність такої взаємодії вище для важких хімічних елементів) і високоенергетичних процесів в їх магнітних полях (прикладом можуть служити сонячні спалахи). У гамма-променях Місяць (що складається зі скельних порід) може бути яскравішим Сонця (чия атмосфера майже повністю складається з водню і гелію).

У радіодієстоні переважають різні види нетеплового випромінювання, пов’язані з динамічними процесами в магнітосферах планет і зірок, а також теплове випромінювання. Але всі вони мають невисоку інтенсивність (щонайменше, на кілька порядків нижче теплового випромінювання в ВК), і малу спектральну яскравість. Пучок хвиль, випущених радаром, навпаки, володіє великою потужністю, яка до того ж сконцентрована в маленькому тілесному вугіллі і припадає на дуже вузький діапазон частот. Тому він з легкістю може перевершувати рівень фону на багато порядків навіть при радіолокації небесних тіл Сонячної системи з поверхні Землі.

Венера — наша найближча сусідка, якщо брати великі космічні тіла (за вирахуванням Місяця, звичайно), — одна з найбільш привабливих цілей для радіолокації. Тим більше, що більшістю інших методів її і не повивчаєш. У хмарному шарі венеріанської атмосфери температура і тиск приблизно відповідають земним, проте в хмарах немає жодного просвіту (тобто неможливо вести спостереження в оптичному діапазоні), а поверхня, що ховається глибоко під ними, розпечена до 735 К (близько 460 ° C). Тиск на ній становить 9,3 МПа (тобто близько 92 земних атмосфер). В ВК-діапазоні у венеріанської атмосфери є кілька вікон прозорості, але через розсіювання на частинках хмарного шару вдається отримувати лише розмиті зображення поверхні з роздільною здатністю не краще кілометра. Жоден з посадкових зондів не пропрацював в умовах венеріанської поверхні більше пари годин, а створення довгоживучих апаратів, подібних марсоходам, вимагатиме виготовлення всієї електроніки за допомогою принципово нових технологій і матеріалів (наприклад, карбіду кремнію, див. статтю The Radio We Could Send to Hell).

І все-таки, вивчати Венеру потрібно, незважаючи на всі виклики і на повну непридатність поверхні для життя і колонізації. У багатьох відношеннях друга планета від Сонця схожа на Землю більше всіх інших тіл Сонячної системи. Детально про Венеру та її дослідження можна почитати в статті Людмили Засової Дивовижний світ Венери, а тут зупинимося на головному. Загальні фізичні характеристики обох планет — радіус, маса і хімічний склад — практично однакові, а відмінності в інших параметрах недостатні, щоб пояснити разючу розбіжність умов на поверхні. Інсоляція на Венері перевершує земну на 90%, але через високу відбивну здатність хмар планета отримує менше сонячної енергії на одиницю поверхні, ніж Земля — тільки потужний парниковий ефект розігріває її поверхню на 500 градусів вище ефективної температури. Вміст води менше земного на кілька порядків, проте надзвичайне збагачення венеріанської води важким і малолетючим ізотопом водню (1,5% дейтерію проти земних 0,016%, див. T. Donahue et al., 1982. Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen) вказує на те, що раніше її було набагато більше і могло вистачити на глобальний океан глибиною до сотень метрів. Суттєво відрізняється також тривалість доби: зоряні рівні 243 земних, а сонячні — 117 земних (так відбувається через те, що орбітальне і добове обертання Венери спрямовані назустріч один одному).

У такій тривалості венеріанської доби криється вказівка на те, що раніше, можливо, на Венері умови були набагато ближче до земних. Як показує моделювання, при уповільненому добовому циклі особливості атмосферної циркуляції на планетах з океанами і атмосферами помірної щільності здатні компенсувати високу інсоляцію (M. Way et al., 2016. Was Venus the first habitable world of our solar system?). На денному боці таких планет за рахунок інтенсивного випаровування води формується потужний хмарний покрив, який відображає досить значну частину сонячного світла і обмежує нагрів. На нічному боці, навпаки, хмари і волога відсутні, що дозволяє теплу безперешкодно йти в космос. У минулому клімат Венери міг бути навіть прохолоднішим від спекотного земного клімату попередніх геологічних епох (див. таблицю 1 у цій статті), а придатні для життя умови на планеті мали всі шанси зберегтися досі. Але щось пішло не так (рис. 2).

Ріс. 2. Ліворуч: вулкан на Венері в уявленні художника, заснованому на даних про умови на поверхні. Малюнок зі статті Л. Засової Дивовижний світ Венери. Праворуч: фотографія поверхні Венери, зроблена зондом «Венера-13» після посадки. Фото з сайту starcatalog.ru

За деякими ознаками причини сучасного стану Венери, настільки не схожого на сучасну Землю (і на те, що мало б бути відповідно до згаданих кліматичними моделями), могли бути внутрішніми. Поверхня Венери зберігає сліди масштабного катаклізму, який стався кілька сотень мільйонів років тому, призвів до повного (або майже повного) її оновлення під дією вулканічних і тектонічних процесів за короткий період часу і повинен був істотно вплинути на склад атмосфери. В даний час вона являє собою безплідну пустелю, усіяну вулканами і розломами і залиту багатокілометровими шарами лави. Для розуміння природи цієї події і причин розбіжності еволюції планет одних кліматичних моделей і загальної інформації мало — потрібні більш докладні знання про внутрішню будову і динаміку Венери. А їх можна отримати або за допомогою посадкових апаратів, або — радіолокаційних досліджень.

Ріс. 3. Інфрачервоне зображення венеріанського вулкана Ідунн (Idunn Mons), отримане апаратом «Венера-експрес», накладене на тривимірну радіолокаційну модель тієї ж ділянки поверхні (складену за даними «Магеллана»). Зображення з сайту esa.int

Перша і на даний момент єдина повна розвідка поверхні Венери за допомогою радара була проведена космічним апаратом «Магеллан» (див. рис. 1) на початку 1990-х років. Тоді було виявлено, що поверхня Венери представлена в основному великими рівнинами, утвореними застиглою лавою і пересіченими розломами, а також ділянками більш високого ландшафту, що віддалено нагадують земні континенти і зазнали сильних тектонічних деформацій. Подальші дослідження велися в основному в більш короткохвильовій області спектру. Ультрафіолетовий діапазон дозволяє отримати інформацію про будову хмарного шару і вищезгадані шари атмосфери, а інфрачервоний — про глибші її шари і про поверхню (але, як вже говорилося, з низькою роздільною здатністю). Результати роботи орбітальних апаратів «Венера-експрес» і «Акацуки», які провели масштабні спостереження в цих діапазонах, дозволили істотно поглибити знання про атмосферу Венери і процеси, що відбуваються в ній. Однак деталі геологічної історії планети, її будови і взаємодії поверхні з атмосферою залишилися неясними.

Ріс. 4. Радіолокаційне зображення гір Максвелла, найвищої ділянки поверхні Венери (дані КА «Магеллан»). У правій частині зображення знаходиться тесера Фортуни, що представляє собою одну з ділянок стародавнього рельєфу Венери, а в лівій — молоде плато Лакшмі, складене застиглою лавою, з якої також піднімаються ділянки більш стародавнього, багаторазово деформованого рельєфу. Зображення з сайту jpl.nasa.gov

У процесі цих досліджень було виявлено, що обертання Венери навколо своєї осі нерівномірне (T. Navarro et al., 2018. Atmospheric mountain wave generation on Venus and its influence on the solid planet’s rotation rate). Для скелястих планет це дуже незвичайне явище. Наприклад, коливання тривалості земної доби не перевищують тисячних часток секунди і відбуваються в основному за рахунок перерозподілу маси в атмосфері і океанах. На Венері цей ефект, дійсно, може бути набагато сильніше земного, оскільки її атмосфера набагато масивніша і знаходиться в стані суперротації — її верхні шари поводяться навколо планети в десятки разів швидше, ніж вона сама навколо своєї осі. Однак його величина і характер залежать не тільки від атмосферної динаміки, але і від внутрішньої будови планети, що визначає її момент інерції і здатність «піддаватися» розкручуванню або гальмуванню. І якщо його не враховувати, майбутні венеріанські спускаються апарати можуть промахнутися повз заплановану область посадки на кілька кілометрів. З урахуванням умов на планеті, шансів дістатися до об’єкта, що вивчається, у них може не виявитися, особливо у високогір’ях — найбільш цікавих для вивчення ділянках поверхні, місцевість на яких, на жаль, сильно пересічена.

Крім нерівномірності обертання, невивченими залишалися й інші важливі питання, відповіді на які важко отримати дослідженнями в оптичному діапазоні. Чому у Венери немає власного магнітного поля (хоча воно є навіть у маленького Меркурія, який теж обертається навколо своєї осі дуже повільно, не кажучи вже про Землю)? Яка будова її надр? Інформацію про розподіл маси всередині планети і про розміри її внутрішніх шарів можна отримати, вимірюючи гравітаційне поле за допомогою надточного визначення траєкторії космічних апаратів (див. новину Аналіз гравітаційного поля Енцелада теж вказує на наявність на ньому рідкої води, «Елементи», 04.07.2014). Але цей розрахунок базується на відхиленні форми небесного тіла від сферичної, а для планет відповідні ефекти пропорційні швидкості їх обертання навколо своєї осі. Венера — рекордсмен за довжиною зоряної доби серед планет Сонячної системи, і для неї подібний метод не дуже інформативний.

Відповіді на деякі з цих запитань дало все те ж радарне зондування, але проведене з Землі. Результати роботи опубліковані в недавньому номері журналу Nature Astronomy. В основі дослідження лежав все той же принцип: у напрямку планети «вистрілюються» короткі імпульси потужного вузькоспрямованого радіовипромінювання, які відбиваються від планети і реєструються на Землі. За картиною відображених імпульсів потім відтворюються деталі ландшафту планети і характеристики її обертання. Фахівці з Каліфорнійського університету (UCLA) на чолі з Жан-Люком Марго (Jean-Luc Margot) протягом 15 років провели більше ста спостережень Венери за допомогою радара обсерваторії Голдстоун і радіотелескопа Грін-Бенк, і розрахували характеристики обертання планети навколо своєї осі на основі отриманих даних. Завдяки великій тривалості спостережень і способу обробки даних, про який докладніше буде сказано нижче, вченим вдалося помітно перевершити точність орбітальної радіолокації «Магеллана».

Ріс. 5. Орієнтація осі обертання Венери. Сині і червоні еліпси — похибки за даними «Магеллана» (вихідні результати і нова обробка, див. A. S. Konopliv et al., 1999. Venus Gravity: 180th Degree and Order Model), чорні — результати обговорюваного дослідження; у кожній трійці внутрішній еліпс відповідає похибці 1.200, середній — 2º, зовнішній — 3º. Тонка пунктирна лінія — напрямок прецесії осі. По горизонтальній осі — пряме сходження, по вертикальній — схиляння, в кутових градусах. Для порівняння: область неба, що потрапила на цей графік, в кілька разів менша за видимий розмір Місяця (0,5 градуса). Малюнок з обговорюваної статті в Nature Astronomy

За новими даними зараз вісь обертання Венери нахилена до площини її орбіти на 2,6392 ­ 0,0008 градусів (рис. 5). Зоряна доба Венери (усереднений період її поводження навколо своєї осі) виявилася рівною 243,0226 0,0013 земної доби. Точність визначення першої величини перевершила попередні результати в 5-15 разів, а другий — приблизно в три рази. Зафіксовані моментальні відхилення швидкості обертання планети навколо своєї осі від середнього значення до 61 мільйонних часток (20 земних хвилин в перерахунку на період). З’ясувалося, що вони не проявляють будь-якої явної закономірності. Не виявлено й довготривалої тенденції, що виходить за межі випадкових блукань. Автори спробували виділити напівсобовий, добовий і орбітальний періоди, що є слідствами, відповідно, теплових припливів в атмосфері, прямої передачі кутового моменту від атмосфери до поверхні, і нерівномірності сонячного прогріву, проте виявили лише перший з них, і той з невисоким ступенем достовірності (рис. 6).

Ріс. 6. Швидкість обертання Венери навколо своєї осі за вимірами за 2006-2020 роки (вгорі зліва). На інших графіках — ці ж дані, наведені до різних періодів: напівсобовому (вгорі праворуч), добовому (внизу ліворуч) і орбітальному (внизу праворуч). На трьох останніх графіках по горизонтальній осі відкладені фази відповідних періодів. Напівсобовий період відповідає коливанням за рахунок теплових припливів в атмосфері, добовий — взаємодії обертової атмосфери з топографією поверхні, а орбітальний — зміні циркуляції за рахунок відзнаки сонячного прогріву в перигелії та афелії. Вертикальні сірі смуги відповідають часу доби, при якому Сонце знаходиться над екваторіальними високогірними областями, а чорні лінії — рівнодення. Горизонтальні лінії і смуги відповідають тривалості зоряної доби та її похибки, визначеним за даними «Магеллана» і «Венери-експрес» (червоні), що обговорюються радіолокаційним спостереженням (зелені) або тільки за даними Магеллана (помаранчева лінія). Помітна кореляція простежується тільки для півсуточного періоду. Малюнок з обговорюваної статті в Nature Astronomy

Передбачалося, що теплові припливи в атмосфері Венери відповідальні за відсутність у неї приливної синхронізації. Гравітація Сонця деформує Венеру вздовж прямої, що з’єднує їх центри, а обертання планети навколо своєї осі зміщує приливні горби вперед у напрямку обертання. Оскільки Сонце притягує денний приливний горб трохи сильніше, ніж нічний, виникає крутячий момент, спрямований проти обертання планети і сповільнює його до тих пір, поки період і напрямок обертання не співпаде з орбітальним. Саме через це Місяць завжди звернений до Землі однією стороною. Але якщо у планети є потужна атмосфера, сильно нагрівається Сонцем, в ній утворюються також і теплові припливи: на денному боці повітря розширюється під дією нагріву і перетікає на нічний бік, чому маса атмосфери на денній півкулі виявляється трохи менше, ніж на нічній. Теплова інерція призводить до того, що максимальний нагрів має місце після полудня (в точності як на Землі), а найбільше охолодження — після півночі. Повітря розтікається з обох регіонів, і в результаті накопичується там, де в даний момент часу пізніше ранок або рання ніч (C. Scharf, 2018. Rocky Planet Rotation, Thermal Tide Resonances, and the Influence of Biological Activity). Сумарна асиметрія маси виявляється протилежною припливам в самій планеті, і прагне розкрутити її в зворотному напрямку, протидіючи класичним припливам. В результаті обертання планети стабілізується на деякій низькій швидкості, відмінній від синхронної і відповідної балансу між тепловими і класичними припливами. Цей механізм описано вже більше 40 років тому (A. Ingersoll, A. Dobrovolskis, 1978.