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 СО., 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 СО
;
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 било проведено первое наблюдения собственного радиоизлучения Венеры МакКлауфом. Майером н Слоиейкером 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 наблюдешм 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. Сообщения об открытии новых газов в венерианской атмосфере порой вспыхивали, как искорки, но быстро перегорали. Например, советский астроном Козырев в 1954 году при изучении пепельного света Венеры получил большое число новых линий поглощения, «американский астроном Ньюкирк подтвердил его данные. Часть линий Козырев отождествил с линиями сильно ионизированного азота, и если бы это оказалось правдой, то стало бы первым открытием азота в атмосфере другой планеты. Потом часть линий пытались объяснить ионизированным кислородом. В результате выяснилось. что это была ионизированная углекислота.
Самое неприятное, что никак не удавалось уверенно доказать наличие в атмосфере Венеры воды. Все наблюдения, направленные на это, показывали либо отрицательный результат, либо концентрацию, которую могли дать и следы алаги в земной атмосфере. Причём её нельзя было выявить даже косвенными методами.
Например, под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца вода и углекислота могли образовать формальдегид, но выявить формальдегид в атмосфере Венеры тоже не удалось. Или такой факт высо-
кое содержание углекислоты указывало на то. что в атмосфере Венеры нарушено так называемое равновесие по Юри. В условиях Земли углекислым газ активно связывается мировым океаном, преобразуясь в осадочные породы. Причём вода служит катали затором в этом процессе. И если на планете есть вода, то должно быть куда меньше углекислого газа.
Тем не менее облака над Венерой при хорошем телескопе были видны прекрасно, и если они состояли не из воды, то тогда из чего? Может, всё-таки из воды, но её не удаётся точно выявить из-за влаги в атмосфере Земли, воздействующей на показания спектрографа?
С этой ситуацией нужно было что-то делать. Скажем, попробовать так поставить эксперимент. чтобы вода из земной атмосферы не могла влиять на результат. В 1959 году была предпринята весьма занятная попытка. В 50-х годах научно-исследовательский центр ВМС США проводил обширную программу по запуску пилотируемых стратостатов
(рис. 22).
Изначально в полётах производилось изучение атмосферы Земли, но группа учёных из Университета Джона Хопкинса предложила проект получения инфракрасных спек-
тров Марса и Венеры - для поиска на них воды. Предложение было принято, и началась работа. На стратостат установили специально модифицированный телескоп со спектрографом. Предварительное наведение должен был осуществлять человек, затем наведение телескопа на планету контролировалось специальной автоматической следящей системой. Первая попытка состоялась в 1958 году, её целью был Марс. Из-за неисправной оболочки стратостата полёт пришлось отложить, и возможность изучить Марс в этом году была потеряна. В 1959 году пришла очередь Венеры.
В конце ноября 1959 года стратостат с пилотом Россом и наблюдателем Муром достиг
