З’єднання водню в атмосфері Венери

Французькі астрономи П’єр та Жаніна Конн у співдружності з американськими вченими В. Бенедиктом та Л. Капланом провели цікаве дослідження спектру Венери. Ними був застосований новий прилад – інтерферометр типу Майкельсона, удосконалений подружжям Конн спеціально для вивчення інфрачервоних спектрів небесних тіл з більшою роздільною здатністю.

За звичайного фотоелектричного запису спектрів зірок і планет доводиться послідовно пропускати через фотоелемент різні ділянки спектра. Тому атмосферна турбулентність, тремтіння зображення та інші причини можуть призвести до місцевих спотворень запису спектра, врахувати які неможливо.

В інтерферометричному методі весь спектр записується одночасно. Ідея цього методу полягає в тому, що різниця ходу двох променів А, що інтерферують повільно змінюється під час спостереження, а прилад записує зміну потоку випромінювання Ф(А). Отриманий запис — інтерферограма — за допомогою математичної операції, яка називається перетворенням Фур’є, може бути перетворена на запис спектра — спектро-фотограму.

Перехід до спектру можливий тому, що зміщення фази одного з променів по відношенню до іншого визначається відношенням Д до довжини хвилі випромінювання К. І хоча у промені всі довжини хвиль сумуються, перетворення Фур’є дозволяє їх знову розділити. Щоб не мати справи з великим інтервалом довжин хвиль, у приладі встановлюється інтерференційно-поляризаційний фільтр, що обмежує спектральний інтервал. Запис спектру здійснює прилад-автомат, з’єднаний з комп’ютером, куди вводяться показання інтерферометра і виконується перетворення Фур’є.

Спостереження Венери проводилися на 193-сантиметровому рефлекторі обсерваторії Сен-Мішель. Було отримано 28 інфрачервоних спектрів Венери та 6 спектрів Сонця – для порівняння. У спектрі Венери в інтервалі 1,2-2,5 мк, крім телуричних (земних) і сонячних ліній фраунгофера, виявлені тисячі ліній, що належать атмосфері планети. Більшість із них — смуги СО₂ у різних ізотопічних варіаціях, а також смуги СО. Але найцікавішим результатом цієї роботи стало відкриття 15 ліній НС1 близько 1,75 мк та 9 ліній НР у 2,4 та 1,3 мк. Точність ототожнення з лабораторними стандартами не залишає жодних сумнівів щодо походження ліній.

У НС1 представлені два ізотопи хлору С¹³⁵ і С¹³⁷. Кількість обох речовин мізерна по відношенню до СО₂. Такі малі кількості могли бути виявлені тільки завдяки високій роздільній здатності інтерферометра і великій інтенсивності ліній цих легких лінійних молекул. Смуги інших сполук водню знайти не вдалося, отже їх відносний вміст у атмосфері Венери не більше 10^-6.

Що стосується водяної пари Н₂O, то, якби її кількість в атмосфері Венери над хмарами становила 0,1% від вмісту в земній атмосфері, її можна було б виділити за допомогою ефекту Доплера. Це і вдалося зробити двом групам американських астрономів на обсерваторіях Мак-Мат – Халберт і Лікській, які вивчали смуги 0,82 і 1,1 мк. Їхні оцінки кількості Н₂O в атмосфері Венери над хмарами відповідають 60-120 мк товщини шару осадженої води.

Спостереження Коннова та інших дають верхню межу вмісту Н₂O – 2 * 10^~3 см шару осадженої води, але протиріччя тут немає, оскільки довгохвильові інфрачервоні смуги формуються в менш глибоких шарах атмосфери Венери, де менше поглинання.

П. Конн та його співробітники оцінили і тиск у атмосфері Венери лише на рівні утворення ліній НС1 — 80 м бар. Ефективна температура на цьому рівні — 270° К. Той факт, що лінії СО₂ виявилися вужчими, ніж у попередніх дослідженнях, змусив переглянути питання про хімічний склад атмосфери цієї планети у бік збільшення частки СО₂. На думку Коннова, ця частка принаймні перевищує 15%, а можливо, сягає 50—100%.

Автор: В. А. Бронштен, кандидат фізико-математичних наук.