Рис. 1. Вверху слева: фотография Венеры в видимых лучах, полученная аппаратом «Мессенджер» во время второго пролета мимо этой планеты (основной его целью был Меркурий). Фото с сайта photojournal.jpl.nasa.gov. Вверху справа: мозаика радиолокационных изображений Венеры, составленная на основе данных аппарата «Магеллан», вид со стороны северного полюса. Цветовая кодировка указывает расстояние от точки до центра планеты. Изображение с сайта photojournal.jpl.nasa.gov. Внизу слева: горы Акны (Akna Montes) на Венере, радиолокационное изображение зонда «Магеллан». Изображение с сайта nssdc.gsfc.nasa.gov. Внизу справа: изображение области посадки «Аполлона-15» на Луне, полученное с помощью радара обсерватории Голдстоун и массива радиотелескопов VLBA в качестве приемника. Разрешение составляет 5 метров на пиксель (или 0,003 угловой секунды — это в 10 раз лучше, чем у телескопа «Хаббл»). Изображение с сайта nrao.edu

Радиолокационные наблюдения Венеры с помощью наземных излучателей и передатчиков позволили с небывалой точностью измерить параметры вращения Венеры вокруг своей оси: среднюю продолжительность суток, направление оси планеты и ее прецессию. Также были измерены колебания скорости вращения Венеры, основной вклад в которые, похоже, вносит взаимодействие между планетой и ее атмосферой. Кроме того, ученым удалось рассчитать момент инерции планеты и получить благодаря этому оценки размера ее ядра, позволяющие проверить предыдущие расчеты.

Радиолокация — уникальный способ исследования космических тел. На радиодиапазон приходятся участки электромагнитного спектра, в которых атмосферы планет Солнечной системы наиболее прозрачны, поэтому наблюдения в этих частях спектра позволяет так глубоко заглянуть внутрь планет, как невозможно ни в одном другом диапазоне. К примеру, благодаря микроволновому радиометру космического аппарата «Юнона» удалось выяснить, что происходит на глубине 350 км под облачным слоем Юпитера (подробнее см. здесь), — это в два с лишним раза больше глубины, на которой отказал атмосферный зонд «Галилео» при сведении с орбиты. Радиоволны позволяют сканировать и внутренности каменных планет (правда, на небольшой глубине): с помощью радара аппарата «Марс-экспресс» удалось доказать существование подледного водоема на Марсе, находящегося под полуторакилометровой толщей полярной 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, см. также новость Mars Express обнаружил в районе южного полюса Марса еще несколько подледных озер, «Элементы», 07.10.2020).

В радиодиапазоне невелика естественная яркость небесных тел, и одновременно в нем возможно создавать мощные, узконаправленные и монохроматические пучки излучения, которые могут распространяться по всей Солнечной системе и превосходить уровень фона на много порядков. В видимом диапазоне нечего и думать «подсветить» какое-нибудь небесное тело и облегчить таким образом наблюдения, — во всяком случае до тех пор, пока не будут изготовлены гигаваттные лазеры проекта Breakthrough Starshot. Однако в радиодиапазоне такая «подсветка» — давно вошедший в обиход метод исследований, применяющийся как при орбитальном зондировании (например, радиолокатор космического аппарата «Магеллан», работавшего на орбите Венеры в 1989–1994 годах, позволил составить довольно подробную и детальную карту ее поверхности: разрешение составило 100–300 метров), так и при изучении тел Солнечной системы с помощью мощных передатчиков, установленных на поверхности Земли.

Помимо телескопа Аресибо (трагически закончившего свою службу в декабре прошлого года) для «подсветки» используется 70-метровый радар обсерватории Голдстоун с излучателем мощностью 500 кВт. Отраженный сигнал можно принимать на многих наземных радиотелескопах, установленных на Земле (кое-что об этом можно прочитать здесь). Для гипотетического наблюдателя на поверхности исследуемого тела, способного видеть в радиодиапазоне на соответствующей длине волны, в момент прохождения луча наша планета или ползущая по небу точка орбитального аппарата будет становиться намного ярче Солнца.

Яркость небесных тел складывается из многих факторов, которые делятся на следующие категории: тепловое излучение (испускаемое всеми телами во Вселенной за счет их тепловой энергии), отраженное и рассеянное излучение («падающие» на объект фотоны перенаправляются им без поглощения и изменения энергии) и нетепловое излучение, возникающее за счет всех других процессов (например, люминесценции или движения заряженных частиц в магнитном поле). В разных частях спектра они могут давать разный вклад. Так, тепловое излучение у планет приходится в основном на средний инфракрасный диапазон, а у звезд — на ближний инфракрасный, видимый и ультрафиолетовый. Интенсивность теплового излучения быстро спадает вдали от максимума, особенно в сторону коротких длин волн. Поэтому в ИК-части спектра существенно собственное излучение планет, а в видимом диапазоне преобладает отраженное излучение Солнца.

В жестком ионизирующем диапазоне излучение небесных тел имеет нетепловую природу: в основном оно является результатом взаимодействия поверхности или атмосферы с космическими лучами (интенсивность такого взаимодействия выше для тяжелых химических элементов) и высокоэнергетических процессов в их магнитных полях (примером могут служить солнечные вспышки). В гамма-лучах Луна (состоящая из скальных пород) может быть ярче Солнца (чья атмосфера почти полностью состоит из водорода и гелия).

В радиодиапазоне преобладают различные виды нетеплового излучения, связанные с динамическими процессами в магнитосферах планет и звезд, а также тепловое излучение. Но все они обладают невысокой интенсивностью (по меньшей мере, на несколько порядков ниже теплового излучения в ИК), и малой спектральной яркостью. Пучок волн, испущенных радаром, напротив, обладает большой мощностью, которая к тому же сконцентрирована в маленьком телесном угле и приходится на очень узкий диапазон частот. Поэтому он с легкостью может превосходить уровень фона на много порядков даже при радиолокации небесных тел Солнечной системы с поверхности Земли.

Венера — наша ближайшая соседка, если брать крупные космические тела (за вычетом Луны, конечно), — одна из наиболее привлекательных целей для радиолокации. Тем более, что большинством других методов ее и не поизучаешь. В облачном слое венерианской атмосферы температура и давление примерно соответствуют земным, однако в облаках нет ни единого просвета (то есть невозможно вести наблюдения в оптическом диапазоне), а поверхность, скрывающаяся глубоко под ними, раскалена до 735 К (около 460°C). Давление на ней составляет 9,3 МПа (то есть около 92 земных атмосфер). В ИК-диапазоне у венерианской атмосферы есть несколько окон прозрачности, но из-за рассеяния на частицах облачного слоя удается получать лишь размытые изображения поверхности с разрешением не лучше километра. Ни один из посадочных зондов не проработал в условиях венерианской поверхности больше пары часов, а создание долгоживущих аппаратов, подобных марсоходам, потребует изготовления всей электроники с помощью принципиально новых технологий и материалов (например, карбида кремния, см. статью The Radio We Could Send to Hell).

И все-таки, изучать Венеру нужно, несмотря на все вызовы и на полную непригодность поверхности для жизни и колонизации. Во многих отношениях вторая планета от Солнца похожа на Землю более всех других тел Солнечной системы. Подробно о Венере и ее исследованиях можно почитать в статье Людмилы Засовой Удивительный мир Венеры, а здесь остановимся на главном. Самые общие физические характеристики обеих планет — радиус, масса и химический состав — практически одинаковы, а отличия в других параметрах недостаточны, чтобы объяснить разительное расхождение условий на поверхности. Инсоляция на Венере превосходит земную на 90%, но из-за высокой отражательной способности облаков планета получает меньше солнечной энергии на единицу поверхности, чем Земля — только мощнейший парниковый эффект разогревает ее поверхность на 500 градусов выше эффективной температуры. Содержание воды меньше земного на несколько порядков, однако чрезвычайное обогащение венерианской воды тяжелым и малолетучим изотопом водорода (1,5% дейтерия против земных 0,016%, см. T. Donahue et al., 1982. Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen) указывает на то, что раньше ее было гораздо больше и могло хватить на глобальный океан глубиной до сотен метров. Существенно отличается также продолжительность суток: звездные равны 243 земных, а солнечные — 117 земных (так происходит из-за того, что орбитальное и суточное вращение Венеры направлены навстречу друг другу).

В такой длительности венерианских суток кроется указание на то, что раньше, возможно, на Венере условия были гораздо ближе к земным. Как показывает моделирование, при замедленном суточном цикле особенности атмосферной циркуляции на планетах с океанами и атмосферами умеренной плотности способны компенсировать высокую инсоляцию (M. Way et al., 2016. Was Venus the first habitable world of our solar system?). На дневной стороне таких планет за счет интенсивного испарения воды формируется мощный облачный покров, который отражает довольно значительную часть солнечного света и ограничивает нагрев. На ночной стороне, наоборот, облака и влага отсутствуют, что позволяет теплу беспрепятственно уходить в космос. В прошлом климат Венеры мог быть даже прохладнее жаркого земного климата предыдущих геологических эпох (см. таблицу 1 в этой статье), а пригодные для жизни условия на планете имели все шансы сохраниться до сих пор. Но что-то пошло не так (рис. 2).

Рис. 2. Слева: вулкан на Венере в представлении художника, основанном на данных об условиях на поверхности. Рисунок из статьи Л. Засовой Удивительный мир Венеры. Справа: фотография поверхности Венеры, сделанная зондом «Венера-13» после посадки. Фото с сайта starcatalog.ru

По некоторым признакам причины современного состояния Венеры, столь не похожего на современную Землю (и на то, что должно было бы быть в соответствии с упомянутыми климатическими моделями), могли быть внутренними. Поверхность Венеры хранит следы масштабного катаклизма, который произошел несколько сотен миллионов лет назад, привел к полному (или почти полному) ее обновлению под действием вулканических и тектонических процессов за короткий период времени и должен был существенно повлиять на состав атмосферы. В настоящее время она представляет собой бесплодную пустыню, усеянную вулканами и разломами и залитую многокилометровыми слоями лавы. Для понимания природы этого события и причин расхождения эволюции планет одних климатических моделей и общей информации мало — нужны более подробные знания о внутреннем строении и динамике Венеры. А их можно получить либо с помощью посадочных аппаратов, либо — радиолокационных исследований.

Рис. 3. Инфракрасное изображение венерианского вулкана Идунн (Idunn Mons), полученное аппаратом «Венера-экспресс», наложенное на трехмерную радиолокационную модель того же участка поверхности (составленную по данным «Магеллана»). Изображение с сайта esa.int

Первая и на данный момент единственная полная разведка поверхности Венеры с помощью радара была проведена космическим аппаратом «Магеллан» (см. рис. 1) в начале 1990-х годов. Тогда было обнаружено, что поверхность Венеры представлена в основном обширными равнинами, образованными застывшей лавой и пересеченными разломами, а также участками более высокого ландшафта, отдаленно напоминающими земные континенты и претерпевшими сильнейшие тектонические деформации. Дальнейшие исследования велись в основном в более коротковолновой области спектра. Ультрафиолетовый диапазон позволяет получить информацию о строении облачного слоя и вышележащих слоев атмосферы, а инфракрасный — о более глубоких ее слоях и о поверхности (но, как уже говорилось, с низким разрешением). Результаты работы орбитальных аппаратов «Венера-экспресс» и «Акацуки», которые провели масштабные наблюдения в этих диапазонах, позволили существенно углубить знания об атмосфере Венеры и происходящих в ней процессах. Однако детали геологической истории планеты, ее строения и взаимодействия поверхности с атмосферой остались неясными.

Рис. 4. Радиолокационное изображение гор Максвелла, самого высокого участка поверхности Венеры (данные КА «Магеллан»). В правой части изображения находится тессера Фортуны, представляющая собой один из участков древнего рельефа Венеры, а в левой — молодое плато Лакшми, сложенное застывшей лавой, из которой также поднимаются участки более древнего, многократно деформированного рельефа. Изображение с сайта jpl.nasa.gov

В процессе этих исследований было обнаружено, что вращение Венеры вокруг своей оси неравномерно (T. Navarro et al., 2018. Atmospheric mountain wave generation on Venus and its influence on the solid planet’s rotation rate). Для скалистых планет это весьма необычное явление. Например, колебания продолжительности земных суток не превышают тысячных долей секунды и происходят в основном за счет перераспределения массы в атмосфере и океанах. На Венере этот эффект, действительно, может быть гораздо сильнее земного, поскольку ее атмосфера гораздо массивнее и находится в состоянии суперротации — ее верхние слои обращаются вокруг планеты в десятки раз быстрее, чем она сама вокруг своей оси. Однако его величина и характер зависят не только от атмосферной динамики, но и от внутреннего строения планеты, определяющего ее момент инерции и способность «поддаваться» раскручиванию или торможению. И если его не учитывать, будущие венерианские спускаемые аппараты могут промахнуться мимо запланированной области посадки на несколько километров. С учетом условий на планете, шансов добраться до изучаемого объекта у них может не оказаться, особенно в высокогорьях — наиболее интересных для изучения участках поверхности, местность на которых, к сожалению, сильно пересеченная.

Помимо неравномерности вращения, неизученными оставались и другие важные вопросы, ответы на которые трудно получить исследованиями в оптическом диапазоне. Почему у Венеры нет собственного магнитного поля (хотя оно есть даже у маленького Меркурия, который тоже вращается вокруг своей оси очень медленно, не говоря уж о Земле)? Каково строение ее недр? Информацию о распределении массы внутри планеты и о размерах ее внутренних слоев можно получить, измеряя гравитационное поле с помощью сверхточного определения траектории космических аппаратов (см. новость Анализ гравитационного поля Энцелада тоже указывает на наличие на нем жидкой воды, «Элементы», 04.07.2014). Но этот расчет базируется на отклонении формы небесного тела от сферической, а для планет соответствующие эффекты пропорциональны скорости их вращения вокруг своей оси. Венера — рекордсмен по длине звездных суток среди планет Солнечной системы, и для нее подобный метод не слишком информативен.

Ответы на некоторые из этих вопросов дало все то же радарное зондирование, но проведенное с Земли. Результаты работы опубликованы в недавнем номере журнала Nature Astronomy. В основе исследования лежал все тот же принцип: в направлении планеты «выстреливаются» короткие импульсы мощного узконаправленного радиоизлучения, которые отражаются от планеты и регистрируются на Земле. По картине отраженных импульсов затем воссоздаются детали ландшафта планеты и характеристики ее вращения. Специалисты из Калифорнийского университета (UCLA) во главе с Жан-Люком Марго (Jean-Luc Margot) в течение 15 лет провели более ста наблюдений Венеры с помощью радара обсерватории Голдстоун и радиотелескопа Грин-Бэнк, и рассчитали характеристики вращения планеты вокруг своей оси на основе полученных данных. Благодаря большой продолжительности наблюдений и способу обработки данных, о котором подробнее будет сказано ниже, ученым удалось заметно превзойти точность орбитальной радиолокации «Магеллана».

Рис. 5. Ориентация оси вращения Венеры. Синие и красные эллипсы — погрешности по данным «Магеллана» (исходные результаты и новая обработка, см. A. S. Konopliv et al., 1999. Venus Gravity: 180th Degree and Order Model), черные — результаты обсуждаемого исследования; в каждой тройке внутренний эллипс соответствует погрешности 1σ, средний — 2σ, внешний — 3σ. Тонкая пунктирная линия — направление прецессии оси. По горизонтальной оси — прямое восхождение, по вертикальной — склонение, в угловых градусах. Для сравнения: область неба, попавшая на этот график, в несколько раз меньше видимого размера Луны (0,5 градуса). Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

По новым данным сейчас ось вращения Венеры наклонена к плоскости ее орбиты на 2,6392±0,0008 градусов (рис. 5). Звездные сутки Венеры (усредненный период ее обращения вокруг своей оси) оказались равным 243,0226±0,0013 земных суток. Точность определения первой величины превзошла предыдущие результаты в 5–15 раз, а второй — примерно в три раза. Зафиксированы моментальные отклонения скорости вращения планеты вокруг своей оси от среднего значения до 61 миллионных долей (20 земных минут в пересчете на период). Выяснилось, что они не проявляют какой-либо явной закономерности. Не обнаружено и долговременной тенденции, выходящей за пределы случайных блужданий. Авторы попытались выделить полусуточный, суточный и орбитальный периоды, являющиеся следствиями, соответственно, тепловых приливов в атмосфере, прямой передачи углового момента от атмосферы к поверхности, и неравномерности солнечного прогрева, однако обнаружили лишь первый из них, и тот с невысокой степенью достоверности (рис. 6).

Рис. 6. Скорость вращения Венеры вокруг своей оси по измерениям за 2006–2020 годы (вверху слева). На остальных графиках — эти же данные, приведенные к различным периодам: полусуточному (вверху справа), суточному (внизу слева) и орбитальному (внизу справа). На трех последних графиках по горизонтальной оси отложены фазы соответствующих периодов. Полусуточный период соответствует колебаниям за счет тепловых приливов в атмосфере, суточный — взаимодействию вращающейся атмосферы с топографией поверхности, а орбитальный — изменению циркуляции за счет отличия солнечного прогрева в перигелии и афелии. Вертикальные серые полосы соответствуют времени суток, при котором Солнце находится над экваториальными высокогорными областями, а черные линии — равноденствиям. Горизонтальные линии и полосы соответствуют продолжительности звездных суток и ее погрешности, определенным по данным «Магеллана» и «Венеры-экспресс» (красные), обсуждаемым радиолокационным наблюдениям (зеленые) или только по данным Магеллана (оранжевая линия). Заметная корреляция прослеживается только для полусуточного периода. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

Предполагалось, что тепловые приливы в атмосфере Венеры ответственны за отсутствие у нее приливной синхронизации. Гравитация Солнца деформирует Венеру вдоль прямой, соединяющей их центры, а вращение планеты вокруг своей оси смещает приливные горбы вперед по направлению вращения. Поскольку Солнце притягивает дневной приливный горб чуть сильнее, чем ночной, возникает крутящий момент, направленный против вращения планеты и замедляющий его до тех пор, пока период и направление вращения не совпадет с орбитальным. Именно из-за этого Луна всегда обращена к Земле одной стороной. Но если у планеты есть мощная атмосфера, сильно нагреваемая Солнцем, в ней образуются также и тепловые приливы: на дневной стороне воздух расширяется под действием нагрева и перетекает на ночную сторону, отчего масса атмосферы на дневном полушарии оказывается чуть меньше, чем на ночном. Тепловая инерция приводит к тому, что максимальный нагрев имеет место после полудня (в точности как на Земле), а наибольшее охлаждение — после полуночи. Воздух растекается из обоих регионов, и в результате скапливается там, где в данный момент времени позднее утро или ранняя ночь (C. Scharf, 2018. Rocky Planet Rotation, Thermal Tide Resonances, and the Influence of Biological Activity). Суммарная асимметрия массы оказывается противоположной приливам в самой планете, и стремится раскрутить ее в обратном направлении, противодействуя классическим приливам. В результате вращение планеты стабилизируется на некоторой низкой скорости, отличной от синхронной и соответствующей балансу между тепловыми и классическими приливами. Этот механизм описан уже больше 40 лет назад (A. Ingersoll, A. Dobrovolskis, 1978. Venus' rotation and atmospheric tides). Предполагалось, что длина суток на Венере как раз и является следствием этого баланса, однако периодичность отклонений скорости вращения Венеры выражена слишком слабо. Это указывает на сложность процессов обмена угловым моментом между атмосферой и планетой.

В одном случае авторам обсуждаемой работы удалось провести пару наблюдений, разделенную одними земными сутками, и оказалось, что скорость вращения Венеры за это время успела измениться на 9 миллионных долей (3 минуты в пересчете на период вращения). Крутящий момент, необходимый для такого сдвига, составляет астрономическую величину 2×1021 Н·м. К примеру, если равномерно приложить его к атмосфере Земли, то за один день она раскрутится так, что на экваторе скорость ветра составит 8 м/с, а за неделю — быстрее почти любого урагана. И все-таки эта величина не выходит за пределы возможного. Общий угловой момент венерианской атмосферы огромен — 2,9×1028 кг·м2/c — и, чтобы обеспечить полный размах наблюдаемых вариаций суточного периода Венеры, планете достаточно передать всего 4% от этой величины (или 0,6% за земные сутки в описываемом случае).

Вклад переменного взаимодействия суперротации и рельефа тоже значителен. На изображениях, полученных аппаратом «Акацуки», время от времени проявлялись стационарные структуры в облачном слое Венеры (рис. 7), которые остаются на месте в течение нескольких земных суток, несмотря на суперротацию, и очень напоминают стоячие волны над камнями на дне ручья (T. Navarro et al., 2018. Atmospheric mountain wave generation on Venus and its influence on the solid planet’s rotation rate). Расположение этих волн над землей Афродиты, крупным поднятием вблизи экватора Венеры, свидетельствует о набегании ветра на высокогорные участки ландшафта. Напротив, другой источник неравномерности вращения планеты — крутящий момент за счет турбулентных потоков в жидком ядре — можно исключить расчетами и сравнением с Землей. На нашей планете он составляет порядка 5×1017 Н·м. Если ядро Венеры расплавлено, аналогичная величина вряд ли существенно превосходит земную. Таким образом, она совершенно недостаточна для объяснения вариаций продолжительности венерианских суток, и искать причину нужно все-таки во взаимодействиях атмосферы с планетой.

Рис. 7. «Улыбка Венеры» — стоячая волна в облачном слое планеты. Снимок сделан японским космическим аппаратом «Акацуки». Фото с сайта planetary.org

Точность измерения параметров вращения Венеры оказалась настолько высока, что из полученных данных оказалось возможным рассчитать дополнительные величины. Период прецессии оси вращения Венеры оказался равным 29 000±2000 лет, что близко к земному. А по периоду прецессии исследователи рассчитали и момент инерции Венеры — у них получилось 0,337±0,024. Прецессия возникает из-за того, что собственное вращение сжимает планету вдоль оси вращения, и солнечное притяжение создает крутящий момент между ближними и дальними участками получившегося эллипсоида, что заставляет ось планеты колебаться, как волчок. При этом величина сжатия, при прочих равных, зависит от степени концентрации массы к центру планеты, то есть от того, насколько ее ядро плотнее мантии и каков его размер. Поскольку состав Венеры схож с земным, можно ожидать, что ядро состоит в основном из железа, а мантия — из силикатов. Это позволяет при моделировании представить планету двухслойной (с легким внешним слоем и тяжелым внутренним) и найти такую толщину слоев и распределение плотности в них, которые наилучшим образом соответствуют найденному моменту инерции. Радиус ядра получился равным 3500 км, или около 60% от радиуса планеты. Точность здесь уже невелика, ±500 км, но вспомним во-первых, что из-за малого сжатия венерианского эллипсоида момент инерции не получается «измерить с орбиты», как у многих других планет и их спутников, а во-вторых, насколько длинной является цепочка расчетов от данных о скорости вращения и направлении оси к этой цифре. Предыдущие расчеты, основанные на предположении о земном составе мантии и ядра, давали чуть меньший радиус ядра — 3000 км. Большее ядро при меньшей плотности самой планеты может указывать на обогащение его материала легкими элементами (в первую очередь, серой), но здесь пока еще рано делать определенные выводы — остается надеяться, что когда-нибудь на Венере появятся долгоживущие сеисмографы.

Рис. 8. Индивидуальные погрешности измерения ориентации оси вращения Венеры в каждом наблюдении представляют собой очень вытянутые эллипсы, ориентация которых зависит от момента наблюдения. Комбинирование данных позволяет вычислить ориентацию оси с точностью, намного превосходящей точность индивидуальных измерений. По вертикали и горизонтали — широта и долгота в эклиптической системе координат. Справа указаны даты наблюдений. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

Теперь остановимся на том, что собой представляют данные радиолокации соседних планет, и почему они оказались точнее орбитальных исследований с гораздо более близкого расстояния. В случае околоземных астероидов расстояние от излучателя до объекта невелико, и можно получить довольно детальное изображение поверхности. Различить детали ландшафта на соседних планетах сложнее, но в данном случае этого и не потребовалось. Исследователи использовали Венеру как... шар для диско-иллюминации. Только вместо зеркальных пластинок были горы и долины Венеры, а вместо отраженных ими лучей прожектора, пробегающих по земной поверхности, — дифракционные максимумы, получающиеся при интерференции индивидуальных отражений первичного пучка от деталей венерианского ландшафта. Легко увидеть, что отражения бегут параллельно друг другу, а одно и то же отражение проходит через две разные точки наблюдения только при определенном, и очень точном сочетании направления между этими точками и ориентации оси вращения Венеры (рис. 9).

Рис. 9. Траектории отражений на поверхности Земли при разной геометрии наблюдений. Красными треугольниками отмечены принимающие радиотелескопы. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

Поскольку положение и ориентация телескопов относительно Венеры меняется с орбитальным и суточным вращением Земли, это сочетание наступает только в определенные моменты времени, в которые и необходимо проводить наблюдения. Интенсивность радиоволн, измеряемая на одном радиотелескопе, при этом повторяет измерения на другом с некоторой временной задержкой и с точностью, зависящей от отклонения траектории максимумов от линии между телескопами. На этом и основан примененный в обсуждаемом исследовании алгоритм наблюдений и обработки данных.

Сначала по эфемеридам Земли и Венеры авторы рассчитали приблизительные моменты, когда траектории отражений проходят через оба приемника. В эти моменты они подсвечивали Венеру лучом передатчика, после чего записывали зависимость интенсивности отраженного сигнала от времени на обоих телескопах (к моменту включения приемников передатчик уже можно было выключить, поскольку время путешествия луча до Венеры и обратно многократно превышает продолжительность искомого момента).

Перед началом наблюдений корреляции между сигналами отсутствуют и графики не похожи друг на друга. Затем, если все рассчитано правильно, сигнал на одном телескопе начинает повторять сигнал на другом с некоторой временной задержкой. Степень корреляции («похожесть» сигналов) сначала растет, затем достигает максимума и понижается обратно до нуля. Выделив участок повторения, авторы сначала рассчитывали корреляцию сигналов друг с другом как функцию от временного сдвига между ними (фактически, при этом один график накладывается на другой и сдвигается по оси времени, а искомая величина — сдвиг, при котором они «совпадают»). На зависимости корреляционной функции от сдвига при этом появляется четко выраженный пик, максимум которого с очень высокой точностью позволяют рассчитать подгонки моделирующей функции (fitting), — это значение и будет точным временем запаздывания сигнала, прямо зависящим от скорости вращения Венеры. Ну, а зная запаздывание, можно сосчитать точное время наступления максимальной корреляции сигналов друг с другом. Оно и соответствует моменту точного совпадения траекторий отражений с линией между приемниками, а по нему можно рассчитать точное направление оси вращения Венеры. Таким образом, по определению моментов появления корреляций между зависимостями интенсивностей отражений, измеренных на двух радиотелескопах, исследователи определяли направление оси Венеры, а по задержке — текущую скорость ее вращения вокруг своей оси.

Рис. 10. Слева: типичные зависимости интенсивности отражения от времени на двух радиотелескопах в момент наступления корреляции с учетом разности времени прохождения между точками наблюдения. Длительность обоих сигналов — одна секунда (горизонтальная ось). Справа: результаты расчетов корреляции между наблюдениями на двух радиотелескопах, задействованных в исследовании. Выше — зависимость корреляции от точного времени наблюдений, при временном сдвиге, соответствующем максимуму на нижнем графике. Ниже — зависимость корреляции между результатами наблюдений от временного сдвига между данными двух приемников. Моделирование максимумов математическими функциями позволяет определить время наступления максимальной корреляции с точностью до 300 мс, а задержку — до 100 мкс. Рисунки из обсуждаемой статьи в Nature Astronomy

К преимуществам радиолокационной астрономии можно отнести еще и ее высочайшее угловое разрешение. С помощью радиолокации было получено большинство изображений околоземных астероидов и изображение места посадки «Аполлона-15» (см. рис. 1). Кроме того, на настоящий момент только в радиодиапазоне возможно создавать интерферометры со сверхдлинной базой, которые учитывают фазу регистрируемого приемниками излучения и за счет этого могут работать как единый телескоп с размером, соответствующим максимальному расстоянию между его элементами. Радиоволновая интерферометрия активно развивается в настоящее время — так, с помощью вывода российской обсерватории «Радиоастрон» на орбиту удалось достичь базы 390 000 км (это больше расстояния до Луны), а с помощью наблюдения в миллиметровых волнах — получить знаменитое изображение тени черной дыры в галактике M87 (см. новости Черная дыра галактики M87: портрет в интерьере, «Элементы», 14.04.2019 и Черная дыра галактики M87: новые штрихи к портрету, «Элементы», 26.05.2021).

Перед тем, как радар «Аресибо» драматически закончил свое существование, радиолокация тел Солнечной системы проводилась в основном с помощью его излучателей и приемников (он располагался на острове Пуэрто-Рико в Карибском море). Дальность этой схемы ограничивалась буквально временем распространения сигналов — нельзя было наблюдать объект, если к моменту возврата отраженного сигнала Земля успеет «отвернуться» от него, и все доступные приемники вместе с ней. «Аресибо» в этом смысле был особенно ограничен, поскольку не обладал поворотной антенной и мог нацеливаться только на объекты вблизи зенита. Теперь же, помимо радара обсерватории Голдстоун, в эксплуатацию вводится передатчик на стометровом телескопе Грин-Бэнк, обладающем поворотной антенной, а также новые интерферометрические системы, рассчитанные на беспрецедентную чувствительность и угловое разрешение (см. Square Kilometre Array). Можно ожидать, что в недалеком будущем это позволит распространить объем, доступный радиолокационной астрономии, на всю Солнечную систему, и впереди нас ждет еще много уникальных исследований и связанных с ними открытий.

Источник: Jean-Luc Margot, Donald B. Campbell, Jon D. Giorgini, Joseph S. Jao, Lawrence G. Snedeker, Frank D. Ghigo & Amber Bonsall. Spin state and moment of inertia of Venus // Nature Astronomy. 2021. DOI: 10.1038/s41550-021-01339-7.

источник