Файл: Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник.pdf

(НС1), фтороводород (HF) и другие газы. В значительной мере неопределенным остается в настоящее время вопрос и о ней­ тральном составе верхней атмосферы Венеры. Имеющиеся дан­ ные позволяют только сделать выводы, что верхняя атмосфера бедна атомным кислородом и что на вертикальное распределе­ ние нейтральных газовых компонент оказывает большее (чем в земной атмосфере) влияние динамический режим нижней атмо­ сферы. Как и Земля, Венера имеет водородную корону, прости­ рающуюся до нескольких тысяч километров, но со значительно меньшей концентрацией нейтральных атомов водорода и более низкой температурой (~700°К ). Концентрация атомов водоро­ да на высоте 1000 км над поверхностью планеты не превышает 108 лг3. Относительно низкая по сравнению с Землей темпера­ тура внешней атмосферы Венеры может быть объяснена малым содержанием кислорода, интенсивно поглощающего ультрафио­ летовое излучение Солнца и тем самым обеспечивающего напрев атмосферы.

Данные измерений концентрации заряженных частиц свиде­ тельствуют о наличии ионосферы как на дневной, так и на ноч­ ной сторонах Венеры. Максимум электронной концентрации, имеющий порядок 1011—1012 м~3 на дневной и Ш10 м~3 на ночной сторонах, располагается на высотах 140—150 км. Концентрация положительных ионов по имеющимся данным не превышает 109 м~3. Внешняя сторона ионосферы Венеры находится на высоте 500—600 км, в то время как на Земле—на высоте около 20 000 км. Меньшие по сравнению с земной интенсивность и протяженность ионосферы Венеры могут быть объяснены отсутствием у нее соб­ ственного магнитного поля, измеренная напряженность которого меньше 35 гамм, т. е. почти в 3000 раз меньше напряженности магнитного поля Земли. Ввиду отсутствия магнитного поля Ве­ нера не имеет радиационных поясов, т. е. обширных зон заряжен­ ных частиц высоких энергий, обнаруженных в верхней атмосфе­ ре Земли.

Температура ( Т), давление (р ) и плотность (р) измерялись на траекториях спуска АМС серии «Венера-4, 5 и 6» непосред­ ственно с помощью приборов, а также рассчитывались по данным радиопокрытия космического аппарата планетой, т. е. по данным об изменении частоты, фазы и амплитуды радиосигналов, пере­ данных «Маринером-5» при его заходе за диск планеты и выходе из-за него.

Можно предположить, что полученные данные АМС серии «Венера-4, 5 и 6» относятся к следующим диапазонам высот от­ носительно поверхности Венеры:

—от 58—53 до 30—25 км («Венера-4»),

—от 62—60 до 26—24 км («Венера-5»),

—от 50—48 до 12—40 км («Венера-6»),

—от 93 до 38 км («Маринер-5»),

302

Распределение температуры и давления с высотой приведено на рис. 16.2 и 16.3. Профиль температуры по данным «Мари- нера-5» рассчитан в предположении, что атмосфера Венеры на 90%' состоит из углекислого газа. Анализ результатов измерений показывает, что по крайней мере до высот 50—60 км температу­ ра атмосферы изменяется с высотой линейно от 600 °К на высоте около 20 км до 300 °К на высоте 55—56 км. Вертикальный гра­ диент температуры (f), равный в среднем 8,5 град/км, оказывает-

ся по величине близким к адиабатическому градиенту для СОг (fa = 8,8 н- И град/км), что указывает на возможность развития конвективных движений в нижней атмосфере Венеры.

С высоты порядка 60—65 км градиент температуры довольно резко уменьшается до 1,5—2 град/км, и температура достигает

220—210°К на высоте 80—85 км.

Сведений о температурном режиме верхних слоев атмосферы Венеры очень мало. Имеются оценки, что на уровне затмения Ве­ нерой звезды Регула (на высоте около 120 км над поверхностью

Данные о вертикальном распределении водорода, полученные в эксперименте с «Маринером-5», показывают, что температура экзосферы Венеры, располагающейся на высотах более 200 км

303

над поверхностью планеты, не превышает 650—700 °К. Такого же порядка температуру экзосферы дают и теоретические оценки, сделанные на основе численного решения уравнения теплового, баланса атмосферы.

Результаты измерения давления и плотности в атмосфере Ве­ неры свидетельствуют о том, что их вертикальное распределение

Рис. 16.3. Профиль давления в атмосфере Венеры по экспериментальным

данным

соответствует расчетному, полученному из основного уравнения статики атмосферы

по известному профилю температуры. Здесь R* — универсальная газовая постоянная, равная 8,31436-103 дж/град • кмоль, р — мо­ лекулярный вес газа, равный 42,8 кг/кмоль.

В настоящее время количество данных наблюдений за движе­ нием атмосферы Венеры весьма незначительно. Достаточно на-

Э04

дежно установлен пока один ти,п атмосферного движения: зо­ нальная циркуляция на уровне облачного слоя в направлении вращения планеты. Горизонтальные скорости движения на ука­ занном уровне огромны и имеют порядок 100 м/сек.

Имеющиеся теоретические работы по атмосферной циркуля­ ции Венеры (Минца, Хесса, Гуди и других авторов) в большин­ стве своем представляют собой попытки лишь качественного объ­ яснения и предсказания атмосферных движений, соответствую­ щих представлениям, созданным на основе изучения земной атмо­ сферы. Так, ряд исследователей (Гуди, Стоун, Малкус и др.) по­ лагали, что вследствие медленного вращения планеты (малости кориолисовой силы) на Венере можно ожидать наличие циркуля­ ции Гадлея, в которой тепло передается непосредственно от ис­ точника к стоку осредненным движением атмосферы. В соответ­ ствии с этим в нижней атмосфере должна наблюдаться замкну­ тая циркуляция между подсолнечной и, противоположной ей, антисолнечной точками, а также между экватором и полюсами. Количественные оценки характерных скоростей горизонтальных атмосферных движений, выполненные Г. С. Голицыным на основе термо- и гидродинамических соображений (см. гл. XVIII), пока­ зывают, что их величина имеет порядок 5 м/сек для случая цир­ куляции, определяемой разностью температур экватора и полюса, и 2—3 м/сек для циркуляции, определяемой разностью темпера­ тур подсолнечной и антисолнечной точек. Результаты численного моделирования атмосферной циркуляции Венеры') также пока­ зывают, что типичная скорость горизонтальных движений в ниж­ ней атмосфере имеет порядок 5 м/сек. При этом основные темпе­ ратурные различия (порядка нескольких градусов) проявляются не между экватором и полюсами, а между дневным и ночным полушариями.

Облака Венеры представляют большой интерес, поскольку они, безусловно, оказывают, существенное влияние на формиро­ вание теплового режима планеты. Имеющаяся информация, сви­ детельствуя о значительной вертикальной мощности облачного покрова, не позволяет, однако, однозначно решить вопрос о его строении и микрофизических характеристиках. Наиболее вероят­ ной представляется гипотеза ледяных облаков, состоящих из кри­ сталлов льда размерами 1—2 мкм. Эта гипотеза в настоящее время поддерживается большим числом исследователей как в

СССР, так и за рубежом.

Имеющиеся экспериментальные данные о вертикальном рас­ пределении температуры и давления, а также о содержании во­ дяного пара в атмосфере Венеры позволяют оценить высоту ниж-•

•) С. С. 3 и л и т и н к е в и ч, А. С. М о н и н, В. Г. Т у р и к о в, Д. В. Ма­ ли к о в. Численное моделирование циркуляции венерианской атмосферы. «До­ клады. АН СССР». Т- 197, № 6, 1971.

ней границы облаков, возможную толщину облачного слоя и его водность (А. М. Обухов и Г. С. Голицын '), М. Я. Мэров и др.2).

По данным АМС серии «Венера», абсолютная влажность (а) в атмосфере Венеры (масса водяного пара в 1 м3 влажного воз­ духа) составляет 6—11 г-мг3 на высотах 47,5 и 56 км, где давле­ ние соответственно равно 2 и 0,6 атм.

Обозначим через s удельное влагосодержание воздуха, т. е. массу водяного пара, капель воды и кристаллов льда в 1 кг воз­ духа. Очевидно, что в облаке

где s — удельная влажность воздуха (масса водяного пара в 1 кг влажного воздуха), sm — максимальная удельная влажность, 5 — удельная водность облака (масса капель воды и кристаллов льда в 1 кг облачного воздуха).

а фактическая и максимальная удельные влажности - - соответ­ ственно

ния». Т. VI, вып. 5, 1968.

5) В. С. А в д у е в с к и й, М. Я. М а р о в, М. К . Р о ж д е с т в е н с к и й.—

Сб. «Космические исследования». Т. VII, вып. 2, 1969 и т. VIII, вып. 6, 1970.

306

Оценку высоты нижней и верхней границ области возможного

образования облаков, где выполняется условие s = s0 — sm, вы­ дадим в предположении, что до уровня конденсации удельное

влагосодержание s равно удельной влажности s0 и постоянно по высоте, а с уровня конденсации до тропопаузы (уровня мини-

гнм

Рис. 16.4. Распределение с высотой максимальной удель­ ной влажности sm (кривые / и 2) и удельного влагэсо-

держания s (пунктирные кривые)

мальной температуры) уменьшается с высотой линейно от зна­

чения s = So = sm до s = s = 0. Уровень.минимальной темпера­ туры в принятых в настоящее время моделях атмосферы Венеры располагается на высоте порядка 100—105 км.

На рис. 16.4 изображены кривые зависимости максимальной удельной влажности от высоты, рассчитанные по известному вер­ тикальному распределению температуры и давления и упругости насыщения над водой (кривая 1) и льдом (кривая 2). Здесь же пунктирными линиями нанесены вертикальные профили удель­

на указанных уровнях равна 286 и 259 °К, т. е. облачность вблизи своего основания при высоком влагосодержании может быть ка­ пельножидкой.

Верхняя граница (в. г.) области возможного образования об­ лаков располагается на высотах 94 и 84 км, где температура воз­ духа равна 200—210°К- Таким образом, максимально возможная толщина облачного слоя составляет 36—23 км.

вблизи нижней границы облаков и составляет около 7,5 г/кг при s0 = 10 г/кг и 1 г/кг при s0 = 2 г/кг.

Полученные оценки толщины облачного слоя и его водности (особенно первая оценка) явно завышены, поскольку в выпол­ ненных расчетах не был учтен целый ряд факторов, влияющих на указанные облачные характеристики, и, прежде всего, выпаде­ ние осадков. Учет выпадения осадков должен привести к значи­ тельному уменьшению влагосодержания облаков и снижению их верхней границы. Тем не менее характер кривой распределения максимальной удельной влажности на рис. 16.4 (постоянство sn на высотах 64—87 км) свидетельствует о том, что даже при ма­

§ 3. МОДЕЛЬ АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ

Полученные экспериментальные данные о газовом составе и вертикальном распределении давления и температуры в атмосфе­ ре Венеры послужили основой для создания ряда атмосферных моделей (В. И. Мороз, М. Мак-Элрой и др.). Одна из таких мо­ делей, описывающая распределение основных параметров атмо­ сферы на ночной стороне Венеры до высоты 300 км, предложена советскими учеными М. Я. Маровым, В. С. Авдуевским и М. К- Рождественским ').

В основу модели (табл. 16.2) положены данные прямых изме­ рений температуры, давления и газового состава на автоматиче­ ских станциях серии «Венера» в слое 20—56 км относительно по­ верхности планеты, анализа наблюдений радиопокрытия «Мари- нера-5», а также обобщенные данные наземных измерений и ряд численных оценок по структуре верхней атмосферы Венеры.

308