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

ра, который зарегистрировал в этом районе температуру около 200°К. Если показания радиометра правильны, то «снег» поляр ной шапки должен представлять собой твердую углекислоту, тем

па профиль температуры, но с температурой вблизи поверхности около 200°К, получен по данным «Маринера-7», относящимся к району края южной полярной шапки.

Измерения по радиопокрытию «Маринера-6» позволили по­ лучить сведения о величине атмосферного давления у по­ верхности Марса и его рас­ пределении с высотой.

По данным всех трех кос­ мических аппаратов, атмо­ сферное давление у поверх­ ности планеты имеет поря­ док 3,5—9 мб при среднем его значении 6,5 мб. Мини­ мальное значение давления 3,5 мб было зарегистрирова­ но «Маринером-7» в области повышенного уровня марси­ анской поверхности, где тем­ пература составляла около 213°К. Вертикальный про­

филь атмосферного давления, полученный по данным «Марине­ ра-6», изображен на рис. 17.5.

Таким образом, экспериментальные данные, подтвердив имев­ шиеся сведения о температурном режиме Марса, существенно

319

изменили существовавшие ранее представления о составе и плот­ ности его атмосферы и позволили сделать ряд выводов о терми­ ческой и динамической структуре марсианской атмосферы. Ис­ следованиями установлено, что в разреженной атмосфере Марса, состоящей из углекислого газа, перенос радиации происходит на­ много быстрее (почти в 30 раз), чем на Земле. Вследствие этого в значительной части атмосферы изменения температуры сле­ дуют за дневными отклонениями поверхностной температуры и вертикальная протяженность конвективной области сильно зави­ сит от времени. Перед заходом Солнца тропопауза поднимается до высоты порядка 10—15 км, быстро опускается после захода

Рис. 17.6. Профили температуры атмосферы Марса: 1 — модель Мак-Элроя; 2 — модель Чемберлена

и Мак-Элроя

Солнца и может полностью отсутствовать ночью. Характерной особенностью термической структуры Марса является резкое из­ менение температуры в тонком приповерхностном радиационном слое. По оценкам Голицына, в условиях конвекции скачок тем­ пературы может достигать 70° в слое толщиной всего 8—10 м. Несколько меньшие значения скачка температуры получены Гу­ ди и Гиерашем. Выполненные количественные оценки показы­ вают, что коэффициент турбулентной диффузии очень велик в те­ чение дня и может достигать (1 5) -104 м2/сек, т. е. более чем на порядок превосходит его максимальные значения для земной атмосферы. Если дневные турбулентные скорости так велики, то они способны увлекать частицы диаметром до 0,7 мм. Поэтому вполне возможно, что наблюдаемые на Марсе желтые облака являются пыльными бурями. В ночные часы конвекция в атмо­ сфере затухает и коэффициент турбулентности значительно уменьшается.

Полученные экспериментальные данные об основных физиче­ ских характеристиках марсианской атмосферы, а также теорети-

320

чеокие исследования ее термической структуры позволили создать целый ряд моделей строения атмосферы [11]. Следует, однако, от­ метать, что большинство из них (модели Гуди, Оринга и др.) по­ строены либо на неверных предпосылках относительно газового состава атмосферы, либо только до высот 30—50 км. На рис. 17.6 показаны кривые распределения температуры с высотой, вычис­ ленные по двум наиболее полным моделям, разработанным Мак­ Элроем и Чемберленом и Мак-Элроем. В основу модели Мак­ Элроя и Чемберлена положена модель Прабхакары и Хогана, построенная до высоты 50 км для атмосферы, состоящей на 50% из СОг и на 50% из N2. Мак-Элрой и Чемберлен экстраполирова­

Рис. 17.7. Схематические системы ветров в атмосфере Марса: а) зональная; б) суточная

ли ее на мезопаузу и построили над ней модель термосферы, ис­ ходя из того, что на высоте 125 км концентрация частиц равна 5- 1018 частиц/м3, и что выше этого уровня наблюдается диффуз­ ное равновесие. В дальнейшем Мак-Элрой создал более подроб­ ную модель1) (кривая / на рис. 17.6) для атмосферы, состоящей из 80% С 02 и 20% N2. При построении модели давление у по­ верхности Марса было принято равным 6,3 мб, а температура 160°К. Эта модель дает разумное соответствие данным наблюде­ ний в пределах всей атмосферы Марса. Наиболее важным из не­ достатков модели Мак-Элроя является допущение о постоянной плотности электронов на значительном протяжении выше 200 км, которое не подтверждается экспериментальными данными.

Таким образом, в настоящее время нет общепринятой модели атмосферы Марса. Для создания ее необходимо иметь более пол­ ные экспериментальные данные о температурном режиме экзо­ сферы, о плотности или составе ионосферы, а также дополнитель-)*

*) М. В. Me Elroy. Astrophyslc Journal, 150 № 3, 1967.

ГЛАВА XVIII

ПРИЛОЖЕНИЕ ОБЩИХ ПРИНЦИПОВ ТЕОРИИ РАЗМЕРНОСТИ И ПОДОБИЯ К ИССЛЕДОВАНИЮ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР

§ 1. НЕКО ТО РЫ Е К О Л И Ч ЕС Т ВЕН Н Ы Е ХАРАКТЕРИ СТИ КИ

ПЛ А Н ЕТ Н Ы Х АТМ ОСФ ЕР

Вэтом параграфе приведем некоторые обшне сведения об атмосферах планет солнечной системы. Эти данные в настоящее

время широко используются при моделировании движения атмо­ сфер, построении моделей стандартного распределения парамет­ ров состояния и Д’р.

В табл. 18.1 приведены радиусы планет г в километрах, пе­ риоды т их обращения вокруг Солнца в сутках, периоды П соб­ ственного вращения в сутках, углы наклона экватора к эклип­ тике, значения уокорения силы тяжести g на поверхности планеты и альбедо планеты А.

Т а б л и ц а 18.1

Юпитер заметно сплюснут: экваториальный радиус его при­ мерно на 3700 км больше полярного, а сила тяжести на экваторе заметно меньше, чем на полюсе. Период вращения его атмосферы на экваторе чуть меньше (около 5 мин), чем в умеренных широ-