книги из ГПНТБ / Кузьмин, А. Д. Физика планеты Венера

4 So Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

т. е. радиус кривизны луча оказывается равным радиусу планеты. Особенности оптической и радиорефракции на Венере подробно рассмотрены Стрэттоном [520].

С результатами, представленными на рис. 57, 58, в целом хорошо согласуются данные радиорефракционных измерений, проведенных на «Маринере-10» [577]. В этом эксперименте использовались частоты 2295 Мгц (аналогич­ но / з на «Маринере-5») и 8415 Мгц. Шумовые температуры

Рис. 58. Давление атмосферы в зависимости от планетоцеитрического рас­ стояния (г) или высоты (К) по данным измерений «Маринера-5» на дневной (а) и ночной (б) сторонах планеты Г305]. См. пояснения на рис. 57.

приемников составляли соответственно 13,4 °К и 21,5 °К. Заход за планету был осуществлен на ночной стороне в точке с координатами (по номенклатуре MAC) 0°,9 N; 69°,5 Е при зенитном расстоянии Солнца 117°,6, а выход из радиотени на дневной стороне в точке с координатами 56°,3S; 236°,4 Е при зенитном расстоянии Солнца 67°,1. Угол максимальной кривизны луча для выбранной геометрии пролетной траектории составил 12 °,6, что позволило осу­ ществить зондирование на частоте / 3 до 40 км над поверх­ ностью (при = 6052 км). На частоте 8415 Мгц быстрое затухание сигнала было отмечено на уровне 51 км.

^До сих пор мы не касались вопроса об истинном пог­ лощении радиоволн в атмосфере Венеры. Между тем по характеру этого поглощения можно получить определен­ ные данные о ее структуре.

§ IV .4. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ AMG »МАРИНЕР-5» 151

Профили коэффициента потерь на частоте / 3 (в едини­ цах дб/км) в зависимости от высоты на ночной и дневной сторонах планеты, полученные с осреднением на интерва­ лах от 0,5 до 4 км, показаны согласно [305] на рис. 59. Величина ослабления радиосигнала вследствие расфоку­ сировки учитывалась путем использования данных изме­ рений амплитуды сигнала на частоте / 2 или введением

Рис. 59. Изменение величины ослабления радиосигнала на частоте /3 (про­ филь коэффициента потерь) на дневной (а) и ночной (б) сторонах планеты [305]. См. пояснения на рис. 57.

расчетной поправки на величину этого эффекта в изме­ ренные значения на частоте / 3. При этом остаточная тон­ кая структура профиля оказывается различной, что, во­ обще говоря, не пбзволяет делать каких-либо обоснован­ ных заключений о связи отдельных неоднородностей с действительной структурой атмосферы. Тем не менее из рассмотрения кривых на рис. 59 следует, что потери, ве­ роятно связанные с поглощением или турбулентностью, проявляются ниже 51—54 км и между 37 и 50 км состав­ ляют в среднем (4—5) • 10_3 дб/км. При этом на ночной сто­ роне заметны два относительных максимума, локализи­ рующиеся вблизи 40 и 47 км, которые не проявляются в дневной полусфере. Возможным причинам такого поведе­ ния радиосигнала мы уделим внимание при обсуждении структуры атмосферы.

152Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

§IV.5. Оценки содержания водяного пара и аммиака

втропосфере Венеры по радиоастрономическим

измерениям

Измерения содержания водяного пара на АМС «Вене­ ра-4, 5, 6» относятся к верхним областям тропосферы пла­ неты, соответствующим давлениям около 1 атм. В связи с фазовыми переходами воды можно ожидать, что распре­ деление относительного содержания водяного пара по высоте не будет постоянным. В атмосфере Земли относи­ тельная влажность максимальна у поверхности и убыва­ ет с высотой [166]. Это связано с тем, что водяной пар об­ разуется на поверхности Земли, а затем диффундирует в атмосферу. Круговорот воды в земной атмосфере завер­ шается осадками в виде дождя и снега, переносящими во­ ду из облаков на поверхность Земли. На Венере кругово­ рот воды существенно отличен от земного. В атмосфере этой планеты вода не может существовать в жидкой фазе ниже уровня, соответствующего температуре и давлению 430 °К и 5,5 атм (см. рис. 69). Поэтому (в отсутствие пос­ тоянного источника образования воды на поверхности за счет процесса выплавления и дегазации вещества ман­ тии) образование водяного пара должно происходить не на поверхности, как это имеет место на Земле, а на доста­ точно большой высоте. В этом случае в нижнюю тропосфе­ ру водяной пар проникает за счет диффузии и турбу­ лентного перемешивания, и его относительное содер­ жание будет уменьшаться при приближении к поверх­ ности.

Экспериментальная проверка такого предположения может быть произведена по данным радиоастрономических и радиолокационных измерений. В основе этой оценки ле­ жит анализ поглощения СВЧ радиоизлучения в атмосфере Венеры, величина которого сильно зависит от содержания водяного пара. Для строгого решения такой задачи необ­ ходимо знать распределение водяного пара по высоте. Однако, так как согласно (11.31) поглощение в водяном паре пропорционально полному давлению Р и абсолют­ ной влажности а, основной вклад в поглощение вносит нижняя тропосфера. Поэтому определенное по поглоще­ нию содержание водяного пара характеризует главным образом его обилие в нижней тропосфере.

1 IV.5. СОДЕРЖАНИЕ ВОДЯНОГО ПАРА И АММИАКА 1&3

Для атмосферы, содержащей 97% С02, температура и давление в которой определяются моделью, приведенной в Приложении, радиолокационные измерения эффектив­ ного сечения на волне 3,8 см аэ = 0,017 согласуются с определенным для более длинных волн X 20 см, оэ0 = = 0,15 при оптической толщине атмосферы на этой вол­ не т3,8 = 1,1. Это соответствует относительному содержа­ нию водяного пара в нижней тропосфере /н2о = 0,1%.

Рио. 60. Измеренная и расчетная зависимости усредненной по видимому ди­

ску яркостной температуры Венеры Гя у от длины волны Я для различного со­ держания водяного пара: 1) /н20 = *М%; 2) /н20 =

При этом расчетная зависимость 0Э (А.) хорошо согласу­ ется с экспериментальными данными и на промежуточной волне X = 12,5 см (см. рис. 15). В пределах ошибки из­ мерения Дсгэ = + 0,010 возможны вариации /ы2о от 0 до

0,2% [144].

На меньшее относительное содержание водяного пара по сравнению с измерениями АМС «Венера-4, 5, 6», про­ веденными на высоте около 50 км, указывает также ана­ лиз результатов измерения зависимости яркостной тем­ пературы радиоизлучения Венеры от длины волны.

На рис. 60 по данным табл. 5 показаны результаты измерений Гя$ (X) и расчета этой зависимости для

используемой модели для двух значений относительного со­ держания водяного пара /н2о — 0,1 и 0,5%. Эксперимен­ тальные данные лучше соответствуют расчету для /н2о =

— 0,1%, чем для /н2о = 0,5%.

Последняя оценка содержания водяного пара в нижней атмосфере Венеры произведена Джансеном и др. [360], которые провели специальные радиоастрономические из­ мерения на волнах, близких к линии поглощения водяного пара. Сопоставление измеренных ими на шести волнах

значений Тн ^ в пределах области ошибок определения параметров атмосферы.

яркостных температур Гя? с расчетным спектром Тяд (X) для /н2о = 0 и 0,5% (рис. 61) показывает несоответствие расчета и измерений при /н2о = 0,5%. (Измеренная яр­

ствия провала в измеренном спектре Тя$ (X) на волне ли­ нии поглощения водяного пара следует, что /н2о < 0,4%. Вторая независимая оценка /н 2о выполнена теми же ав­

лимба и эквивалентного диаметра излучающего диска на частоте 22,1 Ггц (X = 1,35 см) и сопоставление с результтатами измерений этих же параметров на частоте

ного пара и согласуются с поглощением только в С02. Верхний предел относительного содержания водяного пара по радиоинтерференционным измерениям /н2о < 3,5-10-3.

Таким образом, по радиоастрономическим и радиолока­ ционным измерениям, относительное содержание водяно­ го пара в нижней атмосфере Венеры /н2о = 0,1 + 0,1%.

Хорошее согласие расчетных и измеренных спектров эффективного сечения радиолокационного отражения

Рис. 62. Измеренные и расчетные положения первого нуля интерферометри­ ческой функции видимости Венеры в зависимости от частоты около резонансной линии поглощения водяного пара для различного относительного содержания водяного пара. Для сопоставления на этом же рисунке показан первый нуль

равнояркого диска (имеющего диаметр Венеры).

аэ (Я) и яркостной температуры Тя5 (Я) для углекислой атмосферы с добавкой около 0,1% водяного пара исклю­ чает необходимость включения в состав атмосферы Венеры каких-либо дополнительных компонентов,поглощающих СВЧ излучение. Более того, можно сказать, что содержа­ ние этих компонентов не может быть большим, и попытать­ ся оценить верхние пределы их возможного содержания.

Одним из таких компонентов, поглощающих СВЧ из­ лучение, может быть аммиак, на присутствие которого в атмосфере Венеры указывают Сурков и др. по данным эксперимента на спускаемом аппарате АМС «Венера-8»

[154].

Характер поглощения в аммиаке зависит от давления. При малых давлениях поглощение имеет резонансный характер и описывается квантовомеханической формулой [88], в которой индекс 1 означает С02, индекс 2 — NH3:

Ъ(км ') = 0,4-106/2 (4 г)22 7^ (Г‘) ( W Х

J K

X

(IV.25)

Эта формула получается с учетом формы линии из реше­ ния кинетического уравнения в определенных предположе­ ниях о характере взаимодействия молекул при бинарных соударениях [55]. Здесь I j K (Тс) — интенсивности ин­ версионных линий аммиака при температуре Тс (см. табл. 46 в [155]); EJK — энергии вращательных состояний мо­ лекулы, вычисляемые по формуле симметричного волч­

ного сечения соударения молекул С02—NH3 к аналогич­ ному сечению соударений NH3—N Ii3, cr12/cr22 = 0,3; к —

постоянная Больцмана; с — скорость света.

При давлениях более 6—8 апгм поглощение приоб­ ретает нерезонансный характер и описывается полуэмпирической формулой Бен-Ривена [216], скорректированной

§ IV.5. СОДЕРЖАНИЕ ВОДЯНОГО ПАРА И АММИАКА 157

~ = 0,78 см-1.

АО

Для оценки относительного содержания аммиака /nh3 но радиоастрономическим и радиолокационным данным необходимо принять модель распределения / nh3по высоте.

ния аммиака на АМС «Венера-8», и всей нижележащей ат­ мосферы, полное давление меньше давления насыщенного пара аммиака. Поэтому аммиак может существовать в этой области только в газообразной фазе и, следовательно, фазовых переходов. нет. В этом случае следует ожидать, что относительное содержание аммиака по высоте будет постоянным.

При соответствующем нижнему пределу измерений АМС «Венера-8» /кн3 = 10~4 и постоянном относительном содержании аммиака по высоте, даже при отсутствии в атмосфере водяного пара расчет приводит к оптической толщине атмосферы Венеры на волне X = 3,8 см т = 3,93. В этом случае эффективное сечение отражения на этой волне было бы

а = а0е 2т = б-Ю""5,

т. е. на 2 порядка меньше измеренного a3i8 ~ 10-2 (см. табл. 4). Кроме того, яркостные температуры радиоизлу­ чения Венеры также оказались бы намного ниже измерен­ ных, а результаты поляризационных радиоастрономиче­ ских измерений Кузьмина и Кларка [83] не могли бы быть согласованы с расчетом ни при каких значениях диэлект­ рической проницаемости поверхности.

В связи с таким рассогласованием с результатами ра­ диолокационных и радиоастрономических измерений, в [144] решена обратная задача определения верхнего пре­ дела возможного содержания аммиака в атмосфере Вене­ ры для согласования с этими результатами. Для модели

с постоянным относительным содержанием аммиака от поверхности до уровня, соответствующего давлению Р = = 2 атм, и отсутствием аммиака выше этого уровня по­ лучено:

/nh3 1,6-10~5

для сухой атмосферы (/н2о = 0) и

/nh3^ 0,8-10—5

для относительного содержания водяного пара /н 2о = = 0,1%. При большем содержании водяного пара верх­ ний предел / Nh3 будет еще ниже.

В связи с тем, что Сурков и др. [154] считают, что отно­ сительное содержание аммиака максимально вблизи ниж­ ней границы, облачного слоя, где проводились измерения АМС «Венера-8», и уменьшается при приближении к по­ верхности, Смирнова [143] рассмотрела модель, в которой

Однако даже такая весьма искусственная модель не согла­ суется с результатами радиоастрономических измерений, так как расчетный спектр для этой модели должен иметь «провал» около волны 1,25 см до Та9 = 220 °К, отсутст­ вующий в измеренных яркостных температурах радиоиз­ лучения Венеры (см. табл. 5).

Полученный по радиолокационным и радиоастрономи­ ческим измерениям верхний предел относительного со­ держания аммиака в нижней атмосфере Венеры

/nh„ Ю1-5

согласуется с верхним пределом относительного содержания этой молекулы в надоблачной атмосфере, определенным из спектральных измерений Койпера [69] и Мороза [ИЗ].

В связи с наличием в атмосфере Венеры водяного па­ ра, другой компонентой, поглощающей СВЧ излучение, могут быть водяные капли в облачном слое. Расчет влия­ ния поглощения в водяных каплях, находящихся в облач­ ном слое Венеры, на спектр Тя9 (^)> проведенный в [25, 87], показал, что интегральное содержание воды в жидкой

фазе

h2

В ~ ^М0 (h) exp {0,04 [273 — Т (h)]}dh 0,3 г>см~2.

Это не противоречит расчету интегральной водности об­ лаков для /н2о = 0,5%.

При толщине облачного слоя 7—8 км полученное выше интегральное содержание соответствует верхнему пределу средней водности облаков М 0^_ 0,4 г-ж-3 (см. IV. 31). Эта оценка, согласующаяся с расчетной оценкой Обухова и Голицына [123], показывает, что на Венере нет мощных водяных облаков и что облачный слой не оказывает су­ щественного влияния на радиолокационные и радиоастро­ номические измерения планеты.

§ IV.6. Структура тропосферы и стратосферы Венеры

Данные измерений при помощи космических аппара­ тов, дополненные результатами наземных оптических, радиоастрономических и радиолокационных измерений, позволяют составить определенные представления о струк­ туре тропосферы и стратосферы Венеры. Здесь мы сум­ мируем результаты анализа экспериментального мате­ риала, содержащегося в предыдущих параграфах этой главы.

Обратимся прежде всего к химическому составу атмо­ сферы. Сводка результатов проведенных к настоящему времени измерений приведена в табл. 11. Содержания ком­ понент, измерявшихся на станциях «Венера», соответ­ ствуют табл. 9. Табулированы данные многочисленных спектроскопических определений содержания различных составляющих. Они основываются на измерениях главным образом в ближней инфракрасной области спектра при использовании модели простого отражения *).

Основной составляющей атмосферы является углекис­ лый газ. Уверенно отождествляется присутствие Н20, СО, НС1, HF, есть указания на присутствие NH3. Для других возможных составляющих указаны пороговые

недооценки величины воздушой массы (до трех раз). Подробный анализ многочисленных спектров Венеры для различных полос С02, недавно проведенный Л. Янг [551], свидетельствует о том, что наиболее приемлемой для Венеры является модель с рассеянием, предложенная Чемберленом и Койпером [236] (см. § V.3).