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

162Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

Вотношении водяного пара необходимо принять во внимание различные уровни в атмосфере, к которым от­ носятся прямые, спектроскопические и радиоастрономи­ ческие определения, вследствие сильной зависимости отношения смеси Н 20 от температуры. Прежде всего сле­ дует учесть возможность конденсации выше уровня из­ мерения содержания Н20 при помощи газоанализаторов, а также возможность образования растворов различных соединений. Это должно, соответственно, приводить к меньшим концентрациям водяного пара выше уровней

насыщения при более низких температурах. Указанная в табл. 1 1 величина 7*10-5, соответствующая спектрограм­ ме на рис. 2 2 , относится к атмосфере вблизи видимой границы облаков. Следует также заметить, что даваемые разными авторами спектроскопические оценки содержания Н20 существенно отличаются в зависимости от используе­ мой спектральной области и модели формирования полос:

Эти вариации (соответствующие относительным концент­ рациям от 10~6 до 10 -5, если приводить к уровню с давле­ нием Р ~ 0,2 атм), возможно, частично связаны с моди­ фикацией кривой роста в рассеивающей атмосфере или с различной непрозрачностью в указанных областях спект­ ра *). Результаты изучения характера поглощения в близ­ ких полосах С02 (Я = 1,75 мкм; Я = 7820 и 8689 А) сви­ детельствуют в пользу второго предположения, а имен­ но, что зависимость непрозрачности от длины волны дей­ ствительно существует. Отмеченные вариации содержания

Н20 могут быть также связаны с недавно обнаруженными

[551]значительными вариациями уровня формирования полос С02. Для более надежной интерпретации результа­ тов спектроскопических определений содержания водяно­ го пара необходимы наблюдения нескольких полос С02

примерно одинаковой интенсивности в интервале Я = = 0,78—2,5 мкм с одновременными измерениями погло­ щения в полосах Н20.

*) Результаты измерений при помощи фурье-спектрометра с высотного самолета CV 990, недавно заново проанализированные Финком и др. [303], приводят к оценкам относительного содержания водяного пара 0,6-10~в для модели простого отражения и 1,9-10~* для модели с рассеянием (см. табл.11).

обнаружившие наличие слабых доплеровских спутников

Заслуживает внимания присутствие в атмосфере Вене­ ры СО и особенно НС1 и IIF, обнаруженных благодаря использованию фурье-спектрометрии с высоким разреше­ нием. Относительные содержания этих компонент, ука­ занные в табл. 1 1 , учитывают поправки за счет особенно­ стей формирования полос поглощения в неоднородной облачной атмосфере согласно теории кривых роста, раз­ витой Белтоном [212]. Измерения относятся к облачному слою (уровень с эффективным давлением Р ;>фф 35— 100 мб). Поэтому и в этом случае естествен вопрос о том, насколько полученные оценки справедливы для нижеле­ жащей атмосферы, т. е. равномерно ли эти компоненты распределены по высоте.

Тщательный анализ спектров Венеры, полученных Кон­ ном и др. и более поздних, привел Л. Янг [551] к выводу о том, что СО, видимо, перемешан в атмосфере равномерно при отношении смеси (5,1 + 0,1) -10-5. Что касается НС1 и I4F, то, скорее всего, они перемешаны в атмосфере не­ равномерно, так как эффективное давление формирования соответствующих спектральных линий, по-видимому, от­ носится к более глубоким уровням в атмосфере Венеры (несколько глубже для HCI, чем для HF), чем уровень формирования линий в референтных полосах С02. Уточ­ ненные оценки относительного содержания НС1 и FIF по результатам этого анализа составляют (4,2 + 0,7) -10-7 и ~ 10“8. Как видим, количество СО в атмосфере Венеры над облаками (около 13 атм-см) в 50—100 раз превышает среднее содержание угарного газа в земной атмосфере. Ко­ личества хлористого и фтористого водорода невелики, од­ нако существование их в такой окислительной среде, как атмосфера Венеры, представляет очень большой интерес (на Земле С1 и F, в основном, растворены в океанах [28, 476]).

азотистых соединений S02, COS, H2S, NO, N 02 и некото­ рых других, приведенные в табл. И , соответствуют верх­ ним спектроскопическим пределам обнаружения. Помимо данных наземной спектрометрии, указаны также порого­ вые содержания ряда малых примесей в атмосфере, полученные по измерениям при помощи сканирующего ультрафиолетового спектрометра, установленного на орби­ тальной астрономической обсерватории (ОАО—А2). Из­ мерения, проводившиеся в спектральной области между 2000 и 3600 А, с разрешением около 25 А, дали оценки газовых составляющих в атмосферах Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна по характерным линиям поглощения, связанным с электронными переходами в молекулах [444]. Вследствие возрастания роли рэлеевского рассеяния в ультрафиолетовой области спектра этот метод позволяет оценивать содержания компонент лишь во внешних областях планетных атмосфер. Для Венеры полученные оценки относятся к уровню, где приведенная толщина углекислой атмосферы составляет около 1 атм-км, т. е. вблизи видимой границы облаков.

Исходя из представлений о химическом равновесии между атмосферой и литосферой планеты, а также вероят­ ных равновесных концентраций между составляющими атмосферу газами, можно получить также теоретические оценки содержания отдельных атмосферных компонент.

ного комплекса реакций Льюисом [4011Они приведены в виде относительных концентраций в табл. 12 и носят в значительной степени иллюстративный характер, по­ скольку основываются на ряде существенных предполо­ жений. Так, по аналогии с Землей, допускается большая силикатная обогащенность пород поверхности Венеры в процессе дифференциации и формирования коры планеты, сильно отличная от состава, соответствующего космической распространенности элементов. Поэтому важную роль во всех рассматриваемых реакциях играет кварц. Тем не менее данные табл. 12 представляют определенный ин­ терес и привлекают внимание, например, хорошим согла-

166 Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

Т а б л и ц а 12

Геохимические верхние пределы относительного содержания компонент в атмосфере Венеры (по [401])

сием вычисленных предельных содержании таких состав­ ляющих, как СО, Н20, НС1, HF, с экспериментальными данными.

Результаты измерений температуры и давления на станциях «Венера-4 — 8» характеризуют основные осо­ бенности структуры тропосферы планеты. Из рассмотрения рис. 42 и 43 следует, что зависимости Т (к) и Р (К) на ночной и дневной сторонах в окрестности утреннего тер­ минатора практически совпадают. По существу, не отли­ чаются и полученные значения Ts и Ps в местах посадки аппаратов. На отсутствие суточных вариаций температу­ ры атмосферы у поверхности планеты указывают также сравнительные радиоастрономические измерения яркост­ ной температуры дневного и ночного полушарий Венеры. Построенные по совокупности всех измерений высотные профили температуры и давления от поверхности до вы­ соты 55 км показаны на рис. 63. Здесь же приведены данные' «Маринера-5>>. совмещенные с измерениями АМС «Ве­ нера» в точке, соответствующей давлению Р ~ 4,4 кг/см2.

Как видим, интервал высот, охваченный измерениями при помощи космических аппаратов, составляет около 90 км над поверхностью планеты. Область, где измерения АМС «Венера»и аппарата «Маринер-5»перекрываются,со-

различий между ночными и дневными профилями темпера­ туры по данным «Маринера-5» также не выявляется. По­ этому показанные на рис. 63 профили Т (К) и Р (h) в

Г, им

Рис. 63. Высотные профили температуры и давления атмосферы Венеры по совокупности измерений на станциях «Венера» (толстые сплошные линии) и аппарате «Маринер-5» (пунктир). Штрих-пунктир и точки — соответственно модельные профили Т (h) согласно [991 и [421].

тропосфере и стратосфере отвечают среднесуточным ус­ ловиям. С ними можно согласовать оценки параметров стратосферы по данным измерений перегрузки на участке выше начала парашютирования АМС «Венера-8» [566].

Поскольку результаты «Маринера-5» не связаны не­ посредственно с высотой над поверхностью, а отнесены к расстоянию до гравитационного центра планеты, со­ поставление через атмосферные параметры данных АМС «Венера» и «Маринер-5» (см. рис. 63) позволяет получить значение планетоцентрического расстояния г, соответст­ вующего уровню поверхности в месте посадки АМС «Ве­ нера-7, 8». Оно оказывается равным г = 6051,7 км (для температуры Ts = 745 °К). С этим значением хорошо согласуются результаты вычисления среднего радиуса Венеры по радиолокационным измерениям 7?Ф=6050 (см.

§ П-4).

Рассмотрение высотного хода Т (К) и анализ газового состояния показывают, что в целом температурный гради­ ент в области высот ниже ~ 55 км практически не отлича­ ется от сухоадиабатического для атмосферы из С02. Рез­ кое замедление падения температуры (примерно до 4 град/км) наблюдается выше 60 км. Кроме того, имеют место отдельные небольшие флуктуации в области 65— 70 км и, наконец, достаточно сложная нерегулярная струк­ тура с инверсионными слоями между 75 и 90 км. Фелдбо и Эшлеман f305] отмечают также наличие определенных вариаций зависимости температуры от высоты ниже 60 км: некоторое уменьшение dTIdh в области 45—50 км и, на­ оборот, некоторую тенденцию к сверхадиабатичности вблизи уровня 35 км. Реальность такого поведения кривой Т (К) трудно подтвердить или опровергнуть по данным прямых Измерений, поскольку возможные ошибки от­ дельных измерений, вообще говоря, соизмеримы с величи­ ной предполагаемой особенности. Область высот около 35 км расположена вблизи уровня критической рефрак­ ции, и радиоизмерения здесь могут быть подвержены на­ ибольшим погрешностям. Вариации Т (h) в области 60—

90 км, то, вероятнее всего, она связана с выбором гранич­ ных условий при интегрировании экспериментальной кри­ вой N (h) сверху вниз.

Более детальный профиль температуры атмосферы выше 40 км получен по измерениям на «Маринере-10» [577]. Достаточно уверенно обнаружено уменьшение тем­ пературного градиента выше 54 км от у ~ 9 град!км,

§ IV.fi. СТРУКТУРА ТРОПОСФЕРЫ И СТРАТОСФЕРЫ 169

соответствующего сухоадиабатическому для С02, к ве­ личине — 3 — 4 град/км, а также существование темпе­ ратурных инверсий на высотах 56, 58, 61 и 63 км (считая от /?9 = 6052 км). Нерегулярностей выше 63 км не отме­ чается; это позволяет предположить, что области конвек- тивпо-перемешиваемой атмосферы располагаются ниже этого уровня. Ниже 55 км результаты измерений «Мари- пера-10», так же как и «Марипера-5», хорошо согласуются с данными прямых измерений на AMG «Венера». Какихлибо заметных различий в высотных профилях температу­ ры и давления на дневной и ночной сторонах не наблю­ дается.

Характерные изменения dTldh ниже 60 км можно объ­ яснить, исходя из представлений о наличии в атмосфере Венеры определенных примесей и связанных с ними фазо­ вых переходов (облачных структур). На эту же возможность независимо указывает анализ ослабления радиоизлуче­ ния в эксперименте на «Марииере-5» (см. рис. 59). Величи­ на и характер этого ослабления, по-существу, аналогич­ ные на ночной и дневной сторонах, оказались существен­ но отличными от того, что должно было бы наблюдаться в чистом С02 или в смеси С02 и Н20 при парциальных давлениях, соответствующих результатам газового анали­ за на станциях «Венера» и измеренным температурам и давлениям атмосферы на этих уровнях. Вероятной при­ чиной этого аномального поглощения является облачный слой Венеры. Можно также предположить, что допол­ нительное поглощение связано с существованием в атмо­ сфере Венеры примесей, локализованных на определен­ ных уровнях.

При температуре поверхности Венеры Ts ~ 750 °К разнообразные летучие компоненты и соединения могли перейти в атмосферу и существовать в ней в виде паров и конденсатов па разных уровнях. Возможные равновес­ ные геохимические реакции для системы литосфера — атмосфера подробно обсуждались Льюисом [400], который, в частности, рассмотрел условия образования в атмосфере ртутно-галогеновых облаков, конденсирующихся при тем­ пературах от 250 °К (Hg2Cl2) до 450 °К (Hg2I2)- Рейсул

[467], исходя из возможности существования таких облаков, предпринял попытку найти для них экспериментальное подтверждение, анализируя измеренный «Маринером-5»