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

высотный ход ослабления радиоволн. Рассчитанный в этом предположении профиль потерь показан точками на рис. 64. Следует отметить довольно удачное соответствие сде­ ланной интерпретации особенностям измеренной кривой, особенно в диапазоне высот от 40 до 48 км.

ри с. 64. Х арактер ослабления сантиметровых радиоволн (частота / 3) в экспе­ рименте на «Маринере-5». Сплош ная кри вая — расчет величины ослабления д л я

Другой вероятной причиной отмеченных сцинтилля­ ций радиосигнала, рассмотренной Голицыным и Гурвичем [575], может быть наличие турбулентных неоднородностей

с характерными размерами порядка |/ \ £ 0 ~ 1 ,2 5 к м , где L 0 — расстояние от передатчика до касательной точки к данному слою атмосферы (см. рис. 56), X — длина вол­ ны. Наконец, определенный вклад в величину потерь мо­ жет вносить пыль, слоистое распределение которой изве­ стно для земной атмосферы.

Интересно заметить, что вблизи 48—50 км было отме­ чено кажущееся возрастание плотности по измерениям

§ IV.G. СТРУКТУРА ТРОПОСФЕРЫ И СТРАТОСФЕРЫ 171

при помощи плотномеров. Довольно любопытное совпадение этого необъясненного эффекта с увеличением ослабления радиоволн, возможно, не является случайным: как уже отмечалось, наличие примесей в твердой или жидкой фа­ зах могло повлиять на показания плотномеров в силу принципов их работы.

Если предполагать существование в атмосфере Венеры примесей, распределение которых по высоте с большой вероятностью сопровождается фазовыми переходами, пред­ ставление об атмосферных процессах в чисто углекислой среде оказывается упрощенным и может рассматриваться как первое приближение. Наличие примесей должно существенно сказываться на физической структуре, термо­ динамике, оптических характеристиках и тепловом режи­ ме тропосферы планеты. С этим предположением непосред­ ственно связана и проблема венерианских облаков, которая рассматривается в § IV.7.

Наряду с профилями Т {К) и Р (К), построенными по данным измерений при помощи космических аппаратов, на рис. 63 показаны также расчетные экстраполяции температуры в сторону больших высот согласно моделям Мак-Элроя [421, 422] и Марова [97,99, 412]. Эти кривые, полученные в несколько отличающихся исходных пред­ положениях, представляют собой варианты изменения температуры в стратосфере Венеры, т. е. выше уровня тропопаузы. Под ним мы будем понимать уровень, вбли­ зи которого происходит резкое изменение скорости паде­ ния температуры с высотой и расположена наблюдаемая с Земли верхняя граница облаков. Это область высот меж­ ду 60 и 70 км. В известном смысле данный уровень можно рассматривать как переходный от конвективного к лучи­ стому равновесию, хотя нельзя исключить здесь наличия конвективных токов ограниченной интенсивности за счет механизма проникающей конвекции, вызываемой неустой­ чивостью нижележащих областей.

Исходя из условия лучистого равновесия, легко рас­ считать профиль температуры, воспользовавшись урав­ нением переноса длинноволновой радиации в приближении Милна — Эддингтона для серой атмосферы (см. [50]). Комбинация этого уравнения с уравнением, характери­ зующим изменение оптической толщины по высоте с учетом условия гидростатического равновесия (IV.3),

приводит к системе вида:

(IV.27)

(IV.28)

Здесь Те — эффективная температура вращающейся пла­ неты, определяемая формулой (IV.l); T h — температура атмосферы на уровне h, xh, xha — оптические толщины, соответственно на уровнях h и h0.

При Т = Те = 228 °К имеем xh = 0,7, т. е. величина пропускания составляет р = е~й~‘ ~ 0,5. К этому уров­ ню в атмосфере относятся измерения яркостной и цвето­ вой температур в инфракрасной области спектра, которые, как уже отмечалось, приводят к значениям, мало отличаю­ щимся от Те, что свидетельствует о большой оптической толщине излучающего слоя. Система (IV.27) — (IV.28) дает возможность рассчитать распределение температуры выше данного уровня, вплоть до высоты, где тепловой поток выпускается атмосферой без ослабления (xh = 0)

и температура асимптотически достигает значения Th = 4--

= T Jy 2 ~ 195 °К. Это значение отвечает для рассмат­ риваемой модели области температурного минимума, со­ ответствующего мезопаузе в земной атмосфере и совпадаю­ щей с основанием термосферы (см. рис. 63). Термосфера характеризуется положительным температурным градиен­ том за счет прямого поглощения солнечной ультрафиоле­ товой радиации, которое становится эффективным на уровнях, где Туф ^7 1 . Поскольку поглощение С02 пра­ ктически начинается в области, соответствующей конти­ нууму Шумана — Рунге, нетрудно оценить, что при сред­

т. е. hm^ .' 105—110 км. Таким образом, оценки, проведенные «сверху» и «снизу» с целью определения высоты мезопаузы в венерианской атмосфере, дают хорошее совпадение вблизи данного уровня. При этом неплохо выполняется также условие, соответствующее расположению пере­ ходной области от нижней к верхней атмосфере согласно определению, данному в § VI. 1.

§ lV.fi. СТРУКТУРА ТГОЛОСФЕВЫ Й СТРАТОСФЕРЫ 173

]1о существу, аналогичный результат получен в модели [421] с несколько большим температурным градиентом в стратосфере, приводящим к Ти ~ 170 °К. Это значение ближе к величине температурного минимума согласно уточненным данным анализа измерений «Марииера-5» [3051 (Тм ~ 150—170 °К). Высоту мезопаузы по этим дан­ ным оценить затруднительно, хотя обнаруживается оп­ ределенная тенденция к ее более низкому расположению по сравнению с теоретическими оценками (где-то около 85—90 к м , т. е. практически на том же уровне, что и для Земли). Заметим, что вследствие отсутствия промежуточ­ ной температурной инверсии, имеющей место в земной атмосфере благодаря наличию озонного слоя (озоносферы), области стратосферы и мезосферы в атмосфере Венеры можно считать совпадающими так что термосфера начи­ нается непосредственно над стратосферой. Условно эту область можно называть поэтому стратомезосферой.

Представлениям о возрастании температуры выше уров­ ня /гыотвечают независимые оценки параметров нейтраль­ ной атмосферы по данным фотометрических наблюдений изменения блеска Регула при его покрытии Венерой 7 июля 1959 г. В своей основе этот метод не отличается от ис­ пользовавшегося для определения параметров атмосферы по величине ослабления радиосигнала в эксперименте на «Марииере-5». Поэтому для вычисления величины ослабле­ ния светового потока Г (г) справедливо соотношение (I V.24). Определенные Вокулером и Мензелом [5321 на уровне затмения г = 6169 + 2 к м (соответствующем уменьшению блеска звезды в е раз) величины давления Рд, высоты од­

Поспергелис [105J. Однако Мартынов [106, 107] считает, что достоверность определения высоты уровня затмения меньше и вместо высоты Hr — 119 + 2 к м (соответствующей

174 Гл. tv. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

ных для стратомезосферы и нижней термосферы, к кото­

которые основывались на ранее опубликованных данных «Маринера-5» [382J и на приближении лучистого равно­ весия, обеспечивалось при Тц - 220 К it (dT/dh)R =

— 2,2 град -км^ [99,412]. Хантен и Мак-Элрой [350] предпо­ ложили, что оговоренные авторами фотометрических изме­ рений ошибки определения H r и (d In Hldh)R слишком оптимистичны, поскольку на уровне затмения наиболее надежно определяется концентрация частиц и менее нанадежно — производные. Поэтому в модели Мак-Элроя, показанной на рис. 63, использовано допущение о возможности еще большей коррекции температуры и ее градиента вблизи hR.

Уточненные результаты измерений «Маринера-5», приводящие к существенно более низкой температуре мезопаузы, делают затруднительным согласование с ре­ зультатами Вокулера и Мензела не только температуры, но и давления. Действительно, при более низкой темпе­ ратуре стратомезосферы, и следовательно, меньшем II, падение давления с высотой происходит быстрее (см. фор­ мулу (IV.3)), поэтому давление на уровне затмения со­ гласно модели, приведенной в Приложении, приблизитель­ но на порядок величины меньше Р я . Этот результат, не позволяющий полностью согласовать имеющиеся экспе­ риментальные данные, делает особенно необходимым даль­ нейшее изучение структуры атмосферы Венеры в области высот приблизительно от 70 до 120 км.

§ IV.6. СТРУКТУРА ТРОПОСФЕРЫ И СТРАТОСФЕРЫ 175

С проблемой пространственной структуры непосред­ ственно связана динамика атмосферы планеты. Большая глубина атмосферы, медленное собственное вращение и небольшой угол наклона экватора к орбите дают основа­ ние считать, что движения и теплообмен в атмосфере Венеры непохожи на земные.

Несмотря на близость к Земле, экспериментальных данных о движениях в атмосфере Венеры до последнего времени было немного. Наиболее интересной является открытая по фотографиям в ультрафиолетовых лучах известная четырехсуточпая циркуляция (см. § II.1). Дру­ гие данные (например, о смещении линии терминатора, вызываемом, согласно Гирашу и Гуди [3131, мощными конвективными движениями), очень немногочисленны и имеют в основном косвенный характер.

Небольшое число экспериментов, проведенных на стан­ циях «Венера», их ограниченное пространственное раз­ несение (500 -ч- 3000 км по обе стороны от утреннего тер­ минатора) и относительно короткое время спуска не позво­ ляют, конечно, по этим данным построить схему планетар­ ной циркуляции. Вследствие медленности собственного вращения планеты, большой тепловой инерции атмосферы и отсутствия смены времен года циркуляция на Венере вероятнее всего имеет характер постоянной системы ветров и является существенно более стабильной, чем на Земле. Можно поэтому думать, что некоторые ее свойства передают результаты локальных экспериментов, хотя местные условия могут, в принципе, оказать определенное влияние.

Результаты анализа экспериментов, проведенных на АМС «Венера-4, 7, 8», суммируются на рис. 65 согласно [67|. Обращает на себя внимание хорошее согласие высотных профилей горизонтального ветра. Хотя, как было показано в § IV.3, скорость ветра, измеренная на «Венере-8», превышает данные «Венеры-4» и «Венеры-7», их профили имеют несколько общих черт: увеличение

§ IV .6. СТРУКТУРА ТРОПОСФЕРЫ И СТРАТОСФЕРЫ 177

4- 0,5 м/сек и, вероятно, еще меньше. Поданным измерений «Венеры-4» и «Венеры-8» нельзя исключить возможности существования меридионального ветра в направлении от северного полюса к экватору и от экватора к южному по­ люсу вблизи утреннего терминатора.

Сопоставление полученных профилей скорости ветра и направлений измерявшихся компонент приводит к

лений, можно предпола­ гать, что одной из схем, удовлетворяющих изме­ рениям АМС серии «Ве­ нера», является наличие в экваториальной зоне атмосферы Венеры кру­

место в атмосфере и на высотах около 100 км, к которым относятся исследования перемещения деталей на диске Венеры в ультрафиолетовых лучах. Скорости ветра на этих высотах, как мы видели, соответствуют среднему периоду циркуляции s=s4,5 суток. Примерно таким же периодом могут характеризоваться движения в области начала измерений АМС «Венера», в то время как на высо­ тах 20—40 км период циркуляции может составлять 12 суток и более. Если циркуляция такого вида является реальной, то измерения, проведенные на АМС «Венера» и относящиеся к различным участкам планеты, отражают

§ rv.e. СТРУКТУРА ТРОПОСФЕРЫ И СТРАТОСФЕРЫ 179

и нижней стратосферы. 11омимо четко прослеживаемых дрейфовых движений в экваториальной зоне, отражаю­ щих систему устойчивой четырехсуточной зональной цир­ куляции, в структуре которой различимы отдельные поя­ са шириной до 100 км, обнаружено возрастание угловой скорости с ростом широты, с образованием хорошо раз­ личимой спиральной структуры и вихрей у полюсов (см. рис. 736). На 50° широты циркуляция происходит, по-ви­ димому, с периодом всего около двух земных суток при скорости движений также — 100 м/сек. В низких широтах меридиональные движения малы, каких-либо локальных крупномасштабных вихрей, подобных земным циклонам, не обнаружено. Наряду с этим, в области подсолнечной точки, в пределах нескольких десятков градусов по дол­ готе и широте, выявляются признаки крупномасштабной ячейковой конвекции, сохраняющейся на фоне устойчивых зональных движений. Взаимодействие этих двух форм движений предположительно может приводить к возник­ новению возмущений, наблюдаемых в виде волновых движений вблизи полуденного меридиана *).

К сожалению, о механизме поддержания круговой циркуляции в настоящее время известно очень мало. Мож­ но предполагать, что при относительно малой и переменной по высоте оптической плотности стратомезосферы поглоще­ ние лучистой энергии увеличивается с глубиной и приво­ дит к возникновению интенсивной адвекции, за счет ко­ торой происходит выравнивание неравномерности разо­ грева. Один из возможных механизмов такой адвекции рассмотрен Гирашем [312]. Некоторым эксперимен­ тальным аналогом может служить обнаруженное в [586] обратное движение жидкости при подогреве ее медленно вращающимся источником тепла, хотя возможность при­ менения такой аналогии к атмосфере Венеры требует дополнительных теоретических и экспериментальных под­ тверждений.

*) Нельзя исключить, что в стратомезосфере Венеры возбуж­ даются продольные волны, и наблюдаемые перемещения в ультра­ фиолете частично связаны с групповыми скоростями этих волно­ вых процессов. Известно, что в земных условиях такие нерегуляр­ ные турбулентные движения приводят к групповым скоростям порядка 10 — 20 м/сек с амплитудой около 4 к.п и характерными длинами волн вплоть до 50 к.п (см., например, [93]).