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

180 frl. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

Для понимания динамических процессов в атмосфере важное значение имеют данные о характере и величине составляющей движений, связанной с турбулентным пе­ реносом. По динамическим условиям и условиям терми­ ческой стратификации можно ожидать, что инерционный интервалу котором турбулентность близка к изотропной [112], в атмосфере Венеры занимает большую область про­ странственных масштабов, чем в атмосфере Земли. Дей­ ствительно, коэффициент кинематической вязкости, ве­ личина которого определяет микромасштаб турбулентно­ сти, в атмосфере Венеры в 1,5—40 раз (в зависимости от высоты) меньше, чем в атмосфере Земли, даже вблизи поверхности. С другой стороны, так как тропопауза в атмосфере Венеры (60—70 км) расположена в 3,5—5 раз выше, чем в атмосфере Земли (11—17 км), а шкала высот превышает земную, то и верхний вертикальный масштаб инерционного интервала в атмосфере Венеры должен быть не меньше земного. Кроме того, близость температурного градиента в атмосфере Венеры к адиабатическому так­ же способствует изотропному характеру турбулентности

[112, 377].

Если считать турбулентность изотропной, то средпеквадратические величины пульсаций вертикальной и горизонтальной компонент ветра должны быть пример­ но одинаковы (точнее, различаться в (4/а)1/2 раз). Как от­ мечалось в § IV.3 при анализе результатов измерений на АМС «Венера», характерный масштаб турбулентности имел величину 100—200 м, что больше величины Zmin; в этом случае пульсации горизонтальной компоненты ветра практически не должны были влиять на вертикаль­ ную скорость аппарата. Поэтому вследствие малости угла £ (см. рис. 47) наблюдавшиеся пульсации следует от­ носить в основном к вертикальной компоненте скорости ветра [66, 377]. Небольшая величина пульсаций ниже 40 км указывает, во-первых, на малость конвективных то­ ков, что не противоречит ранее сделанным оценкам ц по измерениям температуры и давления (см. рис. 48), и во-

Присутствие турбулентности между 40 и 55 км согла­ суется с наблюдавшимися на этих высотах значительными

градиентами скорости ветра. Если в качестве критерия развития турбулентности использовать число Ричард­ сона

§ IV.7. О природе и структуре облаков

Проблема венерианских облаков продолжает оставать­ ся чрезвычайно сложной и вызывает большой ин­ терес.

Основным источником информации об облаках служат в настоящее время наблюдаемые с Земли оптические харак­ теристики планеты, данные о структуре ее атмосферы и результаты измерений освещенности на АМС «Венера-8». Рассмотрение оптических характеристик Венеры на ос­ нове наземных наблюдений и результатов измерений осве­ щенности содержится в главе V. Там же приведены оценки ожидаемых параметров облаков, которым удовлетворяют модели, интерпретирующие экспериментальные данные.

Совокупность имеющейся информации об оптических характеристиках, химическом составе атмосферы и высот­ ных профилях Т (h) и Р (К), к сожалению, не позволяет прийти к однозначному выводу о том, из чего состоят венерианские облака. В качестве наиболее вероятных со­ ставляющих до последнего времени назывались водяные капли, ледяные кристаллы и пыль. Вместе с тем, осно­ вываясь на сопоставлении лабораторных спектров различ­ ных веществ со спектрами Венеры, а также уже высказы­ вавшихся соображениях об эффективности процессов де­ газации горячей поверхности планеты, были выдвинуты предположения о наличии в атмосфере конденсатов более сложной природы в твердой и жидкой фазах и образовании многослойной структуры облаков.

Заметим, что вследствие эффективности конвективных и турбулентных процессов на высотах формирования облаков положение их верхних границ и отношение смеси компонент, испытывающих фазовые превращения, может не сохраняться неизменным, на что обратили вни­ мание Гираш и Гуди [313]. Это обстоятельство могло бы дополнительно усложнить структуру венерианских об­ лаков.

Среди разнообразных гипотетических аэрозолей, вхо­ дящих в состав облаков на Венере, далеко не все являются в одинаковой степени вероятными. Значительная часть исключается по тем или иным соображениям, в основе ко­ торых лежат наблюдательные данные и их сопоставление с лабораторными экспериментами.

Значительное содержание в атмосфере пыли опреде­ ленно отвергается результатами фотометрических измере­

Можно исключить твердую углекислоту вследствие слишком низкой температуры конденсации, не дости­ гаемой в атмосфере Венеры. Правда, если исходить из возможности существования мезопаузы с температурой Гм ~ 150 °К, на что указывают результаты анализа измерений «Маринера-5» (см. рис. 57), то в верхних облас­

тях венерианской стратомезосферы какая-то доля твердой углекислоты могла бы входить в состав обычно предпо­ лагаемой «дымки».

По результатам сопоставления наблюдаемых и лабо­ раторных спектральных характеристик отвергается моно­ мерная или частично полимеризованная окись углерода сос­ тава С30 2 из-за отсутствия хорошо проявляющихся узких минимумов в спектре поглощения твердого С30 2 на XX 2,27 и 2,67 мкм, а также широкой области сильного поглоще­ ния между XX 2,9 и 3,4 мкм [456]. Кроме того, равновесное давление паров над облаками С30 2 существенно превыша­ ло бы верхний спектроскопический предел содержания газообразного С30 2 (см. табл. 1 1 ). По этой же причине, а также из-за отсутствия характерных признаков в спект­ ре Венеры (например, области поглощения на X 2,4 мкм [454]) и термодинамической нестабильности в слабоокис­ лительной среде Льюис [399, 400] исключает гидрокар­ бонаты и другие органические соединения.

Вместе с тем Сурков и др. [153а] допускают наличие в облаках водных и безводных солей (карбонатов и гид­ рокарбонатов) аммония, конденсирующихся при темпе­ ратурах ниже 330 °К и представляющих собой вещество белого цвета, с коэффициентом преломления т ~ 1,53. Существование чисто аммонийных облаков невозможно вследствие низкого спектроскопического предела содержа­ ния NH3 и свойственного им низкого коэффициента пре­ ломления, несовместимого с наблюдениями. Исходя из подходящих характеристик наблюдаемого поглощения в области XX 3,0—3,3 мкм, Койпер [394] предложил хло­ ристый аммоний NH4C1. Однако еще лучшее согласие со спектром Венеры в этом интервале дают ледяные кристал­ лы. К тому же коэффициент преломления для кристаллов NH4C1 слишком высок (т = 1,01), что совершенно не согласуется с оценками, следующими из поляриметриче­

лись силикаты и продукты их реакций в присутствии НС1 и HF при температурах Т ^ 5 0 0 °К, а также частично гид­ ратированное хлористое железо. Их присутствие малове­ роятно, поскольку лабораторные характеристики отра­ жения большинства этих веществ несовместимы с отража­ тельным спектром Венеры. Кроме того, при наличии

силикатной пыли на верхней границе облаков было бы затруднительно объяснить наблюдаемое значение цвето­ вого избытка («желтоватую окраску») Венеры [171, 172]. Принятие гипотезы о присутствии в облаках гидра­ тов FeCl2 [394] потребовало бы равновесного отношения смеси Н20 приблизительно на один-два порядка меньше

спектроскопической оценки содержания водяного пара в атмосфере Венеры. Крукшенк и Томсон сделали, кроме того, вывод о неубедительности отождествления с электрон­ ной полосой Fe2+ особенностей в спектре около 1 мим,

0,5 и 0,39 мим [257].

Напомним, наконец, об упомянутой в § IV.6 гипотезе существования конденсатов ртути и ртутно-галогеновых соединений. Расположение соответствующих слоев в атмосфере Венеры для одной из моделей, рассмотренных Льюисом [400], показано на рис. 68. Сней интересно сопо­

ставить кривую на рис. (14, аппроксимирующую высотный профиль ослабления радиоволн в эксперименте на «Ма­ ринере-Г)». Хотя это сопоставление выглядит довольно убе­ дительным, а использованные в расчетах параметры ртутно-галогеновых облаков (размеры частиц г ~ 20 мкм, плотность 300—400 см~3) в целом соответствуют харак­ теристикам плотного водяного облака на Земле, тем не менее факт их существования в атмосфере Венеры пред­ ставляется довольно проблематичным.

Естественно рассмотреть казалось бы наиболее оче­ видную возможность образования на Венере водно-ледя­ ных облаков. Значительное содержание водяного пара, определенное по результатам газового анализа на АМС «Венера-4 —6» (см. табл. 11), делает обоснованным пред­ положение о существовании облаков из Н20 наряду с конденсатами другой химической природы.

На рис. 69, а показана фазовая диаграмма для Н20, позволяющая оценить расположение уровней конденса­ ции водяного пара и протяженность водно-ледяных об­ лаков для различных отношений смеси /н*о• Пунктирная кривая соответствует в координатах Р — Т высотным про­

ным измерений «Маринера-5» (см. рис. 57). Как видим, при отношении смеси / Й2о = Ю' 2 для обоих вариантов струк­ туры стратомезосферы конденсация должна начинаться при температуре Т = 264 °К и давлении Р — 0,25 кг!смг, т. е. па уровне h ~ 59 км. С возрастанием высоты и, соот­ ветственно, с падением температуры фазовые переходы пар — лед должны преобладать над фазовыми переходами пар — вода (если не допускать наличия слишком сильно переохлажденных капель, теоретически могущих суще­ ствовать в земных условиях вплоть до температуры —40 °С [165]).

Из рис. 69, а следует, что во всей заштрихованной обла­

ная линия 1—2. Сублимация должна происходить, таким

б)

Рис. 69, а) Фазовая диаграмма воды вместе с результатами измерений темпе­ ратуры и давления в координатах Р — Т (сплошная кривая с точками — дан" ные АМС «Венера», пунктир —модель стратомезосферы [99], штрих-пунктир — измерения) «Маринера-5», тонкие линии соответствуют относительным содержа­

в слое толщиной свыше 40 км. Можно предполагать, одна­ ко, что эффективная протяженность облаков существенно меныпе(— 10 км) вследствие гравитационного оседания час­ тиц в соответствии с законом Стокса, особенно в верхней части облака, где давление и восходящие токи малы. Это сог­ ласуется с представлениями о размытости верхней границы венерианских облаков, известной из наземных наблюде­ ний [117]. Заметим, что высота этой границы, примерно соответствующая уровйю с давлением около 0,05 атм, независимо подтверждается рядом других аргументов, связанных с интерпретацией отражательных характе­ ристик Венеры и подробно рассмотренных в работах

[119, 238, 461, 479].

Если исходить из предположения, что отношение смеси /н2о ^5 Ю~3, то согласно фазовой диаграмме на рис. 69, а в первом случае (модельное распределение) ус­

ния выбора между рассматриваемыми возможностями весь­ ма характерен рис. 57, на котором пунктиром показаны различия в значениях у при переходе от сухо- к влажно­ адиабатическому градиенту и нанесены линии насыщения для различных отношений смеси /н2о- Довольно резкое изменение измеренного температурного профиля на уровне около 59 км и его тенденция к влажной адиабате свидетель­ ствуют в пользу начала конденсации или сублимации при отношении смеси — 10-2, в согласии с результатами из­ мерений содержания водяного пара на АМС«Венера-4—6».

Влажноадиабатический градиент, учитывающий вы­ деление скрытой теплоты парообразования, обычно за­ писывается в виде (см. [108]):

L K

где уа выражается согласно (IV.12), a L = L (Т) — скры­ тая теплота фазового перехода (L ~ 610 кал!г для перехо­ да пар-вода и L ~ 690 кал/г для перехода пар — лед).

В отличие от Е (Т), L (Т) обычно слабо зависит от темпе­ ратуры.

Выразив производную dEldT через уравнение Клапей­ рона — Клаузиуса и подставляя известные численные значения входящих величин, Обухов и Голицын [123] получили упрощенные выражения для оценки роли фа­ зовых переходов пар — вода и пар — лед с целью опре­ деления характера изменения влажноадиабатического гра­ диента по высоте путем экстраполяции выше начала уров­ ня измерений АМС «Венера»:

Е

1 + 9,31 -Ю з РТ2

Вычисленные ими значения EIP для отношений смеси 7-10' 3 и 10_3 также довольно хорошо согласуются с экспе­ риментально найденным изломом в профиле Т (h) вблизи уровня конденсации и его ходом внутри облаков в слу­

чае /н,о ~ 7-10-3.

Заштрихованная область между точками 1—2 на рис.

Как уже отмечалось,-при толщине облачного слоя 7—8 км [1231 полученному значению В соответствует М 0+^0,4 г/м3.

Интересные результаты о возможной структуре облач­ ного слоя Венеры получил Рихтер [471] на основе анализа

поглощения радиоизлучения в эксперименте радиопро­ свечивания на «Маринере-5». Сравнив потери и коэффи­ циент преломления в этом эксперименте с расчетными для атмосферы, содержащей 100% С02, и предположив, что это различие обусловлено наличием водяного пара и жидко­ капельной воды, он разделил эти компоненты и определил высотные профили их содержания (рис. 69, б). Верхний предел интегрального содержания жидко-капельной воды составил

В0,35 г-см~г,

Гипотеза облаков из Н20 встречается с определенными трудностями, к которым приводят, результаты наземных оптических наблюдений. На этом основании возможность водно-ледяной природы венерианских облаков подвер­ гается серьезным сомнениям [119, 183, 336, 469]. Рассмот­

Венере облаков из Н20 отвергается в связи с почти пол­ ным отсутствием в спектре планеты характерных для льда депрессий в полосах XX 1,5 и 2,0 мкм.

Койпер [388, 389, 391, 392], получивший с высотного самолета спектры отражения Венеры с разрешением ~20 см-1, поставил под сомнение более ранние результаты Боттема и др. [2201, нашедших соответствующие депрессии в спектрах, полученных с высотного баллона при суще­ ственно меньшем разрешении. Отождествление указан­ ных спектральных характеристик представляет собой не простую задачу в связи с влиянием сильных поглощающих полос углекислого газа в этих же областях, особенно вбли­ зи X = 2,0мкм (триада полос С02, см. рис. 71, а). Подроб­ ный анализ спектра отражения среды, в которой происхо­ дит многократное анизотропное рассеяние, был проведен

Поллаком [461, 479]. Авторы пришли к выводу о возмож­ ности отнести небольшие минимумы в спектре на 1,5 и 2,0 мкм за счет отражения, присущего ледяным облакам, и только частично — за счет поглощения в полосах С02, имеющего место в атмосфере над облаками. Ими же