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

190 Гл. XV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМСОФЕРЫ

было отмечено, что в пользу ледяных кристаллов свиде­

= 3,1 мкм.

На основании изучения лабораторных спектров отраже­ ния ледяных кристаллов различной дисперсности в спект­ ральном интервале 0,9—3,4 мкм Пламмер [454] пришел к выводу, что депрессии на 1,5 и 2,0 мкм в спектре Венеры могут быть обусловлены частицами льда с характерными размерами г ~ 2 мкм. Этот вывод сделан, однако, при достаточно сильном ограничении, а именно, что оптическая толщина ледяного облака тс ^ 10. Пламмер [455] вхлсказал также предположение о возможности определенной недооценки величины депрессии при истолковании койперовских спектрограмм, если в качестве спектра сравнения используется спектр отражения Луны, поскольку Лупа не является серым отражателем. По его оценкам степень поглощения в С02 на X — 1,93 мкм и на X = 2,05 мкм от­ личается от наблюдавшегося Койпером в спектре Венеры минимума соответственно на 14 и 30%, что приближает измеренный характер поглощения на Венере к ледяным облакам.

Результаты теоретического анализа, выполненного Хансеном и Чини [333, 334] с использованием численных методов, можно согласовать с представлениями о водно-ле­ дяной природе видимых облаков только при условии суще­ ствования приблизительно 20-процеитной депрессии в кон­ тинууме X—2,0 мкм и если опять же допустить, что 5^ 10. Между тем результаты численных расчетов (методом стати­ стических испытаний) спектрального альбедо в ближней инфракрасной области (1,4 мкм О XО 3,2 мкм) для облачно­ го слоя с тс ~ 10, проведенные Крековойи др. [560], привели авторов к выводу о том, что при учете совокупного эффек­ та многократного рассеяния и поглощения па частицах льда и поглощения С02 основное влияние на формирова­ ние полос XX 1,5 мкм и 2,0 мкм оказывает последнее, при­ чем увеличение тс влияет сравнительно слабо. На этом основании они считают, что предположение о ледяных облаках по крайней мере не противоречит измеренному

крайне низкое содержание водяного пара вблизи верхней границы облачного слоя, к которой относятся спектро­ скопические и поляриметрические измерения *). Следует, конечно, иметь в виду существующие неопределенности в оценках расположения в атмосфере уровня, которому принадлежит альбедо Венеры в континууме ближней ин­ фракрасной области спектра, а также трудности в объяс­ нении наблюдаемой фазовой зависимости отдельных линий поглощения. С падением температуры до 160—180 °К можно согласовать уменьшение отношения смеси Н20 вплоть до величин 10_6—10~5, отвечающих спектроскопическим данным, если относить эти оценки к уровням с температурой приблизительно на 60 °К ниже обычно приводимых оценок температуры формирования линий поглощения Н20, что, однако,маловероятно (см. [119, 551 ]). Едва ли на высоту уров­ ня сильно влияет, в частности, допущение об однородной

получены при осреднениях с пространственными разме­ рами в несколько сотен километров, что связано с мето­ дикой измерений [305]. (Одна из возможных причин такого характера кривой Т (h) — то, что облачность не сплошная, а со значительными разрывами, т. е. неоднородность структуры облаков в пределах сферического слоя толщиной

—1,33). К возрастанию тпмогут привести водные растворы некоторых соединений, присутствующих в атмосфере Ве­ неры. Лыоис [402] выдвинул предположение об обогащении облаков и дымки водным раствором НС1. Как показы­ вает анализ соответствующих фазовых диаграмм состоя-

192 Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

ния, спектроскопически определенным равновесным со­ держаниям НС1 и Н20 в газовой фазе отвечает 6-мольный водный раствор НС1 (25-процентной весовой концентра­ ции) при температуре над раствором около 200 °К. На рис. 70 показаны изоплеты коэффициента преломления раствора НС1 в зависимости от весовой концентрации и температуры, согласно лабораторным измерениям и

7;°к

Рис. 70. Изоплеты коэффициента преломления водного раствора НС1 в зави­ симости от температуры и весовой концентрации (согласно [402]).

результатам вычислений по уравнению Лоренц — Ло­ ренца при низких температурах. В случае, которому от­ вечает 25-процентный раствор ИС1 и Т ~ 200 °К, коэффи­ циент преломления тс^ 1,42 оказывается в непосредствен­ ной близости к значению, полученному для Венеры. Спект­ ральные характеристики водного раствора НС1 при Т = = 205 °К оказываются в хорошем согласии со спектром Венеры между 3 и 4,5 мкм (см. рис. 71, а), мало отлцчаясь от спектра Н20, а небольшие изменения в ближнеи ульт­ рафиолетовой области при добавлении НС1 можно было бы объяснить за счет присутствия в кислоте гид-

H2S 04 легко объясняют причину чрезвычайно низкой ре­ гистрируемой влажности атмосферы выше облачного слоя. Так, давление водяного пара над 75%-ным раствором серной кислоты составляет около 1 %. С этой точки зре­ ния гораздо менее подходящими агентами являются азот­ ная и фосфорная кислоты, поскольку не обладают хими­ ческим сродством с водой; к тому же у них заметно отлич­ ный показатель преломления при Т ~ 250 °К.

В пользу облаков из Ii2S04 свидетельствует ряд спек­ тральных характеристик Венеры. В удовлетворительном согласии с этим предположением оказывается, в част­ ности, сильное уменьшение отражения в спектральной области XX 3,2—3,6 мкм и эмиссионный спектр в об­ ласти 7—14 мкм, прежде всего широкая депрессия на Л.= 1 1 ,2 мкм.

196 Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

Присутствие H2S04 представляет интерес и с точки зрения возможного объяснения отмечавшихся особенно­ стей в поведении измеренных кривых Т (К), р (К) и харак­ тере ослабления радиоволн. В частности, выделение зна­ чительного количества тепла при образовании растворов в нижележащей атмосфере, при /н2о, примерно сооответствующем данным прямых измерений, должно приводить к отличию температурного профиля от адиабатического, более заметному, чем в случае влажной адиабаты.

Количество серной кислоты, потребное для образова­ ния плотного облачного слоя, оказывается небольшим, согласующимся с космической распространенностью серы и ее ожидаемым поступлением в атмосферу из недр за счет вулканических извержений. В противном случае трудно объяснить крайне низкий верхний предел содер­ жания сернистых соединений согласно данным табл. 1 1 . Вместе с тем, их исчерпанию из атмосферы за счет связы­ вания в реакциях с поверхностными породами могло бы препятствовать разрушение сульфатов при высоких тем­ пературах в присутствии НС1 [550].

При 76%-ной концентрации раствора на уровне с Р = 50 мбар равномерный слой капель диаметром 2,2 мкм обеспечил бы т ~ 1. В этом случае потребное количество H2S04 составит, по оценкам Янга, примерно 0,29 мг/см2, или по отношению к содержанию С02 2,3• Ю-1®. Если же

жить, что 99% воды на этом уровне связано серной кисло­ той, то при /н2о ~ Ю“3 содержание H2S04 оказывается приблизительно на три порядка больше. Неопределен­ ность здесь связана с разбросом в оценках степени выпа­ дения капель, зависящехг от интенсивности перемеши­ вания.

В протяженном облаке количество воды должно уве­ личиваться с глубиной за счет высвобождения связанной воды из капель раствора при повышении температуры, что будет приводить к изменению концентрации раствора H2S04. В свою очередь, от общего содержания воды в ат­ мосфере зависит как концентрация раствора, так и про­ тяженность облаков. Оценки равновесного соотношения между газовой фазой и облачными каплями на различных уровнях в атмосфере, при сохранении постоянства весо­

на рис. 72 согласно [550]. Если /н2о = 10“3, практически вся вода при Т ~ 273 °К еще сосредоточена в каплях, и рав­ новесному давлению паров соответствует 76%-ный раствор H2S04. Облака могли бы в этом случае простираться до уров­

Рис. 72. Диаграмма равновесного состояния конденсата H2SO< с газовой фазой при различных отношениях смеси Н20 и в зависимости от температуры (согласно [550]). Тонкие кривые — давления паров для различных процент­ ных концентраций водного раствора H2SO4. Пунктир — отношение смеси

паров НгО для модели атмосферы согласно [412]. Штрих-пунктир — граница, соответствующая кипению. Жирная кривая — модель облаков из H2SO, при

сколько хуже согласуется с поляриметрическими данны­ ми), а нижняя граница оказывается на уровне с Т =373 °К и Р = 2,4 атм (h = 44 км). Наконец, при /н2о ~ Ю”4 облака должны оканчиваться вблизи h ~ 35 км, где обнаружено сильное изменение характера ослабления солнечной лучистой энергии с глубиной по данным «Вене-

ры-8» (см. гл. V).