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

220 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

измерений на АМС «Венера» и оценками параметров на уровне облаков из Н20, приведенными в § IV.7.

Расчеты Поллака представляют несомненный интерес, хотя и связаны с целым рядом допущений, прежде всего относительно структуры атмосферы и коэффициентов лучи­ стого переноса (функций пропускания) среды. Поэтому привлекательная концепция о возможности реализации условий «парниковой» модели продолжала оставаться

Рис. 77. Давление на верхней границе венерианских облаков в зависимости от величины поверхностного давления P g и отношения смеси/ j j 20 С463].

гипотетичной наряду с противоположной концепцией, положенной в основу модели Гуди — Робинсона.

Сомнения в возможности достижения необходимой прозрачности атмосферы в видимой области привели к идее разогрева поверхности за счет радиоактивного рас­ пада в недрах планеты. Подобная гипотеза была выдви­ нута Кузьминым [84] и более подробно рассмотрена Хан­ сеном и Мацусимой [332]. Если исходить из решения уравнения теплопроводности в грунте с параметрами, соответствующими земным, то для достижения высокой температуры поверхности приходится допустить нереаль­ но большие температурные градиенты в приповерхност­ ном слое. При разумных оценках величины теплового потока из глубины (на несколько ' порядков меньше

с эффективными сечениями радиолокационных отраже­ ний [464]. Результаты теоретических расчетов также про­ тиворечили представлениям о равномерной запыленности тропосферы или локализации аэрозоля вблизи поверхно­ сти. К тому же поддержание необходимого количества пыли требует наличия перемешивания, которое в равно­ весном состоянии не может реализоваться в рамках такой модели. Поэтому сама модель радиоактивного разогрева представлялась довольно искусственной, существенно ус­ тупающей с точки зрения физической обоснованности «парниковой» или циркуляционной моделям.

В результате непосредственных измерений, осущест­ вленных автоматическими станциями «Венера», откры­ лись возможности моделирования теплообмена в атмосфе­ ре Венеры, исходя из фактических значений параметров газа и измеренных профилей температуры и давления, не прибегая к гипотетическим моделям структуры атмосферы. Это позволило значительно лучше понять характерные особенности теплового режима планеты и получить ряд важных количественных оценок. В появившихся за по­ следние годы работах Авдуевского и др. [2, 5, 188], Стрелко­ ва [151], Стрелкова и Кухарской [152], Сагана [482], Гинзбурга и Фейгельсон [41] проводится подробное рас­ смотрение «парникового» механизма с попытками расчета переноса’тепловой радиации в «не сером» и «кусочно­ сером» приближениях (т. е. с выбором отдельных спек­ тральных интервалов для смеси С02 и Н20, предполо­ жительно обладающих наименьшей непрозрачностью для тепловой радиации).

К сожалению, ограниченность данных о характеристи­ ках поглощения С02 и Н20 в условиях высоких давлений и температур снижает достоверность полученных коли­

полосные функции пропускания С02, теоретически вы­ численные Плассом и др. [451, 453] и Стуллом и др. [522] для спектральных интервалов шириной 50—100 смРх в области волновых чисел от 1000 до 5000 см~х в широком диапазоне плотностей газа вдоль оптического пути, но

в отдельных полосах (кк — 15; 4,3; 2,7; 2,04 мкм) в более широком интервале температур согласно [10, 227, 300, 407]. Несколько проще обстоит дело с водяным паром, для которого наряду с известными характеристиками непрозрачности в длинноволновой области при Т = 300 °К [262, 445, 515, 549] имеются данные о коэффициен­ тах поглощения при высоких температурах, рассчитанные Феррисо и др. [301, 302]. Что касается учета зависимости

Р ф const. Существуют, в частности, указания на то [348, 462, 482], что непрозрачность Н20 изменяется примерно

радиации, что представляет первостепенный интерес для решения проблемы теплового режима Венеры. Наряду с этим результаты измерений освещенности на «Венере-8» позволяют обосновать допущения о степени прозрачности атмосферы планеты в видимой области и приводят к определенным выводам относительно возможности обеспе­ чения энергетического баланса в рамках различных мо­ делей теплообмена.

Мы рассмотрим эти вопросы в последующих разде­ лах данной главы.

§ V.2. ОВ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОМ БАЛАНСЕ В АТМОСФЕРЕ 223

§ V.2. Об энергетическом балансе в атмосфере

Модели теплового равновесия. Термодинамика планет­ ной атмосферы определяется величиной солнечной энер­ гии на ее верхней границе, в качестве которой обычно используется уровень Р — О, выражающий предположе­ ние о свободной поверхности. В случае Венеры за верх­ нюю границу удобно принять видимую границу облаков (при Р ~ 0,1 атм), от которых (вместе с молекулярным подслоем) отражается значительная часть солнечной ради­ ации, достигающей орбиты планеты.

Тепловая энергия, излучаемая при температурах в ин­ тервале от — 800 °К до 200 °К, сосредоточена в спект­ ральной области приблизительно от 2 до 80 мкм. Можно думать, что в этой области, особенно ближе к температу­ рам 200—300 °К, облака из любого конденсата, ожидае­ мого на Венере, крайне непрозрачны. Поэтому, как уже отмечалось в § IV.1, эффективная температура излу­ чения планеты в окружающее пространство близка к эффективной температуре излучения облаков (или не­ сколько ниже, за счет слабой непрозрачности в инфра­ красном спектре газов над облаками) и удовлетворяет условию радиационного баланса атмосферы на этом уровне. Эти соображения подтверждаются результатами радиометрических измерений, а также отсутствием на диске планеты отдельных тепловых пятен, которые можно было бы отнести за счет излучения нижележащих обла­ стей подоблачной атмосферы Венеры [331, 435,501,502]. Выше облаков прозрачность венерианской атмосферы возрастает, по-видимому, благодаря выпадению конденсата, а также температурной чувствительности «горячих» полос С02 на к = 9,4 мкм и А, = 10,4 яшм.

В балансе тепла необходимо учитывать как долю про­ шедшей солнечной радиации, так и переизлучение солнеч­ ной и тепловой радиации вследствие отражения облаками и атмосферой. За счет радиации, проникающей сквозь об­ лака, обеспечивается лучистый приток тепла в атмосферу, являющийся постоянно действующим неадиабатическим фактором. Если в атмосфере реализуется режим лучистого равновесия, величина энергии коротковолнового солнеч­ ного излучения должна компенсироваться на каждом уров­ не потоком уходящей радиации; в условиях конвективного

224 Г Л . V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

равновесия приток солнечной энергии компенсирует­ ся на каждом уровне в атмосфере суммарным тепловым потоком за счет уходящего излучения и конвективного переноса.

Поглощение солнечной энергии по мере проникновения в глубь атмосферы должно приводить к отсутствию посто­ янства теплового потока по высоте (в отличие от того, что

спектру суммарный лучистый поток на некотором уровне h в атмосфере, q (k), непосредственно связан с величиной солнечной энергии, поглощаемой ниже этого уровня. В ста­ ционарных условиях в силу постоянства суммарного потока с глубиной dq/dh = 0. Спектральные области, в которых переносятся основные доли солнечной коротко­ волновой и тепловой радиации, слегка перекрываются, и

где g® (h) — осредненный за венерианские сутки поток солнечной энергии ниже уровня h, qT(h) — тепловой по­ ток на этом уровне. В свою очередь g® (h) можно предста­ вить как

т. е. величина солнечной энергии, поглощенной атмосфе­ рой и поверхностью ниже уровня h, слагается из потока солнечной радиации, отраженной от слоев ниже уровня h и достигающей этого уровня q+&(h), и из направленного

вниз светового потока q® (h). Аналогичное соотношение записывается для теплового потока qr{h). Поскольку

и условие энергетического баланса на верхней границе атмосферы

226 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

внутренних источников тепла, то от того, какая доля сол­ нечной энергии поглощается атмосферой и поверхностью, зависит осуществление возможных режимов теплообмена в тропосфере. Сказанное удобно проиллюстрировать на­ глядными схемами, приведенными на рис. 78. Для каж­ дой из этих схем предполагается, что потери энергии ниж­ ней атмосферы на излучение отсутствуют (на верхней границе div q (hoc) = 0).

Схемы а) и б) соответствуют случаям, когда солнечное

излучение д®, не отраженное на верхней границе атмосферы ha, доходит до поверхности, т. е. qs = q° = g9 (1 — A)l4,

где g9 = E 0/a2. Условию dqldh = 0, когда (дТIdh)=(dTIdh)aуч,

отвечает схема а) (лучистое равновесие). В этом случае вся полость ниже уровня hoc заполнена равновесным излучением. Поле равновесного излучения изотропно в любой точке тела и поток излучения [57]

ОО

0 Q

Условию dqldh ф 0 , когда dT/dh — (dT/dh)ад и g (/») < q°,

соответствует схема б) (конвективное равновесие). Заме­ тим, что при наличии конвекции количество солнечной энергии, поглощаемой поверхностью, должно быть боль­ ше, чем в условиях лучистого равновесия при той же

Предельному случаю, когда солнечная радиация в ви­ димой области не достигает поверхности, а целиком по­ глощается вблизи верхней границы атмосферы (qs — 0), соответствует схема в), при которой возможна реализация

а), когда солнечная радиация ослабляется более или менее оавномерно во всей толще атмосферы и qs < q°, и схема d), когда имеет место поглощение только в облачном слое Ahc, так что q's < q°, либо после основного поглощения

в облаках происходит некоторое дополнительное ослабле­ ние в атмосфере (q" < q' <] q°).

§ Y.2. ОБ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОМ БАЛАНСЕ В АТМОСФЕРЕ 229

видно, однако, что механизм циркуляции не является осе­ симметричным.

В уже упоминавшейся модели «глубокой» планетар­ ной циркуляции Гуди и Робинсона [321, 324] показыва­ ется, что в верхней тропосфере движение доляшо быть направлено от подсолнечной точки к антисолнечной или от экватора к полюсу, при характерной скорости движе­ ния v ~ 30 м/сек. По оценке Стоуна [519] для анало­ гичной схемы циркуляции и ~ 5 м/сек. В нижней атмосфере движение происходит с существенно меньшей скоростью

ции в двухуровенной модели атмосферы Венеры, выпол­ ненные Зилитинкевичем и др. [58, 158], приводят к относительно простой двухячейковой схеме с центром низ­ кого давления на дневной стороне, смещенным к вечерне­ му терминатору; центр высокого давления находится на ночной стороне вблизи утреннего терминатора. Харак­ терная скорость ветра для всей атмосферы составляет в этой схеме около 5 м/сек, в хорошем согласии с оценкой Стоуна.

Представления о возникновении зонального потока как следствие несимметрии конвективных движений за счет периодичности инсоляции на верхней границе ат­ мосферы нашли отражение в двумерных моделях Шуберта и Янга [488] и Гираша [312]. При этом учитывались уже упоминавшиеся в § IV. 6 результаты моделирования цир­ куляции в цилиндрах с жидкостью, где периодичность ин­ соляции имитируется вращающейся горелкой [586], н было

*) При этом допускается, что непрозрачность в узком слое атмосферы, где происходит поглощение солнечной энергии, столь высока, что радиационный и турбулентный переносы могут быть параметризованы как процесс диффузии.