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

230 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

обнаружено возникновение в жидкости зональных тече­ ний в направлении, противоположном движению го­ релки.

Малкус [579], рассмотревший трехмерную модель, при­ шел к выводу о возможности возникновения вблизи вер­ шины тропосферы слабых ячеек гадлеевского типа и пере­ носа за счет температурных контрастов между экватором и полюсом энергии и углового момента к высоким широ­ там. Сэтой моделью можно, в принципе, совместить экспе­ риментальные данные о пространственных движениях, полученные «Маринером-10», если дополнительно пред­ полагать большое влияние подсолнечной области высокого давления на структуру циркуляции. Возникающие в этом случае меридиональные градиенты давления должны приводить к ускорению с ростом широты потоков, орто­ гональных изобарическим поверхностям, с образованием спиральных движений и струйных течений. Сток энергии будет происходить в полярных вихрях вследствие схожде­ ния векторов скоростей движений у полюсов при низких давлениях [581].

Создаются, таким образом, представления о том, что в динамике атмосферы Венеры важную роль должен играть перенос момента количества движения в меридиональном направлении. Видимо, структура атмосферы в экватори­ альных и полярных областях имеет заметные различия, что прежде всего проявляется в отличиях профилей тем­ пературы, вертикальных и горизонтальных скоростей й направлений движений. Дальнейшее изучение этих осо­ бенностей будет способствовать лучшему пониманию за­ кономерностей формирования современных климатиче­ ских условий на планете*).

Вертикальный тепло- и массообмен на вращающейся планете описывается нестационарным уравнением теплового

§ V.2. ОБ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОМ БАЛАНСЕ В АТМОСФЕРЕ 231

баланса, устанавливающим связь между изменением тепло­ содержания единицы объема газа и вертикальными пото­ ками энергии за счет солнечной и тепловой радиации:

Выравнивание поля температуры в горизонтальном на­ правлении при этом не учитывается (в (V.8) дц = 0). Тепловой поток q = div (A, grad Т) может быть определен из решения уравнения лучистого переноса. В (V.4) можно положить

представляется выражением для свободной конвекции:

Як — рСрУДГ — рСркн + Taj i (V.10)

где А Т — разность между установившейся температурой

вконвективной атмосфере при скорости V и температурой

сградиентом, равным сухоадиабатическому. уа опреде­ ляется формулой (IV. 12), а коэффициент турбулентной диффузии [313]

232 гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Эти соотношения выражают условие переноса тепла за счет свободной конвекции в атмосфере вверх. В качестве характерного масштаба для глубокой атмосферы обычно принимают L ~ Н. Заметим, что соотношение (V.10) соот­ ветствует диффузионному уравнению в форме Фикка и описывает перенос тепла вихрями, размеры которых малы по сравнению с L.

Если вместо Т ввести потенциальную температуру 0 = Т (Pq/P)ri^cp, то (У.10) перепишется в виде

где за счет эмпирической константы ^названной Дирдорфом [264] «противоградиентом», обеспечивается при неиз­ менной энтропии выравнивание потенциальной температу­ ры при возникновении отклонения от гидростатического равновесия. Эта константа, по существу, выражает факт незначительного отличия dTIdh от уа (малость АТ7) в не­ устойчивой конвективной области, где, согласно Гирашу

dT/dh Т-

и Гуди [313], выполняется условие -------------< tjl.

Та К сожалению, подобный формализм неприменим к гори­

зонтальному тепло- и массообмену и к переносу момента количества движения. Это следует из изучения метео­ рологических процессов в земной атмосфере, где турбу­ лентный перенос связан с такими крупномасштабными возмущениями, как циклоны и антициклоны, и удовле­ творительной параметризации динамической структуры горизонтальных полей не найдено [325].

При моделировании теплообмена полезно сделать не­ которые предварительные оценки, характеризующие теп­ ловую инерцию атмосферы и глубину суточных вариаций температуры. Легко показать, что при значениях изме­

меров элементарного конвективного объема /0 и интенсивности тур­ булентного теплообмена с окружающей атмосферой (а, у — коэффи­ циенты температуропроводности и вязкости, с1жс2 — константы, за­ висящие от формы частиц). Отсюда следует, что с уменьшением /о растут потребные для конвекции вертикальные температурные градиенты из-за быстрой диссипации энергии всплывного движения малых объемов в процессах турбулентного перемешивания. Тео­ рия Пристли применима вне пограничного слоя (подробнее см. [174, 263, 466]).

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 235

нению с временем высвечивания запасенной энергии, рас­ четную схему можно строить, исходя из того, что падаю­ щая на дневную сторону солнечная энергия на широте ср поглощается на миделе усеченного конуса высотой Лф и осредняется по всей его боковой поверхности на этой широте (что справедливо для вращающейся планеты). Ин­ тегрирование левой части соотношения (V.7) в такой расчетной схеме по Q дает следующий закон равномер­ ного распределения солнечной энергии по поверхности планеты на уровне hx (см. [5]):

что приводит к Те, отличающейся от (IV.1). Формально это связано с неучетом вклада дц в энергетический баланс

влокальной области пространства. Следует указать, что хотя анализ теплового режима в рамках лучисто-конвек­ тивной модели упрощает реальную ситуацию в атмосфере, он позволяет наиболее полно исследовать «внутреннюю» динамическую структуру теплообмена.

§V.3. Оптические свойства атмосферы Венеры

Опереносе излучения в атмосфере. Для теоретического определения высотного распределения лучистой энергии

впланетной атмосфере в общем случае требуются вычис­ ления фракций монохроматической солнечной радиации, поглощаемой на разных уровнях атмосферными газами, поверхностью, облаками и отражаемой в пространство от атмосферы, поверхности и облаков. Однако сведения о непрозрачности газов в диапазонах видимого света крайне ограничены, поскольку для их определения при относи­ тельно малых коэффициентах поглощения требуются ве­ личины оптического пути, практически недостижимые пока в лабораторных условиях. Ограничением является также необходимость проведения исследований при пере­ менной вдоль оптического пути плотности, а в случае Венеры — дополнительно при высоких давлениях и тем­

пературах газа. Теоретические оценки ослабления солнеч­ ного излучения атмосферой в визуальной и ближней ин­ фракрасной областях спектра, подобные приведенным в табл. 15, носят весьма приближенный характер.

236 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

С точки зрения переноса излучения атмосферу можно рассматривать состоящей из двух фаз — газовой и аэро­ зольной. Общее ослабление излучения слагается из мо­

лекулярного рассеяния erf, селективного поглощения отдельными компонентами газовой фазы хх, поглощения

ах и рассеяния of на аэрозоле. Соответственно

Коэффициент экстинкции и входящие в него слагаемые определяют оптическую толщину:

и альбедо однократного рассеяния, характеризующее по­ глощательные свойства рассеивающей среды:

которые вместе с индикатрисой рассеяния ~х(ср) представ­ ляют собой основные оптические характеристики атмо­ сферы.

Рассеяние на компонентах газовой фазы наиболее су­ щественно в коротковолновой области спектра вне полос поглощения, а в длинноволновой преобладает аэрозоль­ ное рассеяние. Подробное изложение теории рассеяния света на малых частицах читатель может найти в монографияхван деХюлста[21], Соболева [146,149], Шифрина [173], Розенберга [138] (см. также [109, 137, 531]), а на круп­ ных частицах — в работах Ирвина [353, 357]. Из теории следует, что в силу некогерентности рассеяния газовой фа­ зой и частицами аэрозоля можно допустить аддитивность соответствующих компонент матрицы рассеяния атмосфе-

ры Dik (ц, ц0) для падающего и рассеянного под углами arccos ц0 и arccos ц потоков лучистой энергии. Интегри­ рование по углам соотношения

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 237

с учетом Dik = ([х, ц0) позволяет выразить эффективную

нормированную матрицу рассеяния для мутной среды в виде (см., например [21,138])

Конкретный вид матрицы рассеяния (число независи­ мых и отличных от нуля компонент) определяется свой­ ствами рассеивающей среды (составом, размерами, фор­ мой частиц) и зависит от длины волны.

Молекулярное рассея­ ние, происходящее по за­ кону Рэлея, описывается коэффициентом рассеяния 0й и индикатрисой рас­ сеяния х (ф), которые вы­ ражаются хороню извест­ ными формулами:

что роль молекулярного рассеяния особенно велика в переносе видимой солнечной радиации. Результаты расче­ тов тр в интервале XX от 0,2 до 1,2 мкм для атмосферы Венеры (согласно приведенной в Приложении основной модели) показаны на рис. 79 и 80. На рис. 79 приведена зависимость тр (в нормировке на единицу давления) от X, а рис. 80 дает семейство кривых хр (X) по высоте. Посколь­ ку рэлеевское рассеяние прямо пропорционально массе рассеивающего газа, на Венере оно оказывается прибли­ зительно на два порядка интенсивнее земного. Вблизи максимума кривой видности (Х0 ~ 0,5 мкм) тр ~ 30, что

238 Гл. V. о п т и ч е с к и е Св о й с т в а и т е п л о в о й р е ж и м

примерно соответствует оптической толщине земных об­ лаков. Заметим, что спектральная зависимость ag выражается удобным отношением, очевидным из (V.20):

атмосфере Венеры приведены в табл. 18.

Ь,км

Рис. 80. Семейство кривых (К) для атмосферы Венеры в зависимости от высоты.

При наличии взвешенной в газе аэрозольной состав­ ляющей оптические свойства атмосферы дополнительно зависят от концентрации, высотного распределения, рас­ пределения по размерам, природы и микроструктуры час­ тиц. В этом случае все 16 компонент матрицы рассея-

ния fih (р, р0) могут быть, в принципе, различными. При характерных размерах частиц г К удобное приближе­ ние дается теорией Ми, позволяющей рассчитывать сга в зависимости от показателя премломления т и пара­ метра р = 2я/7А,. С увеличением содержания аэрозоля и ростом этого параметра возрастает дисимметрия фазо­ вой функции (вытянутость индикатрисы рассеяния в