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

Интенсивность конвективных движений в модели про­ никающей конвекции можно аппроксимировать прибли­ женной зависимостью, по форме соответствующей (V.85):

Эта зависимость приведена в логарифмических коорди­ натах на рис. ИЗ. Нижняя и верхняя прямые отвечают

в модели с меньшими начальными значениями К (h) в не­ устойчивой области атмосферы интенсивность конвектив­ ных движений заметно выше, что хорошо видно из сравне­ ния зависимостей (V.95) на рис. ИЗ.

Так же, как и в модели ячейковой конвекции ограни­ ченной глубины, для оценки диапазона, в котором лежат реальные значения v, можно ввести вместо молекулярной турбулентную вязкость и предположить vT = const. Ис­ пользуя зависимости (V.89) и (V.90) и оценки фактиче­ ской величины параметра К , нетрудно убедиться, что скорости в ядре конвективной области в нижнем слое ат­ мосферы оказываются приблизительно в тех же пределах, как и в ячейковой модели, и быстро ослабляются с высо­ той. Наряду с этим обращает на себя внимание тот факт, что в модели проникающей конвекции с v = const наблю­ дается меньшая асимметрия в восходящих и нисходящих токах и увеличивается глубина адиабатической зоны при тех же Ra (т. е. отношение h*lh^), чем в модели с v ф- const.

Рассмотренные особенности конвекции (справед­ ливые с точностью до используемых моделей) могут иметь ряд важных следствий, касающихся как интенсив­ ности теплообмена, так и структуры облаков. Развитая конвекция в условиях земной атмосферы сопровождается образованием мощной облачности, играя, в частности, решающую роль в формировании кучевых облаков. Их структура, в том числе возможность существования раз­ рывов в облаках, зависит от соотношений между горизон­ тальными и вертикальными тепловыми потоками, от на­ личия вертикального сдвига ветра, от характера подсти­ лающей поверхности, от величины потока массы в нижних слоях и на уровне конденсации (облачных струй). На

Г Л А В А VI

ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

§VI. 1. Основные определения

Вэтой главе мы рассмотрим области в атмосфере Ве­

неры, расположенные выше мезопаузы: т е р м о с ф е ­ ру, в которой имеет место положительный температур­ ный градиент, а длина свободного пробега частиц К мень­ ше высоты однородной атмосферы Н, и э к з о с ф е р у с приблизительно постоянным значением температуры, где Н и может происходить диссипация атомов и мо­ лекул в окружающее космическое пространство. Под структурой верхней атмосферы будем понимать простран­ ственное распределение и временные вариации ее основ­ ных макроскопических характеристик — температуры, давления, плотности и парциальных концентраций ней­ тральных и ионизованных компонент.

Следует заметить, что разделение атмосферы на «верх­ нюю» и «нижнюю» является в известном смысле условным и строгое терминологическое определение отсутствует. При рассмотрении земной атмосферы часто ограничивают понятие нижней атмосферы областью тропосферы, а обла­ сти, лежащие выше тропопаузы, относят к верхней атмосфере (см., например, [70]). При этом исходят из пред­ ставлений, что уже в стратосфере и мезосфере определен­ ную роль начинают играть диссоциация и ионизация ат­ мосферных компонент. Более строго надо понимать под нижней атмосферой области высот в газовой оболочке планеты, для которых выполняется условие локального термодинамического равновесия (л.т.р.), и следователь­ но, справедливо понятие температуры для любого конеч­ ного объема. Это означает, что заселенности враща­ тельных и колебательных уровней атмосферных молекул

324 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

— параметр ширины полосы [289], — интенсив­ ность г-й полосы, у 0 — средняя ширина вращательной ли­ нии на единицу давления, d — средний промежуток меж­ ду линиями.

Оценки показывают, что величина в (VI.1) по­

рядка О (10-4) для Венеры и Марса; отсюда следует, что отклонение от л.т.р. несущественно на высотах, где зату­ хание вследствие столкновений преобладает над допле­ ровским уширением спектральной линии. Вопросы лу­ чистого теплообмена в этих условиях подробно рассмотре­ ны в работах [258, 311].

Другая важная особенность, отличающая нижнюю ат­ мосферу от верхней, состоит в том, что нижняя атмосфера хорошо перемешана. Это означает, что относительные концентрации компонент, не подверженных фазовым переходам, сохраняются одинаковыми на всех уровнях, а вкладом фотоионизации и фотодиссоциации благодаря высокой эффективности обратных рекомбинационных про­ цессов можно пренебречь. Вертикальное распределение давления определяет в этом случае высотные профили температуры и концентраций. При наличии диффузии, преобладающей над перемешиванием и нарушающей по­ стоянство соотношений между компонентами, такая воз­ можность исключается. Для атмосферы по-прежнему справедлив закон Дальтона, однако каждая компонента распределяется в поле силы тяжести со шкалой высот, отвечающей ее молекулярному (атомному) весу.

С точки зрения особенностей состава удобно поэтому

деляющую роль играют процессы интенсивного турбу­ лентного перемешивания, и средний молекулярный вес сохраняется практически неизменным. В г е т е р о-

ление газов, и средний молекулярный вес уменьшается с высотой. Область, в которой реализуются условия перехода от полного перемешивания к диффузионному разделению газов в поле силы тяжести, располагается вблизи основания термосферы и определяется как турбо­ пауза.

Оценка давления на уровне затмения Венерой Регула

Рц = (2,6 + 0,13) -10-6 кг/см? (см. § IV.6) по порядку величины близка к значению давления вблизи турбопа­ узы земной атмосферы. Если исходить из представлений о том, что на Венере турбопауза расположена прибли­ зительно на том же уровне, что и на Земле (в пределах 10—20 км), то рассматриваемые ниже характеристики верхней атмосферы относятся к гетеросфере планеты.

Отличительные особенности верхней атмосферы как газовой среды на высотах гетеросферы — ее многокомпопентность и непосредственное воздействие радиационных факторов при одновременных разнообразных химических превращениях и в сочетании с процессами тепло- и массообмена. Под воздействием интенсивного солнечного элек­ тромагнитного излучения определяющими здесь являются процессы фотохимии — фотоионизация, фотодиссоциация, возбуждение внутренних степеней свободы (в том числе возбуждение электронных уровней) атомов и молекул, сопровождаемые обратными реакциями ассоциации ато­ мов в молекулы, рекомбинации ионов, спонтанного излу­ чения фотонов и ударной дезактивации. Свойства газа формируются в гравитационном и электромагнитном по­ лях; при этом важную роль играют процессы диффузии и теплопередачи (в основном теплопроводностью и в мень­ шей степени излучением), при различной эффективности коэффициентов переноса на разных уровнях. Возникаю­ щие температурные, концентрационные и барические градиенты приводят к развитию макродвижений, харак­ тер которых вблизи основания термосферы сохраняется

турбулентным.

Определенное воздействие на структуру и динамику термосферы может оказывать также солнечное корпус­ кулярное излучение, степень влияния которого существен­ ной ависит от наличия у планеты собственного^регулярного магнитного поля. В формировании теплового режима

верхней атмосферы определенную роль могут играть и та­ кие дополнительные источники энергии, как приливные колебания и диссипация энергии магнитогидродинамиче­ ских и внутренних гравитационных (инфразвуковых) волн, затухание которых, если проводить аналогию с Зем­ лей, происходит в нижней термосфере.

Теоретический анализ структуры и динамики верхней атмосферы представляет чрезвычайно сложную задачу. Уравнения, пригодные для описания физико-химических процессов в гетеросфере, должны учитывать взаимосвязь и взаимообусловленность перечисленного комплекса мно­ гочисленных процессов и явлений. Естественно ожидать, что наиболее полное и строгое исследование можно про­ вести в рамках известных методов кинетической теории газов, исходя из уравнения Больцмана с правой частью, содержащей интегралы столкновений и интегралы реак­ ций [17, 42, 168]. Такой подход использован, в частно­ сти, в работах Ивановского и др. [59—61], где для решения системы кинетических уравнений с выбранным конкре­ тизированным комплексом реакций применен метод 13-моментного приближения Трэда [49]. Однако ряд упро­ щений, вводимых при решении конкретных задач, сущест­ венно уменьшает преимущества, заложенные в структуре этих уравнений. Вместе с тем, с точки зрения макроско­ пических свойств верхнюю атмосферу можно рассматри­ вать как континуальную среду (по крайней мере до вы­ сот, где К Н), и для ее адекватного описания восполь­ зоваться обобщенными уравнениями многокомпонентной радиационной гидродинамики, к которым при ряде допол­ нительных допущений сводится кинетическое уравнение. Обобщенные гидродинамические уравнения для верхней атмосферы могут быть сформулированы также феноме­ нологическим путем, с использованием методов термо­ динамики необратимых процессов. Однако для получения коэффициентов переноса и в этом случае требуется вводить в рассмотрение результаты кинетической теории с учетом теории потенциалов.

Анализу математической структуры уравнений много­ компонентной радиационной гидродинамики, коэффици­ ентов переноса и ряда допущений, вводимых с целью уп­ рощения исходной системы, а также начальных и гранич­ ных условий, посвящены работы Марова и Колесниченко

096, 98, 101]. Развитый в них обобщенный метод анализа, пригодный для описания структуры нейтральной ат­ мосферы и ионосферы планеты, совмещает в себе пог­ лупившие за последние годы развитие ограниченные мо­ дельные подходы в рамках задания исходного распреде­ ления основных компонент или температуры по высоте.

Особенностью обобщенного метода, который проиллю­ стрирован в [97, 411] на примерах постановки задач для термосфер Земли и Венеры, является попытка учесть не­ посредственно в структуре энергетического уравнения теплоту реакций для конкретизированного комплекса фо­ тохимических превращений. В этом методе заложены воз­ можности лучшего понимания физической природы тер­ мосферы планеты. К соя;алению, метод сопряжен со зна­ чительными вычислительными трудностями, что пока ограничивает его практическое применение.

§ VI.2. Нейтральная верхняя атмосфера и ионосфера Венеры

Наземные наблюдения. До полетов космических аппа­ ратов информация о верхней атмосфере Венеры была край­ не ограниченной. Ряд оценок основывался на извест­ ной аналогии с земной атмосферой. Расчеты экзосферной температуры в зависимости от содержания С02 (1% или 100%) приводили к значениям соответственно от 3000 до 700 °К [493]. Наземные наблюдения позволили обнаружить свечение ночной стороны Венеры. Были проведены спект­ ральные и фотометрические измерения этого свечения с целью объяснить красновато-коричневый «пепельный свет» планеты, известный еще по визуальным наблюдениям [120, 172]. Нельзя исключить возможность того, что это свечение связано с особенностями наблюдений около ниж­ него соединения, в частности, с эффектом удлинения рогов [288]. Если же оно действительно принадлежит ночной стороне, его природа может быть обусловлена очень слабыми эмиссиями ночного неба или более сильными эмиссиями, возбуждаемыми во время полярных сияний.

Следует подчеркнуть, что отождествление отдельных линий и полос представляет собой весьма сложную зада­ чу даже при наблюдениях излучений земной атмосферы. Успехи, достигнутые в этом направлении исследований за

328 fti. Vl. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

последние 10—15 лет, объясняются прежде всего Серьёз­ ным прогрессом в технике наблюдений, в частности приме­ нением интерферометра для отождествления эмиссионных линий. Задача упрощается при отождествлении полос бла­ годаря возможности получения соотношения интенсив­ ностей и выделения отдельных линий в системе полос, однако и здесь на надежность отождествления влияют такие факторы, как поглощение в атмосфере, фон звезд и зодиакального света с накладывающимися фраунгоферовыми линиями и др. [13]. Естественно, эти трудности усу­ губляются при наблюдениях спектров излучений других планет. Вместе с тем сами наблюдения такого рода весьма информативны для понимания физики верхней атмосферы планеты и механизмов происходящих в ней явлений.

Спектральные наблюдения Козырева [68] на 122-сж телескопе Крымской астрофизической обсерватории вы­ явили ряд эмиссионных полос и дали верхнюю оценку интенсивности свечения ночного лимба Венеры в синей области спектра. По отношению к интенсивности свече­ ния дневной стороны планеты, при ширине полосы до 12,5 А, она оказалась равной 2-10-4. Это соответствует предельной яркости около 20 кЯ; при этом интенсивность эмиссионных полос составила по оценкам Козырева около 20% от фраунгоферова континуума. В хорошем согласии с полученным пороговым значением яркости ночной сто­ роны находятся данные Ньюкирка [437] и Вейнберга и Ньюкирка [542], проводивших измерения с коронографом на высокогорной обсерватории университета Колорадо при разрешении до 16 А. В первом из этих измерений были об­ наружены отмеченные Козыревым эмиссионные полосы на X = 4415 и 4435 А и новая полоса на к = 4505 А, не под­ твержденные, однако, в последующих наблюдениях.

Фотометрические измерения ночного диска Венеры с использованием интерференционных фильтров позднее были выполнены на 5-метровом телескопе обсерватории Маунт Паломар Гуди и Мак-Кордом [323]. Результаты этих измерений представлены в табл. 23. Они охватывают весь видимый спектр от 0,4 до 0,8 мкм примерно равными ин­

тральных интервалах. В крайнем правом столбце помеще-

ны верхние пределы свечения ночной атмосферы Венеры в зените, соответствующие шумовому порогу регистрации (с учетом поправки на величину воздушной массы в центре апертуры т ~ 3,6). Как видим, верхние пределы интен­ сивностей излучения в основном лежат в диапазоне зна­ чений от 60 до 200 kR. Если полученную предельную величину эмиссии отнести ко всему континууму 0,4—- 0,8 мкм, среднее значение яркости составит 0,5 kRIА (что более чем на четыре порядка величины меньше ти­ пичной яркости дневного неба на Земле, ~104 kR/А).

Результаты измерений отвергают возможность суще­ ствования на Венере,по крайней, мереж период наблюде­ ний, очень ярких полярных сияний (класса IV), так как интенсивности свечения в линиях О I (5577 А) и

Ng (3914 А) достигали бы в этом случае свыше 1000 kR.