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

330 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

К сожалению, шумовой порог существенно превышает типичные значения характерных интенсивностей свечения ночного неба на Земле (~0,2 кЛ для О I 5577 А, около 2 кЛ для красных полос гидроксила и др.) и несколько выше даже наиболее ярких линий в спектре свечения днев­ ного неба (например, О I 6300 А и Na 5893 А, имеющих максимальную яркость около 50 кЛ). Это препятствует возможности составить на основе этих данных скольконибудь определенные представления о химии верхней атмосферы и особенностях аэрономических процессов.

Для отождествления свечения в области резонансного триплета кислорода О I большего внимания заслуживают результаты спектрофотометрических ракетных измерений Муса и др. [430]. В полученном спектре Венеры между 1200 и 1800 А эти авторы обнаружили яркую эмиссию вблизи 1300 А, интенсивность которой оценивается вели­ чиной около 3 кЛ. Этот результат подтвержден последую­ щим аналогичным экспериментом Муса и Роттмэна [431]. В спектре, охватывающем область 1200—1900 А, найдены еще более яркие кислородные эмиссии над освещенной частью диска, отождествляемые с триплетом О I кк 1302— 1304 А (около 5,7 кЛ) и запрещенной линией дублета 5S — 3Р к 1356 А (около 3 кЛ). Измерена также интенсивность ре­ зонансной водородной эмиссии в линии лайман-альфа (La), которая оказалась равной 24 кЛ. Эти результаты да­ ют возможность оценить содержание в верхней атмосфе­ ре О и Н.

Вероятными источниками кислородных эмиссий яв­ ляется резонансное рассеяние солнечных фотонов на ато­ мах О наряду с их ударным возбуждением электронами в случае к 1302—1304 А и диссоциативное возбуждение С02 вместе с ударным возбуждением О электронами для М356А [521]. Из других специфических особенностей при­ роды излучений Венеры большой интерес представляет отождествление найденных Козыревым слабых эмиссий с полосами, возбуждаемыми при протонной бомбардировке молекул С02 [131].

До недавнего времени не было сколько-нибудь убеди­ тельных сведений по структуре ионосферы Венеры. Исхо­ дя из близости планеты к Солнцу, ионосфера предпола­ галась существенно более плотной по сравнению с ионо­ сферой Земли, с N e ~ 107 см"3. Обнаружение вьщокой

радиояркостной температуры Венеры вызвало к жизни гипотетическую ионосферную модель [3(301 с максималь­ ной концентрацией электронов до 10” см~'л, т. е. пример­ но на три порядка величины больше электронной плотно­ сти в слое F2 земной ионосферы. Правда, возможность су­ ществования таких концентраций электронов в атмосфе­ ре Венеры представлялась сомнительной, поскольку в этом случае требовалось допустить наличие очень мощ­ ного источника ионизации при одновременно малом коэф­ фициенте рекомбинации. Кроме того, при разумных пред­ положениях о вертикальной структуре профиля N e ионосферная модель не согласовывалась с результатами

менее гипотеза о существовании такой ионосферы па Венере широко обсуждалась в литературе, а для преодо­ ления указанных трудностей были предложены различ­ ные разновидности модели, в том числе «дырчатая» ионо­ сфера, состоящая из отдельных ионизованных облаков и «полупрозрачная» ионосфера с переменной оптической толщиной для различных диапазонов радиоволн (см. [556]). Электронные плотности в этих вариантах ионосфер­

вклад в имеющиеся в настоящее время эксперименталь­ ные данные об атмосфере Венеры на больших высотах и о характере взаимодействия ее с окружающим пространством внесли результаты измерений с борта космических аппа­ ратов «Венера-4» и «Маринер-5». Они были получены в период, когда уровень солнечной активности, характе­ ризующийся измеряемой на Земле величиной потока сол­ нечного дециметрового радиоизлучения, составлял Fiot7 — 130’ 10"22 вт-м~2 гц-1, что соответствует приб­ лизительно среднему значению этого индекса в И-летнем солнечном цикле.

К сожалению, методами измерений, использовавши­ мися при полетах автоматических станций «Веиера-4» и «Маринер-5», было невозможно определить высотные про­ фили параметров нейтральной атмосферы Венеры выше уровня затмения Регула. Вместе с тем измерения ультра­

332 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

фиолетового свечения атмосферы, обусловленного резо­ нансным рассеянием солнечного излучения в спектральных интервалах, включающих эмиссионную линию водорода La 1216 А и триплет кислородной эмиссии О I X 1302, 1304 и 1305 А, дали определенные сведения о содержании

водорода и атомарного ки­

солнечного цикла). Интересно отметить, что поддержа­ ние такой концентрации водорода в атмосфере Венеры могло бы обеспечиваться за счет процессов диссоциации Н20 и НС1 при их содержании на уровне видимых обла­ ков, соответствующем результатам спектроскопических измерений (см. табл. 11). Характер изменения содержания нейтрального водорода с высотой в экзосфере Венеры

сночной стороны согласно [395] показан на рис. 114. На дневной стороне согласно данным «Маринера-5»

(рис. 115) интенсивность свечения в La по мере прибли­ жения к планете в диапазоне высот от 3000 до 450 км бы­ стро нарастала, что соответствует уменьшению высоты однородной атмосферы примерно вдвое. Попытки найти объяснение этому факту сталкиваются с определенными

трудностями, так как требуют допущения о соответ­ ствующем уменьшении экзосферной температуры либо об увеличении ц. Механизм эмиссии при рекомбинации водо­ родных атомов, сопровождающих реакцию их фотодиссоциационного возбуждения,

приводит к слишком высокой скорости рекомбинации или к нереально большой концентрации молекулярного водо­ рода в экзосфере Венеры (около 1010 слг3 на h ~ 450 км)

Рис. 115. Интенсивность эмиссии L a в зависимости от высоты по измерениям «М арииера-5» (согласно [198]). 1 — общ ая интенсивность, 2 — расчетный про­ филь эмиссии от вклада атомарного водорода, 3 — то ж е от молекулярного во­ дорода при Too — 650 °К , 4 — плотность Н из расчета резонансного излуче­ н ия солнечного L a ; 5 — плотность Нг из расчета компоненты эмиссии при фо­ тодиссоциации Ш . В ертикальная прям ая — уровень галактического фона.

Барт [199] предложил двухтемпературную модель атмо­ сферы на дневной стороне, которую, однако, затрудни­ тельно истолковать с точки зрения теплового режима экзо­ сферы. Не спасает положения и модель резонансного рас­ сеяния солнечной радиации атомами водорода:

II PS) + hv Н (2Р) II OS) + М216 А. (VI.3)

334 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

В этом случае довольно искусственно предполагается t201], что один из атомов, являющийся продуктом диссоциации в реакции (VI.2) с избыточной (надтепловой) энергией, ответствен за наиболее интенсивную компоненту рассеян­ ного излучения, а другой (тепловой) за менее интенсивную компоненту, отражающую фактическое значение экзосферной температуры.

Более оригинальна гипотеза, объясняющая наблюдае­ мые особенности эмиссии в La за счет преобладающего со­ держания дейтерия в основании водородной короны в со­ ответствии с механизмом резонансного рассеяния:

D (4S) + hv -*■ D (2Р) -> D (4S) + М216 A. (VIA)

Эта гипотеза детально обсуждалась в работах Барта и др. [199, 200], Донаю [280, 281], Мак-Элроя и Хантена [424].

В этом случае необходимо допустить, что на высоте около 500 км содержится порядка 6*104 см~3 атомов дейтерия, при одновременном содержании атомов водорода около 5-103см~3. В тоже время вблизи 3000 км hd/hh—1- Такое на первый взгляд чрезмерное обогащение атмосферы Венеры

при термической диссипации водорода выше уровня тур­ бопаузы. Очевидно, отношение потоков диссипации водо­ рода и дейтерия должно при этом соответствовать скоро­ сти образования Н и D за счет фотолиза. В основании гетеросферы Земли wD/rcH — 10-4. По оценкам Донаю [280], чтобы получить на критическом уровне при Тх ~ 700 °К отношение пц/пц ~ 10, достаточно иметь в области пере­ мешивания пл/пц — 5-10-4. Вместе с тем, если учесть диффузию, что было сделано Мак-Элроем и Хантеном [424], эту оценку необходимо увеличить более чем на три порядка величины. Это заставляет предполагать, что в нижней атмосфере Венеры дейтерия значительно больше по сравнению с атмосферой Земли: тг0/ген ~ 0,1.

С результатами измерений Барта естественно сопоста­ вить данные ракетных измерений Муса и др. [430, 431]. При этом оказывается, что как в период проведения эк­ сперимента на «Маринере-5», так и позднее интенсивность свечения атмосферы в La по ракетным данным оставалась практически неизменной, около 24 kR. Эта величина может

быть согласована с результатами «Маринера-5» лишь при

о наличии дейтерия увеличило бы интенсивность эмиссии почти вчетверо (до 90 kR, [281]). Это обстоятельство су­ щественно уменьшает вероятность обогащенпости атмос­ феры Венеры дейтерием, но вместе с тем оставляет откры­ тым вопрос о причинах показанного на рис. 115 харак­ тера изменения сигнала в La, породившего рассмотренные выше предположения для его объяснения *).

Исходя из возможного преобладания двух компонент (Н или Н2), обусловливающих свечение атмосферы в Ба, и используя для описания характера распределения ча­ стиц в экзосфере планеты теорию Чемберлена [237], Барт [199] получил оценки средней экзосферной темпера­ туры Венеры Тос- Как видно из рис. 115, па больших расстояниях можно принять, что доминирует атомарный водород. В этом случае температура оказывается Тж= = 670 °К. Ближе к планете, где шкала высот уменьшает­ ся приблизительно вдвое, практически та же температура Too = 650 + 50° К получается, если допустить преобла­ дание молекулярной компоненты. Оценки температуры для ближайших к планете областей сталкиваются при этом с теми же трудностями, о которых упомина­ лось выше при отождествлении вероятного механизма излучения. В свою очередь с не меньшими трудностями встречается низкотемпературная модель: f 0o~ 375 °K, если исходить из представлений о доминирующей роли атомарного водорода (см. [425, 540]). Температура порядка 650 °К подкрепляется другими независимыми оценками, в частности, теоретическими расчетами ионосферных мо­ делей, отвечающих измеренным профилям N (, (h).

По измерениям Курта и др. [89, 395] предельное содер­ жание атомарного кислорода в ночной атмосфере Венеры, приведенное к уровню h ~ 300 км, п < 2-103 см~3. При­ мерно аналогичный результат (с отклонением в оценках концентрации п (О) в пределах одного порядка величины, что принципиально не изменяет последующих выводов)

*) Результаты измерений Брэдфута и др. [570] на «Маринере10» не обнаружили подобного высотного хода эмиссии в La ; тем са­

мым дейтериевая гипотеза, согласно механизму (VI.4), не находит экспериментального подтверждения,

336 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

получен Бартом и др. [198] на ночной и дневной сторонах планеты. По сравнению с содержанием О на той же высоте в земной термосфере (п ~ 108 см~3) эти значения в сред­ нем меньше в 105 раз, т. е. атомарный кислород должен быть крайне малой примесью.

С этими оценками не согласуются, как мы видели, данные ракетных измерений Муса и др. [430, 431]. Верхний предел п (О), отвечающий измеренной интенсив­ ности эмиссии 0 1 ^ 1304 А, оказывается, согласно Стюарту [519] и Томасу [523], близким к содержанию атомарного кислорода в атмосфере Марса, т. е. порядка нескольких процентов. Серьезное подтверждение этому получено

всамое последнее время Стрикландом [521], пришедшим

квыводу, что зарегистрированный на «Венере-4» верхний предел содержания атомов О на луче зрения (~ 7• 1010 см~2) дает заниженную оценку для термосферы Венеры в области 300 — 350 км. Причиной является неучтенное интенсивное ослабление" фотонов на X 1304 А при боль­ ших зенитных углах Солнца 0 (эксперименту на «Вене- ре-4» отвечал угол 0 ~ 107° на линии визирования при высоте тени 300 + 100 км). Согласно модельным оценкам

400 км оно целиком обеспечивается за счет поглощения в С02. Поэтому независимо от распределения атомарного

лагать, что оценки п (О) в [89,395] следует повысить на 3—4 порядка величины, что позволяет согласовать их с дан­ ными Муса и др. [430, 431] *).

Тем не менее и в этом случае химический состав термо­ сферы Венеры оказывается существенно отличным от тер­ мосферы Земли, где атомарный кислород является основ­

*) Результаты измерений Брэдфута и др. [570] показали, что эмиссия на X = 1304 А приблизительно втрое выше интенсивно­ сти, измеренной Мусой и Роттмэном. Зарегистрированы такж е эмис­ сии Не X 584А (~ 600R), чему может соответствовать т (Н е~106 с.м~3 на h ж 200 км) и С1 1657 А с интенсивностью ~ 10 раз большей рценки [427].

ной компонентой вблизи 200—300 км. При этом остаются сложные вопросы, связанные с необходимостью найти объ­ яснение особенностям фотохимии на Венере (см. § VI.3).

Полеты космических аппаратов позволили особенно существенно продвинуться вперед в понимании структуры ионосферы Венеры. Наиболее полными являются данные о высотном распределении и концентрации заряженных частиц на дневной и ночной сторонах планеты по резуль­ татам радиозатменных экспериментов на «Маринере-5» 304, 408] и «Маринере-10» [577].

h,HM

Полученное в двухчастотном эксперименте на «Мари- пере-5» очевидное различие в содержании электронов в дневной и ночной полусферах (рис. 117) свидетельствует о том, что распределение ионизации на Венере не является сферически-симметричиым [408]. Ночная ионосфера про­ стирается до высоты не менее 3500 км, а на дневной стороне она резко обрывается вблизи h ~ 500 км. Основные слои венерианской ионосферы тоньше земных. Максимальная электронная плотность на дневной стороне приблизитель­ но на два порядка величины больше, чем на ночной. Наибольшего значения электронная плотность достигает на дневной стороне на высоте h ~ 142 км, при Vemax = = 5,5-105 электрон/см3. Близкое значение получено на

«Маринере-10»: 7Vemax = 3*105 электрон!см3на h = 145 км.

Одновременно получены данные о распределении дневной

ления ионной концентрации.

Область ночной ионосферы вблизи максимума иони­ зации изучалась путем аппроксимации измеренного «Ма-

рех свободных параметров: высоты, максимальной элек­ тронной концентрации и высоты однородной атмосферы для ионов в основании и на вершине слоя [304]. Четыре дополнительных минимума, наблюдавшиеся в амплитуде сигнала, были объяснены существованием относительно тонких ионизационных слоев с электронной плотностью

Результаты измерений на «Маринере-10» выявили су­ ществование двух близко расположенных пиков электрон­ ной плотности в ночной ионосфере на высотах 120 и 140 км. Значение N emах в верхнем пике составляет около 104 электрон/см3, в нижнем — несколько меньше. Что касается области между 90 и 120 км, то следует заметить, что флук­ туации в амплитуде сигнала, отмечавшиеся в измерениях

Оценки значений концентраций заряженных частиц в ионосфере на ночной стороне были также получены из измерений при помощи плоских и полусферических лову­ шек, которые устанавливались на «Венере-4» [47, 481. Полусферические ловушки не зарегистрировали концент­ раций выше порога обнаружения, соответствовавшего величине — 5 ■104 см~3\ верхний предел плотности ионов по данным плоских ловушек на h ^> 300 км составил

— 10® см~3.

Высотные профили электронной концентрации в днев­ ной и ночной ионосфере Венеры по данным «Маринера-5» в сопоставлении со средним профилем N eв ионосфере Зем­ ли показаны на рис. 118. Как видим, для Венеры харак­ терна существенно меньшая общая протяженность