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

структурой полосы Гуди и Белтона [322]. Величина R рассчитывалась Мак-Элроем в приближении этой струк­ туры с использованием численных методов *).

Модель Мак-Элроя дает оценку средней экзосферной температуры Т<*, ~ 700 °К, в хорошем согласии с резуль­ татами Барта, полученными по измерениям интенсивности свечения атмосферы в Ба. Близкое значение дали расчеты Хогана и Стюарта [3471, также исходивших из прибли­ жения, соответствующего моделям температуры, с f ж = = 650 + 70°К. Как видим, хотя инсоляция на Венере вдвое выше по сравнению с Землей, дополнительный приток энергии в верхнюю атмосферу компенсируется ее более ин­ тенсивным выхолаживанием за счет большого содержания молекул С02, и средняя экзосферная температура на Ве­ нере оказывается ниже, чем на Земле.

В обеих моделях уровень начала изотермни (термо­ пауза) достигается вблизи 200 км, и практически совпадает с положением термопаузы в земной атмосфере при той же температуре [94, 410, 413]. Критическому уровню соответ­

и результаты расчетов Шимицу [497], использовавшего нестационарное уравнение теплопроводности с конвек­ тивным членом, в форме (VI.6). Помимо среднего значе­ ния Too — 670 °К он получил ожидаемый суточный ход температуры и ее предельные вариации в течение 11-лет­ него солнечного цикла при различных допущениях об эффективности переноса тепла за счет теплопроводности. Эти результаты воспроизведены на рис. 119. Они свиде­ тельствуют о том, что разница в температурах дневной и ночной полусфер может достигать почти 400 °К и в зави­ симости от фазы цикла солнечной активности около 600 °К. Последнее значение примерно вдвое превышает соот­ ветствующую оценку в модели [422] (рис. 120). Выравни­ вание неравномерностей температурного поля, вероятно, должно происходить за счет интенсивных ветров, со ско­ ростями порядка сотни метров в секунду. Как мы видели, этим представлениям отвечают полученные в другой

*) Подробное рассмотрение проблемы лучистого теплообмена в мезосфере Венеры в ИК-областя спектра недавно проведено Дикин­ соном [273].

Выравнивание температуры и плотности за счет гори­ зонтальных движений предполагается в среднесуточной модели Мак-Элроя [420, 422]. В противоположность это­ му, Хоган и Стюарт [347] исходили из концепции установ­ ления локального лучистого равновесия на ночной и днев­ ной сторонах планеты за время, соответствующее продол­ жительности одного венерианского дня, п возможности поддержания значительных градиентов Тх и р. Поэтому

Рио. 120. Температура Т и плотность частиц п в зависимости от высоты соглас­ но модели Мак-Элроя [422]. Сплошные линии соответствуют фазе цикла сол­ нечной активности во время полетов «Венеры-4» п «Маринера-5», пунктир — оценки предельных вариаций между минимумом п максимумом 11-летнего цик­ ла, квадратик — оценка плотности на уровне затмения Регула.

при одинаковом в целом подходе к оценке источников при­ тока тепловой энергии в термосферу, в этих моделях ис­ пользованы различные значения коэффициента эффектив­ ности перевода в тепло е в выражении (VI.7): е ~ 0,60 в среднесуточной модели и е ~ 0,30 в локально-равновес­ ной. В последнем случае г используется как параметр сог­ ласования при расчете теплового режима обеих полусфер [425]. Средние экзосферные температуры при этом полу­ чаются примерно одинаковыми, около 700 °К.

Моделирование ионосферы Венеры проводилось в приближении, описываемом уравнением (VI. 13) и форму­ лами (VI.14) — (VI.14'). В зависимости от источника ионизации предпринимались попытки интерпретировать дневной профиль N e (h) вблизи главного максимума иони-

12 А. Д. Кузьмин, М. Я. Маров

.354 Гл. VI. ВЕРХНЯЯ АТМОСФЕРА

зации как соответствующий слою Fj или Е земной ионо­ сферы. Концентрация нейтральных частиц в этой области п принималась от 10 й до 5*1012 см~3, с учетом данных фотометрических измерений на уровне затмения Регула. Более сложный подход к моделированию дневной ионо­ сферы, в котором сделана попытка учесть дополнительный разогрев солнечным ветром и оценить напряженность индуцируемого магнитного поля в пограничной области, использован в работе [3441.

Результаты расчетов Мак-Элроя [420, 422, 4231 сви­ детельствуют в пользу модели типа Fl5 удовлетворительно аппроксимирующей измеренный профиль электронной

концентрации в атмосфере ниже 200 км за счет иона COt. Добавление других компонент (N2, 0 2) приводит к за­ метному отклонению расчетных кривых от измеренного профиля N,, (h). Эти же результаты не позволяют ожидать заметной концентрации ионов атомарного кислорода и со­ ответственно слоя типа F2, согласуясь с эксперименталь­ ными данными о быстром спаде N e выше пика слоя Fx.

§ YI.4. Фотохимия и динамика. Экзосфера

Фотохимия атмосферы С02. Анализ имеющихся экс­ периментальных данных и результатов моделирования термосферы, а также теоретические оценки по структуре ионизованных слоев в сопоставлении с измеренными вы­ сотными профилями N е (h) делают обоснованным предпо­ ложение о сохранении преобладающей концентрации С02 в термосфере Венеры до высот — 200 км. Ыо в углекис­ лой атмосфере должна происходить интенсивная диссоциа­ ция С02 солнечным ультрафиолетом:

С02 + hv СО (Хх2) + О (ЯР), X < 2270 А, (VI.17) С02 + hv СО (Хх2) + О (ЧЭ), X < 1070 А. (VI. 17')

Реакции этого типа при меньших X сопровождаются образованием продуктов фотодиссоциации в состояниях возбуждения СО (а®!!)*), СО (А1!!), О (*S) (см., например, [245, 397, 416а]) с последующими спонтанными переходами. Вместе с тем известно, что обратная реакция рекомбина-

*) В этом случае (при X 1080 А) возбуждаются каыероновскис полосы СО (а — X).

дни СО и О но схеме *)

малоэффективна для объяснения наблюдаемой устойчи­ вости С02 в силу малости коэффициента скорости этой реакции /.'х < 8 • 10-35 сме-сек~1 при Т = 800 0К [280]).

Приблизительно в 40 раз быстрее протекает реакция ас­ социации атомов кислорода:

Интегрируя (VTI.20), Мак-Элрой [421] и Донаю [280]

данным. При этом различие скоростей поступления и исчезновения атомарного кислорода достигает на этих уровнях в термосфере почти шести порядков величины [280, 281| и требует либо отыскания существенно более эффективного механизма рекомбинации, либо вертикально­ го переноса атомов О в атмосферу на значительно боль­ шую глубину. Чтобы устранить указанное противоречие, Мак-Элрой [419, 420], исходя из представлений о фотохи­ мическом равновесии, предложил механизм рекомбинации

*) При наиболее вероятном предположении М = С02.

12*

с образованием промежуточного возбужденного комплекса СО3, сопровождающим реакцию (VI'.17'):

(VI.21)

СОз + СО—> 2С02. j

Однако этот механизм, неоднократно предполагавшийся при изучении фотолиза С02 в лабораторных условиях, сталкивается с очень большими трудностями. Он требует, чтобы все образующиеся в атмосфере is результате диссо­ циации атомы кислорода находились в возбужденном состоянии (XD). Между тем населенность этих уровней существенно меньше, чем уровней в основном состоянии 3Р. К тому же, хотя продолжительность жизни метастабильного состояния JD велика (96 секунд), процесс спон­ танной дезактивации О (*D) с излучением красного дублета может оказаться быстрее рекомбинационного процесса по схеме (VI.21). Еще более эффективен механизм исчез­ новения метастабильных атомов О (XD) в термосфере Ве­ неры за счет ударной дезактивации по схеме:

де Мора [269], Кларка и Ноксона [244], Слэнгера и Блэка [503] убедительно свидетельствуют о том, что поскольку роль третьего тела в (VI.22) могут эффективно играть молекулы С02 (при М = С02 коэффициент скорости этой реакции к3 ~ 5-10-11 см3-сек"1 [553] *), т. е. тушение про­ исходит со скоростью, близкой к газокинетической), ве­ роятность механизма (VI.21) пренебрежимо мала, а вероят­ ность (VI.22) близка к единице. Следует к тому же иметь в виду довольно высокую вероятность быстрого распада

возбужденного комплекса СО*. Мак-Элрой и Хантен [426] рассматривали возможность его стабилизации при излучении кванта за счет соударений; в этом случае пот­ ребное время жизни уменьшается от 102 до 10~7 сек, что, однако, составляет 105 колебательных периодов.

• Кларк [245] предложил механизм, включающий не­ возбужденный комплекс С 03 и атом О в основном состоя-

*) Эта реакция при М = N2 хорошо известна для термосферы Земли, являясь по своему типу реакцией предиссоциации.