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

Из приведенных в (VI.26) путей превращений наиболее ве­ роятно образование СО в основном состоянии (ХЕ ) и О в сос­ тояниях (3Р) h (xD). Согласно [544] /с7 = 3,8-10_7сле3-сект1.

Предполагается, что остальная часть крайней ультра­ фиолетовой радиации рассеивается и переизлучается атмосферой, а также высвобождается на более низких уров­ нях в процессах рекомбинации продуктов фотолиза. Оцен­ ки теряемой в этих процессах энергии достаточно гипо­ тетичны и могут существенно изменить значение е. Так, совершенно неожиданным, не предполагавшимся по ре­ зультатам лабораторных экспериментов, явилось обнару­ жение Бартом и др. [202] на «Маринере-6, -7» интенсивной эмиссии верхней атмосферы Марса в камероновских поло­

сах СО, наряду с заметным свечением в полосах СО*

(дублет СО* В — X) и OPS — 3Р. Расчеты [516, 518]

свидетельствовали о том, что в этом случае около поло­ вины энергии падающей крайней ультрафиолетовой ради­ ации теряется Марсом в виде свечения его атмосферы. Это

кими расчетами при &~ 0,6. Между тем результаты измерений свечения атмосферы в ультрафиолете в 1971 г. на «Маринере-9» [203, 517] приводят к выводу, что оце­ ненные ранее интенсивности свечения в камероновских полосах СО были, очевидно, завышены приблизительно вдвое (с учетом поправки за калибровку приборов и изме­ нение солнечной активности). За счет уменьшения потерь энергии путем излучения экзосферная температура Марса должна была бы возрасти от 350 до 420 °К, что хуже сог­ ласуется, однако, с моделью высотного распределения кис­

лорода, полученной из тех же измерений при помощи ультрафиолетового спектрометра. Это расхождение можно устранить, предположив, например, что энергия воз­ бужденного атома О (1D), образующегося при фотодис­

социации С02 и диссоциативной рекомбинации С02 (ре­ акции (VI.17) и (VI.26)), переходит при тушении воз­ буждения не в кинетическую энергию, а главным образом в энергию колебательного возбуждения С02, с последую­ щим излучением в инфракрасной области спектра [517]. От корректности учета этих и других возможных процес­ сов будет в конечном счете зависеть оценка величины 8.

Приводимая здесь аналогия с Марсом не случайна. Особенности фотохимии Марса, по-видимому, очень близки к тому, что имеет место на Венере, поскольку термосферы обеих планет, вероятно, состоят преимущественно из С02.

олетовой области (XX 1100—3400 А), усредненный резуль­ тат которых показан на рис. 121 [203]. Спектр передает основные характеристики свечения планеты, чрезвычайно информативные для понимания особенностей фотохимии углекислой атмосферы. Подробный анализ этих особен­ ностей читатель может найти в оригинальных работах Барта и его сотрудников [202, 203, 517].

Экзосфера и околопланетное пространство. По суще­ ствующим оценкам, эффективность наиболее вероятного механизма рекомбинации атомарного кислорода заметно уменьшается выше приблизительно 200—250 км, т. е. вблизи основания экзосферы. Это, по-видимому, при­ водит к появлению слоя атомарного кислорода относи­ тельно небольшой протяженности (см. рис. 117), посколь­ ку вблизи указанных уровней определенное влияние должен уже оказывать гелий, если исходить из представ­ лений [384], что кора планеты подобна земной и поступ­ ление гелия в атмосферу Венеры примерно соответству­ ет его поступлению в атмосферу Земли (~2>106 ато­ мов -см~2-сек-1). Согласно [423, 425] измеренные про­ фили ночной ионосферы Венеры выше уровня h ~ 250 км хорошо объясняются за счет фотоионизации Не на днев­

ной стороне со скоростью порядка 3-107 см~2- сек-1 с по­ следующим горизонтальным переносом ионов Пе+ в ноч­ ную полусферу (как и в модели Дикинсона). При этом

ur/jsK

Ш/15А

Рис. 121. Спектры свечения атмосферы М арса в областях 1100— 1900 А и 1900— 3400 А, усредненные по 120 измерениям у лимба планеты на «Марине-

ре-9». Разреш ение 15 А.

могла бы обеспечиваться следующая последовательность ■эффективных ионообменных реакций:

Не+ -1- С02—*■СО+ + О + Не,

С9+ + СО2->С 0 + С91, о- + с о 2-> о : + со ,

сопровождаемых реакциями диссоциативной рекомбинации

^VI.26) и реакцией

О 2 + е —'* О О .

Расчеты [246] показывают, что унос порядка 10% от ко­ личества образующихся на дневной стороне ионов гелия при взаимодействии планеты с солнечным ветром обеспе­ чивает необходимый баланс между диссипацией гелия и его поступлением в результате радиоактивного распада в нед­ рах планеты. По оценкам Уоллеса [539], благодаря вы­ сокому ионизационному потенциалу гелия и сравнитель­ но низкой температуре на критическом уровне скорость его диссипации из атмосферы Венеры существенно ниже, чем из атмосферы Земли. Благодаря этому отношение со­ держаний н(Не)9/и(Не)@~ 101. Менее убедительными представляются результаты расчетов [344], дающие величи­ ну этого отношения на h ~ 100 км— 1 (7г(11е)§ — 10 8см~3).

Из оценок шкалы высот ночной ионосферы (см. рис. 117) следует, что доминирующая роль Не, по-видимому, сох­ раняется приблизительно до 500—700 км, а выше этого уровня структура атмосферы Венеры определяется со­ держанием водорода. Характер распределения относитель­ ных концентраций этих компонент по высоте зависит от надежности интерпретации природы механизма, лежащего в основе измеренной интенсивности свечения в линии лайман-альфа, поскольку влияет на оценку экзосферной температуры. С учетом этого оценивается и плазменная температура Тр, которая, видимо, будет не сильно отли­ чаться от Т№на ночной стороне, по крайней мере до

/? ~ 600—1000 км.

На рис. 122 суммируются существующие представле­ ния о структуре нейтральной верхней атмосферы и ионо­ сферы Венеры до высоты около 1000 км. Показаны про­ фили п (/г) u N e(h), исходя из наиболее вероятных зна­ чений высот однородной атмосферы для нейтральной и ионной составляющих (Нп и //;). В оценках высотного хода нейтральной атмосферы наряду с эксперименталь­ ными данными использованы теоретические оценки.

Кратко коснемся теперь проблемы взаимодействия Ве­ неры с окружающим пространством.

По результатам измерений Долгинова и др. на «Венере-4» напряженность собственного магнитного поля планеты составляет менее 1/3000 от земного [52, 52а].

Поэтому Венера лишена радиационных поясов (интенсив­ ность захваченной радиации по крайней мере в 10 6 раз меньше, чем вблизи Земли) [530, 554а]. Исходя из изме­ ренных Грингаузом и др. [47] и Бриджем и др. [226] параметров плазмы в невозмущенном солнечном ветре и в возмущенных зонах вблизи планеты предполагается обра­ зование с дневной стороны ударной волны и ионопаузы

(см. рис. 55)'.

Можно допустить, что энергия набегающего потока преобразуется в магнитную и тепловую энергию в области, расположенной внутри ударной волны. Согласно модели Бауэра и др. [192] напряженность магнитного поля возрастает приблизительно от 10 гамм в невозмущенном потоке до 40 гамм в окрестности ионопаузы, а протонная температура увеличивается отЗ-105до4-106 °К. Ионопауза образуется в зоне, где давление солнечного ветра Pw = = nmv2 = 1 ,6*10 -8 дин-см~2 уравновешивается давлением

ионосферных заряженных частиц вместе с возможным не­ большим вкладом давления собственного магнитного поля планеты. Видеальном случае ионосферы бесконечной прово­ димости токи, индуцированные потоком солнечного ветра, лея-сат на поверхности ионопаузы и в непосредственно при­ мыкающей к ней сверху области. Поэтому результирующее индуцированное магнитное поле расположено вне ионо­ сферы. Примерно аналогичная ситуация, по-видимому, сохраняется и в более реальном случае ионосферы конеч­ ной проводимости. Это связано с тем, что время магнит­ ной диффузии tD оказывается значительно больше вре­ мени изменения направления межпланетного магнитного поля и даже больше длительности венерианского дня.

Врезультате диффузия межпланетного магнитного поля

вневозмущенную ионосферу пренебрежимо мала. Точная оценка степени его проникновения требует совместного рассмотрения эффектов изменения направления поля и собственного вращения планеты.

Если дальнейшие измерения покажут, что заметное магнитное поле присутствует внутри ионосферы, его природа могла бы быть различной, связанной с сущест­ вованием слабого магнитного момента планеты либо с электрическими токами, возникающими на крупномас­

штабных ионосферных неоднородностях, либо, наконец, с повышенной магнитной диффузией, т. е. меньшим tD. Ситуация, соответствующая этому последнему случаю, могла бы, например, иметь место, если эффективное рас­ стояние Z3, на котором магнитное поле может считаться однородным, оказалось бы значительно меньше, чем ве­ личина порядка R 9 . Такая возможность, в принципе, мо­ жет реализоваться при наличии волновой структуры рас­ сматриваемой области, вызываемой турбулентным харак­ тером потока на верхней границе ионосферы, с характер­ ными размерами длин волн ~ 1Э<^ R$.

Более подробное рассмотрение механизма обтекания Венеры солнечной плазмой с оценками параметров в по­ граничной области и в индуцированной «ионопаузе» (или «магнитопаузе»), представляющее самостоятельный инте­ рес, можно найти в работах [47, 192,246, 512]. Наиболее полные представления, основанные на данных измерений «Маринера-10», развиваются Нессом и др. [582] и Брид­ жем и др. [569].

366Гл. VI. ВЕРХНЯЯ атм осфера

Вфизике Венеры остается еще много сложных проблем. В их решении определяющая роль, несомненно, будет принадлежать космическим аппаратам. Надо думать, что уже ближайшие годы принесут много новой важной инфор­

мации. Эта информация, наряду с дальнейшим прогрессом в методах наземных измерений и теоретического моделирова­ ния атмосферы планеты, позволит существенно расширить представления о строении и физических особенностях ближайшей к Земле планеты.

П Р И Л О Ж Е Н И Е

МОДЕЛЬ АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ

Основные положения. Настоящая модель, рассчитанная Маровым н Рябовым [102], устанавливает численные значения основных термодинамических параметров и других физических характеристик атмосферы Венеры для области высот от — 6 к м до 1000 к м .

Химический состав атмосферы, основанный на результатах прямых измерений на АМС «Венера», данных наземной спектро­ метрии и других оценках, приведен в табл. 11. Для модели средний молекулярный вес р, принят, исходя из следующих объемных содер­ жаний основных составляющих атмосферы: С02 — 97%; N2 — 2%;

из приближенных оценок содержания в верхней атмосфере атомар­ ного кислорода, гелия и водорода (см. § VI.2), выше этого уровня принят профиль изменения среднего молекулярного веса, показан­ ный на рис. 123.

В основу расчетов параметров нижней атмосферы положены данные измерений температуры и давления на автоматических стан­

няется практически адиабатическим. Исходя из этого, расчеты тем­ пературы и давления в тропосфере соответствуют адиабатическому приближению. В основной расчетной модели значение температуры на среднем уровне поверхности принято равным 750 °К. С этим значением хорошо согласуются результаты радиоизмерений. Этот факт, а также отсутствие заметных суточных и широтных изменений температуры в тропосфере позволяет отнести данную модель к любой точке поверхности планеты. В качестве предельных рассчитаны две дополнительные модели — максимальная и минимальная. Они учитывают возможные отклонения от среднестатистических зна­ чений Г и Р на уровне, на котором сопоставляются результаты измерений всех АМС «Венера» (так называемая опорная точка;

см. § 1V.3).

Высотный ход температуры и давления в стратосфере Венеры вплоть до области температурного минимума (мезонаузы) основы­ вается на результатах радиорефракционяых измерений «Марнне- ра-5». Соответственно принято Т мез ~ 150 °К . В этом елучае,

однако, обнаруживается рассогласование в оценках величины чис­ ловой плотности на уровне покрытия Венерой Регула приблизи-

тельно на порядок величины (см. § IV.6). Указанное расхождение

является недостатком модели. При построении расчетных профилей параметров в термосфере Венеры в качестве исходной принята оцен­ ка экзосферной температуры по измерениям резонансной средней эмиссии в =650 аК, относящаяся примерно к среднему^уровню

солнечной активности (индекс дециметрового солнечного радиоизлу­

среднем уровне поверхности, соответствующему среднему радиусу Венеры R $.

Молекулярная температура:

- М ,