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

приповерхностной атмосферы освещенной стороны плане­ ты мало отличается от температуры ее темной стороны.

Этот вывод подтверждается также результатами не­ давних интерференционных радиоастрономических изме­ рений Венеры на волне 11,1 см [499], согласно которым различие температур поверхности на освещенной и неос­ вещенной сторонах планеты составляет 18 + 9 °К.

Расчет теплового режима атмосферы Венеры, прове­ денный Маровым [97], показал, что в связи с большим теплосодержанием плотной атмосферы Венеры ожидае­ мое изменение температуры околоповерхностной атмосфе­ ры от дня к ночи не превышает 1 °К.

При наличии массивной атмосферы трудно ожидать также значительных изменений температуры по широте. Радиоастрономические измерения Синклера и др. [500], проведенные с разрешением около 1/в диаметра планеты, показали, что уменьшение температуры от экватора к по­ люсам не превышает 12 °К.

Первые прямые измерения температуры поверхности дневной стороны Венеры вблизи от утреннего терминатора проведены советской АМС «Венера-8» [103].

В месте посадки станции температура атмосферы со­ ставляла 740 + 8 °К, что с точностью до ошибок измере­ ния совпадает с температурой в месте посадки АМС «Венера-7» на ночной стороне планеты.

Прямые измерения химического состава и высотного профиля температуры и давления в атмосфере Венеры, проведенные советскими автоматическими межпланетны­ ми станциями серии «Венера» (см. главу IV) дали возмож­ ность интерпретации полученной в радиоастрономических измерениях зависимости яркостной температуры радио­ излучения Венеры Тя$ от длины волны К. В интервале длин волн от 3 мм до 20 см приведенные в табл. 5 экспе­ риментальные значения Гя$ в пределах ошибки согла­ суются с рассчитанными по формуле (III.11) для модели Венеры с диэлектрической проницаемостью поверхности е = 4,7 и атмосферой, содержащей 97% углекислого газа и 0,1% водяного пара. Это исключает необходимость предположения о наличии в атмосфере Венеры какихлибо дополнительных компонентов, поглощающих СВЧизлучение этого диапазона. Подробно этот вопрос будет рассмотрен в § IV.5. Однако на волнах длиннее 20 см

12 Гл. III. ФИЗИКА ПОВЕРХНОСТИ

эксперимент показал значительное уменьшение измерен­ ной яркостной температуры, не предсказываемое теорией в рамках принятой модели. Величина уменьшения около 100 °К, т. е. в 2—3 раза превышает ошибки измерений. Это расхождение не может быть объяснено только зависи­ мостью диэлектрической проницаемости 8 материала поверхности от длины волны, так как необходимая для согласования величина е ^ 13 значительно больше изме­ ренной в этом же диапазоне по радиолокационному отра­ жению планеты е ^ 5. Дополнительное поглощение в ат­ мосфере дециметрового радиоизлучения планеты умень­ шило бы и коэффициент радиолокационного отражения, что также не согласуется с экспериментом. В принципе, можно получить согласие расчетной модели с экспери­ ментом, если предположить одновременное увеличение е и наличие в атмосфере агента, поглощающего дециметро­ вое радиоизлучение. Однако природа такого поглотителя не ясна. Молекулярное поглощение и поглощение в ди­ электрике уменьшаются с длиной волны и поэтому наличие такого агента не могло не проявиться на более коротких волнах. Поглощение в ионосфере имеет требуемую каче­ ственную зависимость, однако плотность ионосферы Ве­ неры на несколько порядков меньше необходимой для

яркостной температуры Венеры на волнах 49,4 и 70 см, считают наиболее вероятной причиной указанного рас­ хождения заниженные значения плотностей потоков радио­ излучения источников списка Келлермана и др. [375], использовавшихся в качестве эталонов при измерениях Гя9. Этот вопрос требует дальнейшей экспериментальной проверки.

Г Л А В А IV

СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

§ IV. 1. Параметры атмосферы Венеры но дистанционным измерениям

Оптические и радиоизмерония являются мощным сред­ ством изучения планет. Результаты многолетних исследо­ ваний Венеры классическими методами оптической астро­ номии принесли много важной информации о физико­ химических свойствах атмосферы, хотя не дозволяли однозначно решить вопрос о значениях атмосферных пара­ метров ниже видимой с Земли границы облаков, прежде всего у поверхности планеты. Это объясняется тем, что обычные трудности при анализе дистанциопных измере­ ний, связанные с решением «обратных» задач, усугубля­ ются существованием плотного облачного слоя. Облака оказывают существенное влияние на оценки эффективной глубины формирования линий поглощения и процессы переноса радиации, а различные возможные характери­ стики рассеяния, спектр размеров частиц и их природа допускают варьирование характера отражения от облач­ ного слоя в широких пределах. К тому же сама граница облаков выражена нечетко. Как следствие, параметры атмосферы на уровне облаков могут рассчитываться с точностью до используемых идеализированных моделей отражения солнечной радиации. Развитию наземных опти­ ческих и радиометодов в самые последние годы способ­ ствовали как совершенствование техники наблюдений, так и открывшиеся возможности более правильного ис­ толкования данных измерений с учетом результатов эк­ спериментов, осуществленных на космических аппаратах.

Мы не ставим перед собой цели дать здесь систематизи­ рованный обзор многочисленных исследований, сцособ-

С02 на XX 9,4 и 10,4 мкм, дают основание считать, что яр­ костная температура формируется вблизи уровня облаков.

По результатам наземных наблюдений и данным «Мари- нера-2» было зарегистрировано потемнение к краю диска в инфракрасной области [242, 435, 459, 502], которое мо­ жет быть представлено в простой аналитической форме:

М И о)~[1“, (IV.2)

где / х (ро) — спектральная интенсивность в соответствую­ щей области спектра, 0 = arccos р0 — угол между нор­ малью к поверхности и лучом зрения, а а — существенно

Соотношение (IV.2) характеризует обычную зависимость вектора удельной интенсивности уходящей радиации от 0 и справедливо в широком диапазоне углов при а = 0,504- + 0,05 *). Для аппроксимации наблюдений предложены также другие функции, из которых хорошее приближение дает экспоненциальная форма [242].

Инфракрасная яркостная температура Венеры не об­ наруживает заметной зависимости от фазы, и следователь­ но, инфракрасный разрез вдоль видимого экватора пла­ неты должен соответствовать истинному потемнению к краю. Усреднение по диску дает Тя = 220 + 10 °К. По результатам измерений в интервале 8—14 мкм Мюр­ рей и др. [435, 545] пришли к выводу о том, что су­ точные изменения температуры практически отсутствуют. На рис. 20 показаны построенные этими авторами изофоты диска планеты (с разрешением около 1/30 диска вблизи субтерральной **) точки), полученные для четырех по­ следовательных ночей 14—17- декабря 1962 г. Измерения дают двумерную картину инфракрасного излучения Ве­ неры. Обращает на себя внимание общее уменьшение яр­

**) Так мы будем называть точку, находящуюся в центре ви­ димого диска планеты, если освободить его от эффекта фазы. Эта точка совпадает с подрадарной точкой, рассматривавшейся в главах II—III, если радиолокация производится наземной антенной.

ционной форме (IV.2), и симметрия контуров относительно диаметра, лежащего в плоскости орбиты Венеры. Послед­ нее, по-видимому, связано с реальными вариациями

Рис. 20. Изофоты диска Венеры но наблюдениям 13— 14 декабря 1902 г. в спек­ тральной области 8— 14 мкм. Показаны линия терминатора и направление наСолнце. Значения яркостных температур систематически занижены на 7— 28 °К из-за неучета потерь в телескопе, ошибок в калибровке и возмож­

ных флуктуаций атмосферной экстинкции [435].

температуры на уровне излучающего слоя в широтном на­ правлении, т. е. с охлаждением в направлении к полюсам. Действительно, для планеты с медленным собственным вращением и большим периодом тепловой релаксации (см.

выраженным, чем суточные вариации температуры. Если принять во внимание дифференциальную точность опре­ деления яркостной температуры (~V 3 °К), то на основа­ нии этих измерений обнаруживается даже некоторое (в пределах 5—10 °К) превышение ночной температуры над дневной на уровне излучающего слоя вблизи утреннего терминатора.

Измерения вращательной и колебательной температур, соответствующих спектральной области отраженного из­ лучения, до самого последнего времени приводили к зна­ чениям, существенно отличающимся от инфракрасной яркостной температуры планеты. Из анализа распреде­ ления интенсивности но энергетическим уровням у вра­ щательно-колебательных полос С02 в области X — 0,8 мкм Чемберлен и Койпер 123ВI оценили вращательную темпе­ ратуру r Bp = 285 + 9 °К. Анализируя те же самые фото­ пластинки со спектрами Венеры, полученные на обсер­ ватории Маунт Вилсон, Спинрад [509] нашел, однако, что вращательная температура меняется между 250 и 440 °К от пластинки к пластинке, т. е. день за днем. При этом

спектральных линий. Наблюдаемый разброс в регистри­ руемых температурах можно объяснить, если допустить наличие разрывов в облаках, приводящих к изменению эффективной глубины формирования полос. В этом слу­ чае следовало предположить, что величина оптического пути для отраженной солнечной радиации меняется более чем на шкалу высот. Соответствующие теоретические рас­ четы, основанные на вычислениях вариаций эквивалент­ ных ширин линий поглощения в полосах 8689 А и 1,6 мкм, были выполнены Чемберленом [238, 240], а также Чем­ берленом и Смитом [241]. Получаемые оценки вращатель­ ной температуры существенно зависят при этом от исполь­ зуемой модели отражения, прежде всего от учета эффектов многократного рассеяния внутри облаков. Для модели простого отражения значение температуры, определяемой

Шорн и др. [328, 486, 487], используя квадратичную зависимость для кривой роста и уточненные интенсивности

кк 7810 и 7884 А в спектре Венеры, измеренных в широком диапазоне фазовых углов в течение 1968—1969 гг., Янг и Шорн: Тщ) = 244 + 3 °К [551, 552]. Помимо очень высокой точности этой оценки заслуживает внимания и то обстоя­ тельство, что, в отличие от существовавших представлений, авторы не обнаружили заметной зависимости температуры от фазы и времени наблюдений. Этот результат подтвер­ жден измерениями в полосе 8689 А, которые приводят к величине Гвр = 238 + 1 °К без учета эффекта уширения линий С02 внутри полосы и Тнр — 246 + 1 °К в случае учета этого эффекта. Каких-либо заметных вариаций температуры для этой полосы также не обнаружено. Таким образом, хотя расположение эффективного уровня формирования линий в спектре отраженного излучения Венеры остается до конца не определенным, тем не менее есть серьезные основания считать, что он не сильно (в пределах нескольких километров) отличается от уровня собственного излучения планеты. По-видимому, оба эти уровня должны располагаться ниже видимой с Земли границы облаков.

Давление. По результатам спектроскопических изме­ рений, с использованием кривых роста для насыщенных и ненасыщенных линий, было получено эффективное значение давления атмосферы на уровне облаков Рс 0,1 -ь-0,2 атм [236]. Сообщалось также о давлениях в несколько атмосфер [509, 511], для которых, как уже от­ мечалось, обнаруживалась удовлетворительная корреля­ ция с вращательными температурами.

Другим независимым источником сведений о давлении по измерениям в видимой области спектра служат поляри зационные наблюдения. Дольфюс [275] наблюдал различие поляризации в красной и зеленой областях спектра и ин­ терпретировал этот факт как результат молекулярного рассеяния в атмосфере толщиной ~800 м выше верхней границы облаков. Соответствующее давление на границе облачного слоя оказалось при этом равным 90 мб, что близко к спектроскопическим оценкам. Более детальное изучение давления вблизи наблюдаемых облаков было проведено Саганом и Поллаком [584] с использованием ре­

зультатов поляризационных измерений Герельса и Самуэлсона [309], а также Коффина [247] и Коффина и Герельса [248]. При угле фазы, равном 90°, они получили

Р, am

Рис. 21. Значения давления атмосферы Венеры у поверхности по оценкам разных авторов за период 1960—1968 гг. [268].

Авторы и даты оценок давления на Венере: январь 1901 г.—Барретт [195]; сентябрь 1961 г.— Эпик [440]; сентябрь 1962 г.— Саган [478]; март 1963 г.— Пласс и Сталл [452]; июль 1963 г.— Острикер [441]; октябрь 1963 г.— Каме­ рон [229]; июль 1964 г.— Дейрменджан [266]; июль 1964 г.— Барретт и Стелин tl97]; февраль 1965 г.— Поллак и Саган [458]; апрель 1966 г.— Стелин и Бар­

ретт [513]; ноябрь 1966 г.— Хо, Кауфман и Теддиус [346].

друг с другом, если принять во внимание, что они отно­ сятся к уровням, где оптическая толщина в рассеянии

космических полетов варьировались в очень широких пределах. Состояние проблемы иллюстрируется рис. 21, заимствованным нами из [268], на котором представлены диапазоны ожидаемых значений Ps по оценкам разных авторов за период с 1960 по 1967 гг. Как видим, минималь­ ное значение составляет приблизительно 3 атм, а мак­ симальное достигает 1000 атм, Такой широкий диапазон