Венера

0

 

Венера — ближайшая к Земле внутренняя планета и самое яркое небесное светило после Солнца и Луны — на протяжении многих веков привлекала пристальное внимание астрономов. Вплоть до середины 50-х годов не исключалась возможность существования на ней развитых форм жизни. И хотя сейчас с этими привлекательными концепциями пришлось расстаться, интерес к планете не уменьшился, а скорее даже возрос, поскольку по своим природным условиям Венера оказалась совершенно уникальной планетой, полной загадок и неожиданностей.

В изучении Венеры, пожалуй, в наибольшей мере проявились те огромные возможности, которыми обладают автоматические космические аппараты. В течение нескольких лет планомерная программа исследований Венеры проводилась в Советском Союзе.

Полеты автоматических станций «Венера-4» — «Венера-8», осуществивших широкий комплекс исследований нижней атмосферы и поверхности планеты, по существу открыли нам мир Венеры. Значительный вклад в изучение атмосферы выше видимой границы облаков и окружающего пространства внесли измерения с пролетных траекторий американских космических аппаратов «Ма-ринер-5» и «Маринер-10». Совершенствование методов наземных астрономических наблюдений, прежде всего радиоастрономии и радиолокации, позволило выяснить ряд новых физических особенностей этой планеты. Результаты комплексных исследований последнего десятилетия, имеющие фундаментальное научное значение, и положены в основу современных представлений о Венере.

Основные астрономические характеристики

Движение Венеры происходит по почти круговой орбите, заключенной внутри земной, на расстоянии от Солнца около 108,1 млн. км, что составляет 0,723 а. е. Скорость орбитального движения приблизительно на 5 км/сек превышает среднюю орбитальную скорость Земли и равна 34,99 км/сек. Время обращения планеты вокруг Солнца (сидерический период) составляет 224,7 земных суток. Синодический период (промежуток времени между двумя последовательными одноименными соединениями или двумя одинаковыми фазами Венеры), равняется в среднем 584 суткам. Фазы Венеры подобны фазам Луны. Планета находится на минимальном удалении от Земли (около 40 млн. км) в нижнем соединении — в положении между Землей и Солнцем (при угле фазы а=180°), при котором обращена к нам своей неосвещенной стороной. Вблизи верхнего соединения, когда планета находится за Солнцем (а=0), наблюдается ее почти полностью освещенный диск. Промежуточные положения 0<а<180° соответствуют промежуточным фазам частичной освещенности Венеры для земного наблюдателя, от узенького серпа до почти полного диска. Видимый угловой поперечник планеты между верхним и нижним соединениями изменяется почти в 6,5 раза, от 9",9 до 64",0.

Наибольшего блеска (около — 4,3 звездной величины) Венера достигает при максимальном угловом расстоянии от Солнца, доходящем в наиболее благоприятных случаях до 48°, в положении так называемых стояний. Угловой поперечник диска в эти моменты составляет примерно 40". Планета становится видна в вечерних сумерках после прохождения верхнего соединения, после чего ее угловое расстояние от Солнца сначала увеличивается, а затем уменьшается; одновременно увеличивается видимый диаметр диска и уменьшается его освещенная часть. Восход Венеры на востоке в утренних сумерках сопровождает прохождение нижнего соединения, после чего видимый диаметр диска начинает уменьшаться, а его освещенная часть увеличиваться. Разница в заходах и восходах Венеры и Солнца может достигать почти 4 час. Благодаря такой специфике видимости Венеру издавна стали называть утренней или вечерней «звездой».

Наблюдения Венеры в нижних соединениях свидетельствуют о том, что плоскость ее орбиты наклонена к плоскости эклиптики под углом i=3°23'39". В связи с этим диск планеты в периоды соединений обычно не проектируется на диск Солнца. Прохождение Венеры по диску Солнца имеет место лишь в тех случаях, когда в момент нижнего соединения обе планеты находятся на линии пересечения их орбит. Такие события, схематически показанные на рис. 3, случаются сравнительно редко, периодически повторяясь через 8 и 100 с лишним лет. Наблюдение прохождения Венеры по диску Солнца 6 июля 1761 г. позволило русскому ученому М. В. Ломоносову  сделать фунда

 


ментальное открытие о наличии атмосферы у планеты.

По своим размерам, массе, средней плотности Венера наиболее близка к Земле из всех планет солнечной системы. Ее радиус составляет 0,948 от земного (R=6050± ±0,5 км). Отношение массы планеты к массе Земли около 0,81, а средняя плотность 5,24 г/см3 по сравнению с 5,52 г/см3 для Земли. По измерениям орбиты космического аппарата «Маринер-5» масса Венеры в 408 522 ±3 раз меньше массы Солнца. Основные параметры, характеризующие элементы орбиты Венеры, ее геометрию, массу и связанные с ними величины, приведены в табл. 1 и 2 в конце главы, где для сравнения указаны также соответствующие параметры для Земли.

Длительное время предметом оживленных дискуссий был вопрос об элементах собственного вращения Венеры и эклиптических координатах ее полюса, т. е. наклоне оси вращения к плоскости околосолнечной орбиты. Многочисленные визуальные и фотографические, а позднее спектральные наблюдения в видимой, инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра были связаны с попытками проследить видимое движение характерных деталей (отдельных пятен, полос) на диске планеты. Однако наблюдаемые особенности, относящиеся к постоянно закрывающему планету облачному слою, как правило, неустойчивы, и на выводы о периодичности их повторяемости в сильной степени влияет субъективность наблюдателя. Назывались значения от нескольких суток до нескольких месяцев, при этом большинство наблюдателей сходились на предположении о прямом вращении Венеры.

Значительный прогресс в изучении характера собственного вращения Венеры был достигнут только в результате радиолокационных исследований, начатых в 1958 г. Прайсом и др. Первые успешные радиолокационные измерения Венеры были проведены около нижнего соединения в 1961 г. в СССР группой сотрудников Института радиотехники и электроники АН СССР под руководством В. А. Котельникова, в США в Линкольнской лаборатории Массачусетского технологического института Пет-тенджилом и др. и в Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института  и в Англии на радиоастрономической обсерватории Джодрелл Бэнк. Более полные и точные данные были получены в измерениях около нижнего соединения Венеры в 1964 г. Результаты измерений В. А. Котельникова и др.  дали значение периода вращения 230±25 суток, направление вращения обратное. По измерениям Ионосферной лаборатории Аресибо Корнельского университета период вращения Венеры Т=244,3±2 суток, направление вращения обратное. Наиболее точные данные об элементах вращения планеты получены на основе определения периодичности появления деталей повышенного отражения в течение нескольких нижних соединений. По данным обсерватории Аресибо, период вращения равен 243,0 ± ±0,1 земных суток, направление вращения обратное, координаты северного полюса оси вращения а=272,°7±0,°7, 6=65,°3±1,°0. По наблюдениям Карпентера в Лаборатории реактивного движения период вращения Венеры в обратном направлении составляет 242,98 ±0,04 суток, а координаты полюса сс=274°,1±3°, f = 71°,4±1° (для эпохи 1950,0).

Приведенные результаты показывают, что период вращения Венеры очень близок к периоду резонансного вращения планеты относительно Земли, который равен 243,16 земных суток. При этом в каждом нижнем соединении Венера обращена к Земле одной стороной. Такое резонансное относительно Земли вращение, по-видимому, обусловлено гравитационным воздействием Земли на несимметричную фигуру планеты.

Таким образом, Венера вращается очень медленно по часовой стрелке при наблюдении с северного полюса мпра, в отличие от других планет солнечной системы. Комбинация годового движения п собственного обратного вращения планеты приводит к тому, что за один венерианский год проходит двое суток продолжительностью 116,8 земных. Это означает, что в течение венерианского года восход и заход Солнца на планете происходят дважды. Для наблюдателя, оказавшегося на Венере, было бы крайне непривычным видеть восход Солнца на западе и заход на востоке и в экваториальных и средних широтах дважды в год находиться в условиях, похожих на «полярную ночь» и «полярный день» продолжительностью около, двух земных месяцев. Измерения координат вектора вращения (прямое восхождение а и склонение б) позволили сделать вывод, что ось собственного вращения Венеры почти перпендикулярна

плоскости ее орбит: угол между плоскостью экватора и плоскостью орбиты менее 3°. Из этого следует, что сезонные изменения при годовом вращении планеты практически отсутствуют.

Фигура, топография, поверхность

К сожалению, сведения о том, что представляет собой твердое тело Венеры, крайне ограниченны. По результатам измерений на радиотелескопе Линкольнской лаборатории MIT в Хайстеке, выполненных в 1968— 1969 гг. на волне l=3,8 см, было найдено, что в экваториальной плоскости сечение планеты аппроксимируется эллипсом, разность полуосей которого составляет 1,1± ±0,35 км. Большая ось эллипса образует угол 55° (по часовой стрелке) с направлением на Землю в нижнем соединении. Центр массы смещен относительно центра фигуры планеты на 1,5±0,25 км.

С точки зрения топографии и физических свойств большой интерес представляют результаты картирования отражательных свойств поверхности Венеры в радиодиапазоне. Эти эксперименты позволили обнаружить локальные области повышенной отражательной способности протяженностью в сотни и тысячи километров. Карта отражательных свойств поверхности, ограниченная долготами 0 и —80° и широтами от —50 до +40°, показана на рис. 4. Наиболее характерны области а и b. Выявлены также большие круговые образования, подобные лунным морям (заштрихованные), и внутри них отдельные специфические детали, обозначенные римскими цифрами. Природу областей повышенного отражения можно объяснить, помимо очевидных предположений о более неровной фактуре поверхности и о наличии возвышений, приводящих к уменьшению эффективного поглощающего слоя атмосферы, также за счет различия в материале поверхности и, следовательно, диэлектрической проницаемости е. Среднее значение е, выведенное из радиолокационных измерений, оценивается в пределах 4—4,5.

На поверхности Венеры путем радиолокации обнаружены перепады высот до 3—5 км. Район наибольшего возвышения приходится на долготу около 31° (по системе Ингалса — Эванса), согласно которой за нулевой принят меридиан, проходящий через область а. Возможно, что неоднородности рельефа поверхности планеты выражены еще более резко. Вместе с тем данные о поляризации отраженных планетой радиоволн

Венера

 


показывают, что поляризация основной доли энергии этих волн соответствует зеркальному отражению и отношение деполяризованного отражения к поляризованному для Венеры существенно меньше, чем для Луны. Это позволяет предполагать, что по сравнению с Луной микроструктура поверхности Венеры в среднем более гладкая.

В целом экспериментальные данные радиолокационного зондирования приводят к

представлениям о существенной переменности физических свойств поверхности Венеры и, по-видимому, достаточно сглаженном характере ее топографии.

Представления о сглаженности рельефа в экваториальной области совсем недавно были подтверждены в радиолокационном эксперименте, проведенном Голдстейном. Прием отраженного сигнала производился на две антенны, разнесенные на 22 км. Это позволило получить изображение поверхности в пятне диаметром около 1500 км (координаты l=320°, ф=+2°) при разрешении по высоте 200 м и по поверхности до 10 км. Удалось выявить более десяти кольцевых кратеров диаметром от 35 до 150 км, по виду подобных кратерам на Луне. Однако глубина их невелика. Так, кратер диаметром 150 км имеет глубину не более 0,5 км. Вся исследованная область также оказалась плоской, с относительным перепадом высот менее 1 км. Такое сильное сглаживание не является странным в условиях очень плотной атмосферы, подверженной, как мы увидим в дальнейшем, заметным движениям и, возможно, содержащей агрессивные примеси, способствующие более интенсивному протеканию эрозионных процессов на поверхности.

 

 

                                          На фото «Венера-7»

 

 

Полет «Венеры-7» дал возможность получить самые первые оценки физико-механических свойств поверхности Венеры. Качественный анализ условий посадки аппарата проводился по данным об изменении мощности принятого на Земле сигнала в момент соприкосновения с поверхностью. Гашение вертикальной скорости аппарата произошло за время, меньшее 0,2 сек., что, наиболее вероятно, соответствует твердому грунту. При попадании в маловязкую жидкость или толстый слой пыли процесс торможения аппарата и уменьшение уровня сигнала происходили бы существенно медленнее. С учетом данных о прочности аппарата можно получить верхнюю оценку прочности грунта Рг< <80 кг/см2. На Земле такому значению прочности соответствуют породы типа вулканических туфов. Вместе с тем сопоставление характера изменения мощности сигнала в момент посадки «Венеры-7» с результатами испытаний на соударение спускаемого аппарата при различных грунтах дает основание предполагать, что прочность грунта заметно ниже этого верхнего предела, но выше 2 кг/см2.

На станции «Венера-8» по измерению мощности радиоволн, отраженных поверхностью планеты при спуске аппарата, была оценена величина диэлектрической проницаемости, которая заметно (примерно в 1,5 раза) отличается от выведенной по данным радиолокации. Отсюда следует, что поверхностный слой планеты в районе спуска «Венеры-8», вероятнее всего, состоит из раздробленных пород. Его плотность оценивается приблизительно в 1,5 г/см3.

 

На фото «Венера-8»

 

 

 

Огромное значение для понимания геологии Венеры имеют результаты анализа характера ее поверхностных пород, проводившегося А. П. Виноградовым и его сотрудниками при помощи установленного на «Венере-8» y-спектрометра. Предварительное изучение спектра и суммарной интенсивности у-излучения, создаваемого содержащимися в поверхностном слое естественными радиоактивными элемептами (U, Th, К), приводит к выводу, что материал поверхности Венеры в месте посадки станции содержал 4% К, 0,0002% U и 0,00065% Th. Полученное содержание этих элементов и их соотношение дают основание предполагать, что материал поверхности близок к составу распространенных на Земле гранитов.

Атмосфера Венеры

Плотный облачный слой, почти без разрывов, не позволяет наблюдать поверхность Венеры в видимой области спектра. Вместе с тем наблюдения в видимом и особенно в инфракрасном диапазоне, ставшие возможными благодаря успехам инфракрасной спектрофотометрии, дали определенные сведения об атмосфере планеты. Было зарегистрировано присутствие в атмосфере Венеры таких газов как С02, Н20, СО, HF, НС1, оценены верхние пределы содержания возможных примесей, получены оценки температуры и давления вблизи видимой с Земли границы облаков. Однако эти измерения, даже при достигнутом разрешении порядка 0,1 А в ближней инфракрасной области спектра, давали лишь относительные содержания отдельных газов и не позволяли решить вопрос об основной составляющей атмосферы Венеры.

Получению абсолютных концентраций компонент и возможности экстраполяции значений температуры и давления на вершине облаков в подоблачную атмосферу мешает неопределенность оптических свойств облачного слоя.

Облака оказывают существенное влияние на оценки эффективной глубины формирования линий поглощения и на процессы переноса радиации, а различные возможные характеристики рассеяния, спектр размеров частиц и их природа допускают варьирование параметров отражения от облачного слоя в широких пределах; к тому же сама граница облаков выражена нечетко. Как следствие оценки параметров атмосферы на уровне облаков зависят от выбора тех или иных идеализированных моделей. Естественно, что оптические измерения бессильны ответить на вопрос о свойствах атмосферы под облаками и значениях температуры и давления у поверхности планеты.

Радиоастрономические измерения, получившие интенсивное развитие с конца 50-х годов, неожиданно обнаружили необычайно высокую радиояркостную температуру Венеры — около 600—650° К. Первая попытка такого рода была предпринята Майером и др., которые на волне 3,15 см измерили Tя=560±73° К. Этот результат был в дальнейшем многократно повторен измерениями в сантиметровом и дециметровом диапазонах.

Измеренная радиояркостная температура оказалась в несколько раз выше радиояркост-ных температур Земли и Марса, которые примерно соответствуют средним температурам поверхности этих планет. Первым естественным объяснением этого результата было предположение, что до такой температуры разогрета сама поверхность Венеры, интенсивно излучающая на сантиметровых волнах, для которых атмосфера почти прозрачна. В этом случае, однако, немедленно исключались из дальнейшего рассмотрения такие увлекательные и многообещающие гипотезы, как существование океанов, пышная растительность на планете и др., от которых даже чисто психологически отказаться не просто.

Были предприняты попытки примирить полученный результат с представлениями об умеренном климате на Венере. Так возникла гипотеза сверхплотной ионосферы планеты, гипотеза тлеющих электрических разрядов в ее атмосфере, гипотеза генерации излучения при движении электронов в магнитном поле и другие механизмы, каждый из которых может быть источником радиоизлучения нетепловой природы или «горячей», атмосферы и в принципе способен объяснить наблюдаемый характер микроволнового спектра Венеры. Правда, при ближайшем рассмотрении эти механизмы оказывались не вполне адекватными всей совокупности экспериментальных данных. Тем не менее вопрос об источнике высокой радиояркостной температуры и, следовательно, о том, какова температура атмосферы и поверхности Венеры, оставался до конца не решенным.

Еще большая неопределенность существовала в оценках величины давления у поверхности планеты. При неизвестном химическом составе атмосферы, даже в предположении, что поверхность Венеры горячая, назывались значения от единиц до нескольких сотен атмосфер. Не было сведений и о том, каков характер изменения температуры ниже облаков, какова глубина атмосферы. На эти принципиальные вопросы и были прежде всего призваны ответить космические аппараты.

Одним из важнейших результатов полета станций «Венера» явилось непосредственное определение химического состава атмосферы А. П. Виноградовым и его сотрудниками. Станции «Венера-4» — «Венера-6» были оборудованы простыми газоанализаторами. Использовались амплитудный и пороговый методы для оценки содержания углекислого газа, азота, кислорода и водяного пара. На «Венере-6» колористическим методом определялось содержание аммиака. Измерения проводились на нескольких уровнях при давлениях 0,6; 2 и 10 атм. Вопреки существовавшим ранее представлениям о преобладающем содержании азота оказалось, что почти целиком (на 93—100%) атмосфера Венеры состоит из углекислого газа, а объемное содержание азота (если он вообще присутствует) не более 2%. Кислорода в атмосфере Венеры менее 0,1%, водяного пара вблизи облачного слоя не более 0,1—1,0%, а содержание аммиака 0,01—0,1%.

Наземная спектроскопия дает меньшие верхние пределы для содержания кислорода, водяного пара и аммиака (соответственно 10-3, 10-3 и 10-5 %). В отношении 02 этот результат можно согласовать с пороговой оценкой газоанализаторов. Что касается Н20 и NH3, то следует учитывать разные уровни атмосферы, к которым относятся прямые и спектроскопические измерения, и возможность «выпадения» водяного пара и солей аммония за счет конденсации. Верхние спектроскопические оценки справедливы для атмосферы выше слоя облаков. Предельные значения содержаний Н20 и NH3 в нижней атмосфере дает анализ микроволнового спектра и данных радиолокационных измерений.

Отсутствие заметного ослабления интенсивности эмиссии вблизи линии резонансного поглощения водяного пара l=1,35 см можно интерпретировать как указание на то, что предельное содержание Н20 не превышает 0,1%, а характеристики поглощения NH3 при больших давлениях ограничивают его содержание величиной 0,001%.

Химический состав атмосферы Венеры по совокупности результатов всех измерений приведен в табл. 3. Значение среднего молекулярного веса m=43,4.

Для измерения температуры и давления на станциях «Венера-4» — «Венера-8» В. С. Ав-дуевским и др. применялись простые и надежные методы измерения параметров плотного газа при помощи термометров сопротивления и манометров мембранного (анероид-ного) типа.

Измеренный «Венерой-8» высотный профиль температуры на освещенной стороне очень близок к результатам предыдущих измерений в ночной атмосфере на станциях «Венера-4» — «Венера-7» (рис. 5). Температура атмосферы у поверхности, измеренная «Венерой-7» и «Венерой-8», равняется соответственно 747 ± 20° и 743 ±8° К.

Сопоставление результатов радиоастрономических измерений в 10-сантиметровом диапазоне длин волн, в котором атмосфера Венеры наиболее прозрачна и радиоизлучение является в основном излучением поверхности и в котором проведено много достаточно точных радиоастрономических измерений, показывает, что при величине диэлектрической проницаемости e=5 усредненная по ночной стороне планеты температура поверхности Tп=720±30° К. С точностью до ошибок измерений это значение совпадает с результатами прямых измерений.

Величина давления у поверхности, выведенная по результатам полета «Венеры-7», составила 90±15 кГ/см2. В месте посадки станции «Венера-8» давление оказалось равным 93±1,5 кГ/см2. Высотный ход давления в атмосфере Венеры также показан на рис. 5.

На перекрывающемся участке (от 300 до 440° К по температуре и от 0,6 до 7 кГ/см2 по давлению) измерения станций «Венера» и данные «Маринера-5» и «Маринера-10», полученные радиорефракционным методом при заходе космических аппаратов за диск планеты, находятся в хорошем согласии.

 

 На фото «Маринер-10»

 

 

Из сопоставления с данными «Маринера-5», отнесенными к расстоянию до гравитационного центра планеты, следует, что районы посадок «Венеры-7» и «Венеры-8» соответствуют планетоцентрическому расстоянию r=6051-7-6052 км. Эти локальные значения хорошо согласуются с имеющимися данными о среднем радиусе Венеры, вычисленном на основе радиолокационных измерений.

Как видно из рис. 5, экспериментальные профили атмосферных параметров, выведенные из измерений «Маринера-5», охватывают интервал высот между 35 и 90 км. Там же показаны расчетные кривые T(h), полученные

 

Венера

 

 

 

в приближении лучистого равновесия для «серой» атмосферы и согласно более строгим недавним расчетам Дикинсона. В последних принята во внимание эффективность разогрева атмосферы между 65 и 115 км за счет поглощения солнечной радиации в ближней инфракрасной области спектра и уточнены характеристики охлаждения за счет излучения в фундаментальной 15-мкм полосе С02. Результирующий равновесный температурный профиль (штрих-пунктир) свидетельствует об уменьшении температуры от 250° К на высоте 66 км до 160° К вблизи 90 км, что довольно хорошо согласуется с экспериментальной кривой (неоднозначность и инверсионный характер которой в области начала измерений «Маринера-5» (рис. 5) определяются выбором граничных условий при интегрировании полученной зависимости показателя преломления от высоты).

В отличие от простейшего приближения лучистого равновесия, приводившего к минимальному значению температуры ~195° К на высоте 105 км, согласно расчетам на

уровне около 120 км достигается второй минимум температуры Т ~ 180° К, а в промежуточной области имеет место небольшой пик с Т ~ 190° К. Дополнительным критерием для получения высотного распределения атмосферных параметров во всей области примерно от 60 до 120 км, которую по аналогии с Землей условно можно назвать стратомезосферой, служат оценки плотности атмосферы и градиента ее изменения по результатам фотометрических измерений ослабления блеска звезды Регул (а Льва) при его покрытии Венерой в 1959 г.. Полученные характеристики на уровне затмения (h =120 км) накладывают определенное граничное условие на скорость падения температуры (шкалы высот) в нижележащей области, от которой зависит интенсивность «оседания» атмосферы.

Профиль Т (h) ниже 60 км в целом соответствует распределению температуры в атмосфере при конвективном равновесии. Температурный градиент в пределах возможных ошибок измерений Т и h близок к среднему адиабатическому dT/dh = 8°,6 км-1.

Термодинамический анализ кривых измерений газового состояния в атмосфере Венеры при соответствующих температуре и давлении подтверждает этот вывод. Однако возможны некоторые особенности в газовом состоянии, в частности в области 50—37 км, на что указывают результаты анализа радио-рефракционных профилей и микроволновых потерь, полученные по измерениям

 

 

 

 

Маринера-5. Интересно, что ниже 40 км по измерениям плотномеров, устанавливавшихся на станциях «Венера-4» и «Венера-5», также наблюдались заметные отклонения от монотонного изменения плотности. По данным измерений «Маринера-10» уменьшение температурного градиента по сравнению с сухоадиабатическим для С02 отмечено на уровне около 50 км, а на высотах 54, 56, 61 и 63 км выявлено существование заметных температурных инверсий. по видимому уровень h ~ 63 км отделяет относительно спокойную стратосферу от нижележащей конвективноперемешиваемой атмосферы.

 

Венера

 

 

 

Наблюдаемую величину микроволнового ослабления невозможно объяснить только за счет поглощения смесью С02 и Н20. Эти потери оказываются ~ 10-3 дб/км на уровне 37 км для каждой из составляющей, т. е. в 2—3 раза меньше, чем требуется для согласования с данными «Маринера-5» (рис. 6). Хотя микроволновый спектр, по данным наземных радиоизмерений, в целом хорошо объясняется моделью атмосферы с поверхностным давлением 80—100 атм, состоящей из С02 при концентрации Н20 ~10-3, для объяснения этих особенностей в спектре можно допустить существование дополнительных примесей, распределение которых по высоте сопровождается фазовыми переходами, благодаря чему они локализованы на определенных уровнях. Относительно небольшие концентрации примесей, особенно в жидкой или твердой фазе, не оказывающие влияния на величину молекулярного веса и потому никак не проявляющиеся в измерениях давления, могли также повлиять на показания плотномеров в силу принципов их работы.

Облака Венеры

С предположением о различных примесях в атмосфере непосредственно связана проблема венерианских облаков, относительно структуры и природы которых не существует до сих пор единого мнения.

Основным источником доступной в настоящее время информации об облаках служат наблюдаемые с Земли оптические характеристики планеты, относящиеся к верхней части видимого облачного слоя (рис. 7). На основе этих наблюдений получены оценки среднего размера частиц облаков (~ 1,1 мкм), характеристики отражения (альбедо) в различных областях спектра, показатель преломления, коэффициент объемного рассеяния и др..

Совокупность оптических характеристик вместе с данными о высотных профилях температуры и давления не дает, однако, возможности определить, из чего состоят венерианские облака.

В принципе нельзя исключить слоистую структуру облаков, в состав которых входят различные компоненты.

Действительно, при температуре поверхности Венеры около 750° К многие компоненты могли перейти из литосферы в атмосферу и существовать в ней в виде паров и конденсатов на разных уровнях. Возможные равновесные геохимические реакции для системы литосфера — атмосфера подробно обсуждались Льюисом, который, в частности, рассмотрел условия образования в атмосфере ртутно-галогенных облаков, конденсирующихся при температурах от 250° (Hg2Cl2) до 450° К (Hg2l2). Рейсул указал на возможность существования таких облаков, исходя из анализа ослабления радиосигналов «Маринера-5». Были высказаны также предположения о наличии аммонийных соединений, возгоняющихся при Т >330° К, но связывающихся с углекислотой, водой, хлористым водородом и другими газами на более высоких уровнях в атмосфере Венеры.

Наиболее притягательно, казалось бы, очевидное предположение о водно-ледяных облаках. Если исходить из измеренной на «Венерах» довольно высокой влажности верхней части тропосферы планеты, то водяные облака (вероятно, с растворами некоторых солей, что имеет место и для земных облаков) могли бы существовать независимо от присутствия конденсатов другой природы. При концентрации Н20 ~1% нижняя граница таких облаков должна находиться на высоте 59 км, а эффективная толщина облачного слоя составлять около 10—15 км. Если же концентрация Н20<0,1%, уровень начала конденсации должен располагаться на 68 км. При Tм«160° К сублимация будет происходить вплоть до ~110 км (рис. 8).

Наиболее сильные возражения против облаков из Н20 — отсутствие в спектрах Венеры характерных для льда депрессий на 1,5 и 2 мкм; слишком большое расхождение в показателе преломления: из поляриметрических наблюдений Венеры n=1,44, а для льда n= 1,31; слабая прозрачность облаков для длин волн с l>0,6 мкм; малая концентрация водяного пара по спектроскопическим данным на уровне формирования полос Н20 на котором определяется яркостная температура

 


планеты Т= 240 ±10° К.

В свете имеющихся спектроскопических и поляриметрических данных отвергаются многие другие соединения, существование которых ранее предполагалось: С302, Si02, углеводороды и различные соли соляной кислоты - FeCl2, NaCl, NH4C1.

Льюисом было высказано предположение об обогащении облаков водным раствором НС1 по сравнению с его относительно низким содержанием в газовой среде. При этой он исходит из представлений о наличии 6-мольного (25%) раствора соляной кислоты в облаках, что отвечает условию фазового равновесия Н20 и НС1 по спектроскопическим данным.

Благоприятным обстоятельством здесь оказывается то, что показатель преломления водного раствора НС1 возрастает с уменьшением температуры, приближаясь к измеренному значению на верхней границе венериан-ских облаков. Это условие достигается, однако, при T<200°К, что заметно отличается от Тя~ 240° К.

В последнее время энергично обсуждается другая любопытная гипотеза — об обогащении облаков концентрированным водным (порядка 75—80%) раствором серной кислоты, независимо выдвинутая Янгом  и Сил-лом. В этом случае удается обойти серьезную трудность — согласовать оценки содержания водяного пара на уровне формирования спектральных линий (fн2о<10-5) с результатами прямых измерений абсолютной влажности в нижележащей атмосфере. Причиной этого являются замечательные высушивающие свойства H2S04. В удовлетворительном согласии с этим предположением оказываются особенности отражения (альбедо) Венеры в ближней инфракрасной области спектра, прежде всего характерная депрессия между 3 и 4 мкм и эмиссионный спектр в области 8—13 мкм рис. 7. Что касается депрессий на XX 1,4; 1,6; 2,0 и 2,8 мкм, то их, по-видимому, следует относить за счет поглощения в С02. Показатель преломления 75%-ного раствора H2S04 в точности соответствует измеренному для Венеры. Можно также объяснить предполагаемое жидко-капельное состояние облаков при температуре около —30° С, в пользу чего свидетельствуют поляриметрические измерения, и причину крайне низкого содержания сернистых соединений по данным наземной спектрометрии (см. табл. 3), что не согласуется с космической распространенностью серы и ее.

поступлением из недр планеты вследствие вулканических эксгаляций.

По оценкам Янга, наблюдаемые оптические характеристики видимых с Земли облаков в пределах оптической толщины т~1 обеспечиваются сравнительно тонким слоем 75%-ного раствора H2S04 на уровне с давлением р ~ 50 мбар (однородный слой капель диаметром 2,2 мкм). В этом случае потребное количество кислоты составило бы 0,29 мг/см2, или 2,3 * 10—6 по отношению к содержанию С02. Если же исходить из условия постоянства весовых отношений Н20 и H2S04 ниже уровня видимых облаков и предположить, что 99% воды на этом уровне связано серной кислотой, то при fн2о~10-3 содержание fH2SO4 оказывается примерно на три порядка выше. Неопределенность здесь связана с разбросом в оценках степени выпадения капель, зависящих от интенсивности перемешивания.

Заметим, что в протяженном облаке содержание воды должно увеличиваться с глубиной за счет высвобождения связанной воды из капель раствора при повышении температуры, что будет приводить к изменению концентрации раствора H2S04. В свою очередь, от общего содержания воды в атмосфере зависит протяженность облаков. Исходя из оценок равновесного соотношения между газовой фазой и облачными каплями на различных уровнях в атмосфере, при сохранении постоянства весовых фракций H2S04 и Н20 на каждом уровне, Янг нашел, что при fн2о~ ~10-3 (чему соответствует 75%-ный раствор H2S04 на уровне с температурой Т = 273° К) облака могли бы простираться до уровня кипения при T—533° К и р = 14 атм (h=26 км), где концентрация раствора H2S04 достигает ~98,3%. Если же fН2о~ 10-5, то исходная весовая концентрация раствора H2S04 должна быть выше (не менее 85% на уровне с T = 250° К, что хуже согласуется с поляриметрическими измерениями), а нижняя граница оказывается на уровне с T = 373° К и Р=2,4 атм (h=44 км). Наконец, при fн2о~ ~ 10-4 облака должны оканчиваться на высоте h~35 км, где как раз обнаружено сильное изменение характера ослабления солнечной лучистой энергии с глубиной по данным «Венеры-8».

Таким образом, ряд данных как будто бы свидетельствует в пользу упомянутой, на первый взгляд несколько экзотичной гипотезы и позволяет устранить имеющиеся противоречия в рамках иных предположений. Тем не менее необходим, конечно, более детальный

анализ этой свежей интересной идеи, а в конечном счете — прямые измерения, которые наиболее определенно позволят ответить на вопрос о природе венерианских облаков.

Освещенность Венеры

Вопрос о том, проникает ли солнечный свет до поверхности Венеры или же целиком задерживается плотной атмосферой и облаками, был предметом многолетней дискуссии. Степень прозрачности атмосферы в видимой области спектра предопределяет как условия освещенности у поверхности, так и природу высоких температур на планете. Поэтому ответ на этот вопрос имеет принципиальное значение, однако получить его удалось лишь в самое последнее время в результате непосредственных измерений ниже видимых с Земли облаков. Эти измерения были выполнены на автоматической станции «Венера-8» при помощи специальных фотометрических приборов с сернисто-кадмиевым фотосопротивлением в качестве приемника, сохранявших работоспособность в условиях длительного воздействия температуры до 500° С и давления до 100 атм. Диапазон спектральной чувствительности приемника составлял от 0,4 до 0,8 мкм, с максимумом на 0,62 мкм. Вид индикатрисы датчика обеспечивал возможность регистрации как прямых лучей при любых зенитных углах, так и диффузного излучения.

Результаты измерений, выполненных при зенитном угле Солнца в месте посадки, равном 84,5±2,5°, показаны на рис. 9. На нем представлен характер ослабления величины солнечной энергии (в вт/м2) в атмосфере Венеры с высоты около 50 км вплоть до ее поверхности. Как видно, характер ослабления лучистого потока неравномерен по высоте. От верхней границы видимых облаков (~ 70 км) до уровня начала измерений свет ослабляется примерно в семь раз, между 50 и 35 км — около трех раз и приблизительно вчетверо в слое ниже 35 км. Отсюда следует, что с ростом физической плотности атмосферы уменьшается ее оптическая плотность. Весьма характерен излом кривой вблизи 35±3 км. Ослабление света от этой высоты до поверхности хорошо объясняется молекулярным (релеевским) рассеянием в углекислой атмосфере при соответствующем давлении. Выше 35 км для объяснения характера ослабления необходимо дополнительно предполагать наличие аэрозольного рассеяния или заметного истинного поглощения. Рассчитанные в этих двух предположениях

 


модели соответственно удовлетворяются при больших значениях оптической толщи т0~ 50 и альбедо единичного рассеяния оо~1, либо при т0tрел ~ 3,5 и w~0,9. Определенное влияние на эти оценки оказывает также учет степени вытянутости индикатрисы рассеяния.

Оптические измерения в атмосфере стали дополнительным источником информации о структуре облаков на Венере. Значительное ослабление света вплоть до 35 км может быть истолковано как указание на то, что облачность простирается вплоть до этого уровня. Однако уровень начала конденсации Н20 располагается, как мы видели, почти на 25 км выше. Это расхождение можно объяснить, если вспомнить о возможности существования фазовых переходов, в частности ртутно-галогеновых облаков. Граница облаков из HgS оказывается при этом на высоте около 35 км. Другая возможность — существование жидко-капельной воды (выпадение «дождя») приблизительно до этого уровня (штрих-пунктир на рис. 9), вблизи которого располагается фазовый переход вода — пар при соответствующих р п Т.

Наконец, в предыдущем разделе отмечалось, что вблизи 35 км оказывается уровень «кипения» концентрированного раствора серной кислоты для модели с относительно малым содержанием в атмосфере водяного пара (fн2о~ 10-4). Тогда в рамках гипотезы H2S04 можно допустить существование однородного облачного слоя толщиной порядка 30—35 км.

Если исходить из предположения о незначительной деформации спектрального состава солнечного излучения при прохождении атмосферной толщи, то для перехода от измеренной величины лучистой энергии к значениям освещенности можно воспользоваться переводным множителем £ = 350 лк/вт*м-2, определенным по результатам калибровки. В этом случае ожидаемая освещенность у поверхности в месте посадки должна составить около 300 лк, а при нулевом солнечном зенитном угле — свыше 3000 лк. Таким образом, хотя поверхности Венеры достигает око-ко 1% падающего на нее светового потока, это может оказаться достаточным для создания значительной освещенности (примерно соответствующей условиям в очень пасмурный день на Земле).

Свет, достигающий поверхности, претерпевает многократное рассеяние и является диффузным. Сейчас пока трудно надежно оценить, какова дальность видимости в таких условиях, какова величина цветового избытка. Эти характеристики представляют не только физический, но и практический интерес, в частности с точки зрения возможности некоторых любопытных эффектов, обусловливаемых сильным преломлением световых лучей (рефракцией) в столь плотном газе. При достаточной прозрачности атмосферы Венеры наблюдателю на ее поверхности горизонт во всех направлениях казался бы приподнятым и он испытывал бы иллюзию нахождения на дне гигантской чаши.

Тепловой режим Венеры

Данные измерений величины солнечной лучистой энергии в атмосфере Венеры и результаты расчетов переноса уходящей радиации подтверждают гипотезу, выдвинутую Саганом  в 1960 г., согласно которой высокая температура у поверхности планеты, вероятнее всего, обусловлена действием парникового эффекта. Физическая сущность этого механизма достаточно проста. Видимый солнечный свет, лишь частично поглощаемый атмосферой и облаками, проходит до поверхности планеты, разогревает ее, и эта разогретая поверхность излучает уже более длинные — инфракрасные волны, которые задерживаются плотной венерианской атмосферой.

Подобный механизм, но гораздо менее мощный действует и в нашей земной атмосфере и широко используется в теплицах, где к тому же отсутствует конвективная теплопередача. Расчеты лучистых потоков тепла  показывают, что если даже небольшая часть солнечной радиации достигает поверхности Венеры, то углекислый газ с очень незначительной примесью водяного пара (fн2о~5* 10—5:10-4) создает сильное экранирующее действие для уходящей тепловой радиации (рис. 10). С ростом температуры и давления степень экранирования возрастает. Существующие условия на планете, видимо, возникли в результате постепенного саморазогревания и отвечают сейчас некоторому равновесному состоянию. Очевидно, это равновесие не только температурное, но и геохимическое, соответствующее измеренному содержанию углекислого газа и давлению атмосферы. Возможно, определенное влияние на распределение поля тепловой радиации в толще атмосферного газа оказывают венерианские облака, отражающие некоторую долю уходящего потока от нижней границы.

Тепловые потоки для измеренных параметров атмосферы Венеры существенно меняются с высотой (рис. 10). Как видим, вблизи поверхности газ настолько сильно задерживает излучаемую радиацию, что поверхность практически не дает вклада в уходящий тепловой поток. Лучистое равновесие, по-видимому, достигается лишь вблизи 40— 50 км. Тепловой баланс на меньших высотах может обеспечиваться только за счет дополнительного переноса тепла. Поскольку измеренный температурный профиль близок к адиабатическому, наиболее вероятно, что таким дополнительным механизмом теплового переноса служит конвекция.

 


Исследование конвективной активности в атмосфере Венеры приводит к выводу, что наиболее вероятная величина скорости конвекции в нижних слоях атмосферы Венеры менее 0,05—0,2 м/сек. К таким же представлениям приводят оценки, полученные независимо ив расчета величины вертикальных токов с использованием уравнений, связывающих аэродинамику парашютного спуска станций «Венера» с измеренными значениями р и Т. Следует при этом заметить, что конвекция может проникать в более высокие области атмосферы, так что конвективная зона становится протяженные области атмосферной неустойчивости. Хотя моделирование проведено пока для области, ограниченной примерно 40 км, можно предполагать эффективность конвективного переноса во всей области тропосферы и, в частности, его важную роль в формировании структуры венерианских облаков.

Благодаря огромному теплосодержанию атмосфера Венеры должна обладать очень большой тепловой инерцией, так что разница между дневной и ночной сторонами крайне мала: максимальные суточные вариации у поверхности <1°.

Убедительным подтверждением этих теоретических представлений служат результаты измерений температуры станцией «Венера-8» на дневной стороне. Выравнивание температуры в течение суток, а также между экваториальными и полярными областями подтверждается и результатами недавних измерений яркостной температуры планеты методами наземной радиоинтерферометрии на волнах 11 и 3 см, относящихся соответственно к поверхности и нижней атмосфере. Согласно этим результатам, отсутствует заметный фазовый (Tf <12±6° К), и широтный (Tе<18±9° К) ход температуры на диске Венеры. Инфракрасная яркостная температура также не обнаруживает заметной зависимости от фазы. В диапазоне ll 8— 14 мкм усреднение по диску дает Тя=220± ± 10° К, что соответствует высоте около 70 км. Суточные изменения температуры вблизи этого уровня также практически отсутствуют.

Динамика атмосферы

С проблемой теплового режима непосредственно связаны вопросы динамики венерианской атмосферы, прежде всего крупномасштабной планетарной циркуляции. Один из механизмов такого типа — модель глубокой циркуляции, предложенная Гуди и Робинсо

ном —до недавнего времени рассматривался в качестве вероятного механизма для объяснения теплообмена на Венере в случае непрозрачности подоблачной атмосферы для солнечных лучей. Предпринимались и другие попытки расчета структуры планетарной циркуляции и теоретических оценок интенсивности атмосферных движений, в основе которых лежат методы численного моделирования или использование соотношений подобия. Видимо, широтноолготная циркуляция играет заметную роль в тепловом режиме планеты. В частности, за счет переноса горячего и плотного газа в меридиональном направлении должен обеспечиваться подвод тепла в полярные районы.

Чрезвычайно важное значение для исследования динамики атмосферы Венеры имеют результаты измерений радиальной скорости на участках парашютного спуска станций «Венера», которые позволили получить интересные данные о характере горизонтальных движений, а также некоторые представления о структуре мелкомасштабных (турбулентных) полей  Результаты всех измерений скорости горизонтальных движений показаны на рис. 11. Они относятся к локальным областям спуска каждой станции. Однако по причине уже упоминавшейся

 

Венера

 

 

 

громадной теплоемкости атмосферы Венеры и как следствие — времени тепловой релаксации у поверхности порядка 1010 сек можно думать, что выравнивание неоднородностей тепловых полей происходит скорее за счет крупномасштабных движений, нежели локальных ветров. С этой точки зрения данные рис. 11 естественно рассматривать как в определенной степени отражающие структуру глобальной циркуляции на планете.

Обращает на себя внимание довольно убедительное согласие отдельных измерений. Они свидетельствуют о существовании устойчивой зональной циркуляции в сторону, совпадающую с собственным вращением планеты, по крайней мере выше 30 км. Наиболее полные измерения, которые обнаруживают наибольшие скорости ветра на освещенной стороне вблизи утреннего терминатора, проведены на «Венере-8». Как видим, горизонтальная компонента скорости ветра сильно переменна по высоте: на высотах около 45— 50 км она достигает почти 100 м/сек, уменьшаясь до величины менее 1 м/сек ниже 10— 12 км. Интересна область высот между 18 и 30 км, где скорость ветра почти не меняется, в то время как ниже и выше этой области градиент достигает 5 м/сек.

Очень слабая интенсивность движений в приповерхностном слое атмосферы немедленно приводит к выводу о том, что в атмосфере не может быть много пыли. Это, как мы видели, согласуется с результатами измерений освещенности. Что касается больших высот, то создаются представления о непосредственной связи измеренного ветра с механизмом стратосферной циркуляции, проявляющимся в дрейфе так называемых ультрафиолетовых облаков.

При наблюдении с Земли в ультрафиолетовых лучах на диске Венеры обнаруживаются отдельные контрастные детали, не различимые в видимой области спектра (рис. 12, а). Установлено, что перемещение этих деталей по диску происходит гораздо быстрее, чем собственное вращение планеты, приблизительно в 60 раз, что соответствует средней скорости дрейфа около 100 м/сек. Заметим, что на Земле опережающее вращение атмосферы, причем не более чем в 1,5— 1,6 раза, найдено лишь на значительно больших высотах —150—400 км.

Наблюдаемые неоднородности венерианских облаков в ультрафиолетовом диапазоне локализованы примерно на 25 км выше границы облачности в видимом свете. Периодическая повторяемость деталей, вероятно, отражает общую природу глобальной циркуляции в тропосфере и стратосфере Венеры.

Эти представления подтверждаются результатами фотографирования планеты с борта космического аппарата «Маринер-10». Последовательная съемка Венеры под ультрафиолетовым фильтром (Lmax = 3550 А) с разрешением от 130 км до 100 м позволила выявить характерные особенности пространственных движений, непосредственно связанных с областями верхней тропосферы и нижней стратосферы. Помимо четко прослеживаемых дрейфовых движений в экваториальной зоне (отражающих систему устойчивой четырехсуточной зональной циркуляции), в структуре которой различимы отдельные пояса шириной до 100 км, обнаружено возрастание угловой скорости с ростом широты, с образованием хорошо различимой спиральной структуры и вихрей у полюсов (рис. 12, б). На 50° широты циркуляция происходит, по-видимому, с периодом около 2 земных суток, при скорости движений также ~200 м/сек. В низких широтах меридиональные движения малы, каких-либо локальных крупномасштабных вихрей, подобных земным циклонам, не обнаружено. Наряду с этим в области подсолнечной точки, в пределах нескольких десятков градусов по долготе и широте, выявляются признаки крупномасштабной ячейковой конвекции, сохраняющейся на фоне устойчивых зональных движений. Взаимодействие этих двух форм движений предположительно приводит к возникновению возмущений, наблюдаемых в виде волновых движений вблизи полуденного меридиана.

В настоящее время трудно отдать предпочтение той или иной теоретической модели, развитой применительно к особенностям глобальной циркуляции на Венере. Очевидно, однако, что механизм циркуляции не является осесимметричным. Представления о возникновении зонального потока как следствии несимметрии конвективных движений за счет периодичности инсоляции на вершине атмосферы нашли отражение в двумерных моделях Шуберта и Янга и Гираша. При этом учитывались результаты моделирования циркуляции в цилиндрах с жидкостью (периодичность инсоляции имитируется вращающейся горелкой) и было показано возникновение в жидкости зональных течений в направлении, противоположном движению горелки. Численные эксперименты по моделированию циркуляции в двухуровенной модели атмосферы Венеры, выполненные С. С. Зилитинкевичем и др., привели к относительно простой двухъячейковой схеме с центром низкого давления на дневной стороне, смещенным к вечернему терминатору; центр высокого давления находится на ночной стороне вблизи утреннего терминатора. Малкус, рассмотревший трехмерную модель, пришел к выводу о возможности возникновения вблизи вершины тропосферы слабых ячеек гадлеевского типа и переноса за счет температурных контрастов между экватором и полюсом энергии и углового момента к высоким широтам.

С этой моделью можно в принципе совместить экспериментальные данные о пространственных движениях, полученные «Маринером-10», если дополнительно предполагать большое влияние подсолнечной области высокого давления на структуру циркуляции. Возникающие в этом случае меридиональные градиенты давления должны приводить к ускорению с ростом широты ортогональных изобарическим поверхностям потоков с образованием спиральных движений и струйных течений. Сток энергии будет происходить в полярных вихрях вследствие схождения векторов скоростей движений у полюсов при низких давлениях.

Создаются, таким образом, представления о том, что в динамике атмосферы Венеры важную роль должен играть перенос момента количества движения в меридиональном направлении. Видимо, структура атмосферы в экваториальных и полярных областях имеет заметные различия, что прежде всего проявляется в отличиях профилей температуры, вертикальных и горизонтальных скоростях и направлениях движений. Дальнейшее изучение этих особенностей будет способствовать лучшему пониманию закономерностей формирования современных климатических условий на планете.

Верхняя атмосфера и околопланетное пространство Венеры

Отдельную проблему представляет структура атмосферы Венеры на больших высотах, в областях термосферы и экзосферы и физическая структура полей в околопланетном пространстве. В основе данных о верхней атмосфере Венеры лежат результаты измерений на космических аппаратах «Венера-4» и «Маринер-5», которые проводились в период, соответствующий условиям средней солнечной активности. Значение экзосферной температуры Т ~ 650° К для этих условий отвечает наиболее вероятной оценке, полученной по результатам измерений резонансной эмиссии в спектральной линии водорода Лайман-альфа (La 1216 А). Результаты теоретического моделирования хорошо согласуются с этой оценкой и указывают на вероятное существенное различие температур на дневной и ночной сторонах планеты, приблизительно от 900 до 400° К, а также на возможность значительной вариации Т в зависимости от фазы 11-летнего солнечного цикла.

Из спектрофотометрических измерений резонансного рассеяния в характерных линиях атомарного кислорода, проведенных на высотных ракетах и на космических аппаратах, получены оценки содержания О в верхней атмосфере Венеры. Они представляют очень большой интерес, поскольку определяют степень фотодиссоциации углекислого газа — основной компоненты венерианской атмосферы — ультрафиолетовым излучением Солнца, в результате чего образуются О и СО. Если бы верхняя атмосфера Венеры находилась в фотохимическом равновесии, то, как показывает несложный расчет, на высотах 200—300 км атомарный кислород был бы преобладающей компонентой, так же как это имеет место на Земле, где он образуется в результате диссоциации молекулярного кислорода. Однако содержание О оценивается в пределах 1—10% от общей плотности. Это приводит к представлениям о высокой эффективности обратных рекомбинационных механизмов в термосфере Венеры, препятствующих накоплению кислорода за счет разрушения С02 в процессах диссоциации. Предположение о преобладающей концентрации С02 до высот приблизительно 200—250 км подтверждается также теоретическими расчетами профилей электронной концентрации в ионосфере Венеры и сравнением их с результатами измерений на «Маринере-5». Эти результаты воспроизведены на рис. 13. Пучки прямых характеризуют наклоны профилей для расчетных значений шкалы высот, отвечающих разным ионам для нескольких значений плазменной температуры Тр. Как видим, до 300 км наилучшее согласование обеспечивается для иона СО2 . При этом максимум электронной концентрации в дневной ионосфере, достигающий величины (5,0: 5,5) * 105 см-3, оказывается расположенным на высоте 142—145 км, т. е. почти вдвое ниже, чем максимум слоя F2 в ионосфере Земли (в котором преобладает ион 0+), с приблизительно вдвое меньшей электронной концентрацией. В ночной ионосфере плотность электронов в среднем nе <103 см-3, а в максимумах на уровнях 120 и 140 км достигает ne~ 104 см-3.

Были предприняты многочисленные попытки отыскать адекватный механизм, объясняющий преимущественно углекислый состав термосферы Венеры, а также термосферы Марса, где имеет место примерно аналогичная ситуация. В изучении последней достигнут сейчас наибольший прогресс благодаря замечательным результатам ультрафиолетовой спектрометрии с борта космических аппаратов, полученным Бартом и его сотрудниками. В частности, довольно неожиданным явилось обнаружение сильных эмиссий в спектрах излучений марсианской атмосферы, помимо резонансного свечения принадлежащих системе камероновских полос СО и полосам С02+. Это указывает на значительные потери энергии из атмосферы излучением в ультрафиолетовой области спектра, в дополнение к заметному выхолаживанию в длинноволновом диапазоне, прежде всего за счет колебательных переходов С02. Можно думать, что подобные механизмы характерны и для термосферы Венеры, что, кстати, объясняет причину сравнительно низкой температуры верхних атмосфер обеих планет.

Что касается сохранения преобладающего содержания С02, то сейчас общепризнанным становится представление об интенсивности динамических процессов макроциркуляцион-ного переноса с дневной стороны на ночную и турбулентной диффузии, другими словами быстрого отвода атомарного кислорода из областей диссоциации. В более плотной нижележащей атмосфере значительно эффективнее происходят процессы рекомбинации. За счет интенсивной турбулентной диффузии обеспечивается постоянный подвод в верхнюю атмосферу молекул углекислого газа. Хотя требуемые значения коэффициентов турбулентной диффузии довольно велики (107—108 см2/сек, т. е. примерно на порядок больше по сравнению с известными для Земли), они могут быть достижимы в условиях верхних атмосфер Венеры и Марса. Необходимо при этом дополнительно выяснить реальную последовательность химических превращений, сопровождающих процессы циркуляционного или диффузионного массообмена, с учетом предельных содержаний участвующих компонент и констант скоростей соответствующих реакций.

По существующим оценкам, эффективность наиболее вероятного механизма рекомбинации атомарного кислорода заметно уменьшается выше 250 км. Это, очевидно, должно приводить к появлению слоя атомарного кислорода сравнительно небольшой протяженности, а выше него определенное влияние уже начинает оказывать гелий. Измеренные профили электронной концентрации в ночной ионосфере Венеры, показанные на рис. 13, можно объяснить путем фотоионизации гелия на дневной стороне со скоростью 3 * 107 см-2 *сек-1 выше 250 км с последующим горизонтальным переносом ионов Не+ в неосвещенную полусферу. Если поступление гелия в атмосферу Венеры вследствие радиоактивного распада урана и тория в недрах планеты примерно соответствует его поступлению в атмосферу Земли (~3*106 атомов/см2 * сек), то необходимый баланс между поступлением и термической диссипацией гелия обеспечивается, если дополнительно предположить унос примерно 10% от количества образующихся на дневной стороне ионов Не+ солнечным ветром.

Как видно из рис. 13, выше приблизительно 800 км атмосфера Венеры, по-видимому, становится преимущественно водородной. Водородная корона Венеры, непосредственно измеренная с космических аппаратов, примерно аналогична водородной короне Земли, но при более низкой температуре экзосферы протяженность ее меньше. Измерения «Маринера-5» выявили любопытную особенность водородной эмиссии с дневной стороны планеты — быстрое нарастание интенсивности свечения по направлению к лимбу (в диапазоне высот от 3000 до 450 км), что соответствует уменьшению шкалы высот приблизительно вдвое. Хотя подтверждения столь высокой интенсивности свечения с дневной полусферы не найдено в ракетных экспериментах Муса и др., для объяснения этого интересного явления были выдвинуты различные гипотезы.

Наиболее вероятная гипотеза исходит из значительного содержания дейтерия в основании водородной короны, которой обладает Венера. При этом приходится, однако, допустить, что относительное содержание дейтерия на Венере nD/nH~ 0,1, что значительно больше, чем в атмосфере Земли. Такое соотношение трудно объяснить в рамках, механизма термического фракционирования водорода и дейтерия в основании экзосферы.

 


Между тем для планеты, практически лишенной собственного регулярного магнитного поля (напряженность его 1/3000 от земного), дополнительным, весьма эффективным механизмом может быть унос ионизованных солнечным ультрафиолетовым излучением частиц электрическим полем, возникающим в «индуцированной ионопаузе» Венеры на дневной стороне при натекании на планету солнечной плазмы.

Представление об «индуцированной ионопаузе» дает рис. 13, на котором виден резкий (почти на три порядка величины) спад (обрезание) электронной концентрации в освещенной Солнцем полусфере, в отличие от равномерного спада с ночной стороны. Это связано с образованием ударной волны в области, где давление солнечного ветра сравнивается с давлением индуцируемого магнитного поля. Ионопауза на Венере в какой-то степени подобна магнитопаузе на Земле, препятствующей непосредственному проникновению солнечной плазмы внутрь магнитосферы — области регулярного геомагнитного поля. Поэтому магнитопауза расположена значительно дальше от поверхности, на расстоянии порядка 10 земных радиусов. Поскольку Венера не оказывает сильного возмущающего воздействия на структуру межпланетного поля, естественно ожидать, что обтекающий ее солнечный ветер на ночной стороне практически не изменяет своих характеристик.

Характер физической структуры атмосферы Венеры до высоты приблизительно 1000 км суммируется на рис. 14 согласно модели, содержащей основные физические параметры атмосферного газа.Происхождение и эволюция.

Гипотеза единого происхождения планет солнечной системы из гигантской протопла-нетной газопылевой туманности, естественно, заставляет искать у планет земной группы родственные черты, более или менее сходные признаки. Между тем результаты исследований последнего десятилетия принесли убедительные свидетельства, что Земля, Марс, Венера, Меркурий сильно отличаются друг от друга. В определенной мере эти отличия можно связать с различными стадиями эволюции, которые переживают сейчас планеты. Можно с определенной степенью достоверности представить себе, как развивалась Земля, природные условия на которой миллионы лет назад были, несомненно, иными, чем теперь. Характер такой эволюции зависит от многих условий, прежде всего от геометрических и механических характеристик планеты, расстояния до Солнца, изменений, происходивших в ее недрах, фрагментации пород. Эти процессы сопровождаются образованием и эволюцией планетной атмосферы, которая содержит поэтому в себе важнейшие признаки определенной стадии.

Газовый состав атмосфер планет земной группы формировался прежде всего за счет вулканических извержений, которыми сопровождались процессы дифференциации вещества планеты на оболочки вследствие разогревания внутренним теплом радиоактивного распада. В недрах планеты водяной пар и углекислый газ составляют основную долю вулканических газов. Неудивительно поэтому наличие в атмосфере Венеры как этих газов, так и обнаруженных спектроскопически угарного газа, хлористого и фтористого водорода (а также возможность присутствия сернистых газов, что подкрепляет гипотезу облаков из H2S04). Вероятно, свыше миллиарда лет назад примерно аналогичный состав имела и атмосфера Земли. Однако, по-видимому, решающее воздействие на формирование земной атмосферы оказали в дальнейшем процессы фотосинтеза и появление в атмосфере свободного кислорода благодаря возникновению биосферы. Это, в свою очередь, обусловило окисление аммиака, также содержащегося в вулканических газах, с выделением в атмосферу большого количества азота, а углекислый газ, хлористый и фтористый водород и сернистые соединения вошли в реакции с биосферой, гидросферой и твердым веществом планеты. При умеренной температуре поверхности и атмосферы Земля сохранила свою воду, основная масса которой сосредоточилась в океанах.

Вероятно, большая близость Венеры к Солнцу предопределила иной характер эволюции ее атмосферы. Видимо, основным фактором, который привел к существующим условиям, оказалась потеря планетой воды. Вопрос о воде является, пожалуй, ключевым в проблеме эволюции Венеры. Если исключить маловероятное предположение, что в процессе эволюции планеты вода не отгонялась из недр за счет вулканической деятельности, как это, по существующим представлениям, происходило на Земле, то надо понять, почему содержание воды в атмосфере Венеры по крайней мере в тысячу раз меньше, чем на Земле. Одно из возможных объяснений состоит в том, что температура самой холодной области в верхней атмосфере Венеры (в мезопаузе) несколько выше, а достаточно жесткая ультрафиолетовая радиация может проникать глубже, чем на Земле. Результатом будет более интенсивное разложение воды на кислород и водород и более энергичная диссипация легкого водорода из атмосферы в космическое пространство. Кислород же будет связываться твердым веществом поверхности планеты.

Высокая температура, давление, очень малое содержание воды и почти полное отсутствие кислорода — все эти современные особенности атмосферы Венеры взаимосвязанны и взаимообусловленны. При повышении температуры в атмосферу переходит больше воды, а при обезвоживании — также и углекислоты, что в свою очередь, должно способствовать дальнейшему росту температуры за счет парникового эффекта. При высоких температурах не может существовать биосфера в привычных нам формах, а отсутствие биосферы, по существу, исключает возможность содержания в атмосфере больших количеств свободного кислорода.

. Как видим, количество углекислоты на Земле примерно такое же, как и на Венере. В атмосфере Земли количество ее ничтожно (0,0003 кг/см2), а основная масса находится в верхней оболочке твердого тела Земли. Та

кое соотношение в содержании С02 между атмосферой и литосферой соответствует при существующей на Земле температуре равновесному состоянию, определяемому реакциями между карбонатами и силикатами при наличии жидкой воды. Углекислота на Земле оказалась связанной в карбонатах осадочных пород благодаря главным образом деятельности живых организмов. На горячей Венере — при отсутствии воды — углекислота не могла перейти в литосферу и сохранилась в атмосфере, создав столь высокое давление газовой оболочки планеты. Если бы температура на Земле возросла до температуры Венеры, давление земной атмосферы стало бы еще более высоким, чем сейчас на Венере. Дело в том, что к давлению около 100 атм за счет высвобождения углекислоты из карбонатов добавилось бы вследствие испарения океанов еще примерно 300 атм, что соответствует средней глубине Мирового океана.

О проблеме жизни на Венере

В свете современных концепций о природе Венеры естествен вопрос: представляет ли эта планета экзобиологический интерес? Авторы касались возможностей существования биологически активных форм как на поверхности, так и в облаках. В отношении поверхности можно утверждать, что большинство органических молекул, входящих в состав биологических структур, испаряются при температурах, существенно меньших 500° С, а протеины изменяют свои естественные свойства.

 

 

 

 На фото: поверхность Венеры

 

 

 

К тому же на поверхности нет жидкой воды. Поэтому земные формы жизни, по-видимому, можно исключить. Довольно искусственными представляются другие возможности, включающие своего рода «биологические холодильники» или структуры на основе кремнийорганических соединений.

Значительно более благоприятными представляются условия в облаках, соответствующие на уровне около 50—55 км земным, за исключением преобладающего содержания С02 и практически отсутствия 02 и N2. Тем не менее в облаках имеются условия для образования фотоаутотроф. Однако в условиях атмосферы существенная трудность связана с удержанием таких организмов вблизи уровня с благоприятными условиями, так чтобы они не увлекались в нижележащую горячую атмосферу. Чтобы обойти эту труд-

ность, Моровиц и. Саган выдвинули предположение о венерианских организмах в форме изопикнических баллонов, заполняемых фотосинтетическим водородом. По их оценкам, диаметр таких баллонов, определяющий размер организмов, составил бы (при толщине оболочки, соответствующей толщине мембран у земных организмов) несколько сантиметров.

Несмотря на внешнюю привлекательность, такие чисто умозрительные представления кажутся нам весьма искусственными. Едва ли они могут рассматриваться как с точки зрения возникновения жизни в облаках, так и с точки зрения своего рода «остатков» биологических форм, некогда существовавших на планете. Это, конечно, не исключает того, что в определенный период своей истории Венера обладала значительно более благоприятными условиями, пригодными для проявления биологической активности.

Спецификой эволюции, особенностями теплообмена, природой облаков, характером поверхности далеко не исчерпываются проблемы Венеры, продолжающей, несмотря на огромные успехи, достигнутые за последние годы в ее изучении, по праву сохранять за собой название планеты загадок.

Венера таит в себе много тайн, раскрытие которых, несомненно, обогатит планетологию новыми фундаментальными открытиями. Мощность газовой оболочки, своеобразный тепловой режим, необычность собственного вращения — эти и другие особенности резко выделяют Венеру из семьи планет солнечной системы. Что породило столь необычные условия? Является ли атмосфера Венеры «первичной», свойственной молодой планете, или такие условия возникли позже, в результате необратимых геохимических процессов, обусловленных близостью Венеры к Солнцу,— эти вопросы заслуживают самого пристального внимания и требуют дальнейших всесторонних исследований.

 

Скачать реферат: У вас нет доступа к скачиванию файлов с нашего сервера. КАК ТУТ СКАЧИВАТЬ

Пароль на архив: privetstudent.com

Категория: Рефераты / Астрономия

Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.