Планета Венера

Верхняя граница облаков у 65—70 км имеет размытый характер и постепенно переходит в надоблачную дымку, поднимающуюся еще на 15—20 км. Дымка имеет непостоянную плотность, которая подвержена сильным изменениям с характерным временем около года или менее. Нижняя граница облаков у 47 км выражена весьма четко; но и ниже уровня 47 км имеется слабая дымка, простирающаяся вниз также километров на 15. Н

иже 30 км атмосфера Венеры практически свободна от аэрозолей.

Как показывают измерения, температура у поверхности на уровне радиуса 6051,6 км составляет 735 К, давление 92 бар. С высотой температура и давление быстро падают. На уровне при­мерно 53 км условия близки к земным «нормальным»: от уровня с Т=293 К, где р~0,5 бар, до Т=340 К, где р =1 бар.

Высокие температуры у поверхности определяются одной из главных особенностей атмосферы планеты: сильным парниковым эффектом. Солнечная радиация проникает глубоко в атмосферу и поглощается поверхностью и атмосферой. Однако для длинноволнового теплового излучения атмосфера малопрозрачна, что и создает высокие температуры у поверхности.

Факт высокой температуры поверхности был установлен еще до начала зондирования атмосферы Венеры космическими аппаратами, по радиофизическим исследованиям планеты (Майер, 1963). Как любое нагретое тело, поверхность излучает значительную мощность в радиодиапазоне. Поэтому измерение яркостной температуры радиоизлучения можно связать с термодинамической температурой поверхности. К первым серьезным исследованиям этого рода относятся работы Майера и др. (1957, 1958).

Особенно большое число радиоастрономических измерений было проведено с 1962 по 1970 г. Далее начались прямые измерения на поверхности и проблема утратила актуальность. Наиболее высокие температуры наблюдаются в диапазоне 3—15 см, до 660 К.

Химический состав атмосферы

Подробные сведения об истории исследований состава атмосферы планеты можно найти в монографии «Венера» (Цан и др., 1983), а также в более ранних работах и изданиях: Л. Янг (1974), Кузьмин и Маров (1974), Мороз (1981) и других. В изучении состава атмосферы большую роль сыграли как космические, так и традиционные наземные, прежде всего — спектрометрические исследования (Конн и др. 1967).

Основная составляющая атмосферы планеты — углекислый газ. Спектрометрически он был отождествлен в атмосфере Венеры еще в 1932 г., в работе Адамса и Данхэма (1932). Однако до полета «Венеры-4» в 1967 г. оценки его содержания значительно колебались. Измерения «Венеры-4» и последующие более точные измерения «Венеры-5 и -6» практически закрыли вопрос об основных составляющих.

Углекислый газ. Атмосфера Венеры почти полностью состоит из углекислого газа, который выделился из коры планеты в процессе ее дегазации. На первый взгляд, на Венере запасы углекислого газа намного больше, чем на Земле. Различие снижается на 2 порядка, если учесть примерно в 60 раз большее количество углекислого га­за, растворенного в океанах Земли. Растворенный газ находится в динамическом равновесии с СО2 в атмосфере и демпфирует изменения его содержания. Постоянная времени обмена для океана близка к 7 годам. Однако подлинным резервуаром углекислого газа являются карбонаты в осадочных породах Земли.

Азот. Причина повышенного содержания азота в атмосфере, как предполагается, так же лежит в высокой температуре поверхности, из-за чего весь азот Венеры перешел в атмосферу.

Средняя и верхняя атмосфера

На Венере тропопауза — переход от тропосферы к стратосфере — совпадает с верхней границей облаков. Тропопауза в земной атмосфере характеризуется переходом к очень малому вертикальному градиенту температуры. Стратосфера Земли отличается быстрым ростом температуры с высотой в интервале 35—55 км, что объясняется присутствием озона, поглощающего коротковолновую часть солнечной радиации. «Озоновый» максимум температур приходится на интервал 40—55 км, что придает земному профилю характерный вид.

В атмосфере Венеры озон практически отсутствует, и выделение области стратосферы достаточно условно. Главная ее особенность — преобладание высокоактивных фотохимических реакций, происходящих под действием коротковолновой части солнечной радиации. В стратосфере образуются основные продукты фотохимии Венеры, в том числе — сернокислотный аэрозоль, образующий облака планеты. Температура и давление в стратосфере Венеры падают с высотой, причем высотная зависимость имеет сложный характер. На уровне 70 км температура и давление близки к 210 К и 34 мбар, а у 110 км — к 170 К и 2х10-3 мбар (в среднем). Падение температуры с высотой показывает, что основное условие стратификации не выполняется, поэтому название «стратосфера» не вполне годится для рассматриваемой части атмосферы. Более подошло бы название «фотохемосфера».

Если температура в области стратосферы слабо зависит от времени суток, то в интервале высот 105—130 км суточные ее изменения очень велики. Называть эту область мезосферой можно только условно, поскольку в земной мезосфере (высоты 50—80 км), температура значительно падает с высотой, в то время как изменения температуры в атмосфе­ре Венеры на соответствующих по характеристикам высотах (110— 130 км) имеют суточную зависимость и с высотой могут, как падать, так и возрастать.

Далее, термосфера Венеры значительно холоднее. Несмотря на то, что плотность потока радиации на Венере вдвое больше, чем на Земле, дневные температуры области, расположенной над мезосферой Венеры, очень невысоки, всего 300—350 К. Еще удивительнее оказались ночные температуры в той же области, составляющие всего 100—130 К причем переходы от дневных температур к ночным происходят очень быстро, практически в сумеречной зоне, за 5—8 земных часов. Название «термосфера», очевидно, не годится для верхней атмосферы Венеры. Было предложено два раздельных наименования: термосфера — для дневной части и криосфера («холодная сфера») — для ночной части атмосферы выше 160 км. Механизм быстрого охлаждения криосферы является предметом ис­следований.

Резкое понижение температуры в криосфере ночью приводит к быстрому падению давления.

Изменение давления должно сопровождаться перетеканием газа (на рассматриваемых высотах — с дневной на ночную сторону) и переходом энергии из потенциальной в кинетическую, так как потоки газа опускаются. Скорость охлаждения ночной стороны (криосферы) зависит от количества газа, перетекающего с дневной стороны. Итак, один из выводов, который можно сделать из рассмотрения особенностей строения атмосферы Венеры, заключается в том, что вблизи уровня 100 км проходит естественный раздел между двумя частями атмосферы: ниже 100 км суточные изменения параметров незначительны, выше — наблюдаются сильно выраженные суточные вариации температуры, плотности, давления. Кроме того, в интервале 140—180 км (основание гетеросферы) наблюдается суточная зависимость состава атмосферы.

Ионосфера. Взаимодействие с солнечным ветром

Подобно Земле, Венера обладает ионосферой— областью высокой плотности заряженных частиц, электронов и ионов. Концентрация заряженных частиц на дневной стороне ионосферы лишь в несколько раз меньше, чем в ионосфере Земли. Происхождение дневной ионосферы связано с поглощением в верхней атмосфере наиболее коротковолновой части ультрафиолетовой солнечной радиации (вакуумного ультрафиолетового излучения). В результате фотоионизации газа фотонами большой энергии возникают потоки фотоэлектронов, скорость которых намного превышает тепловую. Состав ионов зависит от состава нейтральной атмосферы, возбуждаемой излучением, а также реакциями, которые связывают образовавшиеся ионы, и массовыми потоками последних в ионосфере. В целом ионосфера остается нейтральной.

 Скачать реферат