Состав атмосферы венеры в процентах


    Первые сведения о физических характеристиках атмосферы Венеры были получены в 20-х годах с помощью телескопов с инфракрасными радиометрами. Несмотря на довольно примитивный уровень тогдашней инфракрасной техники, удалось правильно оценить температуру верхней границы облаков (примерно 230 К) и сделать верный вывод, что на ночной стороне планеты она примерно такая же, как на дневной. Мы теперь знаем: причина этого — в огромной массе и, следовательно, тепловой инерции атмосферы Венеры.
    Следующим важным шагом было открытие полос поглощения углекислого газа (СO2) в спектре Венеры (У. Адамс и Т. Данем; США, 1932 г.). В то время нельзя было еще определить, является ли СO2 главной составляющей атмосферы.
    Третий шаг — это открытие теплового радиоизлучения планеты, которое показало: ее поверхность и нижние слои атмосферы — очень горячие. Первоначально имелись сомнения в правильности интерпретации измерений, они окончательно были развеяны после полета «Венеры-4» (1967 г.), когда советская автоматическая межпланетная станция впервые послала на Землю сигналы с другой планеты.


этого времени начался новый этап в исследовании Венеры — изучение ее с помощью космических аппаратов. Предшественником «Венеры-4» был американский «Маринер-2», пролетевший в 1962 году на расстоянии 35 000 км от планеты, однако он мало что рассказал нового об ее атмосфере; заря космической эры тогда еще только занималась, автоматические межпланетные станции пока «учились летать».

Состав атмосферы венеры в процентах


    За «Венерой-4» последовали «Венера-5», «Венера-6» (1969 г.), «Венера-7» (1970 г.), «Венера-8» (1972 г.). Исследования, проведенные на этих космических аппаратах, позволили твердо установить следующие основные характеристики атмосферы Венеры:

    1) основные составляющие атмосферы — это углекислый газ и азот;
    2) давление у поверхности — около 90 атм;
    3) температура атмосферы вблизи поверхности — около 735К и с ростом высоты до уровня Н=55 км уменьшается почти по линейному закону.


    Таким образом, выяснилось: несмотря на то, что Земля и Венера очень близки по основным планетарным характеристикам, атмосфера Венеры совсем не похожа на земную.
    Как же случилось, что две почти одинаковые планеты обладают такими разными атмосферами? Почему у Земли есть гидросфера, а Венера — почти безводная? Вопросы эти имеют не только теоретическое, но и практическое значение. Атмосфера планеты тонко реагирует на внешние воздействия, и надо хорошо изучить закономерности этих изменений, чтобы не только узнать прошлое планеты, но и уметь прогнозировать ее будущее.
    Возможности первых автоматических станций «Венера» не удовлетворили требования ученых: не хватало места для размещения сложных приборов, слишком мало передавалось информации. С 1975 года вступили в строй станции второго поколения — начиная с «Венеры-9» и завершая «Вегой-2». Программа имела комплексный характер: исследовались не только атмосфера, но и поверхность планеты, а также зона взаимодействия Венеры с солнечным ветром. Остановимся на результатах изучения атмосферы планеты, проведенного космическими аппаратами «Венера-15, -16», «Вега-1, -2».

    В атмосфере все взаимосвязано. Например, химический состав нижней атмосферы зависит от того, какие газы могут «убегать» из ее верхней атмосферы в результате термической диссипации.
отность и химический состав частиц в облаках зависят от присутствия в атмосфере газовых составляющих, способных конденсироваться. Таких составляющих может быть очень мало — сотые и тысячные доли процента,- но этого оказывается достаточно для образования частиц. Малые составляющие способны повысить температуру атмосферы на сотни градусов, если они сильно поглощают излучение в инфракрасной области спектра. Скорость и направление ветра зависят от разности температур в различных областях планеты, однако эти разности в свою очередь сглаживаются атмосферными движениями. Понять, как устроена и «работает» конкретная атмосферная «машина», можно только на основании комплексных исследований, куда входят:

    определение химического состава атмосферных газов (причем нужна информация и о малых составляющих);
    изучение термической структуры атмосферы (то есть температура на разных высотах);
    изучение теплового баланса атмосферы (количественных характеристик поглощения солнечного излучения и теплового излучения планеты, в которое переходит энергия поглощенной солнечной радиации);
    исследование химического состава и свойств аэрозольной составляющей облаков (распределение частиц по размерам, их концентрации и т. д.).

    Учитывая, что все эти характеристики, вообще говоря,- функции трех пространственных координат и времени, понятно: их детальное изучение невозможно в отдельных, разовых экспериментах, а требует длительных циклов исследований с применением сложного оборудования.


    На этих трех «китах» «держатся» современные методы исследования атмосферы Венеры. Собственно, третий — это еще не «кит», а «китенок»: аэростат в атмосфере Венеры — новшество, которое пришло только с «Вегой-1» и «Вегой-2».
    Посадочный аппарат позволяет проводить прямые измерения на трассе спуска, когда используется непосредственный контакт с веществом атмосферы. Технические характеристики реальных посадочных аппаратов обеспечивали такую возможность начиная с высоты примерно 63-64 км и до поверхности. Зондирование атмосферы с помощью посадочного аппарата дает, конечно, очень подробную информацию, но только в одной точке планеты. На посадочных аппаратах «Веги-1» и «Веги-2» проводились эксперименты по определению газового состава атмосферы, химического состава аэрозольных частиц, их концентрации, вертикального распределения температуры в атмосфере.
    На искусственном спутнике планеты устанавливаются приборы для дистанционного зондирования атмосферы. Имеется два способа такого зондирования: пассивный, основанный на анализе излучения планеты, и активный — радиопросвечивание. Главной задачей искусственных спутников «Венера-15» и «Венера-16», выведенных на орбиту вокруг планеты в октябре 1983 года, было радиолокационное картирование ее поверхности.
на этих спутниках работал также весьма совершенный прибор для дистанционного зондирования — инфракрасный спектрометр, с помощью которого было получено около 1500 спектров излучения планеты в диапазоне от 6 до 40 мкм, спектров, относящихся к разным широтам и долготам. По каждому такому спектру, как по книге, можно «прочитать» вертикальное распределение температуры в атмосфере (на высотах 60-100 км), профиль содержания частиц в верхнем облачном слое, долю водяного пара в атмосфере (на высоте около 60 км). Однако глубже 60 км инфракрасный «глаз» заглянуть в атмосферу не может из-за ее непрозрачности. Эксперимент по инфракрасной спектрометрии на «Венере-15, -16» проводился под руководством В.И. Мороза и Д. Эртеля (ГДР).

Состав атмосферы венеры в процентах


    При радиопросвечивании удается проникнуть в атмосферу глубже — до 35-40 км. Метод состоит в регистрации на Земле фазы и мощности радиосигнала космического аппарата, когда край планеты оказывается вблизи линии «аппарат — Земля» (вход в зону «радиозатмения» или выход из нее).
фракция в атмосфере сдвигает фазу и уменьшает мощность радиосигнала. Интересно, что при прохождении ионосферы тоже возникает рефракционный сдвиг фазы (но в другую сторону).
    Пользуясь этой методикой, две группы специалистов Института радиоэлектроники АН СССР получили множество профилей температуры и давления нижней атмосферы (группа О. И. Яковлева) и электронной концентрации в ионосфере (Н. А. Савич и др.).
    Самая сложная миссия выпала на долю космических аппаратов «Вега-1» и «Вега-2». Научным руководителем исследований был академик Р. 3. Сагдеев, член-корреспондент АН СССР В. Л. Барсуков возглавлял научную программу исследований, проводимых венерианскими посадочными аппаратами.
    15 и 21 декабря 1984 года «Вега-1» и «Вега-2» стартовали с космодрома Байконур и взяли курс на Венеру. За двое суток до подлета к планете от космических станций отделились спускаемые аппараты, которые затем вошли в ее атмосферу (11 и 15 июня 1985 года соответственно), а сами автоматические межпланетные станции после траекторной коррекции направились в область восходящего узла орбиты кометы Галлея.
    Спускаемые аппараты состояли из двух частей: «классический» посадочный аппарат и аэростатный зонд — совершенно новое средство исследования атмосферы Венеры. Аэростатный зонд, плавающий на той или иной высоте, перемещается со скоростью ветра и позволяет получить горизонтальный профиль (разрез) метеорологических характеристик атмосферы — в отличие от посадочного аппарата, дающего вертикальный профиль.

ростатные зонды космических аппаратов «Вега-1» и «Вега-2» отделились от посадочных аппаратов на высоте около 65 км. После торможения с помощью парашютной системы развернулась и наполнилась гелием оболочка. Потом парашют и система наполнения отделились, балласт сбросился и аэростат вышел на заданную высоту дрейфа. Диаметр оболочки аэростата — 3,4 м, общий вес зонда — 21,2 кг (из них 12,5 кг приходится на оболочку со всеми соединениями, 2 кг — на гелий и 6,7 кг — на приборную гондолу). Гондола имела цилиндрическую форму (длина около 1,2 м) и подвешена на 13-метровой стропе.
    Посадка спускаемых аппаратов и ввод аэростатных зондов были произведены вблизи экватора: широты места посадки — 8° С в случае «Веги-1» и 8° Ю в случае «Веги-2». Местное время на Венере вблизи мест посадки было около полуночи. Заметим, что детальные исследования ночной атмосферы Венеры проведены впервые.
    Метеорологический комплекс аэростатного зонда включал датчики давления, температуры, вертикальной скорости ветра, оптической плотности 0облаков (нефелометр) и освещенности.
    Выходная мощность передатчика — всего 4,5 вт, радиосигналы передавались на длине волны около 18 см. Дело в том, что именно на такой длине волны работают многие крупные радиотелескопы, объединенные в систему межконтинентального интерферометра со сверхдлинной базой.
о — длина волны мазерного излучения межзвездных молекул гидроксила (ОН), образующих компактные источники радиоизлучения, связанные с областями активного звездообразования. Межконтинентальные интерферометры измеряют положение и распределение яркости в таких источниках с угловым разрешением до 0,001″ (в тысячи раз точнее, чем наземные оптические телескопы). На расстоянии 1 а.е. это соответствует линейному разрешению около 1 км. Вот такие межконтинентальные интерферометрические системы и были использованы для приема сигналов от аэростатных зондов. Подобные системы позволили с высокой точностью определить траекторию аэростатов в атмосфере Венеры. Данные, полученные по доплеровским смещениям частоты сигнала, которые дали скорость движения аэростатов. Согласно им, аэростат «Вега-1» прошел по трассе длиной 11 500 км, а «Вега-2» — около 11 000 км. Оба они проработали по 46 часов, это время ограничивалось емкостью электрических батарей.

Состав атмосферы венеры в процентах


    Для приема сигналов от аэростатов были организованы две интерферометрические сети — советская и международная (6 и 12 радиотелескопов соответственно). Научным руководителем всего аэростатного комплекса был академик Р. 3. Сагдеев, а отдельные аэростатные эксперименты возглавляли В. М. Линкин, В. В. Кержанович, Ж. Бламон (Франция). Французское космическое агентство координировало работу международной интерферометрической сети. Несмотря на то, что американское правительство официально не сотрудничало с СССР в космических исследованиях, американские ученые проявили большой интерес к проекту «Вега» и к аэростатному эксперименту особенно. Они участвовали в приеме сигналов (в рамках международной сети) и в составе французской научной группы (так сказать, «под французской крышей») в разработке метеорологического комплекса на гондоле.

    Главные компоненты атмосферы Венеры — это СO2 (≈96,5%) и N2 (≈3,5%). В список малых составляющих, которые ранее были уверенно обнаружены в атмосфере Венеры, входят как инертные газы (Не, Nе, Аг, Кг), так и химически активные (Н2O, СО, SO2, НО, HF). Имеются данные о присутствии Н2, О2, H2S COS, Хе, но они менее надежны. Арсенал экспериментальных средств, использовавшихся для исследования химического состава атмосферы Венеры, весьма внушителен — это оптическая спектрометрия (с Земли, со спутника с посадочного аппарата), масс-спектрометры, газовые хроматографы, датчики с применением специфических газовых реакций.
br />    Водяной пар и двуокись серы (SО2) представляют особенно большой интерес с точки зрения химии облачного слоя. Их содержание является функцией высоты. Так, например, содержание водяного пара минимально на высотах 45-50 км (по разным измерениям от 0,02 до 0,2%). Измерения, проведенные с помощью оптического спектрофотометра на «Венере-11, -12» (В. И. Мороз, Б. Е. Мошкин, А. П. Экономов и др.), показали, что около поверхности содержание водяного пара в среднем ≈0,002%, а на высоте 58 км (по спектрам, полученным с фурье-спектрометром на «Венере-15») — около 0,003%. Новые измерения содержания Н2O, выполненные под руководством Ю. А. Суркова на посадочных аппаратах «Вега-1» и «Вега-2», качественно подтвердили существование максимума на высоте 45-50 км, однако обнаружились значительные количественные расхождения с результатами более ранних спектрофотометрических экспериментов. Впрочем, на Венере, как это имеет место и на Земле, могут быть значительные локально-временные вариации содержания Н2O.

Состав атмосферы венеры в процентах


    Оптическая спектроскопия применялась и на посадочных аппаратах «Вега», но уже по-новому. Раньше (на «Венере-11, -12, -13, -14») регистрировался спектр солнечного излучения, «просочившегося» в глубокие слои атмосферы. На этот раз посадка производилась ночью, поэтому использовался искусственный источник — ультрафиолетовая ксеноновая лампа. Ее лучи, проходя через кварцевое окно в стенке аппарата наружу, преодолевали в открытой атмосфере путь примерно 0,8 м и возвращались сферическим зеркалом через то же окно внутрь аппарата, где они фокусировались на щель спектрометра. По мере того, как аппарат снижался, излучение лампы все больше и больше ослаблялось атмосферным поглощением. Так впервые были исследованы поглощающие свойства атмосферы Венеры ниже 60 км в диапазоне от 2200 до 4000 А. Удалось обнаружить широкую полосу поглощения. Наиболее вероятно, что поглощающее вещество — это газообразная сера S8. Если это так, то ее содержание — около 0,001% на высоте примерно 40 км. (Научные руководители эксперимента — автор данной статьи и Ж.-Л. Берто, Франция).

    Вопрос вполне справедлив, но почему-то с ответом долгое время были трудности. Датчики температуры и давления на «Венере-13, -14» (1982 г.) реально мало чем отличались от датчиков «Венеры-8» (1972 г.). Уже давно были известны температура и давление на поверхности планеты, а также примерное изменение этих параметров с высотой. Но точность измерений требовалось повысить.
    На борту космических аппаратов «Вега» были проведены прецизионные измерения температуры и давления. Для этих измерений использовались термометры сопротивления и апароидные датчики давления. Эксперимент проводился под руководством В. М. Линкина (ИКИ АН СССР) в сотрудничестве с французскими учеными (Ж. Бламон и др.)

Состав атмосферы венеры в процентах


    Результаты прямых измерений непосредственно смыкаются с определениями температурных профилей мезосферы, проведенными при помощи инфракрасного спектрометра на «Венере-15». Анализируя совокупность данных, можно сформулировать общие выводы:

    на высотах от 0 до 90 км — систематические суточные вариации температуры очень малы — они не превышают нескольких градусов;
    в тропосфере — ниже 55 км — изменение температуры близко к линейному; однако не везде оно адиабатическое;
    ниже 40-45 км температура атмосферы не зависит от широты;
    на высотах более 40-45 км наблюдается зависимость температуры от широты места, а на высотах 60-100 км качественный характер профилей меняется с широтой: в области широт φ≤60° он монотонный, на высоких широтах обычно имеется инверсия (минимум температуры на высоте примерно 75 км) или изотермия;
    на высотах более 55 км встречаются локально-временные вариации случайного характера с амплитудой до 10-15°.

    Отсутствие систематических суточных вариаций объясняется огромной тепловой инерцией нижней атмосферы. Стабильность разреженных мезосферных слоев связана с тем, что энергия, которую они получают от нижней атмосферы за счет ее теплового излучения, существенно больше, чем прямой солнечный нагрев. А так как эти нижние слои не испытывают суточных температурных изменений, то температура и мезосферных слоев стабильна.

Состав атмосферы венеры в процентах

    Давно уже астрономы пришли к убеждению: они не могут увидеть поверхность Венеры в телескоп из-за того, что планета окутана облачным покровом. Строго говоря, и без облаков мы бы ничего не увидели: слишком велика газовая толща атмосферы, и одного только рэлеевского молекулярного рассеяния достаточно, чтобы сделать детали на поверхности планеты почти неразличимыми.
    Но так или иначе облака на Венере существуют, они образуют сплошной облачный покров без разрывов. Лучше всего об этом «рассказывает» инфракрасное излучение. Типичные яркостные температуры планеты в ИК-диапазоне — это 220-240 К (длина волны около 10 мкм) и 250-270 К (в максимуме длины волны около 28 мкм). Без плотной аэрозольной среды такие низкие яркостные температуры объяснить невозможно. Если собрать воедино все данные, то структура аэрозольной среды в атмосфере планеты представляется таким образом:

    основной облачный слой имеет толщину около 20 км (с границами на высотах 65-70 и 45-50 км), в 1 см3 его содержится около 100 частиц диаметром порядка 1 мкм;
    над основным слоем, вплоть до высоты примерно 90 км, находится очень разреженная (1-10 частиц в 1 см3) надоблачная дымка;
    подоблачная дымка, тоже разреженная (примерно 1 см-3), располагается ниже основного слоя — вплоть до высоты примерно 30 км.

Состав атмосферы венеры в процентах

Состав атмосферы венеры в процентах


    Даже в основном облачном слое оптическая видимость велика — несколько километров (по земным понятиям это скорее туман, но, как говорится, все относительно). Положение нижней границы облачного слоя и оценка коэффициента рассеяния в глубине его были впервые найдены в нефелометрическом эксперименте на посадочных аппаратах «Венера-9, -10» в 1975 году М. Я. Маровым и его сотрудниками. Детальная информация о распределении частиц по размерам может быть получена только применяя аэрозольные спектрометры-оптические приборы, регистрирующие пролет индивидуальных частиц через малое поле зрения. Такой эксперимент был проведен до «Веги» всего один раз — на американском зонде «Пионер» (1978 г.). На посадочных аппаратах «Вега-1» и «Вега-2» работали по 2 разных аэрозольных спектрометра. Результаты показали: в местах посадки аппаратов подоблачная дымка значительно плотнее, а относительное количество крупных частиц в основном слое много меньше, чем там, где опустился КА «Пионер».
    Что можно сказать о химическом составе частиц? В инфракрасных спектрах хорошо видны полосы серной кислоты в жидкой фазе. Это свидетельствует о том, что верхняя часть облаков (до высоты, по крайней мере, порядка 60 км) содержит много частиц, состоящих из серной кислоты, или, может быть, только такие частицы. Почти никаких данных о больших глубинах не было. В 1978 году на «Венере-12» Ю. А. Сурков и его сотрудники впервые провели на посадочном аппарате эксперимент по сбору частиц и их анализу, используя рентгеновский флуоресцентный спектрометр. Сущность метода такова: исследуемое вещество облучается жестким излучением, которое возбуждает глубокие электронные оболочки и заставляет их испускать рентгеновские кванты. Это так называемое характеристическое излучение, по спектру его можно идентифицировать элементный состав «мишени». В результате эксперимента стало ясно, что частицы облаков Венеры содержат серу и хлор. С серой все вполне объяснимо (раз есть серная кислота), но какому соединению приписать хлор — не ясно.
    Целая серия экспериментов по определению химического состава частиц была проведена на посадочных аппаратах «Вега-1 и -2». Б. М. Андрейчиков, Л. М. Мухин и их сотрудники существенно модифицировали метод, использующий рентгеновский флуоресцентный спектрометр, и смогли получить хорошее высотное разрешение. Результат оказался поразительным: есть сера, есть хлор, но они, похоже, образуют достаточно узкие слои, не совпадающие по высоте! Кроме серы и хлора найден, по-видимому, и фосфор. Два других эксперимента были нацелены на прямое обнаружение серной кислоты в аэрозоле. Частицы собирались специальными фильтрами и подвергались химической обработке, при которой H2SO4 разлагается на SO2 и Н20. В одном из экспериментов продукты разложения измерялись масс-спектрометром (Ю. А. Сурков и его французские коллеги — Г. Израэль и Р. Тома), в другом — газовым хроматографом (группа под руководством Л. М. Мухина). Оба эксперимента показали: на высотах 47-63 км присутствует H2SO4 в количестве около 1 мг/м3.
    Совокупность данных позволяет думать, что ниже 60 км имеются аэрозольные частицы, состоящие не только из серной кислоты, но и из какого-то другого вещества, и, может быть, по массе их много больше, чем сернокислотных. Один из кандидатов — элементная сера.

    Облака Венеры очень хорошо отражают солнечное излучение. Глобальная характеристика, определяющая среднюю отражательную способность планеты,- ее сферическое альбедо А. У Венеры А=0,76, то есть примерно вдвое больше, чем у Земли. Доля солнечного излучения 1 — А поглощается планетой, нагревает ее. Поток уходящего в космос теплового (инфракрасного) излучения должен быть точно сбалансирован поступающей энергией. В случае Венеры поток этого излучения такой же, как от абсолютно черного тела с температурой 230 К (температура эквивалентного абсолютно черного тела называется эффективной температурой планеты).
    Однако как совместить малую величину эффективной температуры (230 К) с большой температурой поверхности (примерно 735 К)? Кажущееся противоречие объясняется парниковым эффектом. Как известно, он состоит в том, что даже небольшое количество солнечного излучения, проникающего до поверхности, может нагреть ее до высокой температуры. Проницаемость атмосферы для солнечного (или коротковолнового) излучения — это только одно из необходимых условий. Есть и второе — атмосфера должна сильно поглощать свое собственное тепловое излучение (то есть длинноволновое). Определение химического состава атмосферных газов, измерение потоков солнечного излучения, характеристик облаков показали, что оба условия выполняются не только качественно, но (по крайней мере в первом приближении) и количественно: парниковый эффект-именно тот физический механизм, который ответствен за высокие температуры в нижних слоях атмосферы и на поверхности планеты.

    Докторская диссертация члена-корреспон-дента АН СССР Г. С. Голицына — известного специалиста по атмосферной динамике — начиналась фразой: «На планетах дуют ветры». Что правда, то правда, а в отношении Венеры это правда «в квадрате». Вся планета охвачена мощной зональной (то есть направленной вдоль широты) циркуляцией. На высотах 60-70 км скорость ветра достигает 100 м/с. Движение облаков вблизи верхней границы создает впечатление, что планета быстро вращается, делая 1 оборот за 4 суток, хотя (как показали радиолокационные измерения) твердое тело планеты имеет период вращения около 243 сут. По измерениям, проведенным на посадочных аппаратах (В. В. Кержанович и другие) скорость ветра по мере приближения к поверхности планеты уменьшается и ниже 10 км она становится всего порядка 1 м/с. Длительные аэростатные измерения скорости ветра (в экваториальных широтах они проводились на высоте порядка 54 км) показали, что в среднем скорость ветра составляет около 70 м/с.

Состав атмосферы венеры в процентах


    Такая мощная зональная циркуляция на медленно вращающейся планете — явление трудно объяснимое. Было предложено несколько возможных гипотез. Одна из них состоит в том, что энергия конвективных движений в облачном слое переходит в энергию направленных движений. Кардинальную проверку этой гипотезы можно было бы провести, если бы удалось полностью исключить облачный слой: атмосфера стала бы прозрачной в ИК-диапазоне. Тогда конвективные движения прекратятся и если гипотеза верна, суперротация должна исчезнуть. Но, к сожалению, возможен только мысленный эксперимент такого рода. А единственный реальный способ найти ответ — это накопление информации об особенностях движений атмосферы на Венере. И главную роль здесь могут сыграть аэростаты, но чтобы прямо проследить за «линиями тока» в циркуляционном движении атмосферы планеты, двух аэростатов мало. Однако проведенные на них измерения уже дали существенные научные результаты. Они показали, что на высотах 53-54 км имеется значительно более (интенсивная конвекция, чем это ранее предполагалось. Скорее всего, энергия, необходимая для суперротации, действительно «перекачивается» из энергии конвективных движений.

    Темнее не бывает. Ответ верен, если иметь в виду видимый диапазон длин волн. Однако надо сделать уточнение. Ведь поверхность планеты нагрета до высокой температуры и начиная с длин волн около 1 мкм интенсивность этого излучения становится достаточно заметной. Как раз на такой длине волны спектр пропускания атмосферных газов имеет окно прозрачности, и довольно значительный поток излучения, идущий от поверхности, пробивается вверх — вплоть до высот 40-60 км. Впервые на таких высотах он был измерен на посадочных аппаратах и аэростатных зондах «Вега-1, -2», хотя ранее вблизи самой поверхности ее тепловое излучение было зафиксировано зондами «Пионер».
    Итак, почему же они такие разные — Венера и Земля?
    Похоже, что мы близки уже к ответу. Наиболее важное различие, по-видимому, состоит в совершенно разном количестве воды на поверхности, хотя не менее важно огромное различие и в количестве атмосферного углекислого газа. Обе особенности тесно связаны, так как жидкая вода прекрасно растворяет СO2 и переводит его в связанное состояние: растворенный в воде углекислый газ реагирует с силикатами и они превращаются в карбонаты. Количество углекислоты, связанной этим процессом на Земле, примерно такое же, как в атмосфере Венеры. Итак, вероятно, дефицит воды на Венере — это факт, имеющий первичное значение и определивший особую судьбу планеты — быть очень горячей. Высказывались в разное время четыре гипотезы для объяснения дефицита воды:

    1) Венера образовалась с малым количеством Н2O из-за того, что в протопланетном облаке не было ледяных частиц на соответствующем расстоянии от Солнца (0,7 а.е);
    2) вода на Венере связана в горных породах;
    3) «убегание» водорода из верхней атмосферы Венеры (термическая диссипация) привело к исчерпанию первоначально больших запасов воды;
    4) на начальной стадии формирования Венера имела такую же гидросферу, как Земля, но потеряла ее в результате космической катастрофы — столкновения с крупным телом, размером с Луну или даже с Марс.

    Первая гипотеза маловероятна, поскольку вода в частицах, из которых аккумулировались планеты, содержалась скорее не в виде льда, а в форме кристаллизационной воды (связанной в минералах). Вторая гипотеза «не проходит» количественно, хотя и существуют породы, удерживающие Н2О при высоких температурах. Третья кажется более правдоподобной, так как измеренное (пусть и не очень уверенно) отношение изотопов водорода D/H на Венере примерно в 100 раз больше земного. Это свидетельствует о том, что Венера действительно потеряла значительное количество водорода (а значит, и Н2O). Однако количественные расчеты, основанные на данной гипотезе, показывают: начальная масса гидросферы Венеры все равно должна быть много меньше земной (В. А. Краснопольский). Четвертая гипотеза — «катастрофическая» — родилась совсем недавно, в результате одной из работ по математическому моделированию столкновений в протопланетном облаке. Эта работа (Дж. Везерилл, США, 1985 г.) показала, что вероятность столкновений крупных протопланетных тел — уже близких к «завершению строительства» — довольно велика и не может быть сброшена со счетов. Возможно, здесь и ответ, но будем осторожны. Венера изучалась очень интенсивно, однако «белых пятен» еще много и рано говорить, что атмосфера этой планеты нам полностью понятна.

Источник: galspace.spb.ru

Состав и особенности атмосферы Венеры
Автор: Administrator   
17.06.2012 09:57

Атмосфера Венеры состоит главным образом из двуокиси углерода. Также она содержит 3,5 % азота, а кроме того в ней присутствуют следы двуокиси серы (150 частей на миллион), аргона (70 частей на миллион) и воды (20 частей на миллион).

Из-за большой общей массы атмосферы этой планеты абсолютное количество азота в ней приблизительно в 5 раз выше его содержания в атмосфере Земли. При этом масса атмосферы Венеры приблизительно в 90 раз превышает массу земной атмосферы и на уровне средней высоты рельефа оказывает на поверхность этой планеты давление 92 бара. Это соответствует давлению воды на глубине 910 метров. Плотность атмосферы у поверхности в среднем в 50 раз превышает плотность атмосферы нашей планеты.

Около 90 % основной массы атмосферы Венеры сосредоточено на высоте до 28 километров над её поверхностью. Масса этого океана газов соответствует приблизительно одной трети массы мирового океана Земли. Вероятно, электромагнитные импульсы, регистрируемые различными зондами и свидетельствующие о очень частых разрядах молний, возникают именно в этом густом слое дымки, расположенном намного ниже слоя облаков. Ночью под слоем облаков должны были бы обнаруживаться вспышки молний, возникающих во время венерианских гроз, но на неосвещенной стороне планеты не удавалось наблюдать никаких соответствующих свечений.

Над уровнем облаков наружные слои дымки достигают высоты около 90 километров. Приблизительно на 10 километров выше оканчивается тропосфера Венеры. В мезосфере толщиной 40 километров, которая расположена над тропосферой, температура достигает самых низких значений около −100 °C. В следующем слое, термосфере, температура снова поднимается вследствие поглощения солнечного излучения. Отрицательные температуры присутствуют в целом лишь у основания термосферы и ниже до верхних слоев облаков. Наружный слой атмосферы Венеры, экзосфера, протирается на высоте около 220-250 километров.

Снаружи атмосфера этой планеты полностью непрозрачна. Но это объясняется не столько массой или очень высокой плотностью газовой оболочки, сколько главным образом постоянно закрытым слоем облаков. Нижняя сторона слоя облаков расположена на высоте около 50 километров, а его толщина составляет около 20 километров. Основной составной частью слоя облаков являются капельки серной кислоты, содержание которых достигает приблизительно 75 массовых процентов. Кроме того, здесь также присутствуют хлор- и фосфорсодержащие аэрозоли. В нижнем из трех слое облаков, возможно, также имеются примеси элементарной серы.

Более крупные капельки серной кислоты выпадают в виде дождя, немного не долетая при этом до нижней кромки слоя облаков, где они испаряются под действием высоких температур и затем распадаются на двуокись серы, водяной пар и кислород. После того, как эти газы поднимаются до самых верхних слоев облаков, они вступают в реакцию и там снова конденсируются в виде серной кислоты. Сера в облаках первоначально появилась в форме двуокиси серы во время извержения вулканов.

Сферическое альбедо кремово-желтой и чаще всего бесструктурной поверхности облаков составляет около 0,75; то есть оно отражает 75 % солнечного света, практически параллельно падающего на него. Земля же, напротив, отражает в среднем лишь 30,6 % солнечного света. Излучение, не отраженное Венерой, приблизительно на две трети поглощается слоем облаков. Поглощенная энергия разгоняет верхние экваториальные слои облаков до скорости около 100 м/с, или 360 км/ч, с которой они всегда движутся в направлении вращения планеты, совершая полный оборот вокруг неё всего за 4 дня. Таким образом, верхние слои атмосферы вращаются приблизительно в 60 раз быстрее самой Венеры. Это явление называется «суперротацией».

Причина процессов именно такого характера пока не нашла удовлетворительного объяснения, по крайней мере в случае с Венерой. Явления, происходящие в её атмосфере, в настоящее время детально исследуются с помощью космического зонда «Венера-экспресс».  Отдельными примерами столь быстрой циркуляции атмосферы других планет Солнечной системы являются струйные течения в верхних слоях атмосферы Земли и вращение верхней границы облаков спутника Сатурна Титана, азотная атмосфера которого оказывает на его поверхность давление, в 1,5 раза превышающее давление земной атмосферы. Таким образом, суперротация верхних слоев атмосферы существует только у 3 твердых космических тел Солнечной системы, обладающих плотной атмосферой.

В октябре 2011 года Европейская организация по изучению и освоению космического пространства (ESA) сообщила, что космический зонд «Венера-экспресс» обнаружил на высоте около 100 километров над поверхностью Венеры относительно тонкий озоновый слой.

Обновлено 10.05.2019 14:24

 

Источник: www.sistemasolnca.ru

Планета Венера атмосфера

Она состоит из 96% углекислого газа. Кислород не был обнаружен даже в следовых качествах. На поверхности давление в 93 раза больше, чем на Земле. Поверхность, достаточно горяча, чтобы расплавить свинец.

Поверхность планеты покрыта вулканами, ударными кратерами, и старыми лавовыми потоками. Есть около 1000 вулканических кратеров и остатков кратеров, которые имеют более 20 км в диаметре.

Поверхность планеты не подвергается ударам даже небольших метеоритов. Атмосфера планеты сжигает все средние и крупные космические камни. Разве что астероид размером более 50 км, может долететь до поверхности, и то, он бы потерял почти половину своей массы в атмосфере. Вся планета покрыта вулканическими потоками, образовавшимися между 300 и 500 миллионами лет назад.

Источник: SpaceGid.com

Состав атмосферы

Несмотря на то что Венера и по массе, и по габаритам несколько меньше нашей планеты, масса ее атмосферы в 93 раза больше массы земного воздуха.

Атмосфера Венеры состоит:

  1. Преобладающим веществом, составляющим почти 96,5% атмосферы этой планеты, является углекислый газ.
  2. Остальные 3,5% занимает азот.
  3. В крайне маленьких долях прочие вещества:
  • диоксид серы — 0,018%;
  • аргон — 0,007%;
  • водяной пар — 0,003%;
  • угарный газ — 0,0017%;
  • гелий — 0,0012%;
  • неон — 0,0007%.
  • фтороводород;
  • хлороводород.

Структура атмосферы Венеры

Атмосфера Венеры обладает высокой плотностью. Такая особенность газового слоя, по мнению исследователей, объясняет тот факт, что Венера не подвергается ударам астероидов и метеоритов. Эти космические тела просто сгорают, не долетая до поверхности планеты.

Вся атмосфера разделена на слои, имеющие различную плотность.

Особенностью являются облака, состоящие из серной кислоты, которые образуют плотную оболочку, отражающую до 75% солнечных лучей.

В толще этих облаков происходят химические реакции, образуются кислотные дожди, испаряющиеся, не доходя до поверхности, периодически возникают молнии, которые фиксируются приборами земных обсерваторий и космических зондов.

Слои атмосферы на планете

Верхняя граница газовой оболочки планеты достигает высоты 350 км.

От твердой поверхности до верхней границы атмосферные слои располагаются в следующем порядке:

  • тропосфера — до 65 км;
  • мезосфера — от 65 до 120 км;
  • термосфера — от 120 до 250 км;
  • ионосфера — оболочка из электрически заряженных частиц, расположенная над основной частью атмосферы, высота 150-300 км (у Венеры толщина ее зависит от интенсивности рентгеновского и ультрафиолетового излучения солнца).

Зона океана

Так принято называть самый нижний участок тропосферы, имеющий высоту 5 км. В этом слое тропосферы двуокись углерода вследствие высокого атмосферного давления находится в промежуточном агрегатном состоянии (между газообразным и жидким).

Ученые называют такую субстанцию «сверхкритическим» флюидом. Движение воздуха у поверхности из-за большой вязкости характеризуется низкими скоростями — всего 1-3 м/сек.

Тропосфера Венеры

Это самая плотная часть атмосферы. Начинается этот слой у поверхности и распространяется до высоты 65 км. У поверхности давление достигает 93,3 бар, а температура 467°C.

В зоне 5-30 км от поверхности сконцентрировано более 90% массы всей атмосферы Венеры. Эта часть тропосферы выглядит как гомогенный сернокислотный туман.

Чем больше удаление от поверхности планеты, тем ниже значения температуры и давления.

В верхних отделах тропосферы эти параметры близки к средним значениям на Земле. Скорость ветра на этой высоте достигает 100 м/сек.

Тропопауза

Этим термином называют пограничную область, пролегающую между тропосферой и мезосферой. Она начинается несколько выше 50 км от поверхности.

Здесь проходит нижняя граница зоны, где условия относительно схожи с земными: температура около 20°C и давление около 1 бар.

Мезосфера

Начинается этот слой над облаками на высоте 65 км. Состоит мезосфера из находящихся в разреженном состоянии углекислого газа и водорода.

Термосфера

Зона термосферы занимает пространство от высоты 120 км над поверхностью планеты и до верхней границы атмосферы — 220-350 км. От мезосферы этот слой отделен мезопаузой, занимающей уровень 95-120 км.

На ночной стороне термосфера — это наиболее холодная область на Венере; здесь температурный показатель опускается до -173°C.

Ветер и атмосферная циркуляция

Скорость ветра на Венере возможно измерить лишь в тропопаузе (60-70 км от поверхности планеты). Эта граница совпадает с верхним слоем облаков.

Линейная скорость ветра на этой высоте — от 100 до 110 м/сек. Замер был сделан несколько ниже широты 50°. С увеличением широты скорость ветра снижается вплоть до полного исчезновения на полюсах.

В связи с особенностью скорости ветра возникло интересное явление, названное “супервращением атмосферы”. Оно заключается в том, что ветра, дующие у верхней границы облаков, облетают вокруг планеты быстрее, чем она сама оборачивается вокруг своей оси.

Супервращение атмосферы на Венере дифференцировано: в зоне экватора тропосфера вращается медленнее, чем такой же слой в средних широтах.

Магнитное поле Венеры

В отличие от большинства планет Солнечной системы, магнитного поля Венера не имеет.

Магнитосфера планеты индуцируется частицами солнечного ветра, прилетающего из космоса.

Парниковый эффект

Наличие выраженного парникового эффекта обусловлено высоким содержанием углекислого газа, наличием водяных паров и сернистого газа.

Слой облаков, состоящих из этой смеси, и делает Венеру наиболее горячей из всех планет Солнечной системы. Высокая плотность тропосферы обеспечивает постоянную температуру в любое время суток. Температура на дневной и ночной сторонах отличается незначительно.

Исследования атмосферы Венеры

За планетой наблюдают длительное время:

  1. Первые наблюдения.
    В XVIII в. Михаил Ломоносов, наблюдая за движением Венеры на фоне солнечного диска, заметил и смог правильно истолковать оптический эффект в виде светлого ореола. По его мнению, это была рефракция солнечных лучей в атмосфере Венеры.
  2. Начало исследований.
    С середины XX в. началось исследование Венеры. Мощные спектроскопы позволили определить Руперту Вильдту, что химический состав атмосферы резко отличается от земного, и что количество углекислого газа в ней свидетельствует о высокой температуре.
  3. Радары и телескопы на Земле.
    Исследования проводились с помощью наземных радаров и телескопов в разных диапазонах волн. Это позволило заглянуть под облака и сфотографировать элементы рельефа планеты.
  4. Выход в космос.
    С помощью космических зондов серий «Венера» и «Маринер» удалось изучить все слои атмосферы. Некоторые устройства достигли поверхности Венеры и передавали данные на Землю.

Источник: o-kosmose.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.