Планета Венера [Леонид Васильевич Ксанфомалити] (pdf) читать онлайн

' ‘' ' :яЛ

Л. В. Ксанфомалити

Планета

МОСКВА «НАУКА»
ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ
ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКОП ЛИТЕРАТУРЫ
19 8 5

ББК 22.654.1
К86
УДК 523.42

Ксанфомалити Л. В. Планета Венера.— М.: Маука. Главная редак­
ция физико-математической литературы, 1985,—376 с.

Благодаря исследованиям с космических аппаратов, прежде всего советской
серин «Венера», а также исследованиям ученых США представления о Венере
в последние два десятилетия изменились радикально. В книге сделана попытка
обобщить полученные к середине 80-х годов сведения об этой планете. Изла­
гаются сведения о поверхности Венеры, ее атмосфере и внутреннем строении.
Значительное внимание уделено новым экспериментам. В ряде случаев рассказывается о продолжающихся исследованиях, не нашедших еще завершения,
а также о нерешенных проблемах.
Для астрономов, представителен смежных физических специальностей,
инженеров, занимающихся космическими исследованиями, а также для студен­
тов и аспирантов тех же профилей. Книга окажется полезной и подготовлен­
ным любителям астрономии.
Табл. 31. Ил. 100. Библиогр. 670 назв.
Рецензент
доктор физико-математических наук М. >7. Маров

Леонид Васильевич Ксанфомалити

ПЛАНЕТА ВЕНЕРА
Редакторы В. А. Бронштэн, Г. С. Куликов Художественный редактор Т. Н. Кольченко
Технический редактор С. Я- Шкляр
Корректора. П. Сорокина
ИБ № 11610
Сдано в набор 28.03.85. Подписано к печати 28.11.85. Т-22351. Формат б0х90‘/1в.
Бумага кннжио-журналоная импортная. Гарнитура литературная. Печать высокая. Усл.
печ. л. 21. Усл. кр.- отт. 26. Уч.-изд. л. 27.83. Тираж 6750 экз. Заказ № 1030.
Цена 3 р. -|0 к.

Ордена Трудового Красного Знамени издательство «Наука >
Главная редакция физико-математической литературы
117071, Москва, В-71, Ленинский проспект, 15

Ордена Октябрьской Революции и ордена Трудового Красного Знамени МПО «Первая
Образцовая типография» имени А. А. Жданова Союзполиграфпрома при Государственном
комитете СССР по делам издательств, полиграфии и книжной торговли.
1 13054, Москва, .Валовая, 28
Отпечатано во 2-ой типографии из-ва «Наука»
121099 Москва Г-99, Шубинскнй пер., 6. Зак. 186-1

К

1705050000-170
053 (02)-85
148’85

© Издательство «Наука».
Главная редакция
физико-математической
литературы, 1985

ОГЛАВЛЕНИЕ

Предисловие.................................................... .... . , ..................................................... 5
Введение ..........................................................................................................................
7
Период вращения................................................................................................
9
Орбитально-вращательныерезонансы
и соизмеримости......................
10
Масса, плотность, ускорение свободного падения ..................................
11
Магнитное поле...................................................................................................
12
Глава I. Поверхность Венеры
—г............................. . . .
1.01. Физические свойства поверхности и их связь с радиоизображе­
ниями. Система координат и наименований .................................
1.02. Топографическое описание поверхности планеты.....................
1.03. Земля Иштар и прилегающие районы.........................................
1.04. Область Бета и Земля Афродиты.................................................
1.05. Прямые телевизионные снимки поверхности планеты ....
1.06. Физические свойства и химический состав грунта.....................
1.07. Выветривание горных пород..............................................................
1.08. Тектоника и вулканизм.......................................................................

14

14
17
22
31
36
44
47
50

Глава II. Атмосфера Венеры..........................................................................
55
2.01. Общие представления об атмосфере Венеры. Тепловое радиоиз­
лучение .............................................................................................
55
2.02. Химический состав
атмосферы....................................................
60
2.03. Непосредственное (прямое) и дистанционное зондирование струк­
туры атмосферы.......................................................................................
74
2.04. Адиабатический высотный градиенттемпературы........................
78
2.05. Строение атмосферыВенеры. Тропосфера.........................................
79
2.06. Средняя и верхняя атмосфера..........................................................
84
2.07. Ионосфера. Взаимодействиес солнечным ветром...........................
86
2.08. Модели атмосферы...................................................................................
95
2.09. Динамика атмосферы............................................................................
ЮЗ
2.10. Ультрафиолетовые снимки планеты. Видимые движения внеш­
него облачного слоя....................................................................
112
2.11. Наземные и бортовые дистанционные фотометрические измере­
ния: анализ данных....................................................................
119
2.12. Фотометрические измерения в атмосфере ина поверхности
126
2.13. Интерпретация фотометрических измерений. Содержание водя­
ного пара и других летучих...................................................
138
2.14. Поглощение солнечной радиации. Парниковый эффект ....
141

Глава III. Облака Венеры..............................................................................
3.01. Коэффициент преломления аэрозольных частиц указывает на
серную кислоту.............................................................................
150
3.02. Структура облачного слоя по нефелометрическим измерениям
3.03. Распределение аэрозольных частиц по размерам.....................
3.04. Серосодержащие соединения в облаках и атмосфере.................
3.05. Двухмодовое распределение: следствие неравновесных процес­
сов? Предположения о природе моды 3..........................................
3.06. Природа ультрафиолетовых контрастных образований ....

150
157
163
171

181
187
3

Глава IV. Тепловое излучение Венеры.....................................................
4.01. Равновесная, эффективная и яркостная температуры ....
4.02. Соотношение потоков в визуальном и тепловом спектральных
диапазонах. Тепловое излучение атмосферы и поверхности . . .
4.03. Ранние радиометрические наблюдения Венеры. Потемнение к
краю..............................................................................................
199
4.04. Тепловые карты планеты....................................................................
4.05. Анализ усредненных характеристик потемнения к краю по назем­
ным наблюдениям............................................................
208
4.06. Радиометрия с пролетных космических аппаратов «Маринер-2
и -10»...................................................................................
211
4.07. Радиометрия со спутников Венеры...................................
215
4.08. Экспериментальные данные «Венеры-9 и -10»...................
218
4.09. Интерпретация экспериментальных данных «Венеры-9
и -10»
4.10. О возможной природе вечернего минимума излучения
....
4.11. Радиометрический эксперимент на аппарате «Пионер — Венера»
4.12. Солнечно-связанный и шпротный компоненты излучения. Поток
уходящей радиации.............................................................................

193
193
195
203

229
233
237
245

Глава V. Спектры Венеры в диапазоне 2004-2300 см-1. Альбедо и ра­
диационный баланс...............................................
250
5.01. Расчетные спектры..............................................................................
250
5.02. Поправки за счет эффективной дисперсии функции распределе­
ния и учет погрешностейрасчетногометода.........................
255
5.03. Наземная спектроскопия в диапазоне 450->2300см~1 ....
258
5.04. Фурье-спектрометрия на борту «Венеры-15 и -16»: спектры вы­
сокого разрешения......................................................................
261
5.05. Болометрическое альбедо ирадиационный баланс.......................
266
5.06. Поглощаемая и излучаемая радиация: сводка данных о глобаль­
ном распределении.....................................................................
275
Глава VI. Электрическая активность атмосферы.................................
6.01. Поиск молний в атмосфере планеты.............................................
6.02. Низкочастотные электромагнитные измерения, выполненные
на аппаратах «Венера-11—14»..........................................................
6.03. Некоторые свойства источников импульсных полей....................
6.04. Возможное поглощение в ионосфере.............................................
6.05. Выводы из анализа радиорефракции: источник в нижних слоях
атмосферы.........................
296
6.06. Измерения на спутниках Венеры. Эксперимент ОЕГЭ ....
6.07. Статистическая привязка разрядов к топографии планеты . . .
6.08. Поиск световых вспышек со спутников: оптические измерения
противоречат электромагнитным...........................................
305
6.09. Где происходят разряды?..................................................................

279
279
282
288
294
299
303

308

VII. Модели внутреннего строения Венеры.................................
Введение. Данные наблюдений.........................................................
Модели Венеры: землеподобные модели.........................................
Физическая модель Венеры.............................................................
Конвекция............................................................................... . . .

313
313
317
321
336

Заключение.................................................................................................................
Список литературы.......................................................................... •.....................

342
344
373

Глава
7.01.
7.02.
7.03.
7.04.

Предметный указатель............................................................................................

ПРЕДИСЛОВИЕ

В октябре 1967 г. советский космический аппарат «Венера-4»
положил начало прямым исследованиям планеты Венера. Даль­
нейшее их развитие происходило быстро. К 1974 г., когда вышла из
печати монография Л. Д. Кузьмина и М. Я. Марова «Физика пла­
неты Венера» (Маука, 1974), уже 5 советских аппаратов опустились
в атмосфере планеты, причем «Венера-7» и «Венера-8» провели свой
научный репортаж непосредственно с ее поверхности. В монографию
Кузьмина и Марова вошли результаты, полученные на «Венере-4—
8», на «Маринере-2 и -5», и данные наземных наблюдений.
Дальнейший прогресс в изучении Венеры идет нарастающими
темпами. В предлагаемом издании сделана попытка обобщить основ­
ные имевшиеся па середину 1980-х годов сведения о планете Ве­
нера. Во многих отраслях космической науки они быстро устаре­
вают; тем не менее уже вырисовался определенный комплекс све­
дений, который и положей в основу предлагаемой монографии.
В книге полностью отсутствует исторический обзор, что легко
компенсировать ознакомлением с книгой В. В. Шаронова «Пла­
нета Венера» (М.: Паука, 1965). Приводимые результаты исследо­
ваний относятся к последним научным данным, но читатель сможет
заметить, что вопросы термохимического взаимодействия поверх­
ности и атмосферы изложены недостаточно полно. Это также не­
трудно восполнить книгой В. П. Волкова «Химия атмосферы и
поверхности Венеры» (М.: Наука, 1983).
Несколько слов о строении книги. Во введении приводятся и
комментируются основные физические и орбитальные данные
Венеры. Далее излагаются сведения о ее поверхности (глава I) и
атмосфере (глава II). Последующие главы посвящены более подроб­
ному рассмотрению результатов исследований облачного слоя
(глава 111), инфракрасного теплового излучения планеты, его
спектров и глобального радиационного баланса (главы IV и V) и
проявлений электрической активности атмосферы (глава VI).
Завершает монографию глава VII, посвященная внутреннему
строению Венеры. Эта глава написана В. Н. Жарковым, который
обладает профессионально выработанным взглядом на проблемы
тектоники Венеры и не всегда разделяет взгляды своих коллег.
Читатель сможет это заметить, сравнивая главу VII и раздел 1.08,
так как автор относится к сторонникам, а В. Н. Жарков — к про­
тивникам гипотезы о современном вулканизме на Венере. Интересна
5

также его оценка потока эндогенного тепла на Венере. Эти проблемы
настолько увлекательны и так далеки еще от решения, что поле­
мичность выводов вполне оправдана. В заключении приводятся
некоторые проблемы современных исследований Венеры.
Вероятно, такое расположение материала может вызвать заме­
чания. Например, логичнее было поместить материал, изложенный
в главе VII, после главы I. Но глава VII — единственный боль­
шой теоретический раздел в книге, посвященной почти исключи­
тельно экспериментальным данным.
Автору не удалось избежать некоторых повторов. Это связано
со стремлением излагать материал «от простого к сложному», что
■облегчает его понимание. Так построены главы II—III и IV—V.
Исследования Венеры продолжаются. В июне 1985 г., когда
эта книга готовилась к печати, два новых советских космических
аппарата, «ВЕГА-1» и ВЕГА-2», провели очередные исследова­
ния планеты. Наряду с развитием прежних экспериментов были
запущены два аэростата, движение которых в облачном слое на­
блюдалось с помощью наземной радиоинтерферометрии. Получе­
ны, в частности, сведения о высокой турбулентности атмосферы.
На разных стадиях работы автор находил поддержку и помощь
у многих своих советских и зарубежных коллег, предоставивших
для ознакомления работы, находившиеся еще в печати, а также
■фотоматериалы.
Агентство 1\’А8А любезно разрешило перепечатку некоторых
■материалов «Пионер — Венеры».
Автор выражает искреннюю признательность А. Т. Базилев­
скому, В. Л. Барсукову, О. Л. Вайсбергу, В. В. Громову, А. Л. Кемурджиану, В. В. Кержановичу, М. Я. Марову, В. И. Морозу,
Б. Е. Мошкину, М. К. Нараевой, О. Н. Ржиге, А. С. Селивано­
ву, А. П. Экономову, А. Дольфюсу, Д. Кэмпбеллу, Т. Оуэну,
Ф. Скарфу, Л. Фридману, Д. Хэду, А и Л. Янгам и многим другим.
М. Я. Маров, кроме того, внимательно прорецензировал рукопись;
Н. В. Горошкова, Е. В. Петрова, Л. И. Князева и С. Н. Штейн
■оказали большую помощь в подготовке рукописи к печати.
Всем им автор выражает свою глубокую благодарность.

Л. В. Ксанфомалити
Институт космических исследований
АН СССР

ВВЕДЕНИЕ

На высоте около 48 км над поверхностью Венеры находится
нижняя граница 20-километрового слоя сернокислотного тумана —
облаков планеты. В основании плотной и горячей углекислотной
атмосферы, на поверхности, давление достигает 92 бар, а темпера­
тура 735 К. Космические аппараты серии «Венера», проводившие
передачу телевизионных снимков, показали оранжевое небо, по­
стоянно затянутое облаками, и очень темный грунт вулканиче­
ского происхождения.
Исследования поверхности, большей части атмосферы и облач­
ного слоя планеты доступны, в основном, космическим аппаратам,
проникающим в атмосферу. На 1982 г. в СССР было запущено
уже I 1 таких аппаратов (начиная с «Венеры-4» в 1967 г.). Кроме
того, аппарат, разделившийся на четыре зонда, исследовавших
только атмосферу, был запущен в США в 1978 г. («Пионер—Венера»).
Таблица 1.

Районы посадки спускаемых аппаратов (начиная с 1970 г.) *)

Аппарат

«Венсра-7» *♦)
«Венера-8»
«Вснсра-9л
«Венера-1 0»
«Венера-11»
«Венера-12»
«Венера-1.3»
«Венера-14»
«Пионер — Венера»,
большой зонд
«Зонд Север» **
)
«Зонд День»
«Зонд Ночь» *♦)

Дата

Координаты МАС
1 970

Местное
солнеч.
время, ч

Зенитное
расстояние
Солнца, град

широта

долгота

15.12.1970
22.07.1972
22.10.1975
25.10.1975
25.12.1978
21.12.1978
01.03.1982
05.03.1982
09.12.1978

—5°
— 10
32
16
— 14
—7
—7,5
— 13
4,4

351’
335
291
291
299
294
303.5
310
304

4,7
6,4
13.2
13,7
И,2
11 ,з
9,5
9,9
7,6

117
85
36
28
17
20
38
33
66

09.12.1978
09.12.1978
09.12.1978

59,3
—31,7
—28,7

4.8
317
56,7

3,6
6.8
0,1

108
80
151

*) по данным Мс роза (19816) и Колина (1983)
•♦) аппараты на (ОЧНОЙ сторо! е планеть
7

Координаты районов посадки 12 аппаратов (с 1970 по 1982 г.)
приведены в табл. 1 и использованы далее в тексте.
Много исследований выполняется с орбитальных аппаратов
(«Венера-9 и -10» — 1975 г.; «Пионер — Венера» — 1978 г.; «Венера-15 и -16»—1983 г.). Наземные астрономические наблюдения,
Таблица

2

Орбитальные данные Венеры

Большая полуось орбиты, а. е. *)
км
Эксцентриситет орбиты
Наклонение орбиты к плоскости эклиптики
Средняя орбитальная скорость, км-с-1
Период обращения сидерический, сут.
Наклонение плоскости экватора к плоскости орбиты

0.723332
108,21.10й
6,787-10-:‘
3,391°
35,05
224,701
—2,6°

*) 1 а. е.= 149597 892,3 км.

Таблица 3
Периоды обращения Гпр, вращения Тсцд.вращ, нижних соединений Тсин
и солнечных суток Тсол для Венеры и Л1еркурия (в земных сутках)
Планета

Меркурий (М)
Венера (В)
Земля (3)

Гор

87,969
224.701
365,256

^сид. вращ

58,65
243,0!

т СИН

т СОЛ

115,88
583,92

175,91
116,75

Табл и ц а 4

Основные физические характеристики Венеры
Плотность солнечной радиации на орбите Венеры
Сферическое альбедо
Полная солнечная радиация, поглощаемая планетой
Эффективная температура планеты
Медианный радиус поверхности
Отношение средних экваториального и полярного радиусов
Средний радиус по внешней границе облачного слоя
Масса планеты
в массах Земли
в обратных массах Солнца
Средняя плотность
Ускорение свободного падения у поверхности
Скорость убегания
Температура у поверхности
Давление у поверхности
Отношение массы атмосферы к массе планеты
8

2,61 кВт-м-2
0,766
7.2-1010 МВт
228 К
6051,6 км
1 ,000
6119 км
4,871-1021 кг
0,81503
408 523,9
5,245 гсм~3
887.4 см-с~2
10.4 к м•с“1
735 К
92 бар
ю-1

которым доступны лишь верхний слой облаков и надоблачная ат­
мосфера, в изучении Венеры ныне играют второстепенную роль.
Сведения об орбите и вращении планеты приведены в табл. 2 и
3, а ее основные физические характеристики — в табл. 4.
Положение полярной оси Венеры и ее Северного полюса было
определено радиолокационным методом: прямое восхождение 273,3°,
склонение 67,3" (эпоха 1950,0). В определении, по-видимому, при­
сутствует ошибка около 1° (Шапиро и др., 1979; Кэмпбелл и Барнс,
1980).
Период вращения
Период вращения Венеры удалось установить только с помо­
щью радиолокационных средств в 1964—1970 гг.-Планета обладает
обратным (ретроградным) вращением с сидерическим периодом вра­
щения Дс„д -243,01е*,
что выделяет ее из числа других планет.
Существующие гипотезы, призванные объяснить особенности ее
вращения, делятся на две группы.
Первая объясняет переход от быстрого прямого или обратного
вращения к медленному обратному постепенной эволюцией под
действием солнечных приливов в атмосфере и литосфере (Голдрейх
и Пил, 1967; Лаго и Казенаве, 1979; Доброволскис и Ингерсолл,
1980 и другие). В этом процессе планета должна была потерять
большой вращательный момент. Принцип изохронизма предпола­
гает, что первоначально аккрецированные планеты имели близкие
периоды вращения, 8—9 ч (Альфвен и Аррениус, 1981). Если на­
чальный период вращения Венеры имел такую же величину, при ее
затормаживании должна была выделиться огромная энергия:
Дт = /*
да плД=л'(йг—П=)/2= 1,5- 1030 Дж.
(В.1)

(Здесь /* — безразмерный момент инерции, равный для Венеры
0,334 (гл. VII), 9ИПЛ и /?пл — ее масса и радиус, й0 и й — началь­
ная и современная угловые скорости вращения.) Для сравнения
укажем, что Солнце выделяет такую же энергию за 1 ч.
Характерное время тт затормаживания планет приливным воз­
действием Солнца рассматривалось во многих работах (Сафронов,
1969; Голдрейх н Сотер, 1966 и другие). Оно зависит от многих па­
раметров. Если считать их известными, можно представить тт как
тт = С(М,
(В.2)

где С — постоянная, а С)_ —^функция удельной диссипации энергии
АД за один цикл
;

б

0,05
^(1+«я)+^- = 0.

(2.46)

(Здесь, как и раньше, Т ■— кинетическая температура газа, а Нп —
шкала высот, найденная для данной молекулярной массы р„. Коэф­
фициент термодиффузии а„ Китинг и др. полагали близким к нулю.)
Такой же вид имеет уравнение для гомосферы, но шкала высот
находится для среднего молекулярного веса рг, а множитель
(1 + а„) = 1. Интегрирование (2.46) в пределах от г0 до г дает:
г

«„ (г) = пцг,

ехр ' —
4

§ §(г)

:.

(2.47)

/

Подробности расчета высотных зависимостей численной концент­
рации, плотности и температуры приводятся у Китинга и др. Коэф­
фициент турбулентной диффузии для рассматриваемых высот при
полной численной концентрации п. принимался согласно работе
Цана и др. (1980):
77-103

(0.3)

(1,8-10-

(40)
(80)

45—55 км (Кержанович и др., 1983а; Шуберт, 1983), а максимум,
около 100 м-с-1, приходится на высоты 65—70 км. Еще выше зо­
нальные скорости уменьшаются в несколько раз. Их независимые
определения в интервале 70—100 км были выполнены также мето­
дами радиорефракции (Чуб и Яковлев, 1980) и инфракрасного теп­
лового зондирования (Тэйлор и др., 1980). В табл. 15, в первых
двух столбцах, приведена модель зависимости (7 (г) из работы Кержаиовича и др. Согласно модели на высоте 80 км зональные скорости
уменьшаются вдвое по сравнению с максимумом. Отметим, что пред­
ложенная Дикинсоном и Ридли (1977) динамическая модель пред­
полагала увеличение 1} с дальнейшим ростом высоты, что, по-види­
мому, не соответствует действительности.
Имеются многочисленные наземные спектроскопические изме­
рения скорости ветра по доплеровским смещениям линий СО2 и
фраунгоферовым линиям на лимбе для г=65—68 км.(Гино и Фейссель, 1968; Трауб и Карлетон, 1975; Бетц и др., 1976; Янг, 1975а;
Янг и др. 1979 и др.). Результаты не всегда получаются однознач­
ными из-за сложностей измерений, но в целом тяготеют к скорости
—100 м-с-1. Знак минус указывает на обратное (ретроградное) на105

правление движения. Подробности можно найти в обзоре Мороза
I 1 ч/О 1 О) •
Относительно широтного распределения зональных ветров све­
дения пока ограничены. По радиоинтерферометрическим измере­
ниям движения зондов аппарата «Пионер — Вейера» Шуберт (1983)
сделал вывод, что ниже уровня 20 км атмосфера вращается как твер­
дое тело. Но уже на высоте 40 км зональные скорости возрастают
с широтой, начиная от 30°; рост продолжается вплоть до высот
55 км. На уровне 60 км скорость II несколько уменьшается с уве­
личением широты. Кержанович и др. (1983а) принимали, что зо­
нальные скорости более или менее постоянны от экватора до 70° ши­
роты в пределах высот 40—70 км и далее уменьшаются до нуля к по­
люсу. Несколько другой результат приводят Лимае и др. (1982) по

Рис. 28. Широтное распределение скорости ветра по Лнмае и др. (1982). Зональ­
ный компонент

данным анализа УФ-изображений, полученных с аппарата «Пио­
нер— Венера» (рис. 28). Скорость (7~95 м-с-1 на уровне верхней
границы облаков и почти постоянна в пределах широт ±40°. К более
высоким широтам скорости падают (до 30—40 м-с-1 у 60 ).
Благодаря быстрому росту плотности в глубь атмосферы, мак­
симум углового момента и кинетической энергии (8 кДж-м-:|) при­
ходится на уровень около 20 км, как показано в средней части рис. 27.
Практически вся энергия относится к зональным скоростям, так
как вклад скоростей № и V незначителен.
Обращает на себя внимание почти полное совпадение кривых
I! (г) для дневного и ночного зондов аппарата «Пионер — Венера»,
которые садились в районах, разнесенных по долготе на 100°, но
фактически находящихся на одной и той же широте (31 и 27° соот­
ветственно). На рис. 27 оба профиля представлены одной кривой.
Это еще раз доказывает, что зональные скорости очень слабо зависят
от времени суток. С другой стороны, экваториальный профиль
II (г), показанный сплошной кривой БЗ, до высоты 50 км дает ско­
рости заметно большие, хотя различия по широте не превышают
30—35°. Это различие хорошо видно на кривых, представляющих
106

кинетическую энергию зональных ветров Ек в функции высоты
(средняя часть рис. 27). Значительно меньше кинетическая энергия
атмосферы, приходящаяся на интервал высот 10—35 км, в области
высоких широт (кривая Ек СЗ, 57° с. ш.).
Имеющиеся экспериментальные данные, по-видимому, указывают
на вековые (долговременные) изменения профилей ветров, но этот
вопрос требует дальнейшего изучения. По этой причине сравнение
профилей 17 (г), полученных в разные годы, пока затруднительно.
Дальнейшее накопление данных позволит выделить вековые изме­
нения. Заметим, что атмосфера Венеры представляет собой сравни­
тельно удобный объект исследований благодаря отсутствию океа­
нов, которые сильно влияют на процессы в земной атмосфере
(изменения влажности, различия в теплообмене над сушей и океа­
нами, вынос больших масс тепла в высокие широты в океанских
течениях и т. и.). Другое очень упрощающее обстоятельство —
малая величина кориолисовых сил, что определяется медленным вра­
щением планеты.
В правой части рис. 27 представлены измерения меридиональной
компоненты скорости V, выполненные с помощью длиннобазовой
радпоинтерферометрии (Каунселмен и др., 1980) в местах снижения
зондов аппарата «Пионер — Венера». Ниже 30 км скорости очень
малы и сопоставимы с вероятной погрешностью измерений
(~0,5 м-с-1). К сожалению, на основании этих измерений одно­
значный вывод о существовании в атмосфере Венеры ячеек Хэдли
сделать нельзя (Томаско, 1983). Поэтому остается открытым вопрос
о механизме переноса тепла в атмосфере: происходит ли он за счет
турбуленцин пли в ячейках Хэдли. Как можно видеть из верхней
части кривых, в интервале высот 50—55 км скорости 1/~5-г-10 м-с-1
и направлены к экватору. Вблизи верхней границы облаков (65—
70 км) скорости У«10 м-с-1 и направлены к полюсам (Россов и др.,
1980; Мюррей и др. 1974; Суоми, 1975; Лимае и др., 1982). Этот ре­
зультат получен по наблюдениям движений облачного слоя. У эква­
тора меридиональные скорости близки к нулю; максимальные значе­
ния наблюдаются па широтах 40—603 (рис. 29). «В целом,— указы­
вает Томаско (1983),— эти измерения позволяют сделать вывод о
существовании слабой ячейки Хэдли, наложенной на сильные зо­
нальные ветры на уровне облачного слоя».
В третьем столбце табл. 15 приводятся оценки Кержановича
и др. (1983а) для максимальных значений меридиональных скоро­
стей. Наибольшие экспериментальные значения составляют 10—■
15 м-с-1 для 2=50—70 км. Для высот 70—100 км приведены оценки
Тэйлора и др. (1980), согласно расчетам которых зональная цирку­
ляция должна быстро затухать выше 70 км с одновременным возник­
новением меридиональных течений. Отсутствие больших зональных
скоростей на высоте 90 км следует также из экспериментальных ре­
зультатов гетеродинной спектроскопии полос СО- (Бетц и др. 1976).
Измерение вертикальных пульсаций скорости снижающегося
аппарата а.., позволяет найти коэффициент диссипации кинетиче­
ской энергии ед и коэффициент турбулентной диффузии /
где Н6 — наклонная дальность, Од, ■— проекция скорости аппарата
на горизонтальную ось чертежа. Профиль яркости ВУФ приближен­
но следует р. Поле фотометра пересекало темные и светлые детали

Рис. 33. Типичный профиль яркости в экваториальной области Венеры, длина
волны 350 нм. Горизонтальная ось — время регистрации (московское), левая
вертикальная шкала — абсолютная яркость. Тонкими линиями па этом и после­
дующих рисунках показаны косинусы зенитных расстояний Солнца (п0) и аппарата
(й). шкала справа. Маленькие кружки вверху — разрешение фотометра, пересчи­
танное на горизонтальную ось. Т — положение вечернего терминатора («Венера-9а, 01.11. 1975). Угол фазы 59°

размером 250—1500 км. Контрасты относительно кривой и (с коэф­
фициентом 1,3) составляли около ±12%. В работе Ксаифомалпти
и др. (1976а) контрасты использовались для определения альбедо
однократного рассеяния из приближения Ванга (1972) и сфериче­
ского альбедо Аа (что не вполне корректно — Соболев, 1972):
1
_ Г (4 —Юр) (3 —о.Т|)~1
1— Ав~ I
12(1—Гор)
1

(2.60)

По данным наземных определений для 350 нм Дв = 0,52 (Бигур
и др. 1975). Несферичность индикатрисы учитывалась вычислением
истинного альбедо однократного рассеяния
ар=1-(1-ы0)(1-х1/3).

(2.61)

В (2.60) и (2.61) х1 — первый коэффициент разложения индикатрисы
по полиномам Лежандра. Согласно наземным наблюдениям Венеры
в УФ-диапазоне х1=2,3. Для контрастов ±8% и ±12% указанные
120

величины заметно различаются для светлых (тах) и темных (пип)
районов:
Контраст ±12%

Контраст ±8%

Параметр

4в

(1)

°р

тах

тт

тах

пип

0,502
0.985
0,997

0,478
0,976
0,994

0,582
0,987
0,997

0,458
0,973
0,994

Обработка данных показала, что профили яркости хорошо объяс­
няются как упрощенными (Ксанфомалити и Петрова, 1978), так и
более сложными теоретическими моделями (Лестрейд, 1979). Во
всех измерениях отсчет в канале фотометра появлялся за 40—60 с
до пересечения геометрического герминатора (р„=0). Это хорошо
видно на профилях, полученных в режиме высокой чувствительно­
сти; на рис. 34 показана левая (начальная) часть кривой рис. 33.

Рис. 3-1 Крайняя лопая часть кривой 2?уф рис. 33, полученная в режиме высокой
чувствительности. Отсчет появился при зенитном расстоянии Солнца 94

Пространственное разрешение составляло 6 с в пересчете на гори­
зонтальную ось. Яркость в районе геометрического терминатора
составляла (в единицах мВт-см-2-мкм-1-ср_’) 0,30 при го=90\
0,12 при г„=91с и 0,05 при г0=92°. От момента появления сигнала
до пересечения вечернего геометрического терминатора прошло 54 с;
аппарат за это время переместился на 248 км в направлении г.'д_. Та­
кие же значения получены и в других случаях. С учетом геометрии
измерений на поверхности облачного слоя это соответствует 420 км.
По УФ-изображениям «Маринера-10» Хапке (1976) нашел протяжен­
ность освещенной зоны за терминатором 4° (около 430 км), что сов­
падает с результатами фотометрии па «Венере-9 и 10»._Еслн рас­
121

сматривать верхний ярус основного облачного слоя Венеры в рам­
ках двухслойной модели с однократным рассеянием в верхнем слое,,
высота освещенной зоны на геометрическом терминаторе должна
составлять Дг як /?об [1 — соз (г0—90)], что дает Дг»14 км. ЗдесьЯО6 — радиус верхней Гранины облачного слоя, 6120 км.
Еще большая контрастность темных и светлых деталей, до 16%,.
отличает профиль яркости за 26.10.1975 (рис. 35). Угол фазы 55,3°,.
максимальная яркость достигает 23—24 мВт-см“2-мкм~1-ср-1.

Рис. 35. Профиль Вуф С большим числом контрастных деталей («Венера-9»,
26.10.1975). Угол фазы 55,3°. Обозначения — как на рис. 33

Трасса рис. 35 проходит горизонтально по середине снимка, при­
веденного на рис. 32, причем левая граница снимка совпадаете от­
меткой 9т горизонтальной шкалы рис. 35. Разрешение фотометра
составляло 16', или 30—50 км по поверхности облачного слоя; раз­
решение на снимке 8—10 км.
Одновременно с профилем рис. 35 был получен ряд таких же за­
висимостей в диапазоне от 350 до 800 нм для угла фазы 83°. Контраст­
ные детали отмечались только на профиле 350 нм.
С увеличением угла фазы контрастность понижается. Профиль
для угла фазы 122° (рис. 36) почти лишен каких-либо деталей (Ксан­
фомалити и др., 1976а; Ксанфомалити и Петрова, 1978; Ксанфома­
лити, 1983д). К такому же выводу пришли Нелленберг и др. (1980).
Объясняется это уже упоминавшимся эффектом жалюзи — увели
чением оптической толщи надоблачной светлой дымки при увеличе­
нии зенитного расстояния наблюдателя.
В работе Ксанфомалити и Петровой (1978) рассматривалось не­
сколько упрощенных оценочных моделей, использовавшихся для
сравнения с результатами фютометрического эксперимента па «Венере-9 и -10». Расчетные профили, построенные в абсолютных ве­
личинах яркости, сравнивались с экспериментальными кривыми для
углов фазы 62—65° и 122°. Для сравнения наиболее удобна послед122

няя кривая, где контрастные детали грактически отсутствуют. Наи­
лучшее совпадение было получено для двух упрощенных моделей.
В первой принималось, что облачный слой представляет собой полубесконечную среду однородного состава с изотропным неконсерва­
тивным рассеянием Использовались /7-функции (Чандрасекар,

Рис. 36. С ростом угла фазы кснтрастиость деталей снижается. (сВеиера-Эь.
13.11.1975). Угол фазы 121,8°. Линия над кривой Вуф — одна из упрощенных
теоретических моделей

1953; Соболев, 1972). Коэффициент яркости облачной поверхности
р„ равен
(2.62)

При со, 0,975 достигалось хорошее совпадение с кривой рис. 36,
но при других углах фазы совпадение неудовлетворительное. Во
второй модели рассматривался коэффициент яркости двухслойной
среды, причем, согласно Соболеву (1972), коэффициент яркости раз­
бивался на части, соответствующие однократному релеевском}' рас­
сеянию и рассеянию высших порядков. Принималось, что релеевское рассеяние происходит в оптически тонком слое т0, расположен­
ном над слоем с
1. Коэффициент яркости в этом случае;
л’к (у) 1 —ехр [—т0 (ц0 1 -Р.п-1)] ,
Ыр
[Л/ (р„) И
4
Ро + Р
Г4(ро+р)

(р) — 1].
(2.63)

Здесь .Уц(у) — релеевская индикатриса. Совпадение расчетного
профиля с экспериментальным получалось более близким, когда для
нижнего слоя использовалась добавка консервативного рассеяния
(на аэрозоле с вытянутой индикатрисой типа ха (у) = 1-г2,3созу или
123

с индикатрисой Хеньи ■— Грпнстейна при ^„ = 0,77):
Р = Т^а0+}|)ехР [— то(РоЧ-Ц-1)].

(2-64).

Для рис. 36 эта модель дас-т близкие к эксперименту результаты
(верхняя линия) при то=0,6 с очень малым вкладом рассеян!.'я нааэрозоле, около 1,5%. Для обеих моделей величина яркости нахо­
дилась как
В = ДУФроря/лаг,
(2.65).

где ЕУф=1,18 кВт-м-2-мкм-1 — солнечная постоянная на длиневолны 350 нм.
Заостренную верхнюю часть профиля рис. 36 легче всего объяс­
нить истинным поглощением на длине волны 350 им, что в дальней­
шем было подтверждено непосредственными измерениями (Эконо­
мов и др., 1983). Как следует из сравнения с другими длинами волн,
эта особенность присуща именно ультрафиолетовым профилям.
Приведенные выше модели недостаточно строги и могут служить
только для ориентировочных сценок. Те же результаты, но с при­
менением подробного решения уравнения переноса излучения, были
рассмотрены Янгом и Каттаваром (1978) и Лестрейдсм (1979). Янг
и Каттавар пришли к выводу, что изотропное рассеяние в облачном
слое Венеры не имеет места, но что данные «Венеры-9» указывают
на сернокислотную модель облаков с достаточно однородными свой­
ствами. Лестрейд пришел к заключению, что верхний слой имеет
консервативнее рассеяние, оптическую толщу 2—4 и покрыт ситически тонкой дымкой. Рассматривая предположение Янга и Каттавара о мелких серных ядрах в сернокислотных каплях, что позво­
ляет согласовать расчетные модели с кривой рис. 36, Лестрейд за­
ключает, что размер таких ядер может быть лишь очень маленьким,
значительно меньше 0,1 мкм.
Анализируя телевизионные снимки лимба Венеры, выполнен­
ные «Маринером-10» в 1974 г., О’Лири (1975) обнаружил стратифи­
кацию верхней части надоблачной дымки. Однако фотометрии в соб­
ственном смысле на борту «Маринера-10» не было и получить какиелибо цифры было непросто. Наличие среди экспериментальных ре­
зультатов «Венеры-9» измерений при больших фазовых углах также
позволило найти слои дымки. Утренний лимб наблюдался в обла­
сти 8 ч местного солнечного времени при 149“, вечерний — в обла­
сти 16 ч, при 122е. В последнем случае использовался момент кон­
такта с лимбсм (правая часть рис. 36). Оба района находились вбли­
зи экватора. На рис. 37 моменты контакта с утренним и вечерним
лимбами показаны с высоким временным разрешением (шкала для
утреннего лимба — внизу, для вечернего-—вверху). Разрешение,
пересчитанное на горизонтальную ось, составляло 5,1 с— по ниж­
ней оси это более 25 км. Чтобы улучшить разрешение, рассматрива­
лось последовательное пересечение отдельных слоев передним краем
резко очерченной диафрагмы фотометра, что и представляют собой
приведенные кривые (нижняя половина рис. 37). Разрешить отдель­

ные страты дымки в эксперименте, таким образом, не удалось; яр­
кость каждого из них регистрировалась аддитивно. По виду кривой
«утро» можно заключить, что имелись два отчетливо выраженных
слоя дымки, расположенных над поверхностью облаков. Другой вид.
имеет кривая «вечер» (также в нижней половине рисунка). Направле­
ние движения аппарата соответствовало здесь сходу с лимба. Изме­
нения яркости происходили в 3 раза медленнее, чем на утреннем

Рис. 37 Стратосферные слои
аэрозолей над лимбами по
данным станции «Венера-9»
(внизу). Пересечение утренне­
го и вечернего лимбов вблизи
8 и 16 ч местного солнечного
времени соответственно. 3,5км.

(2.78)

Но благодаря рефракции оно значительно возрастает. Ниже гкр
радиус кривизны становится меньше радиуса планеты, следова­
тельно, луч света может как угодно далеко огибать поверхность.
Реальная дальность горизонта будет зависеть от производной
фп!Лг. Если приповерхностный слой (г=1 м) нагрет на ДТ^1К,
линия горизонта окажется на расстоянии всего 30 м, при /\Т=
0,П< — на расстоянии 100 м. Но уже при перепадах ДГ- 0,01 К
/„«20 км. Мороз заключает, что приближение линии горизонта
представляется вполне возможным. В 1982 г., после получения па­
норам «Венеры-13 и -14», исследователи вернулись к этой проблеме
(Авдуевский и др., 1983г). Зенитное расстояние горизонта на па­
норамах «Венеры-13» лежало в пределах /=89°30'-4-89°55'. Пользу­
ясь разработанным авторами статьи методом, Авдуевский и др.
показали, что характер панорам соответствует метеорологической
дальности видности (2,5-г-Ю км) и не соответствует представлениям
об аномальной рефракции. Авторы указывают, что благодаря нор­
мальной рефракции «для наблюдателя, стоящего на поверхности
Венеры, горизонт будет казаться несколько приподнятым».
Панорамы «Венеры-13 и -14» были получены незадолго до полу­
дня, поэтому положение горизонта на них можно считать типичным
для дневного времени суток. В ночное время, когда перепад тем­
ператур у поверхности полностью отсутствует (потоком эндоген­
ного тепла можно пренебречь), рефракция может приводить к ви­
димости. весьма удаленных объектов, в пределах з„. Протяженные
130

объекты, например вулканические извержения, можно было бы на­
блюдать на длине волны 1 мкм в виде размытых пятен на расстоя­
ниях до 100 км и более.
По оценкам Мороза и др. (1983г) оптическая толща облачного
слоя лежит в пределах от 20 («Венера-9») до 38 («Венера-12»), Еще
большую толщу (до 57) дали измерения на «Венере-13» (Мошкин и
др., 1983). Очевидно, это не вполне постоянная величина. Интерес­
но оценить, насколько быстро оптическая толща облаков изменя­
ется во времени? Ответ отчасти дают панорамы Венеры. При анализе
первых из них («Венера-9 и -10») Селиванов и др. (19766) указывали,
что при прохождении камерой панорамы наблюдались «изменения
освещенности, выходящие за пределы погрешностей измерений, ко­
торые нельзя объяснить вариациями альбедо поверхности». В ка­
честве одной из возможных причин называлось изменение естествен­
ной освещенности за время передачи изображения (30 мин). Более
уверенные указания на непостоянство освещенности были получены
при анализе панорам «Венеры-13 и -14» (Селиванов и др., 1983в).
Различие в яркости одних и тех же участков панорам при последо­
вательных повторениях их передачи достигало 20—25% при пре­
дельных погрешностях менее 1%. Время передачи полной панорамы
в случае «Венеры-13 и -14» было 15 мин (Селиванов и др., 1983а).
Различия освещенности для первого и второго аппаратов достигало
двух раз при практически одинаковых высотах Солнца. Авторы за­
ключают: «...модель с равномерным увеличением яркости неба к зе­
ниту не совсем точна... представляется вероятным наличие в атмо­
сфере отдельных, скорее всего облачных образований, вызывающих
как общие вариации освещенности, так и неизотропность освещения
в оптическом диапазоне». Таким образом, изменения освещенности
до 20—25% за время 15—30 мин можно считать установленным фак­
том. Причиной их может быть только изменение плотности облач­
ного слоя.
Независимо к такому же выводу пришли Маров и др. (1982) на
основе нефелометрических измерений.
В фотометрических измерениях (Головин и др., 1982, Мошкин и
др., 1983) также было подтверждено, что оптическая толща облаков
не остается постоянной. Она значительно изменялась за те несколь­
ко дней, которые проходили между снижениями парных аппаратов
серии «Венера» в смежных районах. В табл. 16 приведены значения
оптической толщи облаков по измерениям 1975 — 1982 гг. Измере­
ния выполнялись в диапазоне 400—1100 нм; результаты слабо за­
висят от длины волны, что можно видеть по последовательности
спектрограмм, показанных на рис. 39. Детали начинают появлять­
ся лишь у нижней границы облаков, а достаточно отчетливыми ста­
новятся на высоте 25 км и менее. Рис. 38 представляет две такие
спектрограммы, полученные на высоте 48 км (пунктир) и на поверх­
ности. Это — реальный спектр освещенности на поверхности планеты
в дневное время. Максимум в спектре лежит вблизи 620 нм, макси­
мум в спектре Солнца — у 500 нм (пунктир на рис. 38), в то время
как максимум кривой видности человеческого глаза — у 555 нм.
5*

131

ихэонхдэвоц
ВСГП(ЯВЛ1ХЭО1Г ‘ИЛП
-ви12вд уоньэшгоэ вео'!]'

ихэонхбэаои оНэрчи*у

64

— 75

1,64-2,1
>2,5
( 0,7
0,7
>0,6
0,64- 1

5О2
Аэрозоль Н28О4
СО2, слабые полосы
СО2, слабые полосы
СО2 и Н2О, слабые полосы
«Ультрафиолетовый» поглотитель (па­
ры серы)
СО2 и Н2О, слабые полосы
СО2 и Н2О, слабые полосы
грунт

в том числе
22
64 4- 57
57 4-48
484-40
40-5-15
154-0
0 (поверх­
ность)

Поглощающий агент

(1983) и Мороза и др. (1983г), приведена высотная зависимость по­
глощаемой солнечной радиации, сведения о ее спектральном рас­
пределении и о поглотителях.
По результатам фотометрических и радиометрических экспери­
ментов на спускаемых аппаратах «Венера» и «Пионер — Венера»
коэффициент /?; и оптическую толщу т3 можно найти гораздо точгее,
чем из отношения ТЯ!ТС, если достаточно хорошо известна производ­
ная сГГ/йг по всей высоте тропосферы и имеются данные о расчетных
145

величинах поглощения для известного состава атмосферы. Обозна­
чим, как и прежде, через А/7 приток тепла (поглощенную солнечную
радиацию в интервале г/+1—г,-):
ДГ = /7||+1—Л(.
(2.93)
Из выражения для лучистого переноса в «серой» атмосфере, соглас­
но приближению Эддингтона
Д5 = 1^=1тз—,
(2.94)
8 — в 100 раз ниже. Быст­
рое разложение серного ангидрида, согласно приведенным выше
реакциям, делает его содержание очень низким.
180

3.05. Двухмодовое распределение: следствие неравновесных
процессов? Предположения о природе моды 3
После окисления сернистого газа и гидратации серного ангид­
рида часть образовавшихся молекул Н.ЗО, поднимается высоко над
облаками. Благодаря сравнительно высокой устойчивости серной
кислоты к фотолизу, она без разрушения достигает высот 80 км и в
условиях глубокого перенасыщения может спонтанно конденсиро­
ваться. Поэтому надоблачная дымка наблюдается на довольно боль­
ших высотах. Частицы здесь могут иметь размеры, измеряемые
нанометрами и, благодаря высокой численной концентрации, могут
быстро коагулировать (Эспозито и др., 1983). В модели, которую
рассматривали авторы, таким образом объяснялось двухмодовое
распределение частиц: частицы малых размеров выпадают с высот
более 70 км, а крупные присутствуют на высотах 70 км и растут там
понескольку месяцев. Почему, однако, нет плавного перехода от
одной моды к другой — модель не объясняет. Такой переход должен
■существовать хотя бы из-за сильных ветров и быстрого перемеши­
вания на этих высотах (Кержанович и Маров, 1983). Если частицы
мод 1 и 2 возникают в одном и том же процессе гетеромолекулярной
конденсации в условиях перенасыщенных паров серной кислоты,
их дальнейший рост должен давать близкие по размерам образова­
ния. Какие же различия приводят к образованию двух типов частиц?
Можно предположить, что это связано с различиями в концентра­
ции какого-либо из ингредиентов. Например, согласно Туну и др.
(1982) и Эспозито и Травис!' (1982), содержание кислорода и во­
дяного пара может различаться в темных и светлых районах. Тогда
частицы, возникшие в темных районах, были бы преимущественно
одной моды, а в светлых — другой. Однако это кажется маловеро­
ятным по той причине, что время жизни и роста частицы в верхнем
ярусе облаков составляет многие месяцы. Следовательно, усреднен­
ные характеристики окружающей среды в высокой степени одина­
ковы для любых частиц. Более интересным представляется предпо­
ложение о том, что двухмодовое распределение может быть следст­
вием конденсации части аэрозолей на ядрах, что могло бы вызвать
их преимущественный рост. Однако проблема требует количест­
венного анализа. Можно было бы также предположить какое-то хи­
мическое взаимодействие некоторых видов ядер с серной кислотой,
приводящее к изменению скорости ее конденсации на ядрах. Но
существуют ли такие взаимодействия — неизвестно.
Начальные различия в свойствах частиц могут наблюдаться в
связи с их образованием по обе стороны границы фазового перехода
(рис. 46), т. е. с образованием частицы в жидкой или твердой фазе.
Условия на высоте 70—80 км вполне могут дать такое разделение.
Согласно Нолленбергу и Хантену (1980), на высоте 68 км концент­
рация Н25О4 достигает 90%, а у 64—65 км падает до 82%. Это соот­
ветствует температуре таяния около 273 К в обоих случаях, хотя
для концентрации 86% она поднимается до 280 К. Если нанести
профиль температуры на рис. 49, окажется, что точка таяния ло­
181

жится на переход от верхнего к среднему ярусам облаков. Значит
ли это, что верхний ярус состоит из твердых частиц? По-видимому,
нет: из данных поляриметрии следует, что частицы сферические, а
следовательно, жидкие. (Казалось бы, здесь есть какое-то проти­
воречие. Объяснение же заключается в том, что серная кислота спо­
собна к глубокому переохлаждению.) Следовательно, фазовые пере­
ходы вряд ли являются причиной двухмодового распределения,
тем более что перемешивание за достаточно длительное время неиз­
бежно (ветры всегда имеют какую-то поперечную составляющую).
Итак, состав частиц обеих мод практически идентичен, а усло­
вия, в которых они растут, одинаковы. Чем же в таком случае объяс­
нить объективное существование двух распределений? Вывод о двух
распределениях п (г) и, следовательно, о двух модах был сделан Нолленбергом и Хаитеном (1979, 1980) на основе гистограмм распре­
делений, показанных на рис. 49. Темные поля на гистограммах
для среднего и нижнего ярусов облаков, казалось бы, не оставляют
сомнений в этом. Тем не менее, сомнения были высказаны.
Дело в том, что двухмодовое распределение может быть времен­
ным, неравновесным явлением. Может оказаться, что постоянное
население облаков — только мода 2 с несколько расширенным в сто­
рону малых частиц распределением. Чтобы обосновать паше пред­
положение, вернемся к работам Коффина, Герелса, Хансена и дру­
гих по поляриметрии, послуживших основой для отождествления
сернокислотного состава облаков Венеры. Эти работы выполнялись
на рубеже 60—70-х годов. Поляриметрический метод, который весь­
ма чувствителен к размерам частиц, давал однозначные указания
на радиус 1,04-1,2 мкм, который позже стал называться «модой'2»
(см. рис. 44). Но всегда ли поляриметрия давала такие результаты?
Большую серию поляриметрических измерений провел Дольфюс (Дольфюс и Коффин, 1970; Дольфюс и др., 1979, и ряд других
работ). В работе Дольфюса и др. (1979) было показано, что ход кри­
вых получается существенно различным для полярных и экватори­
альных районов планеты. Измерения выполнялись с разрешением
1", причем отсчеты брались в среднем в 22 точках диска планеты.
Данные 1977 г. указывали на присутствие в полярных областях
больших скоплений дымки. В измерениях, рассмотренных Хансе­
ном и его коллегами (начало 1970-х годов), присутствие больших
масс дымки не отмечалось, но более ранние измерения были интер­
претированы Дольфюсом и др. (1979) следующим образом: «В октяб­
ре 1959 г. два полюса были покрыты яркой дымкой, состоящей из
очень мелких частиц радиусом менее 0,3 мкм. Мы заметили, что
временами в октябре размер частиц над южным полюсом умень­
шался, но над северным всегда оставался малым». Иногда аномалии
охватывали до 1/4 диаметра диска планеты. В конце 1959 г. при
вычисленной поляризации —4% для частиц радиуса 1,05 мкм
измеренные значения составили от —5 до —9%. Благодаря хоро­
шим наблюдательным условиям, авторам удалось вести системати­
ческие измерения в разных частях диска планеты. Спорадическое
появление дымки выдавало себя изменениями знака и величины по­
182

ляризации. В 1975—1977 гг. при углах фазы 40—70° на длине волны
364 им наблюдались весьма значительные отклонения от предвычисленной кривой: степень поляризации от +1 до +7% при расчетном
значении от —2 до —3%.
Период исследований «Венеры-11 и -12» и начала работы аппа­
рата «Пионер — Венера» (декабрь 1978 г.) совпал именно с таким
резким увеличением концентрации дымки (Кавабата и др., 1980).
Заметно изменился ход кривых фазовый угол—поляризация.
В атмосфере Венеры над облаками и в облаках появилось большое
количество очень мелких частиц — дымки, которая значительно
осложнила наблюдения. Эспози­
то и др. (1983) указывают, что
совпадение периода измерений,
использованных Хансеном и его
сотрудниками, с эпохой высокой
прозрачности атмосферы Венеры
(что позволило определить харак •
теристики частиц в верхнем слое
облаков) было большой удачей.
В измерениях, выполнявшихся'в
1978—1979 гг. с помощью поля­
риметра на борту аппарата «Пио­
нер— Венера», в надоблачной ат­
мосфере отмечалось присутствие
частиц моды 1. На период 1978 —
1979 гг. приходился максимум
концентрации мелких частиц с
радиусом около 0,23 мкм. Во вто­
рой половине 1979 г. их концент­
рация стала уменьшаться. В мак­
симуме оптическая толща дымки
над северным полюсом достигала
0,3 па волне 935 им и 0,7 на
550 нм (Кавабата и др., 1980).
Выполненные в 1974 г. измерения
с аппарата «Маринер-10» дали
значительно меньшую величину,
около 0,01 (О’Лири, 1975). Следу­
ет только отметить, что эти изме­ Рис. 52. Фазовые кривые поляризации
а — периоды ясной надоблачной
рения относились к более низ­ света:
атмосферы (Хансен и Ховенир, 1974),
ким широтам, по и там различия б — плотной надоблачной дымки (Кава­
бата и др., 1980). В обоих случаях
были очень велики.
длина волны 550 нм
Итак, концентрация дымки
подвержена глубоким вековым
изменениям. В 1979 г. уменьшение оптической плотности дымки было
очень заметным, в несколько раз в приполярных районах (Эспози­
то и др., 1983). На рис. 52 сопоставлены две фазовые кривые поля­
ризации для одной и той же длины волны 550 нм. Верхняя кривая
из работы Хансена и Ховенира (1974) для диска в целом получена
183

в период отсутствия или низкой концентрации дымки. Эксперимен­
тальные точки практически полностью совпадают с расчетной кри­
вой для частиц с радиусом 1,05 мкм и коэффициентом преломления
1,44 Резкое обогащение стратосферы Венеры субмикронным аэро­
золем в 1977—1979 гг. заметно изменило поляризацию света;
нижняя кривая представляет данные Кавабаты и др. (1980) для
полярного района. Преимущественный радиус частиц, па которых
был рассеян свет,— 0,23—0,24 мкм при том же коэффициенте пре­
ломления. Дымка располагалась заметно выше, чем верхняя гра­
ница облачного слоя в 1971 г. (более подробно фазовые кривые
поляризации рассмотрены у Эспозито и Трависа, 1982).
Субмикронная дымка, со своим собственным распределением
частиц по размерам, присутствовала во всех ярусах облачного слоя
наряду с двухмикронными частицами. Однако во второй половине
1979 г. оптическая плотность дымки стала уменьшаться и за 1,5 года
снизилась в северном полярном районе в 5 раз. Таким образом, вы­
сокая концентрация частиц моды 1 в верхнем ярусе облаков и над­
облачной атмосфере — явление непостоянное.
К такому же выводу приводит тепловая радиометрия. Измере­
ния на «Венере-9 и -10» в конце 1975 г. указывали на присутствие
больших масс надоблачной дымки в районах утреннего и вечернего
терминаторов (Ксанфомалити, 1980а). О таких же явлениях сооб­
щали Тэйлор и др. (1980). По данным фотометрии в 1975 г. дымка
имела слоистую структуру у утреннего и аморфную — у вечернего
терминаторов (Ксанфомалити и Петрова, 1978); слоистая дымка
наблюдалась также в 1974 г. с «Маринера-10» (О’Лири, 1975) и с ап­
парата «Пионер — Венера» в 1978—1979 гг. (Лейн и Опстбаум,
1983).'В декабре 1975 г. радиометрия с «Венеры-9» указала на появ­
ление большого холодного облака (протяженностью более 2000 км)
вблизи утреннего терминатора, в то время как вся ночная сторона
планеты была свободна от таких образований.
Но если концентрация частиц моды 1 имеет столь непостоянный
характер, ее присутствие в облаках одновременно с модой 2 проще
всего объяснить в рамках предположения, что мода 1 — это вновь
образовавшиеся частицы моды 2, появившиеся в большом количе­
стве в результате каких-то неравновесных явлений. В процессе
длительного диффузионного роста они в дальнейшем достигнут ти­
пичных для моды 2 размеров, при этом левая часть распределения
(мода 1) на гистограммах будет смещаться вправо. Резкое обогаще­
ние атмосферы молодыми частицами (в глобальном или крупном
локальном масштабе) может объясняться аномально большим при­
током в атмосферу веществ, из которых (или на которых) образуют­
ся частицы, составляющие облачный слой планеты.
Есть основания полагать, что к резкому повышению концент­
рации дымки привело обогащение атмосферы сернистым газом.
В свою очередь, обогащение косвенно может быть связано с пред­
полагаемой вулканической активностью Венеры. Такая активность
пока не доказана, но ее признаки, в том числе геолого-морфологи­
ческие, имеются (см. главу 1).
184

Хотя вулканы выбрасывают во время извержений большое ко­
личество серосодержащих газов (в том числе Н28, 8О2, 8), простой
расчет показывает, что наполнить атмосферу Венеры за период
в три года таким количеством серосодержащих, чтобы это дало
хоть сколько-нибудь ощутимое изменение содержания сернистого
газа, невозможно при любых масштабах венерианского вулканизма.
В подоблачной атмосфере Венеры содержится более 10"' сернистого
газа. Если предположить, что для увеличения содержания 8О2
в надоблачной атмосфере вдвое требуется увеличить его содержание
в тропосфере хотя бы на 1/10, то за период 1977—1979 гг. в атмо­
сферу должно было поступить количество 8О« порядка 10-0 от
массы всей планеты (5-10’ кг/с). Даже если принять, что на Венере
одновременно начали действовать 10‘ гигантских вулканов, дефи­
цит темпа выделения серосодержащих составит 105 и более.
Значительно более эффективным резервуаром сернистого газа
является подоблачная атмосфера. Вулканическая активность может
привести к обогащению надоблачной атмосферы сернистым газом
благодаря сильному локальному разогреву больших объемов газа
у поверхности над извержениями и образованию мощной конвекции,
выносящей в надоблачную среду большие массы газа с высоким со­
держанием 5О2 и паров Н28О,. Для этого достаточно очень
небольшого числа вулканов. Ксанфомалити (19846, в) рассмотрел
возможности конвекции и ограничения, связанные с наличием ста­
бильного слоя в атмосфере (глава II), и пришел к выводу, что обо­
гащение надоблачной атмосферы дымкой, наблюдавшееся в 1977—
1979 гг., можно связать с крупномасштабными вулканическими
извержениями, типа извержения Тамбора в Индонезии в 1815 г.
(Раст, 1982). Таким извержениям должны сопутствовать весьма зна­
чительные конвективные потоки, выносящие из нижней тропосферы
большие массы газа, богатого серосодержащими соединениями. Из­
вержение с масштабами тепловыделения 4-Ю1'Вт в состоянии
преодолеть слой с субадиабатическим градиентом и вместе с пото­
ками разогретого газа вынести количество 5О2, достаточное для
увеличения отношения смеси в надоблачной атмосфере вдвое, всего
за 15 ч. Аналогичный расчет, проведенный Эспозито (1984), указал
на еще большие масштабы извержений. Заметим, что при расчетах
не учитывалась соленоидная циркуляция (Лпмае, 19846; см. главу II),
которая способна значительно облегчить перенос сернистого газа
из нижних слоев тропосферы в верхние.
Если'предположение о связи концентрации аэрозольных частиц
моды 1 с вулканической активностью подтвердится, наземная поля­
риметрия может стать эффективным средством косвенных наблю­
дений вулканической активности Венеры.
Как следует из всех экспериментальных работ по микрофизике
облаков, обе моды обладают коэффициентом преломления в преде­
лах 1,424-1,46, ио для субмикронных частиц подоблачной дымки,
имеющих радиус 0,14-0,2 мкм, ;п«1,7 (Маров и др., 1980), что ис­
ключает чистую^серную кислоту. Возможно, это кислота с боль­
шим количеством примесей. Примеси к Н28О., могут содержаться
185

и в надоблачной дымке, но в меньшем количестве. Этими примесями
могут быть очень мелкие частички серы, ио главная составляющая
здесь — серная кислота. Примеси содержатся и в частицах моды 2,
но состав примесей неизвестен.
В соответствии с предположениями Эспозито (1984) и Ксанфомалити (19846, в) о проявлениях вулканизма на Венере можно ожи­
дать, что часть подоблачной дымки может относиться к продуктам
извержений. Возможно, косвенным указанием на это“служат зна­
чительные локальные различия в ее плотности по данным'нефело­
метрии (раздел 3.02).
Сложнее обстоит дело с составом моды 3. Как уже говорилось,
реальность ее присутствия в облачном слое подвергается большим
сомнениям. Тун и др. (1982) полагают, что экспериментальные
данные, касающиеся моды 3, ошибочны. Такая точка зрения’имеет
многих сторонников уже хотя бы потому, что состав кристалличе­
ских частиц в среднем и нижнем ярусах облаков представляет труд­
ную проблему: их, по существу, не из чего образовать: в газовой
фазе имеются, главным образом, пары серной кислоты, 80™ и не­
много водяного пара. Однако авторы эксперимента все же на­
стаивают на своих результатах: «На основе имеющихся данных
представляется невозможным опровергнуть существование мо­
ды 3»,— заключают Эспозито и др. (1983). Поэтому рассмотрим ги­
потезы о ее составе, заметив еще раз, что если мода 3 реальна,—
это основная часть массы облаков. Ее содержание в столбе на по­
рядок превышает содержание мод 1 и 2, вместе взятых.
В работах Волкова и др. (1979, 1982) рассматривался один из
прежних кандидатов на роль облачных частиц: соляная кислота
НС1, коэффициент преломления которой близок к 1,33 (Янг, 1973).
Но выше уже отмечалось, что имеются серьезные трудности, кото­
рые делают НС1 неподходящим составом для моды 3: это высокое
давление пара самой кислоты и водяного пара над нею, что нс под­
тверждается проведенными экспериментами. Многие авторы пред­
лагали различные хлориды в твердой фазе на роль моды 3, например
ЕеС13, А12С1„, МЬЕС! и другие. Хлорид аммония был предложен
Льюисом (1968) и им же отвергнут (Лыоис, 1969). В более поздних
работах было показано, что равновесная концентрация аммиака
в атмосфере Венеры должна быть крайне низкой, Хмн3^Ю-14
(Волков, 1983). Поэтому присутствие соединений аммиака в атмо­
сфере Венеры проблематично: при высокой температуре аммиак
быстро разрушается. (Подробнее вопрос рассматривается в моногра­
фии Волкова, 1983.) РеС13 — окрашенное соединение, которое вы­
звало бы характерный ход спектральной кривой облаков при фото­
метрии со спускаемых аппаратов. Такие свойства облаков обнару­
жены не были (Головин и др., 1982). Краснопольский и Паршев
(1979) предполагали, что хлорид алюминия А12С1в может в виде
кристаллов присутствовать в нижнем ярусе облаков. Однако алю­
миний образует стабильные соединения с кислородом и ие может
присутствовать в атмосфере (Эспозито и др., 1983). В работе Красно­
польского и Паршева (1981а) рассматривалось возможное прпсут186

ствие частиц серы в нижней части облаков. Но при отношении смеси
2-10-8 ее конденсация там невозможна. Короче говоря, ни хлориды,
ни сама соляная кислота для моды 3 не годятся, как и частицы серы.
Соединение, которое более или менее подходит для образования
кристаллов в среднем и нижнем ярусах облаков, это нитрозилсер­
ная кислота N01-180.1 (Уотсон и др., 1979; Силл, 1983). В последней
работе указывается, что при получении серной кислоты по старин­
ной технологии нитрозилсерная кислота иногда сплошь покрывала
кристаллами стенки реакционных камер. Температура плавления
кристаллов лежит в пределах 347-4-360 К (Силл, 1983), а иногда до­
стигает даже 400 К, в зависимости от примеси серной кислоты.
С этой точки зрения нитрозилсерная кислота вполне годится для об­
разования моды 3 (хотя одновременное испарение всех мод у ниж­
ней границы облаков остается необъясненным). Но Силл указывает
на высокую растворимость N01-180.1 в серной кислоте, благодаря
чему одновременное присутствие кристаллов и капель становится
непонятным. Предполагается, что нитрозилсерная кислота обра­
зуется из окислов азота, возникающих при электрических разрядах
в атмосфере, и серной кислоты (Силл, 1983):
N0 + N0.. 4- 2Н.8О., -> 2МОН8О., + Н2О.
(3.35)

Но содержание окислов азота не может превышать нескольких
миллионных долей, иначе они были бы обнаружены спектральными
методами. Поэтому присутствие исходных для образования нитрозилсерной кислоты компонентов требует доказательств. Указыва­
лось также, что при растворении N01-180., в 1-Н80., получается ок­
рашенный раствор, что должно было бы вызвать значительное по­
глощение света в облаках двух нижних ярусов, чего на самом деле
нет. Силл (1983) все же полагает, что именно N01-180.1 образует
кристаллы в облаках. Тогда основной массовый состав облаков —
именно нитрозилсерная кислота. Однако Эспозито и др. (1983)
относятся скептически к этой идее.
Таким образом, вопрос о составе частиц моды 3 остается откры­
тым, а к ее существованию многие авторы относятся недоверчиво.
В заключение нескольких слов о предположении Суоми и др.
(1980) о моде 0. Предположение основано на некоторых противоре­
чиях в измерениях «чистого» потока уходящей ИК-радиации. Про­
тиворечия устраняются предположением, что имеется большое ко­
личество частиц мельче, чем мода 1, с радиусом менее 0,1 мкм. Од­
нако их численная концентрация должна быть настолько большой
(до 10е см“3),1'что неизбежна их быстрая коагуляция и укрупнение
до размеров моды 1. Поэтому моды 0 как самостоятельного распре­
деления, скорее всего, не существует.
3.06. Природа ультрафиолетовых контрастных образований

Нет недостатка в гипотезах о том, что представляют собой уль­
трафиолетовые образования. Однако сведения, полученные в ра­
ботах, перечисленных в разделе 2.10, значительно ограничивают
187

выбор возможных физических или химических моделей. Так, ги­
потеза Силла (1975) о броме, растворенном в бромистоводородной
кислоте, как поглощающем агенте в ультрафиолетовых деталях, в
настоящее время вызывает много возражений, так же как, напри­
мер, гипотеза Шайяи Колдуэлла (1976) о закиси азота 1\’»Ои азотной
кислоте.
Рассмотрим установленные факты о природе ультрафиолетовых
деталей.
Прежде всего это указание на присутствие по меньшей мере двух
поглотителей ультрафиолетовой радиации в верхнем ярусе облаков.
Вперв ые на необходимость присутствия двух поглотителен указал
Травис (1975). Концентрация обоих подвержена сильным измене­
ниям. На рис. 53 приведен отражательный спектр Венеры в области
200-4-600 им. Кривые 1 и 2 показывают наблюдаемые изменения

Рис. 53. Относительная
отражательная
способ­
ность Венеры в области
200—600 нм. Кривые 1 и
2 — согласно Баркеру и
др. (1975)
1 — усредненные данные
за май — июнь 1974 г.
(шкала слева); 2 — 25.09.
1973 г. (шкала справа).
Кривая 3 — полосы пог­
лощения 50» на спектре
облаков (по Стюарту и
др., 1979)

в отражательных свойствах в области 330-4-400 нм (кривая 2 полу­
чена Баркером и др. (1975) на 8 месяцев раньше кривой 1). Природа
поглотителя для этой части спектра обсуждается ниже. В более
коротковолновой части (кривая 3) Стюарт и др. (1979) также отож­
дествили полосы сернистого газа 8О2 (см. главу II и раздел 3.04).
Эспозито (1984) сообщал о дальнейшем монотонном падении кон­
центрации 50» в течение 1979—1981 гг. Наиболее высокая концен­
трация сернистого газа наблюдается в темных деталях (Эспозито
и др., 1983). Однако спектральные свойства сернистого газа не
могут объяснить глубокую депрессию правее 330 им, природа ко­
торой является предметом многочисленных исследований Назовем
«поглотителем X» агент, вызывающий эту депрессию. Один из самых
важных результатов — доказательство взаимосвязи поглотителя X
с сернистым газом и частицами моды 1, что говорит об их генетиче­
188

ском родстве. В эксперименте с видеополяриметром на борту аппа­
рата «Пионер — Венера» были получены изображения планеты как
в полосе 365 им (поглотитель X), так и в полосах 8О2 (270 нм). Из­
мерения охватили три венерианских года. Корреляция контрастных
деталей в обеих длинах волн составила 0,74; иными словами, погло­
титель X практически всегда сопутствует сернистому газу (Эспо­
зито и Травис, 1982). В тех же измерениях найдена антикорреляция
поглотителя X и оптической толщи дымки. Это означает, что пре­
обладание одного из них происходит за счет другого. Наземные
поляриметрические измерения не давали заметных различий степе­
ни поляризации для светлых и темных районов. Однако поляримет­
рия с аппарата «Пионер — Венера» дала другой результат: поляри­
зация существенно различается благодаря избытку субмикронных
частичек серной кислоты над светлыми деталями (Эспозито и Травис,
1982).
Контрастность ультрафиолетовых деталей значительно изме­
няется как во времени, так и с длиной волны. На рис. 35 максималь­
ные контрасты составляли ±12%, последующие снимки «Венеры-9
и -10» в 1975 г. дали меньшие контрасты. Спектральная зависимость
контрастов, согласно Эспозито (1980), имеет два максимума, у 210
и 280 нм (полосы 80»), где контрасты достигают 34—43%, и мини­
мум 15—20% вблизи 240 нм. От 320 нм к 380 нм контрастность
в общем падает, порой до 5% у 360 нм, но иногда достигает 30%
(все эти оценки также относятся к фазе 60°).
В разделе 2.10 было показано, что как темные, так и светлые об­
разования находятся примерно в одном и том же интервале высот.
Непостоянство контрастов, очевидно, связано с переменным содер­
жанием па уровне ультрафиолетовых образований поглотителя X
и сернистого газа. Отношение смеси последнего (в пределах оптиче­
ской толщи единица для 300 нм) у верхней границы облаков, как
указывалось в разделе 3.04, близко к 10а шкала высот около
1 км, что в 5 раз меньше, чем для газовой составляющей. Подобно
тому как Азо., быстро возрастает в глубь облаков, достигая (5±
±10)-10“0 в середине облачного слоя (Поллак и др., 1980а), рас­
пределение поглотителя X также растет в глубину. Его концентра­
ция значительно увеличивается во внешней части верхнего яруса,
но он полностью отсутствует в среднем и нижнем ярусах облаков.
Авторы указывают, что вертикальное распределение поглотителя X
соответствует моде 1.
Взаимосвязь сернистого газа, поглотителя X и дымки — ключ
к отождествлению поглотителя X. С этой точки зрения неподходя­
щим кандидатом является хлор. Интерес к хлору объясняется тем,
что кривые для С12 дают поглощение в требуемой спектральной об­
ласти, а его образование легко объяснить фотодиссоциацией НС1.
Поллак и др. (19806) полагали, что именно С12 может быть поглоти­
телем X. Но как в таком случае объяснить его связь с сернистым
газом? Даже если предположить, что связь не прямая, например,
каталитическая, остается много других противоречий. На одно из
них указали Экономов и др. (1983): найденные в эксперименте на
189

«Венере-13^п -14» высотные зависимости поглощения в полосе 300—
380 нм требуют отношения смеси С12, на два порядка превышающих
имеющиеся оценки.
В работах Поллака и др. (19806), Эспозито и др. (1983), путем
■сравнения спектральных характеристик Венеры в области 300-4-4-500 нм и спектрального хода индекса поглощения, отклонены
следующие кандидаты на роль поглотителя X: 8О:, 1\Ю2, С2О3,
■соединения железа, магнетит, лимонит и графит. Исключена также
орторомбическая сера.
И снова исследователи обратились к идее, впервые предложен­
ной Хапке и Нельсоном (1975). Их идея в переработанном виде
представлена несколькими весьма интересными работами: Туи и др.
(1982), Эспозито и Травис (1982) и другие. В них в качестве погло­
тителя X рассматривается так называемая аморфная сера — ко­
роткие молекулы серы 83 и 84, которые метастабильны и переходят
в молекулу 89. Молекулы 83 и 84 обладают требуемыми спектраль­
ными свойствами, молекула 8в — не обладает. Предположение
авторов заключается в том, что очень малая часть возникающей в фо­
толизе серы находится в состоянии 83—8.,. Остановимся подробнее
на этой гипотезе, отметив, что вероятное присутствие серы в облач­
ном слое рассматривалось также Принном (1975) и Янгом (1977),
однако большие массы серы в облаках исключаются (Томаско и др.,
1979; Поллак и др., 19806). Эспозито и др. (1983) следующим образом
■ суммируют доводы в пользу коротких аллотропов:
1. Нефелометрические измерения указывают на высокое значе­
ние коэффициента обратного рассеяния в верхнем ярусе облаков,
что требует большого индекса преломления (присущего сере).
2. Конденсация серы и конденсация серной кислоты объясняют
.двухмодовое распределение в верхнем ярусе облаков.
3. Физико-химическая модель, предложенная в работе, пока­
зывает, что сера возникает в областях, обедненных кислородом
(там, где наблюдаются сильные потоки газа из глубины). Верхний
ярус облаков — район, благоприятный для образования серы.
4. Сера не может образоваться над облаками и не может сохра­
няться в нижнем ярусе облаков. Естественна корреляция между
присутствием серы и 8О«.
5. Химические модели показывают, что в верхней части обла­
ков пары серы сильно обогащены короткими аллотропами 83 и 84,
поглощающими в длинах волн вблизи 400 и 530 нм. Нескольких
процентов 83 и 84 в частицах, состоящих в основном из 8В, достаточ­
но, чтобы объяснить наблюдаемое альбедо Венеры и соответствую­
щее поглощение солнечной радиации.
6. Короткое время жизни контрастных ультрафиолетовых дета­
лей объясняется тепловой релаксацией 83, 84—>8в.
7. Частички серы составляют малую часть массы верхнего
яруса облаков и не нарушают ограничений, сформулированных в
работах Поллака и др. (1980 а, б) и Томаско и др. (1980); имеются
в виду ограничения, определяемые профилем «чистого потока»
радиации и парниковым эффектом.
190

Численный эксперимент, выполненный>Туном и цр. (1982), ос­
новывался на следующих представлениях. Конденсация частиц про­
исходит лишь в том случае, когда возникает перенасыщение пара
88, ио не 83 или 8,. Конденсация может происходить на капельках
серной кислоты (несмачиваемость частиц серы кислотой в этом
случае не играет роли), причем конденсироваться могут любые ал­
лотропы. Если давление пара соответствующего аллотропа нена­
сыщенное, он снова испаряется. Столкновение частиц серы с сер­
ной кислотой в результате коагуляции приводит к дальнейшей их
изоляции в частицах серной кислоты, после чего их оптические
свойства уже практически не проявляются. Дальнейший рост
частиц также исключается, так как сера нерастворима в Н28О4, а
конденсаты серы не могут проникнуть внутрь капель.
Фотохимическая схема, которую рассматривали Тун и др. вклю­
чает 35 газообразных составляющих и 130 фотохимических реакций
и без промежуточных звеньев имеет следующий вид. При наличии
источника кислорода:
80, +/IV —> 80 + О
/яаЗ,6-103с,
80 + О, —> 80, + О
2Н„8О4.

(3.37)

Время реакций в 5-й строке (3.36) обратно пропорционально от­
ношению смеси 80, в ррт, а все реакции рассматриваются для вы­
соты 70 км. В случае недостатка кислорода:
8О, + йу—>80 + 0
/«3,6-103с,
80 +/IV—>8 + 0
< 3,6-103,
(3.38)
( 8О2 + О + СО, —> 8О3 + СО,
~ 3,6-103/х5О.,
2 (
8О3 + Н„О — Н28О4
< 1 с.
Или для начала и конца процесса:

380, + 2Н 2О Л 8 + 2Н,8О.,.

(3.39)

Эта схема объясняет появление и разрушение темных ультрафиоле­
товых деталей, корреляцию 8О2 и поглотителя X и другие перечис­
ленные выше факты, с которыми в других моделях возникают слож­
ности. Схема непринужденно связывает сернистый газ с возникно­
вением двух типов частиц — серы и серной кислоты, образующих
в конечном счете только поток капель Н,8О4. Динамика рассмот­
ренного процесса должна определяться притоком сернистого газа
из глубины атмосферы. При малой шкале высот 80, небольшие
191

местные вертикальные потоки вполне способны создать наблюда­
емые ультрафиолетовые образования.
Однако схема имеет серьезный недостаток, на который указы­
вали сами авторы: это высокое отношение смеси 8О2 на уровне
65 км: 100- 10~в, хотя измерения с масс-спектрометром дали 10-10~’
на 10 км ниже, у 55 км (Хоффман и др., 1980 а). С другой стороны,
измерения Эртеля и др. (1984 б) указали на более высокое отноше­
ние смеси лзо.«10_’ на уровне 65 км (раздел 5.04). Вместе с тем,
профиль концентрации 8О2 выше и ниже облачного слоя согласу­
ется с измерениями: 0,1-10-0 у 70 км и 100- 10~у нижней границы
облаков. Авторы отмечают, что’профиль 80. должен примерно пов­
торять профиль концентрации водяного пара, так как они имеют
один и тот же сток — Н«8О.|.
К той же проблеме — соотношению концентраций Н2О и 8О2—
Эспозито и Травис (1982) подошли с другой стороны. Рассматривая
близкую схему фотолиза 8О2, они пришли к выводу, что концент­
рация водяного пара, так же как и концентрация кислорода, мо­
жет контролировать ход преобразования 8О2 в 8 и Н,8О1. Обе
работы дополняют друг друга; предложенная в них гипотеза ка­
жется довольно убедительной.
Среди других механизмов, связывающих 8О2 и поглотитель X,
может быть фотохимическая реакция между 80, и неизвестным аген­
том, в результате которой образуется поглотитель X (Эспозито
и др., 1983).
Еще одна интересная гипотеза была предложена Титовым (1983).
На основе проведенных экспериментов и расчетов он указал сое­
динение, которое дает совпадение расчетных и экспериментальных
данных о спектральной зависимости альбедо в диапазон' 250—
500 нм и такой же высотный ход завис мости параметра (1—со»),
как в УФ-фотометрии на «Венере-14» (Экономов и др., 1983). Пред­
лагаемое соединение — пиросульфит аммония (МН.,) 82О- —• воз­
никает в результате химической реакции между следами аммиака
и сернистым газом в условиях атмосферы Венеры. Автор постули­
рует отношение смеси хмн, на уровне верхнего яруса облаков ве­
личиной менее 10_°, что близко к имеющейся оценке верхнего пре­
дела для верхней границы облаков: 10~7, Оуэн и Саган (1972).
По данным Титова, ниже 58 км пиросульфит исчезает, чем, по его
мнению, объясняется существование границы Гпс (рис. 49).
ц’ Значительную поддержку указанная гипотеза могла бы полу­
чить в случае обнаружения аммиака на указанных высотах. Привле­
кательная особенность гипотезы — связь поглотителя X с сернис­
тым газом.

Г л'а в а

IV

ТЕПЛОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ ВЕНЕРЫ

Энергия солнечной радиации, поглощаемая планетой, переизлучается в длинноволновом (тепловом) диапазоне. Поскольку плане­
та находится в тепловом равновесии, можно утверждать, что потоки
поглощаемой и излучаемой энергии равны. Разумеется, мы исхо­
дим из того, что потоком эндогенного тепла можно пренебречь.
Полный поток длинноволнового теплового излучения дает основные
сведения об интегральной поглощательной способности планеты
относительно солнечной радиации.
4.01. Равновесная, эффективная и яркостная температуры

Сравнивая тепловой поток от планеты с излучением абсолют­
но черного тела, помещенного на орбиту планеты, можно найти од­
ну из основных характеристик последней — ее интегральное сфери­
ческое альбедо /1В. У абсолютно черного тела (АЧТ), по определению
Ав=0, коэффициент излучения е=1. Его установившаяся темпера­
тура 7'р называется равновесной. Радиус тела гАЧТ не имеет зна­
чения, но предполагается, что вся его поверхность имеет одну
и ту же постоянную температуру Т9. Такое условие выполняется,
например, если тело имеет высокую теплопроводность.
Равновесная температура
определяется из равенства энергии
Ео, падающей от Солнца на диск с площадью лг|чт 11 излучаемой
всей поверхностью сферического тела 4лгАЧт:
пг\ч1Е01а- = Алг\ч1вТ^.
(4.01)
Здесь а — большая полуось орбиты Венеры, о — постоянная
Стефана — Больцмана, 5,67032-10-3 Вт-К-1-м-2,
—солнечная
постоянная, Ео=1,367±О,ОО2 кВт-м-2 (Фролих, 1982). Равно­
весная температура абсолютно черного тела на орбите Венеры
(а=0,723332 а. е.) составляет:
Т, = [Е0/(4оа2)] ‘А = 327,6 К.
(4.02)

Эта величина часто используется в расчетах.
В отличие от АЧТ, альбедо Венеры в визуальном диапазоне
гораздо ближе к единице, чем к нулю. Для этого случая уравнение
(4.01) имеет вид:
(1 — Ав)Е„1а- = 4оТ},
(4.03)
7

л. В

Ксанфэмалити

193

где Ав — интегральное сферическое альбедо Венеры, найденное
для всего спектра солнечного излучения, а Те— эффективная или
болометрическая температура планеты. Под Те следует понимать
такую эффективную температуру, при которой энергия, излучае­
мая абсолютно черным телом с той же поверхностью, что и у пла­
неты, совпадает с энергией, излучаемой планетой во всем спектре
электромагнитных колебаний. С учетом значения /1В =0,766, кото­
рое обосновывается в разделе 5.05 эффективная температура Венеры

Те = ГЛ (4‘-~.Лв) ]1/4 = 228 К.

(4.04)

Значительно подробнее тепловое излучение планеты характери­
зуется яркостной температурой Ть. Она равна температуре абсолют­
но черного тела, излучающего на данной длине волны (частоте)
ту же энергию, что и планета. Температуру Ть справедливо такжеотносить к небольшим районам излучающего поля планеты. Следу­
ет помнить, что Те не совпадает с яркостной температурой Ть Ве­
неры, хотя условие постоянства температуры излучения, эквива­
лентное высокой теплопроводности тела, выполняется почти для
всех районов планеты благодаря высокой эффективности глобаль­
ного массотеплопереноса. У Венеры основная часть потока теплово­
го излучения исходит от аэрозольной среды •— ее облаков. Из-за
имеющегося высотного градиента температур излучение облаков
имеет анизотропный характер, благодаря чему яркостная темпера­
тура излучения в направлении почти всей полусферы несколько
выше эффективной (ТЬ>ТС). Лишь вблизи горизонта Ть