часть 1 атмосфера венеры

Поскольку атмосфера Марса сильно разрежена, она плохо сглаживает суточные колебания температуры поверхности. Температура на экваторе колеблется от +30°C днём до −80°C ночью. На полюсах температура может падать до −143°C.
Первые измерения температуры Марса с помощью термометра, помещённого в фокусе телескопа-рефлектора, проводились ещё в начале 1920-х годов. Измерения В.Лампланда в 1922 г. дали среднюю температуру поверхности Марса 245 K (−28°C), Э.Петтит и С.Никольсон в 1924 г. получили 260 K (−13°C). Более низкое значение получили в 1960 г. У.Синтон и Дж.Стронг: 230 K (−43°C).Атмосфера Венеры состоит в основном из углекислого газа, а также небольшого количества азота и других рассеянных элементов. Количество азота по сравнению с количеством углекислого газа относительно невелико, но поскольку атмосфера Венеры значительно плотнее, чем атмосфера Земли, то общее содержание азота на Венере примерно в четыре раза больше, чем на Земле (при этом содержание азота в земной атмосфере составляет 78 %, а в венерианской — 3,5 %)[1][11].
Атмосфера Венеры в небольших количествах содержит ряд соединений, в том числе на основе водорода: хлороводород (HCl) и фтороводород (HF). Также присутствуют угарный газ, водяной пар и молекулярный кислород[2][3]. Водород — относительно редкий газ в атмосфере Венеры. Большое количество водорода, предположительно, было рассеяно в космосе[12], а остальная часть связана, в основном, в соединениях серной кислоты и сероводорода. Потеря значительного количества водорода доказывается очень высоким отношением дейтерия к водороду, измеренным в атмосфере Венеры[3]. Соотношение примерно равно 0,025, что значительно выше, чем земное значение 0,00016[2]. Кроме того, в верхних слоях атмосферы Венеры соотношение дейтерия к водороду составляет 1,5, что выше, чем в основном объёме атмосферы[2]тмосфера Венеры разделена на несколько слоёв. Наиболее плотная часть атмосферы — тропосфера, начинается на поверхности планеты и простирается вплоть до 65 км. Ветры у раскалённой поверхности слабые[1], однако в верхней части тропосферы температура и давление уменьшаются до земных значений, и скорость ветра возрастает до 100 м/с[3][13].
Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 раза выше, чем на Земле, и сравнимо с давлением, создаваемым слоем воды на глубине 910 метров. Из-за такого высокого давления углекислый газ фактически является уже не газом, а сверхкритическим флюидом. Атмосфера Венеры имеет массу 4,8·1020 кг, что в 93 раза превышает массу всей атмосферы Земли[1], а плотность воздуха у поверхности составляет 67 кг/м3, то есть 6,5 % от плотности жидкой воды на Земле[1].
Большое количество CO2 в атмосфере вместе с парами воды и сернистым газом создаёт сильный парниковый эффект, что в свою очередь делает Венеру самой горячей планетой в Солнечной системе с температурой у поверхности 740К (467 °С) при том, что она расположена дальше от Солнца и получает лишь 25 % солнечной энергии по сравнению с Меркурием[11]. Средняя температура у поверхности выше температуры плавления свинца 600 К (327 °C), олова 505 К (232 °C) и цинка 693 K (420 °C). Вследствие плотной тропосферы разница температур между дневной и ночной сторонами незначительна, хотя медленное ретроградное вращение планеты приводит к тому, что одни сутки на Венере длятся 116,8 земных суток[1].Циркуляция в тропосфере Венеры является следствием так называемого циклострофического приближения[3]. Скорость его воздушных потоков приблизительно определяется балансом барического градиента и центробежных сил в почти правильном зональном воздушном течении. Для сравнения, циркуляция в земной атмосфере определяется геострофическим балансом[3]. Скорость ветров на Венере может быть непосредственно измерена только в верхних слоях тропосферы (тропопаузе) между 60 и 70 км, что соответствует верхнему слою облаков[18]. Движение облаков, как правило, наблюдается в ультрафиолетовой части спектра, где контраст между облаками является самым высоким[18]. На снимках в ультрафиолетовом диапазоне АМС «Маринер-10» были обнаружены три V-образные неоднородности атмосферы, равномерно расположенные вдоль экватора[19]:113. Линейная скорость ветров на этой высоте составляет около 100 ± 10 м/с ниже 50° широты, и они являются ретроградными, то есть дуют в направлении, обратном вращению планеты[18]. Ветры быстро ослабевают при перемещении в сторону высоких широт и, в итоге, полностью исчезают на полюсах. Такие сильные ветра около верхней границы облаков вызывают явление, известное как супервращение атмосферы[3]. Другими словами, эти мощные ветра делают круг вокруг планеты быстрее, чем вращается сама планета[14]. Супервращение на Венере является дифференциальным, то есть экваториальная тропосфера вращается медленнее, чем тропосфера средних широт[18]. У ветров также есть сильный вертикальный градиент: их скорость по мере снижения уменьшается со скоростью 3 м/с на км[3]. Ветра вблизи поверхности Венеры намного медленнее, чем на Земле, и имеют скорость всего несколько километров в час (как правило, менее 2 м/с — в среднем от 0,3 до 1,0 м/с). Однако из-за высокой плотности атмосферы у поверхности этого вполне достаточно для переноса пыли и мелких камней по всей поверхности, подобно медленному течению воды[1][20].Предполагается, что все ветра на Венере, в конечном счёте, обусловлены конвекцией[3]. Горячий воздух поднимается в экваториальной зоне, где наблюдается наибольший нагрев Солнцем, и направляется к полюсам. Такое явление называется ячейкой Хадли[3]. Однако меридиональные (север-юг) движения воздуха гораздо медленнее, чем зональные ветра. Граница ячейки Хадли на Венере находится около широт ± 60°[3]. Здесь воздух начинает спускаться и возвращается к экватору у поверхности. Такая гипотеза движения воздуха подкрепляется распространением угарного газа, который также сосредоточен в районе широт ± 60°[3]. В диапазоне широт 60—70° существуют холодные полярные воротники[3][7]. Они характеризуются температурой на 30—40 К ниже, чем верхние слои тропосферы в соседних широтах[7]. Более низкая температура, вероятно, вызвана подъёмом воздуха в них и адиабатическим охлаждением[7]. Такая интерпретация подтверждается более плотными и более высокими облаками в этих областях. Облака находятся на высоте 70—72 км, что на 5 км выше, чем на полюсах и меньших широтах[3]. Между холодными воротниками и высокоскоростными струями средних широт, в которых скорость ветра достигает 140 м/с, может существовать связь. Такие струи являются естественным следствием циркуляции Хадли и должны существовать на Венере между широтами 55—60°[18].
В холодных полярных воротниках находятся нерегулярные структуры, известные как полярные вихри[3]. Они представляют из себя гигантские ураганы, аналогичные земным штормам, но в четыре раза больше. Каждый вихрь имеет два «глаза» — центра вращения, которые связаны отчетливой S-образной структурой облаков. Такие структуры с двойным глазом также называют полярными диполями[7]. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего супервращения атмосферы[7]. Вблизи их внешних границ линейная скорость ветра достигает 35—50 м/с и уменьшается до нуля в центрах[7]. Температура в верхних облаках полярных вихрей гораздо выше, чем в близлежащих полярных воротниках, и достигает 250 К (−23 °С)[7]. Общепринятое объяснение полярных вихрей состоит в том, что они являются антициклонами с даунвеллингом в центре и апвеллингом в холодных полярных воротниках[3]. Этот тип циркуляции напоминает зимние полярные антициклоны на Земле, особенно над Антарктидой. Наблюдения показывают, что антициклонная циркуляция, наблюдаемая вблизи полюсов, может проникнуть на высоту 50 км, то есть до основания облаков[7]. Полярная верхняя тропосфера и мезосфера являются чрезвычайно динамичными — большие яркие облака могут появляться и исчезать в течение нескольких часов. Один такой случай наблюдался зондом «Венера-экспресс» в период между 9 и 13 января 2007 года, когда южная полярная область стала более яркой на 30 %[18]. Это событие, вероятно, было вызвано выбросом сернистого газа в мезосферу, который затем сконденсировался, Верхняя атмосфера и ионосфера[править | править вики-текст]
Мезосфера Венеры находится в интервале между 65 и 120 км. Далее начинается термосфера, достигающая верхней границы атмосферы (экзосферы) на высоте 220—350 км[13].
Мезосфера Венеры может быть разделена на два уровня: нижний (62—73 км) и верхний (73—95) км[13]. В первом слое температура почти постоянна и составляет 230К (−43 °С). Этот уровень совпадает с верхним слоем облаков. На втором уровне температура начинает понижаться, опускаясь до 165 К (−108 °C) на высоте 95 км. Это самое холодное место на дневной стороне атмосферы Венеры[2]. Далее начинается мезопауза[13], которая является границей между мезосферой и термосферой и находится между 95 и 120 км. На дневной стороне мезопаузы температура возрастает до 300—400 К (27—127 °C) — значений, преобладающих в термосфере[2]. В противоположность этому, ночная сторона термосферы является самым холодным местом на Венере с температурой 100К (−173 °C). Её иногда называют криосферой[2]. В 2015 году с помощью зонда «Венера-Экспресс» учёные зафиксировали тепловую аномалию в промежутке высот от 90 до 100 километров — средние показатели температур тут выше на 20-40 градусов и равняются 220-224 градусам Кельвина.[23]
Циркуляции в верхней мезосфере и термосфере Венеры полностью отличаются от циркуляций в нижних слоях атмосферы[2]. На высотах 90—150 км воздух Венеры перемещается с дневной на ночную сторону планеты, с апвеллингом над освещенным полушарием и даунвеллингом над тёмной стороной. Даунвеллинг над ночной полусферой вызывает адиабатический нагрев воздуха, который формирует теплый слой на ночной стороне мезосферы на высотах 90—120 км[2] с температурой около 230 К (−43 °С), что гораздо выше, чем средняя температура, зафиксированная на ночной части термосферы — 100 К (−173 °C)[2]. Воздух с дневной стороны также несёт атомы кислорода, которые после рекомбинации образуют возбужденные молекулы в долгоживущем синглетном состоянии (1Δg), которые затем возвращаются в исходное состояние и испускают инфракрасное излучение на длине волны 1,27 мкм. Это излучение на высотах 90—100 км часто наблюдается с Земли и космических кораблей[24]. Ночная сторона верхней мезосферы и термосферы Венеры является также источником не-ЛТР (нелокального термодинамического равновесия) выбросов молекул СО2 и NO, которые ответственны за низкую температуру ночной стороны термосферы[24].
Зонд «Венера-экспресс», используя звёздные затмения, показал, что атмосферная дымка простирается гораздо выше на ночной стороне по сравнению с дневной. На дневной стороне облачный слой имеет толщину 20 км и простирается приблизительно до 65 км, тогда как на ночной стороне облачный слой в форме плотного тумана достигает 90 км в высоту, проникая в мезосферу и даже выше (105 км), уже как прозрачная дымка[16].
Венера имеет вытянутую ионосферу, расположенную на высоте 120—300 км и почти совпадающую с термосферой[13]. Высокие уровни ионизации сохраняются только на дневной стороне планеты. На ночной стороне концентрация электронов практически равна нулю[13]. Ионосфера Венеры состоит из трёх слоев: 120—130 км, 140—160 км и 200—250 км[13]. Также может быть дополнительный слой в районе 180 км. Максимальная плотность электронов (число электронов в единице объёма) 3·1011 м−3 достигается во втором слое вблизи подсолнечной точки[13]. Верхняя граница ионосферы — ионопауза — расположена на высоте 220—375 км[25][26]. Основные ионы в первом и втором слое — это O2+ ионы, в то время как третий слой состоит из O+ ионов[13]. Согласно наблюдениям, ионосферная плазма находится в движении, а солнечная фотоионизация на дневной стороне и рекомбинация ионов на ночной являются процессами, главным образом, ответственными за ускорение плазмы до наблюдаемых скоростей. Плазменный поток, видимо, достаточен для поддержания наблюдаемого уровня концентрации ионов на ночной стороне[27].