Содержание
Вторая по счету от Солнца планета земной группы – Венера – ближайшая соседка Земли, в середине XX века рассматривалась учеными как наиболее перспективный объект для колонизации. Но все преимущества: близость орбит; сходная сила тяготения, средний объем и масса (0,867 земной) перечеркивались значительными отличиями химического состава атмосферы Венеры; высокой температурой ее поверхности, атмосферным давлением в 92 раза превышающим земное. Несмотря на очевидную непригодность для земных обитателей, изучение условий существования планеты Венеры в настоящем, и климатических изменений, произошедших в прошлом – позволяет понять механизм развития таких явлений, как «смог» и пылевые концентрации. Успешные попытки анализа строения и состава атмосферы Венеры делаются с середины XX века. Спектрографические, радиологические исследования с Земли и изображения, полученные с борта зонда «Маринер-10» помогли установить химический и структурный состав Венеры. В 2015 году, японской космической экспедицией «Акацуки» были получены новые данные об атмосферных явлениях на Венере.
Состав атмосферы
В отличие от земной, на 78% состоящей из азота, атмосфера Венеры почти полностью состоит из углекислого газа (96,5%). Азота в ней всего лишь 3,5%, а доля остальных компонентов газовой оболочки планеты вместе взятых – составляет менее 0,1% от общего объема.
В миллионных долях (ppm) атмосфера Венеры содержит:
- Неона (Ne) – 17 (ppm);
- Сернистого газа (SO2) – 150 (ppm);
- Аргона (Ar) – 70 (ppm);
- Водяного пара (H2O) – 20 (ppm);
- Угарного газа (CO) – 17 (ppm);
- Гелия (He) – 12 (ppm);
- Хлороводорода (HCl) – 0,1–0,6 (ppm);
- Фтороводорода (HF) – 0,001–0,005 (ppm).
Облака Венеры, закрывающие ее поверхность от наблюдений в спектре видимого света, ядовиты – это испарившийся при температуре 4620C, диоксид серы (SO2) и остатки водяных паров (H2O) – почти серная кислота (H2SO4). Химический состав атмосферы Венеры отличается от состава земного воздуха полным отсутствием свободного кислорода и содержанием большого объема тяжелого изотопа водорода – дейтерия (0,025% от общего количества элемента). Предположительно, наличие тяжелого изотопа – признак того, что до развития тотального парникового эффекта, поверхность Венеры была покрыта жидкой водой, впоследствии испарившейся в космическое пространство.
Структура атмосферы
Основные особенности атмосферы Венеры – плотный облачный слой и непрекращающиеся ураганы, бушующие над всей ее поверхностью. В отличие от земного, «привязанного» к рельефу и суточному вращению планеты – весь воздушный океан Венеры быстро движется независимо от ее поверхности. Сутки на Венере составляют почти 243 земных дня. За это время атмосферные потоки успевают сделать вокруг нее 60 полных оборотов.
Предположительно, именно медленное вращение вокруг своей оси повлияло на форму геоида: у планеты отсутствует полярное сжатие, поэтому рассчитать ускорение свободного падения на Венере – гораздо легче, чем на Земле. Оно будет одинаковым (8,87 м/с) и для полюсов, и для экватора.
Плотные облака из серной кислоты отражают около 75% дневного света. Они образуются под действием солнечного света из углекислоты и сернистого газа. Сконденсировавшиеся на высоте 65 км капли начинают свободное падение, но не достигают раскаленной поверхности планеты, испаряясь еще в тропосфере, образуя Виргу – «дождь в облаках». Среди серных туч регистрируются крупные зоны электрической активности (молнии, геликоны).
Слои атмосферы на Венере
Масса «газовой шубы» Венеры в 93 раза больше массы земной атмосферы – 4,8х1020 кг, а масса самой планеты – меньше (4,8675х1024), всего 0,815 от земной. Вот почему на Венере высокое давление – на поверхности планеты оно в 92,1 раз сильнее нашего. Чтобы испытать подобное на Земле – придется погрузиться под воду на глубину больше 900 м.
Зона «океана»
Слой атмосферы высотой от 0 до 5 км. Углекислый газ (воздух Венеры) здесь находится в состоянии «сверхкритического флюида» – уже не газа, но еще не жидкости с плотностью 67 кг/м3, нагретого до +4620 C. По мере удаления от горячего грунта, эти показатели падают.
Тропосфера Венеры
В зоне от 5 до 30 км над поверхностью планеты сосредоточена практически вся масса ее газовой оболочки – более 90%. Здесь формируется однородный сернокислотный туман, а температура постепенно опускается до 2000 C. От 28 км и выше – в воздушных массах начинают формироваться плотные сернокислые облака, доходящие на дневной стороне до высоты 65 км, а на ночной – местами свыше 90 км. Давление превышает земной показатель всего в 14 раз.
Тропопауза
Верхний «край» тропосферы. Начинается на высоте 50 км над поверхностью, где давление воздуха практически равно земному (1,066 от давления на уровне моря), а температура составляет всего +770 C. На расстоянии в 54 км над грунтом находится наиболее «комфортная» зона с температурой от 00C до +200C. Дальше плотность атмосферы и температура стремительно падают.
Мезосфера
Простирается от верхней границы облачного покрова – 65 км до 95 км. Здесь даже на солнечной стороне максимальная температура составляет –1080C. Зона очень разреженного углекислого газа и водорода. Облачный слой на ночной стороне здесь переходит в туман и простирается до 90 км.
Термосфера
Включает три слоя: первый – 120–130 км; второй – 140–160 км; третий – 200–250 км. Разреженное вещество в этих зонах на дневной стороне значительно ионизируется, вызывая видимые в оптическом диапазоне вспышки и «полярные сияния». Часто ошибочно именуется «ионосферой».
Дальняя граница верхней ионосферы (320–375 км) имеет плотность 3х1011 м3. На «окраине» атмосферы Венеры встречаются ионы атомарного кислорода O2+ и O+.
Ветер и атмосферная циркуляция
Атмосферная циркуляция на Венере происходит в двух направлениях – меридиональном (от экватора к полюсам) и зональном (от нагретой дневной стороны планеты – к ночной).
Тропосферная циркуляция воздуха Венеры идет в направлении противоположном вращению планеты. В метре от грунта скорость перемещения густой пылегазовой массы составляет всего 0,3–1,0 м/с. С каждым километром вверх, она растет на 3 м/с. По мере отдаления от поверхности, скорость ветра линейно возрастает до отметки 50–53 км, а дальше – начинает постепенно убывать вместе с плотностью воздуха. В верхней зоне тропосферы (60–65 км) ветра дуют со скоростью около 100 м/с.
Движение воздушных масс (так называемое Супервращение) на средних широтах в районе 50 параллели идет быстрее, чем на экваторе. К полюсам интенсивность движения снова убывает: потоки образуют S-образные «полярные вихри», соединяющие парные гигантские «глаза» циклонов. Эти облачные массы не меняют положение. Размером они в 4 раза больше земных «собратьев». Вокруг полюсов, на широте 60–70 параллели, образуются кольцевые холодные антициклоны – полярные «воротники», препятствующие проникновению к полюсам нагревшихся в экваториальной зоне масс воздуха. Перепад облаков в «воротниковой» зоне составляет 5 км (выше по сравнению с остальными широтами). По краям «воротников» скорость ветра достигает 140 м/с.
Магнитное поле Венеры
Почему Венера не имеет собственного магнитного поля как у большинства планет нашей системы – точно неизвестно. Существует гипотеза о том, что около 4 млрд лет назад произошло столкновение планеты с крупным небесным телом (возможно Меркурием), из-за чего она изменила траекторию движения и замедлила вращение. Магнитосфера Венеры индуцирована частицами солнечного ветра, вторгающимися в ее экзосферу. На высоте 250 км магнитное поле приобретает локальное усиление – «магнитный барьер», преодолеть который большей части солнечной плазмы не под силу. Барьер имеет напряжение около 40 нТл.
Форма магнитосферы по своей ориентации напоминает «хвост кометы»: минимальная ее толщина (около 1900 км) регистрируется с подсолнечной стороны, а максимальная – вытянутый эллипс (хвост) с противоположной (ночной) стороны планеты. В «хвосте» происходит высокая электрическая активность, из-за которой ионосфера постоянно теряет часть своей массы. Ионы гелия, водорода и кислорода (из водяного пара) получая энергию около 1000 эВ, отрываются и улетают в космическое пространство. Энергия электронов в «хвосте» составляет более 100 эВ.
Парниковый эффект
Венера – самая горячая планета солнечной системы. Находясь в два раза дальше и получая в четыре раза меньше солнечного света, чем Меркурий, она имеет постоянно высокую температуру, примерно одинаковую для «дневной» и «ночной» стороны планеты. Парниковый эффект на Венере обусловлен высокой плотностью газов тропосферы, повышенным содержанием углекислого газа и сплошным покровом плотных желтых облаков. В составе облаков обнаружены частицы хлорного железа, придающего им характерную окраску.
Исследования атмосферы Венеры
Михаил Ломоносов, проводя оптическое наблюдение с помощью телескопа в момент прохождения Венеры по диску Солнца, отметил наличие свечения вокруг небесного тела и счел этот эффект преломлением солнечных лучей, проходящих через верхние слои ее атмосферы.
Окончательно решить вопрос, существует ли на Венере атмосфера и из какого газа она состоит – помогло исследование планеты с помощью мощных спектроскопов. В 1940 г., американский астроном Руперт Вильдт произвел расчет содержания CO2 в газовой оболочке планеты и указал ее оценочную температуру – выше 1000 С.
Наиболее информативными стали исследования атмосферы и поверхности Венеры, проведенные с помощью космических аппаратов. С 1962 г ее орбиту посетили 17 автономных космических станций, 8 из которых выполнили успешную посадку.
(голосов: 6, средняя оценка: 3,67 из 5)
Загрузка...
