Водяной пар в атмосфере Венеры — малая составляющая, его содержание на много порядков меньше, чем углекислого газа. Однако он существенно более сильный поглотитель инфракрасного излучения и, несмотря на малое отношение смеси, может вносить заметный вклад в поддержание парникового эффекта, ответственного за высокую температуру поверхности и нижней атмосферы планеты. Расчет теплового баланса планеты (см, напр., [Crisp and Titov, 1997]) требует, таким образом, знания распределения в атмосфере водяного пара. Далее, водяной пар участвует в химических реакциях, в том числе тех, которые связаны с образованием аэрозольных частиц облачного слоя, охватывающего всю планету. И в этом случае содержание и распределение водяного пара необходимо для расчетов и проверки моделей процессов в облачном слое (напр., [Esposito et al., 1997]). Наконец, содержание Н2О есть одна из ключевых величин для понимания эволюции планеты (напр., [Donahue et al., 1997]).
Неудивительно, поэтому, что в экспериментах по измерению содержания водяного пара на Венере, казалось бы, нет недостатка. Тем не менее, представления о содержании и распределении водяного пара нельзя назвать твердо сложившимися — данные различных экспериментов часто противоречат друг другу. Вследствие совершенствования методов измерений и их интерпретации, содержание водяного пара в облачном слое и нижней атмосфере, выводимое из измерений, за последние 30 лет было значительно изменено в сторону уменьшения с 104 ррт по порядку величины до не более 102 ррт, в том числе и благодаря работам, которые легли в основу настоящей диссертации. Это заставляет вносить изменения в понимание физико-химических процессов на Венере.
1.1 Измерения содержания водяного пара на Венере.
Попытки обнаружения водяного пара в атмосфере Венеры путем наземных спектроскопических наблюдений долгое время были безуспешны из-за большого содержания его в атмосфере Земли. Эту трудность пытались преодолеть двумя способами: 1) поднимая телескопы на большую высоту при помощи аэростатов [Dollfus, 1964; Bottema et al., 1965] или самолётов [Fink et al., 1972], 2) увеличивая разрешающую силу настолько, чтобы можно было отделить слабые венерианские линии от сильных теллурических, благодаря доплеровскому смещению (например, [Beiton and Hunten, 1966; Spinrad and Shawl, 1966; Beiton et al., 1968; Barker, 1975]). Отношение смеси НгО над облаками, оценивавшееся по этим наблюдениям, менялось в широких пределах 1−100 ррт, но природа вариаций не ясна — причиной могут быть как реальные изменения отношения смеси, так и характеристик верхнего слоя облаков. Кроме того, по спектру отраженного излучения невозможно точно привязать измеренные содержания к конкретной высоте. В любом случае результаты этих наблюдений ничего не говорили о содержании Н20 в нижней атмосфере — на высотах менее, примерно, 60 км. В 1967 г. были проведены первые прямые измерения состава и основных физических характеристик атмосферы Венеры. Это был исторический полет AMC Венера-4, которым началась длительная программа исследований планеты. Для измерений содержания Н20 на Венере-4, 5, 6 применялись датчики с использованием химических реакций [Виноградов и др., 1968; Виноградов и др., 1970], на Венере-9, 10 фотометры с фильтрами на полосы Н20 и С02 [Мороз и др., 1976; Устинов, Мороз, 1978]. Результаты этих первых экспериментов.
103−104 ррт Н20) были скорее всего ошибочны (см. § 4.1).
Первая уверенная идентификация водяного пара в нижней атмосфере Венеры была выполнена в 1978 г. по спектрам солнечного излучения, измеренным с помощью спектрофотомеров, установленных на спускаемых аппаратах Венера-11 [Экономов и др., 1979; Мороз и др., 1979]. Это спектры рассеянного излучения, проникающего сквозь облака на дневной стороне планеты вплоть до поверхности. Измерения на Венере-11 были сделаны при направлении визирования в область верхней полусферы. На спектрах (рис. 2.1) видны хорошо выраженные и сравнимые по величине поглощения полосы двух газов — С02 и Н20. В 1982 г. новые спектры были получены на Венере-13 и 14, на этот раз уже для нескольких направлений визирования [Мошкин и др., 1983]. Анализ этих данных, выполненный в своё время авторами эксперимента, показал отношение смеси Н20 в пределах 100−500 ррт на высотах 40−55 км с постепенным уменьшением к поверхности до 20 ррт [Мороз и др., 1983; Moroz, 1983]. Независимая интерпретация данных Венеры-11 другими авторами [Young et al., 1984] привела к похожим результатам.
Заметим, что восстановление профиля Н20 по упомянутым спектрам является трудной задачей по нескольким причинам: низкая разрешающая сила (А/АЛ ~ 30) и, вследствие этого, перекрытие полосошибки в измерении спектральной интенсивности и калибровке шкалы длин волнвертикальная неоднородность поглощающей и рассеивающей средыслабая чувствительность измеренных спектров к вариациям содержания водяного пара из-за насыщенности линий. Несмотря на довольно большую неопределенность в восстановленном профиле Н20 (до множителя около 2), его главная особенность — уменьшение относительного содержания от нижней границы облаков (~200−500 ррт) к поверхности 20 ррт) — казалась твердо установленной, хотя и не находила удовлетворительного теоретического объяснения [Lewis and Grinspoon, 1990; Krasnopolsky and Pollack, 1994].
Следующим важным шагом стали наземные наблюдения спектра ночного свечения Венеры (в области спектра 1−2,5 мкм), открытого Алленом и Кроу-фордом [Allen and Crawford, 1984]. Это тепловое излучение нижней атмосферы, уходящее в окнах прозрачности С02 около 2,3,1,74 и нескольких между 1 и 1,31 мкм. Во всех окнах имеются линии водяного пара, часть которых при наблюдениях с высоким разрешением свободна от помех со стороны теллурического поглощения благодаря высокой температуре. Интерпретация этих наблюдений позволила определить содержание водяного пара на разных высотах в интервале 10−40 км. Везде оно оказалось примерно одинаковым — 30±15 ppm [Bezard et al., 1990; Bell et al., 1991; Crisp et al., 1991; Pollack et al., 1993; de Bergh et al., 1995]. В работе [Meadows and Crisp, 1996] получено 45±10 ppm в нижних 6 км. Подобные же измерения были проведены с AMC Galileo картирующим спектрометром NIMS, и получено также около 30 ррм в интервале высот 10−40 км, причем горизонтальные вариации в исследованных пределах от 40°ю. ш. до 50 °C. ш. не превышали 20%.
Кроме спектральных оптических измерений содержания Н20 на спускаемых аппаратах позднего периода (после 1978 г.) применялись газовые хроматографы [Oyama et al., 1980; Мухин и др., 1983], масс-спектрометр [Donahue and Hodges, 1992] и химические датчики, более совершенные, чем в первых полетах к Венере [Сурков и др., 1983; Сурков и др., 1987]. При этом, как правило, получались содержания водяного пара 5 • 102−104 ррт, то есть существенно большие, чем дает оптическая спектроскопия обоих типов (наиболее близкой к спектральным измерениям является работа [Donahue and Hodges, 1992], где в подоблачной атмосфере получено 100 ррт).
Термическое зондирование в диапазоне, А > 5 мкм с искусственных спутников Венеры позволяет измерить содержание водяного в верхней части облаков с высоким пространственным разрешением. Такие измерения были выполнены на орбитальных аппаратах Pioneer Venus и Венера-15.
В эксперименте OIR на Pioneer Venus измерения проводились с помощью радиометра с несколькими каналами в ИК-диапазоне, один из которых (220 см-1, разрешение ~100 см-1) находился в районе вращательной полосы Н20. Среднее содержание водяного пара над облаками, полученное тогда авторами эксперимента, изменялось в пределах от минимума 6 ррт на ночной стороне до максимума 100 ррт на дневной [Schofield et al., 1982]. Новая интерпретация [Irwin, 1997] дала примерно такие же результаты, причем в некоторых случаях содержание Н20 доходило до 200 ррт.
В 1983 г. с помощью фурье-спектрометра на борту искусственного спутника Венера-15 были получены спектры Венеры в диапазоне 250−1650 см-1 (6−40 мкм) с разрешением ~5 см-1 [Эртель и др., 1985]. Измерения охватывали область с 4 до 10 и с 16 до 22 ч местного солнечного времени и диапазон широт от -65°до 87°. Было найдено, что содержание водяного пара находится в пределах 20±10 ррт, каких-либо устойчивых широтных или временных вариаций в выявлено не было [Мороз и др., 1985; Moroz et al., 1990].
Наконец, наземные радиоастрономические наблюдения в миллиметровом диапазоне в линиях HDO и Н20 также дали соотношения смеси водяного пара над облаками от 0,5 до 12 ppm [Encrenaz et al., 1991; Encrenaz et al., 1995]. Делались также попытки оценки содержания водяного пара по излучению на сантиметровых волнах (например, в [Janssen and Klein, 1981] найден верхний предел 3000 ррт) — впрочем, эти измерения не являются хорошим материалом для нашей задачи.
Таким образом, можно было констатировать наличие значительных противоречий между результатами интерпретации различных измерений. Во первых, почти все контактные методы дали содержания Н2О, значительно, на порядок величины и более, превышающие содержания, измеренные дистанционными методами. Во вторых, не согласовывались содержания Н20 в нижней атмосфере, полученные по данным оптической спектрометрии на CA Венера-11, 13 и 14 и по наблюдениям ночного свечения Венеры в ближнем ИК диапазоне. Наконец, изменчивость и большие содержания Н20, полученные в эксперименте OIR на Pioneer Venus, не наблюдались ни фурье-спектрометром на Венере-15 ни (в части высоких содержаний) по наблюдениям в миллиметровом диапазоне. В то же время, данные наблюдений конца 70-х — начала 80-х годов обрабатывались тогда на уровне, соответствующем невысоким по-сравнеиию с современными возможностям вычислительной техники. Естественно было предположить, что более совершенные методы моделирования переноса излучения и обработки данных спектрометрии позволят провести более качественную интерпретацию и, возможно, снимут вышеперечисленные противоречия. К тому же, далеко не все данные были ранее проанализированы. Забегая вперед, отметим, что предпринятая попытка переработки данных Венеры-11−15 вполне себя оправдала.
4.2 Выводы.
Итак, новый анализ спектров излучения атмосферы Венеры, полученных на спускаемых аппаратах Ввнера-11, 13, Ц и орбитальном аппарате Венера-15 действительно позволил получить новые данные о содержании и распределении водяного пара в атмосфере планеты, а также устранить ряд значительных противоречий между этими и другими экспериментами.
1. В подоблачной атмосфере, в местах посадки спускаемых аппаратов Вене-ра-11, 13, Ц, а это область вблизи экватора, 9−11 часов местного солнечного времени, отношение смеси водяного пара составляет 30 ± 10 ррт.
2. Возможно, отношение смеси Н20 изменяется с высотой: достигает слабого минимума 20 ррт на высоте 10−15 км, а у поверхности, наоборот, повышается до 50−70 ррт. Погрешность определения содержания Н20 не позволяет сделать однозначный выбор в пользу этого или постоянного профиля.
3. Вопреки, первой интерпретации данных CA Венера-11, 13, 14 в облачном слое содержание водяного пара такого же порядка, что и в подоблачной атмосфере. По данным Венеры-11 получено небольшое, на 10−20 ррт, увеличение отношения смеси в нижнем ярусе облаков. Тем не менее, погрешность определения отношения смеси допускает и постоянный профиль от поверхности до ~ 60 км.
4. В верхней части облаков, на уровне, где оптическая толщина в области 350 см-1 равна 1, отношение смеси понижается, по сравнению с подоблачной атмосферой, и составляет, в среднем, 5−15 ррт. В исследованной области планеты этот уровень находится на высотах от 55 км в высоких широтах северного полушария до 65 км в низких. Единственный сеанс наблюдений ОА Венера-15, захвативший южное полушарие и экваториальную область (от -65°до 20°), дал примерно такие же отношения смеси: 5−10 ррт.
5. В северном полушарии выделяются области, отличающиеся положением верхней границы облаков. На широтах 20° < ф < 50° средняя высота уровня т = 1 равна 62,5 км, а на широтах ф > 60° — 56 км. Среднее отношение смеси в той и другой широтной зоне примерно одинаково, около 10 ррт, хотя плотности и парциальные давления отличаются, естественно, в 2−4 раза. Таким образом, содержание водяного пара (как функция высоты) коррелирует с плотностью облаков.
6. Широтная зона 20° < ф < 50° достаточно однородна (по сравнению с ф > 60°) — параметры атмосферы здесь плавно меняются с широтой.
Вообще говоря, имеются значительные различия в широтной зависимости отношения смеси между разными сеансами, однако, на этих широтах в среднем четко прослеживаются следующие тенденции: отношение смеси Н20 на рассматриваемом уровне имеет дневной максимум (максимальное измеренное отношение смеси — 17 ррш на 10 ч местного времени и широте 35 °) ночной минимум (минимальное измеренное отношение смеси — 1 ррт на 22 ч и широте 30 измеренное содержание Н20 растет с широтой, что является косвенным указанием на то что с высотой отношение смеси падает. Примерное падение отношения смеси в интервале высот 60−64 км — 3 раза (от 10−15 ррт до 3−5 ррт).
7. Широтная зона ф > 60 характеризуется большой неоднородностью поля излучения (а значит и поля температуры и облаков). Разброс измеренных содержаний увеличивается (3−30 ррт), по-видимому, как вследствие возрастающей ошибки измерений, так и по причине указанной неоднородности, связанной с динамическими структурами, такими как «холодный воротник» и «горячий диполь». В области «холодного воротника» 60° < ф < 70° с низким положением верхней границы облаков, отношение смеси Н20 состаляет 5−8 ррт на высоте 55−57 км.
8. Практически устранено существовавшее противоречие между измерениями содержания водяного пара в нижней атмосфере по данным спектрометрии на С, А Венера-11, 13, 14 и по наблюдениям ночного свечения атмосферы Венеры. Показано, что высокие содержания Н20 в верхнем ярусе облаков, полученные в эксперименте OIR на OA Pioneer Venus, могут быть следствием ошибки в поглощении в аэрозольном континууме. Высокие содержания Н20 in situ, измеренные с использованием химических датчиков и газовой хроматографии сильно противоречат спектрометрическим измерениям и, по-видимому, содержат ошибки.
Автор выражает глубокую благодарность научному руководителю В. И. Морозу за постоянную помощь и участие в работе, Л. В. Засовой за восстановление температурных и аэрозольных профилей по данным Венеры-15, И. В. Хатунце-ву за подготовку данных Венеры-15 и Венеры-11, Б. Е. Мошкину за помощь в работе над данными Венеры-11, 13, 14, Д¦ В. Титову, А. В. Родину и Б. М. Ан-дрейчикову за полезное обсуждение, а также всем сотрудникам лаборатории 531, участвовавшим в экспериментах на Венере-11−15 и тем самым сделавшим возможной эту работу.
Особая благодарность покойному Дж. Поллаку, чей интерес к данным Вене-ры-11 дал импульс к их повторному анализу, предоставившему доступ к высокотемпературным спектроскопическим банкам данных, а также Р. Фридману, непосредственно предоставившему часть таких данных.
Автор выражает также благодарность Международному научному фонду и Российскому фонду фундаментальных исследований за финансовую поддержку.
Заключение
.
4.1 Сравнение результатов с данными других экспериментов.
На рисунке 4.1 показаны результаты разных экспериментов по измерению содержания водяного пара в атмосфере Венеры. По величине / измеренных содержаний Н20 выделяются три большие группы:
• Очень большие величины /: 1350 ррш на высоте 21,6 км (газовый хроматограф большого зонда Pioneer Venus [Оуаша et al., 1980]) — до 5200 ppm на высотах 42−48 км [Виноградов и др., 1970; Oyama et al., 1980]- около 2000 ppm на высотах 48−58 км (химические датчики Венеры-13, 14 [Сурков и др., 1983] и Веги-1 [Сурков и др., 1987]).
• Малые величины /: 20−40 ррш на высотах до 40 км с уменьшением до, в среднем, 5−15 ppm на высотах 55−65 км. К этой группе относятся результаты: оптической спектрометрии на Венере-11, 13, 14 [Игнатьев и др., 1997; Ignatiev et al., 1997]- наблюдений теплового излучения ночной стороны планеты в окнах прозрачности С02 с Земли [Bell et al., 1991; Bezard et al., 1990; Crisp et al., 1991; Pollack et al., 1993; de Bergh et al., 1995] и с аппарата Galileo [Drossard et al., 1993]- ИК-фурье-спектрометрии на (Венере-15 [Ignatiev et al., 1998; Игнатьев и др., 1998]) — радиоастрономических измерений в линиях HDO и Н20 [Encrenaz et al., 1991; Encrenaz et al., 1995]- измерений методами оптической спектрометрии с Земли (отраженное солнечное излучение) [Belton and Hunten, 1966; Spinrad and Shawl, 1966; Belton et al., 1968; Barker, 1975]. К этой группе примыкают результаты интерпретации данных масс-спектрометра большого зонда Pioneer Venus [Donahue and Hodges, 1992].
• Промежуточные величины /: 150−200 ppm на высотах 25−40 км (Вега-2 [Сурков и др., 1987]) и 500−1000 ppm на высотах 48−58 км (химические датчики Ввнеры-4 [Виноградов и др., 1968], Венеры-13 и Ц [Сурков и др., 1983] и Беги-2 [Сурков и др., 1987] и и газовый хроматограф зонда Pioneer Venus [Oyama et al., 1980]).
Отношения смеси Н20, полученные в экспериментах с использованием химических реакций и газовой хроматографии, сильно превышают оценки, основанные на данных спектрометрии (любой — видимого диапазона, ближнего и теплового ИК, а также миллиметрового) и вряд ли заслуживают доверия. Мы не в состоянии указать конкретные ошибки «контактных» методов, однако совершенно очевидно другое: если увеличить / на 1−2 порядка, полосы поглощения Н20 на спектрах резко усилятся по сравнению с наблюдаемыми. Нельзя полностью исключить возможность вариаций / во времени и в зависимости от места, особенно на высотах более 40 км. Однако если отвлечься от этого, интересно проверить, можно ли величины / около 1000 ррш в нижнем и среднем слоях облаков (48−56 км) согласовать с оптическими спектрами, полученными на Венере-11, 13, ЦРезультаты такой проверки представлены на рис. 8: полосы Н20 в синтетических спектрах гораздо сильнее, чем в измеренных. Такое большое отношение смеси явно со спектрами несовместимо.
То нее относится и к измерениям содержания водяного пара в верхней части облачного слоя. Рис. 4.3 доказывает, что далее отношения смеси 50 ррш резко противоречат наблюдениям, в то время как в работах по анализу данных эксперимента OIR на орбитальном аппарате Pioneer Venus получены высокие содержания Н20 — до 200 ррш [Schofield et al., 1982; Irwin, 1997]. Такие высокие содержания не наблюдались ни в одном спектре Венеры-15, хотя вывод о дневном максимуме и ночном минимуме содержания Н20, сделанный в этих работах, данные Венеры-15 качественно подтверждают. Для восстановления содержания Н20 в эксперименте OIR использовался канал радиометра с центром ~ 220 см-1 и разрешением около 100 см-1. Полученные высокие содержания Н20 могут объясняться следующим образом.
Как показано выше (рис. 3.6), для того, чтобы обеспечить совпадение синтетических и измеренных спектров, коэффициенты ослабления аэрозоля, рассчитанные по оптическим константам серной кислоты [Palmer and Wlliams, 1975; Jones, 1976], использовавшимся и в данной работе и в [Schofield et al., 1982; Irwin, 1997], необходимо скорректировать. При этом поправочный множитель к коэффициенту ослабления может изменяться, например, от 0,75 на 365 см-1 до 1,8 на 270 см-1 (при v < 270 см-1 шум уже становится слишком большим). Зависимость этого поправочного множителя от волнового числа плавно меняется от спектра к спектру. Из этого следует, что неопределенность синтетического спектра в области v ~ 220 см-1 с разрешением около 100 см-1 из-за неточности аэрозольной модели (в частности, комплексного показателя преломления H2S04) может быть достаточно большой — приводить к ошибке в содержании Н20 на порядок величины.
50 S.
40 cd н о.
30 ra.
20 10.
100 loi юг юз 104.
