Верхняя атмосфера

Мы рассмотрели структуру сравнительно небольшой части атмосферы Венеры приблизительно до уровня, на котором располагается граница видимых с Земли облаков. Эта область заключает в себе около 99,8% всей массы газа, содержащегося в газовой оболочке планеты. Оставшиеся доли процента образуют довольно протяженную (хотя и менее протяженную, чем у Земли) верхнюю атмосферу Венеры, структура и физико-химические свойства которой представляют большой самостоятельный интерес.
Представления о структуре атмосферы выше видимой границы облаков основываются на данных измерений «Венеры-4» и «Маринера-5», результатах расчетов характера переноса тепловой радиации в условиях лучистого равновесия, данных фотометрических измерений параметров атмосферы Венеры во время затмения Венерой звезды Регул, а также оценок характера ослабления в верхней атмосфере солнвнной ультрафиолетовой радиации. Тем самым оказывается возможным определить высоту расположения температурного минимума, соответствующего мезопаузе в земной атмосфере. Согласно проведенным расчетам, для Венеры этот уровень расположен на высоте приблизительно 100 км при температуре около 190°К, в то время как для Земли — на высоте около 85 км при температуре 160 —170°К.
Данные о верхней атмосфере Венеры на еще больших высотах крайне ограничены и к тому же относятся только к условиям средней солнечной активности, изменение которой по аналогии с земной атмосферой должно, очевидно, приводить к существенным вариациям температуры, состава и плотности.
Наиболее сложные проблемы в физике верхней атмосферы Венеры (а также и Марса) в настоящее время — это проблемы химического состава и энергетики. Результаты измерений интенсивности свечения верхней атмосферы Венеры ультрафиолетовыми фотометрами «Венеры-4» и «Маринера-5» могут быть интерпретированы таким образом, что температура атмосферы выше 200 км около 400—450°С. А какой здесь состав? Естественно ожидать, что в тех областях, куда свободно проникает солнечная ультрафиолетовая радиация, интенсивно протекают процессы фотодиссоциации С0₂ с образованием значительных количеств атомарного кислорода. Между тем те же фотометрические измерения, в спектральном интервале 1300 —1304 А), где кислород интенсивно рассеивает солнечную радиацию, показали крайне низкое его содержание в верхней атмосфере Венеры, примерно в 105 раз меньшее по сравнению с земной атмосферой на тех же высотах. Это приводит к представлениям о высокой эффективности обратных рекомбинаци- онных механизмов на больших высотах, препятствующих накоплению кислорода за счет разрушения углекислого газа.
Предположение о преобладающей концентрации С02 до высот приблизительно 200 — 300 км подтверждается также расчетами профилей электронной концентрации в ионосфере Венеры и сравнением их с результатами измерений на «Маринере-5». Эти изменения показывают, что ионосфера Венеры менее плотная, чем на Земле, а слои с максимальной концентрацией электронов располагаются ниже, чем это имеет место в ионосфере нашей планеты. Очень интересно, что структура венерианской ионосферы на дневной и ночной сторонах различна: с дневной стороны ионосфера резко обрывается выше 400—500 км за счет натекания плазмы «солнечного ветра», при этом, очевидно, возникает ударный фронт, а с ночной стороны образуется сравнительно протяженный «плазменный шлейф» Венеры.
По существующим оценкам эффективность рекомбинации атомарного кислорода заметно уменьшается выше приблизительно 250—300 км. Это, очевидно, должно приводить к появлению слоя сравнительно небольшой протяженности, который, по-видимому, сменяется гелием, если поступление его в атмосферу Венеры вследствие радиоактивного распада урана и тория в недрах планеты примерно соответствует поступлению в атмосферу Земли. Необходимый баланс между убеганием (диссипацией) гелия из атмосферы и его поступлением за счет радиоактивного распада обеспечивается, если дополнительно предположить унос примерно 10% от количества образующихся на дневной стороне ионов гелия вследствие взаимодействия планеты с плазмой «солнечного ветра». Наконец, еще выше должен преобладать наиболее легкий газ — водород, образующий водородную корону Венеры.
Оживленную дискуссию вызвали особенности в структуре этой водородной короны, зарегистрированной «Маринером-5» и «Ве- нерой-4». Было отмечено, что интенсивность свечения на дневной стороне быстро нарастает. Для объяснения этого явления выдвинута гипотеза, которая исходит из допущения о значительном содержании дейтерия в основании водородной короны. Дело в том что при наличии дейтерия обеспечивается более высокая светимость атмосферы в водородной линии Лайман-аль- фа, а именно в этом спектральном интервале и производились измерения. Повышенное содержание дейтерия можно было бы объяснить за счет термического фракционирования водорода и дейтерия в основании экзосферы Венеры. Заметим, кстати, что более точное определение отношения этих компонентов позволило бы с большей определенностью судить о том, почему Венера потеряла свои океаны и в ее атмосфере так мало содержание Н20. Вместе с тем следует отметить, что для планеты, практически лишенной магнитного поля (что также показали измерения), принципиально осуществим и другой механизм: унос частиц, ионизованных солнечным ультрафиолетом, за счет электрического поля из области, приблизительно совпадающей с границей экзосферы.
Эта область нерегулярного («наведенного») магнитного поля, обнаруженная в окрестности Венеры на дневной стороне, получила название индуцированной магнитосферы.
Таким образом, исходя из измеренных профилей ночной ионосферы и измерений интенсивности свечения атмосферы ультрафиолетовыми фотометрами космических аппаратов, можно ожидать, что верхняя атмосфера Венеры обладает довольно сложной структурой. Видимо, до 200—250 км она сохраняется преимущественно углекислой, вблизи 300 км возможен слой атомарного кислорода, выше преобладает гелий, а с высоты 1000—2000 км — дейтерий и водород, причем приходится допускать, что относительное содержание дейтерия на Венере значительно (по крайней мере в сто раз) больше, чем в экзосфере Земли.