Конечно, для этого нужно, чтобы указанные химические соединения находились в атмосфере с достаточной относительной и абсолютной концентрациями. Действительно, если количество молекул данного вещества слишком мало, то даже, несмотря на низкую температуру и превышение парциального давления над теоретическим давлением насыщения, эти молекулы будут находиться слишком далеко друг от друга и не смогут объединиться в зародыши будущих капель или кристалликов конденсата.
В холодных атмосферах Урана и Нептуна аммиак и тидросульфид аммония (если они там имеются) должны конденсироваться на довольно больших глубинах, где полное давление достигает десятков и даже сотен атмосфер. Вблизи тропопаузы в атмосферах Урана и Нептуна температура понижается до 45-50 К и, как уже отмечалось ранее, становится возможной и конденсация метана, для которой на Юпитере и Сатурне нет подходящих условий: минимальная температура там значительно выше (около 110 К на Юпитере и 85 К на Сатурне). (Собственно, на Сатурне можно было бы предположить образование дымки из метана вблизи тропопаузы, исходя из того, что температура в этой зоне оказывается меньше, чем температура замерзания метана. Но чтобы превысить давление насыщения, содержание метана в атмосфере Сатурна должно быть по крайней мере в 100 раз больше, чем то, которое следует из современных наблюдений.)
Существующие наблюдения Урана и Нептуна сами по себе пока не раскрывают нам физико-химическую природу аэрозольной составляющей их атмосфер, показывая лишь, что атмосферы обеих планет не могут состоять только из совершенно чистого газа (смеси газов) без примесей аэрозоля (иначе отражательная способность обеих планет в коротковолновой области спектра была бы несколько выше наблюдаемой). В участке спектра, который можно исследовать только с помощью вне атмосферных орбитальных телескопов и спектральных приборов (длины волн короче 3000 А) обе планеты отражают хотя и значительно большую долю падающей на них солнечной радиации, чем Юпитер и Сатурн, но все-таки на 15-20% меньше, чем дают расчеты для чисто газовых атмосфер, где происходит только молекулярное рассеяние света.
Надо иметь в виду, что для образования облаков требуется не только достижение состояния насыщения конденсирующимся газом. Для того чтобы насыщенный газ мог перейти в жидкое или твердое состояние в виде капелек или кристаллов льда, необходимо также наличие в атмосфере очень мелких частиц, которые могли бы играть роль ядер конденсации. Ими могут быть не только какие-то пылевые частицы или капли, но и ионы, получающиеся, например, при воздействии космических лучей на атомы и молекулы. При отсутствии достаточного количества таких частиц никаких облаков не образуется до тех пор, пока в атмосфере не создастся многократного (в десятки и даже сотни раз) перенасыщения. Тогда только может начаться "самопроизвольное" объединение молекул перенасыщенного газа в тесные группы, из которых и возникнут зародыши капель или кристаллов.
Плотность образующихся облаков также зависит от многих факторов, в частности от интенсивности вертикального перемешивания атмосферы в зоне конденсации, от изменения температуры с высотой, так что вместо облака может существовать сравнительно разреженная дымка, особенно если конденсация происходит вблизи температурного минимума, где температура мало меняется с высотой и конвективные процессы отсутствуют.
Как уже отмечалось, многократное рассеяние излучения на частицах облаков и дымки в планетных атмосферах существенным образом сказывается на наблюдаемой интенсивности полос поглощения в спектрах планет-гигантов. Исследуя, как меняется эта интенсивность в разных участках дисков Юпитера и Сатурна, можно получить некоторую информацию о свойствах облачных слоев, их плотности и высоте. Было бы интересно узнать что-то и об облаках Урана и Нептуна, используя наблюдения спектров этих планет с большим числом слабых и сильных полос поглощения метана и молекулярного водорода. Это более сложная задача, ведь угловые размеры дисков этих планет значительно меньше, и получение спектрограмм или фотоэлектрических записей спектров отдельных участков диска Урана или Нептуна - дело почти безнадежное.
Тем не менее кое-какие сведения в этом направлении удалось извлечь (пока, правда, только для Урана) из наблюдений диска планеты через светофильтры, вырезающие отдельные узкие участки спектра, в том числе и участки, занятые сильными полосами поглощения метана. Такие наблюдения стали возможными лишь сравнительно недавно, когда в практику астрофизических исследований начали внедряться электронно-оптические преобразователи и усилители яркости, а также специальные твердотельные приемники излучения, так называемые приборы с зарядовой связью (ПЗС). Последние имеют высокую чувствительность и способны накапливать возникающий под действием излучения электрический заряд в течение некоторого времени, подобно тому как фотопластинка накапливает световой поток в виде скрытого изображения.
И вот с начала 70-х годов стали предприниматься попытки измерить распределение яркости на диске Урана. Были заново исследованы снимки Урана, полученные с помощью баллонного телескопа "Стратоскоп-2", чтобы сравнением с теоретическими расчетами выяснить, какой модели структуры атмосферы и облаков наилучшим образом удовлетворяет характер изменения яркости по диску этой планеты. В большей части видимой области спектра Уран, как и другие планеты-гиганты, кажется более ярким в центре диска с потемнением к краям.
Величина потемнения к краю зависит от характера переноса солнечного излучения (рассеяния и поглощения) в атмосфере планеты. Так, например, если планета окутана толстым слоем светлых, мало поглощающих и сильно рассеивающих облаков, должно наблюдаться очень заметное потемнение к краям диска, а если те же облака поглощают и рассеивают примерно одинаковую долю падающего на них света Солнца, потемнение к краю будет незначительным. Альбедо облаков и потемнение к краю связаны между собой и зависят также от формы и размеров рассеивающих частиц и от их оптических характеристик, прежде всего от величины коэффициента преломления. Рассеяние и поглощение света происходят и на молекулах газа, поэтому толстая чисто газовая атмосфера тоже может оказаться малопрозрачной, но соотношения между альбедо и потемнением к краю при этом будут другими.
Таким образом, из фотометрии диска Урана в принципе можно получить информацию о свойствах его атмосферы и облаков. По данным "Стратоскопа-2", наилучшее согласие с наблюдениями дает модель с глубоко лежащим слоем плотных облаков, над которым находится чисто газовая атмосфера. Но почти одновременно В. Синтон, фотографируя Уран через светофильтр, вырезавший сильную полосу поглощения метана с длиной волны около 8870 А, обнаружил, что в этой полосе вид Урана совсем иной: вместо потемнения к краям диска наблюдается увеличение яркости, которое особенно велико в полярной области планеты.
С подобным явлением исследователи планет уже встречались несколько ранее: на снимках Юпитера, полученных также а сильной полосе поглощения СН4, были обнаружены яркие полярные шапки, хотя вне полос поглощения полярные области Юпитера кажутся темными. Используя прибор с зарядовой связью, Б. Смит получил еще более четкие изображения Урана в полосе метана 8900 А, подтверждавшие результат Синтона. Но, кроме картинок, для получения количественных данных, конечно, требовались фотометрические измерения.
И вот во второй половине 70-х годов появляется серия работ М. Прайса и О. Франца, которые провели большие ряды электрофотометрических измерений распределения яркости на диске Урана в разных длинах волн, в том числе и в нескольких слабых и сильных полосах поглощения. Прайс и Франц большую часть своих измерений проводили с помощью щелевого фотометра: изображение Урана перемещалось перпендикулярно узкой щели, сквозь которую на фотометр попадал свет от целой полоски изображения диска. Естественно, при этом усреднялась яркость значительной части диска, и чтобы найти реальное распределение яркости по диску, потребовались довольно сложные математические расчеты, учитывающие также и размытие изображения из-за атмосферной турбуленции. В конечном счете было найдено, что потемнение к краю диска уменьшается по мере усиления полос поглощения, так что уже в полосе метана 7250. А яркость слегка увеличивается к лимбу, а в сильных полосах усиление яркости к краям диска и особенно к северному полюсу выявляется вполне отчетливо.
Задача была непростой, ведь весь диск Урана имеет угловые размеры менее 5'', а турбуленция земной атмосферы редко позволяет наблюдать настолько спокойные изображения небесных объектов, чтобы их дрожание и размытие составили доли угловой секунды. Чаще оно достигает одной, а то и нескольких угловых секунд. Яркость Урана невелика, особенно в полосах поглощения, где она составляет всего несколько процентов от наблюдаемой вне полос. При этом измерять малые участки диска, вырезая их диафрагмой фотомекара, практически невозможно - не хватает света.
Что же создает это поярчение?
Наиболее естественным объяснением может быть наличие оптически тонкого слоя дымки в верхней части атмосферы Урана. Яркость такого слоя мала по сравнению с общей яркостью атмосферы Урана вне полос поглощения,- так что в коротковолновой части спектра и между полосами поглощения эта дымка ничем себя не проявляет, так же как остается практически неощутимой в слабых полосах поглощения. Но в сильных полосах, где солнечное излучение поглощается нижними слоями атмосферы почти полностью, свет, рассеянный этим тонким аэрозольным слоем, оказывается достаточным, чтобы создать заметную яркость в центрах сильных полос (без такой дымки яркость там была бы равна нулю). К краям диска толща аэрозольного слоя вдоль луча зрения увеличивается, и это приводит к наблюдаемому усилению яркости диска Урана у краев (рис. 8).
Было предложено и другое довольно интересное объяснение эффекта поярчения к лимбу Урана, позволяющее обойтись без дымки. Дело в том, что в зоне минимума температуры, как уже говорилось, метан при достаточной концентрации в нижней атмосфере может оказаться насыщенным и частично перейти из газообразного состояния в конденсат (жидкий или твердый).. Тогда на больших высотах его относительное содержание будет много меньшим по сравнению с нижней атмосферой. Соответственно поглощение метаном в этих слоях будет мало, в то время как количество водорода еще будет достаточным для создания заметного рассеяния света на этих высотах. Такой слой почти без поглощения, но с молекулярным рассеянием мог бы создавать "осветляющий" эффект в центрах сильных полос поглощения и поярчение к краям диска.
С такой гипотезой можно и согласиться, тем более, что наблюдаемое альбедо Урана в центрах сильных полос поглощения хорошо совпадает с рассчитанной яркостью верхнего рассеивающего газового слоя. Но сам по себе вопрос о том, как происходит конденсация метана и образуются ли метановые облака на Уране, еще не решен окончательно.
Мы уже упоминали о том, что в отсутствие ядер конденсации облака могут и не возникать даже при перенасыщении газа. По расчетам, для самопроизвольной конденсации метана как минимум необходимо двадцатикратное его пересыщение. Есть и еще одна особенность - яркость к краям диска на Уране в полосах поглощения возрастает не везде одинаково (сильнее у полюса). Это, скорее всего, должно быть связано с неравномерным распределением аэрозольной дымки в верхней атмосфере.
Природа дымки пока неясна: может быть, это все же метан, тогда она должна находиться на сравнительно большой глубине, или это пыль или продукты фотохимических реакций в верхней атмосфере. По оценке автора, над дымкой, имеющей небольшую оптическую толщину, находится крайне незначительное количество метана, соответствующее его относительному содержанию не более 0,02%, тогда как в нижней атмосфере относительное содержание CH, должно быть по крайней мере в 10 раз большим.
Полосы поглощения метана, по-видимому, в основном формируются в чисто газовой безоблачной зоне атмосферы, имеющей значительную глубину и оптическую толщину, так что релеевское (молекулярное) рассеяние играет немаловажную роль в образовании и видимой интенсивности этих полос спектра Урана. Где-то в глубине, на уровне с давлением в несколько атмосфер, может лежать слой аммиачных облаков. Положение метановых облаков или дымки зависит от действительного относительного содержания СН4; если оно составляет несколько десятых процента, то дымка из сконденсированного метана может образоваться на уровнях в 0,2- 0,5 атм. Но если, как в свое время предполагал Р. Даниельсон, относительное содержание метана в атмосфере Урана близко к 10%, метановое облако должно лежать на глубинах с давлением около 5-7 атм, т. е. почти там же, где и аммиачный облачный слой. Это, правда, маловероятная модель, так как большинство сценок содержания метана все же сходится к долям процента.
На Нептуне иной режим облучения солнечной радиацией и наличие внутренних источников тепла несомненно оказывают свое специфическое воздействие на структуру атмосферы и динамические процессы, способствующие формированию облаков или дымки в различных ее областях. Прайс и Франц, используя также щелевой фотометр, обнаружили поярчение к краям диска Нептуна в полосе метана 7250 А. Казалось бы, в этом можно видеть полную аналогию с Ураном. Но наблюдения в более далекой инфракрасной области спектра неожиданно выявили резкие перемены в атмосфере Нептуна.
В 1975 и 1976 гг. группа астрономов проводила фотометрические наблюдения Урана и Нептуна на обсерватории Китт-Пик, используя инфракрасный фотометр. В области длин волн 1-4 мкм земная атмосфера имеет четыре "окна прозрачности", лежащих в промежутках между сильными полосами поглощения водяного пара. Эти "окна", обозначаемые латинскими буквами J, H, К и L, имеют соответственно длины воли 1,25, 1,65, 2,2 и 3,5 мкм. Они служат как бы естественными светофильтрами, вырезающими сравнительно узкие участки инфракрасного спектра небесных объектов, и хотя астрономы предпочли бы иметь совершенно прозрачную атмосферу, им приходится ограничиваться существующими возможностями наблюдения инфракрасного излучения с поверхности Земли (особенно когда нужны длительные систематические наблюдения, которые нельзя выполнить, скажем, с самолета или на баллонном телескопе) .
Полосы пропускания К и L соответствуют наиболее интенсивным полосам поглощения метана в спектрах Урана и Нептуна. Блеск Урана по измерениям в этих полосах на протяжении всего периода наблюдений оставался почти одинаковым с небольшими, лежащими почти в пределах ошибок, колебаниями. Совсем иначе вел себя Нептун: его блеск в полосах К и L в 1976 г. возрос более чем на одну звездную величину по сравнению с зарегистрированным в 1975 г. (рис. 9), т. е. яркость планеты, измеряемая в сильных СН4, увеличилась примерно втрое. После максимального блеска на протяжении 4 месяцев яркость Нептуна снижалась, уменьшившись в конце концов почти до начальной величины.
Это явление, скорее всего, было вызвано образованием в атмосфере протяженного облака, над которым поглощение СН4 было незначительным, а яркость облака достаточно велика, чтобы столь сильно изменить видимый блеск Нептуна. По мнению К. Пилчера, облако должно было находиться на большой высоте, где атмосферное давление составляет около 0,05 атм. К сожалению, из-за перерыва между наблюдениями 1975 и 1976 гг. осталась неизвестной скорость нарастания блеска Нептуна, т. е. скорость формирования этого стратосферного облака. По скорости же падения блеска Пилчер приблизительно оценивает минимальный эффективный радиус частиц как около 1 мкм при предположении, что "рассасывание" облака происходило вследствие постепенного выпадения из него частиц.
Изменение блеска Нептуна пока единственное явление, которое можно считать прямым свидетельством происходящих в атмосфере этой планеты метеорологических процессов. Каких-либо других изменений, говорящих об интенсивной атмосферной циркуляции, ни у Урана, ни у Нептуна обнаружить не удалось. На крохотных дисках этих планет невозможно рассмотреть какие-либо облачные детали, чтобы по ним измерить скорости и направления атмосферных течений, так, как это делается при наблюдениях Юпитера.
Но, может быть, на этих планетах и нет столь активных движений в атмосфере, как на более близких и крупных планетах-гигантах - Юпитере и Сатурне?
В общем, специалисты по динамике планетных атмосфер склоняются именно к такому мнению. На Уране, почти или совсем лишенном источников внутренней тепловой энергии, динамические процессы в атмосфере должны быть обусловлены только притоком солнечной лучистой энергии и его вариациями в зависимости от положения полюса и экватора планеты по отношению к Солнцу.
Но, во-первых, само количество солнечной энергии, поступающее на эту планету, весьма невелико: всего около 0,0054 кал- (см2-мин)-1 (тогда как на Землю приходит от Солнца почти 2 кал (см2-мин)-1). Во-вторых, даже при уменьшении притока солнечной энергии к данной области планеты ее атмосфера из-за орбитального движения планеты и специфической ориентации оси вращения очень медленно отдает накопленное тепло. Во всяком случае на глубинах, где атмосферное давление равно 1 атм и более, температура испытывает крайне незначительные сезонные колебания, благодаря чему не возникает большого меридионального различия в температурах (которое могло бы послужить причиной возникновения циркуляции от экватора к полюсу и обратно).
По расчетам П. Стоуна, атмосферные движения на Уране если и имеют место, то с характерными скоростями всего около 1 -1,5 м/с. По-видимому, на Уране не бывает тайфунов и циклонов, даже подобных земным, не говоря уже о таких мощных проявлениях атмосферной циркуляции, какие мы видим на Юпитере.
Нептун получает от Солнца еще меньше энергии - 0,0022 кал (см2-мин)-1). Атмосфера Нептуна также обладает большой тепловой инерцией, из-за чего даже наличие внутреннего источника тепла не может привести к появлению интенсивных циркуляционных процессов. Правда, в верхней атмосфере у обеих планет так называемое время температурной релаксации становится уже меньше периода обращения планеты вокруг Солнца (в глубинных слоях атмосферы оно много больше), и поэтому можно ожидать, что какие-то сезонные изменения должны происходить на больших высотах в атмосфере.
| << Предыдущая глава | Следующая глава >> |
