Под туманоподобными облаками Венеры, которые занимают интервал высот от 49 до примерно 75 км, лежит огромный газовый океан, в основном состоящий из раскаленного углекислого газа СОг; его в атмосфере 96,5%. Свет проникает сквозь атмосферу, но рассеяние так велико, что даже находясь под нижней кромкой облаков различить поверхность планеты невозможно. С глубиной плотность углекислотной атмосферы растет и у поверхности Венеры достигает 65 кг/м3. Это только в 14 раз меньше плотности воды. Масса газовой оболочки Венеры составляет 5 o 1020 кг, что в сотню раз превосходит массу земной атмосферы и вполне сравнимо с массой земных океанов (1,37 o 1021 кг).
Вторым по содержанию следует азот, на который приходятся почти все оставшиеся 3,5 %. По абсолютному содержанию это в 5 раз больше, чем в земной атмосфере. С высотой в атмосфере быстро падают плотность, давление, температура. На высоте 30 км это 9,4 бар, 10 кг/м3 и 222 °С, а на высоте 65 км это 0,9 бар, 0,2 кг/м3 и -30 °С. Выше 150 км атмосфера Венеры из-за высокого молекулярного веса уже более разрежена, чем атмосфера Земли на тех же высотах. Еще выше резко возрастает относительное содержание гелия и водорода (хотя, конечно, падает по абсолютной величине). Угарный газ (СО), кислород и водород образуются в стратосфере за счет диссоциации (разрушения) молекул углекислого газа и водяного пара ультрафиолетовым излучением Солнца. Выше 700 км простирается чисто водородная корона (103 - 104 атомов/см3), которая постепенно переходит в межпланетную среду.
Плотность и температура короны и лежащей под ней криотермосферы сильно зависят от солнечной активности, но температура почти не зависит от высоты; выше примерно 160 км температура в подсолнечной точке в годы низкой солнечной активности близка к 300 К, а в годы высокой - к 450 К. На той же высоте в противоположной точке планеты (ночью) температура падает до 100 К (отсюда название "криотермосфера"). Сравнительно высокие дневные температуры криотермосферы объясняются поглощением ультрафиолетовой части солнечного излучения.
На высоте 120 км находится нижняя граница ионосферы. Максимальная концентрация электронов приходится на высоту 140 км; днем она достигает 5 o 105 см3, а ночью снижается примерно в 50 раз. Особенность ионосферы Венеры связана с отсутствием у планеты собственного магнитного поля: поэтому плазма солнечного ветра воздействует непосредственно на ионосферу, снижая днем ее верхнюю границу до 300-500 км.
По-видимому, именно различие условий формирования привело к большой разнице в содержании воды на Земле и Венере: для Земли это 1,37 o 1021 кг, или 2,3 o 10~4 от ее массы, а для Венеры около 3 o 10~9. Если бы температура у поверхности Земли была не 20 °С, а более 370 °С, то океаны Земли испарились бы и давление водяного пара в атмосфере достигло бы огромного значения 260 бар. Вместе с тем на Венере парциальное давление водяного пара не превосходит 3 мбар. Расчеты показывают, что при всех разумных предположениях потери воды на Венере не могли составить более 1/10 земных запасов воды.
Предположения об очень высоких температурах и давлениях на Венере появились в 1940-х гг. на основе чисто теоретических соображений. Но в начале 1960-х еще многие ученые допускали, что вся планета покрыта океаном. "Венера-4" даже имела специальный, сделанный из сахара замок, который должен был освободить антенну в случае посадки аппарата на воду. Современный анализ содержания водяного пара дает его концентрацию в атмосфере Венеры примерно 3 o 10-5 во всей тропосфере, от поверхности до облаков.
В.Г. Сурдин. Солнечная система
| << Предыдущая глава | Следующая глава>> |
