Венера

Схема строения атмосферы Венеры выглядит следующим образом. В интервале высот 47—70 км над поверхностью расположен протяженный слой тумана средней плотности, который по традиции называют облаками Венеры. От земных они отличаются не только низкой плотностью, малым массовым содержанием и микроскопическими размерами частиц, но ивесьма экзотическим составом: это мельчайшие капли высококонцентрированной серной кислоты. Облаков водного состава на Венере не бывает, а относитеьное содержание водяного пара в атмосфере очень мало, в 50 – 70 раз меньше, чем в земной атмосфере.

Верхняя граница облаков у 65—70 км имеет размытый характер и постепенно переходит в надоблачную дымку, поднимающуюся еще на 15—20 км. Дымка имеет непостоянную плотность, которая подвержена сильным изменениям с характерным временем около года или менее. Нижняя граница облаков у 47 км выражена весьма четко; но и ниже уровня 47 км имеется слабая дымка, простирающаяся вниз также километров на 15. Ниже 30 км атмосфера Венеры практически свободна от аэрозолей.

Как показывают измерения, температура у поверхности на уровне радиуса 6051,6 км составляет 735 К, давление 92 бар. С высотой температура и давление быстро падают. На уровне примерно 53 км условия близки к земным «нормальным»: от уровня с Т=293 К, где р~0,5 бар, до Т=340 К, где р =1 бар.

Высокие температуры у поверхности определяются одной из главных особенностей атмосферы планеты: сильным парниковым эффектом. Солнечная радиация проникает глубоко в атмосферу и поглощается поверхностью и атмосферой. Однако для длинноволнового теплового излучения атмосфера малопрозрачна, что и создает высокие температуры у поверхности.

Факт высокой температуры поверхности был установлен еще до начала зондирования атмосферы Венеры космическими аппаратами, по радиофизическим исследованиям планеты (Майер, 1963). Как любое нагретое тело, поверхность излучает значительную мощность в радиодиапазоне. Поэтому измерение яркостной температуры радиоизлучения можно связать с термодинамической температурой поверхности. К первым серьезным исследованиям этого рода относятся работы Майера и др. (1957, 1958).

Особенно большое число радиоастрономических измерений было проведено с 1962 по 1970 г. Далее начались прямые измерения на поверхности и проблема утратила актуальность. Наиболее высокие температуры наблюдаются в диапазоне 3—15 см, до 660 К.

Химический состав атмосферы

Подробные сведения об истории исследований состава атмосферы планеты можно найти в монографии «Венера» (Цан и др., 1983), а также в более ранних работах и изданиях: Л. Янг (1974), Кузьмин и Маров (1974), Мороз (1981) и других. В изучении состава атмосферы большую роль сыграли как космические, так и традиционные наземные, прежде всего — спектрометрические исследования (Конн и др. 1967).

Основная составляющая атмосферы планеты — углекислый газ. Спектрометрически он был отождествлен в атмосфере Венеры еще в 1932 г., в работе Адамса и Данхэма (1932). Однако до полета «Венеры-4» в 1967 г. оценки его содержания значительно колебались. Измерения «Венеры-4» и последующие более точные измерения «Венеры-5 и -6» практически закрыли вопрос об основных составляющих.

Углекислый газ. Атмосфера Венеры почти полностью состоит из углекислого газа, который выделился из коры планеты в процессе ее дегазации. На первый взгляд, на Венере запасы углекислого газа намного больше, чем на Земле. Различие снижается на 2 порядка, если учесть примерно в 60 раз большее количество углекислого газа, растворенного в океанах Земли. Растворенный газ находится в динамическом равновесии с СО₂ в атмосфере и демпфирует изменения его содержания. Постоянная времени обмена для океана близка к 7 годам. Однако подлинным резервуаром углекислого газа являются карбонаты в осадочных породах Земли.

Азот.  Причина повышенного содержания азота в атмосфере, как предполагается, так же лежит в высокой температуре поверхности, за-за чего весь азот Венеры перешел в атмосферу.

Средняя и верхняя атмосфера.

На Венере тропопауза — переход от тропосферы к стратосфере — совпадает с верхней границей облаков. Тропопауза в земной атмосфере характеризуется п<span class="dash041e_0431_044b_0447_043d_044b_0439__Char" styl