У. КЕЛЛОГ и К. САГАН
/ЛГЛ1О СФЕРЫ
Л1/1РСА и Венеры
THE ATMOSPHERES OF MARS AND VENUS
Prepared by William W. Kellogg and Carl Sagan
National Academy of Sciences — National Research Council
Washington, D. C., 1961
ПРОБЛЕМЫ АСТРОНОМИИ И ГЕОФИЗИКИ
У. Келлог и К. Саган
АТМОСФЕРЫ МАРСА И ВЕНЕРЫ
Перевод с английского и предисловие В. И. Мороза
ИЗДАТЕЛЬСТВО ИНОСТРАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ Москва, 1962
АННОТАЦИЯ
Книга посЕГящена обзору новейших данных об атмосферах ближайших к нам планет — Марса и Венеры. Авторы подробно останавливаются на результатах визуальных, фотографических, спектроскопических и радиоастрономических наблюдений планет и обсуждают программы их будущих исследований с искусственных спутников и космических кораблей.
В приложениях к книге более детально разобраны возможности различных методов исследования планет, в том числе инфракрасной спектроскопии, радиолокации и радиоастрономии, изложена теория атмосферной циркуляции и ее применение для описания климатических условий на планетах, рассмотрены проекты первых полетов на Марс и Венеру.
Книга представляет большой интерес для астрономов, астрофизиков и геофизиков, а также для всех лиц, интересующихся новейшими данными о природе ближайших к нам планет. Она будет также интересна лекторам и популяризаторам науки.
Редакция астрономии и геофизики
ОГЛАВЛЕНИЕ
Предисловие к русскому изданию.......................... 7
Предисловие............................................. 15
Глава 1. Методы наблюдений.............................. 19
§ 1.	Наблюдения с поверхности Земли................ 19
§ 2.	Наблюдения планет с больших высот............ 31
§ 3.	Наблюдения планет с близкого расстояния ....	33
§ 4.	Зондирование планетных атмосфер.............  41
Глава 2. Общая циркуляция в атмосферах планет.......... 43
§ 1.	Введение..................................... 43
§ 2.	Циркуляция в атмосфере Земли................. 45
§ 3.	Циркуляция	на	Марсе......................... 47
§ 4.	Циркуляция	на	Венере........................ 49
Глава 3. Марс.......................................... 52
§ 1.	Введение..................................... 52
§ 2.	Основные наблюдательные данные и их интерпретация ...........................................  52
§ 3.	Вертикальное строение атмосферы Марса........ 60
§ 4.	Фотохимия атмосферы Марса.................... 64
§ 5.	Синяя дымка.................................. 70
§ 6.	Вопрос о жизни на Марсе...................... 76
Глава 4. Венера........................................ 83
§ 1.	Введение..................................... 83
§ 2.	Важнейшие наблюдательные данные о Венере и их интерпретация..................................... 84
§ 3.	Альтернативные модели атмосферы Венеры .... 91
§ 4.	Эксперименты, которые позволят сделать выбор между альтернативными моделями....................107
6
Оглавление
Глава 5. Исследование планетных атмосфер в будущем . . 112
§ 1.	Введение.....................................112
§ 2.	Основные принципы............................113
§ 3.	Задачи наземных обсерваторий.................115
§ 4.	Астрономия на воздушных шарах и самолетах . . 118
§ 5.	Радио- и радиолокационная астрономия.........119
§ 6.	Экспериментальные и теоретические исследования 121
§ 7.	Экспериментальная астрономия на космических кораблях..........................................122
Заключение........................................124
Приложение 1. Прямая фотография в исследовании планетных атмосфер.	А.	Г.	Вилсон................126
Приложение 2. Визуальные и фотографические наблюдения Венеры и	Марса.	К.	В.	Томбо..............144
Приложение 3. Исследования радиоизлучения планет. Б. Ф. Бёрк........................................151
Приложение 4. Потенциальные возможности радиолокации в исследовании планетных атмосфер. Р. Эшлмэн 159
Приложение 5. Наблюдения с летательных аппаратов, не являющихся спутниками. Дж, Стронг..............168
Приложение 6. Исследование планетных атмосфер с помощью космических кораблей. Р. В. Дейвис, А. Р. Хиббс, Г. Нойгебауэр, Р. Л, Ньюберн.........190
Приложение 7. Интерпретация наблюдений планет с космических кораблей. Л. Д. Каплан...................197
Приложение 8. Общая циркуляция в атмосферах планет. Йел Минц..........................................200
Приложение 9. Интерпретация ультрафиолетовых спектров планетных атмосфер и полос СО2 в ближнем инфракрасном спектре Венеры. Дж. В. Чемберлен..........259
ПРЕДИСЛОВИЕ К РУССКОМУ ИЗДАНИЮ
Еще недавно физика планет была одним из самых заброшенных разделов астрономии. В то время как астрофизические исследования звезд и межзвездной среды, статистическая и внегалактическая астрономия интенсивно развивались, планетная астрономия топталась на месте. В последние годы положение резко изменилось.
Прежде всего были получены новые наблюдательные данные. Вероятно, самый важный и удивительный результат— это высокая яркостная температура Венеры (500—600°К вблизи нижнего соединения), измеренная на сантиметровых волнах и до сих пор не получившая общепринятой интерпретации. Мы не знаем пока с полной определенностью, относится ли эта температура к твердой поверхности или к ионосфере планеты, хотя с теоретической точки зрения ионосферная гипотеза кажется почти неприемлемой.
Для ученых представляет интерес использовать для исследования планет, в первую очередь Марса и Венеры, космические корабли, как при полете на близком расстоянии от планеты, так и непосредственно — с посадкой контейнера с аппаратурой на ее поверхность. Такого рода эксперименты потребуют затраты больших средств и сил, поэтому они должны быть хорошо продуманы. Необходимо четко разобраться в том, какие эксперименты на космических кораблях надо ставить в первую очередь, какие новые наблюдения с поверхности Земли могли бы дать дополнительную информацию, какие новые выводы можно сделать, комбинируя уже накопленные данные. Добавим также, что само по себе проектирование контейнеров для посадки на поверхность
8
Предисловие к русскому изданию
Марса и Венеры требует знания свойств атмосферы и твердой поверхности планет.
Предлагаемая вниманию читателя книга написана по материалам специального совещания, посвященного атмосферам Марса и Венеры, которое было проведено Советом по исследованию космического пространства Национальной академии наук США в декабре 1960 — январе 1961 гг. в Калифорнийском университете. Отчет составлен в несколько необычной форме. Первая половина (главы 1—5) по существу является монографией, в которой кратко и четко излагается современное состояние проблемы, причем особенно тщательно подчеркиваются противоречия, требующие разрешения, и пробелы, которые надо заполнить как можно скорее. Вторая половина (Приложения)—комплекс оригинальных статей или докладов, написанных различными авторами, что соответствует по форме обычным трудам конференций, которые публикуются в виде сборников статей. Эти оригинальные работы служат определенной базой для первой части, которая, однако, ни в коей мере не является их сжатым пересказом.
Дополнительную ценность книги создает использование материала, который либо еще не опубликован, либо опубликован в практически недоступных советскому читателю изданиях отдельных фирм и исследовательских организаций США. Примером информации первого рода является сообщение о работе Синтона, который получил в 1960 г. инфракрасный спектр Венеры от 1 до 4 ж и объяснил некоторые обнаруженные им детали поглощения в спектре отражением от ледяных кристаллов. Это сообщение представляет особый интерес, так как более ранние наблюдения Койпера в области 1—2,5 мк не обнаружили широких депрессий, характерных для отражения от массы ледяных кристаллов.
Загадка облачного слоя Венеры тесно связана с загадкой радиотемпературы. Саган показал, что если радиотемпература Венеры обусловлена горячей поверхностью, которая нагревается вследствие парникового эффекта, то облачный слой в верхних частях должен состоять из ледяных кристаллов. Кстати, многие работы самого Сагана, одного из ведущих деятелей теоретического
Предисловие к русскому изданию
9
планетоведения в США, подробно опубликованы только в изданиях Лаборатории реактивных двигателей Калифорнийского университета. Другим примером информации такого рода является работа Вокулера, в которой по заданию той же лаборатории заново вычислено интегральное альбедо Марса (0,26 вместо 0,15, как принималось ранее).
Очень интересные идеи высказываются Эшлмэном (Приложение 4) относительно перспектив применения наземных радиолокаторов для исследования планет. В сущности, уже проведенные с целью уточнения астрономической единицы эксперименты по радиолокации Венеры являются только первым шагом на этом пути. В скором времени вступят в действие установки для радиолокации планет в 100—10 000 раз более мощные, а это позволит получать самую разнообразную информацию, в том числе скорость вращения, радиус твердой поверхности, данные о крупных деталях рельефа, о высоте облачного слоя, о свойствах ионосферы, а также о межпланетной среде. Как известно, уже предпринималась попытка определить скорость вращения Венеры по допплеровскому размытию отраженного импульса, однако два разных эксперимента дали противоположные результаты (гл. 4, § 2, п. 5), так что вопрос остался открытым.
С радиолокационными наблюдениями связан новый подход к так называемой ионосферной модели атмосферы Венеры. Остановимся на этом подробней. В настоящее время предложено два альтернативных объяснения высоких радиотемператур Венеры, измеренных в сантиметровом диапазоне.
1. Яркостная температура на волне 3 и 10 см, приблизительно одинаковая для большинства измерений, определяется температурой твердой поверхности планеты. Миллиметровые волны, на которых получена более низкая температура (350—400° К на 4 и 8 мм), излучаются нижней атмосферой, мало прозрачной в этом диапазоне. Высокие температуры обусловлены сильным парниковым эффектом. Под парниковым эффектом имеется в виду следующее: в то время как атмосфера Венеры относительно прозрачна в видимой области и солнечное излучение эффективно нагревает твердую
10
Предисловие к русскому изданию
поверхность, в инфракрасной области непрозрачность атмосферы может быть велика (для этого необходимо содержание водяных паровЮ—100 г!см2). В этом случае собственное тепловое излучение поверхности почти не будет пропускаться, и температура ее может быть очень высокой. Кстати, парник, применяемый в сельском хозяйстве, устроен на несколько ином принципе: в нем главным образом ограничен конвективный (а не лучистый) перенос тепла.
2. Яркостная температура на 3 и 10 см определяется излучением ионосферы, которая становится прозрачной (коэффициент поглощения пропорционален X2) на длинах волн около 1 см. Излучение миллиметрового диапазона определяется в основном поверхностью. Электронная плотность в ионосфере Венеры должна быть при этом Ne « 109 см~\ что в 1000 раз больше, чем в земной ионосфере. Объяснить столь высокую среднюю электронную плотность очень трудно.
Итак, обе модели приводят к совершенно различным представлениям о физических условиях на поверхности и в нижней атмосфере Венеры. В первом случае это раскаленная пустыня и давление в десятки атмосфер, температура на освещенной стороне около 1000° К; во втором — температура и давление умеренные, не исключено даже существование океанов.
Как в пользу каждой из этих теорий, так и против них, можно привести ряд аргументов. В книге они подробно рассматриваются в гл. 4. Один аргумент представляется решающим, а между тем до настоящего времени он упускался из виду. Он возникает при сопоставлении, может быть несколько грубом, результатов радиолокации и наблюдения радиоизлучения. Радиолокация Венеры была проведена в СССР на волне 43 см, в США — на 12,5 и 68 см, в Англии — на 74 см. Между тем, если радиоизлучение на длинах волн Х>*3 см обусловлено ионосферой, то она во всей этой области будет непрозрачной для радиоимпульсов, и мы должны считать, что они отражаются не от твердой поверхности, а от самой ионосферы. Это в свою очередь означает, что электронная плотность в максимуме ионизации должна быть еще в 100 раз выше указанной средней плотности
Предисловие к русскому изданию	11
и, возможно, достигает 1011 см~3. В этом случае критическая длина волны близка к 10 см, и радиолокационные импульсы будут отражаться во всем указанном диапазоне.
Столь высокую локальную электронную плотность очень трудно объяснить, но есть еще одно затруднение. Если считать, что импульсы не поглощаются выше критического уровня, то выполнение этого условия для волны 12,5 см означает шкалу высот в ионосфере (вблизи уровня 1011 см~3) около 103 см. Модель ионосферы с такой высокой локальной плотностью и таким огромным градиентом совершенно не реальна. Резюмируя, можно сказать, что факт успешного лоцирования Венеры в широком диапазоне (от 12,5 до 74 см) и спектр ее радиоизлучения не согласуются с ионосферной моделью.
Тем не менее, чтобы окончательно убедиться в несостоятельности ионосферной модели, необходимо поставить принципиально простой эксперимент: исследовать распределение радиояркости по диску на волне около I см. Если яркость на краю будет возрастать по сравнению с яркостью в центре диска, то верна ионосферная модель, если будет падать, то за радиотемпературу ответственна поверхность. Однако чтобы выполнить этот эксперимент, необходимы мощнейшие технические средства: либо радиотелескоп надо установить на космический корабль, чтобы провести наблюдения с близкого расстояния, либо построить на поверхности Земли радиоинтерферометр с базой порядка 100 000 %. И то и другое находится сейчас в пределах технических возможностей.
Минц в Приложении 8 рассматривает вопросы общей циркуляции в атмосферах Марса и Венеры в рамках теории динамической метеорологии. Такой подход предложен впервые и представляет несомненный интерес. Для полного понимания этого материала читателю было бы полезно познакомиться с основными понятиями и терминологией динамической метеорологии. Впрочем, основные физические принципы, на которых основана эта работа, й ее выводы упрощенно излагаются в гл. 2. Согласно Минцу, общая циркуляция на Венере должна находиться в симметричном режиме вследствие очень медленной скорости вращения (по крайней мере в 10 раз
12
Предисловие к русскому изданию
меньшей, чем скорость вращения Земли). Минц показывает, как низкое содержание водяного пара и отсутствие жидкой воды должны делать общую циркуляцию на Марсе совершенно непохожей на земную.
Принято считать, что обилие СО2 над облачным слоем Венеры составляет около 1000 атмо-м. Некорректность подобных оценок четко разъясняется в статье Чемберлена (Приложение 9). Дело в том, что эти оценки получены по слабым линиям. Между тем поглощение в слабых линиях возникает в основном за счет рассеяния высших порядков. Таким образом, как это ни парадоксально, эффективная глубина, на которой формируются слабые линии поглощения при рассеянии в облачном слое, значительно превышает глубину, где в непрерывном спектре т = 1.
Этим же объясняется тот факт, что вращательная температура, вычисленная по распределению интенсивности внутри слабых вращательно-колебательных полос СО2 и равная, согласно Койперу и Чемберлену, 285° К, оказывается выше радиометрической 235° К, которая определяется по инфракрасному излучению облачного слоя в области 8—13 мк.
Оба эти обстоятельства не являются чем-то новым, но, к сожалению, их не все принимают во внимание. Поэтому соответствующее разъяснение, сделанное в Приложении 9 Чемберленом, представляется чрезвычайно полезным.
В гл. 5 выдвигается предложение об организации всемирной патрульной службы планет. Это предложение, поддержанное Международным астрономическим союзом, в высшей степени разумно. Однако помимо обычных фотографических и визуальных наблюдений, выполняемых по единой программе, следует проводить спектроскопические исследования во всех практически доступных участках спектра. Все, что легко можно было сделать в этой области, уже сделано, причем очень квалифицированными специалистами. Поэтому дальнейшее продвижение вперед потребует очень серьезных усилий, хотя это отнюдь не безнадежно. Так, например, астрономам долго не удавалось получить линии Ог в спектре Венеры по допплеровскому смещению. Повторные
Предисловие к русскому изданию
13
наблюдения, проведенные совсем недавно на более высоком уровне В. К. Прокофьевым, привели к обнаружению следов молекулярного- кислорода в атмосфере Венеры.
С помощью телескопа и спектрографа, поднятых на воздушном шаре, Росс и Мур в 1959 г. получили интересный наблюдательный материал, при анализе которого Стронг обнаружил в спектре Венеры полосы поглощения, обусловленного водяными парами. На высотах, достигаемых воздушными шарами и самолетами (20— 30 км), можно практически освободиться от поглощения земной атмосферы в инфракрасной области вплоть до миллиметровых волн. Эти возможности наглядно показаны Стронгом в Приложении 5, где приведены записи инфракрасных спектров Солнца на разных высотах. Остаточное поглощение на высоте 22 км такое же, как на пути 5 см на уровне моря. Таким образом, «баллонная астрономия» открывает для инфракрасной спектроскопии планет широкие возможности, поскольку она позволяет снять одно из очень серьезных затруднений — поглощение атмосферы в инфракрасной области. Трудности возникают из-за относительно низкой чувствительности инфракрасных приемников. Их можно обойти, если для регистрации спектров использовать новый метод спектроскопии — метод преобразования Фурье, или как его иногда называют, метод интерференционной модуляции.
Есть другой еще более эффективный способ повысить отношение сигнала к шуму — увеличить поток излучения, приблизив инфракрасный спектрометр к исследуемой планете с помощью космического корабля. Американские исследователи планируют установку инфракрасных спектрометров на космическом корабле «Маринер В», предназначаемом для полета к Марсу (Приложение6). Наши сведения об атмосфере Марса более определенны, чем об атмосфере Венеры, но все-таки нам известно о ней далеко не все, что хотелось бы. Очень важно разгадать природу полос Синтона в области 3,4—3,8 мк, приписываемых органическим молекулам на поверхности Марса.
Инфракрасные спектрометры, установленные на космических кораблях, помогут точнее локализовать источники этих полос на диске Марса. Могут ли полосы
14
Предисловие к русскому изданию
принадлежать какому-либо неорганическому веществу? Этот вопрос еще не исследовался с достаточной полнотой. Но даже если они принадлежат органическим молекулам, это не значит, что последние имеют биологическое происхождение. Наблюдения с близкого расстояния вряд ли дадут ответ на этот вопрос, однако они, вероятно, помогут выяснить, локализованы эти полосы в атмосфере или на поверхности (гл. 3, § 5). Решающие биологические эксперименты будут проведены после посадки контейнера с аппаратурой на поверхность Марса. В эксперименте «Маринер В» предполагается, что контейнер отделится от космического корабля; последний будет служить промежуточной станцией для хранения и передачи информации и платформой для спектральной и фотографической аппаратуры.
Вряд ли следует подчеркивать, что проблемы Марса и Венеры становятся узловыми в современной астрофизике. Между тем то, что нам известно о них, представляется с первого взгляда нагромождением фактов, слабо связанных между собой и порой весьма противоречивых. Астрофизик (и тем более специалист в какой-либо другой области), который впервые сталкивается с вопросами исследования планет, оказывается в затруднительном положении. Предлагаемая вниманию читателя книга поможет разобраться в современном состоянии исследований Марса и Венеры и, что тоже очень важно, ознакомиться с их перспективами.
В. И. Мороз
Апрель 1962 г.
ПРЕДИСЛОВИЕ
24 июня 1960 г. в Аркадии (штат Калифорния) Совет по исследованию космического пространства Национальной академии наук США провел конференцию по атмосферам планет, посвященную главным образом Марсу и Венере. В задачи этой конференции входило обсуждение современного состояния знаний о планетных атмосферах, накопленных на основе наблюдений с поверхности Земли, чтобы выяснить, какая дополнительная информация необходима в первую очередь и какие космические эксперименты следовало бы поставить для ее получения.
Такое обсуждение представляется полезным по двум причинам. Во-первых, сам по себе предмет имеет большое научное значение; следовательно, обобщение знаний по этому вопросу, выявление пробелов и описание состояния проблем необходимо, чтобы направить исследования по наиболее плодотворному пути. Во-вторых, здравая оценка особенно необходима, когда планируется расширение исследований и предполагается использование дорогостоящих космических кораблей и космических экспедиций.
Возможность запуска тяжелых космических кораблей с научным оборудованием для исследования других планет нашей солнечной системы будет реализована в ближайшие несколько лет. По-видимому, уже первые задачи таких исследований будут связаны с прямым изучением атмосфер планет даже до того, как осуществится посадка аппаратуры на их поверхность. Такие измерения существенны не только с точки зрения исследования самих планет, но они намного расширят наши знания о происхождении и природе солнечной системы в целом и Земли в частности.
16
Предисловие
Ввиду важности предмета совет принял решение продолжить его обсуждение на специальной конференции по атмосферам планет, чтобы детально изучить состояние наших знаний и некоторые противоречия, возникшие в ходе исследований планетных атмосфер, и выяснить, какого рода эксперименты наиболее желательны для их разрешения. Материалы ее собраны в данном сборнике.
Тематика конференции была ограничена двумя ближайшими планетами земной группы — Марсом и Венерой, во-первых, потому, что их изучение представляет особый интерес, во-вторых, именно они будут первыми объектами (после Луны), к которым приблизится человек.
Конференция проводилась в Пасадене в два этапа: 15—17 декабря I960 г. и 2—4 февраля 1961 г. В конференции принимали участие: В. Келлог, председатель (РЭНД корпорейшн); Б. Ф. Бёрк (Институт Карнеги, Вашингтон); Р. Эшлмэн (Стэнфордский университет); С. Хесс (Университет штата Флорида); А. Р. Хиббс (Лаборатория реактивных двигателей); Л. Д. Каплан (Массачусетский технологический институт); И. Минц (Калифорнийский университет, Лос-Анжелос); Э. Дж. Эпик (Мэрилендский университет, США, и обсерватория Ар-маг, Ирландия); К. Саган (Калифорнийский университет, Беркли); Дж. Стронг (Университет Джона Гопкинса); К. Томбо (Университет штата Нью-Мексико); А. Г. Вилсон (РЭНД корпорейшн). В числе гостей были: Б. Меррей (Калифорнийский технологический институт); Б. Смит (Университет штата Нью-Мексико); Р. Дейвис, Г. Нойгебауэр, Р. Ньюбёрн и Фумио Яги (сотрудники Лаборатории реактивных двигателей).
Чемберлен и Вокулер прислали интересные сообщения о своих исследованиях, причем первый написал одно из важных приложений к данной книге, посвященное интерпретации планетных спектров. Работу секретаря совещания выполнял Дж. Дербишайр, сотрудник совета. Первые пять глав книги подготовлены Вильямом В. Кел-логом и Карлом Саганом и представляют собой расширенное резюме всего того, что было сказано на конференции, и в значительной степени отражают существен
Предисловие
17
ный вклад в науку многих ученых, длительное время работавших над обобщением современных данных.
Конечно, конференция не разрешила те многие противоречия, которыми изобилуют описания Марса и Венеры. Тем не менее материалы ее суммируют наши знания об атмосферах этих планет к 1961 г. и выявляют их наиболее противоречивые стороны. Работа конференции— важный шаг как в смысле полноты представления имеющихся результатов, так и в смысле намеченных перспектив дальнейших исследований. Она указывает путь к будущим научным исследованиям соседних планет.
Ллойд Беркнер
Хью Одишоу
2 Зак. 498.
ГЛАВА I
МЕТОДЫ НАБЛЮДЕНИЯ
Любые выводы об атмосферах Марса и Венеры должны основываться прежде всего на наблюдениях. Теоретические рассмотрения сами по себе дадут немного, так как планета — это сложный комплекс, история которого фактически неизвестна. В последующих главах особое внимание будет уделяться результатам наблюдений, полученных к настоящему времени, хотя последние представляются нагромождением фактов, на первый взгляд не связанных между собой. Чтобы найти в этом хаосе фактов путеводную нить, надо понять принципы, на которых основаны наблюдательные методы, тем более что в последние годы астрономические инструменты существенно усовершенствовались.
Итак, задача настоящей главы — рассказать о принципах, лежащих в основе различных наблюдений, чтобы читателю было легче следить за обобщением фактов и их интерпретацией, которым посвящены гл. 3—5. Те, кто знаком с физической стороной наблюдательной методики, могут сразу перейти к основному материалу.
§ 1.	Наблюдения с поверхности Земли
1.	Визуальные и фотографические наблюдения. Наблюдения деталей планет ведутся с первых же лет изобретения телескопа. Визульные и фотографические наблюдения вполне обычны, но их значение с точки зрения исследования атмосфер планет состоит в том, чтобы выявить характерные метеорологические явления из оценок и сравнения яркости, цвета и изменений во времени видимых деталей. Вилсон (Приложение 1) обсуждает более подробно принципы таких наблюдений, мы только
2*
20
Глава 1
резюмируем его основные выводы. В Приложении 2 читатель может глубже ознакомиться с некоторыми проблемами и результатами визуальных и фотографических исследований планет.
Фотографический (или визуальный) процесс исследования характеризуется пятью факторами: двумя угловыми размерами фотографируемой области, яркостью (или плотностью негатива), выбором интервала длин волн и временем наблюдений. Каждая из этих величин имеет свой диапазон и пороговое значение, которое определяется разрешающей способностью инструмента. Эти факторы и пороговые значения в применении к 1,5-метровому наземному телескопу перечислены Вилсоном в Приложении 1.
Для фотографического метода наиболее важной пороговой величиной является, по-видимому, разрешающая способность, так как ею определяются наименьшие размеры деталей, которые можно разрешить на поверхности планеты. Теоретически предел разрешения ставится дифракционной структурой изображения, зависящей от диаметра телескопа. Если источник точечный (звезда), изображение состоит из яркого центрального пятна, окруженного концентрическими темными и светлыми кольцами, и угловой радиус первого минимума освещенности определяется как р0 = 1,22 X/D рад, где X — длина волны (0,3—1,2 мк для фотографии) и D — диаметр телескопа (предполагается, что отсутствует виньетирование и оптика идеальна). Два источника могут быть разрешены, если их дифракционные максимумы разделены хотя бы слабым уменьшением освещенности, и последнее уже наблюдается, когда угловое расстояние между ними составляет 80—85% величины р0 [13]. Итак, расстояние между изображениями двух разрешающихся на пределе точечных источников составляет около
е = О,8ро = -^-рад.
В действительности оно зависит от контраста, формы источников и т. д., но приведенное выше выражение представляет практический предел. Соответствующие пределы разрешения для идеальных телескопов с разными
Методы наблюдений
21
диаметрами (для визуальной области X = 0,56 мк) даны в табл. 1.
Таблица 1
Диаметр телескопа, см	Идеальное разрешение	
	10 5 рад	сек дуги
15	0,36	0,72
30	0,18	0,36
60	0,09	0,18
90	0,06	0,12
150	0,036	0,07
500	0,011	0,02
Теперь перейдем к тем ограничениям, которые накладываются на разрешающую способность больших телескопов атмосферой Земли. Из-за атмосферных неоднородностей изображение всегда искажено и подвержено дрожанию. Как бы ни был велик диаметр, практический предел качества изображения для фотографического метода составляет около 1". Что касается визуальных наблюдений, то опытные наблюдатели, работавшие с телескопами диаметром 30 см и больше, сообщали, что им удавалось добиваться разрешения 0",1—0",3 при очень хороших атмосферных условиях. Томбо (Приложение 2) считает, что переход к телескопам с апертурой больше 60 см приводит к быстрому ухудшению качества изображения из-за оптических аберраций и атмосферной турбулентности. Эти соображения будут заново пересмотрены при обсуждении наблюдений с воздушных шаров и самолетов.
В применении к деталям поверхности планет данные о практическом разрешении, достижимом посредством наземных телескопов с учетом атмосферной турбулентности, представлены в табл. 2. Вопреки очевидным ограничениям, связанным с плохим разрешением, следует изучать временные изменения на Марсе (которые могут иметь место в течение нескольких часов), когда его
22
Глава 1
положение относительно Земли наиболее выгодно. На это время, как предлагает Вилсон, надо ввести наблюдения типа службы, хотя последняя требует координированной работы обсерваторий всего мира, чтобы получать непрерывную информацию независимо от вращения Земли и локальных метеорологических условий (см. гл. 5).
Таблица 2
Угловое разрешение	Метод наблюдений	Минимальный размер пятна, которое может наблюдаться с хорошим контрастом, км		
		Марс в противостоянии *)	Венера	
			в дихотомии 2)	в нижнем соединении з)
1"	Фотографический с поверхности Земли	300—400	900	250
0",1	Визуальный при идеальной видимости или фотографический при условии наблюдений с воздушного шара на идеальном телескопе диаметром 90 см	30—40	90	25
*) Противостояние: Марс, Земля и Солнце приблизительно на одной прямой; Земля посредине.
*) Дихотомия: линии Солнце — Венера и Солнце —Земля образуют прямой угол.
•) Нижнее соединение: Земля, Венера и Солнце приблизительно на одной прямой; Венера посредине.
Если мы интересуемся метеорологическими и другими атмосферными процессами, надо рассмотреть, как связана ожидаемая шкала времени для этих процессов с их характерными размерами. По аналогии с Землей, Вилсон указывает, что характерное время для таких явлений, как пылевые бури, торнадо, грозы и циклоны, увеличивается с ростом размеров возмущения (см. рис. 1 в Приложении 1). В общем, при наблюдениях с Земли не следует ожидать изменений в течение периодов, более коротких чем 2—3 часа, если разрешение составляет
Методы наблюдений
23
100 км. Об этой концепции следует помнить, когда мы приблизимся к планетам и получим возможности более детальных исследований.
В тех редких случаях, когда происходит покрытие звезды планетой, можно провести визуальные наблюдения особого типа. Примером служит покрытие Регула (а Льва), звезды первой величины, Венерой. Оказывается, практически параллельные световые лучи звезды отклоняются при прохождении через атмосферу с некоторым градиентом плотности, причем градиент плотности вызывает их расхождение, пропорциональное второй производной от плотности по высоте. В результате такого расхождения поток излучения от звезды ослабляется, и в некоторой точке звезда перестает быть видимой. Градиент плотности атмосферы определяется шкалой высот Н = kT/mg, где k — постоянная Больцмана, Г — абсолютная температура (°К), tn — масса молекулы и g— ускорение силы тяжести. Вторая производная плотности может быть выражена через шкалу высот, и таким образом, наблюдая уменьшение блеска звезды в зависимости от времени, можно определить шкалу высот на некотором известном уровне в атмосфере. (Результаты наблюдения Мензелом и Вокулером покрытия Регула Венерой в 1960 г. приведены в гл. 4.)
Имеются другие наблюдательные данные, которые могут быть получены визуально или фотографически, в том числе форма, или фигура, планеты и рассеяние света в ее атмосфере при прохождении вблизи Солнца (только в случае Венеры при наблюдениях с Земли). Очень важны измерения альбедо, т. е. отражательной способности, планет в различных длинах волн, так как от этого зависит, насколько сильно нагревается планета излучением Солнца.
Существенна также поляризация диффузно отраженного света. При изучении поляризации определяется степень поляризации в зависимости от фазового угла, т. е. угла Солнце — планета — Земля. Таким путе'м строится кривая для планеты или ее части, которая сравнивается с типичными кривыми для лабораторных образцов (ка-кой;либо твердый материал или взвешенные частицы) и с теоретическими кривыми. Для Венеры фазовый угол
24
Глава 1
меняется в пределах от 0 до 180° и может быть получена полная поляризационная кривая. Для Марса, однако, максимальный фазовый угол при наблюдениях из окрестностей Земли составляет примерно 43°. Большая часть ночной полусферы Марса всегда невидима с Земли. Поляризационную кривую Марса за пределы 43° удастся продолжить только после проведения наблюдений с помощью космической ракеты.
Теоретические расчеты поляризационных кривых для облачных и запыленных атмосфер (с учетом рассеяния высших порядков) стали сейчас практически осуществимыми благодаря развитию больших электронно-вычислительных машин. Раньше к интерпретации поляризационных кривых подходили эмпирически. В общем, можно различить прозрачные и непрозрачные частицы, а частицы, размеры которых много меньше длины волны, отличить от частиц, много больших длины волны. Наименьшие частицы (в случае видимого света это молекулы воздуха) должны быть идеальными поляризаторами. В принципе поляризационные данные можно использовать для определения атмосферного давления (основываясь на полной оптической толще), химического строения, распределения по размерам частиц облаков или дымки и природы поверхности (на Марсе есть различно окрашенные области и полярные шапки). Возможности этого метода использованы далеко не полностью.
2.	Инфракрасные методы. При наблюдении планеты земной группы в видимой или близкой инфракрасной областях спектра мы имеем дело с отраженным и рассеянным солнечным светом, но за пределами некоторой длины волны инфракрасное тепловое излучение самой планеты начинает превосходить отраженный солнечный свет. Точка пересечения кривых отраженного и собственного излучения находится в пределах 3—5 мк для Марса, 4—6 мк для Земли и 5—7 мк для Венеры !) (см. рис. 1). Различие между отраженным (или рассеянным) солнеч-
!) В действительности картина, по-видимому, сложнее. Сильные атмосферные полосы поглощения будут более эффективно уменьшать отраженный свет, чем излученный, поэтому точка пересечения сдвигается в сторону коротких длин волн.
Рис. 1. Поток отраженного солнечного излучения и собственного теплового излучения планет в функции длины волны (по данным Дивайна).
Тепловое излучение было вычислено для абсолютно черного тела данной темпера-* туры (коэффициент излучения равен 1). Для оценок отраженного или рассеянного солнечного излучения использовались солнечная постоянная на среднем расстоянии от Солнца и альбедо (диффузная отражательная способность) 0,7 для Венеры, 0,4 для Земли и 0,15 для Марса. Распределение энергии в солнечном спектре принималось таким же, как для абсолютно черного тела с температурой 5783° К. Сплошные кривые —солнечное излучение, диффузно отраженное соответствующей планетой; пунктирные—тепловое излучение абсолютно черного тела при указанной температуре.
26
Глава 1
ным излучением и тепловой эмиссией планет очень существенно, так как интерпретация спектров, полученных в этих двух областях, различна.
В близкой инфракрасной области (<$4 мк) спектр планетной атмосферы на ночной стороне определяется рассеянным излучением и такими явлениями, которые на Земле мы называем свечением ночного неба и полярными сияниями. Аналогичные явления никогда уверенно не наблюдались в случае Марса и Венеры, хотя известное пепельное свечение Венеры может оказаться слабым полярным сиянием.*Что касается дневной стороны, то в этом случае близкое к оптической области инфракрасное излучение Солнца проходит в атмосферу, поглощается в некоторых интервалах длин волн такими молекулами, как СО2 и Н2О, рассеивается или отражается в верхних облачных слоях или на поверхности и выходит из атмосферы, испытывая вторичное поглощение. Это поглощение в некоторых длинах волн достаточно интенсивно, чтобы его можно было обнаружить и исследовать спектральными методами с поверхности Земли, и большая доля наших знаний об атмосферах Венеры и Марса получена из его спектров.
Итак, эти наблюдения указывают на а) присутствие (или отсутствие) молекул, обилие которых можно вы числить по полосам поглощения в близкой инфракрасной области, б) характер отражающего слоя, которым может быть либо поверхность, либо облака, в) величину температуры на уровне, где излучение отражается, для случая рассеяния в свободной атмосфере (вращательные линии СО2 в спектре Венеры у X 8000А). Два первых вывода очевидны, так как они основаны на отождествлении газов и твердых материалов, ответственных за детали спектра поглощения, — это наиболее известное применение спектроскопии. Третий вывод требует особых объяснений.
Инфракрасное излучение, или поглощение молекул, таких как СО2 или Н2О, возникает в результате дискретных энергетических переходов двух различных типов. Переходы с большой энергией происходят между различными колебательными состояниями и образуют полосы в ближней инфракрасной области спектра.
Методы наблюдений
27
С колебательными переходами связаны вращательные, имеющие гораздо меньшую энергию. Их действие состоит в том, что колебательная полоса расщепляется на ряД тесно расположенных линий. Относительные интенсивности вращательных линий определяются температурой газа, так как от температуры зависит относительная населенность различных вращательных уровней. Измеряя относительные интенсивности ряда вращательных линий поглощения, можно определить температуру газа при условии, что выполняется термодинамическое равновесие [1, 2]. Следует помнить, однако, что температура, определяемая таким способом, есть средняя температура области или уровня атмосферы, где имеет место большая часть поглощения, и потому однозначное истолкование затруднительно. Однако в случае Венеры имеются некоторые соображения (об этом будет сказано в дальнейшем) относительно того, к какому уровню отнести температуру, которая определяется по полосам COg у X 8000 А. (Обсуждение вопроса см. в Приложении 9.)
В то время как в видимой и близкой инфракрасной областях спектра преобладает рассеянный и отраженный солнечный свет, в более далекой инфракрасной области, начиная с 4—6 мк, мы имеем дело преимущественно с излучением планет даже на дневной стороне. Как видно из рис. 1, если поверхность планеты или атмосфера непрозрачны и ее излучательная способность равна единице, она будет излучать согласно закону Планка, причем максимум эмиссии приходится на 10— 15 мк для температур Земли, Марса и Венеры. Здесь существенно, что атмосферы всех планет земной группы содержат в том или ином количестве газы СО2 и Н2О, которые непрозрачны в одних длинах волн в далекой инфракрасной области, но прозрачны в других. Например, водяные пары очень сильно поглощают в полосе с центром 6,3 мк, и излучение Земли в 6,3 мк исходит от самых верхних слоев водяных паров, т. е. из области тропопаузы. Поток (вернее, собственная интенсивность) этого излучения определяется, таким образом, температурой тропопаузы [5]. С другой стороны, от 8 до 13 мк атмосфера Земли относительно прозрачна (за исключением узкой полосы поглощения озона у 9,6 мк),
28
Глава 1
и в этой спектральной области, известной как окно прозрачности, излучение поверхности свободно уходит в пространство. Поток излучения в пределах этого окна определяется температурой поверхности или нижней атмосферы (возможно, и верхними слоями облаков). Только благодаря окцам прозрачности в земной атмосфере могут проводиться спектральные наблюдения планет с поверхности Земли.
Разница между изучением атмосферы в полосах поглощения и в окнах очень существенна, так как она позволяет определить вертикальное распределение температуры в атмосфере [5, 8]. К сожалению, подобные измерения для планет пока не проводились, так как для них необходимо поднимать телескоп и спектрограф с высоким разрешением над поглощающим слоем атмосферы Земли. Воздушные шары и межпланетные станции могут оказать помощь в решении этого вопроса; мы вернемся к ним ниже.
Хотя вертикальное распределение температуры в планетной атмосфере не может быть исследовано посредством инфракрасной методики при наблюдениях с поверхности Земли, по интенсивности излучения планет в окне прозрачности 8—13 мк неоднократно определялась эффективная температура поверхности (или облачного слоя) планет. При абсолютных измерениях вводятся поправки за излучательную способность поверхности, остаточное поглощение инфракрасного излучения в земной атмосфере и в измерительном инструменте и расстояние планеты от Земли. В качестве приемников применялись термопары, но сейчас входят в употребление более чувстительные приборы. Посредством сравнения измеренного потока с функцией Планка (см. рис. 1) может быть определена температура излучающего тела. Наиболее предпочтительный метод, исключающий возможные ошибки абсолютной энергетической калибровки,— сравнение потока в двух интервалах длин волн и подбор планковской кривой с тем же отношением интенсивностей. В случае Марса радиометрические измерения с термопарой дают температуру, очень близкую к действительной температуре поверхности. Однако в случае Венеры, которая покрыта толстым слоем облаков,
Методы наблюдений
29
измеренные таким способом температуры относятся к некоторой высокой области атмосферы.
3.	Радиоизлучение. В предыдущем разделе рассматривалось инфракрасное излучение планет. Переход к более длинным волнам приведет нас в область радиоспектра, в сферу действия радиоастрономии. С помощью больших радиотелескопов в США, Великобритании, Австралии, СССР, Нидерландах и других странах измерялась интенсивность радиоизлучения Луны и близких планет.
В микроволновой области, от 1 мм — 100 см, излучение Марса и Венеры имеет, по-видимому, тепловую природу, и это будет основой настоящей дискуссии. В случае Юпитера было обнаружено особое излучение на более длинных волнах. Оно имеет нетепловой характер и, по-видимому, образуется либо в результате гроз на Юпитере либо в его радиационном поясе *).
Основы и главные результаты планетной радиоастрономии рассмотрены Бёрком в Приложении 3. Наиболее существенный момент в отношении Марса и Венеры состоит в том, что Марс излучает радиоволны с такой же эффективной температурой, какую дают инфракрасные измерения, в то время как Венера на сантиметровых волнах гораздо горячей, чем это следует из инфракрасных измерений. Температура, выведенная из радионаблюдений для Венеры, составляет около 600°К вблизи нижнего соединения. Однако дальнейшие измерения на 0,8 см дали температуру на несколько сот градусов ниже.
Интерпретация этих данных изложена в гл. 4, и так же, как в случае инфракрасного излучения, главный вопрос состоит в том, на каких уровнях в атмосфере Венеры образуется излучение различных длин волн. Некоторые молекулы имеют поглощение в микроволновой области, а именно НгО — около 0,162 и 1,34 см, СО2—
9 Согласно [17], интерферометрические измерения показывают, что размеры излучающей в дециметровом диапазоне области составляют 1 X 3 диаметра Юпитера, что подтверждает гипотезу о радиационных поясах Юпитера как об источнике этого излучения.— Поим, перев^
30
Глава I
около 0,26 см и О2 — около 0,5 и 0,25 см. Молекулы СО2 дают сильное поглощение на длинах волн короче 1 см. Таким образом более короткие радиоволны приходят из атмосферы, если имеется достаточное количество соответствующих газов, а более длинные возникают вблизи поверхности планеты и проходят через атмосферу.
Для полноты картины заметим, что есть другое объяснение радиоизлучения Венеры. Ионосфера, имеющая большую толщину и высокую электронную плотность, должна поглощать и излучать радиоволны вследствие свободно-свободных переходов электронов в поле ионов. Предполагая электронную температуру 600° К и температуру поверхности 265° К, Джонс [7] нашел, что радионаблюдения согласуются с величиной	lO^4 5 слг5
на неосвещенной полусфере (пе — электронная плотность, а интегрирование производится по всей глубине ионосферы). Вопрос о том, может ли ионосфера Венеры быть столь сильно ионизованной, обсуждается в гл. 4,
4. Радиолокация. Новая наука — радиолокационная астрономия — только недавно включилась в сферу исследования Венеры (1958 г.), и до настоящего времени еще не получено радиоэхо от Марса или от более далеких планет. Первое радиоэхо Луны было получено в 1946 г. Потенциальные возможности радиолокационных методов (см. Приложение 4), безусловно, очень велики [4, Ю].
В радиолокационном эксперименте определяется прежде всего расстояние от Земли до Луны или планет. Эта величина необходима для уточнения астрономической единицы. С точки зрения планетной астрономии (в частности, для исследования Венеры) наиболее существенна принципиальная возможность получить из радиолокационных экспериментов скорость вращения, наклонение оси вращения, данные об отражательной способности и гладкости поверхности, высоты слоев рассеивающих облаков и ионосферные характеристики. Эти важные сведения можно получить при тщательном анализе возвращающихся импульсов. Например, глад-
Методы наблюдений
31
кость и коэффициент отражения поверхности влияют на интенсивность и степень поляризации, ее форма — на длительность эха, вращение планеты приводит к размыванию возвращающегося импульса по частоте (эффект Допплера) и т. д.
§ 2.	Наблюдения планет с больших высот
Выше, в § 1, п. 1 и 2, описывались факторы, лимитирующие оптические наблюдения с поверхности Земли. Это прежде всего искажение и дрожание изображения, обусловленные атмосферной турбулентностью, и поглощение в целом ряде важных спектральных интервалов, обусловленное различными атмосферными газами. Искажение и дрожание приводят к размыванию фотографического изображения планеты и ограничивают предел разрешения примерно 1" (см. табл. 2) независимо от размеров телескопа. Телескоп, установленный на воздушном шаре, с идеальным зеркалом диаметром 90 см позволил бы повысить разрешение на целый порядок, т. е. до 0",1. Что касается второго фактора, то поглощение озона делает совершенно недоступной для наблюдений с земной поверхности область длин волн короче 3000 А, а комбинация перекрывающихся полос поглощения водяного пара, озона и углекислого газа затрудняет интерпретацию многих данных инфракрасных измерений.
По этим причинам в США, СССР и Франции предпринимались попытки устанавливать телескопы на воздушных шарах, самолетах, ракетах и спутниках, чтобы вести наблюдения за основной массой атмосферы. Чтобы наблюдать излучение Солнца и звезд в ближней ультрафиолетовой области, ме^сду 2000 и 3000 А, необходимо подняться над слоем озона до высот 50—60 км. Наблюдения излучения между 1000 и 2000 А возможны с высот 100 км и более, где кончается область молекулярного кислорода. На этих высотах можно исследовать также рентгеновское излучение Солнца и звезд. Чтобы наблюдать излучение Солнца и звезд в интервале 100—1000 А, необходимо подняться еще выше, примерно до 200 км. Так как планеты излучают в ультрафиолетовой области спектра относительно слабо, а рассеянное
32
Глава 1
солнечное ультрафиолетовое излучение также имеет низкую интенсивность, для наблюдения планет в ультрафиолетовой области спектра мало подняться над атмосферой — надо приблизиться к планете или установить инструмент на межпланетной станции (см. следующий параграф).
Наблюдения планет в видимой и инфракрасной областях спектра предъявляют менее жесткие требования к высоте, чем ультрафиолетовая астрономия, так как поглощение и искажение достаточно уменьшаются уже на относительно небольших высотах, которых достигают воздушные шары и самолеты типа U-2 и Х-15. Особенности наблюдений на воздушных шарах и самолетах обсуждаются Стронгом в Приложении 5. Перечислим его основные выводы.
Прежде всего с отправлением в полет такого инструмента как комбинация телескопа со спектрографом связано несколько технических проблем. С самолетом дело обстоит проще, так как подготовка полета не требует большого объема работ и нет проблемы возвращения. Однако определенную опасность представляют вибрация и ограниченное время полета. Полет на воздушном шаре — сложная операция, требующая обширной подготовки, специальной организации запуска и возвращения, причем имеется некоторая опасность для человека, если он сопровождает инструмент. Однако на воздушном шаре можно обеспечить очень стабильную платформу; он может быть запущен на длительный период и подняться с тяжелым инструментом выше, чем самолет. Более того, Стронг указывает, что на высоте 24 км, или около этого, небо достаточно темное и планеты можно наблюдать даже в дневное время. На больших высотах астрономические наблюдения будут проводиться круглосуточно, в то время как на поверхности Земли астрономы вынуждены наблюдать только ночью.
Инфракрасные наблюдения планет с воздушного шара или самолета с помощью 30-сантиметрового телескопа-спектрометра могут дать превосходные спектроскопические результаты, качественно новые и совершенно недоступные даже наиболее мощным земным обсерваториям. Такие наблюдения, конечно, не позволили бы
Методы наблюдений
33
получить спектральное разрешение, характерное для больших наземных телескопов, так как последние собирают большой световой поток, но теллурические линии поглощения уменьшились бы очень сильно. Стронг подробно описывает, как можно было бы исследовать инфракрасный спектр Марса и Венеры с таким инструментом при разрешении 2 мк в длинноволновой области и существенно лучшим разрешением в более близкой части инфракрасного спектра.
В Принстоне под руководством Шварцшильда уже выполняется проект полета 90-сантиметрового телескопа на воздушном шаре. Этот телескоп будет собирать поток в 9 раз больший, чем 30-сантиметровый. Его первая задача — получать фотографии планет и других астрономических объектов с более высоким разрешением ’) (см. табл. 2). Осуществление проекта означает, что уже в недалеком будущем мы получим инфракрасные спектры ближайших планет с разрешением не ниже 0,1 мк. Эти измерения будут относиться к полному излучению всего диска, но можно поступиться разрешением спектра для улучшения пространственного разрешения и наблюдать в этом случае только часть диска. Подобные спектры очень расширили бы наши сведения о составе и распределении температур в атмосферах планет.
§ 3.	Наблюдения планет с близкого расстояния
Возможности исследования планет с помощью космических ракет безграничны. Конечно, многие вопросы, связанные с планетами, могут быть решены только после высадки на поверхности планет, когда удастся собрать и проанализировать образцы и исследовать новые и неожиданные явления, с которыми столкнутся космические путешественники. Однако на первых порах придется ограничиться простым пролетом вблизи планеты; мы кратко перечислим, какие полезные наблюдения можно провести при этом. В последующих главах и в Приложениях мы еще будем касаться этой темы.
9 Результаты наблюдения Солнца с помощью 30-сантиметрового телескопа см. в [18]. — Прим, перев.
3 Зак. 498.
34
Глава 1
Главное преимущество пролета вблизи планеты — приближение к ней, что позволит измерить излучение и поля, слишком слабые для наблюдения с Земли, и рассмотреть детали на диске планеты с более высоким разрешением при данном размере инструмента. Так большинство измерений, описанных в предыдущих параграфах, может быть проведено с космических ракет в пределах допустимых весов, мощностей и требований к телеметрии. С космической ракеты удастся сделать «пробу» на магнитное поле планеты и ее радиационный пояс, если магнитное поле существует.
Итак, с борта космической ракеты могут быть проведены наблюдения планет. Каждое такое наблюдение расширило бы наши знания об их атмосферах. Некоторые технические проблемы кратко рассматривались ранее, однако не были выделены эксперименты, которые являются наиболее решающими. Мы коснемся этого вопроса в последующих главах и приложениях, где эксперименты рассматриваются в свете различных существующих теорий об атмосферах Марса и Венеры.
Уместно отметить эксперименты, которые планируются для первых двух космических кораблей США: «Маринер А» (на Венеру) и «Маринер В» (на Марс). Предварительные программы планетных экспериментов для этих ракет описывают Дейвис, Хиббс, Нойгебауэр и Ньюберн в Приложении 6. Там же приведена таблица доступности планет, т. е. даты (до 1971 г.), когда планеты будут в наивыгоднейших положениях для запуска космических ракет и встречи ракеты с планетой. Заметим, что Венера приближается к Земле каждые 18 месяцев, а Марс — примерно раз в два года.
1. Оптические измерения, а) Изображения в визуальных лучах. Приближаясь к планете, с данным телескопом мы должны получать все более детальное ее изображение. С высоты нескольких сот километров можно получить разрешение порядка метров, так как 1" (такое разрешение дает уже 15-сантиметровый телескоп; см. табл. 1) на расстоянии 500 км соответствует 2,5 м.
Однако на практике оказывается, что основная трудность получения изображения с космической ракеты
Методы наблюдений
35
связана не с оптикой, а с вопросами связи, так как трудно передать весь объем информации, который содержится уже в одном изображении с хорошим разрешением. На расстоянии в несколько сот миллионов километров до планеты при наличии направленных антенн на межпланетной станции и на Земле и применении передатчика мощностью 10 вт можно получить отношение сигнала к шуму около 10 дб (эта цифра дана для Венеры). Инженерные оценки, учитывающие особенности приема телеметрии, предсказывают, что с таким передатчиком можно получить 106 бит информации во время сближения с Венерой и после него [6]. В Приложении 6’ показано, что связь с марсианской ракетой налагает те же ограничения, так как рабочую полосу частот для «Маринер В» предполагается выбрать равной примерно 100 гц, так что за 3 часа можно будет передать 106 бит. (Обсуждение основных проблем космической связи см. в [12].) В настоящей работе принимается, что во всех экспериментах можно передать 106 бит информации. В табл. 3 это число сравнивается с тем, которое необходимо для передачи одного изображения данного качества.
Таким образом, можно заключить, что практические ограничения, связанные с системами дальней космической связи, которые будут применяться в полетах к другим планетам в ближайшем будущем, не позволят передать изображение Марса (или Венеры) даже такого качества, какое дает хорошее телевидение. Изображения будут хуже тех, которые получаются метеорологическим спутником Тирос. Полностью используя возможности телеметрии, все же удастся добиться разрешения в 2,5 раза более высокого, чем то, которое дает идеальный 90-сантиметровый телескоп, установленный на воздушном шаре. Более того, можно ограничить поле зрения и получить повышенное разрешение для некоторой части диска. Например, если мы захотим получить разрешение 10 м в отдельной части диска, то можно будет с помощью 106 бит передать изображение области 5 X Х5 кв. км (при 16 градациях плотности).
Возможно, качество систем космической связи и мощность передатчиков будут возрастать, что позволит
3*
36
Глава 1
увеличить ширину полосы и объем информации, так что предел 106 * бит нельзя рассматривать как непреодолимый. Увеличение мощности передатчика в 100 раз позволит, например, увеличить в 100 раз ширину полосы при прочих неизменных факторах. Рехтин [12] описал возможную систему связи для искусственного спутника Марса с полосой 2,5 • 103 гц. И, вероятно, придет время, когда можно будет получить большое число изображений Марса и Венеры, намного превосходящих по качеству все то, что можно увидеть с Земли.
Таблица 3
Тип изображения	Разрешение (и размеры изображения)	Число элементов изображения	Число единиц информации (бит) при 16 градациях плотности
Обычное телевидение Аэрофотосъемка (обычная	600 строк 20 линий 1мм	3,6 • 105	1,4.10е
эмульсия)	(ЮХЮ кв. см).	4-Ю6	1,6-107
Аэрофотосъемка повышенного качества	100 линий 1мм	108	4-108
Изображение Марса !), полученное с помощью 90-сантиметрового телескопа на воздушном шаре	0",1, что соответствует 30—40 км на Марсе в противостоянии (см. табл. 2)	4 -104	1,6- 10s
*) Квадратный кадр, в который вписано изображение Марса во время противостояния. Кроме того, предполагается, что разрешающая способность определяется исключительно оптикой, а не ограничивается зернистостью эмульсии.
б) Измерения в инфракрасной области. Мы уже говорили о значении измерений в инфракрасной области спектра при изучении планетных атмосфер. Наблюдения с близкого расстояния для таких измерений имеют преимущество, так как может быть получен большой поток
излучения, и это увеличивает пространственное и спектральное разрешение.
Указывалось, что 30-сантиметровый телескоп на воз-
Методы наблюдений
37
душном шаре позволяет получать инфракрасные спектры планет с разрешением не ниже 2 мк Каплан [8] обсудил требования к инфракрасному спектрометру для наблюдений Земли со спутника или воздушного шара и нашел, что в области 15 мк можно получить разрешение не ниже 0,1 мк, которого достаточно для исследования сильной полосы СОг Л = 15 мк. Такое разрешение, как показал Каплан, позволит получить данные о вертикальном распределении температуры атмосферы, в которой содержание СО2 не зависит от высоты. Атмосфера Земли, так же, вероятно, как Марса и Венеры, удовлетворяет этому условию. В случае Венеры, благодаря высокому содержанию СО2 в ее атмосфере, к спектральному разрешению предъявляются менее строгие требования.
Используя увеличение потока инфракрасного излучения для увеличения пространственного разрешения, можно было бы получить карту распределения инфракрасной яркости в различных длинах волн, как это было сделано на метеорологическом спутнике Тирос и др. Такие карты ’дают распределение температур воздушных масс с разрешением около 50 км на поверхности. Комбинацией обеих методик можно получать спектры различ-ных частей диска, подобно тому как это сделано Синтоном и Стронгом [16] на 5-метровом телескопе обсерватории Маунт Паломар. На близком расстоянии такие наблюдения можно провести, с более высокой точностью и разрешением. Инструмент, предназначенный для измерений инфракрасного спектра с хорошим пространственным разрешением, уже разрабатывается в Лабцра-тории реактивных двигателей, и его предполагается установить на межпланетной станции «Маринер В», которая готовится к запуску на Марс (см. Приложение 6). Это устройство позволит получить очень важную информацию о строении и составе атмосферы Марса и о присутствии и распределении органических молекул на его поверхности.
в) Измерения в ультрафиолетовой области ' спектра. Для исследований ультрафиолетовой области планетных спектров воздушные шары не пригодны. Необходимость наблюдений с близкого расстояния еще более очевидна, чем в случае инфракрасной области, так как интенсив?
38
Глава 1
ность ультрафиолетового излучения очень мала, а чтобы выйти за пределы 200 А в коротковолновую сторону, необходимо в любом случае подниматься на очень большие высоты, недоступные для воздушных шаров. Каплан [9], Зингер и Вентворт [15] и др. рассматривали, какие сведения могут быть получены посредством наблюдений со спутников и при пролетах на близком расстоянии. Перечислим кратко их соображения.
Озон дает сильные полосы поглощения между 2000 и 3000 А. Поэтому солнечное излучение в этой области проникает на ограниченную глубину, которая определяется количеством озона. Интенсивность солнечного излучения, отброшенного атмосферой назад, будет пропорциональна эффективной глубине проникновения. Это означает, что установив зависимость рассеянного солнечного излучения от длины волны или зенитного расстояния, можно определить содержание озона при условии, что некоторое его количество находится над самыми высокими слоями облаков. Содержание озона в атмосфере непосредственно связано с концентрацией свободного кислорода (и в меньшей степени с концентрацией окислов, подобных СОг), и измерение количества озона этими методами позволит оценить количество Оз в атмосфере. Более того, отсутствие или присутствие озона определяет в основном поток ультрафиолетового излучения, достигающего поверхности, а это имеет огромное значение для решения вопроса о жизни на планете.
Пусть нельзя наблюдать далекое ультрафиолетовое излучение с поверхности Земли, но наша собственная верхняя атмосфера излучает в ультрафиолетовой области как под действием бомбардировки заряженных ча стиц, проникающих сверху, так и в результате фотохимических реакций. Следует ожидать, что ультрафиолетовое свечение ночного неба и полярных сияний является достаточно сильным для того, чтобы его можно было обнаружить со спутника или космической ракеты при полете на близком расстоянии. Анализ эмиссионного спектра ночной стороны планет покажет относительное количество различных составляющих верхней атмосферы, а отсюда, возможно, удастся получить данные о составляющих основной массы атмосферы. Так как
Методы наблюдений
39
поток заряженных частиц, возбуждающих полярные сияния, определяется магнитным полем, топография этого свечения позволит оценить форму и напряженность магнитного поля. В случае Земли соответствующий максимум полярных сияний наблюдается в так называемых зонах полярных сияний, окружающих магнитные полюса и имеющих ширину около 18° по широте.
На космическом корабле «Маринер А» предполагается установить инструмент для наблюдения ультрафиолетового свечения Венеры. Предполагается, что будет получен спектр различных частей ее диска от 1100 до 4200 А с разрешением 10 А (дальнейшие подробности см. в Приложении 6).
г) Фотометрические и поляризационные измерения. Интенсивность солнечг^го света, отраженного пт поверхности в каждой точке, равна сумме света, отраженного от поверхности (или от верхнего слоя облаков), света, рассеянного молекулами атмосферы (релеевское рассеяние), и света, отраженного частицами пыли или тонкими облаками (рассеяние по Ми). Измеряя интенсивность в одной точке или поток от всего диска в целом, невозможно установить, какая доля отраженного света определяется каждым из этих источников. Однако, получив карту распределения интенсивности и поляризации по диску в различных длинах волн, без сомнения, удастся построить модель атмосферы и поверхности. Секера и Визи [14], например, теоретически нашли (с учетом рассеяния второго порядка) распределение интенсивности и поляризации для набора гипотетических молекулярных атмосфер с различной оптической толщей и различными значениями альбедо. Можно было бы наблюдаемое распределение сравнить с распределениями, вычисленными теоретически, и определить, какая модель наилучшим образом удовлетворяет наблюдениям и какому альбедо, оптической толще и содержанию пыли она соответствует. Дольфюс [3] провел поляризационные наблюдения с Земли, но разрешение было слишком низ-* ким, а диапазон фазовых углов в случае Марса ограничен. Безусловно, с межпланетных станций, которые будут запущены на Марс и Венеру, такие наблюдения можно будет провести на более высоком уровне.
40
Глава 1
Фотометрические и поляриметрические наблюдения дают сведения не только о параметрах атмосферы, но и поверхности, как, например, в случае Марса. Изменение поляризации и интенсивности отраженного света в зависимости от времени года дает важные указания на природу сезонных изменений на поверхности Марса, на то, с чем связаны изменения цвета, — с изменением размеров частиц поверхности или с ее неровностью (см. гл. 3, § 5).
Другой возможный эксперимент такого же рода состоит в сканировании терминатора, т. е. сумеречной зоны. Известно, что после захода Солнца более высокие слои земной атмосферы, которые остаются освещенными, рассеивают солнечный свет, и в результате переход от дня к ночи является постепенным. Точная зависимость яркости неба в различных длинах волн от погружения Солнца под горизонт определяется распределением плотности атмосферы по высоте, распределением пыли и высоких облаков. Влияние пыли и облаков можно отделить, если одновременно проводить поляризационные измерения. Таким образом, фотометрическое и поляриметрическое сканирование терминатора — другой важный метод изучения планетных атмосфер с близкого расстояния.
2. Радиоастрономические и радиолокационные измерения. О наблюдениях радиоизлучения и активной радиолокации планет с Земли уже говорилось в § 1,п. 3,4. Даже самые большие из существующих радиотелескопов не могут разрешить диск Марса или Венеры, так как диаграмма направленности антенн слишком широка. Очевидно, при достаточно тесном сближении можно было бы сканировать диск планет даже с антенной умеренных размеров (например, диаметром 1 м) и тем самым получить изменение интенсивности от точки к точке. Это особенно интересно для Венеры, так как только радиоволны могут проникнуть сквозь ее атмосферу и слои облаков и «ощупать» ее поверхность. Как будет ясно из гл. 4, результаты пассивных радионаблюдений Венеры с Земли представляют собой одно из наиболее интересных событий в науке. Один хороший разрез диска
Методы наблюдений
41
Венеры разрешил бы большую часть имеющихся противоречий. Так как поверхность Марса можно изучать более обычными оптическими пассивными устройствами в видимой или инфракрасной области, измерения радиоизлучения Марса, по-видимому, не имеют такого значения, как в случае Венеры.
Подобные же заключения можно сделать и об активной радиолокации с близкого расстояния. С ее помощью можно детально исследовать скрытую облаками поверхность Венеры и получить карту распределения отражательной способности по диску. На более коротких волнах (меньше 1 см) облака также будут отражать, и с помощью набора длинных и коротких волн можно будет измерить глубину и распределение облачных слоев. Возможность проведения подобных экспериментов с Земли будет обсуждаться ниже. В случае Марса не ясно, можно ли получить с помощью радиолокации какую-нибудь серьезную научную информацию, недоступную более простым оптическим средствам.
Другая возможность состоит в проведении с поверхности Земли радиолокационных экспериментов, которые позволили бы получить в основном те же результаты, что и локация с близкого расстояния. Мы рассказали о том, что можно получить посредством радиолокации с Земли (в Приложении 4 этот вопрос рассмотрен очень подробно). Согласно Эшлмэну (Приложение 4 и [4]), помимо периода вращения, можно определить радиус, характеристики неровностей и крупномасштабные детали (равнины и горные районы) твердой поверхности планеты и ее ионосферные характеристики. Потенциальные возможности установленного на поверхности Земли радиолокатора большой мощности и с большим усилением делают сомнительной необходимость безотлагательной разработки радиолокационной аппаратуры для наблюдений планет с близкого расстояния.
§ 4. Зондирование планетных атмосфер
Несомненно, можно разработать аппараты, которые физически проникнут в атмосферы Марса и Венеры и совершат посадку на их поверхность. Научное значение
42
Глава 1
такого эксперимента безгранично, так как он сможет дать прямой ответ почти на любой вопрос, в том числе о наличии жизни на планете, если зонд будет соответствующим образом оборудован.
Ввиду того что количество возможных экспериментов в варианте с посадкой велико, мы отложим обсуждение вопросов, связанных с их выбором, до последней главы, где они рассматриваются в свете неопределенности наших знаний о планетах. Пока же заметим, что от марсианского космического корабля «Маринер В» (см. Приложение 6) отделится капсула, которая опустится на поверхность и будет передавать изображения и прямые измерения температуры и давления во время снижения Ч)
ЛИТЕРАТУРА
1.	ГерцбергГ., Строение и спектры двухатомных молекул, М., ИЛ, 1954.
2.	Chamberlain J., Kuiper G., Astrophys. J., 124, 399 (1956).
3.	Doi If us A., Ann. d’Astrophys., Suppl. № 4 (1957).
4.	Eshleman V. R., Peterson A. M., Sci. Amer., 203 (2), 50 (1960).
5.	Greenfield S., Ke Hog W. J. MeteoroL, 17, 283 (1960).
6.	Hibbs A. R., Jet Propulsion Lab. Rep., No. 30-1 (1959).
7.	Jones D. E., Planet. Space Sci., 5, 166 (1961).
8.	К a p 1 a n L. D., J. Opt. Soc. Amer., 49, 1004 (1959).
9.	Kaplan L. D., J. Quant. Spectrosc. Rad. Transfer, 1961.
10.	L e a d a b r a n d R. L., J. Geophys. Res., 65, 1103 (1960).
11.	Menzel D. H., Vaucouleurs G., Astron. J., 65, 351 (1960).
12.	Rech tin E., Astronautics, 6 (4), 37 и далее; 6, (6), 26 и далее (1961).
13.	Russell Н. N., Dugan R. S., Stewart J. Q., Astronomy, Ginn and Co., Boston, 1945.
14.	Sekera Z., Vie zee W., RAND Corpor. Rep. (1961).
15.	Singer S., Wentworth R., Geophys. Res., 62, 299 (1957).
16.	Sinton W. M., Strong J., Astrophys. J., 131, 459 (I960).
17.	Morri s.D., Berge G. L., Observatory, No 7 (1961).
18.	Статьи в Astrophys. J., 134, № 2 (1961).
9 В гл. 1 незаслуженно исключены из обзора фотометрические методы исследования планет. Интегральная и поверхностная фотометрия и колориметрия планет является существенным источником информации об их атмосфере, а также твердой поверхности. См. например, книгу В. В. Шаронова «Природа планет», М., Физматгиз, 1958.
ГЛАВА 2
ОБЩАЯ ЦИРКУЛЯЦИЯ В АТМОСФЕРАХ ПЛАНЕТ
§ 1.	Введение
Материал этой главы основан главным образом на идеях, выдвинутых Минцем и изложенных подробно в Приложении 8. Читатель, который заинтересуется этой проблемой, может обратиться к Приложению 8 и литературным ссылкам, в частности к [8].
Очевидно, атмосфера, освещенная Солнцем и излучающая в пространство, может быть уподоблена тепловой машине. Любая тепловая машина имеет следующие два важнейших свойства. Во-первых, она преобразует тепловую энергию в кинетическую с помощью нагревания рабочего тела при высоком давлении и охлаждения при низком, во-вторых, в машине тепло от горячего источника переносится к холодильнику, и в атмосфере планеты этому соответствует перенос тепла от той части, которая больше всего нагревается, к той, которая охлаждается вследствие излучения.
Чтобы показать, насколько атмосфера похожа на тепловую машину, обсудим простой случай, в котором вращающаяся планета очень слабо нагревается на экваторе. При мягких условиях воздух над экватором будет нагреваться, возникнут изобарические слои и сила градиента давления, которая создаст поток воздуха, направленный к полюсу на высоких широтах и опускающийся над полюсами. Однако кориолисовы силы, обусловленные вращением планеты, будут действовать на меридиональный поток, и в результате в обеих полусферах в потоке, направленном к полюсу, появится западно-восточная компонента (западный ветер). Поток будет закручиваться спирально как циклон при движении
44
Глава 2
к полюсу и (в обратную сторону) как антициклон при движении от полюса. На самом деле из-за сил трения вблизи поверхности восточные ветры будут слабее, чем западные в верхней части. Это схематически показано на рис. 1 Приложения 8. Циркуляция соответствует такой схеме, когда нагревание атмосферы протекает непрерывно и мягко, и ее называют симметричным режимом, а иногда — хадлеевским режимом (точнее, пониженным хадлеевским режимом). Ее можно рассчитать или воспроизвести в лабораторных условиях. Существует также повышенный хадлеевский режим, который в лабораторных условиях получается при низких скоростях вращения и очень больших температурных градиентах; последнего условия может быть достаточно. Этот режим, по-видимому, не осуществляется в атмосферах Земли и Марса. *
Теперь рассмотрим ту же вращающуюся планету, но будем увеличивать нагрев на экваторе и охлаждение на полюсах. При этом атмосферной тепловой машине придется переносить все больше тепла от экватора к полюсам^ в некоторый момент симметричная циркуляция уже окажется недостаточной для такого переноса. Тогда циркуляция перейдет в нерегулярную форму, и в атмосфере начнется образование волн. Атмосфера в этот момент станет динамически неустойчивой. На рис. 2 Приложения 8 схематически дан пример такой неустойчивости. Неустойчивый режим часто называют режимом Россби.
Поскольку волны могут быстрее перенести горячий воздух к полюсам и холодный обратно к экватору, атмосфера в неустойчивом режиме является, по существу, более эффективной тепловой машиной, и так как чем сильнее атмосферные волны, тем больше они переносят тепла, необходимый перенос всегда может быть обеспечен. Теория, разработанная Минцем и др. на основе простой динамической модели атмосферы (двухслойная модель), позволяет предсказать число волн, которое можно ожидать при заданных атмосферных условиях. Однако для более детального описания волнового режима, к чему мы не будем возвращаться, необходима более сложная теория, использующая нелинейные уравнения с численным интегрированием.
Общая циркуляция в атмосферах планет
45
Это весьма упрощенное описание основных характеристик атмосферной тепловой машины количественно разрабатывается в Приложении 8. Однако, если воспользоваться общими принципами, можно понять свойства той или иной атмосферы.
§ 2.	Циркуляция в атмосфере Земли
Очевидно, характер атмосферной циркуляции определяется тремя основными факторами: количеством тепла, которое должно переноситься от экватора к полюсу (мы его обозначим AQ), скоростью вращения планеты и температурой и устойчивостью атмосферы (это важный фактор в случае атмосферы Венеры, тепловая структура и глубина которой полностью не известны).
Другая величина, существенная при рассмотрении циркуляции, — крупномасштабная турбулентная вязкость атмосферы. Для простоты мы положим ее одинаковой для всех атмосфер. Поток тепла AQ, переносимого от экватора к полюсу, определяется разностью между чистым притоком тепла, поступающего на экватор, и чистой потерей тепла на полюсе. Тепло поступает только в форме солнечного излучения. Его легко вычислить, так как оно равно произведению общего потока излучения Солнца на данной широте за день (обозначим его через S) на средний коэффициент поглощения (1 —4), где А — среднее альбедо на данной широте (см. рис. 5 Приложения 8). Из величины S (1—А) надо вычесть поток энергии, которая теряется на инфракрасное излучение IT, и тогда мы получим чистый приток (или потерю) тепла.
Атмосфера теряет тепло в виде инфракрасного излучения на всех широтах, и скорость потери тепла пропорциональна четвертой степени температуры эффективно излучающего слоя. В случае Земли 80% излучения теряется не поверхностью, а самой атмосферой. Поскольку содержание водяных паров, являющихся основным источником теплового излучения атмосферы, не является постоянным, интенсивность инфракрасного излучения W не сильно зависит от широты, что схематически показано на рис. 5 Приложения 8. Иными словами».
46
Глава 2
уровень, с которого теряется большая часть инфракрасного излучения, в тропиках выше и имеет приблизительно ту же температуру, что и излучающий уровень в полярных областях. Поэтому в земной атмосфере эффективная температура излучения относительно нечувствительна к широте. Для Марса, как будет показано ниже, это совсем не так. Из расчета следует, что количество тепла, которое должно на Земле переноситься от экватора к полюсу, в 8 раз больше, что может обеспечить симметричный режим. Волны в земной атмосфере должны существовать во все времена года.
Важная характеристика атмосферы, находящейся в волновом режиме, — среднее число волн (т. е. число пар прямых и обратных круговых движений в полусфере на средних широтах). Теория дает нам его в функции AQ, статистической устойчивости атмосферы, скорости вращения и средней температуры. Среднее число волн, предсказываемое для земной атмосферы, равно 6, и это приблизительно согласуется с действительностью, как показывает анализ метеорологических карт.
Чтобы восстановить действительную картину максимумов и минимумов, осуществляющуюся в атмосфере земного типа, необходимо обратиться к нелинейным дифференциальным уравнениям движения. Их интегрирование, которое выполняют метеорологи для построения численных моделей циркуляции, требует применения быстродействующих вычислительных машин, чтобы описать движения в атмосфере по мере их развития. Построенные численные модели действительно находятся в хорошем согласии с наблюдаемым распределением максимумов и минимумов в поле давлений. Оказалось, что центры низкого давления имеют тенденцию двигаться на север, а высокого — на юг, в результате чего на нижних уровнях образуется широкая зона западных ветров на средних широтах и восточных в экваториальной и полярной зонах. Результаты одного из таких численных расчетов приведены на рис. 7 Приложения 8. Хотя эта картина не похожа в точности на настоящую карту погоды, общий характер циркуляции земной атмосферы воспроизведен, по-видимому, правильно.
Общая циркуляция в атмосферах планет
47
§ 3.	Циркуляция на Марсе
Переходя к рассмотрению возможной циркуляции атмосферы на Марсе, прежде всего обсудим, какое количество тепла должно переноситься от экватора к полюсу. Заметим, что скорость вращения Марса почти равна земной, а атмосферное давление составляет около 0,1 земного, т. е. марсианская атмосфера относительно тонка. На Марсе, по существу, нет водяных паров, а углекислый газ — единственная составляющая атмосферы, которая поглощает инфракрасное излучение. В результате тепловое излучение на данной широте определяется в основном поверхностью планеты, так как в далекой инфракрасной области прозрачность сухой атмосферы составляет 70—75%. По этой причине потеря тепла в виде инфракрасной радиации W на экваторе много больше, чем на полюсах; чистый приток тепла на экваторе и чистая потеря на полюсах много меньше. Таким образом, в рамках атмосферной тепловой машины количество тепла AQ, которое надо перенести, в случае Марса меньше, чем в случае Земли.
Сделав некоторые предположения о средней устойчивости и вязкости марсианской атмосферы, а именно, предположив за отсутствием чего-либо более определенного, что они такие же, как и для земной атмосферы, Минц нашел, что AQ для Марса в среднем немного меньше критического значения. Таким образом, из теории следует, что атмосфера Марса в течение всего года в среднем находится в симметричном режиме.
В теории Минца имеется ряд любопытных моментов. Средняя температура планеты, вычисленная из его модели, равна —54° С, а средняя разность температур между экватором и полюсом составляет 42° С. Надо отметить, что средняя вычисленная температура существенно меньше болометрической, которая получается вблизи противостояния и тем самым относится к дневной полусфере [3 и гл. 3], однако она хорошо согласуется с радиотемпературой —62° ±28° [4]. Таким образом радиоизлучение указывает на среднюю температуру всего диска в слое, расположенном достаточно глубоко под поверх
48
Глава 2
ностью и не подверженном суточным колебаниям температуры.
Предыдущие замечания касаются величин, осреднен-ных по времени. Сезонные изменения AQ на Марсе должны быть больше, чем на Земле, так как низкая теплоемкость поверхности приводит к сильному охлаждению полюсов зимой и достаточно заметному нагреванию летом. На самом деле, нет хороших оценок болометрических температур для полюсов Марса. По этой причине AQ в летней полусфере может оказаться малым или иметь обратный знак, в то время как на зимней полусфере AQ достигает максимального значения. Таким образом, теория предсказывает, что зимой циркуляция становится неустойчивой и могут образоваться волны. Это предсказание согласуется с тем, что в зимней полусфере (в равноденствии) иногда наблюдаются облака, которые движутся с запада на восток. Хесс [5],-один из немногих метеорологов, тщательно изучавших облачные образования на Марсе, нашел указания на движущиеся штормовые системы в виде пылевых облаков как в северной, так и в южной полусфере, когда в северной полусфере была зима. Это, по-видимому, противоречит теории, согласно которой бури должны были бы наблюдаться только в северной полусфере. Однако теория и наблюдения согласуются в волновом числе неустойчивого режима, которое равно 3. Каждая из этих трех волн имеет примерно такую же длину, как и на Земле, где число волн равно 6, поскольку она примерно вдвое больше.
Минц полагает, что в симметричном режиме скорость ветров у поверхности должна быть ниже (около 1 м/сек), чем в волновом режиме (вероятно, около 10 м!сек в области циклона). Так как на Земле необходима скорость ветра около 6 м!сек, чтобы поднять пыль с поверхности, можно предполагать, что пылевые бури на Марсе наиболее вероятны в волновом режиме, т. е., как указывалось, на зимней полусфере. Ветры в верхних слоях в обоих режимах имеют большие скорости, так что в более высоких слоях скорость переноса облаков может превышать указанные значения.
Общая циркуляция в атмосферах планет
49
Однако многие наблюдательные данные не согласуются в этом вопросе с теоретическими воззрениями. Марсианские пылевые бури (см. гл. 3) обычно начинаются в ограниченной области, а затем зона их действия существенно расширяется, охватывая иногда всю планету, как это случилось во время противостояния 1956 г. Наиболее часто пылевые бури [2] возникают, по-видимому, во время перигелия, т. е. как раз вблизи солнцестояния в южной полусфере. Пылевые бури и движущиеся облака наблюдались во все сезоны марсианского года. Наконец самые опытные наблюдатели Марса согласны в том, что локальная топография темных и светлых областей играет важную роль в образовании и движении марсианских облаков.
В настоящее время, по-видимому, наш теоретический аппарат слишком груб для предсказания марсианского климата и состояния погоды (хотя он и хорошо проверен), а наши наблюдения с Земли дают слишком туманную картину. Сейчас перед первыми сближениями с Марсом при помощи космических кораблей пришло время усовершенствовать и то и другое.
§ 4.	Циркуляция на Венере
Относительно строения атмосферы и вращения Венеры (см. гл. 4) существуют противоречивые мнения. По этой причине трудно рассматривать циркуляцию в ее атмосфере с такой же уверенностью, как в случае Марса. Одна из главных трудностей в случае Венеры — отсутствие определенности в отношении глубины атмосферы, так как одна школа утверждает, что атмосфера Венеры много глубже, чем земная, а другая — что она, возможно, менее массивна, чем земная.
Есть указания на то, что Венера вращается очень медленно, и во всяком случае можно сказать, что период вращения больше 5 дней. Учитывая тот факт, что эффективная температура излучения Венеры постоянна по всему диску и составляет около 235° К, по теории Минца можно предсказать, что ее атмосфера находится в симметричном режиме, если она действительно тонкая,
4 Зак. 498.
. 50
Глава 2
а скорость ее вращения мала. Величина AQ, по-видимому, имеет промежуточное значение между величинами для Земли и Марса.
Минц возражает против непосредственного применения его теории в случае глубокой венерианской атмосферы, поскольку теория предполагает постоянный градиент и отклонения температуры допускаются только по вертикальной оси (к отклонениям давления это не относится). Для очень глубокой атмосферы это может не осуществляться, и простая теория окажется неприменимой.
Интуиция, однако, подсказывает, что поскольку вращение медленное, а атмосфера может быть глубокой, характер циркуляции может быть иным, чем в случае, когда источник тепла находится вблизи экватора, а сток вблизи полюсов. Источник тепла может оказаться в подсолнечной точке, а сток — в антисолнечной. Если период вращения Венеры около 10 дней, на что указывают радиолокационные измерения, проведенные советскими учеными (см. гл. 4), это изменение вряд ли имеет место, но возможно, сильная приливная суточная циркуляция будет накладываться на симметричную меридиональную. Если же правильны результаты американских экспериментов и период больше 100 дней, то почти наверняка основная циркуляция действует между подсолнечной и антисолнечной точками.
Минц в более раннем сообщении нарисовал схему, в которой симметричный режим, центрированный на подсолнечную точку, действует в нижних слоях, а в верхних меняется на меридиональный симметричный. Эта схема не была разработана количественно, но переход такого типа хорошо согласуется с данными Дольфюса [1], который в видимых лучах наблюдал радиальное расположение облаков с центром в подсолнечной точке, в то время как Росс [7] и др. наблюдали в ультрафиолетовых лучах более или менее прямые и параллельные облачные полосы (см. Приложение 2). Возможно, различие в видимых и ультрафиолетовых лучах обусловлено тем, что явления протекают на разных уровнях.
Общая циркуляция в атмосферах планет	51
ЛИТЕРАТУРА
1.	D о 11 f u s A., L’Astronomie, 69, 413 (1955).
2.	Foe as J., частное сообщение (1961).
3.	Gifford F., Astrophys. J., 123, 154 (1956).
4.	Giordmaine J. A., Alsop L. E., Townes С. H., Mayer C. H., Astron. J., 64, 332 (1959).
5.	Hess S. L., J. Meteorol., 7, 1 (1950).
6.	Mintz Y., Planet. Space Sci., 5, 141 (1961).
7.	Ross F. E, Astrophys. J., 68, 57 (1928).
8.	Томпсон П., Анализ и предсказание погоды численными методами, М., ИЛ, 1962.
ГЛАВА 3
МАРС
§ 1. Введение
Ни одна из планет нашей солнечной системы не вызывала такого широкого интереса как Марс. Чаще других планет он оказывается объектом пространных спекуляций, как научных, так и популярных, однако и наблюдается он чаще других членов нашей системы. Причины этого очевидны: физические условия на Марсе и Земле во многом сходны. Детали на поверхности Марса наблюдаются лучше, чем на всех других планетах, исключая Землю. Спекуляции касались обычно вопроса о возможности жизни на Марсе, и, конечно, открытие жизни на Марсе имело бы огромное научное и философское значение. Но даже если Марс необитаем, остается много очень интересных проблем, таких, как топография и химия поверхности, физика и метеорология атмосферы. Если температура поверхности Венеры 600° К или выше, Марс является, может быть, единственной планетой, на которой относительно легко могут быть проведены посадка контейнера с оборудованием и научные исследования, которые позволят получить новые данные о происхождении и развитии солнечной системы.
Мы начнем с краткого резюме современных знаний о физических характеристиках Марса (более подробный обзор дан в [13]). Затем мы разберем более детально четыре проблемы, представляющие особый интерес с точки зрения настоящей конференции, а именно: строение и фотохимия атмосферы, природа синей дымки и возможность жизни на Марсе.
§ 2. Основные наблюдательные данные и их интерпретация
1. Визуальные и фотографические детали. Внешний вид Марса даже при наблюдении с большим телескопом вначале разочаровывает. Прежде всего заметны темные
Марс
53
области1), по цвету преимущественно нейтральные, и локализованные в экваториальных районах яркие (оранжевого или телесного цвета) области, покрывающие почти весь остальной диск, и белая полярная шапка. Иногда видны телесного цвета облака, образующиеся в ярких областях и временами закрывающие некоторые темные области. Эти явления подтверждают общепринятое мнение о ярких областях как о больших пустынях. Общая форма и ориентация деталей в темных и светлых областях в основном не меняются со временем. Благодаря этим деталям период вращения был определен с весьма высокой точностью: 24 час. 37 мин. Полярные шапки меняют вид: их площадь сокращается с приближением лета. Затем они полностью исчезают и зимой появляются вновь. В любой данный момент на одном из полушарий Марса, северном или южном, всегда есть полярная шапка. Наблюдения некоторых тонких деталей и вопросы природы темных областей и полярных шапок будут обсуждаться ниже (о видимой окраске см. в Приложении 2).
2. Облака и дымка. Тот факт, что вид Марса в различных длинах волн меняется ото дня ко дню, а иногда даже от часа к часу, показывает, что атмосфера Марса содержит изменчивые облака или слои аэрозолей. Это неудивительно, так как в атмосфере Марса должно быть некоторое количество водяных паров (дискуссию о строении атмосферы см. ниже) и на больших высотах можно ожидать образования водяных или ледяных облаков. Можно ожидать также, что время от времени ветром будут подниматься пылевые частицы, а они могут оставаться взвешенными в атмосфере длительное время, так как нет дождей, которые ее очищали бы.
Наблюдатели выделяют три типа марсианских облаков, различных по цвету и по другим свойствам (см. Приложения 1 и 2).
!) Вопрос о действительном цвете темных областей пока является спорным. Некоторые наблюдатели говорят о зеленой и голубой окраске (см., например, Приложение 2), но большинство, по крайней мере в последнее время, считают цвет темных областей нейтральным [22].
54
Глава 3
а)	Желтые облака, по общему мнению, пылевые. Иногда видно, как они образуются в ограниченных районах и перемещаются ветрами. По мере движения их протяженность увеличивается, и были случаи, когда весь диск закрывался желтой завесой на целые недели, как, например, во время противостояния 1956 г.
б)	Белые облака не всегда уверенно отличаются от желтых облаков или обрывков голубой дымки. И все же существование белых облаков не подлежит сомнению. Они, как иногда кажется, образуются преимущественно над темными областями поверхности. Предполагается, что это тонкие высокие облака, подобные цирусам, вероятно, состоящие из ледяных кристаллов. Пока мы не знаем температуры марсианской атмосферы в верхних слоях, нельзя исключить возможность, что эти облака состоят из кристаллов СО2 (сухой лед). Чтобы углекислый газ конденсировался, необходима температура ниже 140° К (см. § 3). Однако поляризационные свойства этих облаков ясно указывают на присутствие замерзшей воды [14].
в)	Синяя дымка — диффузная и изменчивая субстанция, скрывающая детали поверхности в синих и фиолетовых лучах. Она покрывает обычно большую часть планеты, но иногда наблюдаются прояснения, позволяющие наблюдать детали в синих лучах, — эти случаи известны как «синие прояснения». Согласно Вилсону, который сообщил на конференции предварительные результаты изучения синей дымки, проведенного им совместно с Ричардсоном, существует два типа синих облаков. Один тип — диффузные малоконтрастные облака, покрывающие большие области, но особенно сильно связанные с терминатором, соответствующим восходу Солнца. Кроме того, имеются относительно маленькие и контрастные облака, которые движутся вместе с деталями поверхности, медленно дрейфуя ото дня ко дню. Интерпретация синей дымки и соответствующих облаков пока не ясна. (Более детальное обсуждение ее см. в § 5.)
Подводя итог, можно сказать, что желтые и белые облака на Марсе похожи на наши земные пылевые бури и цирусы соответственно, и изучение их развития и движения по диску посредством фотографирования
Марс
55
с большим разрешением даст нам много важных сведений о циркуляции в марсианской атмосфере. Для этого можно применить такую же технику, какая сейчас используется для исследования земной атмосферы посредством метеорологических спутников. С другой стороны, явление синей дымки непонятно и является одной из многих загадок Марса.
3.	Альбедо. Диффузная сферическая отражательная способность, или альбедо, Марса составляет примерно 0,3 около 7000 А, но быстро падает до 0,04 ниже 4500 А [13, 48]. Эти фотометрические результаты находятся в хорошем согласии с красным цветом планеты. Малое альбедо в синих и фиолетовых лучах является атмосферным эффектом и связано с синей дымкой, которая скрывает детали поверхности Марса на длинах волн короче 4500 А. Во всех длинах волн отражательная способность зависит от положения точки на поверхности. В желтых лучах типичное значение альбедо для ярких и темных областей составляет около 0,15 и 0,05 соответственно.
Примерно половина энергии солнечного спектра лежит в красной и инфракрасной областях, преимущественно между 7500 А и 3 мк. Поэтому вычисления нагрева поверхности солнечным излучением критическим образом зависят от отражательной способности Марса в ближней инфракрасной области. Однако соответствующих уверенных фотометрических данных для Марса нет. Это одна из задач, для решения которых важно было бы провести наблюдения вне земной атмосферы.
Наблюдения Марса в ультрафиолетовых лучах проводились всего один раз [10]. В результате этих ракетных измерений альбедо у 2700 А с вероятной ошибкой получилось равным 0,24. Данный результат представляет большой интерес, если только он соответствует действительности. Альбедо Земли в этой же длине волны по крайней мере на порядок меньше из-за поглощения озона. Высокое значение его для Марса можно истолковать двумя способами: либо над слоем озона в атмосфере Марса присутствуют какие-то отличные от озона флюоресцирующие молекулы, либо атмосфера не поглощает, а поверхность имеет высокую отражательную
56
Глава 3
способность в ультрафиолетовой области. Земная атмосфера в этой области вследствие поглощения озона весьма непрозрачна. Если атмосфера Марса действительно прозрачна в ультрафиолете, это будет означать крайне низкое обилие кислорода в ней, так как Оз образуется при взаимодействии молекул О и О2. Если ультрафиолетовое излучение достигает поверхности, оно должно сильно влиять на химические и физиологические процессы в марсианских живых организмах. Для большинства незащищенных земных организмов ультрафиолетовое излучение с X 2700 А смертельно. Необходимо продолжить работу по ультрафиолетовой фотометрии Марса и ее интерпретации.
4.	Давление на поверхности. Дольфюс [14] для определения атмосферного давления у поверхности Марса применял несколько методов, основанных на поляриметрических наблюдениях. Все они связаны с предположением, что коэффициент рассеяния одинаков для марсианской и земной атмосфер и что релеевское рассеяние преобладает. Масса пыли в атмосфере предполагалась достаточно малой, а строение атмосферы близким земному (см. ниже), так что это предположение не очень грубое. Вычисленное из поляризационных наблюдений давление 85 мб (около 230 г/см2) находится в хорошем согласии с оценкой, полученной из фотометрических данных (см. [13]). Маловероятно, чтобы действительная величина давления отличалась от 85 мб более чем вдвое.
5.	Данные о химическом составе, а) Поверхность. Красный цвет ярких областей обычно связывается-с высокой степенью окисленности пород; какие-либо другие хромофоры трудно представить. Сильно окисленное состояние пород (большее, чем на Земле) помогло бы объяснить низкое содержание кислорода в атмосфере (см. ниже), хотя диссипация кислорода из атмосферы тоже могла иметь значение.
Сравнение поляризационной кривой Марса с земными образцами различных поверхностных пород показывает, что поверхность Марса покрыта маленькими непрозрачными зернами [24]. Вообще имеется много раз
Марс
57
ных материалов, более или менее приближающихся к цвету ярких областей, однако Дольфюс [14] предпочитает лимонит, т. е. оксид полигидрат железа, а Койпер [4], исходя из инфракрасных спектров отражения ярких областей, — фелзитный риолит. Состав поверхности темных областей будет рассматриваться в § 5 в связи с обсуждением возможности жизни на Марсе.
Инфракрасные спектры отражения полярных шапок определенно показывают, что последние не состоят из замерзшей углекислоты — единственного вещества, наличия которого можно было ожидать помимо воды. Спектры отражения согласуются с предположением, что полярные шапки состоят из льда [4]. Согласно поляризационным данным, полярные шапки состоят из инея [14].
б)	Атмосфера. Единственная составляющая, надежно отождествленная в марсианской атмосфере, — углекислый газ [4]. Анализ наблюдений Койпера с учетом уширения линий и наложения марсианских и теллурических полос СО2 (см. гл. I) дает долю углекислого газа (по объему) в атмосфере Марса
f _ (1,6 ±0,5). 10’
/со,- р2 /о’ rs
где Ps— полное давление на поверхности в мб [17]. Если Ps = 85 жб, что соответствует поляризационным и фотометрическим данным, то углекислый газ по объему в марсианской атмосфере составляет около 2,2%. Абсолютное обилие равно примерно 3100 атмо-см, т. е. в 14 раз больше, чем в земной атмосфере. О природе остальных 97,8% атмосферы мы можем судить только на основании косвенных данных.
Спектроскопические верхние пределы, определенные для О2 и Н2О (250 атмо-см и 3,5 • 10-2 г)см2 соответственно [3], показывают, что эти газы не могут быть основными составляющими марсианской атмосферы. Во всяком случае их содержание много меньше, чем на Земле. Известны также верхние пределы обилия О3, N2O, СН4, С2Н4, С2Н6, NH3 [4], а также NO2 и N2O4 [21, 36]. Ни одна из этих молекул не была отождествлена, и, если они
58
Глава 3
и присутствуют, их обилие очень невелико. Спектры Марса, полученные Синтоном [35], не содержат какой-либо заметной детали в области 2,35 мк, где находится полоса СО. Осторожная оценка, сделанная на этом основании, показывает, что обилие СО на Марсе не превышает 10 атмо-см. Окись углерода должна образовываться фотохимически в верхней атмосфере Марса, а вопрос о том, куда она исчезает, будет обсуждаться в следующем параграфе. Водород и гелий легко диссипируют из марсианской атмосферы вследствие малой массы и не могут быть основными компонентами атмосферы.
Так как полярные шапки состоят из замерзшей воды, их сезонные изменения прямо говорят о присутствии в атмосфере Марса некоторого количества водяного пара. Вследствие того что они попеременно образуются в противоположных полусферах, в нижней атмосфере должна существовать такая циркуляция, которая переносит водяные пары из одной полусферы в другую. Можно вычислить давление водяных паров, исходя из времени, потребного для испарения полярной шапки, если известна температура в окрестностях шапки [4].
Теоретические оценки этой температуры показывают, что обилие водяных паров превышает 10"3 г/см2 [31]. Интерпретация разности между теоретической и наблюдаемой температурой на основе парникового эффекта, обусловленного углекислым газом и водяным паром (атмосферная циркуляция не учитывалась), дает обилие водяного пара от 10-3 до 2 • 10-2 г/см2 [3]. Возможно, обилие водяных паров на порядок ниже современного спектроскопического предела, достижимого при наблюдениях с поверхности Земли. Инфракрасные наблюдения вне атмосферы позволили бы без труда найти действительную величину. При таком парциальном давлении водяных паров температура поверхности Марса оказывается слишком низкой, чтобы могла существовать жидкая вода на поверхности, за исключением грунтовых капилляров. Вода может существовать на Марсе только в твердой фазе или в виде пара.
Предыдущее обсуждение позволяет отбросить большое число возможных кандидатов на роль основной
Марс
59
неотождествленной компоненты марсианской атмосферы, занимающей 97,8%. Остаются только N2 и Аг, химически неактивные газы, которые могут устойчиво существовать продолжительное время. Никаких деталей в видимой и инфракрасной области их спектры не содержат. Для спектроскопического отождествления этих газов надо воспользоваться ультрафиолетовой областью спектра, полученного вне земной атмосферы. Элемент Аг40 — основной изотоп аргона, превалирующий на Земле,— образуется в результате (3-распада К40 вблизи поверхности планеты. Земной Аг40 концентрируется вблизи поверхности в основном благодаря процессам, связанным с дифференциацией коры и мантии. Количество Аг40, выделяющееся в атмосферу, зависит от скорости процессов эрозии, освобождающих окклюдированные газы. Таким образом, обилие Аг40 зависит от геологической истории Марса, которая нам совершенно неизвестна. По аналогии с Землей можно предположить, что марсианская атмосфера состоит из N2 с очень небольшой примесью Аг40. Но это только наиболее вероятная догадка, и непосредственное отождествление основной компоненты атмосферы Марса — задача будущего.
6. Данные о температуре. Измерения с термопарами в окне прозрачности земной атмосферы 8—13 мк (см. гл. 1), предназначенные для определения температуры поверхности Марса, проводятся уже несколько десятилетий. Отсутствие спектральных деталей в этом интервале [37] свидетельствует о том, что излучаемая тепловая радиация поглощается атмосферой, по-видимому, слабо и вычисленные температуры относятся к поверхности.
Средняя дневная температура, полученная по измерению излучения планеты в целом, составляет около 240° К. Летом около полудня в экваториальных районах температура может достигать 300° К. Изменения температуры данной области в дневное время часто бывают порядка 80° К !). Ночная температура не измерялась, так
!) См. обсуждение этих вопросов в конце Приложения 2 и в Приложении 8.
60
Глава 3
как темная сторона Марса не может наблюдаться с Земли. Прямые определения ночной температуры Марса должны быть получены при наблюдениях с космического корабля либо при полете на близком расстоянии, либо после посадки. Действительная величина суточных колебаний температуры, вероятно, не меньше 100° К, так как ночное охлаждение должно быть очень эффективно в отсутствие заметного поглощения водяными парами. Сезонные вариации температуры в данной экваториальной области около полуденного времени порядка 40° К. Между весной и летом сезонное изменение температуры проходит постепенно. Эти температуры примерно согласуются с температурами, вычисленными теоретически для планеты без атмосферы при соответствующих значениях солнечной постоянной и альбедо серого тела.
Средняя дневная температура находится в хорошем согласии с яркостной температурой радиоизлучения 211 ±28° К [15]. В самом деле, радиоизлучение исходит от некоторого уровня под поверхностью и не находится в равновесии с дневным солнечным освещением. Таким образом, яркостная радиотемпература представляет собой, грубо говоря, среднее между дневной и ночной температурой некоторого не очень глубокого слоя.
§ 3. Вертикальное строение атмосферы Марса
Большинство авторов строит модели нижней атмосферы Марса следующим способом. Выбирается некоторое значение температуры воздуха у поверхности (обычно в полдень на экваторе). Предполагается, что атмосфера находится в конвективном равновесии, и температурный градиент всюду, начиная с поверхности, равен адиабатическому. Каким-либо способом, обычно из соображений лучевого равновесия, вычисляется температура тропопаузы. Ниже ее атмосфера предполагается адиабатической, выше — изотермической. В отсутствие озонного слоя или других причин температурной инверсии изотермический режим сохраняется вплоть до высот, где становится существенной фотодиссоциация и начинается термосфера. При этом имеются некоторые неопределенности. Достаточно сказать, что удовлетво
Марс
61
рительная модель земной атмосферы таким методом не может быть построена. Однако приблизительную модель земной атмосферы можно построить этим способом, так что подобная модель марсианской атмосферы, возможно, не слишком отличается от реальной. Ниже мы рассмотрим некоторые числовые данные, необходимые для построения такой модели.
Естественно взять температуру (измерения с термопарой), скажем, от 270 до 300° К в качестве начальной температуры на экваторе. Однако Минц [26] заметил (по аналогии с земными пустынями), что температура воздуха на высоте нескольких метров может быть намного ниже, чем на поверхности. Непосредственное применение опытных данных, собранных для земных пустынь, к Марсу, показывает [26], что максимальная температура воздуха вблизи поверхности может быть на 50° К ниже, чем на самой поверхности в экваториальных местностях. В этом случае для промежуточных широт надо принять температуру 220—250° К. Разница между температурой поверхности и воздуха должна быть меньше на высоких широтах, где слабее нагрев солнечным излучением.
Вследствие низкого содержания водяных паров вблизи экватора можно воспользоваться сухим адиабатическим градиентом:
дТ _	g
dh —	Ср ’
где Ср — теплоемкость при постоянном давлении, g — ускорение силы тяжести. При подходящей модели химического состава (см. выше) градиент будет весьма близок к 3,7°К/о<. На более высоких широтах, куда тепло переносится от экватора в результате адвекции в верхних слоях, температурный градиент может быть меньше, чем сухой адиабатический (см. Приложение 8 и [26]).
Грубая оценка температуры тропопаузы на экваторе может быть получена из теории Голда — Хэмфри. Предполагается, что стратосфера находится в радиативном равновесии с поглощающим газом тропосферы (и с высокими облаками). Она принимает поток инфракрасного излучения от тропосферы <зГ4, где о — постоянная Стефана — Больцмана, Tt — эффективная температура
62
Глава 3
тропосферы. Стратосфера излучает вниз и вверх, в космическое пространство, полный поток 20Т5, где Ts — температура стратосферы. Отсюда следует, что темпера-4
тура стратосферы вУ 2 раза меньше поверхностной температуры.
При
250°К>Л>220°К
мы можем найти для Марса
210°К>Л>185°К.
Соответствующая высота тропопаузы
11 км ^ht 9 км.
Для Земли подобный расчет дает правильную оценку высоты тропопаузы. И все же применимость этой операции к атмосфере Земли сомнительна, потому что, во-первых, стратосфера не находится в радиативном равновесии и, во-вторых, на более высоких широтах получается более низкая температура стратосферы в противоречии с наблюдениями.
Более совершенная теория равновесия была разработана Гуди [16] для двух предельных моделей атмосферы: первая предполагает состав 2,2% СО2, остальное N2, а вторая — 10-2 г!см2 Н2О, остальное N2. Приняв высокую температуру поверхности, равную 270° К, Гуди получил в первой модели высоту тропопаузы 9 км, но температура стратосферы понижалась до 134° К на высоте 90 км и выше сохранялась постоянной. Во второй модели тропопауза находится на высоте 25 км и стратосфера, приблизительно изотермичная, имеет температуру 153° К. Гуди нашел, что уменьшение концентрации водяных паров во второй модели приводит к более горячей и низкой (12 км) тропопаузе, а температура стратосферы становится больше, достигая 227° К при температуре поверхности 270° К. Но если температура в нижней атмосфере меньше, как это считает Минц, температура тропопаузы тоже упадет. Указанный диапазон высот тропопаузы согласуется с оценками высот конвективных облаков на Марсе.
Марс
63
Определенный нижний предел температуры тропопаузы ставится тем условием, что углекислый газ не должен кристаллизоваться. Если бы температура стратосферы была ниже точки замерзания СОг, углекислый газ в поступающих в стратосферу воздушных массах переходил бы в кристаллическую форму, образуя облака, скрывающие детали поверхности во всех длинах волн видимой области спектра. Дымка на краях диска может быть обнаружена поляризационными методами [14] и иногда визуально. Однако неизвестно, может ли эта дымка хотя бы частично состоять из кристаллов СО2. На высоте 20 км давление марсианской атмосферы составляет около 30 мб. Парциальное давление СО2 на этой высоте в предположении постоянного перемешивания составляет около 1 мб. Температура, при которой давление паров над сухим льдом равно этой величине, составляет около 140° К. Следовательно, температура тропопаузы ниже 140° К маловероятна, если высота тропопаузы 20 км или меньше. Однако понижение температур тропопаузы, полученных в двух моделях Гуди (оно потребуется, если снизить температуру воздуха вблизи поверхности), может сделать их опасно близкими к температуре вымораживания СО2. Это привело бы к возможной кристаллизации СО2 вблизи тропопаузы, если в марсианской атмосфере нет локального источника тепла, подобного озонному слою. Взаимодействие с солнечными протонами и космическими лучами (если магнитное поле Марса слабое) —другой возможный источник, но на таких высотах им можно пренебречь.
Выше тропопаузы может продолжаться падение температуры, как это происходит в первой модели Гуди. В конечном счете, атмосфера становится приблизительно изотермичной, и барометрическая формула
p^p^e-hiH
(kT H~~mg — шкала высот). Вследствие того что на Марсе g мало, величина Н будет велика, поэтому давление с высотой падает много медленнее, чем на Земле. Выше 40 км оно больше земного. Вследствие этого единичная оптическая
64
Глава 3
толща для солнечного ультрафиолетового излучения достигается на больших высотах, чем в земной атмосфере, и марсианская термосфера и ионосфера начинаются с больших высот. На Марсе фотодиссоциация Ог происходит на высоте ПО км, а СО2 — на 150 км. Если кислорода в атмосфере Марса немного, то должны преобладать такие ионы, как N?,СО?, СО+ и О+. Применение к Марсу теории образования N? коротковолновым ультрафиолетовым излучением Солнца, разработанной для земной атмосферы, показывает, что основной вклад в в ионосферу со стороны N2 происходит на высоте 300 км и средняя электронная плотность в дневное время составляет примерно 104 см~3 [И]. Янов [51], привлекая другие процессы, нашел электронные плотности, превышающие земные, но в своих вычислениях он пренебрегал прилипанием электронов. По-видимому, для более глубокого понимания свойств как марсианской атмосферы, так и нашей, необходима дальнейшая теоретическая работа.
§ 4. Фотохимия атмосферы Марса
Рассмотрим вопросы диссоциации и ионизации составляющих марсианской атмосферы и их возможной диссипации в межпланетное пространство.
В рамках этих задач мы будем считать, что атмосфера Марса состоит только из N2 и СОг с небольшой примесью Н2О. В такой атмосфере самая большая длина волны ультрафиолетового излучения, которая может эффективно поглощаться, 1850 А, соответствует пределу фотодиссоциации водяных паров:
Н2О + fov -> ОН + Н, X < 1850 А. (1) Приведем [42] некоторые значения поперечного сечения поглощения:
а (1850А) = 5 • Ю-20 см2,
а (1800) = 7-10“'9.
а (1700) = 4-10-18,
а (1450) =4-10-19, а (1200) =6-10-18.
Марс	65
Фотодиссоциация углекислого газа
СО2 + Ь -> СО + О, k < 1692А	(2)
характеризуется коэффициентом поглощения около 10-19 см2 в коротковолновой стороне за пределом диссоциации. При отсутствии защитного слоя кислорода фотодиссоциация водяного пара и углекислого газа, как легко понять, должна протекать очень быстро.
Молекулярный азот поддается фотодиссоциации с большим трудом. В области длин волн больше 796 А нет диссоциационного континуума, но есть последовательность резких полос поглощения. Три полосы системы Лаймана — Бирджа — Хопфильда X 1250, 1226 и 1205 А' принимают участие в предиссоциации [18]. Ионизационный континуум N2 начинается у X < 796 А. Вслед за процессом ионизации следует радиативная рекомбинация, в результате которой образуются возбужденные атомы азота:
N2H-ftv ->N2+. X < 796А,
n2++^n*+n’*.
Звездочками отмечены атомы азота, находящиеся в возбужденном состоянии.
Судьба продуктов фотодиссоциации критическим образом зависит от скорости диссипации атомов и молекул из атмосферы Марса. Скорость диссипации, в свою очередь, зависит от температуры экзосферы. Первичным источником разогрева земной ионосферы является, по-видимому, жесткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение солнечной короной, главным образом в спектральном интервале от 100 до 1000 А. На Марсе оно поглощается преимущественно азотом, в то время как на Земле наряду с азотом действует и кислород О. Но ввиду того что коэффициенты поглощения N2 и О приблизительно равны в этой области спектра, разогрев марсианской и земной термосфер должен иметь примерно одинаковый характер. Вследствие большего расстояния от Солнца интенсивность линий в случае Марса в 2,4 раза меньше. Градиент температуры в марсианской термосфере должен быть во столько же раз меньше, и,
5 Зак. 498.
66
Глава 3
следовательно, в верхней термосфере температура соответственно йиже.
Экзосфера начинается там, где средняя длина свободного пробега становится равной шкале высот Н:
па	mg
В этом уравнении п — численная плотность частиц и о — поперечное сечение столкновений. Так как ускорение силы тяжести на Марсе в 2,6 раза меньше, шкала высот в термосфере должна быть примерно такая же, как на Земле. Следовательно, если пренебречь возможной разницей средних молекулярных весов на уровне экзосферы и принять равными сечения столкновений у основания марсианской экзосферы, концентрация частиц должна быть примерно такой же, как и в земной экзосфере, но температура будет вдвое ниже. Дневная температура земной экзосферы составляет примерно 1800 °К [20]. На основе этих простых соображений температуру экзосферы Марса можно оценить примерно в 900° К. При такой температуре водород и гелий диссипируют за время < 105 лет [6]; водород образуется из водяных паров посредством реакции (1) и затем теряется Марсом. Что же касается нейтральных атомов кислорода и азота, то за время жизни Марса они не будут потеряны. В предыдущей дискуссии подразумевалось, что источники ради-ативного охлаждения в марсианской верхней атмосфере и в нашей земной одинаковы. Так как малые примеси в атмосфере могут быть главными источниками охлаждения, на правильности этого предположения в настоящее время трудно настаивать. Если на Марсе охлаждение более эффективно, температура должна быть меньше, если менее эффективно, температура экзосферы может приближаться к земной.
Для ионов в экзосфере имеется другой механизм, усиливающий диссипацию. Диффузия электронов наружу из верхних слоев атмосферы Марса будет снижать эффективное ускорение силы тяжести для ионов в экзосфере. В случае однокомпонентной экзосферы, содержащей ионы только одного вида, ионы будут диссипировать так, как будто их молекулярный вес вдвое меньше, что
Марс
67
отмечалось Эпиком и Зингером [28]. В многокомпонентной экзосфере присутствие легких ионов будет усиливать диссипацию тяжелых, и наоборот, диссипацию легких ионов тормозит наличие тяжелых. На Марсе, по-видимому, наиболее обильны в экзосфере ионы N?, СО?, СО+, О+ и N+. Так как ионы могут уходить только с уровня, выше которого вероятность встречи с другими частицами мала, перезарядка и рекомбинации при столкновениях в экзосфере незначительны. Если ионное население марсианской экзосферы определяется преимущественно водородом или гелием, как в случае Земли, то потеря тяжелых ионов, имеющихся в небольшом количестве будет больше. Например, если в верхней атмосфере Марса образуется много ионов СО+, то они должны быстро теряться вследствие диссипации, и установившееся равновесное содержание будет относительно небольшим. Но если действуют процессы перезарядки, то такого вывода сделать нельзя: первый ионизационный потенциал О+ равен 13,6 эв, что сравнимо с 14,1 эв для СО+. Так как СО+ обменивается зарядом с О, СО+ будет диссипировать медленно.
Вопрос о диссипации СО+ важен по следующей причине. Из-за отсутствия молекулярного кислорода СО2 не защищен от солнечного ультрафиолета в континууме Рунге — Шуманна (1250—1760 А), как в случае Земли. Следовательно, реакция (2) протекает быстро. Поток солнечного излучения короче 1692 А на Марсе равен примерно 1012 квант/см2 • сек ’). В современной марсианской атмосфере каждый такой фотон поглощается преимущественно СО2. Если подобные условия сохранялись на протяжении всей предшествующей истории Марса, должно было образоваться около 1029 молекул СО над каждым квадратным сантиметром поверхности. Такое большое количество СО трудно представить, так как существует обратная реакция
СО + О + Ж->СО2 + М	(4)
где М — третье тело. В случае Земли, например, PcqIPco2 меньше 10"3. На Марсе вследствие низкого содержания кислорода и недостатка М обратная реакция будет идти медленней. Мармо и Варвик [25]
5*
68
Глава 3
провели детальные исследования фотохимии марсианской атмосферы. Их расчеты основывались на реакциях (2) и (4) с добавлением следующей системы химических реакций:
О (Зр) + СО —>• СО2,
О + ОН-Л1->О2 + Л1,
О + О2+ЛГ->О3+М
О “I- О3 —► 2О2.
Предполагая относительное содержание СО2 2%, можно вычислить полное обилие О и СО; оно равно примерно 0,03 атмо-см. Максимум концентрации О находится между 150 и 200 км, максимум О2 — ниже 40 км. Полное обилие О2 примерно 0,2 атмо-см, что намного ниже спектроскопического верхнего предела, равного 250 атмо-см (см. § 2, п. 5). Содержание молекулярного кислорода вблизи поверхности меньше 10~8%. Следовательно, если на Марсе диссоциация СО2 — первичный источник молекулярного кислорода, его обилие у поверхности пренебрежимо мало с биологической или с какой-либо другой точки зрения.
Мармо и Варвик [25] вычислили также распределение озона на Марсе в функции содержания О2. Приняв ддя обилия О2 спектроскопический верхний предел 250 атмо-см, они нашли, что содержание Оз должно непрерывно возрастать с глубиной до самой поверхности в дневное время. В земной атмосфере существует максимум концентрации озона, так как на некоторой высоте все ультрафиолетовое излучение поглощается вследствие диссоциации О2. На Марсе первичным источником кислородных атомов является фотодиссоциация СО2, а не О2. При обилии О2 250атмо-см на Марсе должно быть столько же озона, сколько на Земле, спектральная область между 2000 и 3000 А, как и на Земле, должна быть непрозрачней. Однако молекула озона очень активна, и при контакте с поверхностью озон должен химически соединяться с породами. Возможность окисления поверхности Марса (см. § 2, п. 5) атмосферным озоном впервые рассматривалась Вилдтом [44], который также предполагал, что озон локализован вблизи поверхности. При
Марс
. 69
меньшем общем обилии О2 обилие озона пропорционально меньше. Если источником кислорода является фотодиссоциация СО2, то полное количество озона в атмосфере Марса меньше 10"4 атмо-см. При этих условиях озон не будет давать заметного ультрафиолетового поглощения и локализуется вблизи поверхности.
Поперечное сечение поглощения Ог около 1800 А составляет около 10"19 см2 [43] и возрастает в сторону более коротких волн. Следовательно, если в атмосфере Марса молекулярного кислорода больше чем 0,3 атмо-см, углекислый газ и водяные пары будут защищены от фотодиссоциации; при большем его обилии указанные процессы фотодиссоциации будут протекать очень быстро. Если весь кислород образуется при фотодиссоциации углекислого газа, то из данных Мармо и Варвика следует, что должно иметь место некоторое экранирование молекулярным кислородом.
Инфракрасные спектрофотометрические записи Марса, полученные Синтоном [35], не показывают заметного поглощения в полосе СО 2,35 мк. Отсюда следует, что обилие СО на Марсе не превышает, по-видимому, 10 атмо-см в согласии с теоретической фотохимией. Это является прямым доказательством того, что СО не накапливается в атмосфере Марса.
Не исключено, что обратная реакция с образованием СО2 является единственной причиной его исчезновения из марсианской атмосферы. Так как СО — химически активная молекула, могут быть и другие причины. Вследствие низкого содержания водяного пара и инертности N2 исчезновение СО наиболее вероятно в результате образования других молекул, построенных из С и О. Некоторый интерес, возможно, представляют следующие реакции:
2СО + СО2 + Av -> С3О2 + 20,	(5)
С3О2 + Av -> С2 + СО2 (X < 3250 А).	(6)
Кислородные атомы, которые выделяются в результате реакции (5), снова соединяются .с СО посредством реакции (4). Так как число фотонов, пригодных для реакции (6), больше, чем для (5), недокись углерода, которая образуется в результате (5), будет почти сразу же
70
Глава 3
диссоциировать, но перед этим остается благоприятная возможность синтеза полимера (СзСМд. Результирующая реакция —
2СО + 2Ь->С2Ч-2О.	(7)
Атомарный кислород должен был бы диссипировать преимущественно в виде ионов. Другие возможные реакции дают общий результат, подобный (7). Возможность образования Сг из СО на Марсе представляет некоторый интерес, так как углеродная пыль предлагалась в качестве составляющей марсианской атмосферы по совершенно другим причинам, а именно: для объяснения синей дымки [27, 30].
§ 5. Синяя дымка
На фотографии Марса, сделанной в обычных лучах, «видны, конечно, детали поверхности и заметна разница между темными и светлыми областями. Однако на фотографиях во все более коротких волнах детали поверхности исчезают, как будто их скрывает дымка, окутывающая всю планету. Эта синяя дымка хорошо заметна уже у 4500 А, и поглощение быстро возрастает по мере уменьшения длины волны. Следует заметить, что сама дымка не синяя: так как она поглощает в синей области, ее цвет, по-видимому, красный. Яркость Марса в синих лучах меньше, чем в красных.
У Райта [49] встречается описание явления, возможно, связанного с этой дымкой: видимый диаметр Марса в фиолетовых лучах на 100 км больше, чем в красных. Это явление, по крайней мере частично, — фотографический эффект. Шаронов [8] заметил, что потемнение к краю изображения Марса в красных лучах выражено более резко, чем в синих, и вследствие этого видимый диаметр в красных лучах должен быть меньше.
Обычно синяя дымка объясняется наличием слоя, который на большой высоте в атмосфере поглощает отраженный от поверхности солнечный свет в синей области, а для красных лучей остается прозрачным. Такое объяснение предполагает, что эффект Райта существенно связан с инструментальными ошибками. Ниже мы
Марс
71
перечислим некоторые основные свойства синей дымки и затем сопоставим их с теориями, которые предлагались для их объяснения.
а)	Синие прояснения. Слайфер [38] обнаружил, что в некоторых случаях синяя дымка рассеивается, и в синих лучах детали поверхности становятся различимыми. Большинство наиболее поразительных случаев синего прояснения наблюдалось вблизи великих противостояний. Это обычная наблюдательная селекция, так как именно во время таких противостояний Марс исследуется наи^ более тщательно. Исследуя негативы Лавелловской обсерватории, полученные Слайфером в течение 30-дневного интервала в конце 1956 г., Вокулер нашел, что корреляция синих прояснений с великим противостоянием остается даже без учета эффектов наблюдательной селекции [46]. Известны также случаи синих прояснений во время невыгодных противостояний [2,' 39] или за несколько месяцев до и после противостояний [29] и местных прояснений в небольших топографических масштабах вблизи предела разрешения (см. Приложение 1 и [47]). Объяснения синей дымки должны пролить свет и на эти совершенно неожиданные вариации прозрачности.
б)	Увеличение яркости к краю. Из всех наблюдений следует, что яркость Марса в синих лучах возрастает от центра к краю. Как показал Шаронов [9], оптически тонкий слой должен давать потемнение к краю, а не уярче-ние, и эти наблюдения — простое и непосредственное доказательство того, что синяя дымка не образуется тонким однородным поглощающим слоем. Более того, однородным этот слой дымки вообще быть не может. Конечно, конденсация и кристаллизация воды (и, возможно, углекислого газа) не исключена в сумерках на краю диска, и она, вероятно, может давать определенный вклад в уярчение к краю. Шаронов показал также, что если синяя дымка обусловлена в основном поглощением, области локального увеличения содержания пыли — синие облака — должны быть скорее более темными, нежели яркими, как это следует из наблюдений.
в)	Спектр. Непрозрачность синей дымки увеличивается с длиной волны быстрее, чем это может быть в случае релеевского рассеяния [1]. Точно так же открытый
72
Глава 3
Райтом эффект увеличения диаметра диска в синих лучах нельзя объяснить релеевским рассеянием [7].
На спектрах синей дымки, полученных Вилсоном [45], подозревается наличие деталей поглощения у Х4015, 4250 и 4695 А. Они могут возникать как в самой синей дымке, так и над нею. В случае справедливости первого следует сделать вывод, что в синей дымке имеется поглощающая компонента.
Наиболее общепринятое в последнее время теоретическое объяснение синей дымки предполагает слой ледяных кристаллических частиц диаметром около 0,3 мк [4, 19, 34]. Поглощение в синих лучах объясняется сильным рассеянием синего света в прямом направлении, характерном для таких частиц, в результате чего отражается мало света и дымка в синих лучах кажется темной. На больших длинах волн она становится прозрачной. Однако Гуди [16] и Эпик [27] установили, что рассеивающими вперед частицами голубую дымку объяснить нельзя, так как излучение, рассеянное слоем, будет отражаться от поверхности и снова рассеиваться атмосферным слоем в прямом направлении. Чистый рассеивающий в прямом направлении слой над отражающей поверхностью прозрачен. Если же слой рассеивает преимущественно, в обратном направлении, то он в противовес наблюдениям в синей и в фиолетовой области будет иметь высокое альбедо. Частицы с резко направленной индикатриссой рассеяния встречаются на Земле очень редко и наличие их в большом количестве на Марсе маловероятно. Эпик считает, что синюю дымку нельзя объяснить одним рассеивающим слоем.
Рассмотрев возражения Эпика, Койпер [23] соглашается в основном с предыдущими рассуждениями, но добавляет следующее. Предположим, что малые частицы, ответственные за синюю дымку, рассеивают синий свет преимущественно вперед, но индикатрисса имеет также небольшой задний лепесток. Большая часть солнечного излучения попадает после рассеяния на поверхность и небольшая доля рассеивается назад в пространство. Свет, достигающий поверхности, отражается обратно на пылевой слой и почти весь уходит в пространство вследствие рассеяния в прямом напра
Марс
73
влении. Предположим теперь, что в синих лучах альбедо поверхности очень низкое — около 0,05. Тогда, если в заднем лепестке индикатриссы рассеивается больше 5% падающего излучения, от поверхности отражается меньше света, чем от пылевого слоя вследствие обратного рассеяния, и детали поверхности будут маскироваться.
Шаронов [9] утверждает, что чистая рассеивающая атмосфера, включающая релеевские и нейтральные рассеиватели, может объяснить синюю дымку. Теорией Ми можно объяснить поглощение в синих лучах, предложив наличие частиц, размеры которых превышают длину волны.
Юри и Брюер [41] считают, что дымка возникает под действием солнечных корпускулярных потоков, вторгаю--щихся в верхнюю атмосферу Марса, в результате чего образуются такие ионы, как СО?, СО+ и N?. Все они поглощают в синей и фиолетовой области спектра. Корреляция синих прояснений с великими противостояниями может с этой точки зрения рассматриваться как результат отклонения солнечных корпускулярных потоков земным магнитным полем. Против этой гипотезы имеются возражения [32]. Высота синей дымки по всем данным не превышает 200 км над поверхностью Марса. Чтобы проникнуть на такую глубину, солнечные протоны (вопреки данным наблюдений) должны обладать энергиями порядка Мэв, а плотность потока должна быть очень высокой. Чтобы синие прояснения во время противостояния имели наблюдаемую длительность, необходимы невероятно малые значения напряженности магнитного поля. Конечно, возможность ионизации молекулярных компонент верхней атмосферы электромагнитным излучением не отвергается, но на него Земля во время противостояний не может оказывать никакого влияния.
Кажется приемлемой двухслойная модель синей дымки, в которой один слой рассеивает, а другой поглощает. Если рассеивающий слой ниже поглощающего, в синих лучах должно наблюдаться потемнение к краю, а на самом деле наблюдается уярчение. Однако увели-, чение яркости можно объяснить, если рассеивающий слой ниже поглощающего, как это четко было показано Кул-соном [12] для релеевской атмосферы. В этом случае
74
Глава 3
в поглощающий слой проникает гораздо больше красного света, чем синего, и чтобы объяснить низкое альбедо в синих лучах, приходится предположить, что нижний поглощающий слой очень прозрачен в красной области спектра и непрозрачен в синей. К этому выводу пришел Райт [49]. Современный анализ двухслойной модели, проведенный Эпиком [27], показывает, что поглощение в синей области спектра обусловлено истинным поглощением, а не рассеянием. Осталось, однако, отождествить поглощающий агент и объяснить явление прояснений.
Целый ряд молекул, начиная с СО2, N2 и Н2О, может дать поглощение в сине-фиолетовой области. Среди них СО^, СО + , N?, СзО2, (СзО2)л, С2, Сз,..., Сл и NO2. Каждая из этих молекул, кроме полимеров углерода и недокиси углерода, дает в области поглощения хорошо выраженную полосатую структуру. В настоящее время спектрофотометрических исследований дымки недостаточно, и нельзя априори отбрасывать возможность, что между полосами спектра поглощения имеются промежутки. Некоторые из перечисленных веществ имеют также сильные детали в спектре поглощения в более длинноволновой области за пределами той границы, где дымка становится очень непрозрачной, т. е. около 4500 А (известны, например, полосы Свана А,4737 и 5129 А).
Эпик [27] вычислил коэффициент пропускания описанной выше двухслойной модели с рассеянием и поглощением и получил, что степень поглощения уменьшается постепенно, и никакого резкого разрыва у 4500 А не должно быть. Следовательно, нельзя исключать вещества с сильным поглощением в длинах волн больше 4500 А. Оригинальное предположение о том, что взвесь углеродных частиц может быть ответственной за синюю дымку, было сделано Розеном [30]. В проведенном выше обсуждении фотохимии марсианской атмосферы предлагалась последовательность реакций, которые приводят к образованию С2. Последующая полимеризация С2 может приводить к образованию более крупных частиц с заметным поглощением в синей области спектра. Однако некоторое количество С2 обязательно должно оставаться, и должны наблюдаться сильные полосы Свана,
Марс
75
Поскольку фотодиссоциация СзО2 более вероятна, чем полимеризация, в атмосфере Марса следует ожидать больше С2, чем (С3О2)Я. Анализ инфракрасных спектров поглощения, полученных Синтоном [35], показывает, что максимальное обилие NO2 в атмосфере Марса меньше 10 атмо-см [21, 36] и, следовательно, вклад NO2 в синюю дымку пренебрежимо мал1).
Если отбросить механизм Юри — Брюера, остаются только два возможных объяснения синих прояснений: гравитационное осаждение взвешенных частиц или изменение фазового состояния вещества, способного конденсироваться или сублимировать. Хесс [19] заметил, что, поскольку необходимо несколько дней, чтобы частицы осели и произошло прояснение, закон Стокса дает минимальный размер частицы около 10 мк. Если синяя дымка образуется частицами с прямым рассеянием, как считает Хесс, такие размеры слишком велики. Но если синяя дымка — результат комбинированного действия поглощения и рассеяния, то наличие частиц размером 10 мк не исключено. Они рассеивали бы одинаково хорошо во всех длинах волн и могли бы вызывать поглоще- * ние в синей области. На самом деле, как заметил Вилсон, прояснение иногда наступает в течение нескольких часов, и, следовательно, размер, найденный Хессом (10 мк), нужно увеличить. Кроме того, надо объяснить, почему прояснения коррелируют с великими противостояниями. Во время великого противостояния 1956 г. пылевые бури глобального характера закрывали бблыпую часть диска. Однако и тогда наблюдались синие прояснения.
Если предположить, что поглощающие свойства вещества изменяются вследствие фазового перехода, возникают новые трудности. Температура его должна быть близкой к температуре, при которой возможен фазовый переход, так что даже ее небольшие изменения приведут к сильным изменениям прозрачности. В случае синего прояснения, распространяющегося на весь диск, температура поглощающего вещества повсюду должна стать приблизительно равной температуре фазового перехода.
!) Это не очевидно, так как поглощение в синей области обеспечивается уже при обилии NO2 1 атмо-см. — Прим, перев.
76
Глава 3
То, что она должна измениться одновременно на всех широтах, снижает ценность такого объяснения. Эти и другие трудности гипотезы фазового перехода впервые были отмечены Юри [41].
Итак, для объяснения синей дымки на Марсе имеющихся сведений недостаточно; необходимо продолжать теоретические и наблюдательные (спектрофотометрические и визуальные) исследования.
§ 6. Вопрос о жизни на Марсе
Современные лабораторные исследования и существующие теории происхождения солнечной системы дают некоторую основу для понимания процессов, которые привели^к появлению жизни на Земле. Сейчас кажется правдоподобным, что физические условия, господствовавшие на Земле на ранних ступенях ее развития, создали возможность образования сложных органических молекул в первичном океане. Взаимодействие последних привело к образованию сложных молекулярных систем, которые катализировали синтез идентичных молекулярных систем из окружающей среды. Если при воспроизведении возникали случайные ошибки или происходили изменения в структуре родительских молекул, они сохранялись в последующих молекулярных системах. Это обеспечивало необходимые условия для дарвиновского естественного отбора; отбирались сложные системы с более совершенными свойствами. Так начала свой путь биологическая эволюция. По многим причинам следует ожидать, что на ранних стадиях развития физические условия на Земле и Марсе должны быть близкими, и на Марсе также должна была возникнуть жизнь; ведь время, потребное для зарождения жизни, невелико сравнительно с возрастом солнечной системы. Основная разница между обеими планетами состоит в отсутствии океанов на Марсе, но не исключено, что на ранних стадиях развития они существовали1)- Более детальное об
1 Юри считает, что низкое содержание воды в атмосфере Марса в настоящее время можно объяснить двумя путями: либо существует равновесие между скоростью выделения водяных паров из внутренних частей Марса и скоростью диссипации водорода, либо равно*
Марс
71
суждение вопроса о происхождении жизни можно найти в [5, 33].
Ранние формы жизни на обеих планетах были, вероятно, очень сходными. Но шло время, и различие между физическими условиями на Марсе и на Земле усиливалось. Из-за малой массы планеты атмосферный кислород (особенно его ионы) диссипировал из марсианской атмосферы быстрей, чем из земной. Продукты фотодиссоциации воды, как слишком легкие, не задерживались в атмосфере, и, возможно, атмосфера Марса никогда не содержала существенного количества свободного кислорода. Поскольку организмы должны были приспосабливаться к этим неблагоприятным условиям, пути биологической эволюции на Марсе и на Земле оказались разными. Если на Марсе сегодня есть живые организмы, не следует ожидать, что они подобны земным.
Низкая средняя температура, недостаток кислорода, низкое содержание воды и возможный большой поток ультрафиолетового излучения на поверхности представляют серьезную опасность для большинства земных организмов. Однако есть основания утверждать, что некоторые земные микроорганизмы могли бы удовлетворительно переносить марсианские условия. Во всяком случае нельзя утверждать, что такие экзотические условия исключают всякие формы жизни. Диапазон адаптации земных организмов значителен, и вполне возможно, что длительное эволюционное приспособление могло осуществляться на Марсе. Наконец имеется несколько различных прямых свидетельств, сильно подкрепляющих идею существования органической жизни на Марсе, которые будут сейчас рассмотрены.
Ранние телескопические наблюдения Марса заставили обратить внимание на зеленую окраску темных областей и прямолинейные детали в ярких областях. Они
весия нет, и мы сейчас являемся свидетелями последней стадии исчезновения воды на планете, которая в прошлом имела океаны. Учитывая космическое обилие водорода, большое количество его в планетах группы Юпитера и наличие океанов на Земле, Юри приходит к выводу, что атмосферы как Марса, так и Юпитера вначале были меньше, а содержание воды на ранних стадиях их развития было больше.
78
Глава 3
интерпретировались соответственно как растения, использующие фотосинтез, и искусственные водные магистрали, построенные разумными существами. Этот некритический переход от ненадежных наблюдений к далеко идущим выводам привел к общей непопулярности планетных исследований в астрономических кругах, непопулярности, которая и сейчас исчезает очень медленно. В настоящее время считают, что доминирующий цвет темных областей серый, а не зеленый, и ранние сообщения о видимой зеленой окраске объясняются внефокаль-ным синим светом, характерным для телескопов-рефракторов, и контрастом с телесно окрашенными пустынями. Мнения относительно того, существует ли некоторый остаточный зеленый оттенок, расходятся1). При очень хороших условиях видимости пресловутые каналы превращаются в нерегулярные тонкие детали, которые при - плохой видимости кажутся прямолинейными.
В последние годы появились другие наблюдения, более убедительно указывающие на существование живых организмов на планете. В то время когда водяные пары переносятся через атмосферу Марса вследствие таяния одной полярной шапки и образования другой, в темных областях наблюдаются сезонные изменения. Их.очертания становятся более резкими, а альбедо падает. Окраска, преимущественно серая, меняется на коричневую и реже на зеленую или синюю. За исключением ободка вокруг тающей полярной шапки, эти тона, по крайней мере в последние годы, считают нежно пастельными. Когда приближается зима, очертания размываются, ' уменьшается потемнение и окраска опять становится преимущественно серой. Такие изменения могут быть истолкованы как сезонный рост и увядание марсианской растительности.
С другой стороны, можно предположить, что цветовые изменения возникают из-за влияния повышенной влажности на гигроскопичные породы. Хотя и невозможно прямо назвать такие породы, которые изменяют цвет соответствующим образом при определенной влажности, это не категорическое возражение, так как, с дру
*) См. Приложение 2 и работу Койпера (1957).
Марс
79
гой стороны, никто не может описать в точности, какими должны быть марсианские организмы, ответственные за цветовые изменения. Подобные же альтернативные объяснения можно привести для увеличения резкости очертаний и потемнения областей.
Другое сезонное изменение наблюдается в поляризации темных областей [14]. Если нанести поляризацию темных областей в функции фазового угла данного марсианского сезона, получится характерная поляризационная кривая, которая, как оказалось, для одних и тех же областей во время разных сезонов имеет одинаковую форму, но смещена по абсолютной величине поляризации. Кривые для ярких областей не показывают сезонных изменений, и чтобы воспроизвести их в лаборатории, необходимо наблюдать рассеяние света от очень малых непрозрачных частиц диаметром около 10-2 см. Чтобы объяснить сезонные вариации в этих кривых, надо / предположить, что поверхность Марса покрыта объектами 10~2 см в диаметре, у которых имеются периодические изменения диаметра или коэффициента поглощения, либо и того и другого. Таким образом, поляризационные данные могут быть интерпретированы с точки зрения гипотезы сезонного размножения микроорганизмов, хотя, возможно, Марс покрыт мелкими неорганическими частицами, уменьшающими и увеличивающими размеры или поглощательную способность, когда изменяется содержание водных паров.
Последнее наблюдение, связанное с возможностью жизни на Марсе, — открытие полос поглощения в области 3,4—3,7 мк, которые присутствуют в спектре поглощения темных областей и отсутствуют в светлых [35]. Эти детали интерпретируются как колебательные переходы в углеводородных или альдегидных цепочках, однако возможность их образования какими-либо неорганическими веществами недостаточно исследована. Но даже если такое отождествление правильно, наличие органических веществ на Марсе не доказывает существования жизни на планете. Если жизнь никогда не возникала на Марсе, если атмосфера планеты никогда не содержала ощутимого количества свободного кислорода и ультрафиолетовый свет всегда поглощался в его
80
Глава 3
атмосфере, то это могут быть разбросанные по поверхности органические молекулы, не дошедшие до стадии органического синтеза. Однако локализация органической материи в темных областях—там, где визуальные и поляризационные наблюдения также указывают на присутствие жизни, — наиболее естественно объясняется, если предположить ее биологическое происхождение. Совокупность имеющихся данных свидетельствует в пользу существования жизни на Марсе. В частности, способность использовать водяные пары естественна для планеты, которая сейчас относительно суха и которая в прошлом, по-видимому, имела воду на поверхности в гораздо большем количестве. Наши ограниченные сведения говорят только о присутствии микроорганизмов; нет никаких данных, йодтверждающих или отрицающих существование более развитых организмов, в частности животных, способных передвигаться.
Скоро мы сможем непосредственно проверить гипотезу о существовании жизни на Марсе. Сейчас изучаются следующие категории экспериментов, имеющих первостепенное значение (см, гл. 5 и Приложение 6).
а)	Ультрафиолетовая спектроскопия Марса на искусственных спутниках Земли и на космических кораблях с близкого расстояния для определения обилия О2 и О3 и изучения прозрачности атмосферы Марса в ультрафиолетовой области.
б)	Инфракрасная спектроскопия марсианской атмосферы на воздушных шарах и космических кораблях с близкого расстояния для определения обилия и распределения водяных паров на Марсе.
в)	Инфракрасная спектроскопия поверхности Марса на воздушных шарах и космических кораблях с близкого расстояния для определения наличия и распределения по поверхности органической материи. Успешный инфракрасный эксперимент, проведенный с близкого расстояния, мог бы рассказать нам, какие органические молекулы находятся в различных областях Марса. Можно было бы судить о корреляции этой информации со старыми доказательствами биологической активности в темных областях, о которых говорилось выше,
Марс
81
г)	Прямые эксперименты для обнаружения марсианских организмов посредством посадки космического корабля на поверхность. Среди них — телевизионные камеры для обнаружения больших, хорошо заметных и, возможно, имеющих движение форм жизни, приборы для определения- pH и замутнения питательных сред местными микроорганизмами. Проблема существования жизни на Марсе, захватывающая и важная, будет, вероятно, решена в ближайшее десятилетие.
ЛИТЕРАТУРА
1.	Барабашев Н., Семейкин Б., Z. Astrophys., 8, 44 (1934).
2.	Вокулер Ж., Физика планеты Марс, М., ИЛ, 1956.
3.	Данхэм Т., сб. «Атмосферы Земли и планет» под ред. Койпера, М., ИЛ, 1951.
4.	Койпер Дж. П., сб. «Атмосферы Земли и планет», под ред. Койпера, М., ИЛ, 1951.
5.	О п а р и н А. И., Происхождение жизни на Земле, М., Изд. АН СССР, 1953.
6.	С п и т ц е р Л., сб. «Атмосферы Земли и планет», под ред. Койпера, М., ИЛ, 1951.
7.	Фесенков В. Г., Astronomische Nachrichten, 228, 25 (1926).
8.	Шаронов В. В., Астрон. ж., 27, 116 (1950).
9.	Шаронов В. В., Астрон. ж., 34, 547 (1957).
10.	Bogges A., Dunkelm an L., Astrophys. J., 129, 236 (1959).
11.	Chamberlain J. W., Sagan C., Planet. Space Sci., 2, 157 (1960).
12.	Coulson V. L., Planet. Space Sci., 1, 265 (1959).
13.	V a u с о u 1 e u r s G. de, Planet. Space Sci., 2, 26 (1959).
14.	D о 11 f u s A., Ann. d’Astrophys., Suppl. № 4 (1957).
15.	G i о r d m a i n e J. A., Al sop L. E., Townes С. H., May. er С. Щ Astron. J., 64, 332 (1959).
16.	Goody R. M., Weather, 12, 3 (1957).
17.	Grand jean J., Goody R. M., Astrophys. J., 121, 548 (1955).
18.	Herzberg G., Herzberg L., Nature, 161, 283 (1948).
19.	Hess S. L., Astrophys. J., 127, 743 (1958).
20.	К a 11 m a n n - В i j 1 H. K., J. Geophys. Res., 66, 787 (1961).
21.	Kapl an L. D., Quarterly Technical Progress Report (3), Contract RM-2769-JPL, the RAND Corporation, 1961, p. 62.
22.	Kuiper G. P., Astrophys. J., 125, 307 (1957).
23.	Kuiper G. P., частное сообщение (1961).
24.	Lyot В., Ann. Obs. Meudon, 8, 66 (1927).
25.	M a r m о F. F., Warwick P., Geophysics Corporation of America, Quarterly Progress Reports 3 August, 1960 and 3 August 1961, Bedford, Massachusetts.
26.	Mintz Y., Quarterly Technical Progress Report (3), Contract RM-2769-JPL, The RAND Corporation, 1961, p. 81.
6 Зак. 49$.
82
Глава 3
27.	О р i к Е„ J. Geophys. Res., 65, 3057 (1960).
28.	Opik Е. J., Singer S. F., J. Geophys. Res., 65, 3065 (1960).
29.	Richardson R. S., Roques P. E., Publ. Astron. Soc. Pacific, 71, 321 (1959).
30.	Rosen B., Ann. d’Astrophys., 16, 288 (1953).
31.	Sagan C., Astron. J., 66, 52 (1961).
32.	Sagan C., Research Memorandum RM-2832-JPL, The RAND Corporation, 1961.
33.	Sagan C., Radiation Res., 15, 174 (1961).
34.	Schatzman E., Compt. Rend., 232, 692 (1951).
35.	Sinton W. M., Science, 130, 1234 (1959).
36.	S i n t о n W. M., Publ. Astron. Soc. Pacific, 73, 125 (1961).
37.	Sinton W. M., Strong J., Astrophys. J., 131, 459 (I960).
38.	Slipher E. C., Publ. Astron. Soc. Pacific., 49, 137 (1937).
39.	Smith B., Tombaugh С., частное сообщение (1961).
40.	Urey H. C., Astrophys. J., 128, 736 (1958); Space Age Astronomy, ed. W. B. Klemperer and A. J. Deutsch, Academic Press, N. Y., 1961.
41.	Urey H. C., Brewer A. W., Proc. Roy. Soc., A241, 37 (1957).
42.	Watanabe K., Z e 1 i к о f f M., J. Opt. Soc. Amer., 43, 753 (1953).
43.	W a t a n a b e K., Inn E. L., Z e 1 i к о f f M., J. Chem. Phys., 21, 1026 (1953).
44.	W i 1 d t R., Veroffentlichungen der Universitats-Sternwarte in Gottingen, № 38 (1934).
45.	Wilson A. G., The RAND Corporation, Paper P-1509, 1958.
46.	Wilson A. G., Proc. Lunar and Planetary Explor. Coll., 1 (4), 33 (1959).
47.	Wilson A. G., частное сообщение (1961).
48.	Woolley R., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 113, 521 (1953).
49.	Wright W. H., Lick Obs. Bull., 12, 48 (1925).
50.	W г i g h t W. H., Lick Obs. Bull., 13, 50 (1927).
51.	Y a n о w G., Engeneering paper, № 947, Missiles and Space System Engineering, Douglas Aircraft Co., 1961.
ГЛАВА 4
ВЕНЕРА
§ 1. Введение
Планеты Венера и Земля в некотором смысле сестры: их радиусы и массы примерно одинаковы, однако во многих прочих отношениях они различны. Хотелось бы интерпретировать факты, которые нам известны о Венере по аналогии с земными явлениями, но такие аналогии, как правило, недостаточны. После Луны Венера — наша ближайшая соседка в солнечной системе, и некоторые ее особенности представляются чрезвычайно загадочными.
После тщательного рассмотрения и обсуждения данных об атмосфере Венеры участники конференции не выработали единого мнения, однако стало яснее, где именно заложены противоречия. Весьма выгодным обстоятельством было то, что присутствовали защитники большинства предложенных теорий, и каждый из них имел возможность защищать свое мнение и указывать на слабые стороны других точек зрения. В результате выяснилось, что в настоящее время нет наилучшего решения многих проблем, и вместо этого приходится рассматривать три исключающих одна другую гипотезы (или модели). Каждая из них хорошо объясняет большинство известных фактов, но у каждой есть те или иные недостатки. Состояние наших знаний о Венере в 1961 г. — пример задачи, допускающей целый набор частных решений, и это тем более интересно, что в ближайшие несколько лет мы сможем преодолеть космическое пространство и узнать истину.
Начнем наш обзор с краткого описания наблюдательных данных, которые лежат в основе альтернативных моделей; это слабо связанные между собой фрагменты трудной для понимания картины. Объяснение физических принципов, лежащих в основе наблюдений, читатель может найти в гл. 1 и в Приложениях (дальнейшее обсуждение их интерпретации и более подробные литературные ссылки см. в [33, 34]). Затем мы рассмотрим в от
6*
84
Глава 4
дельности модели атмосферы Венеры и укажем возражения, которые выдвигались против каждой из них.
§ 2. Важнейшие наблюдательные данные о Венере и их интерпретация
1.	Альбедо. Диффузное сферическое альбедо Венеры лежит между 0,55 и 0,90 в видимой и фотографической инфракрасной области соответственно и заметно изменяется с длиной волны. В ультрафиолетовой области оно уменьшается и оказывается зависящим от положения на диске. Во всяком случае градации яркости и облачная структура лучше различаются в ультрафиолетовых лучах, чем в видимых на освещенной части диска планеты.
2.	Облака. Облака, наилучшим образом заметные в ультрафиолетовых лучах, диффузны и изменчивы. Существуют аргументы в пользу их полосатой структуры, однако согласия в этом вопросе не достигнуто. В визуальных лучах детали различаются крайне слабо; имеются некоторые указания на то, что они расходятся радиально от подсолнечной точки (см. Приложение 2 и [11]).
Природа видимых облаков сейчас является предметом горячей дискуссии. Две гипотезы представляются наиболее вероятными; согласно одной облака состоят из водяных капель или кристаллов льда, согласно другой — из пыли, поднятой с поверхности. Они связаны с двумя различными моделями строения атмосферы Венеры, которые соответствуют различным представлениям о происхождении радиоизлучения. Модели обсуждаются ниже. Поляризационную кривую Лио [19] невозможно в точности воспроизвести подбором лабораторных образцов. Наилучшее приближение дают капли воды диаметром 2 мк. Не исключено, тем не менее, что другие вещества также могут удовлетворять поляризационным данным. Измерения поляризации в функции длины волны позволят сузить круг возможных веществ.
В облачном покрове наблюдались относительно устойчивые (две недели) образования. Если предположить, что это детали поверхности, наблюдаемые сквозь разрывы в облаках, то можно найти период вращения. Периоды, вычисленные таким способом, очень велики — они при
Венера
86
ближаются к периоду обращения вокруг Солнца, равному 225 дням. Другое объяснение состоит в том, что это — детали облачной структуры, которые связаны с положением Солнца, а планета под ними движется быстрее.
Нередко высказывалось мнение, что период вращения находится в пределах от 10 до 30 дней. Такой период был впервые предложен Россом [30] для объяснения перемещения картины облачных полос, которые он наблюдал в ультрафиолетовых лучах. Отсутствие допплеровского смещения на краю диска говорит о том, что период вращения превышает 5 дней. Более убедительные данные о скорости вращения Венеры, по-видимому, будут получены радиолокационными методами, о которых будет рассказано ниже.
3.	Данные о температуре. Наблюдения покрытия Венерой Регула [22] дали шкалу высот 6,8 ± 0,2 км и логарифмический градиент шкалы высот около 0,010± ±0,002 от1 на высоте 60 ± 10 км над верхним слоем видимых облаков на краю диска (исправленные величины [9]). Давление на этом уровне оценивается в 2,6± ±0,13 дин/см2, а полная масса газа над ним — 3,0-10”3г/сле2 (приведенная толщина 1,7 атмо-см).
Для определения температуры в спектре поглощения солнечного света, рассеянного Венерой вблизи 8000 А (0,8 мк), наблюдались вращательно-колебательные полосы СОг [8] и была получена эффективная температура 285° К. Ее значение менялось от одного наблюдения к другому, обнаруживая систематический фазовый ход1.
1 В июле 1962 г. на Льежском симпозиуме, посвященном физике планет, Спинрэд доложил результаты определения вращательной температуры по слабой полосе СО2 вблизи 7800 А. Наблюдательным материалом служили спектрограммы, полученные Адамсом и Данхэмом в 30-е годы. Согласно Спинрэду, вращательная температура изменяется в диапазоне 250—450 °К независимо от фазы. Давление,
оцененное по ширине линий, составляет около 6 атм, причем ббльшее давление соответствует более высоким температурам. Колебания температуры и давления можно в принципе объяснить, если предположить, что в разные дни средняя плотность облачного слоя различна и эффективный отражающий слой оказывается на разных глубинах. Эти результаты являются сильным аргументом в пользу
парниковой модели. — Прим, ред.
86
Глава 4
Вращательная температура СОг, полученная по полосам в области 8000 А, согласно Чемберлену и Койперу (см. Приложение 9 и [8]), относится к области, много более низкой, чем поверхность видимого слоя облаков. Это заключение само по себе основано на предположении, сделанном в модели переноса излучения в атмосфере Венеры, из которой была получена температура 285° К, а именно, что рассеивающие частицы имеют то же распределение по высоте, или ту же шкалу высот, что и поглощающие молекулы СОг. Видимый облачный слой следует рассматривать тогда как уровень, на котором обусловленная рассеянием оптическая толща близка к единице в непрерывном спектре в видимой области вне полос поглощения. Чемберлен считает, что полосы у 8000 А образуются в слое, толщина которого составляет несколько единиц оптической толщи и который расположен ниже этого уровня. Отсюда эффективная температура будет выше той, которая предполагается для поверхности видимого слоя облаков (при этом имеется в виду, что температура падает с увеличением высоты).
Предположение Чемберлена и Койпера о том, что рассеивающая и поглощающая 'среды распределены одинаково, согласуется с фазовым ходом интенсивности полос СОг. При наличии одного рассеивающего слоя с резкой верхней границей при косом падении солнечных лучей эффективная толща газа над слоем и, следовательно, поглощение углекислого газа возрастают. Однако наблюдения показывают, что на терминаторе поглощение минимально, как и предсказывается моделью переноса излучения Койпера.
С другой стороны, предположение об одинаковом распределении рассеивающей и поглощающей сред не согласуется1 с наблюдениями рогов серпа, которые указывают на резкую верхнюю границу видимых облаков и малую шкалу высот, неприемлемую для газа [31]. В связи с этим представляет интерес следующее обстоятельство. Каплан [16, 17] показал, что фазовый ход может быть согласован с рассеивающим слоем в атмосфере на большой высоте и более эффективным рассеивающим слоем на меньшей высоте. Эту модель мы рассмотрим ниже. В двухслойной модели вращательная температура,
Венера
87
определяемая по полосам около 8000 А, намного выше, чем ранее предполагавшаяся величина 285° К.
Концепция двух рассеивающих слоев принимается в некоторых моделях атмосферы Венеры, рассматриваемых в следующих параграфах. Одна из неудовлетворительных особенностей двухслойных моделей состоит в том, что не найдено вещество, которое могло бы составлять этот верхний рассеивающий слой и объяснить его необычные свойства. Согласно Каплану, тонкий слой облаков и есть видимый слой. Он эффективно рассеивает в видимой области, прозрачен в ближней инфракрасной, включая 1,6 мк, и полностью непрозрачен в ультрафиолетовой и далекой инфракрасной областях. Вопрос о природе верхнего слоя является весьма дискуссионным.
Саган [33, 34] предполагает, что фотодиссоциация вблизи уровня, на котором "исчезает звезда при наблюдениях покрытия, может приводить к образованию на этой высоте дымки из полимеризованной недокиси углерода. Предположение о том, что (СзОг)л может образовываться на более низких высотах, уже выдвигалось Койпером [2] и Синтоном и Стронгом [36]. Такая дымка сильно поглощала бы в ультрафиолетовой и инфракрасной областях и была бы относительно прозрачной в видимой и ближней инфракрасной. Слабое поглощение в видимой области придает (СзОг)„ желтоватую окраску (Венера, как известно, лимонно-желтого оттенка). Однако альбедо ее велико, а такой облачный слой имел бы, по-видимому, низкое альбедо. За исключением этой трудности, недокись углерода обладает всеми характеристиками, которые должен иметь верхний слой.
Далекое инфракрасное (тепловое) излучение Венеры, наблюдаемое благодаря наличию в земной атмосфере окна прозрачности 8—13 мк дает эффективную температуру излучающего слоя 234° К. Разность температур между различными точками диска не превышает 5—10° К, в том числе между темной и освещенной полусферой, однако к краю диска она уменьшается [36]. По общему мнению, эмиссия в интервале 8—13 мк излучается атмосферными облаками или слоем дымки. Вопрос о том, совпадает ли этот слой с видимыми облаками, остается открытым.
88
Глава 4
Открытие сантиметрового излучения Венеры потребовало значительной ревизии современных представлений о ней. Все три описываемые модели, объясняющие строение атмосферы и условия на поверхности, прежде всего основаны на этом открытии.
В табл. 1 приведены некоторые данные об эффективных яркостных температурах в сантиметровом и миллиметровом диапазонах (см. табл. 2 Приложения 3). Эффективная температура на 3 см повышается примерно на 50° К, когда планета движется от внутреннего соединения к дихотомии; вероятно, зависимость от фазы на 8 мм еще больше. Лилли [18] приводит данные об увеличении температуры с фазой на 10 см.
Таблица I
	Длина волны, см	Средняя температура,
Физический ин-т АН СССР *)	0,80	315 ±70
Морская исследовательская	0,86 .	410±160
лаборатория		
Морская исследовательская лаборатория (Колумбия)	3,37	575 ±58
Морская исследовательская лаборатория	3,4	580 ±57
Морская исследовательская лаборатория	10,3	6ОО±65
9 Более полные данные об исследованиях радиоизлучения Венеры в Физическом институте АН СССР читатель может найти в работе Н. Д. Кузьмина и А. Е. Саломоновича (Астрон. ж., 38, 1115, 1961). —Прим. ред.
4.	Данные о химическом составе. Согласно оценкам различных авторов [1, 16, 28], обилие СОг над видимымй облаками заключается впределахот 100до 1000 атмо-м'). Этот широкий диапазон обусловлен различными интер
*) 1 атмо-м— толщина газового слоя (в данном случае СО,), выраженная в м, который получился бы, если выделить весь газ из атмосферы и сжать его до давления в 1 атм при нормальной температуре.
Венера
89
претациями наблюдаемого поглощения рассеянного солнечного света в ближней инфракрасной области короче 2 мк. Эпик [28] показал, что толща СО2, измеренная по поглощению в ультрафиолетовой (X 3650 А) и ближней инфракрасной (X > 1,20 мк) областях спектров, может быть в 5—10 раз меньше. Тогда детали спектра поглощения можно приписать области, лежащей выше верхнего слоя дымки.
С другой стороны, Каплан [16, 17] утверждает, что различия обилия углекислого газа могут возникать из-за неправильного учета эффекта уширения вследствие давления и таким образом не соответствовать действительности. Он нашел, что СО2 составляет около 20% общего объема. Полное давление над поверхностью облаков в этом случае составляет 90 мб, если остальная часть атмосферы состоит из N2. В любом случае обилие СО2 на Венере намного больше, чем на Земле (около 220 атмо-см).
Была сделана попытка определить обилие Н2О в атмосфере Венеры [37, 38] по измерению поглощения отраженного солнечного света в X 1,13 мк с помощью аппаратуры, поднятой на воздушном шаре на большую высоту (полет Росса и Мура в ноябре 1959 г.). Было найдено, что обилие водяного пара над отражающими облаками в атмосфере Венеры эквивалентно примерно 19 мк осажденной воды. Из-за неопределенности в поправках за остаточное количество воды в земной атмосфере, за уширение давлением и других систематических ошибок эта оценка, однако, может рассматриваться только как очень приближенная и может быть намного больше или намного меньше действительной величины1).
5.	Радиолокационные наблюдения. В интервале между двумя собраниями конференции и во время составления данного отчета поступило сообщение об успешных опытах радиолокации Венеры, проведенных в США,
’) Используя допплеровское смещение, обусловленное относи-, тельной скоростью Венеры и Земли, В. К. Прокофьев с помощью спектрографа, с высоким разрешением обнаружил в атмосфере Венеры молекулярный кислород. Количественные оценки пока не опубликованы. — Прим, перев.
90
Глава 4
Советском Союзе и Великобритании. Как говорилось в гл. 1 и в Приложении 4, радиолокационные наблюдения позволяют в принципе определить несколько важных характеристик планеты, прежде всего гладкость, отражательную способность и скорость вращения. Ранние результаты, полученные с радиолокационной установкой Миллстоун Хилл в Массачусетском технологическом институте, указывали на большие изменения отражательной способности от года к году, но они не имеют решающего значения, так как отраженные сигналы были очень слабы, однако в 1961 г. эксперимент был поставлен на радиолокационной установке Калифорнийского технологического института в Голдстоуне, причем отношение сигнала к шуму превышало 18 дб. На частоте 2388 Мгц (12,5 см) был найден коэффициент отражения 0,1. В Массачусетском технологическом институте в 1961 г. тоже было получено более высокое отношение сигнала к шуму, но результаты пока не обработаны. Более того, по измерению степени поляризации импульса, отраженного от диска Венеры на голдстоунской установке, была определена степень гладкости поверхности. Поляризация отраженного импульса уменьшалась на 11 дб, т. е. деполяризация была примерно такой же, какую дала бы Луна при осреднении по всему диску.
В Соединенных Штатах [29] и Советском Союзе [4] измеряли допплеровскую ширину отраженного от Венеры радиолокационного импульса. Вычисленный период вращения зависит от того, какая ориентация оси вращения Венеры предполагается. Она также критическим образом зависит от предположений об эффективной степени гладкости поверхности на применяемой частоте. Если на частоте радиолокационного эксперимента поверхность Венеры очень гладкая, то основная часть импульса отражается от центрального участка диска там, где движение нормально к лучу зрения. Тогда период, определенный по зеркальной компоненте, окажется завышенным по сравнению с истинным. Если же поверхность Венеры для данной частоты очень неровная, то заметный вклад будет давать отражение от краев диска, где движение параллельно и антипараллельно лучу зрения. Однако на практике отражения от края диска обычно теряются в шумах, так
Венера
91
как амплитуда отраженного сигнала падает при рассея-нии пропорционально (cos 8)", где 8 — угол между лучом зрения и вертикалью на планете, а п — положительное число. Таким образом, действительный период вращения будет меньше, чем величина, вычисленная без учета этих поправок.
В общем, если построить зависимость амплитуды отраженного импульса от частоты, следует ожидать, что отраженный импульс будет иметь центральный пик, соответствующий зеркальному отражению от центральной части диска, и широкий холм, соответствующий отражению от поверхности вблизи края. Как американские, так и советские результаты показывают эти общие детали. Голдстоунский отраженный импульс на 12,5 см состоит из центрального пика шириной б гц между точками половинной мощности, накладывающегося на «холм» шириной меньше 30 гц. Последний содержит энергии на порядок меньшие, чем пик. Отраженный импульс на советской установке (длина волны 43 см) состоит из пика шириной в несколько гц, накладывающегося на «холм» шириной около 400 гц, который содержит энергии на 2 порядка большие, чем пик. Американские результаты на 12,5 см, основанные главным образом на пике и учитывающие степень гладкости, определенную из деполяризации, дают период вращения, сравнимый с периодом обращения — 225 дней. Советские результаты, основанные главным образом на энергии «холма», дают период вращения меньше 11 дней. Можно подумать, что причина этой разницы лежит в различии гладкости поверхности Венеры на 12,5 и 43 см, но маловероятно, чтобы разница могла быть значительной. Разрешить эту трудность поможет анализ наблюдений на 68 см, проведенных на миллстоун-ской установке во время нижнего соединения 1961 г. В противном случае такое разногласие, если его не удастся разрешить, останется в силе до конца 1962 г.
§ 3. Альтернативные модели атмосферы Венеры
1. Парниковая модель. Главная задача, которую надо решить, чтобы понять строение атмосферы Венеры,— найти объяснение высокой яркостной температуры в
92
Глава 4
диапазоне от 3 до 21 см, измеренной с помощью радиотелескопов. В этой первой модели мы будем предполагать, что найденная путем измерений температура 600° К действительно представляет температуру поверхности, которая поддерживается очень сильным парниковым эффектом (т. е. прямым нагреванием солнечными лучами). Основное положение, на котором основана эта модель, было выдвинуто Саганом [32] и состоит в следующем: атмосфера Венеры и облачный слой могут быть достаточно прозрачны для солнечного света в видимой и ближней инфракрасной областях и содержат достаточное количество СОг и НгО, чтобы быть почти непрозрачными для дальнего инфракрасного излучения поверхности. Согласно оценке Сагана, необходимая степень нагревания будет достигнута, если инфракрасное'поглощение атмосферы составляет около 99% (или пропускание будет равно 1%), и в атмосфере с высоким содержанием СОг для этого необходимо иметь также НгО в количестве от 1 до 10 г/см?. Как будет показано, такая модель требует глубокой атмосферы также и по другим причинам. Наличие такого количества воды в атмосфере должно приводить к образованию облаков из ледяных кристаллов при температуре 220—235° К, что грубо соответствует наблюденным радиометрическим температурам. В нижней атмосфере водяные или ледяные облака не должны образовываться. Синтон [35] получил спектры Венеры в области 1—4 мк. Он нашел полосы поглощения, характерные для ледяных кристаллов, и сделал вывод, что видимый слой облаков состоит, по крайней мере частично, из цирусов в согласии с предсказаниями, основанными на парниковой модели ’).
Атмосфера нагревается у поверхности, и поскольку обилие водяных паров недостаточно для образования облаков в нижней атмосфере, мы можем воспользоваться
) При отражении от марсы ледяных кристаллов типа инея или снега возникают широкие плавнее депрессии в интервалах 1,5—1,8 и 2,0—2,3 мк (см. Мороз В. И., Астрон. ж., 38, 1080, 1961). По-добйых депрессий в спектре Венеры не наблюдается (Мороз В. И., Астрон. ж., 1962, в печати). В связи с этим не ясно, может ли низкое альбедо в области 3,0—3,7 лмс, найденное Синтоном, объясняться поглощением в ледяных кристаллах. — Прим, перев.
Венера
93
сухим адиабатическим законом для распределения температуры ’). Если атмосфера состоит из СОг и N2, то при ускорении силы тяжести 870 см/сек2 для сухого адиабатического градиента могут быть предложены следующие значения:
Адиабатиче-Отношение	ский
С02/^,	градиент
0,80	10,5°К/лгл
0,40	9,2
0,20	8,7
Для наших целей мы примем приближенное значение градиента 10°K/ot и предположим, что нейтральное состояние устойчивости соблюдается между поверхностью и верхней частью облачного слоя. Вряд ли может существовать более высокий градиент, но он может быть меньшим (как на Земле, где ниже тропопаузы он в среднем двое меньше), и тогда атмосфера глубже, чем предполагается в этой модели. Итак слой, на котором температура становится равной болометрической (234°К),— согласно парниковой теории это видимый слой облаков,— находится на высоте 37 км над поверхностью.
Эпик [28] критиковал парниковую теорию, исходя из из того, что предполагаемое количество СОг над поверхностью плюс малое, по-видимому, количество воды, обнаруженное Стронгом [37] в результате наблюдений с воздушного шара, не может обеспечите нужную величину непрозрачности атмосферы. Саган [32] установил, используя интегральные функции поглощения, применяемые в технической литературе по котлам и печам, что предполагаемое количество СОг плюс 1—10 г/см2 водяных паров дадут непрозрачность, которая достаточна для разогрева поверхности до 600° К. Он показал, что количество водяных паров над поверхностью от 1 до 10 г/см2 не находится в большом противоречии с наблюдаемым на
!) Сухой адиабатический закон распределения температуры предполагает, что объем воздуха при движении вверх (или вниз) охлаждается (или нагревается) адиабатически, причем он приобретает температуру, равную температуре окружающего воздуха на том же уровне. Таким образом, это — максимальный температурный градиент, который может иметь атмосфера, оставаясь устойчивой.
94
Глава 4
высоте 37 км количеством 2-Ю'3 г/сж2. В настоящее время производятся детальные вычисления переноса инфракрасного излучения в поглощающих газах и ледяных кристаллах в атмосфере Венеры, и разрешение этого спора ожидается с большим интересом.
Минц [24] также критиковал парниковую теорию, исходя из того, что циркуляция крупного масштаба должна-приводить к уменьшению разности температур между верхней атмосферой и поверхностью. Саган [33, 34] пользовался картиной очень спокойной атмосферы, где перенос энергии производится только излучением. Минц предполагал провести вычисления, чтобы проверить возможность существенного уравнивания температуры через посредство общей циркуляции (см. Приложение 8).
Рис. 2 позволяет суммировать основные детали парниковой модели более сжато, чем это можно сделать словами. На рис. 2, б показаны уровни, с которых, как предполагается, происходит отражение солнечного света в различных длинах волн, и уровни, на которых образуется длинноволновое тепловое (инфракрасное и радио-) излучение.
Исходя из парниковой модели, можно ожидать, что на поверхности Венеры сухо, безветренно, темно и горячо, как в печи. Солнце видно сквозь высокие цирусы, вероятно, в виде красноватого диска из-за присутствия пыли в нижней атмосфере. При таких условиях нет никаких надежд на существование живых форм, основанных на земной биохимии.
2. Эолосферная модель. Эпик [28] отверг парниковую теорию и выдвинул другую модель, в которой атмосфера ниже облаков представляет собой крайне сухую запыленную область, которая поддерживается в движении и перемешивается ветрами, дующими над облаками. Ветры переносят количество движения вниз. Так как в атмосфере, подверженной перемешиванию, должен поддерживаться адиабатический градиент, температура будет увеличиваться с ростом глубины ниже поверхности облаков. У поверхности вследствие вязкости ветры будут выделять небольшое количество тепла, достаточное для возмещения потери энергии на излучение. Последние у поверхно-
I
<3
TOO
80
60
ЦО
20
2»10еатм Уровень затмения
* -т .чи Поглощение УФ-облака (С3О2)Л (?)
и,Ц-0,10атм
Тонкий слой облаков ледяных кристаллов
Относительно прозрачная область
2-5атм ' Поверхность
Температура, ° К а
О
б
Рис. 2. Парниковая модель.
Уровень затмения —это та высота в атмосфере планеты, с которой начинается затмение источника при покрытии eto диском планеты.
96
Глава 4
сти малы, так как взвешенная в атмосфере пыль образует почти непроницаемую завесу, прозрачную только для радиоволн длиной около 3 см и более.
Введенный Эпиком термин «эолосфера» означает в свободном переводе «область ветров», так как поверх-. ность нагревается приходящими сверху горячими сухими ветрами. Ветры создают непрерывный пылевой шторм; дождей, очищающих атмосферу на Земле, нет. Пылевые частицы, состоящие, вероятно, из карбонатов каль> ция и магния, выделившихся в течение длительной гео логической истории Венеры, истолченные в пудру остаются во взвешенном состоянии почти вечно. На по верхности этой невероятно сухой эолосферы никогда нг бывает солнца — пыль, жара, ветер.
Рис. 3 резюмирует свойства, эолосферной модели. Надо отметить, что заключения Эпика о свойствах атмо-^ сферы над слоем пылевых облаков не очень сильно отличаются от парниковой модели. Он считает, что видимое излучение отражается от нижнего слоя пылевых облаков, в то время как ультрафиолетовое и инфракрасное излучение приходит от верхнего слоя дымки, состав которой остается неопределенным. Как указывалось, облачный слой из полимеризованной недокиси углерода на уровне, вблизи которого исчезает звезда при наблюдениях покрытия, может обладать необходимыми характеристиками. Поскольку область выше 37 км приблизительно изотермична в эолосферной модели (так же, как и в парниковой), наличие на указанном уровне верхнего слоя дымки мало влияет на ее излучающие свойства.
Эпик [28] считает что эолосфера по своей метеорологической структуре не похожа на земную атмосферу. Однако Минц [25] заметил, что в некотором отношении такое сходство имеется. В эолосфере ветры образуются прямо над облачным слоем в области, подобной тропосфере Земли. Так же-тропосферные ветры посредством фрикционного взаимодействия создают потоки, в несколько раз превышающие по массе эквивалентную тропосферу. Имеется ли что-либо аналогичное на Земле? Можно сказать (хотя эта аналогия опасна), что на Земле тропосфера приводит в движение возмущенную область в океанах, известную под названием «слоя перемешива-
100
2 10 атм вровень затмений
30
7
0,08 атм
тн iirnriiui Тонкий слой облаков или дымка
о
Поверхность
200'
ЪЮОЯтбОбЯ 7W/ Температура ° К
0,6 атм
Верхний слой плотных облаков
Пыль
О
*	а
б
Рис. 3. Эолосферная модель.
7 Зак. 498.
98
Глава 4
ния», которая простирается вплоть до пикноклины, на глубину 100 м под поверхностью океана. Таким образом, ветры на Земле приводят в движение область, в 10 раз превышающую по массе атмосферу.
Целый ряд вопросов, связанных с эолосферной моделью, остается без ответа. Во-первых, Эпик [28] не дал описания структуры атмосферной циркуляции в эоло-сфере, а детальная разработка структуры ветров в верхних слоях, приводимых в движение /еплом, и ичжних слоях, которые движутся вследствие/\:^исти, представляла бы большой интерес. Кое-что можно сказать, исходя из общей теории циркуляции в атмосферах планет (см. гл. 2 и Приложение 8). Ветры, которые приводят в движение эолосферу—атмосферную тепловую машину,— дуют в области над видимыми облаками, которая подобна земной тропосфере. Эти ветры могут быть в высокой степени регулярными, так как циркуляция протекает в хад-леевском режиме (см. гл. 2) благодаря относительно медленной скорости вращения Венеры. Это означает, что должна присутствовать система потоков вблизи поверхности облаков в окрестностях подсолнечной точки и соответствующая система на темной стороне. Потоки должны быть такими, чтобы температура в области верхнего слоя дымки оставалась постоянной (хотя высота слоя может изменяться) в соответствии с наблюдениями Синтона и Стронга [36]. На конференции не разбирался вопрос об атмосферной циркуляции, и разработка эолосферной модели еще не окончена
Второй вопрос связан с химической природой облаков пыли, сдуваемых с поверхности. Пылевые облака эолосферной модели должны давать высокое альбедо. Эпик [28] предложил в качестве основных составляющих облачного слоя карбонаты кальция и магния, которые дают желаемое высокое альбедо. Юри [39] установил, что первичный источник карбонатов на Земле — реакция силикатов с углекислым газом в присутствии жидкой воды. Без нее реакция протекает более медленно, а отсутствие реакции позволило Юри объяснить большое обилие углекислого газа на Венере. Эпик [28] утверждал, что даже при отсутствии равновесных условий большое количество силикатов прореагирует и образует карбонаты в течение
Венера
99
геологических сроков. Однако если останется существенное количество плохо отражающих силикатов, высокое альбедо Венеры не удастся объяснить. Более того, Юри и Брюер [40] пришли к выводу, что не существует механизма, который мог бы обеспечить высокое альбедо пылевых облаков. Они указывали, что для земных пылевых облаков в горячих пустынных районах характерна темно-коричневая окраска. Правда, эту трудность можно обойти. Безотносительно к поглощающим свойствам материала частицы выглядят белыми, если размеры их меньше Х/2и и концентрация достаточно велика. Очень сухая и ветреная верхняя атмосфера должна быть в таком случае заполнена пылевыми частицами диаметром < 1000 А. Поляризационные данные Лио [19] свидетельствуют против этой гипотезы', поскольку они дают частицы микронного размера; однако мы уже говорили о возможной неоднозначности интерпретации поляризационных фазовых кривых.
Современные инфракрасные спектральные наблюдения Венеры, проведенные и обработанные Синтоном, поддерживают гипотезу о том, что ближнее инфракрасное излучение Венеры отражается от слоя ледяных кристалликов в противовес эолосферной модели, согласно которой ближняя инфракрасная радиация отражается от пылевого облака.
Последнее вероятное возражение против эолосферной модели связано с фазовым ходом радиоизлучения. В нижних слоях атмосферы вблизи поверхности согласно эолосферной модели почти совсем темно. Поверхностная температура определяется солнечной радиацией только косвенным образом — через циркуляцию в верхней атмосфере, и следует ожидать, что поверхностная температура, если и будет следовать суточному циклу, то лишь очень слабо и с большой инерцией. Приблизительное равенство дневной и ночной радиометрических температур в эолосферной модели должно объясняться на этой основе. Напротив, эолосферную модель представляется невозможным согласовать с сильным фазовым ходом, о котором свидетельствуют наблюдения, проведенные на 8 мм Кузьминым и Саломоновичем [5] и на сантиметровых волнах Лилли [18]. Особенно существенным является фазовый
7*
100
Глава 4
ход сантиметрового радиоизлучения, так как оно, согласно эолосферной модели, должно возникать на поверхности. Наблюдения велись только несколько месяцев около нижнего соединения, и экстраполяция на дневную яркостную температуру представляется необоснованной. Тем не менее Лилли убедительно показал, что в наблюдениях Морской исследовательской лаборатории имеется некоторый фазовый ход и минимум температуры находится вблизи нижнего соединения, как и на 8 мм. Проведенная методом наименьших квадратов экстраполяция сантиметровых данных приводит к температуре 1000° К и больше вблизи верхнего соединения. Если прямые наблюдения освещенной полусферы Венеры на 3 см и более подтвердят наличие такой большой разности температур между освещенной и неосвещенной полусферами и минимума яркостной температуры вблизи нижнего соединения, это явится веским доводом против эолосферной модели.
3. Ионосферная модель. Каждая из предыдущих моделей обладает недостатками. Остается лишь слабая надежда на то, что Венера окажется более похожей на свою соседку Землю, чем можно ожидать на основании этих моделей. Сейчас ясно, что более низкая температура и обитаемая поверхность могут существовать только в том случае, если высокая температура (600°К), измеренная на сантиметровых волнах, относится к ионосфере. Если ионосфера планеты сильно ионизована и содержит заметные концентрации свободных электронов в достаточно большой толще, она будет непрозрачна для длинных радиоволн и прозрачна для коротких (см. гл. 1, § 1, п. 3). Вычисления радиоизлучения при свободно-свободных переходах, проведенные Джонсом [15] и Саганом, Зигелем и Джонсом [34], в которых предполагалась средняя температура поверхности около 300°К и температура ионосферы 600° К, показали, что спектр радиоизлучения во время нижнего соединения можно объяснить, если интеграл J* dz, взятый по всей толще ионосферы, равен 4» электрон/см5, пе —электронная концентрация (см. Приложение 3). Наблюдаемый фазовый ход также можно объяснить, если предположить, что указанный инте
Венера
101
грал на освещенной полусфере примерно на порядок величины больше, чем на неосвещенной.
Кузьмин и Саломонович [6] нашли быстрые (ото дня ко дню) изменения интенсивности радиоизлучения Венеры на 9,6 см, превышающие, по словам авторов, возможные инструментальные ошибки и статистический разброс. Данные наблюдений, если они достоверны, являются сильным аргументом в пользу ионосферной теории: они могут объясняться вариациями электронной плотности в ионосфере планеты. Было бы намного трудней объяснить
изменения температуры поверхности на несколько сот градусов на темной стороне медленно вращающейся планеты. Однако наблюдения, проводившиеся на соседних частотах [12, 20], не согласуются с результатами Кузьмина и Саломоновича, так что реальность этого явления остается недоказанной.
Если толщина ионосферы Венеры сравнима с земной (150—300 км), то электронная плотность должна достигать 109 электрон!см3 на темной стороне, что заметно больше, чем на освещенной. Допустимы ли столь большие величины электронной плотности? В земной ионосфере в наиболее высоко ионизованном слое F2 электронная плотность редко бывает больше 106 см~\ Основное соот-
Таблица 2
q, см 3-сек 1	а, см1/сек
104 ♦	10~14
108	ю-10
1010	10-8 *
ношение, определяющее электронную плотность, — урав-нение баланса между скоростью образования электронов q и скоростью рекомби-2« нации электронов апе-
где а — коэффициент рекомбинации. Чтобы получить необходимую большую величину надо иметь либо очень большое q, либо очень малое
а. Некоторые величины, соответствующие пе = 109 слг3, приведены в табл. 1, где звездочкой обозначены значения, типичные для слоя земной ионосферы.
Поскольку ионизация земной ионосферы обусловлена главным образом солнечным ультрафиолетовым и рентгеновским излучением, а поток солнечного излучения на
102
Глава 4
Венере всего лишь вдвое больше, чем на Земле, более близкое расстояние не может играть роли. Мы должны найти либо принципиально другой, весьма мощный источник ионизации, либо объяснить очень малый коэффициент рекомбинации.
Хотя точные величины а для различных частных процессов рекомбинации часто неизвестны, оценки по порядку величины для большинства наиболее вероятных основных составляющих ионосферы, таких, как СО?, CO+,N + N?, О+ и Of, по-видимому, верны. Известны три основных типа рекомбинационных процессов:
радиативная рекомбинация для атомных ионов
е~ + Х+ ->Х+ а« 10~12 см?1сек,
диссоциативная рекомбинация для молекулярных ионов
е~ + XY+ -> Х*+ Г**, а «10"8 — 10"6 см^сек
и тройная рекомбинация
е' + Х^+М-^Х+М',
скорость которой пренебрежимо мала при давлениях, господствующих в ионосфере. Заметим, что при соединении свободного электрона с положительным ионом так же, как и при тройном соударении, выделяется равная потенциалу ионизации энергия в виде излучения или в форме кинетической энергии (тепло). Важнее всего то, что если молекулярные ионы (N?, СО+ или СО?) присутствуют даже в небольших количествах, они будут рекомбинировать с большими скоростями, характерными для диссоциативной рекомбинации. Возможно, хотя и маловероятно, что верхняя атмосфера Венеры состоит исключительно из одноатомного газа. Более реально предполагать, что коэффициент рекомбинации в ионосфере Венеры приблизительно такой, как в земной ионосфере — около 10”6—10~8 см^сек или даже 10"9 см^сек,— и это нижний предел [26].
Теперь вернемся к вопросу о скорости образования свободных электронов. Мы должны найти механизм ионизации, на много порядков более эффективный, чем
Венера
103
солнечное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение. Джонс [15] в качестве возможного источника предлагал солнечные корпускулярные потоки. Мы расширим его аргументы и попытаемся сделать максимальные оценки, чтобы убедиться в возможности получить решение таким способом.
На Зёмле обычные протоны корпускулярных потоков не могут проникать прямо в атмосферу, поскольку они отклоняются геомагнитным полем и, проникая в него, либо захватываются внешним радиационным поясом, либо проникают вниз на высоких полярных широтах, в зонах полярных сияний. Таким образом, если не считать зон полярных сияний, потоки солнечных протонов совершенно не влияют на условия в обычной земной ионосфере.
Предположим, однако, что Венера имеет очень слабое магнитное поле (около одной тысячной земного или менее). Тогда солнечные корпускулярные потоки не будут заметно отклоняться и попадут непосредственно в верхнюю атмосферу. Венера может иметь слабое магнитное поле, так как по некоторым современным теориям магнитное поле Земли образуется в результате комбинированного эффекта вращения и конвекции в жидком ядре. И если Венера вращается много медленнее, чем Земля, на что имеются определенные указания, она может иметь соответственно более слабое магнитное поле.
Верхний предел плотности в солнечном корпускулярном потоке, превышающий на несколько порядков реальное значение, может быть взят из оценки Бирмана [7], основанной на наблюдениях ускорения кометных хвостов. Он составляет около 103 протон!ем3, движущихся со скоростью около 1000 км)сек. Предположим, что такой поток протонов вторгается в атмосферу и тормозится в слое толщиной 100 км, причем каждый протон расходует на ионизацию 1 кэв. Пусть средняя потеря энергии на ионизацию одной частицы составляет 30 эв. При этих оптимистических условиях темп ионизации будет равен я = £Уд°™К- = Зд.‘1о“ = 3 •105 электрон^ сек,
Е выражено в эв. Сравнивая значение q с величинами, представленными в табл. 1, можно видеть, что указанный
104
Глава 4
механизм ионизации примерно в 30 раз эффективней, чем солнечная радиация в нашей ионосфере. С радиатив-ным коэффициентом рекомбинации солнечный корпускулярный поток на пределе может обеспечить необходимую электронную плотность, но если воспользоваться более реальным диссоциативным коэффициентом рекомбинации, электронная плотность окажется на несколько порядков ниже той, которая необходима для объяснения радиоизлучения. Положение еще более ухудшится, если пользоваться более реальными оценками интенсивности солнечных корпускулярных потоков.
Следует отметить, что при данном рассмотрении возникает целый комплекс вопросов, в которых содержится много неопределенностей, таких, как характеристики корпускулярного потока вблизи Венеры, строение верхней атмосферы, существование пока неизвестных механизмов ионизации. Поэтому на конференции ионосферная модель не была отвергнута окончательно и рассматривалась как третья возможность.
Если мы примем такую очень плотную ионосферу, возникнут некоторые другие трудности. Во-первых, если она оптически толста на 3 см, то на 12,5 см и более длинных волнах, на которых производились радиолокационные эксперименты, она определенно непрозрачна, так как непрозрачность пропорциональна квадрату длины волны (см. гл. 1, § 1, п. 4 и Приложение 4). Каким образом ионосфера может быть достаточно непрозрачной, чтобы излучать как черное тело, и достаточно прозрачной, чтобы пропускать радиолокационные импульсы, отраженные от поверхности? Казалось бы, это соображение опровергает ионосферную гипотезу. Попробуем хотя бы ненадолго поддержать ее новым предположением, выдвинутым специально для данного случая. Радиолокационные эхо были получены только вблизи нижнего соединения, когда импульсы должны отражаться вблизи антисолнечной точки. Можно ожидать,. что ионосфера рассасывается во время длительной венерианской ночи и поддерживается только горизонтальной диффузией электронов, притекающих с дневной стороны, подвергающейся бомбардировке солнечными протонами. Тогда в ионосфере может появиться прорыв вблизи антисолнечной точки, который
Венера
105
позволяет радиолокационным импульсам достичь поверхности планеты. Уменьшение электронной плотности в прорыве примерно в 10 раз было бы достаточным для милл-стоунского радиолокационного эксперимента на 68 см\ голдстоунский радиолокатор получит отражение на волне 12,5 см при понижении плотности всего лишь в 2 раза.
Если ионосферная модель верна, температура поверхности окажется ниже точки кипения воды, по крайней мере на ночной полусфере и, возможно, на дневной. В двухслойной модели отражение на 8000 А происходит у самой поверхности, в однослойной — несколько выше. Ионосферная модель схематически показана на рис. 4, а и б.
Большое обилие углекислого газа заставляет предположить, что на Венере нарушено равновесие по Юри, поддерживающее постоянным давление углекислого газа на Земле посредством реакции, в которой силикаты переходят в карбонаты и обратно. Одной из возможных причин нарушения равновесия [39] могло бы быть отсутствие жидкой воды — такое объяснение принято в парниковой и эолосферной моделях. Весьма интересная альтернативная гипотеза была выдвинута Мензелом и Уипплом [23], согласно которой Венера полностью покрыта океаном. Океан предотвращает контакт выделяющегося углекислого газа с силикатами, а если имеются острова, то они построены из карбонатов. Мензел и Уиппл показали, что существование подобного океана не противоречит нижнему спектроскопическому пределу обилия водяных паров на Венере.
Необходимо отметить, что первые две модели атмосферы Венеры (парниковая и эолосферная) и последняя (ионосферная) различаются главным образом толщиной атмосферы и ее полной массой. С этой точки зрения интересна оценка Доля [10], который предполагает, что весь углекислый газ, выделившийся в течение геологической истории Венеры, остается в атмосфере вследствие нарушения равновесия по Юри, вместо того чтобы связываться в карбонатах, и заключает, что атмосфера Венеры должна быть более глубокой, чем земная. Предполагая, что внутреннее строение и плотность Венеры и Земли
Ионосфера
80
В * 60
I
Q0
40
20
О
to
2» 10 6атм Уровень затмения
Прозрачная область
0,04-0,10 атм
Облачный слой
0,3-1,0 атм Поверхность
Температура, ° К
Рис. 4. Ионосферная модель.
Венера
107
одинаковы, Доль нашел, что давление на поверхности должно быть в 8—10 раз больше, чем на Земле. Это заключение согласуется с одной из первых двух моделей, хотя само по себе оно не объясняет высокой поверхностной температуры.
Отметим еще одну идею, высказанную относительно условий на поверхности Венеры. Хойл [14] предположил, что на ранних этапах развития солнечной системы на Венере образовался избыток углеводородов, синтезированных небиологическим путем. Это означает, что на Венере в прошлом существовал океан, поверхность которого была покрыта менее летучими углеводородами. Под действием солнечного ультрафиолетового излучения в течение геологических сроков как углеводороды, так и ббльшая часть атмосферных водяных паров диссоциировали, водород диссипировал, а углекислый газ остался. В результате сейчас Венера покрыта океаном, в котором вода находится под слоем нефти. Видимые облака — своеобразная дымка. Минц [24, 25] поддерживал эту гипотезу, исходя из того, что малые изменения дневной радиометрической температуры указывают на большую теплоемкость резервуара тепла. Однако атмосфера и сама по себе может обеспечивать подобный резервуар [27], а снек-троскопические данные показывают, что облака не могут состоять из простых углеводородов [33].
§ 4. Эксперименты, которые позволят сделать выбор между альтернативными моделями
Можно указать несколько экспериментов, которые сейчас становятся выполнимыми и которые помогут решить, какая из различных моделей атмосферы Венеры правильна. Эти эксперименты хорошо иллюстрируют, как космические корабли могут помочь решению основных астрономических проблем.	*
1.	Сканирование диска Венеры на волне около 1 см для определения уярчения края. Согласно ионосферной модели, оптическая толща ионосферы должна быть близкой к единице на волне около 1 см. Таким образом, на

Глава i
краю диска, где на луче зрения электронов больше, яркостная температура должна быть больше, чем в его центре. Ни один радиотелескоп не позволяет разрешить диск Венеры; радиоинтерферометрические методы в принципе позволяют это сделать, но практические трудности исключительно велики. Однако с близкого расстояния (с космического корабля) провести такого рода наблюдения было бы очень просто. Если на волне 1 см будет наблюдаться уярчение к краю, ионосферная модель получит серьезную поддержку. В противном случае будет получено подтверждение того, что сантиметровое радиоизлучение возникает на поверхности Венеры, температура которой 600° К или больше.
2.	Наблюдения сильного фазового хода сантиметрового радиоизлучения. Уже указывалось, что эолосферная модель не могла бы объяснить сантиметровое радиоизлучение Венеры, если бы подтвердилось, что на освещенной стороне температура много больше, чем на ночной, и температурная фазовая кривая падала бы по мере приближения к нижнему соединению. С другой стороны, это вполне согласуется с парниковой моделью. Наблюдения Венеры в верхнем соединении невозможно провести с существующими антеннами. Но строящиеся сейчас наземные антенны, а также антенны, которые могут быть установлены на космических кораблях, дадут необходимую информацию. Если ионосферная модель будет отброшена, то эти наблюдения позволят сделать выбор между парниковой и эолосферной моделями.
3.	Наблюдения сумеречного свечения в видимой и ультрафиолетовой области. Если верна ионосферная модель, то высокая плотность заряженных частиц на дневной полусфере должна в сумерках и в начале ночи быстро падать,, чтобы обеспечить прорыв в ночной ионосфере, необходимый для объяснения радиолокационных экспериментов. Рекомбинация, как радиативная, так и диссоциативная, должна приводить к интенсивному свечению эмиссионных линий. Наблюдения, проводившиеся с Земли, не очень уверенны, но тем не менее из них следует, что свечение атмосферы на Венере ярче, чем на Земле.
Венера
IM
Наблюдения атмосферного свечения с космического корабля помогли бы решить и этот вопрос
4.	Определение зависимости радиолокационного коэффициента отражения от фазового угла. Из ионосферной модели следует, что отраженные радиолокационные импульсы должны ослабевать по мере удаления прорыва в ионосфере от луча зрения. От освещенной полусферы эхо вообще не придут. Посредством современных радиолокационных антенн наблюдать Венеру на более далеких расстояниях от Земли, чем в дихотомии, было бы очень трудно. Большие наземные зеркала или активная радиолокация с космического корабля позволили бы непосредственно проверить существование прорыва в ионосфере.
5.	Наблюдения очень интенсивного инфракрасного излучения сквозь окна прозрачности в атмосфере и в облаках. Исходя из парниковой модели, следует ожидать, что часть излучения из больших глубин атмосферы должна выбрасываться в пространство, чтобы обеспечить радиационный баланс. Между полосами поглощения водяных паров и углекислого газа должно наблюдаться относительно сильное излучение, особенно в близкой инфракрасной области и в прорывах между облаками. Чтобы обеспечить высокое топографическое разрешение, этот эксперимент надо проводить посредством инфракрасного спектрометра или радиометра с фильтрами с борта космического корабля на близком расстоянии от Венеры.
6.	Подробные наблюдения и интерпретация поляризационных фазовых кривых Венеры. Парниковая модель предсказывает облачный слой из ледяных кристаллов, эолосферная — из карбонатной пыли. Наблюдения поляризационной кривой Венеры в различных длинах волн с высоким топографическим разрешением должно обеспечить достаточное количество информации, чтобы сделать выбор между двумя моделями с помощью теории Ми и современных электронных вычислительных машин. Дже-релс [13] сообщил предварительные данные о полученных им в различных длинах волн поляризационных кривых, которые требуют серьезного теоретического изучения.
по
Глава 4
Наблюдения с высоким топографическим разрешением наиболее легко провести с близкого расстояния.
Эксперименты /, 2 и 5 предполагается поставить на космическом корабле «Маринер R», запуск которого намечается в 1962 г.1)- Остальные находятся в пределах современных научных возможностей, и можно надеяться, что в течение ближайшего десятилетия будут изучены физические условия, господствующие на соседних планетах.
ЛИТЕРАТУРА
1.	Герцберг Г., сб. «Атмосферы Земли и планет», под ред. Койпера, М., ИЛ, 1951.
2.	Койпер Дж., сб. «На пороге в космос», под ред. Зеликова, М., ИЛ, 1960.
3.	Котельников В. А., Шкловский И. С., Газета «Известия» от 12 мая 1961 г.
4.	Котельников В. А. (частное сообщение, полученное через А. Г. Масевич), 1961.
5.	Кузьмин А. Д., С а л о м о н о в и ч А. Е., Астрон. ж., 37, 279 (1960).
6.	Кузьмин А. Д., С а ломонов ич А. Е., Астрон. цирк., 221, 3 (1961).
7.	Bierman L., Observatory, 77, 109 (1957).
8.	Chamberlain J. W., Kuiper G. P., Astrophys. J., 124, 399 (1956).
9.	V a u с о u 1 e u r s G. de, частное сообщение (1961).
10.	DoleS. H., The RAND Corporation, P-978, 1956.
11.	D о 11 f u s A., L’Astronomie, 69, 413 (1955).
12.	Drake F., частное сообщение (1961).
13.	Gehrels T., Lowell Observ. Bull., 4, 300 (1960).
14.	Hoyle F., Frontiers of Astronomy, Harper and Bros., N. Y., 1955
15.	Jones D. E., Planet. Space Sci., 5, 166 (1961).
16.	К a p 1 a n L. D., Planet. Space Sci., 8, 23 (1961).
17.	Kaplan L. D., частное сообщение (1961).
18.	Lilley A. E., Доклад на 108-м собрании Американского астрономического общества в июне 1961 г. в Нантукете (Массачусетс) и частное сообщение (1961).
19.	Lyot В., Ann. Obs. Meudon, 8, 66 (1929).
20.	Mayer С. H., частное сообщение (1961).
21.	Mayer С. Н., McCaullough Т. Р., Sloa naker R. М., Astrophys. J., 127, 1 (1958).
22.	Menzel D. Н., Vaucouleurs G. de, Astron. J., 65, 351 (1960).
l) См. сноску на стр. 191. — Прим, перев
Венера
111
23.	М е n z е 1 D. Н., Whipple F. L., Publ. Astron. Soc. Pacific, 67, 161 (1955).
24.	Mintz Y., Planet. Space Sci., 5, 141 (1961).
25.	Mintz Y., частное сообщение (1961).
26.	Nawrocki P. J., Geophys. Corp, of Amer., Tech. Rep. 61-2-A, Air Force Cambridge Res. Lab., № 105 (1961).
27.	О p i к E. J., Irish Astron. J., 4, 37 (1956); Armagh Observ. Leaflet, 43 (1956).
28.	О p i к E. J., J. Geophys. Res., 66, 2807 (1961).
29.	Rechtin E., частное сообщение (1961).
30.	Ross F. E., Astrophys. J., 68, 57 (1928).
31.	Russell H. N., Astrophys. J., 9, 284 (1899).
32.	Sagan C., Calif. Inst.* Techn. Jet Propulsion Lab., Tech. Rep., № 32—34 (1960).
33.	Sagan C., Science, 133, 849 (1961).
34.	S a g a n C., Siegel К. M., Jones D. E., Astron. J., 66, 52 (1961).
35.	S i n t о n W. M., Comp, on Planetary Atmosphere, ed. Kopal and Sekera, Acad. Press, N. — Y., 1961; частное сообщение (1961).
36.	Sinton W. M., Strong J., Astrophys. J., 131, 470 (1960)
37.	Strong J., частное сообщение (1960).
38.	Strong J., Ross M. D., Moore С. B., J. Geophys. Res., 65, 2526 (1960).
39.	Urey H. C., The Planets: Their Origin and Development, Yale Univ. Press, New Haven, 1952.
40.	Urey H. C., Brewer A. W., Proc. Roy. Soc., A241, 37 (1957).
ГЛАВА 5
ИССЛЕДОВАНИЕ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР В БУДУЩЕМ
§ 1.	Введение
Предыдущие главы дают некоторые представления о методах наблюдения и исследования планет, о результатах этих исследований и некоторых рабочих гипотезах относительно атмосфер Марса и Венеры (модели). Многое уже известно об этих планетах, мы имеем некоторые данные о природе их атмосфер, но на многие вопросы ответа пока нет.
Природа Марса более понятна, и мы можем приблизительно описать его нижнюю атмосферу. Давление на поверхности известно с точностью до 50%, мы можем оценить ее химический состав, измерить температуру, наблюдать и частично объяснить некоторые изменения, которые происходят на планете. Однако у нас нет уверенных данных о природе различных светлых и темных облаков, синяя дымка остается загадкой, вертикальное распределение температуры является предметом для предположений.
Еще более загадочна Венера, и мы сейчас не в состоянии представить удовлетворительную картину, способную объяснить все существующие наблюдения. Мы знаем кое-что о температуре выше облаков, можем оценить температуру на уровне облаков, однако для описания условий ниже облачного слоя мы имеем целых три совершенно разные модели. Это может быть тускло освещенная пустыня, горячая, как расплавленный свинец, либо темный, овеваемый штормами и столь же раскаленный ландшафт; или более приветливая поверхность, возможно даже целиком покрытая океаном. Мы не в состоянии сейчас отвергнуть ни одну из этих возможностей. Более того, мы не знаем продолжительности дня на Венере: равен ли он 10 земным дням, или 100 — неизвестно.
Исследование планетных атмосфер в будущем 113
Надо сказать, что большие внешние планеты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун), которые в некоторых отношениях ближе к холодным звездам, чем к планетам земной группы, еще более затруднительны для наблюдений и еще более загадбчны. У нас имеются некоторые сведения о химическом строении и температуре верхней атмосферы Юпитера в той части, которая находится над слоями облаков, и мы можем наблюдать общую циркуляцию в ней. Однако мы можем только делать предположения относительно его внутреннего строения, специалисты по динамической метеорологии еще не нашли объяснения полосчатой циркуляционной структуры, причем общую картину усложняет известное Красное пятно, которое расположено внутри одной из облачных полос и является, по-видимому, некоторой устойчивой деталью в очень изменчивой атмосфере.
Таково краткое качественное описание наших знаний о планетах в начале первой декады космической эры. Очевидно, Марс и Венера будут первой целью космических полетов. Венера уже была достигнута советским космическим кораблем и примерно половину пути до орбиты Венеры прошел американский космический корабль, однако радиосвязь с этими кораблями в момент наибольшего сближения с планетой не была обеспечена.
В ходе конференции выяснилось большое число решающих экспериментов и наблюдений, которые могут быть проведены с поверхности Земли, с воздушных шаров и самолетов и, конечно, с космических кораблей. Необходимо провести большое число лабораторных и теоретических исследований. В последующих разделах мы попытаемся рассказать, какие загадки планет могут быть разгаданы в ближайшее десятилетие при наличии необходимой финансовой поддержки, широкой организации исследований и привлечении способных ученых.
§ 2.	Основные принципы
Перечислим общие принципы, лежащие в основе программы исследования планет.
а)	Конечно, дешевле наблюдать с Земли (или с воздушного шара и самолета), чем с космического корабля.
8 Зак. 498.
114
Глава 5
Научная отдача наземных наблюдений при данной затрате усилий может быть очень велика, если только мы знаем, как их провести, и если они выполняются компетентными учеными.
б)	В первой половине предстоящего десятилетия космические корабли будут отправляться к планетам с небольшим полезным грузом и только во второй половине десятилетия нагрузки будут увеличены. Требуется два-три года, чтобы обдумать, сконструировать и построить прибор для космического корабля. Любое усовершенствование в наших знаниях в течение ближайших нескольких лет весьма поможет планированию наблюдений с близкого расстояния.
в)	Даже после успешных путешествий космических ракет на планеты будут продолжаться наземные наблюдения планет, хотя их задачи будут меняться по мере того, как будет увеличиваться запас информации, основанной на детальных, но кратковременных наблюдениях с космических кораблей. Планеты обычно далеки от статического состояния, и общее состояние погоды на них изменяется так же, как и на Земле.
г)	Предлагая большое число наземных наблюдений, мы должны отметить, что некоторые наземные эксперименты нецелесообразны ввиду преимуществ, которые дают космические корабли и другие мощные наблюдательные средства. Некоторые предлагавшиеся эксперименты не следует проводить, несмотря на то что они могли бы быть выполнены.
д)	Подобные соображения можно отнести к применению искусственных спутников Земли для наблюдений планет, так как в то время, когда будут подготовлены более совершенные орбитальные астрономические обсерватории, мы уже будем иметь возможность вести наблюдения с космических кораблей на близком расстоянии. Эти новые обсерватории более целесообразно использовать для солнечной, звездной и галактической астрономии и их следует посвятить именно этим целям.
е)	Значительная часть наших знаний о других планетах развивалась и будет развиваться на основе данных, полученных в результате исследования нашей собственной планеты. Принимая это в расчет, следует
Исследование планетных атмосфер в будущем HS
обращать внимание в дальнейшем на проверку наших приборов, предназначенных для межпланетных кораблей на ракетах и спутниках. Кроме обычной пользы «полевых испытаний» нового оборудования и техники, эти проверки могут превратиться в ценные для исследования наших окрестностей научные эксперименты и, конечно, дадут важнейшую информацию о нашей собственной планете.
И хотя есть все основания надеяться, что полеты человека на ближайшие планеты состоятся уже в наше время, мы не планируем полеты космических кораблей с человеком в нашей программе, рассчитанной на десятилетие. Упор будет сделан на первые драгоценные шаги в космосе, шаги, которые надо заботливо подготовить и с необходимой дальновидностью рассчитать.
§ 3.	Задачи наземных обсерваторий
1.	Патрульное наблюдение планет. Астрономы больше концентрировали свое внимание на отдаленных частях вселенной и пренебрегали планетами; Ввиду того что в последнее время интерес к исследованию планет быстро возрастает, многие прекрасные обсерватории, имеющиеся на всех континентах, могут включиться в наблюдения планет. Если бы была разработана хорошо продуманная международная наблюдательная программа, она, несомненно, была бы принята и поддержана многими из обсерваторий.
Подобная программа формулировалась в отчете исследовательской группы Лаборатории реактивных двигателей [1]. В ней предлагалось организовать всемирную службу Марса и Венеры, установить связи между наблюдательными станциями, разработать для них однородные наблюдательные методы, создать центральное учреждение (может быть в США), которое принимало бы наблюдательный материал (фотографические пластинки и визуальные наблюдения), анализировало его и делало доступным для широкого круга ученых. Прежде всего это позволило бы получить почти непрерывный ряд планетных наблюдений, чтобы проследить суточные изменения без длительных перерывов в наблюдениях.
8*
U6	Глада S
Это был бы большой шаг вперед при условии тщательного планирования, сбора и обработки данных.
Перечислим также некоторые другие рекомендации группы лаборатории [1]; они были изложены на конференции и единодушно поддержаны.
а)	Международная наблюдательная сеть должна основываться на базе существующих обсерваторий в пределах их штатных и других возможностей. Что касается некоторых дополнительных штатов, необходимых этим обсерваториям для выполнения программы наблюдений планет, то они прежде всего должны расширяться за счет жителей каждой данной страны, хотя следует поощрять и обмен исследователями между обсерваториями.
б)	Центральная организация, названная, например, Центром обработки данных, кроме выполнения функций сбора данных и связи, должна действовать также как научное учреждение, где могла бы быть использована одновременно различная методика, разработанная в смежных дисциплинах геофизики и астрономии
в)	Если в США будут найдены новые пункты с очень хорошими условиями видимости в течение значительной части года, то следует поставить вопрос об организации в них новых станций, предназначенных для наблюдений планет и Луны. Исключительно хорошие астроклима-тические условия существуют на некоторых обсерваториях вне американского континента США; например, на Пик дю Миди они не идут в сравнение ни с одной из существующих в США обсерваторий.
Стоимость такой программы, вероятно, составила бы около миллиона долларов в год. Учитывалось также приобретение дополнительного наблюдательного оборудования на случай, если в США будет принято решение оказать помощь некоторым обсерваториям других стран, включившимся в выполнение этой программы, или для строительства новых обсерваторий. В этом случае потребуется вложить около 1 млн. долларов на новое оборудование в США и за океаном.
2. Спектральные наблюдения. Вся существующая информация о химическом составе планетных атмосфер получена из наблюдений спектра отраженного от пла
Исследование планетных аЬмосфер в будущем 117
нет солнечного света. Наиболее часто используется ближняя инфракрасная область короче 1 мк, но ближняя ультрафиолетовая и инфракрасная за 1 мк также наблюдались. Посредством дальнейшего усовершенствования астрономической техники, особенно приемников излучения, спектральные наблюдения могут и должны быть улучшены.
Основная доля наших сведений о температурах планет связана с наблюдениями излучения в далекой инфракрасной области. Усовершенствование наблюдательной техники и приемников может привести к улучшению существующих данных о полном потоке в пределах атмосферного окна прозрачности 8—13 мк и дальнего инфракрасного спектра.
Здесь существуют две проблемы.
а)	Земная атмосфера содержит некоторые из молекул, находимых в атмосферах других планет (хотя и в иных пропорциях), поэтому их спектры поглощения и излучения должны тщательно корректироваться за теллурические поглощение и излучение. Часто оказывается необходимым использовать эффект Допплера, возникающий из-за относительного движения источника и Земли, для получения существенных результатов. Однако некоторые основные газовые составляющие столь обильны в нашей атмосфере, что даже этой техники недостаточно, чтобы снять влияние земной атмосферы. Мы должны преодолеть и эту трудность.
б)	Вторая проблема — проблема кадров и интересов. Существующие спектральные наблюдения весьма квалифицированно выполнялись астрономами, которые посвящали многие годы решению поставленных задач. Таким образом, нельзя рассчитывать на то, что новые наблюдения будет легко получить, и надо поддерживать и одобрять усилия тех, кто будет предпринимать такие попытки, так как пройдут годы, прежде чем удастся создать более совершенное оборудование.
Общая стоимость наблюдательной программы.ничтож-на по сравнению с другими программами планетных исследований. Более существенна проблема обучения квалифицированных научных кадров и обеспечения их непрерывной финансовой поддержки.
116
Глава S
§ 4. Астрономия на воздушных шарах и самолетах
Вынести телескоп за атмосферу желательно по двум причинам; обе они связаны с необходимостью снять влияние земной атмосферы (см. гл. 1, § 3).
а)	Телескоп, установленный на воздушном шаре, позволяет использовать значительное улучшение условий видимости на больших высотах, приблизиться к теоретической разрешающей силе телескопа и получить изображение, свободное от искажений и дрожания. Совершенный телескоп диаметром 15 см, установленный на высотном воздушном шаре, даст фотографическое разрешение такое же или лучшее, чем любой идеальный телескоп на земле. Убедительной демонстрацией увеличения разрешающей силы служат фотографические наблюдения Солнца на «Стратоскопе I», выполнявшиеся под руководством Шварцшильда [2]. Девяностосантиметровый телескоп на воздушном шаре теоретически мог бы дать фотографии в 5—10 раз более высокого качества, чем те, которые когда-либо получались на поверхности. В результате от фотографического разрешения 100—500 км, которое можно получить для Марса в моменты наибольшего сближения (см. гл. I, табл. 2), можно будет перейти к разрешению порядка 50 км, т. е. с самого начала появится возможность различать фотографическими методами горы и долины, увидеть движение облачных систем, проследить цветовые изменения деталей во время марсианской весны и т. д.
б)	О другом преимуществе наблюдений на больших высотах уже говорилось. Они почти освободят спектры в ближней и далекой ультрафиолетовой области от поглощений в земных газах. Единственный эксперимент, уже использовавший этот фактор, — обнаружение водяных паров в атмосфере Венеры с воздушного шара [3]. Следует расширять наблюдения подобного рода.
Группа Лаборатории ракетных двигателей уже сообщила [1] программу наблюдений с воздушного шара, которая также получила одобрение. Один из главных пунктов ее — необходимость приурочивать полеты воздушных шаров к важным событиям на планетах (бури,
Исследование планетных атмосфер в будущем 119
синие прояснения и т. п.) либо к тесным сближениям космических кораблей с наблюдаемой планетой.
Стоимость программы наблюдений на воздушных шарах нельзя назвать ничтожной, хотя по сравнению с затратами на космические полеты она, конечно, невелика. Конкретная программа, например, оценивалась в 2,5 млн. долларов на период 5 лет, учитывая стоимость трех или более летных комплектов и несколько полетов в год. Намечаются по крайней мере четыре группы, которые могли бы компетентным образом выполнять такие работы, так что около 20 млн. долларов понадобится для выполнения программы баллонной астрономии, рассчитанной на 10 лет.
Следует заметить, что в США уже имеются станции для запуска воздушных шаров (в частности, демонстрировался запуск с большого корабля) и предполагается создать по крайней мере одну станцию для запуска больших воздушных шаров.
Предметом настоящего отчета являются атмосферы планет. Однако совершенно очевидно, что эта программа позволит провести также ценные астрофизические наблюдения других видов, в частности солнечные и звездные. Программу баллонной астрономии следовало бы обсудить более широко.
§ 5. Радио- и радиолокационная астрономия
Новейшее оружие астронома — радиотелескоп — уже принес исключительно важные новые данные о Луне и планетах. Простая регистрация радиоизлучения планет позволяет судить об их температуре, так как любое нагретое тело излучает какое-то количество энергии в радиодиапазоне. Посылая импульсы радиоволн и анализируя отражения, можно получить несколько характеристик, таких как отражательная способность в радиодиапазоне, скорость вращения, гладкость поверхности и даже локализация нерегулярностей поверхности. Могут быть определены также свойства ионосферы (см. гл. 1 и Приложение 4). Последние три задачи при современном состоянии радиолокационной астрономии либо находятся на пределе технических возможностей, либо
120
Глава 5
вовсе неразрешимы в случае планет. Но уже разрабатываются и строятся инструменты, которые будут пригодны для решения таких проблем, а именно 330-метровое зеркало в Порто-Рико, подвижное 200-метровое зеркало ВМФ в Западной Виргинии и несколько новых антенн, разрабатываемых в Стэнфордском университете.
Радиоастрономические и радиолокационные наблюдения, как уже отмечалось в гл. 4, представляют особый интерес в случае Венеры (а также по несколько иным причинам в случае Юпитера). Так как она покрыта облаками, мы не можем видеть ее поверхность ни в каких длинах волн, кроме радио. Следовательно, единственный способ определить температуру поверхности — воспользоваться радиоастрономическими измерениями. Так как облачный покров почти не имеет деталей, трудно определить скорость вращения Венеры так, как это делается в случае визуальных наблюдений Марса. Лучший современный метод — радиолокация; однако пока опубликовано только два результата, которые расходятся больше, чем на порядок (см. гл. 4).
Необходимость дальнейших наблюдений не требует особых разъяснений. Например, можно предложить такую программу (см. также гл. 4, § 5).
а)	Систематические наблюдения радиоизлучения Венеры в различных длинах волн, в частности соответствующих линиям поглощения СОг и Н2О, чтобы определить изменение видимой температуры в зависимости от фазы.
б)	Систематические радиолокационные радионаблюдения Венеры посредством существующих инструментов при различных удалениях от нижнего соединения, чтобы пронаблюдать изменение яркостной температуры, отражательной способности и видимой скорости вращения с изменением фазы.
в)	Увеличение мощности передатчиков, коэффициента усиления антенн, чувствительности приемников, усовершенствование интерферометрической техники для наблюдений деталей практически всех планет солнечной системы. Особенно ценные результаты будут получены в сочетании с наблюдениями с борта космических кораблей,
Исследование планетных атмосфер в будущем 121
Стоимость выполнения программы велика, но, к счастью, многие из необходимых радиоастрономических установок существуют или строятся за счет уже выделенных фондов. Тем самым отпадает надобность в значительных капитальных вложениях, выделяемых специально для этой программы, если гарантировать, что дорогие установки определенную часть времени будут использоваться для планетной тематики. Некоторые из них предназначаются для слежения за спутниками и телеметрической связи с космическими кораблями, другие — почти исключительно для внегалактических исследований. Из многих сотен миллионов долларов, которые расходуются на выполнение государственных программ по радиолокационной астрономии, безусловно, можно выделить несколько десятков миллионов на программу исследования планет.
§ 6. Экспериментальные и теоретические исследования
Существует множество проблем, лабораторное решение которых расширило бы наши знания об атмосферах планет, в том числе Земли. Активное исследование нашей атмосферы может дать информацию, незаменимую для изучения атмосфер Марса и Венеры. С другой стороны, изучение других планет даст возможность с новой точки зрения взглянуть на нашу собственную планету.
Один из исследователей, Гарри Векслер, сформулировал эту мысль следующим образом: «Мы пытаемся моделировать атмосферу жидкостями в наших лабораторных установках, в то время как другие планеты представляют собой уже готовые природные установки».
Естественно считать, что земная атмосфера — одна из семейства планетных атмосфер, и обобщенная теория динамики атмосфер должна быть одной из конечных зздач планетных исследований (см. гл. 2 и Приложение 8). Это требует дальнейшего лабораторного исследования планетных циркуляций, расчета обобщенных численных моделей атмосфер, улучшения теорий поглощения, излучения и переноса излучения, уточнения
122	Глава 5
констант скорости многих молекулярных реакций и поперечных сечений и т. д.
В конечном счете мы придем к пониманию эволюции планетных атмосфер и сможем проникнуть в причины климатических изменений, узнать, связаны ли периодические изменения в климате с изменениями на Солнце или в нашей собственной атмосфере. Этот аспект изучения планетных атмосфер является обобщающей частью планетных исследований в целом и заслуживает большого внимания и поддержки.
§ 7. Экспериментальная астрономия на космических кораблях
Уже отмечалось в гл. 1 и более подробно в гл. 3 и 4, что приближение наших приборов к планетам и тем более посадка на их поверхность намного углубит наши знания о них. Из-за ограничений, связанных с посадочными весами и сложностью посадки, большинство наблюдений будет проводиться при полете на близком расстоянии, что даст преимущество много большего потока радиации от планет и разрешения деталей на их дисках. Возможно, будут запускаться небольшие комплекты приборов в атмосферу, и сделанные руками людей приборы пришлют первые краткие сообщения с поверхности других планет.
Так как возможным экспериментам на космических кораблях уже уделялось много внимания не только в нашей стране, но и во всем мире, мы не будем входить в их детали. Сделаем несколько замечаний о планировании многих работ и прежде всего о содержании американской программы космических исследований, предложенной NASA и Лабораторией реактивных двигателей. Разумеется, на межпланетных станциях существенны технические ограничения, поэтому не следует ставить на них эксперименты, которые с равным успехом можно провести с Земли или воздушного шара. Детали программы космических кораблей «Маринер» описываются Дейвисом и др. в Приложении 6.
1.	Первые наблюдения на близком расстоянии, а) Марс. Инфракрасные спектры как отраженного, так
Исследование планетных атмосфер в будущем
123
и эмиссионного излучения с разрешением в доли микрона и пространственным разрешением, достаточным для изучения крупных деталей поверхности.
Ультрафиолетовые спектры вплоть до 1000 А со спектральным разрешением 10 А и пространственным разрешением, достаточным для изучения эффектов края и терминатора !).
Фотоэлектрическая фотометрия и поляриметрия в различных длинах волы от ближней ультрафиолетовой области до ближней инфракрасной, обеспечивающая пространственное разрешение, достаточное для изучения эффектов края и терминатора. Заметим, что фазовый угол не превышает 43° при наблюдении с Земли, и наблюдения с близкого расстояния позволят получить полную поляризационную кривую для различных частей Марса (см. гл. 1, § 1, п. 1).
Магнитные поля и высокоэнергичные частицы, которые могут быть связаны с радиационными поясами и магнитным полем.
Микрометеориты.
б) Венера. Те же эксперименты, что и для Марса, и, кроме того, радиометр для измерения радиоизлучения в диапазоне от нескольких миллиметров до нескольких сантиметров с пространственным разрешением, достаточным для изучения эффектов края и терминатора; активная радиолокация (детальное обсуждение наблюдений Венеры с близкого расстояния и их значения см. в гл. 4, § 5).
2.	Наблюдения во время и после первых посадок космических кораблей на поверхность других планет.
Давление.
Температура.
Плотность (может быть вычислена из других измерений во время снижения).
Радиолокационные высоты или непрерывная запись ускорения (конечно, только в процессе снижения).
Химический состав, а именно: количественные пробы на водяные пары, углекислый газ, кислород, озон. Это
!) Терминатор — переходная зона между ночной и дневной стороной.
124
Глава 5
может быть сделано либо при прямом химическом анализе, либо наблюдением поглощения солнечного света в определенных длинах волн, когда капсула начнет снижаться.
Измерения яркости и поляризации неба в различных длинах волн в видимой и ближней инфракрасной области для определения полной толщи атмосферы и распределения облаков и дымки.
Направление и скорость ветра (после приземления) и получение телевизионных изображений ландшафта с низкой разрешающей способностью во время снижения (чтобы определить место посадки и снос ветром, получить какие-то данные о конкретных условиях на поверхности в области посадки; в случае Венеры это может оказаться неосуществимым).
Биологические эксперименты.
3.	Наблюдения с более совершенной посадочной станции. Те же эксперименты, что и выше, и кроме того, систематическая регистрация метеорологических условий на поверхности с ежедневной передачей на Землю.
4.	Наблюдения с искусственных спутников Марса и Венеры. В ближайшие два — три года будут усовершенствованы метеорологические спутники, созданы орбитальные геофизические обсерватории. Этот опыт послужит основой д;>я разработки постоянных орбитальных обсерваторий. Они позволят систематически проводить многие из перечисленных выше наблюдений с близкого расстояния. В числе задач орбитальных планетных обсерваторий будет регистрация общих изменений в атмосферах планет, наблюдение штормовых систем, составление карт общей циркуляции, наблюдение сезонных и годичных изменений деталей поверхности и др.
Заключение
Жизнь существует на нашей планете около 4 млр. лет. По счастливому стечению обстоятельств в течение ближайших нескольких десятилетий люди, наконец, узнают, что продоходит в соседних мирах. Вероятность
Исследование планетных атмосфер в будущем 125
того что мы живем именно в это время, с точки зрения теории случайных процессов, около 10"6%. Нам повезло/ что мы живем в эру исследования планет, эру великих научных открытий.
ЛИТЕРАТУРА
1.	Рекомендации к программе, наблюдений Луны и планет с Земли и с воздушных шаров взяты из Jet Probulsion Lab. Tech. Memo., № 33—37 (1961).
2.	Danielson R., Amer. Sci., в печати (1961).
3.	Strong J., Ross M. D., Moore С. B., J. Geophys. Res., 65, 2526 (1960).
ПРИЛОЖЕНИЕ 1
ПРЯМАЯ ФОТОГРАФИЯ В ИССЛЕДОВАНИИ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР
А. Г. Вилсон
§ 1.	Пространство информации
Основное назначение прямой фотографии в систематическом исследовании планетных атмосфер — обнаружение и отождествление метеорологических явлений. В планетной астрономии обнаружение объекта выполняется посредством поля информационных ячеек, содержащих яркость, цвет и изменения объекта во времени. Объект считается, обнаруженным, если он превосходит пороговые значения по контрасту и разрешающей силе и оказывается в пределах световой характеристики и спектрального, временного и углового диапазонов инструмента. Отождествление с метеорологическими явлениями производится посредством сопоставления обнаруженных объектов с подобными метеорологическими объектами или явлениями в земной атмосфере.
Существует характеристика, которая может быть названа порогом подобия: с одной стороны этого порога явления, обнаруженные на других планетах, могут быть отождествлены с аналогичными земными явлениями или истолкованы в результате их экстраполяции, а с другой — отождествление и даже сама реальность явлений становятся сомнительными. В результате накопления детальных знаний о других планетах мы получали достаточные основания, чтобы использовать аналогии с земными явлениями. К счастью, планеты, которые должны исследоваться в первую очередь, — Марс’ и Венера — очень похожи на Землю и допускают готовую идентификацию многих явлений. Их исследование должно проводиться посредством аналогии, что обеспечит опыт, необходимый для получения более совершенного порога подобия.
Фотографические исследования планетных атмосфер 127
Поскольку прямая фотография должна играть главную роль в любых исследовательских программах, поставленных для обнаружения, наблюдения и анализа метеорологических процессов на других планетах, необходимо каким-то образом измерять относительную пригодность различных фотографических систем для исследования планетных атмосфер.
С этой целью процесс прямой фотографии можно рассмотреть в функции пяти основных параметров (измерений): двух линейных или угловых размеров фотографируемой области, яркости (которая регистрируется в форме фотографической плотности), спектрального и временного измерений. Каждый из этих параметров имеет свои границы, которые определяют диапазон системы и порог, накладываемые разрешающей способностью (см. табл. 1).
Хотя нет полной симметрии в выборе параметров таким путем, можно считать, что они образуют пятимерное инструментальное пространство информации (протяженность этого пространства определяется диапазонами и размерами информационных ячеек, зависящих от разрешающей силы), которое обеспечивает ряд характеристик, необходимых для оценки пригодности фотографических (и других) инструментальных систем.
Инструментальное пространство информации определяется следующими ограничениями прямых фотографических наблюдений планет:
1)	оптическими и фотографическими параметрами, такими, как апертура телескопа, чувствительность эмульсии и ее зерно, контраст и т. д.;
2)	относительными движениями инструмента и поля, которое фотографируется;
3)	размещением инструмента относительно исследуемой планеты;
4)	соображениями технической и экономической осуществимости.
Пункт / полностью изучен во многих работах по фотографии и оптике [1, 2]. Пункт 2 связан с динамической устойчивостью системы телескоп — камера, периодом собственных колебаний, гидированием, относительными движениями, вызванными вращением планет, движением
Таблица 1
Пространство информации для фотографических систем
	Измерение	Разрешающая сила	Диапазон	Эффективный диапазон
1	Пространственное (2 измерения)	Угловая разрешающая способность, которая определяется параметрами телескопа и эмульсии, а также астроклиматом и ограниченной устойчивостью	Определяется угловым полем зрения	Поле зрения, ограниченное аберрациями оптической системы
2	Яркостное	Контраст	Определяется отношением сигнала к шуму и насыщением эмульсии	Определяется выбором экспозиции
3	Спектральное	Полоса пропускания комбинации светофильтр — эмульсия — оптика	Определяется границами пропускания комбинации фильтр— эмульсия, а также оптики и атмосферы	Сумма полос, в которых производится фотографирование
4	Временное	Длительность экспозиции и частота экспозиций (или одно из этих чисел)	Продолжительность наблюдений	Определяется числом экспозиций, деленным на их частоту
Фотографические исследования планетных атмосфер 129
контейнера, несущего инструмент, и т. д. Пункт 3 учитывает ограничения, накладываемые астроклиматом, яркостью неба, спектральным пропусканием земной атмосферы, а также влияние расстояния до планеты на линейное поле зрения и линейную разрешающую силу. Пункт 4 учитывает размеры инструмента, который можно поднять на воздушном шаре, запустить на орбиту вокруг Земли или поместить на космическом корабле и в капсуле, предназначенной для посадки на планету. Он включает также стоимость изготовления каждой системы и размеры экономически осуществимой программы.
Пространство информации, необходимое для изучения некоторого явления, должно обеспечивать данные, достаточные для определения размера, структуры, положения и движения явления (например шторма), продолжительности существования, скорости развития, распада и других изменений, сезонности и частоты возникновения и такие физические величины, как яркость и цвет. Используемое пространство информации может быть названо «пространством информации, пригодным для описания данного явления». Поскольку излишне наблюдать все части и детали явления одинаково подробно, пространство информации совмещает ряд инструментальных систем информации.
В связи с этим возникают две основные проблемы. Во-первых, надо определить пространство информации, пригодное для описания явления, и во-вторых, выбрать, какие инструментальные информационные пространства наиболее экономично (во времени, энергии и средствах) могут обеспечить пространство информации, пригодное для описания явления.
Чтобы продемонстрировать это положение и дать пример информационных пространств обоих типов, мы обратимся к обсуждению современного состояния знаний о планете Марс, которая в течение последних 70 лет наблюдалась лучше всех других планет визуальными и фотографическими наземными методами. Перечислим явления, достоверно обнаруженные на Марсе, и их общеизвестные количественные характеристики.
9 Зак. 498.
130
Приложение М
§ 2.	Явления, наблюдаемые на Марсе фотографическими методами
Одно из главных ограничений наших знаний о Марсе— недостаточная разрешающая сила, с которой наблюдается планета. Во время великих противостояний Марс находится от нас на расстоянии примерно 56 млн. км, т. е. только в 150 раз дальше, чем Луна. Поскольку средний предел разрешающей силы, ограниченный условиями видимости сквозь земную атмосферу, составляет около Г', а разрешающая сила глаза порядка 1', средняя фотография Марса содержит примерно столько информации, сколько невооруженный глаз принимает от Луны, грубо говоря, 10 бит (log2103). Однако существует несколько фотографий Марса, полученных в исключительных условиях видимости, которые содержат примерно в 100 раз больше информации. Благодаря способности глаза учитывать эффекты атмосферных искажений он в некотором отношении даже лучше, чем фотографическая пластинка, и многие наблюдавшиеся на Марсе явления лежат в пространстве информации, которое находится за пределами уровня 16,5 бит (log2 Ю5), доступного для лучших фотографий, и ограничивается возможностями глаза. При хороших условиях за счет этого можно получить множитель порядка 10.
Наилучшее известное линейное разрешение, соответствующее угловому разрешению 0",1 составляет на Марсе около 30 км, что соответствует точечным образованиям, таким, как оазисы. Для линейно протяженных деталей, подобных каналам, при условии, что они достаточно длинны, разрешение может быть меньше 5 км. Визуальные наблюдатели считают, что дополнительное увеличение разрешения в 10 раз дало бы качественный скачок в наших знаниях о Марсе, подобный открытию кратеров и гор на Луне, которое принесли первые телескопы.
Другое ограничение наших знаний о Марсе определяется фактором разрешения во времени. Оценить для Марса временной диапазон и разрешающую силу пространства информации трудней. Фотографирование проводится с 1890 г., но наблюдения велись главным обра
Фотографические исследования планетных атмосфер
131
зом в течение нескольких недель до и после противостояния, когда угловой диаметр Марса наибольший.
Невыгодные противостояния мало использовались для наблюдений отчасти потому, что диаметр Марса меньше, отчасти потому, что такие противостояния обычно не совпадают с хорошим наблюдательным сезоном для большинства обсерваторий. Разрешающая сила по времени была достаточной для определения сезонных изменений на Марсе (в южной полусфере Марса весна длится 146 земных дней, лето 160, осень 199, зима 182 дня), но совершенно не допускает синоптических исследований марсианской атмосферы. Совокупность всех фотографических наблюдений может дать среднюю разрешающую силу 1 день в течение шести недель до и после великого противостояния начиная с 1909
Во время противостояний 1954 и 1956 гг. Международный комитет исследования Марса организовал всемирный фотографический патруль, наиболее широкий за всю историю фотографических наблюдений. Его масштабы демонстрируются с помощью графиков рис. 1 и 2, которые взяты из отчета комитета [3].
Фотографические исследования Марса с применением нескольких светофильтров или цветной фотографии скорее являются экспериментальными, чем систематическими. За исключением патрульных наблюдений с синим, желтым и красным, фильтрами, проводившихся на одной или двух обсерваториях во время последних противостояний, не производилось никаких более или менее полных сравнительных колориметрических исследований.
В последние годы предпочитают работать с чувствительными и мелкозернистыми эмульсиями. Производятся эксперименты с повышением контраста. Большие надежды на увеличение контрастности по сравнению с прямой фотографией возлагаются на электронно-оптические преобразователи.
С точки зрения задач прямой фотографической информации явления на Марсе можно классифицировать по их положению, размеру, цветовым характеристикам, продолжительности и скорости изменения (появления, разрушения, изменения размеров, цвета, положения).
9*
О W 80	120 160 200 2У0 280 320 360
Апрель 20 30 Май 10 20 30 Июнь 9 19 29 Июль 9 19 29 Август 8 18 28 Сентябрь 7 17	: , * • 1.... . ' У’ 	V--	: :	• У V- : а	'.1	’ ’• ч	•  • . f ;• -	‘ У • ф	।	|1	. н	1 । •	1(( Ь	•I. ’’ ‘ ••	• \ 1	!:	!'?; ;	 ; 	1.	\  “ ' " У У1'	19 Февраль 23 28 6 Март 11 17 23 28 3 Апрель 9 15 22 28 k Май 11 17
Sabaeus sinus Solis locus Trivium Syrtis Sabaeus charontis major sinus
Рис. 1. Наблюдения Марса в 1954 г. (распределение по долготам пластинок, полученных в синих лучах).
Слева указаны даты наблюдений по земному календарю, справа —по марсианскому, для южного полушария Марса.
Рис. 2. Наблюдения Марса в 1954 г. (распределение по долготам пластинок, полученных в красных и желтых лучах).
Фотографические исследования планетных атмосфер 133
Подведем итог общему состоянию знаний о марсианских явлениях, не касаясь теоретических заключений и интерпретации (см. также гл. 3).
§ 3.	Список явлений на Марсе, наблюдаемых фотографически
1. Поверхность, а) Полярные шапки. Шапки образуются, по-видимому, осенью, когда они в основном маскируются белыми облаками или туманом. К концу зимы облака исчезают; когда же размеры шапки начинают уменьшаться, появляется темная полоса на краю шапки. Уменьшение размеров наблюдается в течение всей весны, причем по мере увеличения скорости таяния темная полоса расширяется. Количественно скорость испарения согласуется с размерами приполярных областей (Пикеринг). Долгота центра Южной шапки 40°, широта 83°, максимальный размер по широте 45°, что касается минимального размера, то она, по-видимому, исчезает полностью. Весной на ней появляются трещины (горы Митчелла), вблизи края также возникают яркие пятна. Максимальный размер Северной шапки достигает 57°, минимальный составляет около 300 км (1° на Марсе = = 57 км).
б)	Темные области (моря) расположены в основном в южной полусфере. Они тщательно картированы и носят определенные названия. Занимаемая ими область составляет 3/в части поверхности, их очертания почти не меняются, но время от времени на несколько лет появляются новые темные детали. В 1954 г. наблюдалась новая область величиной с Техас севернее моря Syrtis major, которая была открыта во время наблюдений в конце предыдущего противостояния 1952 г. Сезонные цветовые изменения распространяются от полярных шапок по направлению к экватору со скоростью примерно 45 км в день. Изменения оцениваются большинством визуальных наблюдателей как переход от серого (или серо-голубого) к коричневому или фиолетовому оттенку. Зимой темные области выражены слабее.
в)	Яркие области (пустыни) имеют приблизительно цвет охры или оранжевый и покрывают 3/4 поверхности
134
Приложение \1
Марса. Они не испытывают изменений. Наблюдения края не показывают резких неровностей рельефа (гор), превышающих 750 м (Лавелл) ’)• Некоторые области время от времени белеют. Например, область Hellas обычно выглядит более белой, чем другие пустынные области.
г)	Каналы. Запутанная система тонких линейных деталей, в основном постоянных по форме. Некоторые наблюдатели наносили на карту до 400 каналов, причем пятая часть из них является двойными. Средняя ширина канала 25 км. Каналы показывают сезонные цветовые изменения, как и моря, хотя и более медленные (18 км в день). Самые большие каналы поддаются фотографированию. Некоторые визуальные наблюдатели отмечали, что при хороших условиях видимости каналы выглядят, как цепочка темных вытянутых пятен.
д)	Оазисы. Почти круглые темные образования, расположенные обычно на пересечении каналов. Их размер составляет примерно 150 км. Найдено около 200 оазисов.
2. Атмосфера, а) Облака. Существует три вида облаков; желтые, синие и белые. Белые облака, возможно, представляют особый вид, хотя это могут быть и синие облачные массивы очень большой толщины. Белые и синие облака наблюдаются в любой части диска, преимущественно концентрируясь к областям, близким к краю. Их протяженность достигает вдоль края диска 45° в ареографических координатах (около 3000 км). На утренней стороне диска облака доходят иногда до центра, на вечерней — они редко наблюдаются дальше чем на 45° от терминатора. В течение нескольких периодов наблюдений утренние облака фотографировались только над морями, послеполуденные — только над пустынями. Около фазы 40° облака регулярно наблюдались над краем, по не у терминатора. Это показывает, что концентрация облаков к краю скорее результат увеличения эффективной толщи при косом падении, чем реальное физическое явление. Белые или синие облака могут формироваться менее чем за 24 часа и сохраняться до двух недель.
!) См, Замечание Томбо в конце этого Приложения. — Прим, ред,
Фотографические исследования планетных атмосфер 135
Белые облака наиболее часто наблюдаются во время афе-лийных противостояний. Скорости движения облаков измерялись всего два раза и составляют около 35 км в день. Желтые облака обычно связаны с перигелийными противостояниями. Большие штормовые явления, охватывающие желтые облака, наблюдались вблизи пери-гелийных противостояний 1924 и 1956 гг., желтая пелена на несколько дней закрыла всю планету. После бури 1956 г. полярная шапка открылась быстро, а темные области — более медленно.
б) Синяя дымка покрывает всю планету и делает невидимыми детали поверхности в синих лучах (X < 4330 А). Время от времени дымка исчезает, чаще вблизи противостояний. Дымка может исчезнуть или возникнуть за 3—4 часа. Прояснение наступает по всей планете или в небольшой области, иногда размером в одну восьмую диска.
3. Другие явления. В 1926, 1954 и 1958 гг. наблюдались большие W-образные облака, связанные с сетью оазисов и каналов в области Tharsis (Tithonius lacus); они участвовали в общем вращении планеты. Время от времени на фотографиях в синих лучах наблюдаются облачные полосы, параллельные экватору, и Y-образные дымчатые структуры. Сахеки в 1954 г. сообщал о наблюдении кратковременной яркой вспышки.
Итак, можно считать, что все известные явления, которые наблюдались на Марсе на дневной стороне со сколько-нибудь заметным контрастом и могут быть сфотографированы вблизи противостояния, имеют протяженность больше 50 км и продолжительность не менее двух — трех дней. Эти величины могут быть положены в основу пространства информации, пригодного для описания Марса.
§ 4. Масштабы атмосферных явлений
Совершенно очевидно, что у нас недостаточно количественных наблюдений, из которых можно было бы получать данные о размерах, скоростях движения, роста и распада и продолжительности марсианских явлений. Это
136
Приложение \1
объясняется главным образом низкой разрешающей способностью фотографий, которая ограничивается условиями астроклимата, редкостью наблюдений в течение достаточно больших промежутков времени и неполным использованием существующих наблюдений. Последняя причина возникает, во-первых, потому что многие данные либо не опубликованы, либо недостаточно доступны, во-вторых, очень многие фотографии не полностью обработаны. Сейчас для синоптического исследования атмосферы Марса просто нехватает данных. Вследствие этого существенная часть аналитической работы, проведенной до настоящего времени, была связана с недостаточно обоснованными предположениями и повторной интерпретацией уже доступных данных.
Каким же должно быть пространство информации, пригодное для синоптического исследования планетных атмосфер? Чтобы ответить на этот вопрос, надо знать, какое пространственное и временное разрешение необходимо для описания метеорологических явлений.
На Земле самыми малыми атмосферными явлениями, имеющими метеорологическое значение, являются торнадо и грозы. Их протяженность в •пространстве 2— 5 км. Остальные атмосферные явления имеют больший масштаб, а циркуляцией охвачена вся атмосфера планеты. Какова должна быть продолжительность наблюдений и разрешающая сила во времени, чтобы успешно наблюдать атмосферные явления, имеющие те или иные линейные размеры? Ответ зависит от времени жизни явлений и скорости их эволюции.
Рис. 3 показывает связь между средним размером и временем жизни атмосферных явлений четырех типов: торнадо (4), гроз (В), ураганов (С) и циклонных бурь (D). Предполагалось, что для исследования того или иного явления достаточно вести наблюдения через интервалы, в 10 раз меньшие времени жизни. Таким образом торнадо следует фотографировать каждые 3 минуты, ураган каждые 12 часов и т. д.
Легко видеть, что частота, с которой необходимо проводить наблюдения для получения пространства информации, пригодного для описания данного явления, зависит от пространственной протяженности последнего.
Фотографические исследования планетных атмосфер 137
Рис. 3 дает связь между протяженностью и частотой повторяемости атмосферных явлений на Земле. Средняя продолжительность наблюдений должна быть примерно в 10 раз больше характеристического времени, отложенного по оси’ абсцисс.
Есть основания предполагать, что в атмосфере Марса (и других планет) тоже действует соотношение типа s == atb,
связывающее характеристический размер s и характеристическое время t для нескольких классов атмосферных явлений. Конечно, нельзя сказать априори, что коэффициенты а и b должны быть теми же, что и у Земли, хотя это и не исключено. Во всяком случае для начала мы, по-видимому, имеем право использовать соотношение рис. 3 для определения связи между временным разрешением и продолжительностью метеорологических явлений различных масштабов. С помощью этого соотношения мы можем найти инструментальное пространство информации, пригодное для изучения явлений на Марсе.
Интересным исключением из соотношения типа, представленного на рис. 3, являются грозовые комплексы,
Таблица 2
Сравнение информационных* пространств фотографических наблюдений Марса
Характеристика	Великое противостояние: расстояние 56* 10е км		Расстояние 1000 000 км	Расстояние 40 000 км
	150-сантиметровый телескоп на поверхности Земли	50-сантиметровый телескоп, установленный на воздушном шаре на высоте 30 км	12,5-сантиметровый телескоп, установленный на космическом корабле	
Угловое поле	Диск размером 25"	Диск размером 25"	Диск размером 20'	Диск размером 10°
Угловая разрешающая сила	Теоретическая 25 км (земная атмосфера увеличивает ее до 140—560 км)	Теоретическая 75 км, точность гидирования 3 км	5 км	0,2 км
Спектральный интервал	0,32—0,9 мк	От 0,29 мк вплоть до границы эмульсии	Ограничивается только атмосферой Марса и чувствительностью эмульсии	
Продолжительность экспозиции	0,01 сек—2 мин (ограничена отношением сигнала к шуму, лимитируемым атмосферой и насыщением, а также вращением Марса)
Частота повторения	Любая, вплоть до величины, обратно пропорциональной продолжи* тельности экспозиции
Число экспозиций	Ограничено экономическими и другими рабочими факторами
Продолжительность наблюдений	Ограничивается расположением планеты и яркостью неба, возможно, до элонгаций около 45°
0,01 сек — 2 мин (ограничена отношением сигнала к шуму, лимитируемым насыщением эмульсии,вращением планеты и ошибками гидирова-ния)	Ограничивается скоростью космического корабля относительно поверхности Марса и ошибками гидирования
Та же, что и для поверхности, исключая неэкономичные частоты повторения	До величины, обратно пропорциональной продолжительности экспозиции
Ограничено экономическими	факторами, определяющими число полетов	Ограничивается возможностями хранения и передачи и, возможно, частотой повторения экспозиций и продолжительностью наблюдений
Возможны наблюдения в дневное время до элонгаций 5°	Определяется параметрами орбиты космического корабля
Приложение \1
обозначенные символом Е. Такие комплексы состоят из очень большого числа грозовых ячеек и скорее должны рассматриваться как явления агрегатные, чем простые.
Если при изучении других планет обнаруживаются такие исключения из общей зависимости между характеристическим размером и продолжительностью, то они могут указывать на присутствие подобных агрегатных явлений, и в таком случае требуются наблюдения с повышенным разрешением. Этот пример показывает, как при наличии определенных основных соотношений общая разрешающая сила исследования в целом может оказаться выше разрешающей силы наблюдательных инструментов.
Чтобы помочь определению набора инструментальных пространств информации, которые дали бы оптимальную продолжительность для синоптического исследования атмосферы Марса, мы произвели в табл. 2 сравнение пространств информации для 150-сантиметрового телескопа, установленного на земной поверхности, 50-сантиметрового на воздушном шаре на высоте 30 км и 12,5-сантиметрового на космическом корабле, находящемся на расстоянии 40 000 и 1 000 000 км от Марса.
В табл. 2 характеристические параметры перечислены в левом столбце; в остальных даны их примерные значения. Продолжительность наблюдений ограничена со стороны малых времен отношением сигнала к шуму, а больших — насыщением эмульсии, атмосферной турбулентностью, яркостью неба и относительными движениями объекта и камеры.
Сложен вопрос экономики полетов на воздушных шарах. Легко обосновать необходимость полетов для решения отдельных задач, таких как получение физических данных в спектральных интервалах, недоступных наблюдениям с поверхности Земли, получение фотографий с более высокой разрешающей способностью, чем с поверхности. Но относительная ценность (по сравнению с наблюдениями с поверхности) применения воздушных шаров для патрульных наблюдений планет, например регистрации изменений в атмосфере Марса, на
Фотографические исследования планетных атмосфер 141
ходится под вопросом. Земная атмосфера не мешает обнаружить изменения явления, которое само по себе на* блюдается с поверхности Земли.
§ 5. Выводы
Все то, что без больших усилили затрат можно изучать на ближайших планетах с поверхности Земли (в основном статические явления), уже изучено. Бесполезно, например, увеличивать до предела разрешающую силу наземных телескопов, не считаясь с атмосферными помехами, если телескоп, вынесенный за атмосферу, даст выигрыш сразу на порядок величины.
Многие фотографии планет, полученные за полвека различными обсерваториями, не обрабатывались количественно, из них не была извлечена полностью информация о физических условиях. Большую часть этого материала теперь и не стоит обрабатывать, учитывая, что вне атмосферы скоро можно будет провести наблюдения и измерения более высокого качества.
Тем не менее наблюдения с поверхности и в дальнейшем будут играть важную роль (см. гл. 5, § 3). Существенно, что никаких количественных исследований изменений в планетных атмосферах не проводилось. Динамические явления планетарного характера (атмосферные явления, распространяющиеся на большую часть поверхности) наблюдались недостаточно часто и продолжительно, в результате чего мы можем дать им только очень приблизительное объяснение.
При таком положении само собой разумеется, что интенсивные однородные наземные наблюдения посредством хороших инструментов, разнесенных настолько, чтобы можно было обеспечить наблюдение Марса круглосуточно, были бы очень существенны для заполнения существующего сейчас пробела в наших знаниях об атмосферах планет. Надо было бы пересмотреть и редуцировать с помощью стандартной процедуры существующие фотографические наблюдения, пригодные для исследования изменений. Это важно в особенности для изучения вековых изменений, и старые пластинки — единственные источники таких данных.
142
Приложение \1
Можно рекомендовать следующую программу прямых фотографических исследований.
На поверхности земли: исследование существующего фотографического материала с точки зрения вековых изменений; исследование существующего фотографического материала с точки зрения количественных данных о динамике атмосферы, выполнение непрерывных наблюдений для получения данных о динамике атмосферы, движениях облаков, бурь, образовании и распаде явлений; эти наблюдения должны включать одновременное фотографирование в различных цветах и с поляроидами, что позволит изучать явления в различных аспектах.
На воздушных шарах: прямые фотографии с высоким разрешением, последовательное фотографирование с различными светофильтрами через короткие промежутки времени продолжительностью до 12 часов.
На космических кораблях: главная задача — обнаружение явлений, находящихся за пределом современного разрешения.
Замечание Томбо
Вилсон приводит найденную Лавеллом величину 750 м как максимальный уровень неровностей рельефа на Марсе. Я совершенно не согласен с этой оценкой. Следует помнить, что в момент максимального дефекта фазы (наивыгоднейшего для наблюдений рельефа) Марс примерно вдвое дальше, чем во время противостояния. Но даже тогда терминатор далек от центра диска, и любое горизонтальное расстояние кажется примерно вдвое меньшим из-за эффекта проекции. Это означает, что наименьший различимый горизонтальный размер в окрестностях терминатора составляет около 30 X 4 = = 120 км, если предположить разрешение 0",1 (см. гл. 1, табл. 2). Необходимо заметить, что 0",15—более реальная величина для предела разрешения. Таким образом, наилучшее разрешение, которое может быть достигнуто вблизи терминатора, 180 км, а минимальная высота, которая может быть обнаружена, составляет 4,7 км в предположении, что тень отбрасывается на гладкую поверхность и лучи у края тени касательны к поверхности. Такое разрешение появляется только на
Фотографические исследования планетных атмосфер 143
короткие моменты. Наблюдатель концентрирует внима* ние на нескольких избранных областях, надеясь, что этот счастливый момент наступит до того, как из-за вращения планеты избранный участок уйдет из выгодного по-ложения, что может произойти за несколько минут. По моим оценкам суммарная продолжительность хороших условий видимости составляет менее 1 % 3-часового периода, когда планета проходит вблизи меридиана наблюдателя. Ни один хороший телескоп диаметром 90 см или больше не доступен наблюдателям, ведущим программу такого рода. Однако вернемся к случаю Лавелла. Его 60-сантиметровый рефрактор — замечательный инструмент. Я наблюдал детали планет на этом инструменте в общей сложности около 500 часов. Этот телескоп оборудован ирисовой диафрагмой, с помощью которой наблюдатель по желанию может регулировать апертуру телескопа в пределах от 60 до 15 см. В моей практике никогда не удавалось наблюдать тонкие детали с апертурой больше 50 см. Остаточная хроматическая аберрация слишком мала, чтобы испортить то изображение, которое бывает при наилучших условиях видимости. Лавелл и его сотрудники не могли различать на Марсе детали меньше 0",2. Следовательно, наименьшее горизонтальное расстояние, которое он мог обнаружить в окрестностях терминатора, составляет около 240 км. Этому соответствует наименьшая вертикальная высота 8,2 км. По-видимому, Лавелл просто ошибся в 10 раз. Таким образом, картирование рельефа находится за пределами, доступными для наблюдений с Земли.
ЛИТЕРАТУРА
1.	Strong J., Procedures in Experimental Physics, Prentice-Hall, 1945.
2.	V a u с о u 1 e u r s G. de, Planetary Astronomy from Satellite Substitute, Vehicles, AFMDC-TR-60-6, Chap. II.
3.	M i t c h e 11 R. I., The 1954 International Mars Photographic Patrol, Mars 1954, Report of the International Mars Committee, Lowell Observatory, Flagstaff, 1955.
П РИЛОЖЕ НИЕ 2
ВИЗУАЛЬНЫЕ И ФОТОГРАФИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ВЕНЕРЫ И МАРСА
К. В. Томбо
§ 1.	Венера
При визуальных наблюдениях Венеры очень важно уменьшить избыток света, чтобы трудные для наблюдений детали, иногда очень тонкие и малоконтрастные, не замывались иррадиацией и рассеянным светом. Правда, угловые размеры диска Венеры достаточно велики, и автор мог проводить успешные наблюдения с телескопом, диаметр которого был всего лишь 10 см. Лучше работать с отверстием умеренного размера, особенно в случае Венеры, так как при этом частично снижаются эффекты атмосферной турбулентности. Даже очень слабое рассеяние света от ярких областей, окружающих темные малоконтрастные детали, замывает последние.
Так как большие увеличения более уязвимы для атмосферных колебаний, при наземных наблюдениях приходится изучать только крупные детали, оставаясь по возможности на пределе апертурного разрешения. Опыт автора показывает, что увеличение в 200 раз — практический верхний предел для Венеры, и необходимо применять нейтральный светофильтр для уменьшения излишних эффектов иррадиации, если отверстие превышает 15 см.
Автор наблюдал Венеру в течение 30 лет, в общей сложности около 2000 раз во всех фазах. Увеличение яркости вблизи рогов и слабые темные детали наблюдались всего несколько раз. Ультрафиолетовые фотографии Венеры почти всегда обнаруживают детали, структура которых меняется часто и внезапно. Обычные детали в ультрафиолетовых лучах — несколько ярких примерно параллельных лент, которые пересекают диск приблизительно перпендикулярно к линии, соединяющей рога. Значительно реже наблюдаются ленты, которые
Наблюдения Венеры и Марса
145
встречаются или пересекают друг друга. Изредка регистрируются яркие изогнутые детали. Бывают случаи, когда за сутки структура полностью меняется, иногда же она сохраняется в течение нескольких дней. Из-за дневного перерыва в наблюдениях нет полной уверенности в том, что эти яркие детали все время оставались неизменными, ведь вполне могло случиться, что старые просто разрушились, а на их месте образовались новые детали. Яркие параллельные ленты могут быть отражением вращающейся планетарной системы ветров, тогда их можно рассматривать как указание на ориентацию оси вращения. В противоположность ультрафиолетовым деталям Юпитера на Венере система лент, по-видимому, очень изменчива и иногда полностью исчезает. Это может означать, что силы, действующие в направлении лент, слабы, и период вращения планеты очень велик.
Яркие в ультрафиолетовых лучах ленты (иногда их называют «полосами», но этот термин следовало бы закрепить за спектральными деталями) очень слабы на фотографиях, сделанных в синих лучах, и совсем невидимы в желтых1)- В желтых, красных и близких инфракрасных лучах диск Венеры совершенно не имеет деталей. На гиперсенсибилизированных пластинках с эмульсией Z с шоттовским фильтром (УС-8 (X ~ 1,1 мк) различаются очень слабые детали.
§ 2.	Марс
Для эффективных визуальных и фотографических наблюдений Марса необходимо минимальное отверстие 20 и 30 см соответственно. Оптимальные апертуры соответственно равны 40 и 60 см. Переход к большим отверстиям приводит к быстрому ухудшению качества изображения и за пределами 150 см уже нет никаких преимуществ по причине оптических аберраций и атмосферной турбулентности. Поверхностная яркость Марса значительно меньше, чем Венеры. И все же для визуальных наблюдений слишком большая иррадиация
9 Дольфюс сообщал об очень слабой структуре в желтых лучах. — Прим. Сагана и Келлога*
10 Зак. 498.
146
Приложение 2
ограничивает применимость больших телескопов. Тонкие детали на диске Марса лучше всего видны через светофильтр янтарного цвета при увеличении 30—40 раз на дюйм отверстия. Для оценки цвета различных деталей на диске необходимо пользоваться рефлектором с соответствующим набором цветных фильтров.
В рефлекторах дифракционная картина нарушается из-за влияния вторичного зеркала и особенно растяжек, на которых оно подвешено. Этот эффект может быть малым и даже почти незаметным, если диаметр вторичного зеркала (ньютоновского или кассегреновского) не превышает V6 главного и опоры крестовины, на которой оно закреплено, сильно изогнуты, так, чтобы дифракционная картина не нарушалась. Во время противостояния Марса 1950 г. автор совместно с Койпером добился значительного улучшения качества изображения на 205-сантиметровом рефлекторе обсерватории Мак-Дональд, установив эксцентричную диафрагму диаметром 68 см между краями главного и вторичного зеркал в радиальном направлении между проекциями опор вторичного зеркала.
При визуальных наблюдениях требуется хорошее тренированное зрение, большое терпение и внимание, чтобы рассмотреть тонкие детали, которые мелькают в редкие моменты отличной видимости даже в хорошие ночи. Самая лучшая тренировка, вырабатывающая бдительность и ловкость, — внимательные наблюдения планеты у окуляра телескопа. Большинство разногласий среди наблюдателей обязаны своим происхождением недостаточному ощущению пространственных пропорций диска — формы, интенсивности и положения деталей. Некоторые хорошо видят, но не в состоянии удобно держать карандаш. Наблюдателю, имеющему многолетний опыт, хорошо знакомому с множеством деталей различных видов, достаточно делать краткие описательные заметки, так как любое необычное явление немедленно привлекает его внимание как некоторое уклонение от нормы. Сезонные изменения хорошо воспроизводятся в каждый марсианский год. Однако были случаи заметного развития новых темных областей, которые опытные наблюдатели никогда раньше не видели. Последний пример такого явления — протяженное потемнение в областях
Наблюдения Венеры и Марса
147
Thoth и Nubis lacus, появившееся в 1954 г. и сохранявшееся до 1960 г. с некоторыми изменениями. Неожиданные изменения отмечались в областях Ganges, Lucus lu-nae, Nilokeras, Pandorae fretum. Наблюдались темные расплывчатые отростки у Syrtis major.
Наблюдались также явления обратного характера. В 1870 и 1880 гг. карты, составленные Фламмарионом и Скиапарелли, показывали «море» Nilosyrtis, отходящее от северного конца Syrtis major на тысячи километров и искривляющееся к марсианскому западу. Теперь оно превратилось в узкую едва заметную деталь. Форма других морей, таких как Sirenum, Cimmerium, Sabaeus, Margaritifer, Erythraeum, осталась неизменной. Все это можно объяснить тем, что в умеренных широтах Марса есть области, где растительность в одни периоды развивается, а в другие нет.
Как правило, различные моря имеют свои характерные цвета, которые испытывают определенные регулярные изменения. Автор заметил, что в южном полушарии цвет морей изменяется от серого до зеленого в процессе смены сезонов. Однако одно из них, Mare Acidalium, по впечатлению автора, временами приобретает шоколадно-коричневый цвет. Две экваториальные области — Двойной залив Дауэса и северная часть Syrtis major — изменяются от черного до красивого глубокого синего цвета. Когда северная часть Syrtis major приобретает глубокий синий цвет, между северной и южной частью наблюдается резкая граница, так как южная всегда остается серой !).
§ 3.	Дополнительные замечания о Марсе2)
Наивысшую температуру следует ожидать на Марсе на высоких южных широтах после летнего солнцестояния
9 Другие наблюдатели не видели такой окраски поверхности во время последних противостояний. — Прим. Сагана и Келлога.
Следующее ниже сообщение Томбо было получено после того, как участники конференции ознакомились с текстом гл. 3. Оно содержит дополнительные сведения о визуальных наблюдениях Томбо и некоторые замечания о полярных шапках и их интерпретации. Этот материал не обсуждался на конференции и не отражает единого мнения различных наблюдателей. — ирим. Сагана и Келлога.
10*
148
Приложение 2
в данном полушарии, но не на экваторе. Кривые интеграции показывают, что инсоляция достигает максимума вблизи полюса около момента, соответствующего летнему солнцестоянию для планеты с таким наклонением, как у Марса или Земли. В земных полярных областях температура летом не является самой высокой только благодаря большим запасам льда, которые служат резервуаром холода. На Марсе, после того как от полярной шапки остаются лишь небольшие следы, резервуар холода исчезает, и Солнце может вызвать очень сильный нагрев (Лампланд и Кобленц). Это и служит основанием для моей точки зрения.
Я наблюдал Марс в течение двух полных сезонных циклов (каждый составляет около 15 лет). Я заметил, что когда Северная или Южная полярные шапки наклоняются к Солнцу в соответствующий весенний сезон, край белой шапки не подчеркивается каким-либо потемнением. Кажется, что вначале полярные шапки состоят из облаков, так как они не очень яркие и никаких темных деталей не видно в их пределах; они ярко выделяются на фотографиях в синих лучах. Вскоре после весеннего равноденствия облака, по-видимому, рассеиваются, осаждаясь в виде инея, и полярная шапка становится ослепительно белой. Полярные шапки сокращаются, возможно вследствие сублимации. В середине весны узкая темная полоса уплотняется вокруг белого пространства. По мере сезонного развития темная полоса вокруг Северной полярной шапки синеет и становится более широкой, чем полоса вокруг Южной шапки. Я видел только черную полоску у границы Южной полярной шапки и никогда не видел синей.
Лавелл и Слайфер тоже видели синюю полоску вокруг Северной полярной шапки, и Лавелл описал ее, как временно возникающее море, состоящее из жидкой воды. Я не могу согласиться с таким объяснением, так как полярная шапка должна быть очень тонкой, чтобы исчезать так, как это наблюдается, и следовательно, не может дать необходимого количества воды. По моим наблюдениям, темная синяя полоса очень постоянна. Это требовало бы феноменальной гладкости подстилающей поверхности. Мне кажется, что темная полоса представ
Наблюдения Венеры и Марса
149
ляет собой более влажную поверхность, которая кажется голубоватой из-за влияния атмосферы, так как мы видим ее под большим наклоном. Если это действительно влажная почва, то это означает, что по мере сублимации концентрация водяных паров на краю полярной шапки возрастает настолько, что парциальное давление становится достаточным для образования жидкой воды и поверхность может стать влажной. Тройной точке воды соответствует температура 0,0075° С и давление 4,6 мм рт. ст.
В марсианском мае Северная шапка покрывается полупрозрачной дымкой, простирающейся на несколько сот километров за пределы темной полосы. Яркая шапка и темная полоса видны сквозь дымку, хотя довольно тускло, сама дымка имеет умеренную яркость. Размеры полярной шапки уменьшаются. В марсианском июне дымка исчезает в течение нескольких недель. Очень узкая трещина глубоко разрезает полярную шапку и тянется к марсианскому северо-западу от северного края Маге Acidalium. Окружающая шапку темная полоса, которая постепенно отступает по мере сокращения шапки, теперь ослабевает и исчезает, но край белой области остается резким. Небольшой остаток Северной шапки никогда не исчезает и расположен точно в центре географического полюса в отличие от остатка Южной. Последний находится в 6° от географического полюса всегда в одном и том же месте; мне кажется, в этом месте находится горное плато. Затем изменения прекращаются на много недель. Остаток Северной полярной шапки в это время в течение нескольких недель также изменяется мало.
Во время уменьшения Северная полярная шапка кажется всегда почти круглой (после того как сокращение началось) и однородно белой в отличие от Южной. Это показывает, что поверхность на соответствующих широтах является относительно плоской. Уменьшившаяся Северная шапка, по-видимому, расположена в центральной части некоторого тетраэдроподобного образования; существуют доказательства, что подобный тетраэдр-антипод имеется в окрестностях Южной шапки. Переменная форма последней и ее исчезновение говорят
150	Приложение 2
о нерегулярной подстилающей поверхности в этой области. Вряд ли остаток Северной шапки лежит на горном плато, находящемся точно на географическом полюсе. Возможно, он сохраняется потому, что ядро полярной шапки обладает большой толщиной.
Перед летним солнцестоянием в северной полусфере планета обычно проходит афелий, и уменьшение инсоляции в этот критический сезон, по-видимому, предотвращает полное разрушение шапки. В результате ядро компактного инея может достигать значительной толщины — большей, чем в любой точке планеты. Что касается Южной полярной шапки, то в перигелии ее разрушение ускоряется (это явление наблюдается). Более высокая температура увеличивает испарение с влажной поверхности, вследствие чего темная полоса вокруг темной шапки уже.
ПРИЛОЖЕНИЕ S
ИССЛЕДОВАНИЯ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ПЛАНЕТ
Б. Ф. Бёрк
§ 1.	Введение
Хотя принципиальная разница между инфракрасной и радиочастотной радиометрией невелика, на практике оказывается существенным тот факт, что в радиодиапазоне электромагнитного спектра наблюдаемое излучение не обязательно имеет тепловую природу. В результате приходится делить источники радиоизлучения на тепловые и нетепловые в зависимости от того, можно ли истолковать наблюдаемую радиотемпературу как действительную физическую температуру объекта. Один и тот же объект может давать и тепловое и нетепловое излучение, и тогда необходимо при интерпретации непрерывного спектра разделить обе компоненты. Можно было предположить, что все планеты солнечной системы (за исключением, конечно, Земли) должны быть только тепловыми источниками, однако это не подтвердилось. В табл. 1 резюмируются известные результаты исследования радиоизлучения планет, и излучение на различных
Таблица 1
Меркурий	3 см	Тепловое
Венера	8 мм—10 см	Тепловое
Марс	3 см	Тепловое
Юпитер	10—30 м 10—75 см 3 см	Нетепловое Преимущественно нетепловое Преимущественно тепловое
Сатурн	3 см	Вероятно, тепловое
152
Приложение 3
длинах волн классифицируется по двум указанным основным категориям.
Результаты радионаблюдений выражают в так называемой антенной температуре Та, которая равна температуре эквивалентного сопротивления, нагретого таким образом, чтобы дать данную мощность шумов на единицу полосы. Для идеальной антенны Та — Т, если угловые размеры излучающего объекта с температурой Т превышают ширину диаграммы направленности. Практически антенна никогда не бывает совершенной, эквивалентная нагрузка никогда в точности не эквивалентна антенне, и объект редко заполняет диаграмму направленности, поэтому измерения никогда не могут быть уверенными. Все три фактора зависят от длины волны.
В большинстве случаев угловые размеры диска планеты столь малы, что проблема сводится к изменению потока от точечного источника, и вместо диаграммы направленности можно использовать в качестве основного параметра эффективную площадь антенны А. Если температура абсолютно черного тела равна Т и оно занимает телесный угол со, то на длине волны Л плотность потока на единицу полосы частот, согласно закону Ре-лея— Джинса, равна
q__ 2kTta
-72—
и
SA = 2kTa.
Следовательно, эквивалентная температура (вернее, температура эквивалентного черного тела) исследуемого объекта равна
<лА
Измерения Та ограничиваются необходимостью иметь приемлемое отношение сигнала к шуму и точностью температурных стандартов. Эффективная площадь антенны А редко измеряется непосредственно и, вероятно, вносит наибольшие ошибки измерения. Она известна с точностью не выше 10%, а иногда ошибка в площади достигает множителя порядка 2. Эффективный телесный
Исследования радиоизлучения планет
153
угол зависит от природы излучателя, но, как правило, берется телесный угол видимого диска. Излучение планет, конечно, отличается от излучения абсолютно черного тела, и распределение температуры не является однородным, но в качестве первого приближения такое предположение приемлемо. Сравнивая наблюдения с моделью планетной атмосферы и поверхности, прибегают к очевидной обратной процедуре: вычисляется эффективная температура, которая сравнивается с наблюдаемой.
§ 2.	Наблюдения Венеры
Наблюдения Венеры в радиодиапазоне резюмируются в табл 2. Эффективная температура в соединении экстраполирована по данным различных авторов1). Неопределенность этих экстраполированных температур много больше, чем неопределенность в Гср..
Таблица 2
Наблюдатели	Длина волны, см	гср.> к°	Фазовый угол	Т (нижнее соединение), °к
Мейер, Мак-Калуф, Слоа-нейкер (МИЛ ’))	10,3	600 ±65	230°	480
	3,4	575 ±60 585 ±53	146 225	550
Олсоп, Джордмэн, Мейер, Таунс (МИЛ, Колумбия)	3,37	575 ±58	275	—
Гибсон, Мак-Юэн (МИЛ)	0,86	410 ±160	—	—
Кузьмин,	Саломонович (ФИАН)	0,8	—	—	315±70
’) Морская исследовательская лаборатория. —Прим. ред.
Вопрос о величине фазового эффекта очень важен, и все длинные ряды наблюдений указывают на увеличение
1) Более полные данные о наблюдениях Венеры в Физическом институте АН СССР, проводившиеся на 22-метровом зеркале на 0,4, 0,8, 3,3 и 9,6 см А. Д. Кузьминым и А. Е. Саломоновичем, можно найти в Астрон. ж., 38, 115 (1961). — Прим, перев.
154
Приложение 3
температуры, когда планета удаляется от нижнего соединения. Такие наблюдения проводить не просто, так как наивыгоднейшим положением для измерений является именно нижнее соединение, когда планета имеет наибольший диаметр. В то время как освещенная часть диска растет, расстояние увеличивается, телесный угол уменьшается и отношение сигнала к шуму падает. Например, на 3 см тепловые флуктуации земной атмосферы ограничивают чувствительность приемников антенными температурами от 0,05 до 0°,10. Имеются сообщения об исключительных случаях, когда «атмосферный уровень шумов» падал до 0,01 или 0°,02, но они исключительно редки. С 15-метровым зеркалом Венера в нижнем соединении дает антенную температуру 3,5° К (при отношении сигнала к шуму около 50). Результаты, приведенные в табл. 2, получены при меньшем отношении сигнала к шуму. Когда планета находится в дихотомии, антенная температура составляет всего лишь 0°,5, вблизи верхнего соединения— около 0°,1. При измерении таких сигналов ошибки замаскировали бы даже значительные изменения.
И все же эффективная температура на 3 см, по-ви- * димому, на 50° выше в квадратуре, чем в нижнем соединении, если измерения не содержат систематических ошибок. Измерения на 8 мм показывают даже большее изменение.
Несколько лет назад Краус сообщил об интенсивных всплесках радиоизлучения Венеры в диапазоне 10 м, которые могли иметь только нетепловую природу. Радиоастрономы института Карнеги в Вашингтоне, Йельского университета, Национального Бюро Стандартов и Флоридского университета безуспешно пытались найти подтверждение этих всплесков, и Краус опубликовал отказ от своего сообщения. По-видимому, наблюдаемые всплески имели земное происхождение.
§ 3.	Обсуждение результатов наблюдений Венеры1)
Радиотемпература Венеры на сантиметровых волнах значительно выше инфракрасной температуры, и было
!) См. также гл. 4.
Исследования радиоизлучения планет
155
бы удивительно, если бы измерения относились к температуре поверхности планеты. Если эффективная температура поверхности 600° К (или выше), модель атмосферы должна обеспечивать достаточную непрозрачность на 8 мм, чтобы уменьшить вклад поверхности и увеличить вклад атмосферы. В моделях этого типа, предлагавшихся Саганом и Барретом, в качестве среды, достаточно непрозрачной на 8 мм, принимались водяные пары и СО2. Вклад СО2 в непрозрачность зависит от частоты v, парциального давления Рсо2 и температуры Т по закону
2О2	*г-3,7
V PcqJ
Этот нерезонансный процесс поглощения обусловлен индуцированными давлением переходами СО2. Молекулы Н2О дают наибольший вклад во вращательных линиях 1,34 и 0,162 см. На других частотах непрозрачность определяется крыльями этих линий, а в инфракрасной области— другими линиями. Можно получить наблюдательную проверку таких моделей атмосферы, если провести измерения радиоизлучения Венеры вблизи 1,34 см, где оптическая толща должна быть - достаточно большой (для концентрации Н2О порядка 1%), чтобы понизить наблюдаемую температуру с 600 до 300° К. При этом эффект поглощения в земных водяных парах можно учесть, если использовать Луну в качестве эталонного источника излучения.
Если другие полярные молекулы присутствуют в достаточном количестве, их также можно было бы обнаружить. Баррет указывал линии СО (2,6 мм), О2 (5 и 2,5 мм), NO2 (1,13 мм), NO (1,99 мм) и N2O (1,19, 0,597, 0,298 и 0,239 см). Если предположить, что эксперимент позволяет обнаружить изменение эффективной температуры на 10%, то требуются концентрации от 0,01 до 1%. Во всех случаях в частотах линии радиотемпература должна быть пониженной.
Одно из возможных объяснений радиотемператур, измеренных на сантиметровых волнах, — горячая поверхность планеты, атмосфера которой действует подобно парнику. Но есть еще один механизм — цоглоще-
156
Приложение 3
ние при свободно-свободных переходах в плотной ионосфере. Для частот, далеких от некоторой максимальной, поглощение изменяется как v-2; следовательно, на достаточно высоких частотах ионосфера прозрачна. На низких частотах оптическая толща возрастает, и температура определяется практически только ионосферой. Если эта интерпретация правильна, ионосфера на темной стороне Венеры должна быть исключительно плотной (пе~103 электронам3) и толстой (100— 200 км). Саган выдвинул ряд серьезных аргументов против такой ионосферы, однако если игнорировать теоретические соображения и основываться только на экспериментальных данных, то ионосферную модель невозможно ни доказать, ни опровергнуть1).
Предположим для простоты, что ионосфера изотропна и изотермична: Т = 600°К, пе = 2-109 электронам? и толщина s= 150 км. Хотя эта модель слишком проста, мы можем легко вычислить ее основные излучающие свойства, и они будут достаточно близки к свойствам реальной ионосферы. Как на 10, так и на 3 см оптическая толща достаточно велика (20 и 2 соответственно), в то время как на 8 мм на большей части диска оптическая толща составляет всего лишь 0,2. На краю диска, однако, оптическая толща много больше, и таким образом на 8 мм следует ожидать, что нагретый до температуры 300° диск будет окружен тонким ободком с температурой 600° К.
Подобный эффект, по-видимому, легко обнаружить радиометром, установленным на космическом корабле, при полете на близком расстоянии. В принципе измерения можно было бы провести с Земли с помощью интерферометров, однако пока неизвестно, насколько атмосферные температурные флуктуации, ограничивающие чувствительность на 3 см, будут влиять на работу подобного инструмента (это должно зависеть от тонкой
!) Это не совсем верно, так как успех радиолокационных наблюдений Венеры является, по существу, сильным экспериментальным аргументом против ионосферной теории (см. гл. 4, § 3 и При* ложение 4). — Прим. перев.
Исследования радиоизлучения планет
157
структуры флуктуаций атмосферных водяных паров). Тем не менее необходимое отношение сигнала к шуму может быть обеспечено. В этом случае разнесенная пара 12- или 15-метровых зеркал на Земле явилась бы мощным инструментом для исследования планет. Еще лучше было бы воспользоваться тремя зеркалами и применить метод Дженнисона, чтобы иметь возможность измерять фазу и амплитуду преобразования Фурье. Подобные исследования источников радиоизлучения на длинных волнах проводились при длине базы не больше 3000 X, но в принципе не существует фундаментальных ограничений, которые не позволили бы увеличить длину базы еще на порядок, например до 1 км на 3 см. Такие измерения были бы полезны не только для исследования уярчения к краю, предсказываемого ионосферной моделью, но они позволили бы также получить данные о распределении температуры по диску в зависимости от расстояния до освещенного края. Если можно будет ориентировать базу как в направлении север — юг, так и в направлении восток — запад, то удастся измерить распределение температуры в направлении экватор — полюс. Для таких измерений годился бы даже простой двухэлементный интерферометр, дающий информацию только об амплитуде, поскольку в этом случае разумно предположить зеркальную симметрию источника. По-видимому, интерферометр с постоянной базой и с более широкими лепестками (например Г) будет очень хорошим инструментом для измерения интегрального потока от*Венеры, если окажется, что интерферометр не слишком подвержен эффекту «атмосферного шума».
Следует подчеркнуть, что на каждом из зеркал должен использоваться приемник с молекулярным усилителем с высокой относительной стабильностью фазы. Есть и другие трудности: необходимость установить зеркало с точностью до доли длины волны вдоль базовой линии в несколько километров (обычных геодезических методов для этого должно быть достаточно), нестабильность атмосферы (тут особых затруднений не ожидается, во всяком случае вплоть до 100 000 X) и механическая устойчивость зеркал. Опыт работы на зеркалах Блоу-Кнопс
158	Приложение 3
и Кеннеди показывает также, что здесь особых ограничений не будет. Основные ограничения, несомненно, связаны с вопросами выбора изготовителей, так как во всем мире не найдется более десятка человек, достаточно компетентных для выполнения такой работы, и даже эти десять интересуются другими проблемами.
П Р ИЛОЖ ЕНИЕ 4
ПОТЕНЦИАЛЬНЫЕ ВОЗМОЖНОСТИ РАДИОЛОКАЦИИ В ИССЛЕДОВАНИИ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР
Р. Эшлмэн
§ 1. Введение
Применяя наземные радиолокаторы, которые сейчас строятся, и будущие системы, которые находятся в пределах технической осуществимости, можно будет, по-видимому, провести некоторые радиолокационные измерения, очень важные для определения характеристик планетных атмосфер. С помощью радиолокационных методов можно определять 1) ориентацию оси и скорость вращения, диаметр, сферичность, гладкость поверхности, крупномасштабные детали на поверхности планет земной группы, и в частности Венеры; 2) характеристику солнечной короны, корпускулярных потоков и межпланетной среды; 3) давление, критическую длину волны (максимальную электронную плотность), высоту, интегральную электронную плотность и магнитное поле в атмосферах планет; 4) высоту, поглощение радиоволн и крупномасштабные детали облачного покрова планет. Одни из этих задач решить проще, другие — сложнее, некоторые вообще окажутся неразрешимыми.
По существу, радиолокация применялась для исследований планетных атмосфер уже давно (еще 35 лет назад), с тех пор как существует сама радиолокация, ибо первой целью первого радиолокатора было изучение ионосферы Земли. Радиолокационная техника быстро развивалась в годы второй мировой войны, но в последние несколько лет были достигнуты новые успехи. Пока среди крупных астрономических объектов, помимо Земли, средствами радиолокационной астрономии может изучаться подробно только Луна и на пределе чувствительности— Солнце и Венера. Основным ограничением для радиолокации является расстояние, так как мощность отраженного сигнала обратно пропорциональна четвертой степени расстояния до цели.
160
Приложенае 4
Вследствие этого может сложиться мнение, что радиолокация не будет играть важной роли в исследовании атмосфер других планет, которыми мы интересуемся в первую очередь. Но такой вывод был бы преждевременным по следующим причинам. Прежде всего установка радиолокаторов на космических кораблях позволит сильно сократить расстояния и в результате очень важные измерения удастся провести радиолокационными системами умеренных размеров и мощности. Во-вторых, большие наземные радиолокационные системы уже сейчас преодолевают межпланетные расстояния, и дальнейшее увеличение их чувствительности позволит перейти в будущем к исследованию детальных характеристик планет.
На языке теории информации меру обнаружения Венеры представляет 1 бит. Применяя в 10 000 раз более мощные системы, которые сейчас разрабатываются, можно будет, вероятно, получить комплекс определенных характеристик Венеры с детальностью, соответствующей 104 бцт. Существенно также, что повышение чувствительности сделает возможной радиолокацию Венеры, Марса, Юпитера не только в момент наибольшего приближения к Земле, но и в любой точке их орбит. Дальнейшее увеличение чувствительности радиолокационных методов расширит возможности детального изучения планет и увеличит дальность обнаружения.
Первые радиолокационные отражения от Венеры позволили проверить точность определения астрономической единицы. В результате этого крайне трудного эксперимента *) величина последней была найдена как 149,47 • 106 км с точностью примерно 105, в то время как точность ее прежних определений не превышала 103. Хотя сам по себе этот результат не имеет существенного значения для изучения планетных атмосфер, он весьма показателен с точки зрения той полезной роли, которую
9 Со времени написания этих строк были проведены дальнейшие измерения на радиолокаторах в Голдстоуне (Лаборатория ракетных двигателей), Миллстоун-Хилле (Линкольновская лаборатория), на Джодрелл Бэнк (Англия) и в СССР, которые еще более повысили точность. По радиолокационным измерениям в США величина астрономической единицы составляет 149,5995 • 106 км.
Потенциальные возможности радиолокации
161
может играть радиолокация в исследовании космоса. До применения радиолокационных методов расстояние было трудно измерить непосредственным способом и приходилось проводить очень точные угловые измерения с помощью телескопов и данные наблюдений интерпретировать по законам небесной механики. В радиолокации углы измеряются очень плохо, но дальность определяется с высокой точностью. При разумной величине радиолокационного сигнала точность астрономической единицы ограничивается только точностью, с которой известна скорость света в вакууме.
По моему мнению, для исследования атмосфер и поверхности планет ввиду особой важности непрерывных измерений, охватывающих длительные периоды времени, лучше использовать большие наземные радиолокационные системы, потенциальные возможности которых весьма велики. Могут появиться, конечно, специальные задачи, которые потребуют, чтобы радиолокационные измерения производились с космического корабля.
§ 2. Возможные радиолокационные эксперименты по исследованию планетных атмосфер
Радиолокационные эксперименты, существенные для изучения планетных атмосфер, были названы выше в следующем порядке: (1) детали поверхности и вращение, (2) связи Солнце—планета, (3) ионосфера, (4) облачный покров. Они расположены в порядке возрастания трудностей. Эксперименты, относящиеся к пункту (1), стоят перед (2) и (3), поскольку они могут проводиться на коротких волнах, а это выгодней из-за более низкого уровня космических шумов и большего коэффициента усиления антенны при данной площади, в то время как эксперименты (2) и (3) требуют длинноволновых систем. Исследования типа (3) и (4) наиболее трудны для детальной разработки и обсуждения, поскольку ничего неизвестно о радиолокационной отражательной способности планетных атмосфер и ионосфер. Пока мы получали радиолокационные отражения только от поверхности планет и солнечной короны.
Н Зак. 498.
162
Приложение 4
1. Детали поверхности и вращение. Сейчас строится несколько радиолокаторов, имеющих чувствительность в 102—104 больше, чем радиолокационные установки лаборатории Линкольна и Джодрелл Бэнк, на которых получали первые отражения от Венеры. В их число входит 300-метровый неподвижный зенитный радиолокационный телескоп в Порто-Рико (Корнелльский университет и ВВС США), 200-метровый подвижный параболоид ВМФ США, 45-метровый подвижный параболоид (Стэнфордский исследовательский институт — Стэнфордский университет) и 36-метровая антенна для работы на волнах до 3 см, которая строится Линкольновской лабораторией. Мощность передатчиков для первых трех антенн измеряется в Мет, в то время как на 3 см мощность передатчика будет порядка 10 кет. Предполагается строительство еще более мощных систем.
По-видимому, эти системы позволят с большой точностью измерить скорость вращения Венеры, если только ее поверхность не является слишком гладкой1). Можно использовать два метода: один основан на повторении неоднородностей в отраженном импульсе по мере вращения планеты, второй — на эффекте Допплера. Вследствие «глубины» планеты короткий посылаемый импульс возвращается в виде длинного эха, а вследствие вращения планеты спектр его размазывается по частоте. Таким образом отраженный импульс растягивается как по частоте, гак и по дальности, и каждая координата дальность — допплеровский сдвиг должна соответствовать определенному положению на поверхности планеты. При наблюдении большого числа оборотов первый метод может дать высокую точность. Но если поверхность планеты приблизительно однородна, для измерения скорости вращения может применяться только второй метод. Надо заметить, что измеренные допплеровские смещения зависят не только от скорости вращения, но и от угла между осью вращения и лучом зрения. Поскольку в течение достаточно длительного периода наблюдений этот угол будет изменяться, можно определить как абсолютную скорость
9 Первые попытки определить скорость вращения Венеры уже предпринимались (см. гл. 4, § 2, п. 5).
Потенциальные возможности радиолокации
163
вращения, так и ориентацию оси. Направление вращения останется неизвестным, но его можно определить из интерферометрических измерений.
Йз тех же самых измерений можно определить радиус планеты. Даже если планета не вращается, эхо размывается по дальности из-за ее сферической формы, откуда можно получить приблизительное значение радиуса. Только по форме отраженного сигнала радиолокатор Линкольновской лаборатории позволяет измерить радиус Луны с точностью по крайней мере до одной сотой его значения. Но применяя дискриминацию как по дальности, так и по допплеровскому смещению, можно получить более высокую точность. Новые радиолокационные системы позволят измерить радиус твердой поверхности Венеры, а это, если сравнить его с видимым угловым размером, позволит определить высоту верхней границы облачного слоя над поверхностью.
Для исследования планетных атмосфер могут иметь значение другие характеристики поверхности, такие как крупномасштабные детали (равнины и горные районы), средняя неровность поверхности, электрические характеристики поверхностного материала и отклонение поверхности от сферической формы. Среднюю неровность поверхности можно определить по изменениям формы на разных рабочих частотах, в то время как данные об электрических свойствах поверхности будут получены из зависимости отраженной мощности от частоты. С помощью установок с высоким разрешением по дальности и допплеровской частоте можно будет изучать эти свойства в различных областях поверхности. Явления крупного масштаба будут отмечены на карте, одна координата которой — дальность, а другая — допплеровское смещение. Так как относительные измерения дальности чрезвычайно точны, могут быть обнаружены небольшие отклонения формы от сферической.
2. Связь между солнечными и планетными явлениями. Вскоре вступят в действивх несколько мощных длинноволновых систем, предназначенных для радиолокации солнечной короны. В их числе большие антенны и передатчики в Техасе (полевая станция Линкольновской
11*
164
Приложение 4
лаборатории вблизи Эль Кампо), в Перу (Национальное Бюро Стандартов) и в Стэнфордском университете. Эти системы будут в 10—103 раз более чувствительны, чем стэнфордская установка, на которой были получены первые радиолокационные отражения от Солнца. Они предназначаются для исследования изменения структуры солнечной короны на высотах, определяемых соответствующими длинами волн. Сейчас уделяется большое внимание связи солнечных вспышек с земными явлениями, но при более интенсивных исследованиях планетных атмосфер мы также будем интересоваться влиянием солнечных явлений на эти атмосферы.
Те же радиолокационные системы, применяемые в сочетании с более коротковолновыми установками, позволят определить среднюю электронную плотность между Землей и планетой. Этот метод основывается на различии скорости распространения коротких и длинных волн в ионизованном газе. Действительно, для определения астрономической единицы с наивысшей точностью необходимо измерить время распространения на нескольких длинах волн, чтобы учесть влияние межпланетной среды. Таким образом, из одного и того же эксперимента можно было бы получить как астрономическую единицу, так и среднюю плотность газа.
Может быть, с помощью радиолокационных средств будут изучены солнечные эрупции и развитие возмущений в солнечной короне, изменения в межпланетном газе при вторжении корпускулярного потока и влияние этого потока на ионосферы планет.
3. Ионосфера. Мы почти ничего не знаем о характеристиках ионосфер других планет. Для их обнаружения посредством наземной радиолокации длина волны должна быть достаточно малой, чтобы сигнал прошел через земную ионосферу, и в то же время достаточно большой, чтобы сигнал отразился от планетной ионосферы.
Если считать, что максимальная электронная плотность в ионосферах Венеры и Марса такая же, какая была бы в земной ионосфере на расстояниях, соответствующих этим планетам, то на Венере она должна быть в 1,4 раза больше, чем на Земле, а на Марсе составила
Потенциальные возможности радиолокации
165
бы примерно 0,6 земной. Максимальная электронная плотность меняется ото дня к ночи в земной ионосфере примерно в 4 раза. Таким образом, в ночное время можно будет обнаружить марсианскую ионосферу, но при указанных выше условиях мы смогли бы наблюдать ночную ионосферу Венеры через нашу дневную. Тем не менее эти условия основаны на очень ненадежных аргументах; число переменных и неизвестных слишком велико, и проблема будет решена только в результате соответствующих измерений.
Если окажется, что ионосферы планет менее плотные, чем земная ионосфера в минимуме, то, конечно, проводить их радиолокационное исследование можно будет только с космических кораблей.
Если в сочетании с ионосферой планета имеет магнитное поле, то радиолокационное отражение будет иметь две компоненты с различным запаздыванием и поляризацией. Критические длины волн, соответствующие этим двум компонентам, будут различны (критической называется длина волны, на которой среда из пропускающей превращается в отражающую). Тщательное исследование этих эффектов позволит, вероятно, определить величину магнитного поля планеты.
Если работать на нескольких волнах длиннее и короче критической величины, можно определить высоту ионосферного слоя над твердой поверхностью. Кроме того, измеряя разницу в запаздывании на нескольких волнах, превышающих критическую величину, можно определить зависимость электронной плотности от высоты над максимумом электронной плотности.
Если известно магнитное поле, то имеется возможность определить полное число электронов в вертикальном столбе, используя эффект вращения плоскости поляризации в ионосфере в присутствии магнитного поля (эффект Фарадея). Мы уже отмечали, что полное число электронов на пути Земля — планета можно определить по разнице во времени запаздывания импульсов в различных длинах волн.
Если планетная ионосфера отличается очень сильно от земной, некоторые из перечисленных соображений
166
Приложение 4
окажутся неверными. Например, в земной ионосфере длины волн вблизи критической частоты только слабо поглощаются из-за взаимодействий с нейтральными атомами в нижних слоях (D); в верхнем отражающем слое (F) существенных потерь нет. Высказывалась гипотеза о том, что ионосфера Венеры достаточно плотна, чтобы отражать 70-сантиметровые волны, применявшиеся в радиолокационных экспериментах. Эта гипотеза кажется весьма заманчивой с первого взгляда, поскольку она может объяснить тот факт, что Линкольновская лаборатория получила в 1958 г. коэффициент отражения, близкий к единице, а в 1959 г. отражений вообще не было. Исходя из того что оптическая толща растет с длиной волны, можно объяснить также, почему на 3 и 9 см радиотемпература составляет 600° К, а на миллиметровых волнах значительно меньше. Высокая радиотемпература (600° К) относится к ионосфере, а более низкая, полученная на миллиметровых волнах, — к поверхности. Однако трудно представить разумную модель распределения электронной плотности с высотой, которая не давала бы полного поглощения на волне 70 см над уровнем отражения. В той мере, в какой это относится к радиолокационным исследованиям, следовало бы подождать новых экспериментальных результатов, прежде чем серьезно браться за устранение противоречий, которые, по-видимому, связаны с неполным характером информации, имеющейся в нашем распоряжении.
4. Облачный покров. Выше уже сообщалось о том, как радиолокация косвенно может помочь в определении высоты облачного слоя Венеры (т. е. радиуса твердого тела, тогда как оптические наблюдения дают радиус верхнего слоя облаков). Что же касается непосредственного радиолокационного изучения облаков, то тут трудно сказать что-либо определенное, так как нам плохо известны характеристики атмосферы и облаков. Можно предложить несколько вариантов. Разрыв диэлектрических свойств на верхней границе облаков не должен быть очень большим, чтобы его могли обнаружить новые сооружаемые радиолокационные системы. Если он мо
Потенциальные возможности радиолокации	167
жет быть обнаружен, высота облаков будет измерена непосредственно. Можно также представить себе применение радиолокационных методов на длинах волн, на которых поглощают составляющие облаков или атмосферы. Если изменять частоту вблизи этой критической величины, можно обнаружить присутствие полосы поглощения. Конечно, возникнут проблемы, связанные с разделением эффектов земной и планетной атмосфер.
ПРИЛОЖЕНИЕ 5
НАБЛЮДЕНИЯ С ЛЕТАТЕЛЬНЫХ АППАРАТОВ, НЕ ЯВЛЯЮЩИХСЯ СПУТНИКАМИ
Дж. Стронг
§ 1.	Введение
Существуют два противоположных подхода к проблемам исследования планет. Один характерен для астронома с теоретическим уклоном, который выдвигает гипотезы для объяснения уже накопленных наблюдательных фактов, другой — для астронома с экспериментальным уклоном, который стремится проложить новые пути для поиска новых фактов, насколько позволяют возможности. Рассмотрим, какие возможности для развития планетной астрономии предоставляют современные воздушные шары, пригодные к подъему оборудования большого веса на большие высоты, и высотные самолеты типа «Локхид U-2». Кроме того, мы обсудим современные экспериментальные разработки, которые расширяют эти возможности, а именно: усовершенствованные приспособления для^ гидирования по звездам, сервомеханизмы, управляемые автоматически, и новые приемники излучения.
Примером, показывающим важность экспериментальной работы, является процесс серебрения стекла, который привел к существенному увеличению диаметра телескопа сначала до 90 сантиметров у кросслеевского рефлектора, затем до 170 у зеркального телескопа обсерватории Маунт Вилсон и, наконец, до 250 сантиметров. После изобретения процесса алюминирования зеркал был построен 500-сантиметровый рефлектор, эффективный в ультрафиолетовой области вплоть до границы пропускания атмосферы (около 3000 А). Большие телескопы-рефлекторы позволили осуществить множество новых и важных астрономических исследований.
В этой статье мы намерены дать обзор новых возможностей для астрономических и метеорологических наблюдений, которые связаны с воздушными шарами и высот-
Наблюдения с летательных аппаратов	169
ными самолетами. И те и другие способны подняться на высоты, где практически исчезает инфракрасное поглощение и открывается совершенно неизученная спектральная область от ближних инфракрасных до миллиметровых волн. Резонно сопоставить эту новую обширную инфракрасную область спектра с узким, хотя и существенным, ультрафиолетовым интервалом, который был завоеван благодаря изобретению алюминирования.
Планы использования инфракрасной прозрачности атмосферы на больших высотах, возникшие у нас, в университете Джона Гопкинса, сначала встретили трудности. С первыми характерными для баллонной астрономии трудностями встретился проект, предполагавший определение обилия водяных паров в атмосфере Марса и базировавшийся на уже существовавшей в Организации морских исследований аппаратуре «Стратолаб». Трудности, обусловленные телескопической системой с ручным управлением и гидированием (автоматического управления не было), усугублялись тем, что противостояние Марса должно было произойти в конце 1958 г. Разработка полностью автоматической системы была невозможна из-за ограниченности фондов. Подготовительные работы для наблюдения Марса были использованы затем для наблюдения Венеры и позволили осуществить полет Мура и Росса в ноябре 1959 г.
Сейчас оставлена мысль о проведении полетов с человеком. Если мы и продолжаем думать о них, то только вследствие присущей им привлекательности. Вместо ручного управления наведением и грубого гидирования мы предполагаем использовать Солнце для автоматического наведения и гидирования телескопа на воздушном шаре. Воздушный шар будет запускаться утром и приземляться с заходом Солнца. Дневное небо на высоте 24 км достаточно темно, чтобы сделать астрономию, по крайней мере инфракрасную планетную астрономию, дневной профессией (в то время как на поверхности она по-прежнему останется ночной профессией).
Наши будущие планы проведения астрономических наблюдений с обсерватории, поднятой над поглощающей частью атмосферы Земли, которую мы можем назвать
170
Приложение 5
станцией на границе космоса, отражают наши специфические интересы. Кроме наблюдений планет, мы заинтересованы в исследовании спектра Солнца и звезд. В этом направлении уже достигнут некоторый прогресс [1].
Мы не останавливаемся пока еще на одном преимуществе наблюдений на воздушных шарах: они свободны от влияния атмосферной турбулентности. То, что в наших планах это преимущество не используется, не означает, что мы преуменьшаем его значение; наоборот, мы подчеркиваем, что это преимущество может быть эффективно использовано при решении других задач.
Помимо того что наши собственные интересы связаны с инфракрасными спектра-ми, мы хотим использовать в первую очередь повышение прозрачности, а не разрешающей силы и по следующей причине: нам кажется, что воспользоваться инфракрасной прозрачностью гораздо легче, чем отсутствием турбулентности, ограничивающей качество изображения на наземных обсерваториях. В самом деле, поглощение водяными парами затрудняет или делает полностью невозможными многие наблюдения с наземных обсерваторий, которые хотелось бы провести и которые могут быть сейчас проведены с границы космического пространства. С другой стороны, чтобы значительно улучшить результаты, уже полученные астрономами, использовав отсутствие турбулентности на больших высотах, потребуется апертура не меньше 30 см в дневное время и 90 см в ночное, причем в каждом случае должен достигаться дифракционный предел разрешающей способности. Это очень трудно сделать, учитывая тот факт, что добиться от телескопа дифракционного предела нелегко даже в земных условиях. Для выполнения программы, требующей повышенной разрешающей силы, нужно превосходное изображение. Наоборот, если телескоп используется только как устройство, собирающее свет от звезды, или конденсорное устройство для спектрометра, то с апертурой 30 см для звезд и планет и 9 см для Солнца можно получить превосходные спектроскопические результаты, совершенно новые и абсолютно недоступные для самых мощных наземных обсерваторий.
В дополнение к новым астрономическим результатам выполнение программы наблюдений с летательными ап
Наблюдения с летательных аппаратов	171
паратами на высотах, граничащих с космическим пространством, поможет разработать системы для использования в глубинах космического пространства. Эти высоты на границе космического пространства представляют собой зону, подходящую для предварительных испытаний.
§ 2.	Загадки планет
Наш интерес к планетам обусловлен желанием найти решение определенных загадок, которые возникли в результате некоторых современных, а также старых наблюдений. Синтон и Стронг наблюдали излучение Венеры в интервале 8—13 мк, где атмосфера Земли прозрачна вплоть до уровня моря или до верхнего слоя облаков. Они нашли, что локальная температура Венеры, определяемая по излучению, не меняется при переходе от. подсолнечной точки к антисолнечной, как это можно было ожидать (см. гл. 4, § 2, п. 3). Далее они нашли, что спектр излучения Венеры в той же области длин волн является более гладким, чем спектр земной атмосферы, если бы мы его наблюдали из космического пространства. Отсутствие изменения температуры является загадочным. Так как Венера вращается, по-видимому, медленно, следовало ожидать, что разность температур будет больше чем 5° С, которую нашли Синтон и Стронг. И кроме того, поскольку в атмосфере Венеры очень велико содержание углекислого газа, открытого Данхэмом и Адамсом, следовало ожидать менее гладкого спектра.
Каплан [2] пытался объяснить это сочетание фактов, предположив, что облачный слой совершенно непрозрачен в области 8—13 мк, где Синтон и Стронг нашли температуру 235° К, и прозрачен в близкой инфракрасной области, где по полосам СОз Чемберлен и Койпер определили температуру 285° К. Отражение ближнего инфракрасного излучения, исследовавшегося Чемберленом и Койпером, происходит на уровне с давлением 300 мб, в то время как непрозрачный слой лежит на уровне 100 мб (см. Приложение 9 и гл. 4, § 3, п. 3). Согласно Каплану, доля СОз в атмосфере выше уровня 300 мб должна составлять 20%.
Щ	Приложение 5
Другой загадкой является яркостная радиотемпература Венеры. Радионаблюдения дают 600° К на сантиметровых волнах; около 8 мм, правда, температура падает до 300 или 400° К (см. Приложение 3 и гл. 4). Высокие температуры трудно объяснить излучением ионосферы, и столь высокая температура поверхности тоже почти не приемлема. Хотя Саган и Эпик пытались найти объяснение этому противоречию, мы пока не можем считать вопрос решенным. Наконец, наши знания о различиях и сходствах между Землей и соседними планетами недостаточны, чтобы дать ключ к пониманию происхождения и эволюции планет.
Хотя подобные загадки в случае Венеры являются более острыми, чем те, которые связаны с Марсом, о последнем мы тоже знаем далеко не все. Желательно, например, чтобы наши знания о давлении в атмосфере Марса и ее строении были более уверенными. Необходимо понять природу атмосферной циркуляции и синей дымки на Марсе (приписываемой то кристаллам льда, то частицам углерода). Надо определить, связаны ли изменения цвета на поверхности Марса с органической жизнью.
Абельсон [3] категорически утверждает, что жизнь на других планетах невозможна. Его позиция заставляет нас разъяснить нашу собственную точку зрения. Мы не уверены, что на Марсе или Венере есть жизнь в том смысле, какой мы вкладываем в эти слова, по тем же причинам, которые выдвигает Абельсон. Но с другой стороны, вследствие недостаточности наших знаний о планетах мы не можем категорически утверждать, что эти планеты непригодны для жизни в том или ином виде.
Чтобы проиллюстрировать ее, давайте представим себе расу людей, подобных нам, на планете, подобной нашей, с тем отличием, что эти люди не знают о существовании рыб или птиц. Они будут думать, что их и не может быть, ибо рыбы должны тонуть, а птицы скорее падать, а не летать, так как ни вода, ни воздух не могут поддерживать жизнь в той форме, которая известна им..
Наблюдения с летательных аппаратов
173
§ 3.	Инфракрасная прозрачность на границе космического пространства
На рис. 1 приведены спектрограммы излучения Солнца с тем, чтобы продемонстрировать атмосферное поглощение на высотах 19 800 и 10 700 м на поверхности
Рис. 1. Спектр Солнца на различных высотах.
/ — модифицированная кривая для абсолютно черного тела с температурой 6000°3К, // и /// — приближенные спектры для уровня 19,8 и 10,7 км (высота Солнца 23°), /И —спектр на уровне моря. Стрелки указывают длины волн, на которых была изменена ширина щели и проводилась новая калибровка спектра.
Земли.. Эти спектры были получены в конце 1960 г. на Аляске с помощью самолета «Локхид U-2». В спектре, полученном на высоте 19800 м, остается, по существу, только поглощение озона. На высоте 24 км можно ожидать около половины остаточного поглощения Н2О и СО2 по сравнению с последним спектром. «Огибающий» спектр,
174
Приложение 5
построенный описанным ниже способом, дает внеатмосферную освещенность, которая используется для определения поглощения водяным паром и другими газами. Пользуясь поглощением в полосах, можно вычислить обилие паров воды над уровнем, где производились на-
Рис. 2. Непрерывный спектр (огибающая) абсолютно черного тела с температурой 600 (/) и 5036° К (//); III — комбинация огибающих Гуди (II) и Петюро с учетом дисперсии и поглощения.
Начало отсчета по оси ординат не совпадает с рис. 1. (Ред.)
блюдения. Мы будем выражать его в мк осажденной воды. По измеренному поглощению Бенедикт получил оценки, приводимые в табл. 1. На рис. 2 изображены огибающие спектров, построенные на основании значений наблюдаемой яркостной температуры Солнца (табл. 2). На рис. 3 можно видеть, как составной спектр, основанный на спектрах абсолютно черного тела с наблюдаемой температурой около соответствующих длин волн, подобен нашим спектрам после учета остаточного атмосферного поглощения.
Пропускание в полосе около 6 мк в географической точке, где производились наблюдения, на высоте 24 км
Наблюдения с летательных аппаратов
175
(29 мб) оценивается 13 X (29/60) = 7,5 мк воды при давлении 0,029 атм, что эквивалентно по поглощению 7,5 X у X / 0,029 = 0,6 мк осажденной воды при атмосферном давлении после поправки за уширение давлением. Таким образом, в окрестностях 6 мк на высоте 24 км поглощение водяными парами примерно такое же, как на пути 5 см в воздухе на поверхности Земли. Остаточное поглощение СОг приблизительно такое же, какое дают 20 м воздуха на поверхности Земли.
Таблица 1
Высота, км	10,7	19,8
Полное давление, мб	240	60
Количество осажденной воды, мк	23	13
Относительное содержание	0,9 -10'5	2,6 • 10“б
Таблица 2
г, °к	X, МК	Автор
6330	1,55	Петюро
6045	2,03	»
5880	2,31	»
5036	11,1	Гуди
Успехи, которых достигнет астрономия благодаря раз витию инфракрасных наблюдений, превзойдут то, что может быть достигнуто путем устранения атмосферной турбулентности, и в большей степени, чем использование спектроскопа и спектрографа, начатое Волластоном и Фраунгофером, превзошло успехи, которые принесло увеличение угловой разрешающей силы со времен Галилея.
176
Приложение 5
Воздушные шары и высотные самолеты позволят получить ту астрономическую информацию, которую несет инфракрасное излучение, так же как ракеты обеспечили
/ 2 Ч 5 6 7 8 9 10 11 12	13
Л, мк
Рис. 3. Огибающие спектров, представленных на рис. 1.
нас информацией, содержащейся в ультрафиолетовом излучении вплоть до рентгеновской области, а радиотелескопы — информацией, которую несет миллиметровое и сантиметровое излучение.
Наблюдения с летательных аппаратов
177
§ 4.	Сравнение характеристик летательных аппаратов
Ракеты, которые с успехом применяются для изучения ультрафиолетового излучения, не пригодны для исследования инфракрасного излучения. Дело в том, что кратковременность полета ракеты на очень большой высоте, где нет атмосферного ультрафиолетового поглощения, не является слишком большим ограничением для коротких длин волн. Ультрафиолетовое излучение актинично, так что фотография и другие приемники излучения позволяют получить информацию за то короткое время, когда ракета находится на максимальных высотах.
Воздушные шары не могут достигать таких больших высот, но те высоты, которые для них доступны, уже свободны от инфракрасного атмосферного поглощения. Их преимущество в том, что они могут поднимать тяжелые инструменты на длительное время, а это важно, так как инфракрасное излучение неактинично. Наконец, воздушные шары как летательные аппараты позволяют обеспечить большую стабильность телескопа, чем ракеты.
Если от телескопа, поднимаемого на большую высоту (выше уровня атмосферной турбулентности), требуется получение максимальной разрешающей силы, то воздушный шар представляется наиболее подходящим его носителем. Если же телескоп используется только как конденсор для собирания потока инфракрасного излучения, необходимого для освещения щели и заполнения коллиматора спектрометра, то в качестве его носителя может быть использован высотный самолет.
Преимущество самолета состоит в том, что он может летать в соответствии с заранее намеченным планом, в противоположность запуску, полету и приземлению воздушного шара. Сюда же надо добавить опасность повреждения воздушного шара или оборудования при запуске, и даже если запуск окажется удачным, — опасность разрыва воздушного шара ветрами в тропопаузе. Эта опасность, к счастью, сильно уменьшается, если для изготовления оболочки применять новые материалы. Мы имеем в виду воздушные шары из майлара с дакроновой сеткой Шелдола. Они при том же весе воздушного шара в семнадцать раз прочнее, чем полиэтилен,
Зак. 498.
178
Приложение 5
Большое внимание следует уделять тому, чтобы воздушный шар набирал высоту в соответствии с требованиями поставленной задачи. В частности, воздушный шар должен быть управляемым по вертикальной скорости относительно окружающего воздуха, чтобы в случае необходимости ее можно было снизить до нуля.
Наконец вопрос о приземлении воздушного шара тоже важен. Балластная техника совершенно непригодна. Не обеспечен необходимый при приземлении перископический обзор окружающей местности для пилота в гондоле. И даже после безопасного приземления остается риск опрокидывания парашютом. Самое настоятельное требование, предъявляемое баллонной астрономией, состоит в том, чтобы запуск, полет и приземление стали безопасными и легко воспроизводимыми операциями.
Перечисленные проблемы, связанные с воздушными шарами, насколько можно ожидать, разрешимы. Трудности, по-видимому, могут быть преодолены хорошей технической разработкой, основанной на опытных данных, и тогда воздушные шары будут наиболее подходящими носителями для оборудования, способного обеспечить точность до секунд, в противоположность самолетам, с которыми этого добиться нельзя из-за вибраций и воздушных потоков. Воздушные шары в будущем станут наиболее подходящим средством для подъема больших тяжелых телескопов диаметром, например, 125 см.
§ 5.	Программа для 30-сантиметрового баллонного телескопа
Баллонный 30-сантиметровый телескоп университета Джона Гопкинса был построен при поддержке Организации морских исследований и Национального научного фонда. В ноябре 1958 г. он был смонтирован и приведен в рабочее состояние в гондоле воздушного шара «Стратолаб», и по Марсу было опробовано наведение и гиди-рование. Планета гидировалась с точностью до 5", когда гондола была подвешена и поднята краном на высоту 24 м, чтобы имитировать условия работы на воздушном шаре во время полета. Спектроскопическое оборудование обеспечивало отношение сигнала к шуму 5:1 при
Наблюдения с летательных аппаратов
179
измерении излучения в окрестностях 1,1287 мк, когда телескоп наводился на Марс. Спектральная разрешающая сила составляла Av < 2 см~'.
Эти характеристики, полученные в ноябре 1958 г., вместе с результатами фотографирования звездных треков, проведенного в июле 1958 г. во время полета Фосса и Льюиса, показали, что телескоп и спектрометр на высоте 24 км позволят определить поглощение водяными парами в атмосфере Марса в окрестности 1,1287 мк. К несчастью, воздушный шар погиб из-за разрыва оболочки перед самым запуском. Гибель воздушного шара оборвала все планы, связанные с определением содержания водяных паров в марсианской атмосфере. Прошло около года, прежде чем оборудование было использовано для определения содержания водяных паров в атмосфере Венеры (1959 г.). Одна из первых задач, которую мы предполагаем в будущем решить с помощью воздушного шара, — повторное определение содержания водяного пара в атмосфере Венеры с 30-сантиметровым телескопом. Мы предполагаем также использовать его для исследования в отдельных специальных полетах спектра Солнца от 1 до 40 мк с высокой разрешающей способностью. Позднее с его помощью на высоте 24 км или около этого будет определяться содержание кислорода в атмосферах Венеры и Марса по полосе поглощения кислорода 7600 А. На этих высотах необходимо использовать допплеровское смещение, чтобы избежать блендирующего эффекта земного кислорода, которого остается около 3% выше 24 км. Допплеровского смещения недостаточно, однако, для отделения планетарных линий поглощения от блендирующих теллурических при наблюдениях с Земли, так как последние в данном случае слишком широки из-за большого количества поглощающего газа. Можно ожидать, что на высоте 24 км допплеровское смещение позволит решить задачу.
Предполагается использовать интерференционный спектрометр в сочетании с 30-сантиметровым телескопом (об этом говорится в последнем разделе). Последнего достаточно не только для оценок болометрической величины большого числа ярких звезд, но также для
12*
180
Приложение '5
определения формы «огибающей» спектра излучения очень ярких звезд. Болометрические величины и спектры звезд, полученные посредством 250-сантиметрового телескопа, не являются полными характеристиками, так как атмосфера Земли непрозрачна во многих длинах волн и только частично прозрачна в некоторых. Из-за поглощения атмосферы приходится прибегать к затруднительной экстраполяции, чтобы учесть ослабление в тех областях, где атмосфера не полностью прозрачна; не менее трудная интерполяция позволяет оценить интенсивность излучения звезд там, где атмосфера совсем непрозрачна.
Для нескольких ярких звезд с помощью обычной спектральной аппаратуры можно получить отношение сигнала к шуму порядка 10, если на приемник попадает десятая доля полного потока от звезды. Для получения этой оценки мы принимали, что диаметр телескопа равен 30 см, порог чувствительности 10-11 вт, эффективность фильтрации */2 и кривая распределения энергии (план-ковская) разбита на 10 участков. На первый взгляд кажется удивительным, что 30-сантиметровый телескоп оказался пригодным для такой задачи, — ведь он собирает поток, на два порядка меньший, чем 250-сантиметровый. Однако современные полупроводниковые приемники соответственно компенсируют это уменьшение потока. Они превосходят по чувствительности термопары, которые применялись при измерениях с 250-сантиметровым телескопом, как раз на два порядка (или даже больше в случае приемников, родственных PbS). Применение нетривиальных интерферометрических методов спектрометрии планет и звезд обсуждается ниже.
Осуществление нашего баллонного телескопа стало возможным благодаря тому, что астронавигационные устройства для самолетов доведены до высокой степени совершенства. Мы используем преимущества этой техники в нашем новом телескопе. Трудность гидирования тяжелого телескопа, установленного в гондоле, облегчалась только наличием системы оптического переключения [4]. Если с нашим телескопом мы сможем произвести грубое наведение вручную с точностью ±5° и поддерживать скорость ведения меньше 0°,1 в секунду, автомати*
Наблюдения с летательных аппаратов
181
ческое гидирующее устройство сможет держать изображение планеты (такой как Венера и Марс) или звезды на щели телескопа с точностью ±5" и выше.
§ 6.	Будущая программа для 125-сантиметрового телескопа
По-видимому, 30-сантиметровый телескоп не годится для измерений распределения температуры по диску планеты из-за недостаточно большого диаметра. Тем не менее, учитывая, что Синтон и автор смогли получить разрешающую силу около 0,1 мк у 10 мк с 500-сантиметровым телескопом (и предполагая, что разрешающая сила обратно пропорциональна квадрату диаметра), можно считать, что для 30-сантиметрового телескопа на воздушном шаре доступна разрешающая сила 2 мк. Было бы очень интересно получить спектр инфракрасного излучения Венеры с разрешающей силой 2 мк, полностью свободный от атмосферного искажения, чтобы выяснить, какие газы присутствуют в атмосфере Венеры и какова ее тепловая структура (см. Приложение 7). Уже 125-сантиметровый телескоп не только позволил бы определить распределение температуры, используя общее инфракрасное излучение не более чем от 2% планетного диска, но с помощью интерференционных методов можно было бы также измерять распределение спектральных компонент по диску планеты.
§ 7.	Энергетическая экономика спектроскопии в лаборатории и обсерватории
Допустим, у нас есть спектрометр, в котором разрешающая сила ограничивается не аберрациями или дифракцией, а малой интенсивностью излучения в данном спектральном интервале (см. рис. 4). Рассмотрим, как обстоит дело в лаборатории, если у нас имеется источник со спектральной яркостью Вх, а входная щель шириной е и высотой / полностью заполняется излучением источника. Если фокусное расстояние коллиматора Д а эффективная площадь S, то соответствующий телесный угол с вершиной в приемнике излучения равен
182
Приложение 5
Q = S/f2 и коллиматор целиком заполнен излучением ис-„	da 1
точника. Пусть дисперсия спектрометра равна фокусное расстояние зеркала телескопа (или линзы) равно фокусному расстоянию коллиматора и соответствующий телесный угол тоже равен Q. Ширина выходной щели к = е, высота /.
Рис. 4.
Положим, что общая эффективность спектрометра, т. е. суммарное пропускание линз и фильтров, отражательная способность зеркал, поглощение призм и (в случае решетки) фактор блеска — равна т. Если F— поток, который должен быть собран на приемнике, чтобы получить приемлемое отношение сигнала к шуму, то мы можем приравнять F потоку, пропускаемому спектрометром:
Так как 2 = -^- и e=f^&k, то разрешая это уравнение относительно ДХ, получаем
ДХ =

В данном случае ДХ — энергетически допустимая полоса пропускания, которая необходима, чтобы обеспечить заданное отношение сигнала к шуму.
Экспериментатор, который желает, например, уменьшить ДХ и увеличить разрешающую способность,
Наблюдения с летательны* аппаратов
183
поступит следующим образом. Он возьмет наиболее чувствительный приемник, чтобы обеспечить наименьшее значение F, увеличит применив, например, угольную дугу — наиболее яркий лабораторный источник инфракрасного излучения. Ему надо выбрать дифракционную решетку с максимальной площадью (решетка, применяемая в университете Джона Гопкинса, имеет полезную площадь 30 X 35 см2), которая должна
Рис. 5.
da давать максимальную дисперсию и возможную направленность. В нашем спектрометре Эберта выбрано максимальное отношение высоты щели к фокусному расстоянию.
Однако когда мы из лаборатории переходим на обсерваторию, то сталкиваемся с совершенно иными задачами. В лаборатории мы можем всегда заполнить исследуемым излучением как большую входную щель, так и большую коллиматорную линзу или зеркало. Иногда, впрочем, и в лаборатории трудно добиться этого, как например при изучении Раман-эффекта. Однако в случае астрономических объектов трудность заполнения входной щели является обычной, а яркость изучаемого объекта изменить невозможно.
На рис. 5 изображена схема, характерная для астрономических инструментов. Рассмотрим телескоп с отверстием 2й0 и фокусным расстоянием f0, который строит изображение астрономического объекта с угловым диаметром 8 на входной щели спектрометра. Будем
/84
Приложение 5
предполагать, что получаемое изображение круглое с- диаметром f<fi и однородным распределением освещенности. Обычно желательно, чтобы ширина щели е превосходила диаметр изображения планеты. Но, с другой стороны, хотелось бы сузить щель, чтобы получить удовлетворительное спектральное разрешение. Не трудно видеть, что доля изображения, которая находится между щечками щели, равна
2Ф + sin 2Т е =----!,
те
где угол 'Г определяется (как показано на рис. 5) пересечением края изображения и щечки щели спектрометра, так что sin Ф = утр Ширина щели е равна /0-^-ДХ. Из подобия треугольников -у- = у и
sin»F = A--^-Ak.
Л00 CLK
Закрепим за величиной 8 определенное значение, например, около 1" для диска дрожания звезды или больше — 22" для диска Венеры. Величина h0 определяется выбранным для работы телескопом. Придав е какое-либо определенное значение, скажем е = 0,8 (если tg^c^l/S) или 1 (если tgV = it/2), находим
/гс-^-Дк = const.
с ак
Это выражение допускает известные компромиссы при разработке конструкции инструмента. Увеличивая дис-da	*
Персию можно ограничиться более умеренными раз-мерами спектрометра (малое hc), оставляя ДХ достаточно малым. В спектрометре, который участвовал в полете Росса и Мура, спектральное разрешение составляло Ду^2 А около 1,1287 мк. Другие характеристики были следующими:
8о/о = 0,9 мм, е = 0,6 мм, 6 = 0,8, hc — 75 мм.
Наблюдения с летательных аппаратов
185
Площадь решетки составляла 14 X 25 см2. При угле падения 56° в проекции это давало 14X25 cos 56°== = 14X14 см2, т. е. квадрат, в который вписывается пучок 15-сантиметрового коллиматора.
Интерференционный спектрометр типа Фабри — Перо, работающий в центральном интерференционном пятне, обладает по сравнению с дифракционным спектрометром следующим преимуществом [5]. При равных величинах F
Д^д. < Q к 1/* ТИ. 5и. -т—= 13,0 у------•
AVH.	хд.
Индекс д. относится к дифракционному спектрометру, и.— к интерферометру. Согласно Гринлеру, для интерферометра, напыленного теллуром, ти. может быть сравнимым с тд. для направленной решетки. Таким образом, интерферометр на порядок лучше, чем спектрометр, как это показал Руперт [6]. Преимущество достигается благодаря применению в интерферометре Фабри — Перо большого круглого входного отверстия без потери разрешающей силы. Это в свою очередь возможно вследствие бесконечно большой дисперсии в центре интерференционной картины и просто большой дисперсии в окрестностях, в пределах центрального пятна. Преимущество интерферометра Фабри — Перо в том, что он при малых размерах прибора позволяет получить удовлетворительное значение ДА,.
Сейчас разрабатываются новые интерферометрические методы [7]. Смысл их состоит в том, что одновременно наблюдается много длин волн. Каждая измеряемая спектральная компонента излучения расщепляется на два луча, которые затем интерферируют, и после прохождения разности хода все компоненты наблюдаются суммарно. Запись интенсивности (амплитуды всех компонент после интерференции) в функции разности хода называется интерферограммой. Она дает сумму спектральных компонент интенсивностей на приемнике, каждая из которых определяется суперпозицией амплитуд. Подвергнув интерферограмму преобразованию Фурье, можно определить затем величину компонент.
186
Приложение 5
Этот метод спектрального исследования хорошо опробован в лаборатории. Помимо увеличения апертуры он дает также преимущество в увеличении времени записи. Кроме того, интерферометр обладает высокой эффективностью т, которая обеспечивает большой сигнал. Что касается шумов, то интерферометр благодаря длительному времени записи каждой компоненты дает время накопления на два порядка больше, чем обычный спектрометр. Шум за полное время развертки пропорционален _корню квадратному из времени накопления: N— ytQ. Так как /о может быть в сотни раз больше, чем постоянная времени в обычном спектрометре с диспергирующим элементом, шумы, обусловленные приемником, будут в ]/100 = 10 раз меньше.
Интерферометрические методы, а также метод Фабри— Перо могут быть использованы благодаря тому, что диаметр изображения /08 при астрономических наблюдениях обычно мал, т. е. спектрометр можно сделать малого веса.
§ 8, Чувствительность приемника и энергетический бюджет планет
В табл. 3 показаны границы длин волн десяти компонент, на которые может быть разделено излучение абсолютно черного тела в предположении характерной для планет температуры 234° К.
Для оценки порога чувствительности (вт) термисторных приемников мы можем использовать следующую формулу:
Fo = 81/"4- • 10"11 вт. Т TlQ
Здесь s — площадь детектора, например 0,01 см2 (1 X X 1 мм2)\ постоянную времени t детектора примем равной 0,01 сек. Если to— время накопления, равное 1 сек» имеем
Ао = 8 • 10 “ в/п=10 10 вт.
Наблюдения с летательных аппаратов
187
Телескоп диаметром 125 см, о котором говорилось выше, соберет при наблюдениях Венеры или Марса поток
F' = 0,lf =0,1 	 ^Р^4000к т.
Коэффициент в этом выражении обусловлен спектральным разрешением; второй множитель — полная спектральная яркость в вт/Q см2, равная <зТ*!ъ, где о = 5,67 X X 10“12 вт/см2Т^ и Т = 234° К, третий — телесный угол Q=-^-02, где 0 = 10‘4 в случае Венеры или Марса, четвертый — площадь зеркала 125-сантиметрового телескопа в см2. Итак,
7^125 = 5OOFo вт.
Для телескопа диаметром 30 см с учетом большего центрального виньетирования, которое уменьшает поток примерно на 20%,
5зо = 25F0 вт.
Если мы используем методы интерференционной спектроскопии, то при среднем времени развертки 100 сек можно надеяться уменьшить случайные ошибки в 10 раз. Такого же снижения ошибок можно достичь, если повторять сканирование в течение трех часов. С другой стороны, мы должны ожидать некоторой потери сигнала.
Чтобы упростить применение преобразования Фурье к интерферограммам, мы предполагаем разделить спектр Венеры с помощью пропускающих и отражающих фильтров на 3 области, обозначенные в табл. 3 как W (близкая инфракрасная), М (средняя инфракрасная) и F (дальняя инфракрасная).
Излучение на выходе интерференционного спектрометра мы будем регистрировать тремя термисторами и получим три интерферограммы. При получении этих записей ток потенциометра будет контролироваться гиди-рующим устройством, чтоб компенсировать ошибки ги-дирования. Учитывая увеличение времени накопления и трехчасовое усреднение, можно оценить отношение
188
Приложение 5
сигнала к шуму в указанных участках; оно будет примерно на порядок больше, чем 500 или 25 (числа, которые указывались для телескопов диаметром 125 иЗОсле).
Таблица 3
Излучение абсолютно черного тела с температурой 234° К
Участок	Интервал X, мк	дх	Примечания
1	0—8,9	8,9 ]	Область М
2	8,9—11,9	2,0 1	фильтр Са Л2,
3	11,9—13,3	14 J	К < 13 мк
4	13,3—15,3	2,0	Область ЛГ,
5	15,3—17,5	2,2	отражение от MgO,
6	.17,5—20,3	2,8	14 < К < 26 мк
7	20,3—23,9	3,6	
8	23,9—29,4	6,5	Область Л,
9	29,4—40,0	10,6	отражение от CaF2,
10	40,0— оо	оо	к > 26 мк
Если говорить о спектрах, которые могут быть получены с 30-сантиметровым телескопом, эти вычисления показывают, что для спектра Венеры можно получить вполне удовлетворительную примерную огибающую, даже если выполняется правило Халберта, согласно которому работать при отношении сигнала к шуму многоменьше 100 нельзя. Даже при разрешении всего лишь 2—4 мк эти спектры помогут решить вопрос о строении атмосферы и температурах атмосферы и поверхности.
Посредством 125-сантиметрового телескопа, выделяя отдельные части диска Марса, мы сможем, по-видимому, измерять распределение температуры атмосферы по диску. Такие наблюдения позволят получить волновое число долготных колебаний атмосферной циркуляции на Марсе.
Прогнозы относительно возможностей обоих телескопов довольно консервативны; они не учитывают хорошо известного увеличения чувствительности, которое полу
Наблюдения с летательных аппаратов
189
чается с помощью иммерсии (с помощью KRS = 5 можно получить оптическое усиление в 4 раза в области Л> 13 мк, а с германием — в 16 раз в области < 13 мк). Вряд ли удастся получать пространственное разрешение ниже 1". Тем не менее было бы полезно для интерпретации наблюдаемого теплового излучения поверхности иметь одновременные фотографии в видимых лучах и измерения поверхностной яркости. Наблюдения поверхности планет, независимые от погоды, представляют с этой точки зрения большой интерес.
ЛИТЕРАТУРА
1.	Предварительное сообщение о наблюдениях Солнца с летающей обсерватории U-2 22 декабря 1960 г., Лаборатория астрофизики и физической метеорологии университета Джона Гопкинса.
2.	Kaplan J., Выступление на конференции по атмосферам планет Ученого совета по космическому пространству в Калифорнийском технологическом институте 15—17 декабря 1960 г.
3.	A b е 1 s о n Ph., Доклад на собрании Американского астрономического общества, Нью-Йорк, 27—31 декабря 1960 г.
4.	Стратосферная обсерватория с человеком, The Griffith Observer, XXIII, 2 (январь 1959).
5.	Greenler R. G., J. Opt. Soc. Amer., 45, 788 (1955).
6.	Rupert C. S., «Разрешающая сила интерференционных диспергирующих элементов при наличии энергетических ограничений». (Опубликованное Организацией морских исследований сокращенное изложение доклада, представленного симпозиуму по строению и спектроскопии молекул, который проходил в университете штата Огайо в июне 1952.) «Ограничений, которые присущи решетке, нарезанной на некоторой поверхности, можно избежать, прибегнув к пространственной решетке, образованной соответствующими слоями с небольшим коэффициентом отражения. Подобным преимуществом обладает эталон Фабри — Перо. В идеальном случае энергетический поток на единицу спектрального интервала, который может быть получен посредством таких устройств, на два порядка больше, чем для решетки, нанесенной на поверхности при той же самой площади. Обсуждаются возможности и пределы, связанные с реализацией этого усиления».
7.	Vanass G. A, Strong J., Применение преобразования Фурье в оптике. Интерференционная спектроскопия. Приложение F к книге Стронга «Concepts of Classical Optics», W. H. Freeman and Co., San Francisco, 1958.
8.	S t г о n g J., V a n a s s e G. A., J. Opt. Soc. Amer., 49, 844 (1959).
9.	S t г о n g J., Vanasse G. A., J. Opt. Soc. Amer., 50, 113 (1960).
ПРИЛОЖЕНИЕ 6
ИССЛЕДОВАНИЕ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР С ПОМОЩЬЮ КОСМИЧЕСКИХ КОРАБЛЕЙ
Р. В. Дейвис, А. Р. Хиббс, Г. Нойгебауэр, Р. Л. Ньюберн
§ 1.	Введение
В приведенном на рис. 1 графике указаны даты, наиболее выгодные для полетов на другие планеты. В данной статье обсуждаются проекты экспериментов, которые будут проводиться во время первых полетов на Венеру и Марс.
Строение атмосферы Венеры само по себе является интереснейшей научной проблемой, и желательно иметь в этой области как можно более полные данные, чтобы восстановить историю развития солнечной системы. Кроме того, данные о давлении, распределении температуры и химическом составе непосредственно необходимы для подготовки дальних космических полетов. Если существующие оценки температуры поверхности
Космические исследования планетных атмосфер
191
Венеры правильны, то создание космического корабля, способного совершить посадку на поверхность, является чрезвычайно трудной задачей.
§ 2.	Химический состав атмосферы Венеры
Траектория корабля «Маринер А»1), первого венерианского космического корабля, который предполагается запустить во второй половине 1962 г., связана с относительно большими энергетическими затратами. Плоскости траектории корабля и орбиты планеты, пересекающиеся в окрестностях Венеры, будут наклонены по отношению друг к другу приблизительно на 20°. Сближение будет достаточно тесным (предположительно на расстоянии 27 000 км от центра планеты), вследствие чего траектория вблизи Венеры окажется сильно искривленной. Благодаря этому приборы на борту корабля «Маринер А» будут видеть как темную, так и освещенную части планеты. Фазовые углы будут изменяться от 145° при сближении до 0°, когда космический корабль, обойдя вокруг планеты, выйдет на освещенную сторону.
Начиная с расстояний 150 000 км пассивный инфракрасный планетный локатор начнет лоцировать Венеру и центрироваться на нее. Одновременно вступит в работу приемная установка для измерения радиоизлучения (дальнейшее описание системы радиометра см. ниже). Через короткий промежуток времени, точная величина которого зависит от траектории, включится ультрафио-
9 27 августа 1962 г. в направлении Венеры был запущен космический корабль Маринер 2. Орбита, вначале недостаточно точная, была откорректирована вспомогательной силовой установкой, и в настоящее время (октябрь 1962 г.) с кораблем поддерживается устойчивая радиосвязь. Корабль несет следующую научную аппаратуру: радиоприемные устройства на 13 и 19 мм (длина волны полосы поглощения НгО, и участок спектра рядом), инфракрасный радиометр с фильтрами на 10,5 мк (полоса СО2) и 8,5 мк (соседний участок), магнитометр с чувствительностью до 10-5 ас, счетчики частиц, приборы для исследования межпланетной плазмы и микрометеоритов. Предполагается, что корабль пройдет на минимально близком расстоянии от Венеры (^35 000 км от ее центра) на 109-й день после запуска. — Прим, перев. по статье из «Sky and Telescope, 24, по. 3, 146 (1962).
192
Приложение 6
летовый спектрофотометр. Спектрофотометр и радиометр расположены в управляемой головке, оси которой позволяют делать развертку вдоль линии, наклоненной на 15° по отношению к линии, соединяющей рога Венеры. Развертка будет ступенчатой, чтобы получать локализованные данные для относительно малых областей, а не интегрировать по большой части диска. Шаг развертки будет регулироваться программным устройством, причем программа составляется так, чтобы обеспечить максимальное географическое покрытие в каждой точке траектории и охватить некоторое пространство около планеты, что необходимо для изучения возможной внешней водородной оболочки (не исключено, что она содержит другие составляющие) и калибровки спектрометра.
Конструкция спектрофотометра уже разработана. Это калиброванный сканирующий монохроматор, скорее всего типа Эберта, питаемый кассегреновским телескопом. Диапазон длин волн 1100—4200 А, разрешение 10 А. Строится компактный прибор /74, выделяющий на диске планеты площадку 1/20 X 1/200 рад, ограниченную размерами щели. Приемником служит фотоумножитель с люминофором из салицилового натра. Логарифмический усилитель, регулирующий с помощью обратной связи напряжения на диодах фотоумножителя, обеспечивает динамический диапазон, достаточный для предполагаемого спектрального интервала. В случае необходимости щель автоматически может сужаться при регистрации ярких частей спектра. Особое внимание обращено на увеличение чувствительности системы посредством охлаждения фотоумножителя, удаление тех частей фотокатода, которые не используются, и просветление оптики с помощью интерференционного покрытия из фтористого магния. Весьма серьезна проблема рассеянного света, и принимаются все меры, чтобы свет от освещенной части планеты не попадал в прибор при наблюдении темной. Предусматривается абсолютная калибровка интенсивности и частоты во время полета.
Спектрофотометр будет сканировать большую часть дневной и ночной стороны Венеры: для первой он даст
Космические исследования планетных атмосфер
193
распределение интенсивности в непрерывном спектре и в линиях поглощения, для второй — линии излучения (свечение ночного неба и полярные сияния). В области короче 2000 А эмиссионные детали, возможно, будут наблюдаться в обеих частях планеты, в то время как на освещенной стороне на более длинных волнах будет доминировать отраженный свет. Вне планеты развертка позволит получить данные о внешней атмосфере. В результате этого исследования будут получены количественные данные об озоне, кислороде, водороде и азоте в верхней атмосфере Венеры, которые в соединении с данными радиометра и магнитометра помогут уточнить наши представления об атмосфере Венеры.
§ 3.	Проблемы температуры Венеры
Температура поверхности и распределение температуры в атмосфере Венеры являются предметом широких дебатов и противоречивых гипотез (см. гл. 4). Проблемы температуры и химического состава неразделимы, и эти гипотезы в одинаковой мере касаются обоих вопросов.
Будет сделана попытка измерить яркостную температуру Венеры на четырех длинах волн посредством комплекта измерительных приемников, установленных на борту космического корабля «Маринер А», и найдено распределение яркостной температуры по диску посредством его сканирования антенной с узкой диаграммой направленности. Если источником излучения является ионосфера, это обнаружится при сканировании вблизи края диска.
Инструмент направляется на планету с помощью предварительной ориентации сканирующей системы. Он сможет регистрировать радиоизлучение планеты с расстояния 150 000 км, когда большая часть диска будет темной. Поле зрения прибора 2°, что соответствует области в 5600 км с расстояния 150 000 км.
Система состоит из четырех независимых радиометров, которые используются с тремя параболическими антеннами. Применяются кристаллические модуляционные радиометры типа Дайка. Кристаллы действуют как квадратичные элементы. Рабочие длины волн 4, 8, 13,5 и
13 Зак. 498.
194
Приложение 6
19 мм. На двух более коротких волнах работают отдельные антенны, волны 13,5 и 19 мм принимаются на одну антенну. Общий вес системы — 5,5 кг, потребляемая мощность 10 вт.
§ 4.	Исследования Марса
Космический корабль «Маринер В» отправится к Марсу во время противостояния в конце 1964 г. Измерения на нем можно планировать только исходя из современных данных о характеристиках ракет и о финансовых средствах и кадрах, которые понадобятся для подготовки его запуска. Ниже описывается некоторый воображаемый космический корабль, конструкция которого основывается на этих предположениях.
Его основной частью является контейнер, который пройдет мимо Марса на близком расстоянии, и приборная капсула, которая опустится на поверхность. Капсула отделится от контейнера при прохождении корабля мимо Марса на расстоянии 500 000 км. Команда на посадку будет дана примерно на расстоянии 8000 км от поверхности с возможным отклонением 800 км.
Контейнер является релейной трансляционной станцией и базой хранения информации. Вес контейнера 640—680 кг, капсулы — примерно 135 кг, причем 45 — 82 кг приходится на научное оборудование контейнера и 22 кг — на приборы в капсуле (в обоих случаях не учитывается вес питания). Контейнер будет нести фотографическую систему с разрешением приблизительно 1 км при наиболее тесном сближении, инфракрасный спектрометр, предназначенный для выявления органических молекул на поверхности Марса и исследования свойств атмосферы, а также ультрафиолетовый спектрометр для исследования полярных сияний, свечения ночного неба, резонансного переизлучения и полос поглощения. По спектрам будет определен химический состав верхних слоев атмосферы. Все три инструмента требуют двумерной развертки по диску планеты. Кроме того, будут установлены магнитометры и приборы для исследования корпускулярного излучения и космической пыли.
Космические исследования • планетных атмосфер
195
С помощью счетчиков корпускулярных частиц > будут изучаться космические лучи и солнечные потоки частиц малой энергии.
Капсула будет покрыта экраном из летучего материала. Когда капсула затормозится до скорости, меньшей 1 М1), экран будет сброшен, раскроется парашют, и капсула будет выполнять функции автоматической лаборатории. Между капсулой и контейнером будет работать линия связи с шириной полосы 1 кгц; при снижении будут сделаны несколько фотографий в течение 15 мин. Последняя из них будет иметь разрешение 10 см с обычной оптикой и видиконом. Во время снижения с помощью специальных приборов будут измеряться температура, давление, содержание водяных паров и химический состав атмосферы. После посадки будут проводиться исследования поверхности и дальнейшее изучение атмосферы. Особое внимание уделяется биологическим экспериментам.
Все работы будут выполняться в течение часа после посадки. Через час контейнер уйдет за горизонт на два с половиной часа. По прошествии этого времени вследствие вращения Марса контейнер вновь появится в поле зрения, и будет установлена связь в полосе примерно 100 гц.
Один из главных недостатков системы — ограничения, связанные с хранением и передачей данных. Можно надеяться, что скорость передачи на линии связи контейнер— Земля достигнет 100 бит/сек.
Инфракрасные спектрометры для контейнера частично уже разработаны. Они рассчитаны на решение следующих задач:
1)	подтверждение присутствия полос поглощения (обусловленных, возможно, органическими веществами), наблюдавшихся Синтоном в области 3—4 мк (при измерениях с космического корабля разрешение будет примерно в 100 раз больше, чем у Синтона);
2)	исследование органических соединений в более длинноволновой области (особенно 4-—7 мк)\
9 Здесь М — число Маха, равное отношению скорости движущегося в среде тела к скорости звука в этой среде. — Прим. ред.
13*
196
Приложение 6
3)	нахождение распределения углекислого газа и водяного пара в атмосфере. По распределению интенсивности внутри полос поглощения СО2 и Н2О можно будет параллельно получить данные о вертикальном распределении температуры в атмосфере.
Первая задача проста; возможность решения двух других зависит от химического состава атмосферы и концентрации органической материи на поверхности. Решить все задачи с помощью одного прибора, по-видимому, нельзя.
Для запуска, намеченного на 1962 г. и отложенного на два года, были разработаны два инфракрасных спектрометра. Один из них — дифракционный монохроматор, составленный по схеме Эберта, другой — интерферометр Майкельсона. В качестве приемника для области 2—5 мк в обоих применяется селенисто-свинцовое фотосопротивление. Приемник для более длинных волн еще не выбран; возможно, это будет какая-то охлаждаемая система. Приведем основные характеристики обоих инструментов:
Спектральный интервал 2—8 мк
Спектральное разрешение 300 А у 4 мк
Поле зрения 2°,5X0° 25 (дифракционный спектрометр)
и 1°Х1° (интерферометр)
Наименьшее число градаций интенсивности 32.
Предполагается получить три полных цикла двумерной развертки (около 40 элементов изображения), покрывающих поверхность планеты полностью. Вместе со спектрометрами будет установлен грубый оптический датчик, который обеспечит отождествление сканируемых областей.
ПРИЛОЖЕНИЕ 7
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ НАБЛЮДЕНИИ ПЛАНЕТ С КОСМИЧЕСКИХ КОРАБЛЕЙ
Л. Д. Каплан
Остановимся на интерпретации планируемых наблюдений. Большое преимущество наблюдений с космического корабля по сравнению с земными состоит в увеличении сигнала, которое достигает 104 даже при пролете. Это делает возможными наблюдения, которые с Земли вообще нельзя провести, и позволяет получать географическое распределение таких характеристик атмосферы, которые сейчас могут изучаться лишь на пределе чувствительности для планеты в целом. Не следует забывать также о непрозрачности нашей собственной атмосферы в определенных спектральных областях.
Конечно, из этого не следует, что на земных обсерваториях уже нечего будет делать (см. гл. 5, § 3). Многие полученные данные еще не интерпретированы, причем, к сожалению, некоторые из них пока недоступны научной общественности.
Примером того, насколько важную информацию можно извлечь из ограниченных данных, может служить исследование Венеры, проведенное автором [2]. Это — новая интерпретация строения атмосферы Венеры; она представляется приблизительно правильной.
Инфракрасные наблюдения. Инфракрасные наблюдения Марса с космического корабля при пролете на близком расстоянии (см. Приложение 6) должны дать ценную информацию о строении атмосферы и, возможно, о природе полос Синтона. Во всяком случае можно будет точно сказать, формируются ли они в атмосфере или на поверхности, и обнаружить водяной пар, даже если его очень немного.
Тепловое излучение в полосе СО2 4,3 мк, измеренное с разрешением 0,03 мк, можно будет интерпретировать
198
Приложение 7
с точки зрения тепловой структуры атмосферы, используя те же самые принципы, что и для зондирования земной атмосферы с помощью измерений в полосе СО2 15	[1, 3].
К сожалению, подобные измерения не предполагается проводить на венерианском космическом корабле «Маринер А». Стронг предлагал проводить эти измерения с низким разрешением на самолете U-2 или на воздушном шаре (см. Приложение 5). Автор полагает, что это вполне осуществимо, и предлагает следующие интервалы: 8—9, 10—12, 12—14 и 14—16 мк. При этом перекрывается весь диапазон от полной прозрачности до полной непрозрачности.
Концентрацию СО2 в атмосфере Венеры можно, по-видимому, определить с необходимой точностью с помощью измерений рассеянного солнечного излучения в ультрафиолетовой области. Основы интерпретации обсуждались Зингером [5] и Капланом [3, 4] в применении к распределению озона в нашей собственной атмосфере.
Для определения содержания СО2 можно, вероятно, использовать измерения в области 2000—2500 А, однако коэффициенты поглощения пока неизвестны. Очень важно измерить в лаборатории поглощение СО2 в этой области и его зависимость от температуры и давления.
На длинах волн короче 1600А коэффициент поглощения СО2 достигает минимального значения около 1 слг1 в области линии La. Средний поток La составляет около 4 • 1010 фотонам2 • сек, и ни в одном интервале шириной 100 А в области короче 1600 А нет большего количества рассеянного солнечного излучения. Даже если концентрация СО2 ниже 10%, приведенная длина пути СО2 будет около 50 см)мб. Коэффициент рассеяния La составляет Ю-2 мб~х. Следовательно, при давлении 0,1 мб излучение, рассеиваемое при отсутствии СО2, составляет 4-Ю7 фотон)см2 • сек и пропускание СО2 составляете-5. Следовательно, в области длин волн короче 1600 А не может быть обнаружено никакое рассеянное излучение. Поскольку коэффициент поглощения быстро падает до значения меньше 1 слг1 около 1730 А, рассеянное солнечное излучение будет обнаруживаться на некоторой длине волны, превышающей 1700 А.
Интерпретация наблюдений планет из космоса 199
За пределами 1700 А коэффициент поглощения Ог больше на порядок, а Н2О на два порядка, чем для СО2. Таким образом удастся обнаружить и эти газы, если они присутствуют в заметном количестве. Озон может быть обнаружен при измерениях в области 2500 А.
Если свечение ночного неба в области короче 1700 А достаточно сильно и может быть измерено, то из сказанного ясно, что даже на дневной стороне никаких помех для его обнаружения со стороны фона рассеянного света не будет.
На Марсе обилие СО2 недостаточно, чтобы применить этот метод, но для измерения распределения озона и обилия кислорода он вполне пригоден.
ЛИТЕРАТУРА
1.	К а р 1 a n L. D., J. Opt. Soc. Amer., 49, 1004 (1959).
2.	К а р 1 a n L. D., Planet. Space Sci., 8, 23 (1961).
3.	К a p 1 a n L. D., J. Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer, в печати (1961).
4.	К a p 1 a n L. D., Proceedings of Symposium on Chemical Reactions in the Lower and Upper Atmosphere, Stanford (1961).
5.	S i n ge r S. F., J. Geophys. Res., 62, 299 (1957).
ПРИЛОЖЕНИЕ 8
ОБЩАЯ ЦИРКУЛЯЦИЯ В АТМОСФЕРАХ ПЛАНЕТ
Пел Минц
§ 1. Введение
Известны два режима крупномасштабной тепловой циркуляции, развивающейся в тонком слое жидкости, которая удерживается на поверхности сферы силой тяжести, на экваторе нагревается и у полюсов охлаждается. В обоих режимах жидкость выполняет две основные функции: переносит теплоту от источника тепла на экваторе к холодному полюсу, поддерживая тепловое равновесие, и кинетическую энергию, необходимую для поддержания циркуляции, которая иначе затухала бы вследствие вязкости.
В симметричном режиме общей циркуляции жидкость на всех долготах поднимается вверх вблизи экватора вращающейся сферы и течет по направлению к полюсам в высоких слоях, около полюсов опускается и течет к экватору в нижних слоях. В то же время в потоке жидкости имеется зональная компонента скорости относительно сферы, которая возрастает с высотой в направлении вращения сферы. Меридиональная и зональная компоненты (см. рис. 1) одинаковы на всех долготах (циркуляция симметрична относительно полюсов), поэтому данная форма общей циркуляции называется симметричным режимом.
В другой форме общей циркуляции, в так называемом волновом режиме, поток характеризуется горизонтальными волнами большой амплитуды на средних и верхних уровнях и большими горизонтальными вихрями (циклоны и антициклоны) в нижних слоях потока, как схематически показано на рис. 2. В каждой полусфере центры циклонов в среднем лежат ближе к полюсу, чем центры антициклонов, в результате чего относительный зональный поток на нижних уровнях, осредненный по
Общая циркуляция в атмосферах планет
201
всем долготам, имеет восточное направление вблизи экватора и полюсов, а на средних широтах — западное. Кроме того, в волновом режиме осредненная по зонам
Рис. 1. Симметричный режим общей циркуляции.
а —линии тока в высоких слоях; б —поперечный разрез, показывающий меридиональную проекцию циркуляции и изотермы потенциальной температуры 0.
меридиональная циркуляция обратна на средних широтах, как это показано на схеме.
Симметричный режим циркуляции обеспечивает перенос тепла к полюсам только в том случае, если вертикальный температурный градиент меньше адиабатического. Тогда движущийся на север поток, как это показано на рис. 1, имеет более высокую потенциальную
202
Приложение 8
температуру, чем движущийся на юг. Но безотносительно к вертикальному градиенту, более теплая (и следовательно легкая) жидкость, поднимающаяся вблизи экватора, и более холодная (и тяжелая), оседающая
Рис. 2. Волновой режим общей циркуляции.
а — линии тока на среднем и верхнем уровнях (жирная кривая) и вблизи поверхности (тонкая кривая); Z —низкое давление, Н — высокое давление; б—поперечный разрез усредненной по зонам меридиональной циркуляции и усредненный по зонам зональный ветер; W —западный, Е —восточный ветер.
вблизи полюса, преобразует потенциальную энергию в кинетическую. Если при циркуляции индивидуальные элементы жидкости устойчивым образом движутся через температурные потенциальные поверхности, градиент меньше адиабатического и температура пони
Общая циркуляция в атмосферах планет
203
жается к полюсу, то для этого необходимо не только нагревание жидкости на экваторе и охлаждение на полюсах, но также нагревание на нижних уровнях (где давление высокое), охлаждение на верхних (где давление низкое). Однако теория общей циркуляции очень упрощается, если считать, что вертикальный градиент является независимой величиной, и надо определить только широтный градиент температуры. При этом первый необходимо задать как некоторую константу.
В волновом режиме циркуляции в отличие от симметричного на одних долготах существуют языки теплой жидкости, которые движутся к полюсу, в то время как на той же высоте на других долготах холодные языки движутся к полюсу и этим обеспечивается перенос тепла к полюсам, балансирующий различный нагрев на разных широтах. Перенос тепла посредством волн не зависит от вертикального градиента температуры. Таким образом, теплая жидкость поднимается в одной фазе волны, в то время как холодная оседает в другой; тепло переносится вверх и происходит превращение потенциальной энергии в кинетическую. Для определения охлаждения на высоких уровнях и нагревания на низких мы предполагаем некоторый постоянный вертикальный градиент температуры.
В кратком описании двух режимов общей циркуляции мы хотели бы решить два вопроса.
1) При каких параметрах каждый из этих двух режимов циркуляции является динамически устойчивым и, следовательно, может длительное время осуществляться в некоторой жидкой планетарной оболочке?
2) Какой из этих устойчивых режимов общей атмосферной циркуляции может осуществляться на Земле, Марсе или Венере, если судить по тем параметрам, которые мы знаем или имеем основание предположить для этих планет?
Чтобы ответить на эти вопросы, мы покажем сначала, что необходим некоторый определенный темпера-
/ дТ\
турныи широтный градиент	, чтобы режим
симметричной циркуляции мог обеспечить перенос
204
Приложение 8
достаточного количества тепла к полюсу, сбалансировать различие нагрева на разных широтах и поддерживать жидкую оболочку в тепловом равновесии.
Затем мы покажем, что имеется некоторая критическая величина широтного температурного градиента ( df\
, ниже которой динамически устойчив только симметричный режим, а выше может быть устойчивым (т. е. непрерывным конвективным) и способным поддерживать тепловое равновесие только волновой режим. Находится атмосфера планеты в симметричном режиме или в волновом, зависит от того, превышает ли дифференциальный широтный нагрев AQ некоторую определенную критическую величину.
В заключительных параграфах мы посмотрим, какая из форм общей циркуляции может осуществиться на Земле, Марсе и Венере, сопоставляя в каждом случае относительные величины AQ и AQK₽. и вспомогательный параметр X.
§ 2. Широтный градиент температуры, необходимый для поддержания теплового равновесия симметричной циркуляцией
В этом исследовании мы будем использовать модель атмосферы с двумя параметрами (илидвумя уровнями). Давление будет служить вертикальной координатой, как показано на рис. 3. Давление на поверхности равно ps, уровни 1 и 3 являются средними для верхней и нижней половины атмосферы; предполагается, что горизонтальные скорости (как геострофические, так и негеострофические) линейно зависят от давления.
Используем уравнение движения в приближенной форме:
= -gVZ - k X/V + F,	(1)
где v — горизонтальная скорость, v^ = у k X VZ — геострофическая компонента горизонтальной скорости, g — ускорение силы тяжести, Z — высота изобарической поверхности, f = 2Q sin ф — кориолисов параметр, Q — ско
Общая циркуляция в атмосферах планет
205
рость вращения планеты, ф — широта, F—горизонтальная сила вязкости, V — горизонтальный оператор на изобарической поверхности, к — единичный вертикальный вектор, t — время.
Уравнение (1) называется квазигеострофическим уравнением движения атмосферы, так как член с кориолисовой силой содержит полную горизонтальную скорость, в то время как члены локального и адвективного
Давление
Уровень
Рис. 3. Основные уровни в модели атмосферы с двумя параметрами.
Ps — давление на поверхности, v — усредненная по зонам составляющая меридионального ветра.
ускорения содержат только геострофическую компоненту скорости. Вертикальная компонента ротора уравнения (1) представляет собой квазигеострофическое вихревое уравнение в одной из форм, часто применяющихся для численных методов предсказания погоды (см. ур. 7).
В случае зонально симметричного потока
где^ — меридиональная (направленная к северу) компонента геострофического ветра, х и у — координаты, направленные к востоку и северу, волнистая черта сверху означает среднее по зонам (среднее по х).
В симметричном потоке зональная компонента урав« нения (1)
~sr=^+^,
206
Приложение 8
и в установившемся состоянии
1 о v = - 7 Fx<
(2)
гдея^—восточная (зональная) компонента геострофического ветра, v — компонента общей скорости, направленная на север, и Fx—восточная компонента силы вязкости.
Уравнение (2) означает, что в установившемся состоянии симметричной циркуляции меридиональная скорость должна быть такой, чтобы на каждом уровне зональная кориолисова сила, обусловленная меридиональной скоростью, равнялась по величине зональной силе вязкости, но имела бы противоположное направление.
В пренебрежении горизонтальными вихревыми напряжениями зональная сила вязкости на уровне 1 равна
PXA = -g(^-\~~g
тх, 2 zx, 0 ____
Р2 Ро
где — зональная компонента вихревого напряжения, ц—вертикальная турбулентная вязкость, р — плотность, а числовые обозначения соответствуют уровням давления, представленным на рис. 3.
Из вертикальной производной геострофического ветра, гидростатического уравнения и уравнения состояния можно получить тепловое соотношение для ветра
где Т — температура и а — радиус планеты. Предполагая
/<Ч,\ ZjM
\ др /2	\ др /г ’
можем найти

2g2	(df2\
rfPs?* ^2\	/'
Общая циркуляция в атмосферах планет
207
Подставив это выражение в уравнение (2), получим для центральной широты (где f = 2Qsin45°)
aQ?psT2 \ dy
(4)
Из этого равенства следует, что в установившемся состоянии симметричной циркуляции меридиональный ветер пропорционален широтному градиенту температуры и вертикальной турбулентной вязкости и обратно пропорционален квадрату скорости вращения планеты. И поскольку ветер линейно зависит от высоты, в установившемся состоянии
^з = —^1-
Далее, при симметричной циркуляции перенос энергии через центральную широту почти целиком определяется переносом тепловой и потенциальной энергии
f v(CpT + gZ)dp,
где ср — удельная теплоемкость при постоянном давлении.
Теперь, учитывая, что мы пользуемся моделью с двумя параметрами, выразим ветры и температуры в верхней и нижней половинах атмосферы через их величины на среднем уровне. Тогда
Hs=^ & (ср7\ + gZJ + ;3 (Cpf3+gZ3)] = itaps ~ I Ср f i f3 \	_	_
= Vt“'ui Г?"?------F+ 1)Я(21 — Z3) =
V2 g \g Z1 — Z3 1	/
_ napsR*f2s ~ /2 gm b
где s = 1----------статическая устойчивость, 7 = dT/dZ—
^ад.
вертикальный температурный градиент, тад. = — gtcp — адиабатический вертикальный температурный градиент, /?* — универсальная газовая постоянная и ш — средний молекулярный вес.
208
Приложение 8
Используя уравнение (4), получим равенство
(5) 1 /2	\	<5? /
которое дает связь между переносом тепла к полюсу и широтным температурным градиентом в установившемся режиме симметричной циркуляции. Заметим, что перенос тепла Hs не зависит от давления на поверхности (или массы атмосферного столба единичного сечения).
Для сохранения теплового равновесия необходимо, чтобы перенос тепла к полюсу через некоторую среднюю широту был равен AQ — абсолютному нагреву атмосферы в области между центральной широтой и экватором (который, конечно, равен абсолютному охлаждению между центральной широтой и полюсом). Следовательно, при тепловом равновесии градиент температуры на центральной широте в установившемся режиме симметричной циркуляции должен быть равен
/ дТ* \	Qtm лл	/с\
\ Jffs=bQ~
Если даны физические параметры Q, т, g, s и Ц2 и дифференциальный нагрев AQ (который сам по себе \ может быть, а может и не быть функцией------д^г)’ т0
из уравнения (6) мы можем найти широтный градиент температуры, при котором симметричный режим циркуляции поддерживает атмосферу в тепловом равновесии, но это уравнение ничего не говорит о том, является ли такой симметричный режим динамически устойчивым. Ниже мы перейдем к теории динамической устойчивости симметричной циркуляции.
§ 3. Критический широтный градиент температуры, необходимый для динамической устойчивости симметричного режима
В последние годы были проведены обширные теоретические исследования устойчивости околополярного вихря и форм волновых возмущений, которые возникают, когда
Общая циркуляция в атмосферах планет
209
он становится неустойчивым. Основные уравнения, применяемые в большинстве таких работ, — квазигеостро-фическое вихревое уравнение (в том виде, который получается, если взять вертикальную компоненту ротора уравнения (1) и подставить туда
-^ = -vr-V(C?+/)-/V -v + kXVF (7)
и термодинамическое уравнение энергии
<ЭД	„л дв ।	6	/Оч
—3F = -v-V0-“-5r+-^^	(8)
где Cr=k|VvJ— вертикальная компонента ротора геострофического ветра, со = dp/dt— вертикальная скорость в пространстве (х, у, р), б — потенциальная температура и q — скорость неадиабатического нагревания на единицу массы.
Считая в соответствии с принятой моделью, что ветер линейно зависит от высоты, подставив уравнение (7)* для уровней 1 и 3, а уравнение (8) для уровня 2 п vg — — gf^kVZ] из уравнения геострофического ветра, V-v = diss/dp из уравнения неразрывности масс, уравнение Пуассона 0 = 7' (ps/p)k, уравнение состояния Т — = Pml?R* и гидростатическое уравнение pg = — dp]dZ. Тогда
’2-^- = -4z‘’ fkxFFi’ <9> = —/(z3’ f v"z=+/)+-^7"3+4kxvF3' <’0>
>'>"P<z..z>i-l'JS<Z|'Zll“1 + ^' (11) где J — горизонтальный якобиан на изобарической поверхности.
Если Zi и Z3 даны в некоторый начальный момент, а сила вязкости F и скорость нагревания q заданы как функции полей Zi и Z3 (т. е. как функции геострофического ветра, температуры воздуха и географического положения), то при различных горизонтальных граничных условиях уравнения (9) — (11) могут быть разрешены
14 Зак. 498.
210
Приложение 8
dZx OZ^	т-j
относительно трех неизвестных ~g^~» -gf- и <d2. В результате интегрирования по времени эти уравнения дадут будущие поля Z\ и Z3 (и также сог) и, следовательно, будущие трехмерные поля температуры, геострофического ветра и вертикальной скорости, соответствующие данной модели атмосферы.
Исследованием общей циркуляции земной атмосферы посредством численного интегрирования уравнений (9) —(11) занимались Филлипс [14], а также Хасс и Минц [9]; результаты последних частично будут рассмотрены в § 4. Но чтобы получить более ясное понятие о физических процессах, определяющих устойчивость симметричной циркуляции, а также о точности принятой для соотношений между параметрами математической формулировки, мы воспользуемся этими уравнениями в линеаризованном виде.
Для линеаризации пренебрежем членами с нагревом Ъ вязкостью и потребуем, чтобы зональная компонента геострофического ветра была горизонтально однородной и независимой от времени. Горизонтально однородный зональный геострофический ветер автоматически делает фазу и амплитуду меридиональной компоненты ветра независимым от у. Прибегая к такой линеаризации, можно показать [18], что свойства какого-либо синусоидального возмущения зонального потока определяются параметром
§ — I \ _	Д222^2
\ ду /	—п4),/г ’
где айт / 2ср \‘/2
и п — планетарное волновое число, т. е. число
круг полусферы. Если 8 < 0, разность фаз возмущения на уровнях 1 и 3 периодически изменяет знак со временем. Это означает, что вертикальный наклон линий возмущения, идущих вдоль максимумов и минимумов, меняется со временем, то возрастая, то уменьшаясь относительно направления зонального термального сдвига ветра. Если 6 > О, то безотносительно к начальному со-
(12)
(13)
ВОЛН во-
Общая циркуляция в атмосферах планет
211
стоянию возмущения разность фаз между возмущением на верхнем и нижнем уровнях монотонно приближается к некоторой предельной положительной величине (примерно 1/6 длины волны) и волновое возмущение приобретает вертикальный наклон.
Значение вертикального наклона возмущения двояко.
1) Если наклон волнового возмущения возрастает с высотой, то решение основных уравнений для
Vtj = — на уровнях 1 и 3 таково, что на общих уровнях имеется конвергенция горизонтальной скорости в минимумах волн и дивергенция в максимумах. Согласно уравнению (7), это означает, что амплитуда возмущения возрастает на обоих уровнях. Наоборот, если наклон волн падает с высотой, на обоих уровнях наблюдается дивергенция в минимумах и конвергенция в максимумах, а амплитуда возмущения уменьшается.
Итак, если 8 < 0 возмущение, на обоих уровнях просто колеблется около начальной амплитуды. Но если 8 > 0, то возмущение приобретает постоянно возрастающий наклон и амплитуда возрастает неограниченно (поскольку скорость геострофического зонального ветра на обоих уровнях не зависит от времени). Следовательно, если 8 > 0, кинетическая энергия волнового возмущения возрастает.
2) Второй важный аспект состоит в том, что знак и величина наклона определяют знак и величину широтного переноса тепла волнами. Если наклон направлен к западу (он является возрастающим, если зональный тепловой сдвиг ветра направлен с запада на восток), то, как показывает связь между температурой и разностью (Zi — Z3), на всех уровнях имеется положительная корреляция между температурой и меридиональной компонентой ветра и, как это описывалось во введении, на любом уровне языки теплого воздуха движутся на север, а холодного на юг и дают перенос тепла к полюсу Hw. Противоположный перенос тепла имеет место в том случае, если вертикальный наклон имеет восточное направление.
Можно показать, что перенос тепла волнами к полюсу через средние широты, если у поверхности ветры слабы
14*
212
Приложение 8
по сравнению с верхними уровнями, равен
~ ita2Qps V2 sin а
* ~ kgn
(14)
, г	V\ + V,
где и2=	2	—средняя амплитуда волны в поле ско-
ростей (амплитуда меридиональной компоненты ветра
Рис. 4. Устойчивость симметричной циркуляции в функции широт* / дТг\ ного градиента температуры! —
на среднем уровне), а — сдвиг фазы между волнами на уровнях 1 и 3 и k =	----постоянная Пуассона.
Следовательно, если 8 > О, волновое возмущение дей-
ствует в сторону уменьшения градиента температуры по широте. Мы можем построить нейтральную кривую 8 == О ,	/ дтг \
на графике, показывающем зависимость (^----от
планетарного волнового числа п (рис. 4). Эта кривая
Общая циркуляция в атмосферах планет
213
дает нам критическую величину широтного температурного градиента
(-#).,<15>
ниже которой 8 < 0 для возмущений любой длины волны. Если (—несколько превышает kT2s, для возмущения с волновым числом п== имеем 8 > 0, в то время как для более длинных и более коротких волн 8 < 0. Назовем (см. ниже) волновое число n — ^lv 2 главным волновым числом и обозначим его через
= (16)
Если широтный градиент температуры больше критического kT^s, то величина 8 положительна для широкого диапазона волновых чисел, но она никогда не может быть положительной для волнового числа, превышающего %. Это особенно имеет значение в том случае, когда теория применяется к Венере.
Главное волновое число По является очень важной ( df2 \ величиной, так как --никогда не превосходит на-
много критическое значение (за исключением случая Х<1). Мы можем представить, например, что дифференциальный нагрев превышает Hs, в результате широт-ныи градиент температуры ----постепенно возра-
стает и приближается к критической величине снизу. Вследствие нерегулярности поверхности планеты или нерегулярностей самой атмосферы всегда будут присутствовать возмущения малой амплитуды всех длин волн, и когда (—'^) пРевз°йдет критическую величину, начнут усиливаться возмущения, длины волн которых лежат вблизи главного значения. При этом тепло будет переноситься к полюсу и установится тепловое равновесие, если амплитуды и сдвиг фаз достаточно велики, чтобы перенос тепла к полюсу сбалансировал приток
214
Приложение 8
тепла, т. е. — Но если волны характеризуются западным наклоном, они продолжают расти, Hw превы-шает AQ, ----уменьшается, становится меньше кри-
тического, и таким образом завершается полный цикл изменений зонального и меридионального ветра и переноса тепла по широте. Тепловое равновесие в среднем поддерживается волнами в течение достаточно долгого промежутка времени.
Следовательно, критерий установления и сохранения волнового режима сводится к тому, чтобы величина / дТ2\	( дТ2\
---была больше или меньше I---------------.
\	'Hs = bQ	\	/кр.
Из (6) и (15) можно видеть, что
<17>
если
AQ^AQkp.,
где
АГ) ___ ngkR*T2^2S2
^кр.- y^mQ2 •
Следовательно, если AQ < AQKp., симметричный режим общей циркуляции поддерживает тепловое равновесие и остается динамически стабильным. Но для AQ > > AQKp. устанавливается волновой режим общей циркуляции. В среднем Н = AQ, и из уравнения (14) следует, что
где прямая черта сверху означает среднее по времени. Средний по _времени перенос тепла по широте посредством волн Hw зависит не только от величины У2 и а, но и от корреляции между ними. Однако для грубой оценки порядка величины мы можем положить
Hw =	ita?Qps Vl sin a-pign^
Общая циркуляция в атмосферах планет
215
и приблизительно	или а^30°. Используя (16),
получаем _________
П~ ---------------------- (18)
У2 ita2Qps (sin 30°)
♦Однако из правила (17) есть важное исключение для случая А, < 1. Например, как следует из равенства (13), X может быть меньше 1 для медленно вращающейся планеты. На такой планете волны не будут формироваться, и циркуляция будет сохранять симметричный режим, пока = AQ, независимо от того, насколько AQ превышает AQKp. или (—превышает kT^s.
Заметим, что критерий для перехода от симметричного режима к волновому прямо противоположен тому, который получен в известных лабораторных экспериментах с дифференциально нагреваемыми вращающимися жидкостями. Согласна уравнению (17), переход от симметричного режима к волновому происходит при увеличении дифференциального нагрева AQ. В то же время в лабораторных экспериментах типа «дишпэн» [4] и «ан-нулус» [7] переход от симметричного режима к волновому происходил при уменьшении AQ. Ниже, говоря о Марсе, мы покажем, что последнее имеет место, если пространственно-усредненная статическая устойчивость не является постоянной и повышается с увеличением AQ. Последнее происходит только в том случае, когда на статическую устойчивость не сильно влияет теплота конденсации.
§ 4. Циркуляция в атмосфере Земли
Теоретическое определение режима общей циркуляции атмосферы Земли, так же как и для любой планеты, основано на сравнении AQ с AQKp. при учете X. Как мы увидим, в первом приближении величина AQ для Земли не зависит от распределения температуры и, следовательно, ее приблизительное значение может быть легко получено из внешних параметров.
Абсолютный нагрев на единицу горизонтальной поверхности в функции широты равен [S(1—А)—W], где
216
Приложение 8
S — приходящее солнечное излучение, А — альбедо планеты и W— длинноволновое излучение планеты.
—Широта
Рис. 5. Модель радиационного бюджета Земли.
а —прибыль и расход энергии даны в функции широты; S — инсоляция на единицу горизонтальной поверхности за единицу времени; Л — альбедо планеты; VT—инфракрасное излучение, уходящее в пространство; AQ — чистый дифференциальный нагрев; б —инфракрасное излучение, уходящее в пространство, при условии постоянства относительной влажности вдоль изотермических поверхностей Г. Заштрихованная полоса соответствует слою водяного пара, имеющему постоянную оптическую толщу и обусловливающему общее инфракрасное излучение V7.
Из астрономических данных нам известно распределение солнечного излучения по широте. Для нашей модели Земли мы будем'считать альбедо планеты постоян
Общая циркуляция в атмосферах планет	217
ным и равным А = 0,34. Это дает некоторое среднее годичное распределение S(1—Д), представленное в верхней части рис. 5.
Так как большая часть Земли покрыта океанами, вода которых нагревается солнечным теплом, водяной пар непрерывно диффундирует в атмосферу. Воздух на всех широтах находится в состоянии, близком к насыщению водяным паром. Мы будем полагать в нашей модели Земли, что относительная влажность одинаково высока на всех широтах и количества водяного пара всюду достаточно, чтобы приписать ему все излучение (см. нижнюю часть рис. 5). При этих условиях на тех широтах, где температура высока (вблизи экватора), излучающий водяной пар расположен в относительно высоких слоях атмосферы; там, где температура низка (вблизи полюсов), излучение водяного пара происходит с меньших высот. Таким образом, интенсивность теплового излучения, которая определяется, по существу, только температурой водяного пара и не зависит от его высоты, имеет в обоих случаях примерно одну и ту же величину. Следовательно, в рамках нашей модели интенсивность уходящего теплового излучения не зависит от широты. При наличии теплового равновесия величина W должна равняться среднему по широте значению S(1—Д), которое хорошо известно, и в результате между экватором и широтой 37° чистый приток тепла положителен, а выше 37° — отрицателен. Обе эти величины составляют 10,6* 1019 к,ал)сутх), т. е.
>) Хаутон [8], учитывая наблюдаемую зависимость альбедо от широты для реальной Земли и наблюдаемые вариации относительной влажности, получил AQ = 11,1 • 1019 кал/сут. Причина такого близкого согласия между эмпирическим расчетом и упрощенной теоретической моделью состоит в том, что наблюдаемое увеличение относительной влажности от субтропиков к полюсу сопровождается увеличением облачности. Увеличение относительной влажности от субтропиков к полюсу приводит к тому, что излучение у полюсов уходит из слоя воздуха, имеющего более низкую температуру, так что имеется небольшой широтный градиент уходящего излучения. Одновременно увеличение облачности от субтропиков к полюсу приводит к небольшому увеличению альбедо и соответствующему увеличению градиента эффективной инсоляции. В результате обе небольшие ошибки, обусловленные нашими предположениями о постоянной относительной влажности и постоянном альбедо, имеют противо-. положный знак и компенсируют одна другую.
218
Приложение 8
5,1 • 1012 кдж/сек. Следует заметить, что величина AQ будет увеличивать широтный градиент температуры на средних широтах с очень небольшой скоростью, равной всего 0,3° С/рад сут.
Чтобы найти AQKp. для модели земной атмосферы, мы примем а = 6,37 • Ю6 м, g = 9,81 м/сек2, Q = 7,29 X X 10~5 сек~\ 72 — 260° К и химический состав 80% азота и 20% кислорода. Тогда ср = 1004 кдж/т* град и R*/m = = 287 кдж/Т'град. Вертикальная турбулентная вязкость свободной атмосферы Земли не очень хорошо известна; вероятно, это величина, переменная в пространстве и времени. Мы возьмем принятую Полменом [13] среднюю величину ц ~ 2,2 • 10~2 т/м сек.
Чтобы найти фактор устойчивости $, надо знать адиабатический вертикальный температурный градиент Тад. (= “7^ = — Ю °C/км} и действительный вертикальный температурный градиент 7. Последний нельзя определить из общих соображений. Мы воспользуемся в своей модели эмпирическим температурным градиентом, усредненным по давлению во всей толще атмосферы, который равен	так что$ = (1----— ) = 0,5.
' Тад. 1
Подставляя эти значения в наши формулы, находим AQ = 5,1 • 1012 кдж/сек, AQKp. = 0,6 • 1012 кдж/сек, (- ^..г310^-	38 с^-
к = 6,36, га0 = (5,4)~5, г 2тсос COS 45 £0 —---------= 5300 км
по
13 м/сек, или среднеквадратичный ветер
"W '
(У2)Я^=Д(3~9 м/сек.
Итак, мы видим, что для нашей модели земной атмосферы дифференциальный нагрев AQ во много раз больше AQKp. — максимального значения при динамически устойчивой симметричной циркуляции. Для симметричной циркуляции, которая переносила бы все количество
и ___
Общая циркуляция в атмосферах планет
219
тепла, необходимое для сохранения теплового равновесия, нужен широтный градиент температуры 310° С/рад, однако критический динамический предел его составляет всего 38°С/рад. В такой атмосфере должны возникнуть планетарные волны, и количество волн вокруг Земли должно составлять целое число, ближайшее к главному волновому 5,4 (что соответствует длине волны 5300 км на широте 45°). Далее, средняя квадратичная амплитуда меридионального ветра в этих волнах составляет примерно 13 м!сек, что дает средний квадратичный меридиональный ветер 9 м)сек.
Однако эти теоретические расчеты были проведены для модели атмосферы, в которой не учитывалась скрытая теплота конденсации. Если мы допустим, что при вертикальных движениях происходит конденсация, то придется заменить ненасыщенный адиабатический градиент 7аД. насыщенным чн. примерно в половине волновой области. Таким образом, после установления волнового режима вертикальное перемещение воздуха будет сопровождаться конденсацией, и мы должны заменить $ на s*, где
Подставляя ун~ — 0,6°С/^лс, получим s* ~ 0,3. Замена s на s* небходима, поскольку развитие волн вызывает конденсацию и приводит к двум возможным следствиям.
1) Она уменьшает критический градиент температуры по широте и, следовательно, среднюю по времени равновесную величину -----(изменение в главном
волновом числе мало, так как nQ меняется обратно пропорционально корню квадратному из $).
2) Значительно важнее то, что замена s на $* после развития волнового процесса приводит к надкритической неустойчивости и большой скорости усиления волн в одномерном случае и циклогенезису в двумерной системе.
Для иллюстрации этого явления представим себе, что в начальный момент градиент температуры по широте меньше критического и циркуляция симметрична. Тогда Нs < AQ, и температурный градиент по широте мед
220
Приложение 8
ленно повышается со временем. При отсутствии конденсации неустойчивость не наступит до тех пор, пока (—(критической величины для ненасыщенного воздуха). Когда температурный градиент станет
• Рис. 6. Иллюстрация надкритической неустойчивости атмосферных волн, возникающей вследствие конденсации.
Сплошная кривая соответствует 6 (s) = 0, пунктирная 8 ($*) = 0. Верхняя горизонтальная прямая kT^s, нижняя — kT2s*.
равным kT2s (точка А на рис. 6), начнут усиливаться возмущения главной длины волны. Но теперь либо до, либо после того, как станет выполняться равенство Hw= AQ, вертикальное движение усиливающихся возмущений приведет к конденсации в восходящих ветвях волн, и критическая величина скачкообразно изменит свое значение от s до s*. Возмущения в точке А, скорость роста которых вначале была невелика, так как точка А лежит вблизи нейтральной кривой 8(s) = 0 (она не может быть намного выше ее, так как при данном AQ градиент температуры по широте растет
Общая циркуляция в атмосферах планет	221
очень медленно), окажутся вдали от новой нейтральной кривой 8($*) =0. Поскольку s*/s = 3/5, около 2/3 всей потенциальной энергии, которая медленно накапливалась по мере роста температурного градиента до величины kT2s, теперь может быстро превращаться в кинетическую энергию волн. В результате в такой модели атмосферы волны, которые росли бы очень медленно и до умеренных амплитуд (V2~13 м)сек\ если бы температурный градиент при подходе снизу к критической величине не вызывал конденсации, будут нарастать очень быстро и до больших амплитуд (за короткое время), если начнется конденсация. При наличии больших амплитуд	и это приведет к тому, что широтный
температурный градиент быстро упадет до критической величины kT2s*. Только после того как значение (— окажется близким kT2s*t волны начнут затухать и цикл повторится. Но если цикл повторится, снова будет достигнута критическая величина kT2s и возникнет надкритическая неустойчивость.
В табл. 1 приведены значения критических (и следовательно предельных) температурных градиентов по широте, которые предсказывает теория, главные волновые числа и средний квадратичный меридиональный ветер для выбранной модели земной атмосферы; для сравнения приведены наблюдаемые величины, соответствующие реальной Земле. И то, и другое относится к среднегодовым данным.
Согласие между теоретическими значениями, вычисленными для модели атмосферы Земли, и величинами, наблюдаемыми в реальной земной атмосфере, очень хорошее. Наблюдаемый градиент температуры по широте находится примерно посредине между двумя предельными величинами, наблюдаемое главное волновое число находится в тесном согласии с теоретическим волновым числом, наблюдаемый средний квадратичный меридиональный ветер тоже примерно соответствует теоретической оценке.
Относительно сезонных изменений общей циркуляции необходимо сказать прежде всего, что интенсивность
222
Приложение 8
атмосферных волн зависит непосредственно от AQ, хотя величина AQ не определяет ни критического градиента температуры по широте (—дТ^/ду)^ (и следовательно действительной величины широтного градиента температуры), ни главного волнового числа По.
Таблица 1
Теоретические величины
Наблюдаемые величины
-Д')	= 38э С/рад
>к9., 4=0,5
ДД)	= 23° С/рад
' кр., 5*=0,3
(-^)=29°с/^
"о, 5=0,5 = (М)- 5
п0 = 6 — 7
по, 5*=о,з = 7
ср.-кв. (^2)я w=bQ 9 м1сек ср.-кв. (У2) = Ю,6 м/сек
Кроме того, дифференциальный нагрев в земной атмосфере примерно равен нагреву для Земли в целом только в среднем за год и только в среднем за год дифференциальный нагрев приблизительно равен [S(l— — 4) — 1Г]. В каждый данный сезон происходит увеличение или уменьшение запаса теплоты в океанах, и это вносит неопределенность. Косвенно, тем не менее, мы можем получить грубую оценку сезонных величин дифференциального нагрева по измеренному количеству теплоты, переносимой к северу на средней широте. Скорость переноса в четыре раза больше зимой, чем ле< том [11]. Пользуясь этим отношением, мы получим
— 2 • 1012 кдж/сек,
AQ3,~8 • Ю12 кдж/сек.
Общая циркуляция в атмосферах плане!
223
Отсюда следует (на основании ур. 18), что средний квадратичный меридиональный ветер должен быть вдвое больше зимой, чем летом, и это примерно соответствует наблюдениям.
С другой стороны, сезонные изменения факторов статической устойчивости s и s* в атмосфере Земли относительно малы. В волновом режиме имеется перенос тепла в верхние слои, пропорциональный переносу по широте. Перенос вверх зимой больше в четыре раза, чем летом. Но теплота производимой волнами конденсации почти целиком расходуется в нижней половине атмосферы, и это нагревание, осуществляющееся только в нижней половине атмосферы, тем самым представляет собой некоторый дестабилизирующий эффект, противодействующий переносу тепла вверх. Главное влияние вертикального распределения конденсации состоит в том, что статическая устойчивость лишь немного выше зимой, чем летом, и критический (а следовательно и действительный) градиент температуры по широте (см. ур. (15)) зимой лишь немного больше, чем летом. Наблюдения показывают, что на средних широтах
(-ткк = 22’с/^ и
Это сезонное изменение градиента температуры по широте мало по сравнению с четырехкратным изменением AQ. Главное волновое число (см. ур. (16) и (13)) обратно пропорционально корню квадратному из коэффициента статической устойчивости. Следовательно, несмотря на большое сезонное изменение AQ, волновое число лишь немного меняется от лета к зиме (от 7—8 до 5—6), что реально наблюдается. В § 5 мы покажем, что в атмосфере Марса конденсация не играет заметной роли и сезонные изменения более значительны.
Ограниченный характер простой линейной теории сказывается в том, что она не в состоянии предсказать, каким образом циркуляция будет зависеть от широты. По этой причине, применяя линейную теорию, мы рассматри-
224
Приложение 8
ваем циркуляцию только на центральной широте и говорим только об усиливающихся волнах, не упоминая ничего о циклонах и антициклонах.
В основных уравнениях имеются нелинейные члены, которые дают ряд центров циркуляции — циклонов и антициклонов — на нижних уровнях и направляют циклоны к полюсу и антициклоны к экватору, причем образуются средние зональные поверхностные ветры — в средних широтах западные, а в высоких и низких восточные. Эти члены также дают в высоких слоях усредненный западный поток, и они меняют знак средней меридиональной циркуляции на средних широтах.
Нелинейные уравнения (9) — (11) можно проинтегрировать численно с помощью быстродействующей электронной машины большой емкости. Пример такого расчета представлен на рис. 7 [9]. Поток заключен в канале, ограниченном жесткими стенками с севера и юга, и в основных уравнениях как f, так и V/ остаются в пределах канала постоянными; это так называемое приближение р-плоскости.
Если мы хотим исследовать только эволюцию возмущения симметричного потока из начального состояния, в котором ----) • то тепловой и вязкост-
ный члены основных уравнений могут быть отброшены. И если исключить конденсацию водяных паров и тем самым .надкритическую неустойчивость, необходимо принять начальное значение (—	превышающее на 40%
критическую величину kT2s, чтобы получить конечную скорость роста возмущения. Для однородного геострофического зонального потока, скорость которого у поверхности равна нулю, было принято синусоидальное возмущение малой начальной амплитуды и длиной волны приблизительно 6000 км\ эволюция этого малого возмущения показана на рис. 7.
При численных расчетах развитие движения описывается функциями потока Zi и Z3, но для простоты интерпретации мы показываем поле высот, соответствующих давлению 1000 мб, и поле температуры, которые вычислены с помощью предсказанных полей Zi и Z3.
15 Зак. 498.
10-й день
Широта
Рис. 7. Нелинейная эволюция планетарной циркуляции при (-^)>‘ГА
а — d — карты горизонталей, на которых Z4 й Z( (сплошные линии) представляют контуры поверхностей уровня 1000 и 250 мб (указаны отклонения от средней высоты поверхности уровня в м);Т (пунктир).—температура на некотором уровне (указаны отклонения от средней температуры Мерез 5° С) и ю2 (пунктир на рис. 7, д) — вертикальная скорость .на уровне 500 мб (10”4 кб/сек); Wt(CM/ceK) приблизительно равно —1,4 • 1СИ о>2. Стрелка показывает последовательные положения (по долготе) центров циркуляции; интервал шкалы равен 444 км; е — суммарная карта > Для 10-го дня. Тонкие линии —контуры 1000 мб, заштрихованные полосы —зоны наибольшего горизонтального градиента температуры, жирная кривая —линия максимальной скорости ветра на уровне 250 мб; ж — усредненная по зонам вертикальная скорость и меридиональная циркуляция на 10-й день. Числа на поперечном разрезе дают наибольшие и наименьшие усреднённые ио зонам скорости меридионального ветра v (м/сек); з —поперечный разрез усредненного по зона^ зонального ветра (скорость в- м/сек) на 10-й день.
15*
228
Приложение 8
Мы можем истолковать начальное изменение с нулевого дня по четвертый следующим образом: оно показывает (в согласии с линейной теорией), что данный горизонтальный градиент температуры достаточно велик, чтобы горизонтальная адвекция превышала вертикальную адвекцию потенциальной температуры. Следовательно, малое начальное возмущение деформирует прямые в начальный момент изотермы температурной волной малой амплитуды, сдвинутой по фазе на 90° по отношению к возмущению.
Чтобы интерпретировать механизм развития, необходимо знать поверхностную дивергенцию V • v4 = —	•
Разрешая основные уравнения (9) — (11) относительно (о2, мы получаем, если отбросить тепловой и вязкостный члены, равенство
(1 _ oV2j	vr • V (2С4 + 2СГ +/) -
2 Г дут ду. ду^ ду."] -7кЬг><^Ъг><4 <19) где
о = sT2R*2l%cpf2tn2, vr = Vi — v3 — вектор сдвига ветра параллельно изотермам (теплый воздух справа) и £r = kV X vr.
Легко видеть, что для синусоидального возмущения с длиной волны порядка 6000 км второй член в левой части (19) примерно наполовину больше первого, но оба они имеют один и тот же знак. Следовательно, если мы опустим второй член, то возникнет некоторая ошибка в абсолютной величине, но качественная интерпретация количественных расчетов будет верна. Кроме того, поскольку вектор термального сдвига ветра ут не вызывает больших горизонтальных вариаций, второе слагаемое справа в уравнении (19) будет меньше, чем первое, и если мы его опустим, то качественной ошибки также не будет.
Следовательно, для качественной физической интерпретации ранних стадий эволюции системы мы можем использовать упрощенное соотношение
« - 1 ут • V (2С4 + 2СГ + /).	(20)
Общая циркуляция в атмосферах планет
229
Уравнение (20) представляет собой хорошо известный критерий Сатклиффа, и мы можем применять его, как это предложил Сатклифф [16, 17], в качестве простото-диагностического инструмента для интерпретации результатов нелинейного интегрирования.
Применяя (20) к центрам возмущения после начальной деформации изотерм, мы видим, что величина — vr-V(2tr+/)>0 в центрах низкого давления и, следовательно, в этих центрах имеет место горизонтальная конвергенция (вертикальное распространение). В центрах высокого давления —vT • V (2СГ+/) < 0, и имеет место горизонтальная дивергенция. Отсюда видно, если привлечь ур. (7), что возмущение-усиливается. Это деформирует изотермы с возрастающей скоростью, и наоборот, при увеличении Д£г возмущение растет, как показывают изменения в период с 4-го по 8-й день.
Первый член правой части уравнения (20) — vr-V (2£4) не дает вклада в усиление возмущения, но он вызывает движение центров низкого и высокого давления вдоль изотерм со скоростью vr. Из-за этого, помимо смещения к востоку, наблюдается также смещение центров низкого давления к северу, в то время как центры^ высокого давления смещаются к экватору, что заметно уже к концу 4-го дня. Вследствие смещения по широте становятся отличными от нуля усредненные по зонам зональные поверхностные ветры и4 (в начальный момент они равны нулю на всех широтах), на низких и высоких широтах — восточные и на средних — западные.
Компонента вертикального распространения, которой обусловлено северо-восточное и юго-западное смещение центров низкого и высокого давления, такова, .что северо-восточное движение центров низкого давления и северо-западное центров высокого давления является восходящим, а движение центров низкого и высокого давления на юго-запад и ‘юго-восток является нисходящим. Следовательно, в стадии широтного смещения центров зонально усредненная вертикальная скорость такова, что к северу от центральной широты воздух поднимается и к югу опускается.
На 10-й день интенсивность возмущения возрастает очень сильно, широтное смещение центров низкого и
16 Зак. 498.
230
Приложение 8
высокого давления становится большим и в результате -средние зональные поверхностные ветры приобретают значительную интенсивность, как это можно видеть на рис. 7,з.
Горизонтальная и вертикальная адвекция потенциальной температуры, которая вызывается возмущениями, сдвигает изотермы и приводит к образованию разрывных зон максимального горизонтального температурного градиента, как это видно на карте 10-го дня. Зоны максимальной бароклинности не являются настоящими фронтальными зонами, так как скорость изменения температуры постоянна по х и у и зоны не имеют вертикального наклонения. Эффект этих зон таков же, как и действительных фронтальных зон, в том смысле, что .они дают извилистый северо-западный максимум, или струнный поток в верхних слоях, как это можно видеть из рис. 7, д, где дано функциональное поле для давления 250 мб.
Когда изотермы сближаются между собой описанным образом, их широтное смещение уменьшает осред-ненную по зонам разность температур между южной и северной границами. Начальная разность 48° С уменьшается до 36° С на 10-й день. Это приводит к уменьшению вертикального сдвига ветра —и3 от начальной величины 28 м!сек на всех широтах (кроме близких к границам) до 21 м!сек на центральной широте и 25 м!сек на широтах, соответствующих максимальным т т	Wi 4- и.
поверхностным восточным ветрам. Но величина которая представляет собой вертикальный усредненный ветер, возрастает на средних широтах (от 22 до 38 м!сек на центральной широте) и понижается на низких и высоких широтах (от 22 до 10 м!сек на широтах, соответствующих максимальному восточному поверхностному ветру).
На 10-й день члены уравнения (20), которыми мы пренебрегли, становятся большими, и при интерпретации полей дивергенции и вертикальной скорости критерий Сатклиффа нужно применять с осторожностью. Численные расчеты, в которых учитывались все члены, показывают, что вблизи границ вертикальные скорости малы,
Общая циркуляция в атмосферах планет
23Г
но имеют один и тот же знак на всех долготах. Восточное восходящее движение центра низкого давления покрывает большую площадь, чем западное нисходящее (аналогичное соотношение имеет место и для центров высокого давления). Распределение вертикальной скорости на 10-й день, осредненное по долготе, дано на рис. 7, ж. Применяя уравнение неразрывности и граничные условия, мы получим среднюю меридиональную циркуляцию, состоящую из трех ячеек с противоположными центрами, которые образуются чисто динамически без участия нагрева или вязкости.
На рис. 7,5 показаны линии равных высот для 1000 мб, зоны максимального горизонтального температурного градиента и ось максимума скорости ветра на уровне 250 мб на 10-й день. Из-за того что поверхностные ветры сильны, ось максимального ветра на верхнем уровне' сильно смещена относительно зоны максимального горизонтального температурного градиента. Можно ожидать,, что если сила трения у поверхности, принятая в модели поверхностных ветров, будет меньше, то максимум ветра на верхнем уровне (струйный поток) приблизится к фронту.
Океаны оказывают влияние на общую циркуляцию в атмосфере Земли несколькими путями. Один из них, уже принимавшийся во внимание в наших теоретических расчетах, заключается в том, что испарение океанов поддерживает атмосферу в близком к насыщению состоянии. Последнее означает, что в атмосфере Земли достаточно водяных паров, чтобы сделать инфракрасное-излучение в пространство почти независимым от широты, причем характеристическая температура определяется эффективной инсоляцией S(1—Д). В результате дифференциальный нагрев AQ превышает критическую величину для устойчивого симметричного режима и возникает волновой режим.
В нашей теоретической модели также учитывался другой важный эффект океанов в атмосфере Земли: фактор статической устойчивости s уменьшается до величины s* при конденсации в волнах, и начиная с этогомо-мента теплота конденсации поддерживает величину s* постоянной. В волновом режиме есть положительная
16*
232
Приложение 8
корреляция между восходящим движением —(о и температурой Т, и это дает в результате перенос тепла вверх, который сам по себе делал бы пространственно-усредненный вертикальный градиент температуры более устойчивым. Но теплота конденсации реализуется в нижней половине атмосферы (в противоположность главному охлаждающему члену — дивергенции вертикального инфракрасного потока излучения, который относительно слабо зависит от высоты) и противодействует уменьшению пространственно-усредненного вертикального градиента температуры посредством переноса тепла волнами вверх. По этой причине величина s* поддерживается постоянной. Как мы увидим, это свойство земной атмосферы поддерживать почти постоянным фактор средней статической устойчивости при волновом режиме не сохраняется, если конденсация не играет роли в волновом режиме циркуляции планетной атмосферы, и это имеет ряд важных следствий.
Помимо того что испарение океанов поддерживает атмосферу Земли в состоянии, близком к насыщению, вследствие чего возникают описанные выше явления, океаны имеют важное значение и по следующей причине: они запасают инсоляцию. Непосредственно земная атмосфера поглощает очень мало инсоляции. Основная часть эффективной инсоляции S(1—Л) поглощается подстилающей поверхностью, материками и океанами. Вследствие малой теплопроводности твердой поверхности материков, особенно в сухих областях, она во время сезонных изменений запасает лишь очень немного тепла. Вследствие этого если бы земная поверхность не имела совсем океанов, знак AQ испытывал бы сезонные изменения: летом, когда инсоляция максимальна в полярных областях вследствие большой продолжительности дня, знак AQ был бы отрицательным. Но верхние слои океанов обладают большой турбулентной теплопроводностью, что приводит к накоплению инсоляции. Температура поверхности океана при этом испытывает очень небольшие сезонные изменения, и сезонные вариации переноса тепла ст океана к атмосфере над ним относительно невелики. На планете, полностью покрытой океаном, сезонные вариации AQ были бы очень малы. На Земле площадь
Общая циркуляция в атмосферах планет
233
океанов, по-видимому, достаточна даже в северном полушарии, чтобы нагрев AQ все время оставался положительным и весь год превышал AQKp. и тем самым поддерживался бы круглый год нормальный волновой режим.
Имеется также другой важный эффект, обусловленный процессом накопления, а также ограниченной протяженностью океанов по долготе. Сезонное накопление инсоляции в океанах приводит к большим зональным вариациям нагрева атмосферы. Зимой в северном полушарии, например на средних и высоких широтах, атмосфера довольно сильно охлаждается над континентами и нагревается над океанами, вследствие чего воздух в тропосфере течет с запада на восток. Над континентами воздух охлаждается, потому что S(1—4) меньше W\ в то же время температура поверхности становится близкой к температуре воздуха вследствие низкой теплопроводности. Но когда воздух, охладившийся над материком, движется над океаном, он нагревается, так как он холоднее, чем поверхность океана. В то же время температура поверхности океана остается почти неизменной, так как турбулентная теплопроводность в океанах велика.
Зональные различия нагрева атмосферы приводят к двум следствиям. Конвергенция на нижнем уровне происходит на тех долготах, где воздух нагревается, а дивергенция на тех, где он охлаждается (в точной форме этот эффект включается в уравнение (19) с тепловым и вязкостным членом). В результате зимой над океанами наблюдаются на нижнем уровне общие горизонтальные сходящиеся потоки, над материками — расходящиеся и, следовательно, над океанами устанавливается давление более низкое, чем над материками. В летний сезон возникает обратное распределение нагревания и охлаждения и высоких и низких давлений над океанами и материками. В то же время нагревание определяет на верхних уровнях некоторую сверхдлинноволновую структуру, фаза которой обратна распределению давлений у поверхности.
Другое важное следствие зонального различия в нагреве, обусловленного контрастом океанов и материков,— его влияние на горизонтальные температурные
234
Приложение 8
градиенты и через них на бароклинную устойчивость в районе береговой линии. Оно особенно резко выражено зимой вдоль восточных береговых линий обоих северных материков. Здесь контраст между холодным береговым воздухом и теплым морским приводит к образованию зоны большого горизонтального температурного градиента и, следовательно, максимальной бароклинной неустойчивости. Таким образом, восточные побережья являются областями преимущественного развития бароклинных волн. Когда бароклинные возмущения движутся на восток, покидая область максимального горизонтального градиента температуры, и проходят через области максимального нагрева (и тем самым поверхностной конвергенции) сверхдлинных атмосферных волн, нижняя циклонная часть движущегося возмущения усиливается. Вследствие этого бароклинные волны-циклоны концентрируются на океанических долготах, особенно в зимний сезон, вместо того чтобы равномерно распределяться по земному шару.
Другое важное влияние океанов заключается в их способности переносить тепло. Что касается среднего широтного переноса тепла океанами, то косвенные оценки показывают всего 1019 кал!сут на центральной широте северного полушария, т. е. на общий вид атмосферной циркуляции океан не оказывает существенного влияния. Уменьшение необходимого широтного переноса тепла от 10,6 до 9,6* 1019 кал/сут не привело бы к замене волнового режима циркуляции симметричным, но некоторые важные особенности атмосферной циркуляции в волновом режиме связаны с переносом тепла океанами.
В качестве, гипотетического примера, иллюстрирующего этот момент, представим себе долгопериодическую аномалию облачности в области над океаническим током. Аномальный избыток инсоляции, накопленный и уносимый водой, может передаваться на поверхность в очень отдаленной части океана и по истечении длительного времени. Резонно предположить, что это аномальное количество теплоты, когда оно будет передано воздуху через поверхность океана, может влиять на фазу сверхдлинных атмосферных волн. Вследствие взаимодействия между сверхдлинными волнами и бароклин-
Общая циркуляция в атмосферах планет
235
ними возмущениями, в котором участвуют также поверхностные источники нагрева, может возникнуть смещение путей дождя, образуемых бароклинными возмущениями, на восток или на запад, что приведет к долгопериодическим аномалиям погоды над обширными районами земного шара. Заключение, к которому подводит наш гипотетический пример, состоит в следующем: вследствие малой теплоемкости и больших скоростей атмосфера не может надолго «запоминать» аномалии инсоляции, но океан благодаря большой теплоемкости и низким скоростям «запоминает» их надолго.
Любая рациональная теория долгопериодических изменений погоды и любой прямой физический метод долговременного прогнозирования должны учитывать взаимодействие между атмосферой и океаном. Свойства жидкой оболочки Земли, состоящей из двух частей, — сжимаемой и несжимаемой, должны быть очень нелинейными. Но общие физические законы, которые управляют обеими жидкостями и их взаимодействием, уже известны. При соответствующем развитии вычислительной техники можно будет исследовать систему атмосфера — океан в полном объеме.
§ 5. Циркуляция в атмосфере Марса
Планета Марс вращается вокруг оси приблизительно с такой же угловой скоростью, как и Земля, и кориолисовы параметры обеих планет примерно одинаковы. Наклонение оси вращения Марса к плоскости орбиты примерно такое же, поэтому сезонные изменения приходящего солнечного излучения для обеих планет почти одинаковы. Марс приблизительно в полтора раза дальше от Солнца, солнечная постоянная для него составляет 0,43 земной. Это компенсируется в некоторой степени малым альбедо (для Марса А = 0,15, а для Земли — 0,35), и средняя эффективная инсоляция на Марсе S(1—Л) составляет около 0,56 земной1). Сходство внешних параметров на первый взгляд не позволяет
’) Вокулер [1] недавно опубликовал новую величину интегрального альбедо Марса А = 0,26 ± 0,02. Это дает среднюю эффективную инсоляцию на Марсе, составляющую примерно 0,49 долей земной.
236
Приложение 8
ожидать каких-либо значительных различий в режимах циркуляции обеих планет.
Но, как мы увидим, отсутствие океанов на Марсе и сколько-нибудь заметного количества водяного пара в его атмосфере приводит к некоторым важным последствиям: 1) излучаемая инфракрасная радиация W в случае Марса не является независимой от широты и падает от экватора к полюсу, причем в среднем за год дифференциальный нагрев AQ меньше AQKp.; 2) из-за отсутствия сезонного накопления океанами сезонные изменения AQ очень велики и поэтому зимой AQ превышает AQKp., а летом AQ отрицательно (и широтный градиент температуры направлен в обратную сторону); 3) большие сезонные вариации AQ и отсутствие сколько-нибудь заметных количеств теплоты конденсации вызывает большие сезонные вариации фактора статической устойчивости s и параметра X, что приводит к значительным изменениям главного волнового числа во время зимнего сезонного волнового режима, и, возможно, дает Х<1, так что происходит переход к симметричному режиму циркуляции во время максимума AQ в середине зимы.
На Земле величина излучения в пространство W почти не зависит от широты, потому что оно обеспечивается водяным паром воздуха. Однако на Марсе наблюдения и теория указывают на такой малый верхний предел обилия водяных паров в атмосфере, что в первом приближении им можно пренебречь. Единственный газ, который поглощает в инфракрасной области и имеется на Марсе в достаточном количестве, СО2.
В инфракрасном спектре поглощения углекислого газа имеются большие окна; около 70% излучения поверхности Марса будет уходить непосредственно в пространство, причем температура излучения будет определяться поверхностью. Следовательно, если температура поверхности Марса понижается от экватора к полюсу, интенсивность уходящего излучения в пространство будет также падать с увеличением широты. Кроме того, поскольку относительное содержание углекислого газа остается постоянным, интенсивность излучения в полосах углекислого газа тоже будет падать с увеличением широты, если с увеличением широты падает температура атмосферы.
Температура* °C
Рис. 8. Средний годовой радиационный бюджет и поле температур на Марсе (теоретический расчет).
а— график прибыли и расхода энергии в зависимости от широты; S —инсоляция на единицу горизонтальной поверхности в единицу времени; Д —альбедо планеты; AQ —чистый дифференциальный нагрев; б — меридиональные разрезы температурных профилей.
17 Зак. 498.
238
Приложение 8
Как мы увидим (см. рис. 8), уменьшение общего уходящего излучения с увеличением широты делает инфракрасный нагрев AQ относительно малым, в среднем за год меньшим AQKp_.
Итак, для центральной широты
\	'hs=6.q	v 7
где
*/*
AQ = 2itaj* [S(l —Д) —(Qn. + Qo)]cos<prf<p, (21) О
Qn.— излучение единицы поверхности в единицу времени, которое уходит в пространство непосредственно в окнах спектра поглощения углекислого газа, Qo — излучение в пространство в полосах атмосферного углекислого газа; Qn. + Q0=^
Спектр поглощения углекислого газа мы апроксими-руем простой моделью, в которой в областях 12—18 и 3—5 мк поглощение является полным, а на всех других длинах волн отсутствует. Для того количества углекислого газа, которое имеется в атмосфере Марса (3100 атмо-см), это приближение является приемлемым. Величины Qn. (Г) и Qo(^) для этого приближения приведены в табл. 2.
Таблица 2
Температура, °К	160	180	200	220	240	260
Qn., кал!см2мин Qo, кал!см2мин	0,049 0,004	0,068 0,017	0,096 0,034	0,137 0,053	0,190 0,080	0,257 0,115
Мы будем считать, негодовой температуры соидальным законом, т	что зависимость от широты । поверхности выражается . е.					сред-сину-
Т— Тп. к/4 —1“		Д'п	п  cos 2<р,				(22)
где ДТП. — разность температур между экватором и полюсом и Т п. п/4 — температура поверхности на широте 45°.
Общая циркуляция в атмосферах планет
239
хМы будем полагать также, что до уровня Zo вертикальный градиент температуры меняется с широтой от адиабатического на экваторе до изотермического на полюсе, т. е.
£ = ^(1 + COS 2<р).	(23)
Основания для подобного предположения о вертикальном градиенте температуры сводятся к тому, что в атмосфере без существенной конденсации абсолютный нагрев воздуха на низких широтах и абсолютное охлаждение на высоких зависят от процессов радиативного переноса теплоты и переноса конвекцией и теплопроводностью от поверхности к воздуху. Широтный градиент чистого переноса теплоты от поверхности к воздуху в обоих этих процессах требует, чтобы вертикальный температурный градиент становился более устойчивым от экватора к полюсу. На Земле имеется широтный градиент теплоты конвективной конденсации, который дает такую зависимость; следовательно, на Земле в основном осуществляется «условная устойчивость», и разность между насыщенным адиабатическим вертикальным температурным градиентом и действительным вертикальным температурным градиентом (ун. — 7) скорее, чем сама величина 7 дает увеличение устойчивости от экватора к полюсу. Однако наше утверждение, что частные значения 7 равны 7ад. на экваторе Марса и нулю на полюсе, являются несколько произвольными. Если 7 зависит от ширины, широтный температурный градиент исчезает на некотором уровне Zo. Мы будем предполагать, что выше Zo атмосфера изотермична на всех широтах.
Далее, мы будем рассматривать широтный темпера-/	д?2 \
турныи градиент ----на таком уровне, где динами-
ческая устойчивость будет промежуточной между поверхностью и уровнем Zo, или
7’2=7'n. + 4(-g).	(24)
17
240
Приложение 8
И наконец для простоты, поскольку это не будет влиять на вычисленную величину AQ, мы будем предполагать, что излучение в полосах углекислоты в пространство непосредственно с уровня Zo
QoCD^QoCT’o).	(25)
где То — температура изотермической области выше Zo-Решая совместно численным способом уравнения (6) и (21—25), с учетом таблицы интенсивностей излучения мы можем вычислить тепловую равновесную температуру как функцию широты и высоты для симметричного режима t(<р, Z)H _AQ и найти (----, а также
Qn. (?)» Qo и AQ-
Подставляя Q = 7,1 • 10-5 сек~1, а = 3,4 • 106 м, g — = 3,8 м/сек2, р.2 = р-2 (Земля) ~ 2,2* 10-2 т/м сек, А = = 0,15, известные среднегодовые значения 5(ф) и (для азота) -^- = 297 и тад. — —^-= —3,8° С/км, мы получим результаты, приведенные в табл. 3 и на рис. 8.
Таблица 3
Среднегодовой радиационный бюджет и температуры Марса
I Широта	В 5*1 1 сЛ	в * Л	Qo» кал/см2 суш	«'“«п. + Чг кал/см2 суш	и о кв*	и
0°	332	279	46	325	—33,0	—75,0
10	325	274	46	320	—34,3	—75,0
20	315	260	46	306	-37,9	—75,0
30	295	238	46	284	—43,5	—75,0
40	269	210	46	256	—50,4	—75,0
50	232	186	46	232	—57,6	—75,0
60	194	164	46	210	—64,5	—75,0
70	168	148	46	194	—70,1	-75,0
80	158	140	46	186	—73,7	—75,0
90°	155	135	46	181	—75,0	—75,0
Общая циркуляция в атмосферах планет
241
Из 5(1—А) и вычисленных величин W мы находим
AQ = 0,26 • 1019 кал/суш = 0,12 • 1012 кдж!сек
и из уравнения (17)
AQKp =0,17 • 1012 кд ж I сек ДЛЯ
Тп. = 210°К и k = -^- = 0,296.
Следовательно, в среднем за год для Марса AQ < < AQKp., и симметричная циркуляция сможет поддерживать тепловое равновесие, оставаясь динамически устойчивой, или, выражая это на языке широтных температурных градиентов,
/ дТг\	/ дТг\
\	д? )fj$=bQ \	д<? /кр. ’
где согласно предыдущему уравнению (-¥*-}	= 21°С/рад,
и согласно (17)
При данной средней эффективной инсоляции 5(1 — — А) средняя температура поверхности Марса, согласно этому расчету, составляет около —47° С, в то время как равновесная температура излучения эквивалентного черного тела —56° С. Слабый парниковый эффект, равный 9° С, — это-все, что может дать углекислый газ, так как окна в инфракрасном спектре поглощения слишком велики. Для сравнения заметим, что водяной пар и углекислый газ в земной атмосфере дают парниковый эффект, повышающий среднегодовую температуру Земли на 38° (—23-----1- 15° С). Вычисленная нами среднего-
довая температура Марса —47° С (которая, однако, уменьшится до —55° С, если мы решим приведенные уравнения с учетом новой величины альбедо А = 0,26)
242
Приложение 8
согласуется с наблюдаемой яркостной температурой Марса на сантиметровых волнах, равной —62° С ± 28 [5]1).
Мы позволим себе ненадолго уклониться от основной темы, чтобы подчеркнуть, что в нашей модели атмосферы Марса стратосфера не находится в лучевом равновесии. Если температура тропосферы уменьшается от
о	б
Рис. 9. Температура стратосферы и высота тропопаузы в предположении, что лучистый обмен обусловлен (а) углекислым газом, (й) водяным паром*
Сплошные вертикальные линии соответствуют изотермической атмосфере в лучистом равновесии. Верхние пары стрелок показывают полное излучение стратосферы, нижние —излучение, которое принадлежит тропосфере и поглощается в стратосфере. Точечные линии показывают, как перемещается радиативная тропопауза вследствие вертикальной конвекции, обусловленной либо слабой абсолютной устойчивостью, либо слабой условной устойчивостью на низких широтах. 7 —радиативная тропопауза на высоких широтах; 2—конвективная тропопауза на низких широтах; 3 — радиативная тропопауза на низких широтах.
экватора к полюсу, стратосфера предполагается изотермической и двуокись углерода является основным поглощающим газом, то температура стратосферы должна уменьшаться, а высота тропопаузы, как показано схематически на рис. 9, возрастать от экватора к полюсу (это верно не только тогда, когда тропосферный градиент становится более устойчивым с ростом широты, но так-
9 Хотя с Земли можно наблюдать только дневную полусферу Марса, излучение на 3 см приходит со средней глубины, составляющей несколько сантиметров. Наблюдаемая микроволновая яркостная температура, следовательно, должна быть ближе к средней сутрчной температуре поверхности, чем к дневной температуре.
Общая циркуляция в атмосферах планет
243
же когда тропосферный градиент является постоянным; последнее условие является, однако, менее жестким).
Причина заключается в том, что стратосфера, если она находится в лучевом равновесии, должна излучать в обоих направлениях то же количество энергии, какое она принимает из тропосферы, и если излучающим газом является двуокись углерода, излучение тропосферы зависит от ее температуры. Наоборот, как видно из рис. 9, если основным излучающим газом является водяной пар (и относительная влажность в тропосфере приблизительно постоянна), то излучение тропосферы не зависит от ее температуры, и, следовательно, температура стратосферы не зависит от широты, а высота тропопаузы будет уменьшаться с широтой. В обоих случаях состояние лучистого равновесия будет нарушаться вертикальной конвекцией, которая возникает в тропопаузе и возмущает стратосферу. Как показано на рис. 9, конвекция приводит к повышению уровня тропопаузы. В обоих случаях вертикальная конвекция и ее влияние на обусловленную лучистым равновесием тропопаузу будет возрастать на низких широтах либо вследствие уменьшения условной устойчивости (функция 7н.— 7), как на Земле, либо действительной устойчивости (функция только 7) на низких широтах, как в нашей модели Марса. Таким образом, в случае водяных паров конвекция увеличивает широтное понижение тропопаузы, установившееся посредством обмена, в то время как в случае углекислого газа она уменьшает широтное понижение тропопаузы. Однако эти интересные сами по себе детали строения тропопаузы не влияют существенно на общий широтный энергетический бюджет планетных атмосфер.
Возвращаясь к главной теме, мы рассмотрим теперь сезонное изменение AQ на Марсе и сезонные изменения циркуляции. На Марсе, как и на Земле, относительно малая доля эффективной инсоляции S(l— Л) поглощается непосредственно атмосферой. Конечно, большая часть эффективной солнечной энергии поглощается поверхностью. Поверхность в свою очередь передает энергию воздуху посредством инфракрасного излучения, конвекции и теплопроводности (на Земле к этому надо добавить процессы испарения и конденсации). Нагревание
244
Приложение 8
воздуха, следовательно, зависит от температуры поверхности.
На Земле сезонное накопление тепла в океанах сильно влияет на зонально-усредненную температуру поверхности и ее сезонные вариации.
В результате зонально-усредненная температура поверхности понижается от экватора к полюсу во все времена года, несмотря на то что летом эффективная суточная инсоляция 5(1—Л) возрастает от экватора к полюсу. По этой причине на Земле дифференциальный нагрев атмосферы сохраняет положительный знак круглый год, хотя его абсолютная величина уменьшается примерно в 4 раза от зимы к лету.
Однако на Марсе океанов нет, а теплопроводность горных пород мала. Таким образом, на Марсе сезонное накопление инсоляции незначительно, а широтный градиент температуры поверхности и дифференциальный нагрев воздуха AQ должны испытывать такие же сезонные изменения, как эффективная инсоляция.
Сплошная линия на рис. 10 показывает среднюю суточную эффективную инсоляцию 5(1—Л) во время зимнего солнцестояния в северном полушарии Марса, если А = 0,26. От полюса до широты 65° в зимней полусфере инсоляции нет, но начиная с этой широты средняя суточная инсоляция непрерывно растет, достигая максимума у полюса южной полусферы. С другой стороны, локальная полуденная инсоляция достигает максимума на широте 25° в летней полусфере; на широтах от 65 до 90° в летней полусфере некоторая инсоляция имеется даже в полночь.
Поскольку теплопроводность сухого грунта мала, мы можем ожидать, что температура поверхности Марса следует в общем как за сезонным, так и за суточным ходом инсоляции 5(1—Л). На рис. 11 сделана попытка оценить эти температуры для северной полусферы во время летнего солнцестояния в первом приближении, основываясь главным образом на радиометрических измерениях. Теоретически вычислять эти температуры мы пока не можем, так как в энергетический бюджет входит перенос теплоты атмосферой.
Общая циркуляция в атмосферах планет	245
Без атмосферного переноса теплоты, например, температура около зимнего полюса в течение длинной полярной ночи приближалась бы к абсолютному нулю.
ЗО9 60	30	0	-30 -60 -30е
Широта
Рис. 10. Эффективная инсоляция S (1 — А) на Марсе во время зимнего солнцестояния в северном полушарии.
S — инсоляция на единицу горизонтальной поверхности в единицу времени, А—0,26 — альбедо планеты. Кривая / — для полудня, 77 — среднесуточная, 111 — для полночи.
Пока не вычислен перенос теплоты атмосферой, включая большой поток через экватор, мы должны пользоваться эмпирическим методом.
Согласно рис. 11, средняя суточная температура планеты в целом составляет около —55° С, т. е. она равна средней годовой температуре поверхности (для нового значения альбедо А = 0,26). Эта температура, как уже упоминалось, согласуется с яркостной температурой на
246
Приложение 8
сантиметровых волнах. Значение полуденной дневной температуры в летнем полушарии, равное +25°С, взято из последних паломарских радиометрических наблюдений Синтона и Стронга [15]. Разность температур между экватором и летним полюсом вдоль полуденного меридиана ДТП=45°С дана по старым радиометрическим
Широта
Рис. И. Температура поверхности Марса во время зимнего солнцестояния в северном полушарии. Вычисления велись из температур, наблюдаемых вдоль полуденного меридиана.
измерениям с водяным фильтром на Лавелловской обсерватории [5]1).
Поскольку на полюсе во время летнего солнцестояния суточных изменений инсоляции нет, температура на
!) Разрезы, приведенные в [5], сделаны вдоль центрального меридиана Марса во время противостояния, и, следовательно, из них можно получить только полуденные температуры. Поскольку излучение измерялось в длинах волн, на которых атмосферы Марса и Земли прозрачны, оно дает температуру поверхности Марса.
Общая циркуляция в атмосферах планет
247
полюсе, найденная с помощью двух указанных выше величин и равная —20° С, представляет собой также и среднюю суточную температуру поверхности. Сплошная кривая рис. И была проведена на глаз, так чтобы она удовлетворяла трем значениям температуры: —20° С на полюсе, приближенной средней суточной температуре летней полусферы —40° С, найденной из радиометрических измерений Синтона и Стронга [15], и средней температуре планеты —55° С. Летняя минимальная температура на восходе Солнца на экваторе около —80° С [15], и тот факт, что кривые минимальной, максимальной и средней суточной температуры должны сходиться у зимнего полярного круга, за которым инсоляция равна нулю, и у летнего полюса, где инсоляция в течение суток не меняется, представляет дополнительную информацию для оценки температуры. Хотя кривые инсоляции, представленные на рис. 10, не использовались при построении температурных кривых рис. 11, мы видим, что последние качественно согласуются с ходом инсоляции, подтверждая низкую теплопроводность поверхности.
Итак, согласно этим эмпирическим оценкам, средняя суточная температура поверхности непрерывно возрастает от зимнего полюса к летнему. Следовательно, мы вправе ожидать, что средняя суточная температура воздуха тоже возрастает от зимнего полюса к летнему и зональный тепловой сдвиг ветра будет направлен с запада на восток в зимней полусфере и с востока на запад в летней. Таким образом, среднесуточные ветры в средней и верхней тропосфере, по крайней мере на средних и высоких широтах, должны быть западными в зимнем полушарии и восточными в летнем во время солнцестояния 1)«
На самой поверхности суточное изменение температуры велико, оно достигает примерно 100° С вблизи
!) По существу, к такому же заключению о широтном температурном градиенте во время солнцестояния пришел Миямото [12], который указывал, что «...дрейф большого желтого облака, наблюдавшегося в 1958 г., говорит о преимущественном восточном направлении ветров летом на средних широтах в южном полушарии». Он также отметил необходимость переноса больших количеств теплоты через экватор во время солнцестояния.
248
Приложение 8
экватора. По аналогии с Землей можно ожидать, что на высоте нескольких сантиметров над поверхностью суточное изменение температуры воздуха будет примерно вдвое меньше и с увеличением высоты оно уменьшается и дальше. Но если на Земле суточные изменения
Рис. 12. Радиационный бюджет Марса во время зимнего солнцестояния в северном полушарии.
Кривая 7 —эффективная инсоляция $ (1 — А) (Д=0,26), II—Qn + Qo (Qn —излучение в пространство с единицы поверхности в единицу времени, Qo — излучение в пространство в полосах углекислого газа), 7/7—Qn,
температуры воздуха почти исчезают на высоте 1—2 км, то на Марсе суточные температурные волны могут охватывать большую часть тропосферы, вследствие того что масса ее меньше. Это может дать в общей структуре тропосферных ветров на Марсе суточный период (тепловой прилив) заметной амплитуды.
Воспользуемся теперь эмпирически найденной средней температурой поверхности, чтобы определить широтный радиационный бюджет и дифференциальный нагрев
Общая циркуляция в атмосферах планет
249
AQ и с их помощью характер общей циркуляции на Марсе во время зимнего и летнего солнцестояний.
На рис. 12 прерывистой линией показана интенсивность уходящего непосредственно в пространство излучения поверхности Qn.’ рассчитанная с помощью данных о средней суточной температуре во время солнцестояния, приведенных на рис. Пив табл. 1. Предположив
солнцестояния в северном полушарии.
Пунктирная кривая — вычисленный теоретически средний годовой перенос.
опять для простоты, что все излучение в полосах угле-кислого газа Qo уходит из стратосферы и стратосфера имеет постоянную температуру, равную теоретически вычисленной средней годовой величине —75° С, получим Qo= 46 к.ал/см2 сут. Сумма Qn. + Q0=W^ на рис. 12 представлена графически одной из оплошных линий. Другая сплошная линия дает суточную эффективную инсоляцию во время солнцестояния 5(1—Л).
Разность между 5(1 — Л) и Qn. + Q, проинтегрированная от полюса до широты <р, дает абсолютный нагрев (приток теплоты над данной областью) и, если предположить тепловое равновесие, широтный перенос теплоты Нч. На рис. 13 сплошной линией показана величина во время солнцестояния. В зимнем полушарии теплота переносится к полюсу (Н > 0), в летнем —
259
Приложение 8
к экватору (Н <0). Максимум потока находится в зимнем полушарии на широте 15°. Он равен 1,96 X X 1019 кал)сут. На широте 45° в зимнем полушарии Н = &Q = 1,36* 1019 кал!сут, в летнем —0,44* 1019 кал!сут. Среднее из этих величин 0,46 • 1019 кал)сут почти вдвое больше, чем найденная выше среднегодовая величина AQ = 0,26 • 1019 к,ал!сут. Если учесть, что последняя величина вычислена теоретически, а первая — в результате обработки радиометрических измерений полуденной поверхностной температуры, то различие не покажется очень существенным. Чтобы понять, как большое сезонное изменение AQ повлияет на характер общей циркуляции, необходимо найти соотношение между AQ и статической устойчивостью s и, следовательно, X.
Заметим сначала, что в волновом режиме циркуляции перенос теплоты волнами вверх пропорционален широтному переносу. В этом можно убедиться, выразив поверхностную конвергенцию в уравнении (20) через 02, умножив обе части уравнения на Г и взяв среднее по зонам от синусоидального возмущения на центральной широте (где мы можем пренебречь производными компонент скорости по у). Это дает нам
—	2 ОС	4^4*
Поскольку широтный перенос тепла vT не зависит от высоты, ветер является геострофическим, вертикальный градиент температуры не зависит от х и в состоянии теплового равновесия полный широтный перенос теплоты на всех высотах равен AQ, имеем
------— uTvT, ------ о	.
(26)
Таким образом, крупномасштабный вертикальный перенос теплоты волнами на центральной широте пропорционален #rAQ.
Далее, как мы уже указывали, вертикальный градиент температуры (при отсутствии конденсации) определяется процессами радиативного обмена, вертикальной конвекцией малых масштабов и крупномас
Общая циркуляция в атмосферах планет
251
штабным вертикальным переносом теплоты —(О2Т2. Однако радиативный обмен и вертикальная конвекция малых масштабов сами являются функциями вертикального градиента температуры. Кажется разумным предположить, таким образом, что вертикальный температурный градиент и, следовательно, фактор статической устойчивости s будут сильно зависеть (причем монотонно) от крупномасштабного переноса теплоты — (ОгГг. Если предположить для простоты, что в результате совместного действия излучения и конвекции малых масштабов установится некоторая положительная величина вертикальной статической устойчивости «$0 и любые отклонения от нее обусловлены крупномасштабным вертикальным переносом, то мы получим
s = s0 + Sj (— <^Т2) = s0 + S2 (urvT) = So+ s3 (uT &Q). (27)
Однако поскольку в волновом режиме действительный зональный термальный сдвиг ветра ит всегда приблизительно равен критической величине, что следует из уравнения (15), мы имеем
s = s04-s(AQ),	(28)
где s(AQ)—монотонная функция AQ, равная $i X X (—согТ'г), учитывает неявным образом эффекты вертикального переноса теплоты излучением.
Современное состояние наших знаний о вертикальном переносе теплоты в атмосфере посредством излучения и конвекции малых масштабов не позволяет определить функцию s(AQ) = $i(—co2T2), исходя из общих законов. Мы можем, однако, получить ее эмпирически для атмосферы Земли. Затем мы сможем качественно проанализировать результаты, к которым приведет применение ее к атмосфере Марса, учитывая при этом отсутствие заметной теплоты конденсации в его атмосфере (так же, как в случае лабораторных экспериментов с вращающимися потоками, подвергающимися дифференциальному нагреванию).
252
Приложение 8
Для земной атмосферы мы можем написать уравнение (28) в виде
s = s0-|-s,(AQ),	(28а)
где s*(AQ) — некоторая монотонная функция AQ (и следовательно —согЛ), причем предполагается, что в волнах имеет место конденсация.
В первом приближении можно положить
s.(AQ) = C.AQ,	(29)
где C# — постоянная.
Чтобы определить эмпирически постоянную С*, мы подставим (28а) и (29) в уравнение (15) и воспользуемся тем фактом, что круглый год атмосфера Земли находится в волновом режиме.
Иными словами, как летом, так и зимой температурный широтный градиент приблизительно равен критическому, т. е.
w(-#).=s"+c-4Q-	(30)
и
•^7(-#).=s» + c-iQ-	<31>
Подставляя сюда наблюдаемые величины
AQ4. = 2 • 1012 кдж/сек, bQ3, = 8 • 1012 кдж!сек,
С/рад, мы получим, исходя из (30) и (31), So = O,234 и
С, = 0,031 • 10-12 сек!кдж.
Таким образом, «л. = 0,30 и «3. = 0,48, откуда получаем среднегодовое значение фактора устойчивости 0,39. Оно находится в хорошем согласии с предельными ве
Общая циркуляция в атмосферах планет
253
личинами s = 0,5 и $* = 0,3 (см. § 4), которые были получены для Земли непосредственно из наблюдаемых вертикальных температурных градиентов.
Результаты такого анализа земной атмосферы приведены на рис. 14. Величина X вычислена из уравнений (13) и (28а) и дается как функция пй и AQ. Четырехкратное увеличение дифференциального нагрева от
Рис. 14. Параметр X в функции а& и AQ.
Кривая соответствует дСкр для	а —радиус, 2 — угловая скорость вращения
планеты, AQ —дифференциальный нагрев атмосферы. Главные волновые числа 4	z
равны Х/К 2 =0.84 X, максимальное — X; aS отнесено к Земле, / — зима, //—ранняя осень и поздняя весна, ///—лето.
лета к зиме сопровождается лишь небольшим уменьшением X и, следовательно, небольшим уменьшением волнового числа. Это показывает найденная эмпирическая функция «1(—согЛ) = $*(Д<2). Как мы уже говорили, в земной атмосфере статическая устойчивость
18 Зак. 498.
254
Приложение 8
сильно не влияет на вертикальный перенос тепла, ибо при переносе тепла волнами из нижней половины атмосферы в верхнюю скрытая теплота конденсации реализуется в нижней половине атмосферы.
Однако на Марсе характеристические температуры такие низкие, что конденсация практически отсутствует. Следовательно, мы можем ожидать, что на Марсе
s(AQ)»sJAQ).
На рис. 15 схематически показано, как X изменяется в плоскости AQ и aQ, когда <$ (AQ) s* (AQ), и приведены также эмпирические оценки автора сезонных величин AQ на Марсе.
Ранней осенью (и поздней весной), когда нагрев AQ равен средней годовой величине, согласно нашей теоретической модели, AQ < AQKp и циркуляция находится в симметричном режиме. Когда наступает зима, AQ возрастает и циркуляция переходит в волновой режим. Если в это время s ~ 0,5, как предполагалось в модели, то главное волновое число По = 3. Но при дальнейшем увеличении AQ s возрастает, а X и главное волновое число уменьшаются.
* Становится ли X меньше единицы во время летнего солнцестояния, мы не можем сказать, пока функция s(AQ) остается неопределенной. Если становится, то самая короткая волна бароклинной неустойчивости будет длиннее окружности планеты и циркуляция возвратится в симметричный режим.
В дальнейшем AQ снова уменьшается и волновое число будет опять увеличиваться. Весной, когда AQ меньше AQKp, симметричный режим восстанавливается.
Затем наступает лето и величина AQ становится отрицательной; при этом изменяется направление симметричной циркуляции и широтного градиента температуры в летнем полушарии. Критерий бароклинной устойчивости, как показывает линейный анализ, не зависит от знака широтного градиента и знака AQ. Таким образом, во время летнего солнцестояния, когда —AQ достигает максимума, возможно, могут формироваться восточные волны и связанные с ними возмущения на нижнем уровне.
Общая циркуляция в атмосферах планет
255
В этом схематическом рассмотрении сезонных изменений режима циркуляции на Марсе мы хотели показать общий характер таких изменений. На Земле они не
1.0
а Я, Земля
Рис. 15. Параметр К в функции а& и AQ для случая (AQ) 5* (AQ).
Величины а2 на оси абсцисс даются по отношению к Земле, / — зимнее солнцестояние: // — ранняя осень и позДняя весна, /// — летнее солнцестояние.
могут иметь места из-за присутствия водяных паров в атмосфере, жидкой воды в океанах и особой роли теплоты конденсации. Чтобы выяснить детальные свойства циркуляции на Марсе, необходимы количественные исследования, но уже сейчас ясно, что она совсем непохожа на циркуляцию в земной атмосфере.
18*
256
Приложение 8
§ 6. Циркуляция в атмосфере Венеры
Как уже говорилось, существует два вида переходов между симметричным и волновым режимом общей циркуляции. Один из них осуществляется при AQ = AQKp и подобный переход от симметричного режима к волновому происходит при увеличении AQ. Мы имеем в виду, конечно, только длительно установившуюся циркуляцию и такие переходы от одного режима к другому, когда X меняется медленно.
Переход другого вида осуществляется при Х< 1, но X зависит от s, а без существенной конденсации в атмосфере оно в свою очередь зависит сильно от AQ. При таком переходе волновой режим заменяется симметричным при возрастании AQ.
Согласно (17), величина AQKp увеличивается с уменьшением й, и, согласно (13), при уменьшении й уменьшается X. В результате (см. рис. 15), когда уменьшается й, сближаются границы между симметричным режимом и волновым. Если вращение достаточно медленно, симметричная циркуляция может быть устойчивой при любой величине дифференциального нагрева.
Согласно современным радиолокационным исследованиям Венеры, размытие отраженного сигнала по частоте показывает, что период вращения Венеры по крайней мере в 10 раз больше земного (см. гл. 3). Из рис. 14 }и 15 можно видеть, что при таком медленном вращении общая циркуляция на Венере должна находиться в симметричном режиме, если только предположить, что М-2 ~ Ц2 (Земля) и s ~ 0,5. Если Й слишком мало для квазигеострофического приближения, то наш критерий бароклинной неустойчивости уже не будет правильным. Но если й приближается к нулю, симметричный режим, вероятно, будет устойчивым.
Наконец интересно отметить, что зависимость режима и волнового числа от скорости нагревания и скорости вращения, полученная в этой статье, находится в согласии с лабораторными экспериментами, которые проводились с вращающимися дифференциально нагре
Общая циркуляция в атмосферах планет
257
ваемыми жидкостями1). В этих лабораторных экспериментах (как более простых, типа «дишпэн», в которых глубина жидкости обычно меньше радиуса чана, так и в экспериментах типа «аннулус», в которых глубина жидкости, заключенной между двумя концентрическими цилиндрами, обычно в несколько раз больше их ширины [4, 7]) было найдено, что при высокой скорости нагревания или низкой скорости вращения устанавливается симметричный режим циркуляции. Но когда скорость нагревания уменьшается или скорость вращения увеличивается, устанавливается волновой режим. При этом число волн увеличивается с уменьшением нагревания или ускорением вращения, когда AQ > AQKp., в качественном согласии с рис. 15.
Согласно линейной бароклинной теории, нижний переход от волнового режима к симметричному зависит от изменения с широтой кориолисова параметра. Но в системах «дишпэн» и «аннулус» в отличие от планет кориолисов параметр является постоянной величиной. Следовательно, в лабораторных экспериментах, согласно линейной теории, не должно быть нижнего перехода к симметричному режиму. Действительно, Хайд [7] не нашел такого нижнего перехода; Фульц [4] сообщает, что при некоторых условиях пониженная симметричная циркуляция встречается, но документальных данных об этом пока нет.
Мы можем заметить далее, что, согласно линейной теории (см. ур. (15)), критический температурный широтный градиент и, следовательно, действительный широтный градиент температуры в волновом режиме, пропорционален статической устойчивости. Таким образом, широтный наклон потенциальных температурных поверхностей должен быть постоянным. Приблизительно постоянный широтный наклон потенциальных температурных поверхностей (не меняющийся от лета к зиме) наблюдался и в атмосфере Земли в лабораторных экспериментах.
’) В [2 и 3] описан другой математический аппарат, который дает, по существу, то же самое физическое объяснение зависимости волнового числа от скорости нагрева и некоторые другие описанные в этой статье свойства общей циркуляции.
258
Приложение 8
ЛИТЕРАТУРА
1.	Vaucouleurs G. de, Report to Jet Propulsion Laboratory, contract № 950014, 1961.
2.	F j о r t о f t R., “The Atmosphere and the Sea in Motion”, ed.
B.	Bolin, Rockefeller Oxford Press, N. Y., 1959, p. 194—211.
3.	Fjortoft R., Quart. J. Roy. Meteorol. Soc., 86, 437 (1960).
4.	F u 11 z D., L о n g R. R., О w e n s G. V., Bohan W. B., Kaylor R., Weil J., Meteorological Monographs, 4 (21), Amer. Meteor., Soc., Boston, 1959.
5.	Gifford F., Astrophys. J., 123, 154 (1956).
6.	G i о r d m a i n e J. A., A 1 s о p L. E.; Townes С. H., M a y-e г С. H., Astron. J., 64, 332 (1959).
7.	Hide R., Phil. Trans. Roy. Soc., A250, 441 (1958).
8.	Houghton G. H., J. Meteorol., 11,1 (1954).
9.	Huss A., Mintz Y., Proceedings of the International Symposium on Numerical Weather Prediction, Tokyo, November 7—13, 1960, 1961.
10.	List R. J., Smithsonian Meteorological Tables, 6th ed., Smithsonian Institution, Washington, D. C., 1951 (№ 132—134).
11.	Mintz Y., Investigations of the General Circulation of the Atmosphere, Dept. Met., Univ. Calif., Los Angeles, 1955 (cm. также Selected Meteorological Papers, Meteor. Soc. Japan, № 2, August 1960).
12.	Miyamoto S., Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, University of Kyoto, № 88 (1960).
13.	P a 1 m ё n E., Societas Scientiarum Fennica. Commentationes Physico-Mathematicae, XVIII, 1955, p. 1—33.
14.	Phillips N. A., Quart. J. Roy. Meteorol. Soc., 82, 123 (1956).
15.	Sinton W. M., Strong J., Astrophys. J., 131, 459 (I960).
16.	Sutcliffe R. C., Quart. J. Roy. Meteorol. Soc., 73, 370 (1947).
17.	Sutcliffe R. C., Forsdyke A. G., Quart. J. Roy. Meteorol. Soc., 76, 189 (1950).
18.	Томпсон П. Д., Анализ и предсказание погоды с помощью численных методов, М., ИЛ, 1962.
ПРИЛОЖЕНИЕ 9
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫХ СПЕКТРОВ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР И ПОЛОС СО2 В БЛИЖНЕМ ИНФРАКРАСНОМ СПЕКТРЕ ВЕНЕРЫ
Дж. В. Чемберлен
§ 1.	Введение
Достигнутые успехи в освоении космоса заставляют надеяться, что вскоре мы будем располагать спектрами планетных атмосфер, в том числе и земной, полученными посредством аппаратуры, установленной на космических кораблях. Они дадут новые ценные данные, относящиеся к химическому составу, температурам и другим характеристикам атмосфер. Надо отметить, однако, что интерпретация подобных спектров не всегда окажется простой. Частично подобные проблемы уже возникали в связи с измерениями и интерпретацией спектров планет в видимой и ближней инфракрасной области. При планировании будущих экспериментов очень важно принимать во внимание проблемы интерпретации, которые впоследствии возникнут, .и ставить эксперименты по возможности таким образом, чтобы облегчить истолкование данных.
По вполне понятным причинам желательно иметь как можно более высокое спектральное разрешение. Аналогичное требование предъявляется и к спектрам в видимой области, которые получаются наземными обсерваториями. Может быть, не столь очевидной кажется необходимость хорошего углового разрешения, т. е. получения спектров различных частей диска планеты. Для ультрафиолетовых спектров такое требование представляется весьма разумным, потому что атмосферы планет для излучения в каких-то областях могут оказаться оптически толстыми.
Аналогичная проблема встречается при интерпретации полученных с Земли спектров, а именно при интерпретации полос СОг в ближнем инфракрасном спектре Венеры, поскольку эти полосы образуются в оптически
260
Приложение 9
толстой рассеивающей атмосфере. Вопросы, связанные с решением этой задачи, по-видимому, не являются обычными. Мы попытаемся подвести итог проблемам интерпретации, которые обязательно возникнут в связи с ультрафиолетовыми спектрами, и в последнем разделе в качестве иллюстрации мы рассмотрим полосы поглощения в спектре Венеры.
§ 2.	Информация, которую дадут ультрафиолетовые спектры планетных атмосфер
Вопросы определения обилия мы рассмотрим в § 3 и 4. Мы покажем, что абсолютное содержание можно вычислить только в случае оптически тонкой атмосферы или когда вторичным рассеянием можно пренебречь, а при многократном рассеянии может быть получено только относительное содержание. Однако если рассмотреть совместно проблемы непрерывного поглощения и рассеяния в линиях и полосах, то окажется возможным вычислить абсолютное обилие поглощающего вещества и вместе с тем обилие других составляющих относительно поглощающего вещества на известных высотах в атмосфере.
Однако, помимо обилия, из таких спектров можно получить и многие другие данные. Было бы чрезвычайно важно найти распределение водорода в атмосфере, сканируя диск планеты в линии La 1216 А. Такой эксперимент предполагает хорошее угловое разрешение, и он может быть проведен только при тесном сближении с планетой. В случае Земли, Венеры и Марса концентрация водорода (если он имеется) вследствие низкого молекулярного веса должна очень медленно убывать с расстоянием. Прямые измерения точной зависимости концентрации от расстояния до центра планеты дадут непосредственную информацию о температуре верхней атмосферы. Такие данные имеют решающее значение в вопросе о скорости диссипации планетной атмосферы и ее эволюции от первоначального состояния до современного.
При наличии необходимого спектрального разрешения можно будет найти распределение интенсивности по вращательным линиям и получить температуру на той
Ультрафиолетовые спектры планетных атмосфер
261
высоте, на которой они формируются. Хорошо известный пример такого вычисления — определение температуры по линиям поглощения СОг в спектре Венеры, однако в этом случае для интерпретации необходимо знать механизм образования линии (см. § 4). Некоторые затруднения возникнут и при интерпретации эмиссионных линий. Максимальная интенсивность внутри вращательных полос в случае оптически толстой атмосферы не соответствует той длине волны, которую дает обычное больцмановское распределение. Длина волны смещается из-за эффектов, связанных с переносом излучения. Следовательно, для вычисления температуры необходимо использовать некоторую модель, рассмотрев задачу переноса излучения, и сопоставить теорию с наблюдаемыми относительными интенсивностями полос и распределением их интенсивности по диску.
Спектры, полученные на ночной стороне планеты, возможно, позволят обнаружить излучение атмосферы. Наши предположения об излучении этого типа менее определенны. Земное свечение ночного неба в ближней ультрафиолетовой области содержит полосы Герцберга Ог. Но многие атмосферные эмиссии, обусловленные фотохимическими реакциями (а также рекомбинациями ионов и электронов в ионосфере), пока еще по-настоящему не объяснены, и мы не располагаем достаточной теоретической основой для более или менее определенных предсказаний относительно эмиссий верхней атмосферы других планет.
Несколько более уверенно мы можем говорить об эмиссии полярных сияний в ультрафиолетовой области, и, конечно, следует ожидать, что они будут обнаружены, если они существуют даже на дневной стороне. Дневная флуоресценция под действием солнечного света (т. е. дневное свечение неба) может иметь более высокую интенсивность в ультрафиолетовой области, чем полярные сияния, однако будут присутствовать системы полос, которые не могут возбуждаться поглощением солнечного света, а возникают при бомбардировке частицами в полярных сияниях. Обнаружение полярных сияний дало бы косвенную важную информацию о составе
262
Приложение 9
атмосферы, магнитном поле и особенно о присутствии радиационных поясов, управляемых солнечной активностью (см. в Приложении 7 оценки интенсивности рассеянного ультрафиолетового излучения).
§ 3.	Образование линий в планетной атмосфере с пренебрежимо малым рассеянием
Есть определенная аналогия между образованием в атмосфере планеты линий поглощения (когда излучение в солнечном непрерывном спектре отражается), непрерывным поглощением, которое меняется с длиной волны, и эмиссионными линиями, когда континуум полностью поглощен, за исключением резонансной линии. Обсудим прежде всего случай,' когда вторичным рассеянием, т. е. переизлучением вслед за поглощением, можно пренебречь.
В этом простом случае можно считать, что линии поглощения образуются при прохождении через всю атмосферу солнечного света, который доходит до отражающего слоя и затем идет через атмосферу обратно. При определенном положении Солнца и наблюдателя солнечный свет проходит вполне определенный путь, и обилие поглощающего вещества может быть непосредственно найдено по полной эквивалентной ширине линии поглощения (если известны необходимые атомные константы). Для наблюдений диска в целом можно найти некоторое эффективное значение угла падения и отражения [6].
В другом случае, когда имеется зависящее от частоты непрерывное поглощение, обилие вещества также легко определить. Если абсолютная величина коэффициента поглощения вещества (например озона) известна, то длина волны, вблизи которой отражение солнечного света уменьшается, представляет собой величину, непосредственно пригодную для оценки количества вещества в атмосфере. Таким способом можно определить обилие озона на Марсе.
Механизм образования линий излучения также очень прост. Для эмиссионных линий мы будем считать, что альбедо подстилающей поверхности равно нулю. Фак
Ультрафиолетовые спектры планетных атмосфер
263
тически это соответствует рассеивающей в линиях субстанции, расположенной над полностью поглощающей средой. Непрерывное излучение, падающее на планету снаружи, поглощается в резонансной линии и потом рассеивается во всех направлениях. Непоглощенный континуум проходит через рассеивающий слой и полностью поглощается вследствие нулевого альбедо, в то время как резонансное излучение рассеивается обратно в пространство. Зная общую интенсивность рассеянного излучения, с помощью известных атомных констант можно вычислить полное обилие рассеивающего вещества.
Таким образом, если вторичным рассеянием можно пренебречь, удастся получить обилие, не привлекая зависимости интенсивности линий от расстояния до центра диска и угла фазы. Если будут проведены измерения с очень близкого расстояния от планеты (может быть меньше одного радиуса), зависимость интенсивности от расстояния до центра диска позволила бы определить высоту образования линий, как это обычно делается в случае атмосферных эмиссий, методом, впервые предложенным ван Рейном.
§ 4.	Формирование линий в атмосферах планет с многократным рассеянием
Задача становится качественно иной, если атмосфера планеты оптически толста. В случае линий поглощения мы рассмотрим детально вопросы, связанные с образованием полос СОг в ближнем инфракрасном спектре Венеры. Образование линий поглощения в оптически толстой рассеивающей атмосфере впервые обсуждалось ван де Хюлстом [6], который предполагал применить теорию к полосам СОг на Венере. Считалось, что в непрерывном спектре свет рассеивается какими-то частицами (облачный слой Венеры). Если углекислый газ и рассеивающие частицы распределены однородно, излучение в длинах волн линий поглощения будет тоже рассеиваться, но при этом в частотах линии вероятность переизлучения в каждом процессе рассеяния будет <ov < 1. Образование линий рассматривается, таким образом, в соответствии с теорией радиативного переноса
264
Приложение 9
для рассеяния с альбедо cov (которое изменяется вдоль профиля линии).
Чемберлен и Койпер [3] показали, что зависимость эквивалентной ширины полос от фазы примерно согласуется с теорией переноса излучения для оптически толстой атмосферы. Зависимость от фазы будет другой, если полосы поглощения возникают при прохождении света через атмосферу СОг, расположенную над резко выраженным отражающим облачным слоем.
Согласно теории рассеяния высших порядков, поглощение в слабых линиях изменяется скорее пропорционально квадратному корню из коэффициента поглощения, чем линейно. В связи с этим очень существенно, что теория рассеяния позволяет строгим образом вычислить из распределения интенсивностей вращательных линий кинетическую температуру. Несмотря на то что такие определения температуры СОг являются общепринятыми для атмосферы Венеры, некоторые авторы в то же время принимают содержание СОг «над облачным слоем», вычисленное Герцбергом [5] с помощью модели простого отражения от резко выраженного слоя.
Исходя из теории переноса, мы покажем, что уровень образования линий СО2 находится значительно ниже облачного слоя. Вычисленные по ним температуры должны относиться к более низкому уровню, в то время как меньшие температуры, найденные по излучению в далекой инфракрасной области, очевидно, относятся к более высоким слоям облаков.
Если теория многократного рассеяния верна (а современные данные позволяют надеяться на это), то наши данные о содержании СО2 оказываются крайне неопределенными. Если коэффициент рассеяния на единицу массы равен о и коэффициент поглощения в линии равен то для слабых линий (xv а) поглощение пропорционально	Эквивалентная ширина сильных
насыщенных линий при уширении, обусловленном давлением, тоже пропорциональна квадратному корню из коэффициента поглощения, но физическая природа этих двух зависимостей совершенно различна. В первом случае физический смысл явления состоит в том, что профили линий образуются на разной высоте.
Ультрафиолетовые спектры планетных атмосфер
265
Если непрерывный спектр отражается в результате чистого (консервативного) рассеяния, атмосфера должна быть освещена вплоть до самой поверхности, причем средняя интенсивность приближается на больших глубинах к конечному пределу. Если в каждом процессе рассеяния некоторая доля энергии 1 — о\ = = %v/(° + %v) теряется, то интенсивность падает с глубиной атмосферы экспоненциально. Например, решение уравнения переноса в первом приближении 1) дает, что линия, образующаяся на большой оптической глубине /v, имеет контур вида ехр[—/Д1 —	где Ц1== 0,577.
Следовательно, при небольшом увеличении 1 — cov, помимо того что каждый элемент объема начинает сильно поглощать, уменьшается глубина проникновения падающего излучения. Высота образования контура линии поглощения смещается в атмосфере вверх, причем в спектре отраженного излучения относительная депрессия пропорциональна Vl-Ш, [3].
Следовательно, для определения обилия СО2 на Венере необходимо знать эффективную высоту образования линии, которая зависит от xv/a. Мы можем только сказать, что количество СО2 над облачным слоем (т. е. до глубины ~ 1 в непрерывном спектре) может быть во много раз меньше, чем полное количество, найденное по спектру поглощения с помощью теории простого отражения. Линии поглощения на самом деле формируют-ся на эффективной глубине 0,577 которая может быть много больше единицы даже для центра линии и должна быть очень большой для крыльев.
Единственный способ решить, следует ли применять в случае Венеры теорию рассеяния высших порядков, предполагая, что молекулы СОг перемешаны с рассеивающей субстанцией, или считать, что атмосфера СО2 лежит над резко выраженным отражающим слоем,— провести измерения при разных фазовых углах, а еще лучше в разных точках диска с высоким угловым
!) Основная теория изложена в книге Чандрасекара [4]. Чемберлен [2] рассматривал высоту формирования линии в первом приближении для задачи, подобной той, которая здесь обсуждается. Брандт [1] дал более общее решение с помощью функции источника.
266
Приложение 9
разрешением. Чтобы определить абсолютное обилие СОг, необходимо иметь данные о коэффициенте рассеяния и распределения рассеивающих частиц по высоте.
Проблема интерпретации непрерывного поглощения при многократном рассеянии во многих отношениях подобна предыдущей. Пусть некоторая субстанция (например озон) дает непрерывное поглощение, в то время как остальные молекулы дают релеевское рассеяние. В этом случае можно непосредственно из наблюдений определить отношение концентраций поглощающей (озон) и рассеивающей («воздух») субстанций. Если, кроме того, сделать предположение (или получить независимую информацию) о распределении концентрации «воздуха» по высоте, то можно непосредственно вычислить обилие озона при данном давлении. Если измерения проводить в различных положениях на поверхности планеты так, чтобы оптические пути различались толщей или давлением, можно вычислить распределение озона по высоте.
Однако кроме измерений на поверхности планеты, нет никаких эффективных способов таких исследований, если только при сканировании диска не выяснится, что в качестве эффективной отражающей поверхности можно рассматривать не поверхность планеты, а ее атмосферу, рассеивающую по релеевскому закону. В противном случае оценки обилия озона будут весьма далеки от истины.
В случае эмиссионных линий мы встречаемся с аналогичными проблемами, однако число возможностей их образования возрастает и общая ситуация существенно усложняется. Эти проблемы исследуются сейчас на йерк-ской обсерватории автором совместно с Собоути.
Рассмотрим один или два простых примера. Предположим сначала, что поглощающее в непрерывном спектре вещество находится в атмосфере много ниже рассеивающей субстанции. Является ли рассеивающая субстанция оптически толстой или оптически тонкой, в случае системы эмиссионных полос можно определить из относительных интенсивностей полос в прогрессии. В оптически тонкой среде интенсивности будут соответствовать вероятностям переходов. Если же рассеиваю
Ультрафиолетовые спектры планетных атмосфер
267
щая среда является оптически толстой, то интенсивность полос, которым соответствуют переходы, оканчивающиеся на основном колебательном уровне, будет сильно уменьшаться, в то время как для переходов на верхние уровни интенсивность относительно увеличится. Таким образом, с помощью эмиссионных полос можно быстро определить, является ли рассеивающая атмосфера оптически толстой. Однако оценить полное обилие вещества в атмосфере не удастся, так как для этого потребовалось бы наблюдать рассеивающую субстанцию ниже уровня, определяемого границей среды, поглощающей в непрерывном спектре. Исследование таких спектров следует проводить параллельно с исследованием поглощения различных атмосферных составляющих (в далекой ультрафиолетовой области, например, поглощение озона).
Предположим, что поглощающая субстанция и рассеивающие молекулы равномерно перемешаны. Тогда относительные интенсивности в системе полос изменятся, причем они будут меняться по диску в зависимости от относительного содержания. Тем же способом, что и для линий поглощения, можно найти отношение обилий рассеивающей компоненты и компоненты, дающей непрерывное поглощение. В молекулярной спектроскопии имеются хорошие методы исследования проблем, связанных с излучением систем полос, занимающих большие участки спектра.
Подводя итог, можно сказать, что измерения в различных точках диска очень важны, потому что они позволят получить относительные обилия и покажут, какого рода модели наиболее соответствует данная атмосфера.
ЛИТЕРАТУРА
1.	В г a n d t J. С., Astrophys. J., 130, 228 (1959).
2.	Chamberlain J. W., Astrophys. J., 119, 328 (1954).
3.	Chamberlain J. W., Kuiper G. P., Astrophys. J., 124, 399 (1956).
4.	Чандрасекаре., Перенос излучения, M., ИЛ, 1954.
5.	Г е р ц б е р г Г., статья в сб. «Атмосферы Земли и планет», под ред. Койпера, М., ИЛ, 1954.
6.	Ван де Хюлст, статья в том же сборнике.
У. Келлог и К. Саган
АТМОСФЕРЫ МАРСА И ВЕНЕРЫ
Редактор С. И. Щеглова Художественный редактор Ё. И. Подмаръкова Технический редактор Л. М. Харьковская Корректор К. Л. Водянлщкая
Сдано в производство 28/VI 1962 г. Подписано к печати 23/Х 1962 г. Бумага 84x108 »/w=4,2, бум. л. 13,7 печ. л„ Уч.-изд. л. 13,1. Изд. № 27/1507
Цена 92 к. Зак. 498
ИЗДАТЕЛЬСТВО ИНОСТРАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
Москва, 1-й Рижский пер., 2
Типография № 2 им. Евг. Соколовой УЦБ и ПП Ленсовнархоза. Ленинград, Измайловский пр., 29.
92 коп