«Викинги» на Марсе

Кондратьев Кирилл Яковлевич

Кондратьев Кирилл Яковлевич - «Викинги» на Марсе скачать книгу бесплатно в формате fb2, epub, html, txt или читать онлайн
Размер шрифта
A   A+   A++
Читать
Cкачать
«Викинги» на Марсе ( Кондратьев Кирилл Яковлевич)

Введение

Опыт исследований планет показал, что наиболее перспективным является комплексное применение наземных средств наблюдений, а также автоматических межпланетных станций (АМС), состоящих из орбитального аппарата (ОА), который выводится на орбиту искусственного спутника планеты, и спускаемого аппарата (СА), используемого для вертикального зондирования при спуске СА через атмосферу и прямых измерений параметров атмосферы и грунта после посадки СА. Несомненный приоритет принадлежит прямым измерениям при помощи аппаратуры, устанавливаемой на СА, что было блестяще продемонстрировано еще данными АМС «Венера-4». Успешный запуск АМС «Венера-9» и «Венера-10» и связанный с ним вывод на орбиты двух искусственных спутников Венеры, а также посадка двух СА явились первым примером комплексных исследований Венеры при помощи летательных аппаратов, функционирующих в режиме искусственных спутников и спускаемых аппаратов, совершивших посадку на поверхности планеты [7, 10]. Осуществление программы АМС «Викинг-1» и «Викинг-2» явилось продолжением аналогичного направления исследований с целью получения новых данных об атмосфере и поверхности Марса.

Получение обширной новой информации о свойствах атмосфер и поверхностей Венеры и Марса открывает широкие перспективы с точки зрения решения задач сравнительной метеорологии планет [8, 9]. В этой связи сопоставление данных по Венере и Марсу является особенно интересным. Это касается, в частности, данных о составе атмосфер.

Составленная Коннеллом [73] табл. 1 характеризует современные данные о составе атмосферы Марса и надоблачной атмосферы Венеры, для которых характерны преобладание углекислого газа и его фотодиссоциация (в атмосфере Марса — вплоть до поверхности планеты, а на Венере — выше уровня верхней границы облаков). Заметим при этом, что, хотя CO2 пока еще не был обнаружен, его присутствие является очень вероятным.

Таблица 1 Отношения смеси различных компонент атмосфер Марса и Венеры

При диссоциации СО2 на СО и О2 отношение концентрации этих двух компонент должно быть равно двум. Фактически оно составляет около 0,5 на Марсе (это можно объяснить избытком О2, возникающим в результате фотолиза водяного пара, который сопровождается диссипацией атомарного водорода) и превосходит 50 на Венере. Последнее требует присутствия на Венере источников молекулярного кислорода.

На обеих планетах наиболее вероятными реакциями образования кислорода являются:

O+O+M -> O2+M, OH+O -> H+O2,

тогда как сток кислорода определяется фотодиссоциацией

O2+h -> 20.

Помимо указанных, на Венере возможны еще и две следующие реакции, продуцирующие кислород:

Сl+О3 -> СlО+О2, СlО + О -> Сl+О2.

Интересно, что это именно те реакции, которые привлекли за последнее время большое внимание в связи с проблемой антропогенных воздействий на слой земного атмосферного озона. Малое содержание СО и О2 в атмосферах Марса и Венеры составляет до сих пор не решенную проблему.

Основной для Марса и Венеры является проблема стабильности углекислотной атмосферы. Преобладающее мнение состоит в том что рекомбинация СО2 катализируется нечетным водородом НОх = Н + ОН + НО22О2. При этом главной является реакция

CO+OH -> CO2+H.

Каталитический цикл завершается восстановлением гидроксила в результате двух реакций:

Н+О2+М -> HO2+M. HO2+O -> OH+O2

Достаточно надежные выводы по рассматриваемому вопросу затрудняет отсутствие адекватных данных о скоростях реакций.

Главным источником молекулярного водорода на обеих планетах является, по-видимому, реакция

Н+HO2 -> H22.

Важным фактором устойчивости состава атмосфер служат каталитические эффекты химически активных радикалов, имеющих очень малую концентрацию. В верхней атмосфере Марса для поддержания малых отношений смеси О и СО должен существовать быстрый перенос продуктов диссоциации СО2. Для этого необходим коэффициент вертикальной турбулентной диффузии порядка 108 см2/с. Аналогичные условия могут преобладать и на Венере. Эти предположения приводят, однако, к значениям концентрации О, которые находятся в противоречии с ионосферными данными, а, возможно, — и результатами измерений свечения верхней атмосферы, хотя согласуются с потоком диссипирующих атомов водорода.

Альтернативным является предположение, что верхняя атмосфера состоит главным образом из атомов кислорода, которое требует разработки модели взаимодействия с солнечным ветром для обеспечения согласия с ионосферными данными и выявления процесса, обусловливающего большую нетепловую диссипацию атомов водорода. Такого рода предположение можно согласовать с данными по свечению верхней атмосферы. Для обеих планет остается нерешенной проблема теплового баланса термосфер.

Важные результаты в этом направлении получены М. Н. Изаковым и С. К. Морозовым [3, 4]. На основе численного интегрирования системы гидродинамических уравнений с учетом источника тепла за счет поглощения солнечной ультрафиолетовой радиации и стоков тепла, обусловленных инфракрасным излучением атмосферы и отводом тепла теплопроводностью в нижние слои атмосферы, в работе [4] построена модель суточных вариаций температуры, плотности и ветров в экваториальной зоне Марса в период равноденствия.

Основным упрощением модели является рассмотрение двухмерной термосферы лишь в экваториальной плоскости при пренебрежении меридиональным растеканием. Поскольку рассматривается сравнительно тонкий слой атмосферы (75–200 км), для этого слоя приняты постоянные значения ускорения силы тяжести, теплоемкости, теплопроводности и вязкости, взятые для высоты, соответствующей середине слоя. Предполагается, что термосфера состоит из чистого углекислого газа, но получены также оценки с учетом присутствия 25% аргона.

Вычисления показали, что марсианская мезопауза располагается на высотах 90–100 км, где находится максимум стока тепла за счет радиационного выхолаживания и температура составляет около 150 К. Вертикальный профиль температуры становится примерно изотермическим на высотах более 170 км на дневной и 140 км — ночной стороне планеты. На высоте 200 км плотность изменяется в суточном ходе в 5 раз, а температура — от 280 до 430 К. Последнее хорошо соответствует наблюдаемой температуре около 340 К при той же умеренно высокой солнечной активности, рассмотренной в расчетах.

При отсутствии горизонтального переноса нагревание атмосферы происходит от восхода до захода Солнца, тогда как ветры несколько уменьшают амплитуду солнечно обусловленных вариаций температуры и сдвигают как максимум, так и минимум на более раннее время. Уменьшение амплитуды суточного хода температуры (примерно в 1,5 раза) вызывают и вертикальные движения, что, по-видимому, обусловлено влиянием адиабатического нагревания и охлаждения. Для поля ветра характерно наличие ночью горизонтальной составляющей (порядка 100 м/с), направленной в основном в сторону вращения планеты, а днем (при скорости до 150 м/с) — в противоположную сторону. Учет наличия аргона привел к изменению температуры, достигающей 20 К.

Скачать книгуЧитать книгу

Предложения

Фэнтези

На страница нашего сайта Fantasy Read FanRead.Ru Вы найдете кучу интересных книг по фэнтези, фантастике и ужасам.

Скачать книгу

Книги собраны из открытых источников
в интернете. Все книги бесплатны! Вы можете скачивать книги только в ознакомительных целях.