На правах рукописи

Липатов Александр Николаевич

Методы, приборы и результаты исследования

метеорологических параметров атмосферы Венеры и Марса

Специальность 01.04.01 -Приборы и методы экспериментальной

физики

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физикоматематических наук

Москва 2008

Работа выполнена в отделе Физики планет и малых тел Солнечной системы Института космических исследований РАН

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук Линкин Вячеслав Михайлович (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

кандидат физ.-мат. наук Петросян Аракел Саркисович (ИКИ РАН) доктор физ.-мат. наук Хаврошкин Олег Борисович (ИФЗ РАН)

Ведущая организация:

Центральный научно-исследовательский институт машиностроения (ЦНИИМАШ), 141070, Московская обл., г. Королев, ул. Пионерская, 4.

Защита состоится 20.01.2009г. в 11 часов на заседании Диссертационного совета Д 002.113.01 при Институте космических исследований РАН по адресу: 117997, Москва, ул. Профсоюзная, д.84.32, конференц-зал

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан « 18 » декабря 2008 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета Д 002.113.01 Акимов В.В

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертационная работа посвящена исследованию физических параметров атмосферы Венеры и Марса с помощью метеокомплексов (метеорологические приборы, интегрированные в единый комплекс) и малых зондов, устанавливаемых на космические аппараты.

Основные направления и актуальность исследований Изучение Венеры и других планет, близких к Земле по своим свойствам, является базисной задачей в понимании природы процессов, происходящих в нашей Солнечной системе. Изучая сегодняшние процессы, происходящие на планетах, мы можем лучше описать их прошлое и заглянуть в будущее. Эти знания важны в первую очередь для сравнительной планетологии: на какой стадии эволюции появились расхождения или каждая планета имела свою индивидуальную историю рождения и развития. Еще совсем недавно мы очень мало знали о планетах нашей Солнечной системы. Только вторая половина двадцатого века в корне изменила ситуацию.

Человечество, наконец, проникло в космос и стало исследовать эти планеты космическими аппаратами. До этого момента Венера, закрытая плотными облаками, считалась планетой, похожей на Землю.

Теперь мы знаем, что у планет имеется много отличий, и пытаемся понять их природу. Наиболее похожие на Землю планеты - это Марс и Венера. Марс близок по основным характеристикам: наклону плоскости экватора, длительности суток и ряду атмосферных процессов (сезонные явления, температурные условия, наличие аэрозольной компоненты в атмосфере). Характеристики Венеры близки к земным по массе, размеру и общему тепловому балансу. Но, конечно, эти планеты имеют большие принципиальные отличия своих характеристик от земных. Например, средняя температура на Марсе существенно ниже земной, а на Венере она значительно выше. Марс имеет сильно разреженную атмосферу, а Венера - очень плотную.

Химический состав также сильно отличается. На Земле основные компоненты - азот и кислород, а на Марсе и Венере -углекислый газ.

История измерения температуры поверхности Венеры началась в шестидесятых годах с радиозондирования с Земли в диапазоне сантиметровых волн, для которых атмосфера прозрачна. Уже тогда удалось оценить температуру у поверхности, которая оказалась 400°С.

Остальные параметры оставались неизвестными. Только с помощью космических аппаратов - “Маринер-2”, “Венера-7,8” - удалось получить информацию о других параметрах планеты. Эти измерения принесли много информации: высокое давление атмосферы у поверхности - до 90атм; высокая температура - от 730 до 740К; огромная по земным масштабам скорость вращения атмосферы - от 0 у поверхности до 140 м/с в верхней атмосфере; позднее названная суперротацией;

избыток первичных инертных газов; малое содержание воды; мощный парниковый эффект; отсутствие магнитного поля у планеты и т.д.

Исследования Венеры и Марса проводились как с орбиты (методами дистанционного зондирования), так и с помощью спускаемых аппаратов (контактными методами). Оба метода измерения дополняли друг друга и давали более полную информацию о процессах на планетах. При исследовании атмосферы Венеры применение дистанционных методов не всегда приемлемо из-за непрозрачности для зондирующих электромагнитных волн плотного облачного слоя (например, для ИК-спектрометрии). Поэтому контактные методы всегда оставались актуальными. Первый этап исследования начинался в 60-х годах и активно продолжался до середины 80-х. К настоящему времени всего к Венере успешно слетали 15 советских космических аппаратов (различные аппараты “Венера” и два аппарата “Вега”), 7 американских (“Пионер-Венера”, “Маринеры”) и 1 аппарат проведения этих исследований представлена в работах (Мороз В.И., Хантрес В.Т., Шевалев И.Л., 2002; Huntress W.H., Moroz V.I., Shevalev I.L., 2002). По результатам миссии “Пионер-Венера” была построена модель средней атмосферы “Venus International Reference Atmosphere” (VIRA), опубликованная в 1985 году в журнале “Advances in Space Research” (Кliore A, Moroz V.I. Keating G., 1985).

исследование Венеры советским аппаратами было осуществлено в миссии “Вега”.

Данная диссертация в основном базируется на результатах экспериментов, проведенных на спускаемом аппарате (СА), аэростатных зондах (АЗ) в атмосфере Венеры миссии “Вега”. В диссертации также представлены результаты предыдущих экспериментов - миссии “Венера -15,16” - и дальнейшее развитие этих экспериментов в последующих миссиях, “Марс-96”, “Mars-SurveyorProgram-98”.

Одной из основных задач на сегодняшний день является создание глобальной модели циркуляции атмосферы Венеры и Марса. Для решения этой задачи необходимо иметь как можно больше экспериментальных данных о профилях температуры и давления и полей скорости атмосферных масс. Естественно, что от объема информации зависит достоверность модели. Для Земли такая модель существует, которая построена на основе априорной базы данных по температурным профилям. Для атмосферы Марса часто используют модели общей циркуляции, которые позволяют сформировать базу температурных профилей. Это Европейская модель EMGCM (Forget et al., 1999; Lewis et al., 1999 и др.). А для Венеры она только рождается.

Первые исследования Венеры проводились в 60-х годах с помощью наземных наблюдений (Мороз В.И., Хантрес В.Т., Шевалев И.Л., 2002;

Huntress W.H., Moroz V.I., Shevalev I.L., 2003). Позднее, к 80-м годам, были получены основные сведения о поверхности Венеры и ее атмосфере. Был обнаружен неизвестный УФ-поглотитель (Pollack et al., 1979,1980; Zasova et al.,1981), который обеспечивает поглощение 70% энергии в атмосфере на высотах от 55 до 100км. В атмосфере обнаружена суперротация, которая, возможно, возникает в результате солнечных термических приливов (Pollack et al., 1979,1980; Zasova et al.,1981; Esposito et al., 1997; Krasnopolsky et. al.,1989, 2006). Были получены подробная информация о химическом составе атмосферы (В.Г.Гельман, В.Г.Золотухин, Б.В.Казаков, и др., 1979) и много других данных.

Тем не менее оставалось множество белых пятен, к которым прибавились вопросы, возникающие в результате предыдущих исследований. В 80-х годах эти работы были продолжены, но после этого наступил большой перерыв в исследовании Венеры практически по настоящее время. Только в 2006 г. исследования были продолжены на европейском аппарате “Венера-Экспрес”.

Атмосферу Венеры условно можно разделить на мезосферу, среднюю и нижнюю атмосферу. В построенной модели атмосферы информация о термической структуре мезосферы основывалась на акселерометрических экспериментах на “Венерах-8,11-14” (Авдуевский и др. 1979,1983; Avduevsky et al., 1983; Черемухина и др., 1974), и экспериментах по радиопросвечиванию на КА “Пионер-Венера” (Kliore and Patel, 1980, 1982; Kliore 1985, Kliore et al., 1985), “Венерах-9, 10, 15, 16” (Yakovlev et al., 1987, 1991) и “Магеллане” (Jenkins et al, 1994;

Hinson&Jenkins, 1995), кроме того, по наблюдениям с ИК-картирующим радиометром на КА “Пионер-Венера” (Taylor et al., 1980, 1983; Schofield, Taylor, 1982, 1983).

Изучение средней атмосферы базировалось в основном на спектрометрических измерениях в миссии “Венера-15” (Moroz et al.,1986; Эртель и др., 1984, 1985; Oertel et al., 1987, 1989) и на спускаемых аппаратах контактным методом (Seiff A., et al. 1980, Marov M.Ya., et al., 1980, Ragent В., Blamont J., 1980). Изучение нижней атмосферы проводилось в основном контактным методом на спускаемых аппаратах и радиозондироваем. На основе перечисленной выше информации, в рамках Международной Референтной Модели Атмосферы Венеры VIRA (Kliore, 1985; Seiff et al., 1980, 1983, 1985), была построена температурная модель средней атмосферы для пяти широтных зон.

Хочется отметить, что к моменту проведения миссии “Вега” на советских и американских аппаратах задача не была выполнена в полном объеме либо из-за большой погрешности (на советских аппаратах “Венера”), либо из-за отсутствия измерений на высотах ниже 10 км (у американских аппаратов “Пионер-Венера”). Как позднее оказалось, модель имела хорошее совпадение с полученными нами данными, но также и значительные расхождения. Для подтверждения или корректировки построенной модели необходимо было иметь полный вертикальный профиль температуры и давления для разных широт и долгот с точностью 1 К. Поэтому проведение экспериментов по измерению температуры и давления и других параметров на спускаемом аппарате и зондах оставалось к тому времени (середина 80-х годов) актуальным. Решать эти задачи нужно было в комплексе, в противном случае нельзя было уложиться в указанные сроки и с заданными техническими ограничениями. Для решения этой задачи были рассмотрены различные методы измерения и выбраны наиболее подходящие для ее решения. Сейчас можно сказать, что большой объем предварительных испытаний, исследований был залогом успешного проведения эксперимента, а реальный эксперимент подтвердил правильность выбранных решений и дал уникальную информацию об атмосфере планеты.

Методы исследования Эксперименты на спускаемом аппарате и плавающих зондах основаны на контактных методах измерения. Дистанционный метод использовался только на аэростатном зонде в эксперименте по измерению плотности аэрозоля. Контактный метод особенно эффективен при изучении Венеры, где очень плотная атмосфера и нижние слои не доступны большинству дистанционных методов.

Хочется особенно подчеркнуть, что впервые в космических исследованиях в качестве измерительного инструмента контактного метода применялся аэростатный зонд. Для земных исследований атмосферы - это ординарный инструмент, но для атмосферы Венеры это была пионерская работа. Для зондов был разработан комплекс аппаратуры, направленный на изучение атмосферы Венеры по основным параметрам: температуре, давлению, вариациям скорости ветра, меридиональной скорости движения аэростата, измерению излучения поверхности в полосе около 1 мкм и плотности аэрозоля вдоль всей трассы полета. Помимо этого были разработаны методики измерения этих параметров, произведен расчет влияния физических параметров окружающей среды на точность измерения, рассчитаны допустимые граничные условия полета аэростатного зонда в течение всего срока существования.

Цель настоящей работы:

• Разработка и создание метеокомплексов для проведения измерений давления, температуры, вариаций скорости ветра, вариаций плотности аэрозоля и инфракрасного излучения в миссиях “ВенераВега”.

• Разработка и создание малых зондов для проведения измерений давления, температуры, вариаций скорости ветра и вариаций плотности аэрозоля и других параметров в миссиях “Фобос”, “Марс-96”, MarsSurveyor-Program-98.

• Создание программного обеспечения (ПО) для обработки полученных экспериментальных данных.

• Получение экспериментальных данных по вертикальным и долготным профилям температуры, давления, вариаций плотности аэрозоля, вертикальной и меридиональной скорости ветра и инфракрасного излучения поверхности в атмосфере Венеры.

• Обработка и анализ информации, полученной с приборов во время натурного эксперимента в миссии “Вега”.

Новизна работы Проведение научных исследований на других планетах всегда было уникально и индивидуально по своей сути. После нескольких попыток, наконец, был получен полный вертикальный профиль температуры и давления атмосферы Венеры с точностью 1 К.

Осуществлен первый в мире эксперимент по исследованию атмосферы другой планеты с помощью аэростатов на высоте дрейфа 53…54 км.

Проведены длительные исследования динамики атмосферы в части измерения температуры, давления, вертикальной и горизонтальной компонент скорости ветра и их пульсаций.

Проведены длительные исследования вариаций плотности аэрозоля и измерение уровня излучения поверхности планеты вдоль трассы полета в ближнем ИК-диапазоне (в окне прозрачности около 1 мкм).

В результате экспериментов были получены новые данные об основных параметрах атмосферы Венеры.

Научная и практическая ценность Впервые в миссии “Вега” получены с высокой точностью (не хуже 1К) вертикальные профили температуры и давления атмосферы Венеры начиная с высоты 64 км и до поверхности. Проведены измерения температуры, давления, вертикальной компоненты скорости ветра и излучения поверхности Венеры в инфракрасном диапазоне во время двухсуточного полета аэростатных зондов на высоте 53…54 км на широтах северного и южного полушарий (7° с. ш. и 6° ю. ш.). Были разработаны методики и приборы, которые могут быть использованы для получения научной информации по основным параметрам атмосферы (температуры, давления, вертикальной и горизонтальной скорости ветра, плотности аэрозоля и излучения поверхности).

Результатом проведенной работы являются созданный научный комплекс и малые автономные зонды, включающие приборы, методику, алгоритмы и программное обеспечение для широкого применения в исследовании планет Солнечной системы. Применение аэростатных зондов в миссии “Вега” обеспечило продолжительные измерения (нескольких суток) в атмосфере планеты с целью постоянного слежения за ее глобальной циркуляцией. Применение нескольких плавающих зондов в последующих миссиях позволит получить поля скоростей зонального термического ветра и турбулентные коэффициенты диссипации и переноса энергии, трения в атмосфере. Такие исследования позволят создать более точную глобальную модель циркуляции. На сегодняшний день в план работ Российского космического агентства по исследованию планет в Солнечной системе включены миссии по изучению Венеры и Марса, позволяющие проведение вышеуказанных исследований с помощью спускаемых и плавающих зондов. Результаты проведенной работы могут быть использованы в этих миссиях.

Апробация работы и публикации Результаты работы докладывались на семинарах по Физике планет в ИКИ РАН, а также на международных конференциях: Генеральных ассамблеях COSPAR (начиная с 1992 г.), сессиях Европейского геофизического Союза EGU, Департамента планетных наук Американского астрономического общества DPS AAS, Европейских планетных конгрессах Europlanet и на многих других совещаниях.

Всего по теме было опубликовано более 40 работ. Список 20 наиболее важных из них приведен в конце автореферата.

Положения, выносимые на защиту:

1.Разработаны приборы и методики для измерения температуры, давления, пульсаций температуры, плотности аэрозольной компоненты, вертикальной и зональной скорости ветра и излучения поверхности в диапазоне 1 мкм. Проведена калибровка приборов метеокомплексов, показавшая правильность принятых технических решений и методик.

2. Создана база данных по профилям температуры, давления и пульсаций температуры, плотности аэрозольной компоненты, вертикальной и зональной скорости ветра и излучения поверхности в диапазоне 1 мкм атмосферы Венеры, полученная в результате проведенного натурного эксперимента на спускаемом аппарате (Метеокомплекса-СА) и аэростатного зонда (Метекомплекса-АЗ) в миссии “Вега”.

3. Проведены обработка и научный анализ данных метеокомплекса спускаемого аппарата в миссии “Вега”, на основе которых получены следующие научные результаты:

- обнаружена инверсия в средней атмосфере планеты на высоте 58...63 км, подтверждающая данные предыдущих дистанционных измерений;

- впервые обнаружены изотермические слои в средней атмосфере Венеры на высотах от 37 до 54 км;

- впервые обнаружена изотермия в приповерхностном слое Венеры;

- выявлена разность температур в 0,3...0,7 К между температурой поверхности и температурой нижнего (приповерхностного) слоя атмосферы Венеры;

- обнаружена зона статической неустойчивости атмосферы на высотах 2…4 км и подтверждены, прямым методом, данные о зонах статической неустойчивости на высотах 18...20 и 49…55 км;

метеокомплекса аэростатного зонда в миссии “Вега”, на основе которых получены следующие научные результаты:

- впервые получена мелкомасштабная термическая структура облачного слоя на высотах 50...54 км;

- обнаруженная корреляция температуры и давления термической структуры в облачном слое близка к адиабатической;

- впервые обнаружена разность температур в 6,5К при одинаковом давлении для атмосферных масс полета двух зондов;

- измеренная турбулентность подтверждает существование в атмосфере на данной высоте как мелкомасштабной, так и крупномасштабной турбулентности;

- обнаруженные средние значения вертикальной скорости ветра превышают полученные ранее для этих высот;

- впервые обнаружена корреляция вертикальной скорости ветра и высоты рельефа поверхности;

- обнаружено тепловое излучение поверхности на длине волны 1 мкм в окне прозрачности атмосферы Венеры;

- обнаружена корреляция изменения величины плотности аэрозоля с нисходящими потоками и увеличением температуры;

- измеренные вариации плотности аэрозоля оказались незначительными и составляют величину 20% от среднего значения;

- отсутствует грозовая активность в облачных слоях на высотах 50.. км и ниже в течение длительного периода времени (46 ч).

5. Разработаны прибор “Фурье-спектрометр” и методика для исследования атмосферы Венеры дистанционным методом (ИКспектроскопия) миссии “Венера -15,16”. Правильность технических решений подтверждена калибровкой прибора и полученными результатами.

6. Создана база данных по спектрам инфракрасного диапазона для высот от 55 до 100 км, полученных с фурье-спектрометра в миссии “Венеры -15,16”. На основе данных “Венеры -15,16” и “Веги” была усовершенствована Международная Референтная Модель Атмосферы Венеры - VIRA: построена модель средней атмосферы, зависящая от местного времени, VIRA-2 (Мороз В.И., Засова Л.В. и др.).

7. Разработаны приборы и методики долгоживущей автономной станции (ДАС) миссии “Фобос”. Проведена калибровка приборов автономной станции.

8. Разработаны приборы и методики малой автономной станции (МАС) миссии “Марс- 96”. Проведена калибровка приборов малой автономной станции.

9. Разработаны приборы лидар Lidar и датчик давления ДД для миссии Mars-Surveyor-Program-98 и проведены калибровки приборов.

Личный вклад автора состоит в его участии на всех этапах работы - от постановки задачи до обработки и анализа результатов. Все результаты диссертационной работы являются актуальными, представляют научную ценность и получены при решающем вкладе автора.

Содержание работы Работа состоит из пяти глав, введения, заключения и одного приложения. Полный объем диссертации 140 страниц.

Во введении представлен общий обзор рассмотренных в диссертации проблем, направленных на изучение атмосферы Венеры и Марса, обоснована актуальность темы исследования и сформирована цель работы. Определяется круг задач, в которых не хватает полноты данных по измерениям температуры и давления.

Подчеркивается важность данной работы в исследовании атмосферы Венеры для создания теории глобальной циркуляции атмосферы.

Глава 1. Глава посвящена выбору методов и датчиков для проведения экспериментов, а также приводятся расчеты основных характеристик выбранных датчиков. В параграфе 1.1. приводятся обобщенные результаты по исследованию Венеры, полученные до миссии “Вега”, которые включают общие характеристики и интересующую нас термическую структуру. На этом этапе о Венере было известно, что она имеет большой период вращения (ретроградный). Синодический период обращения Венеры (солнечные сутки) составляет 117 земных суток. Сидерический период обращения равен 243 земных суток. Химический состав атмосферы в основном представляет углекислый газ (CO2) – 96,5% – с примесью азота (N2) – 3,5%. На остальные газы, такие как окись углерода (CO), двуокись серы (SO2), водяной пар (H2O), аргон (Ar), гелий (He) и прочие компоненты, приходится менее 0,1%. Венера - единственная планета земной группы - имеет самую мощную атмосферу, у которой отношение массы атмосферы к массе планеты составляет 0,86·10-6. Для Земли это отношение на два порядка меньше. Венера имеет плотный облачный слой (толщиной до 20 км), основной компонент которого - сернокислый аэрозоль и ряд других неизвестных соединений. Верхняя граница облаков располагается на высоте 65…70 км. В зависимости от времени суток и широты высота границы меняется. Температура и давление у поверхности составляют соответственно 730 К и 90 атм.

Глобальная циркуляция атмосферы представляет собой уникальное явление, названное суперротацией, в которой слои средней атмосферы движутся с различными скоростями - от 80 до 140 м/с.

Таким образом, атмосфера на этих высотах делает полный оборот вокруг планеты за 3,1...5,5 земных суток в экваториальной зоне.

Скорость движения зависит от высоты над поверхностью и широты.

Суперротация атмосферы Венеры была впервые обнаружена по изображениям облачного покрова, полученным из наземных наблюдений (Boyer и Guerin, 1969). Это явление было повторно обнаружено на автоматической межпланетной станции (АМС) “Маринер-10” (1973-75 гг.) (Limaye и Suomi, 1978). Позднее наличие среднеширотного ветрового джета над облаками было подтверждено данными, полученными АМС Pioneer Venus (PV) (Limaye, 1989) и Galileo (Belton et al., 1991; Toigo et al., 1994) из ультрафиолетовых наблюдений за движением облачного покрова, а также из расчетов зонального термического ветра, основанных на данных радиопросвечивания PV (Newman et al., 1984; Waltersheid et al., 1985), и посадочными аппаратами “Венера” по доплеровскому сдвигу радиосигналов.

На сегодняшний день мы знаем, что эти данные были подтверждены в проекте “Вега”, дополнены данными по анализу температурных профилей, полученных методом ИК- спектрометрии в эксперименте “Фурье-спектрометр” на “Венере-15”. (Moroz et al.,1986; Эртель и др., 1984, 1985; Oertel et al., 1987, 1989), Galileo NIMS (Ross-Serote et al., 1995), и данными, полученными в результате обработки наблюдений в миллиметровом диапазоне Кланси и Мюлеман (1991) и Леллуш и др.

(1994); зафиксированы их ежегодные вариации.

Структура модели VIRA для атмосферы Венеры включает нижнюю (Н < 50 км) и среднюю (Н =50…100 км) атмосферу. Иногда границей считают 60 км, уровень, определяемый средним значением высоты тропопаузы, полученным по измерениям на “Пионер-Венера” и “Венера-15,16” (Яковлев О.И., Губенко В.Н. и др.// Косм. исследования, 1987; Kliore A. and Patel V.,// Icarus,1982). Модель VIRA состоит из высотных профилей температуры, давления и плотности и разделена на три слоя: 0...40 км, 40..60 км и 60..100 км. Эти слои отличаются в основном по методам исследования, хотя проходящие в них процессы имеют различные физические условия. Рассмотрим нижнюю модель атмосферы для высот h < 40 км. Модель атмосферы в этом интервале высот была построена на основе измерений, полученных на СА “Венера-10,12” и “Пионер-Венера”. Ниже 12 км существовали только измерения с невысокой точностью (полученные на “Венере-10”), на основании которых была построена модель этого слоя. Типичное отличие температурных профилей составляет несколько градусов, которое зависит от широты, местного времени и ряда других причин.

Этих данных не достаточно для получения зависимостей температуры от широты или местного времени. По полученным данным, имеющим малое расхождение, была принята единая модель строения атмосферы в этой области высот. Максимальное отличие от модели для локальных значений температуры может составлять 10 К при средних вариациях около 5 К. Из модели следует, что нижняя атмосфера в основном устойчива к конвекции. Исключение имеет область высот от 20…30 км. Рассмотрим теперь модель нижней радиопросвечивания “Пионер-Венера” были получены профили атмосферы для разной широты. Было выбрано пять широтных зон: < 30° = 45° = 60° = 75° и = 85° ( где -градус широты). На этих высотах атмосфера также стабильна за исключением h = 50…57 км (среднего облачного слоя).

И, наконец, рассмотрим модель средней атмосферы в диапазоне высот 60…100 км. Данные для моделирования брались по результатам радиопросвечиванию, по акселерометрическому эксперименту проекта “Пионер-Венера” и по советским “Венерам”. Для 5 широтных зон построены высотные профили. Из модели видно, что зависимость средней температуры от долготы в экваториальной атмосфере изменяется солнечно-связанным образом и описывается полусуточной волной термического прилива. Аналогичные периодические вариации описаны для "холодного воротника" и - для "горячего диполя" с периодами 5,9 и 2,9 дней соответственно. Надо отметить, что модель нижней атмосферы (интервал высот 0…32 км) не учитывает широтных или синоптических вариаций. Такая модель атмосферы Венеры может служить априорной базой данных для создания модели глобальной циркуляции атмосферы.

В целом, для создания полной модели глобальной циркуляции необходимо решить систему уравнений, которая включает уравнение характеризующего изменение плотности импульса вязкой среды;

уравнение непрерывности; уравнение состояния сплошной среды и уравнения изменения энергии и энтропии в вязкой среде. Решение системы этих уравнений в аналитическом виде - сложная задача и, как правило, не решаемая. Для решения этой задачи используется в основном метод машинного моделирования, который позволяет создать приближенную модель циркуляции. Для Венеры, например, медленно вращающейся планеты, состояние динамики ее атмосферы определяется так называемым циклострофическим балансом (Leovy, 1973; Schubert, 1983; Gierasch et al., 1997), когда центробежная сила, действующая на единичную массу, уравновешивается меридиональной компонентой градиента давления:

где u – зональная скорость ветра в м/с, – широта, P – давление, y – локальная меридиональная декартова координата, – плотность атмосферы. К этому уравнению надо добавить уравнение гидростатического равновесия:

и уравнение геопотенциала:

где g – ускорение свободного падения, zp – высота, на которой определяется геопотенциал. С помощью этой системы уравнений можно получить зависимость, связывающую скорость зонального термического ветра с широтным температурным градиентом. Решается задача численным методом, на основе априорной базы данных в виде профилей температуры и давления. Очевидно, что для усовершенствования модели базы данных необходимо иметь:

1) вертикальные профили температуры и давления атмосферы.

2) долготные и широтные профили температуры и давления атмосферы.

В дальнейшем мы рассмотрим, как согласуются данные “Веги” с ранее существовавшей моделью и что нового они дали для ее усовершенствования. Таким образом, накопленный материал дал направление необходимых измерений и определил диапазон и точность измеряемых физических параметров атмосферы, предлагаемых для исследования в миссии “Вега” на спускаемом аппарате и аэростатном зонде. Результат обобщения этих данных был сведен в табл.1.

В параграфе 1.2. проводится анализ по выбору метода измерения (контактный или бесконтактный) температуры и давления, показаны их недостатки и преимущества. В основном выбор контактного метода был основан на технических и конструктивных ограничениях, существовавших в миссии. Для эффективного решения поставленной задачи в работе проводится сравнительный анализ чувствительных элементов по физическому принципу измерения.

Таблица 1. Диапазоны величин измеряемых параметров атмосферы Венеры в миссии “Вега” Температура (К):

Давление (бар):

Скорость ветра (м/с):

Коэффициент обратного Интенсивность свечения (Вт/м2 ср) Для контактного метода были рассмотрены следующие принципы измерения:

манометрический;

на основе зависимости расширения вещества от температуры;

3) на основе зависимости электрического сопротивления от температуры;

4) термоэлектрический;

5) на основе электрофизических явлений.

Таким образом, из большой группы рассмотренных физических принципов измерения выбор был остановлен на группе 3 как наиболее подходящей по многим параметрам для миссии “Вега”. После выбора метода и чувствительных элементов на основе физического принципа измерения был проведен патентный поиск и анализ датчиков промышленно выпускаемых в Советском союзе и зарубежных странах, краткий отчет о котором приведен в приложении.

В параграфе 1.3. рассмотрен круг вопросов, на основе которых формируется база параметров для создания физической модели датчика. В эту базу данных включаются как физические, так и конструкторско-технические параметры. Таким образом, были сформированы граничные условия для физической модели датчиков.

На основе сформированной базы параметров можно было определить реальные характеристики датчиков температуры и давления. В параграфах 1.3.1-1.3.5 приводятся расчеты характеристик каждого выбранного типа датчика (рассчитываются конструктивные, электрические и физические параметры) в соответствии с предъявленными требованиями.

В итоге для миссии были приняты следующие решения:

- использовать датчики температуры проволочные низкоомные платиновые и пленочные на основе никеля - два проволочных платиновых датчика (один - открытого типа, а другой - закрытого), два пленочных никелевых датчика (один - открытого типа, а другой закрытого); датчики устанавливать с выносом в невозмущенную зону набегающего потока;

- использовать датчики давления мембранного типа с последующим пропорциональный электрический сигнал - три датчика на три диапазона с перекрытием по диапазонам; датчики низкого и среднего давлений устанавливать снаружи для обеспечения нормальных условий простыми средствами защиты; датчик высокого давления внутри спускаемого аппарата;

- провести разработку и изготовление датчика высокого давления, так как необходимый аналог не был найден.

В главе 2 представлено описание экспериментов миссии на спускаемом аппарате и на аэростатном зонде. В параграфе 2. описана общая структура всей миссии. На рис.1 схематически представлены основные этапы снижения спускаемого аппарата и ввода аэростатного зонда.

Конструкция спускаемого аппарата вместе с аэростатным зондом представлена на рис.2.

Рис.2. Спускаемый аппарат и оборудования аэростатного Временные параметры, координаты, высоты и другие важнейшие характеристики миссии даны в табл.2.

Таблица 2.Временные параметры, координаты и другие данные СА и АЗ аппаратов “Вега -1,2”.

Дата старта КА “Вега -1,2” 15.ХII. 1984 21.XII. Дата посадки СА “Вега -1,2” 11.VI. 1985 15.VI. Момент раскрытия парашюта (Т 3 ) и начала приема информации СА * Момент контакта с поверхностью 6ч 08 мин 42 с 6 ч 06 мин 46 с Координаты точек посадки СА, град:

парашюта**, км поверхности***, К Высота дрейфа АЗ, км Давление на высоте дрейфа АЗ, атм 0,5…0,6 0,5...0, Температура на высоте дрейфа АЗ, К 300...310 308… * Здесь и далее время московское, соответствующее приему сигнала на Земле.

** Здесь и далее относительно уровня 6052 км.

*** Для “Веги-2” - по данным измерений, для “Веги-1” - по модели.

В параграфе 2.2. приводится подробное описание метеокомплекса, установленного на спускаемом аппарате. Рассмотрены их основные характеристики и режимы работ. Важное место уделяется проблеме размещения датчиков на спускаемом аппарате, репрезентативности измерений метеорологических параметров. На рис.3 представлено размещение датчиков на спускаемом аппарате.

Рис.3. Места установки датчиков на спускаемом аппарате.

В параграфе 2.3. приводится подробное описание метеокомплекса, устанавленного на аэростатном зонде. Рассмотрены его основные характеристики и режимы работ. Важное место уделяется проблеме размещения датчиков на аэростатном зонде, репрезентативности измерений метеорологических параметров. На рис.4. показаны общий вид метеокомплекса аэростатного зонда и схемы расположения датчиков.

В обоих параграфах (2.2 и 2.3) рассмотрены круг проблем, обеспечивающих высокоточные измерения температуры и давления, и методы их решения. Значительная часть уделена вопросам конструкции чувствительных элементов и окружающим условиям работы во время проведения реального эксперимента.

Калибровке датчиков посвящена глава 3, где кратко рассмотрены работы по предполетным калибровкам и их результаты. Представлены таблицы с величинами всех видов погрешностей измерения по каждому датчику и графики калибровок.

Глава 4 - важнейшая по содержанию. В ней приведены обработанные результаты измерений, проведенных в атмосфере Венеры во время миссии “Вега”, и их анализ. Результаты получены с метеокомплексов спускаемого аппарата и аэростатных зондов. На двух идентичных космических аппаратах миссии “Вега” предполагалось разместить четыре метеокомплекса. Но один из них был поврежден во время сборки космического аппарата на земле и не был заменен из-за нехватки времени; оставшиеся три отработали практически без замечаний.

В параграфе 4.1. представлены результаты, полученные по измерениям метеокомплекса на спускаемом аппарате. Впервые с момента продолжительных исследований планеты Венеры российскими и американскими аппаратами были получены полные профили температуры и давления с высокой точностью, давшие важные и интересные результаты. На рис.5 представлены профили температуры и давления. На основе этих данных были рассчитаны зависимости Т(Н),Р(Н),(Н), исходя из уравнения гидростатического равновесия в атмосфере:

По этим данным температура у поверхности равна 733±1К, давление - 89,3±1,0 бар. При использовании нулевого опорного уровня Р0=92, бар (R0=6052 км), согласно принятой международной модели атмосферы Венеры VIRA (Seiff A. Et al., 1984), получена высота точки посадки 500 м. Надо отметить, что за исключением нижнего и верхнего участка, в среднем профиль согласуется с данными, полученными посадочными аппаратами “Венера” и зондами “Пионер-Венера”. Обнаружена сильная температурная инверсия на высотах 62...64 км (рис. 6). В вертикальном профиле температуры четко прослеживаются несколько слоев с различной статической стабильностью.

Рис. 5. Результаты измерений температуры (точки) и давления (крестики). Время отсчитывается от момента Т 3 (см. табл.2).

Сплошная линия - изменение высоты аппарата в зависимости от времени.

Близкое к адиабатическому изменение температуры (нейтральная стратификация) наблюдается в диапазоне высот от 45 до 56 км и впервые - в слое до 8 км. На этих высотах возможна термическая конвекция. В остальных областях градиент температуры меньше адиабатического и стратификация устойчива. В целом отмечается хорошее совпадение про- филей, однако имеются и различия, особенно заметные для высот ниже 15 км и выше 58 км.

Рис.6. Инверсия температуры в верхней тропосфере. На графике также представлены давление и рассчитанная плотность.

Разность между измеренным температурным профилем и модельным представлена на рис.7.

Рис. 7. Кривая зависимости разности температуры, измеренной на “Веге-2”, и температурой по модели VIRA.

Измеренная температура систематически ниже, за исключением узкого интервала высот около 45 км и слоя выше 60 км, где появляется инверсия в тем- пературном профиле по показаниям СА “Вега-2”. Наибольшее отличие вертикальных профилей наблюдается на высотах около 8 км, где измеренная “Вегой” температура на 9К ниже, чем модельная, и около 63 км, где она превышает измеренную приблизительно на 13К. Различие между профилями ниже 10 км может быть связано с неточностью данных VIRA, которые основаны на единственном профиле, измеренном “Венерой-10”, и экстраполяции профилей, полученных на зондах “Пионер-Венера” (отключившихся на 12 км высоты). Профиль статической стабильности был рассчитан на основе температурного профиля по показаниям СА “Вега-2” с последующим сравнением с VIRA (рис. 8).

Измеренный профиль находится в хорошем согласии с модельным: атмосфера в основном стабильна, за исключением двух интервалов высот: 49...55 км (средний и нижний облачные слои) и слоях между 18...30 км и 1…5 км. Максимум устойчивости, даже более ярко выраженный, чем в профиле VIRA, наблюдается вблизи 15 км.

Рис. 8. Зависимости статической стабильности по измеренным данным и по модели VIRA.

По высокоточному дифференциальному каналу, измеряющему пульсации температуры с точностью 0,03К, были обнаружены изотермии в интервале высот от 53 до 37 км, в области нейтральной стратификации, и в нижнем приповерхностном слое. Толщины изотермических слоев в диапазоне высот от 53 до 37 км существенно большие, чем в приповерхностном слое. Особый интерес вызывает изотермия в самом нижнем (приповерхностном) слое. На рис. 4.9а-д показаны кривые зависимости для высот 53...37 км, а на рис. 4.10а-в - кривые для нижнего слоя (от 0,7 км до поверхности).

Для диапазона высот от 53 до 37 км толщина каждого изотермического слоя составляет несколько сот метров (или соответственно 2·250; 1100; 400 и 1600; 750 м). По всей видимости, природа этих слоев связана с фазовым переходом и образованием жидкой или твердой формы аэрозоля в слоистых облаках. Проведенные эксперименты в проекте “Вега”, по изучению аэрозольной составляющей в атмосфере Венеры, подтверждают эти предположения. Данные экспериментов выявили в атмосфере несколько слоев с высокой концентрацией аэрозоля в областях, где присутствуют изотермические слои. Это связано с сильной слоистостью подоблачного слоя в данном диапазоне высот. В нижнем (километровом) слое атмосферы изотермии узкие - в несколько десятков метров.

Рис.4.9.Температурные профили (ТС) в диапазоне высот от 53 до км.

Рис. 4.10. Температурные профили Т(К) в диапазоне высот от 700 м до поверхности.

Особый интерес вызывает приповерхностная изотермия, которая имеет толщину около шестидесяти метров и начинается от самой поверхности, как показано на рис. 11. Для земных условий это редкое явление. Возможно, что появление этой изотермии связано также с фазовым переходом, как и изотермии на больших высотах, но, к сожалению, данных по аэрозолю в приповерхностном слое отсутствуют. Поэтому нет однозначного ответа на этот вопрос.

В самом нижнем (двухметровом) слое (см. рис.11) имеется резкий скачок температуры, который составляет величину 0,3К. Измерения показывают, что реальная температура поверхности выше температуры изотермического приповерхностного слоя от 60 до 2 м на 0,3..0,7К.

Рис. 11. Температурный профиль в диапазоне от 100 м до поверхности.

В параграфе 4.2 представлены результаты, полученные на аэростатных зондах. Аэростаты впервые дали возможность прямого наблюдения за движением воздушных масс в атмосфере Венеры в течение 46 ч. Полет аэростатов проходил в основном на высоте 53...54 км. Высота полета была выбрана внутри конвективной зоны, где более отчетливо может проявляться действие механизмов, поддерживающих быстрое вращение атмосферы (суперротацию).

После ввода аэростаты перемещались потоком на запад. Полет аэростатов не проходил на равновесной высоте, время от времени они совершали вертикальные перемещения на несколько километров вниз под действием значительных вертикальных нисходящих потоков.

На рис. 12 и 13 представлены зависимости от времени параметров окружающей среды, измерявшихся на борту гондолы в течение всего полета каждого аэростатного зонда.

Как видно из сравнения кривых “а” и “б” на рис. 12 и 13, вариации давления и температуры сильно коррелированны. Это говорит о том, что они обусловлены перемещением аэростатных зондов по высоте, а также что измерения температуры не искажены из-за присутствия приборной гондолы и аэростатной оболочки.

Амплитуда вертикальных движений и их скорость оказались значительно больше, чем ожидалось. За время своей работы аэростатная станция “Веги-1” много раз совершала большие вертикальные движения, наибольшее отклонение от равновесной высоты произошло в течение первых часов ее полета. Полет аэростатной станции “Веги-2” проходил очень спокойно в первые 20 ч, с амплитудой вертикальных движений порядка 100 м.

Только через 20 ч полет станции “Веги-2” становится похожим на движение аэростатной станции “Веги-1”.

Измерения термической структуры, полученные аэростатными зондами аппаратов “Вега”, показывают, что атмосфера, в общем, близка к адиабатической, но в ней имеются отдельные воздушные массы, слегка различающиеся по потенциальной температуре и энтропии.

Рис. 12. Метеорологические измерения “Веги-1”: а - давление; б – температура; в - вертикальная скорость ветра; г - вертикальная скорость аэростатного зонда; д - отсчеты датчика освещенности.

Время отсчитывается от Oh 11 июня 1985 г. (UT) Температуры, измеренные “Вегой-1”, на 6,5К превышают температуры, измеренные при том же давлении “Вегой-2”.

В связи с тем, что точки ввода аэростатных зондов приблизительно симметричны относительно экватора (7° с. ш. и ю. ш.) различие двух Р(T)-множеств представляется 6°, удивительным. Разность температур между данными “Веги-1” и “Веги-2” может быть вызвана возмущениями синоптического или планетарного масштаба.

Рис. 13. Метеорологические измерения “Веги-2”. Обозначения те же, что на рис. 12. Время отсчитывается от 0h 15 июня 1985 г. (UT) Район полета представляет важную часть среднего облачного слоя (Marov M.Ya., Lystsev V.E., Lebedev V.N. et al., 1980; Ragent В., Blamont J., 1980). Как указывалось ранее (Seiff A., D. Kirk, R. Young et al., 1980), температурная стратификация в нем нестабильна и, зафиксировано аэростатами. Множество Р(Т)-данных, полученных каждым из аэростатных зондов (см. рис.14), показывает практически адиабатическую корреляцию температуры и давления.

Рис. 14. Результаты измерения температуры и давления на аэростатных зондах “Вега-1” и “Вега-2” Измеренные на аэростатах типичные значения вертикальной скорости ветра составляют (1...2) м/с и объясняются, вероятно, термической конвекцией. Доплеровские данные указывают на большие скорости ветра по сравнению с предыдущими экспериментами и на возможное наличие связанного с Солнцем возмущения. На движение аэростата “Вега-2”, вероятно, оказывал влияние рельеф поверхности. Одной отличительной особенностью в имеющихся данных является большая величина вертикальной скорости ветра w, наблюдавшаяся как на дневной, так и на ночной стороне планеты. Типичные величины w превышают 0,5 м/с, а максимальные значения достигают 4...5 м/с. Максимальные амплитуды могут быть меньше приведенных в работах (Sagdeev, R.Z.; Linkin, V.M.; Blamont, J. et al.,1986), средние же значения амплитуд не изменяются. Среднее значение w в общем согласуется с оценками конвективных движений по теории пути смешения (Сох and Gjuly, 1968) и составляет величину: