НАУЧНЫЕ СТАТЬИ
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Исследование Солнечной Системы - Научные Статьи
Планета Венера
Морфология и динамика верхних облачных слоев Венеры


    Венера полностью охвачена толстым слоем облаков, причем верхняя их часть состоит из капелек серной кислоты и некоторого пока неизвестного аэрозоля. Верхний слой облаков испытывает сильное ретроградное вращение (супервращение), но причины ответственные за такие проявления природы Венеры пока неизвестны. Эти данные были получены при наблюдениях за Венерой с помощью Venus Monitoring Camera с борта Venus Express. Ученые исследуя глобальные и менее масштабные облачные структуры, их временные и широтные изменения, получают скорость ветра. Южная полярная область является очень переменной и может претерпевать масштабные драматические изменения, причинами которых возможно являются выбросы SO2 в мезосферу. Конвективные ячейки, ограниченные верхним слоем облаков, в близких к Солнцу уровнях оказались намного меньшими по размеру, чем это предполагалось ранее.
    Орбитальный аппарат Venus Express обеспечил возможность просмотра геометрии нижних уровней Южного полюса и получил обзоры крупного плана с высоким разрешением Северного полушария. Рис.1 показывает глобальные виды Южного полушария, полученные в ультрафиолетовом диапазоне с помощью Venus Monitoring Camera (VMC) на расстоянии в 40 000 - 60 000 км. Яркая средняя область отделяет более темные нижние широты от полярных областей, в которых глобальные облачные образования спирально закручиваются к полюсу. Полярный вихрь, первоначально обнаруженный в тепловом инфракрасном диапазоне, теперь замечен VMC в виде темной овальной особенности в ультрафиолетовом диапазоне (Рис.1). Облачная высокоширотная структура очень напоминает структуру земных ураганов, но на Венере полярный вихрь превосходит его земные аналоги в 3-4 раза! В более низких широтах облачная морфология "пятнистая", что указывает на энергетическую конвекцию (передача энергии путем перемешивания в больших объемах).

Рис.1 Изменчивость облаков и туманов в южной полярной области.

    11 апреля 2006, космический корабль Venus Express был выведен на малую полярную орбиту вокруг Венеры с 24 часовым периодом. Миссия предназначалась для глобального исследования атмосферы Венеры большим набором инструментов, включая VMC, которая является широкоугольной цифровой камерой, предназначенной для исследования морфологии облаков и динамики видимых слоев. VMC может получать изображение в четырех спектрах излучения, Уф диапазон (365 нм), видимый диапазон (513 нм), почти инфракрасный диапазон (965 и 1010 нм) с пространственным разрешением от 50 до 200 км на пиксель. Ультрафиолетовый диапазон сосредоточен на изучении неизвестного УФ поглотителя, для которого предназначены максимальные наблюдения. Это изображение показывает Венеру в ультрафиолетовом диапазоне. Южный полюс расположился на линии терминатора в нижней части обзора. Супервращение происходит против часовой стрелки. Все пять изображений откорректированы под углом освещения Солнца, для лучшего просмотра области терминатора. Изображения А-С получены с разных орбит - 67 (А), 68 (B), 70 (C). Период супервращения изменяется в пределах трех - пяти дней, в зависимости от широты (см. Рис. 2). Быстрое изменение полярных образований из дня в день очевидно. Чрезвычайный характер таких изменений показан на изображении D: яркий туман, расположившийся выше уровня поглощающих облаков, распространился до 35 °S. Ближе к своей границе он стал более плотным, скрыв от внешнего наблюдателя все особенности, кроме самых заметных (темный овал полюса). Временные изменения в полярных областях Венеры были зарегистрированы еще Pioneer Venus Orbiter облачным фотополяриметром OCPP. Временные изменения происходили в течении одного дня в полярных областях. Изображение E было получено при увеличении дальности орбиты аппарата и оно показывает полный обзор южного полушария от экватора до полюса.
    Ученые определили, что антарктическая область является очень переменчивой. Примером могул служить изображения 1а-с, полученные с трех последовательных орбит. Они показывают существенные изменения в полярных облаках в течении одного дня или даже меньше. Наблюдаемые изменения - проявления глобальных атмосферных движений и изменений в свойствах яркого надоблачного тумана. 13 января 2007 (орбита 267) VMC наблюдал драматическое изменение типа 1d. В течение нескольких дней, с 9 по 13 января, яркость южной полярной области увеличилась примерно до 30%. Яркий полярный туман, граница которого обычно расположена в 55 °S (см. Рис. 1), расширился до 35 °S. Темные полосы, практически всегда наблюдаемые в полярной области, почти исчезли, указывая на то, что туман стал полностью непрозрачным. Контрастные полярные особенности стали вновь появляться только через сутки. Процессы роста и распространения сернистых кислотных частиц, смешивания и выпадения в виде осадка занимают по времени до нескольких месяцев в этих высотах, так что произошедшее событие кажется неуместным. Гомогенные частицы могут привести к быстрому формированию большого количества новых частиц с размером в диапазоне микрометра (r 0,1 m), обеспечивая высокую супернасыщенность ( 10-100). В случае с Венерой (с верхним уровнем атмосферы), это подразумевает, либо резкое охлаждение либо резкое увеличение количества молекул SO2 в этом регионе. Оба механизма подразумевают некоторые изменения в динамическом режиме высоких и средних широт. Последующую отчистку можно объяснить быстрым уменьшением непрозрачности тумана из-за коагуляции (сближения и укрупнения частиц), что эффективно уменьшило число частиц. Процесс коагуляции занял по времени tcoag 2/Kn, где n - плотность, а К - коагуляционное ядро. Для броуновской коагуляции (наличие хаотичных тепловых частиц, турбуленции) K 10-9 см3/с. VMC наблюдала отчистку полярных областей в течении одного дня (105 сек), это указывает на то, что плотность аэрозоля в тумане - n - 104 см3. Наблюдения VMC показывают, что во время пика 13 января 2007 верхний туман закрыл верхние облака, что подразумевает непрозрачность 1. Можно также оценить геометрическую толщину H верхнего слоя тумана. Непрозрачность - pi*r2*Q*n*H, где Q 2. используя ранее полученные результаты, получаем H - 2 километра. Полученный результат кажется правдоподобным.
    Отслеживание движения ультрафиолетовых маркеров обычно использовалось в более ранних наблюдениях, для определения скорости ветра в облачном уровне на высоте 70 км. Наблюдения VMC имеют гораздо больше преимуществ перед ранними наблюдениями. Наблюдения VMC имеют большую продолжительность (до 8 часов). Во вторых, орбита Venus Express позволила VMC прослеживать ветра в средних и высоких широтах, которые были почти недоступны ранним миссиям. Рис. 2 показывает предварительные результаты исследований зональных ветров с орбит 263-267.

Рис. 2 Скорость ветра при отслеживании облачных особенностей.

    Широкий профиль восточно-западного компонента (отрицательный признак, подразумевающий тот же смысл, что и вращение твердой поверхности планеты) движения облаков, получен от цифрового прослеживания особенностей инструментом VMC с орбит 263-267 (линия и штриховая кривая). Непрерывная линия показывает профиль, в период между 11:00 и 13:00 Местного Солнечного Времени, тогда как штриховая кривая охватывает период с 9:00 до 15:00, период вращения показан в виде точечной кривой (снизу). Подробнее можно прочитать http://www.nature.com/nature/journal/v450/n7170/fig_tab/nature06320_F2.html. Из графика видно что зональная компонента, начиная с -40 широт к полюсу быстро уменьшается.
    Поскольку перицентр Venus Express находится в диапазоне 250-350 км, самое высокое пространственное разрешение - 200 метров на пиксель. Рис. 4,5 показывают более детальные обзоры различных регионов в Рис. 3.



Рис. 4: Три обзора облаков Венеры с волнообразными структурами.

    На a изображении волны проходят в средних широтах 52°N, -166°E. Типичная длина волны этих структур достигает нескольких десятков километров. b - длинные линейные особенности сосредоточены 54°N, -62°E, характер этого явления пока не выяснен. c, такие волны характерны для полярных областей 77°N,-51°E. Изображения a и b получены в ультрафиолетовом диапазоне, с - в почти инфракрасном. Такая связь между изображениями указывает на то, что природа этих явлений взаимосвязана и неизвестный УФ поглотитель поглощает излучение и в ИК диапазоне.



Рис. 5: Три VMC изображения в УФ диапазоне верхнего слоя облаков

    Стрелки указывают на север. a - подобные волнам конвективные пятнистые структуры (17°N, -143°E), 14:32 по местному стандартному времени. b - полосы и конвективные ячейки на экваторе (0°N, -150°Е), 14:41 по местному времени. с - маленькие ячейки конвекции (10°N, 125°E), 13:16.

Рис. 3: Мозаика УФ обзоров, показывает полосы, волны и ячейки конвекции (орбита 116)

    Удлиненная орбита Venus Express позволяет ученым изменять масштаб изображения, во время приближения космического аппарата к планете. Эта мозаика показывает, что пятнистые и хаотические структуры облаков в низких широтах уступают место приблизительно зонально-ориентированным полосам (-15° широты). Это указывает на переход от динамического режима (местная конвекция) к квазиламинарным потокам.
    Рис. 5 показывает детали экваториальной области, местный полдень. Рис. 5а - показывает образования похожие на волны, испытывающие неустойчивость под действием турбулентной конвекции. Рис. 5b/c показывают более энергичную деятельность. Морфология облаков в этом регионе во власти ячеек небольшого масштаба, но большие линейные особенности также могут быть замечены. Клеточные структуры, как полагают ученые, являются ячейками конвекции. Они наиболее заметны ранним днем. Далее от подсолнечной точки структуры возвращаются к волнистой и полосатой морфологии даже в экваториальной области. Горизонтальный масштаб конвекционных ячеек - 20 км. Поскольку конвекция сосредоточена в верхнем уровне облаков, простирающимся от 57 до 67 км по высоте, отношение диаметр/глубина - 2. Это в пять раз меньше чем предполагалось ранее. В подсолнечном регионе это отношение может достигать 100. Подсолнечная область - регион где атмосфера Венеры поглощает большое количество солнечной радиации. Эта энергия так или иначе будет распределена по всей планете, чтобы поддерживать супервращение. С глубокой конвекцией транспортировка энергии могла бы быть более эффективно достигнута динамически. Заключение, к которому пришли ученые - конвекция незначительна - это требует переоценки транспортировки энергии от подсолнечного региона к остальной части атмосферы. Дальнейший анализ должен помочь в понимании механизма супервращения.
Перевод (http://www.nature.com/nature/journal/v450/n7170/full/nature06320.html) 

План проекта, как построить боулинг.
2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru