Нариманов Г.С. Основы теории полета космических аппаратов (1972) (1246632), страница 12
Текст из файла (страница 12)
1.23. Средняя полуденная температура морей на 10 — 15'С выше температуры материков. Лето в южном полушарии короче, ио теплее, чем в северном, так как во время прохождения Марса через перигелий орбиты его южный полюс наклонен в сторону Солнца. Для октября !926 г., когда в южном полушарии Марса было лето, получены следующие значения полудеяных температур [1!2). 48 — 80 — 45 — 15 +55 +15 Широта в град гШ +20 +25 +10 Температура в 'С Более подробные данные о температуре Марса содержатся в работах [104, 1!3]. Атмосфера, Во время противостояния !963 г, в атмосфере Марса были впервые обнаружены следы водяных паров (!4Ш7 мкм осажденной воды), было установлено обилие СО, в количестве около 50 и-атм » в вертикальном столбе и оценочно определено полное давление у поверхности, которое оказалось примерно равным 2 кПа (20 мбар), Прежде считалось, что полное давление равно 6 — 10 кПа (60 †1 мбар] [105, 114].
По данным, полученным с помощью «Маринер-4>, высота однородной атмосферы 8 †!О км [116], давление и плотность у поверхности 0,4 — 1,0 кПа (4 — 10 мбар) и Ггргапна ргрйннп (1,4 м2) 1О-л г/см» соовветственно. Атмосфе- Ф() Ра ПОЧтн ПОЛНОСТЬЮ Саетант ИЗ СО». ПРЕж- 7() ЗНГГЫ» ЛГШП ние исследования показали, чго СО годер- уй l жится н хаднчестве 4,4 и-зтч [27 1й Р Если принять гипотезу о там, чта тем- ч, ф ные области Марса являются возвышенно. -Щ -га г 7 „зоо стями, а светлые — низинами, то давление Ю гсо оло атмосферы над светлыми областями должно сро в 2 — 3 раза превышать значения, полученные «Маринер-4» .над темными областями. По й у — — --Г-- данным измерений с борта космических ап- и -гр Соли» б а паратов «Маринер-6» и «Маринер-7», давле- л- -ур г йоояоо л зллй ние атмосферы у поверхности Марса меня- -у(! --- Чл зо ется от 05 до 0,9 кПа и в среднем состзв- -!(Ч) ляет 065 кПа (6,5 мбар).
Молекулярного -В) нли атомарного азота, так же как и двуокиси серы, в атмосфере Марса обнаружить ул гл 5!' л' т!)' у()' у()' ие удалось. Эти факты уменьшают вероятность сущеспвования иа Марсе как органи- /(/н роша ческой жизни, так и действующих вулканов, В то же вРемя при помощи ультрафиоле- рищ 1. 23. СРеднесуточная и экстремальтоваго спектрометра в верхних слоях ат. иые температуры поверхности Марса в замосферы Марса был обнаружен атомарный висимости от широты водород и атомарный кислород.
СО> является единственным активным калшонеитом в атмосфере, обуславливающим процессы испарения и конденсации, поглощения радиации а ее излучения. Если энергетический баланс земной поверхности сильно зависит от атмосферы, то для Марса такая зависимость почти полностью отсутствует. Атмосфера Земли поглощает большую часть инфракрасной радиации, атмосфера Марса поглощает примерно только 208>, остальная часть радиации достигает поверхности планеты. В табл. 1.16 †!.18 приведены вероятные модели атмосферы Марса [22], рассчитан. ные по исходным данным, указанным в табл. !.!5. /(Ругие модели приведены в работах [121, 126] (для давлений у воверхиости 10, 25, 40 мбар и 4, 8, 10 мбар соответственно). Облака обычно имеют от 300 до 2000 км в поперечнике, наблюдаются сравнительно редно (в среднем 2 — 4 раза в год) и разделяются по цвету на желтые, синие и белые.
Желтые облака и памуп;ения можно наблюдать в видимом и инфракрасном диапазонах спектра по всему диску. Они появляются в нижних слоях атмосферы, иа высоте примерно 5 км и ниже [!04], чаще всего вблизи экватора спустя 2 — 3 месяца (земных] после прохождения Марсом перигелия орбиты и спустя 1 месяц после прохождения точек равноденствия. Облака состоят, по-виднмому, нз мелкой пыли, например, из частиц гидрата окиси железа размером в несколько микрон. Особенно сильные помутнения наблюдались во время велииого противостояния в !956 г., когда коэффициент прозрачности атмосферы уменьшился в 3 раза [!09] и было отмечено даже полное исчезновение южной полярной шапки на период с 15 августа по !5 сентября, Средняя скорость движения желтых облаков 8 — 10 м/с [22].
Синие облака, видимые в фиолетовых и ультрафиолетовых лучах, возникают в высоких слоях атмосферы во время понижения ее температуры и поэтому наблюдаются вблизи линии терминатора. Эти облака обычно трактуются как местные уплотнения * Единица «атмосфера-метр» (м-атм) используется в астрономии для измерения толщины однородного слон газа, в котором при нормальных условиях (р= 10!325 Па, 7=И' С) содержится столько же молекул, сколько в атмосфере исследуемой плзпеты. 49 фиолетового слоя (фиолетовой дымки), лежащего на тех же высотах и состояшего, вероятно, из мелких кристалликов льда Н10. Этот слой не пропускает коротковолнового излучения, но иногда в нем происходят кратковременные прояснения и тогда поверхность Марса можно наблюдать в синих лучах.
Такое явление наблюдалось, например, в 1963 г. Таблица Луб Исходные данные для построения моделей атмосферы Марса Минималь- ная модель Максямаль- ная модель Среднян модель Параметр Лавление у поверхности в Па Химический состав 500 100% СО 2000 10% Соо 90% !)7 Эффективная температура поверхности в К Средний молекулярный вес ниже уровня диссоциации СОз Средний молекулярный вес выше уровня диссоциация СО7 Градиент температуры ьад уровнем днссоциации в К7'км 225 44 270 29,6 22 26 27 Белые облака наблюдаются в видимых и инфракрасных лучах, имеют, по-видимому, ту же природу, что и синие облака, но состоят из более купных кристалликов льда диаметром примерно ! мкм [104).
Эти облака нередко располагаются над светлыми районами вблизи их границ с темными районами. Максимумы количества белых обла. ков приходятся приблизительно на моменты прохождения планеты через гелиоцентрическне долготы 270' для северного полушария и ЗО' для южного, что связано с интенсивностью перехода вещества полярных шапок в атмосферу. Таблица 576 Атмосфера Марса ( минимальная модель) Локальная шкала высот для давления км Численная концентрация см — 3 Темпаратура К Высота км Плотность г см — з Лавление Па Примечание Поверхность Тропопауза Лиссоцнация СО 1,8 10 — 1о 4.10 — и 7.10 17 2,5 10ш 5 1011 1.
1011 80 90 100 120 120 120 0,005 0,001 0,0002 В циркуляции атмосферы преобладают ламинарные течения, имеющие скорость 30 — 40 кмгч, изредка нарушаемые неболыпими пертурбациями. Весной направление движения облаков преимущественно западное, а летом — восточное.
Смена направления ветров обычно происходит при ареоцентрической долготе Солнца лТ вЂ” 45' и нередко сопровождается появлением в атмосфере глобальной мглы [119]. Весной образование облаков связано с таянием полярной шапки, летом — с процессами в темных областях [!20]. Часто наблюдаются утренние и вечерние туманы небольшой плотности. 50 0 5 10 15 20 30 40 50 60 70 225 200 180 !60 145 130 125 120 120 120 500 270 180 100 60 13 3,1 0,7 0,15 0,03 1,7 1017 1,1 1017 7 101о 4,7 10!о 3, О .
101о 7 ° 1 01з 1,6 101з 3,8.1011 7,5.101з 1,5 101з 1,3 10 — з 8 10 — з 5,2 10 — о 3,5.10 — з 2,2 10 — з 5,2 10 — 7 1,2.10 — 7 2,8 10 — з 5,5.10 1,1.10 — з 11 10 9 8 7 1000 50% СОз 25% г) 25% Аг 250 39 Таблииа 1.17 Атмосфера Марса (средняя модель) Темпе- ратКтра Плотность г см — з Высота км Давление Па Примечание Поверхность Тропопауза 60 20 6 1,6 0,35 0,08 0,02 0,006 0,002 0,001 Диссоциация СОз 130 140 2 10 — з! ! 10 — !! 3 10!! 1,5 1О!! 160 170 О, 0006 0,00035 16 18,5 Таблица 1.18 Атмосфера Марса (максимальная модель) Температура К Давление Па Плотность г см †Высота км Примечание 2000 1550 1140 870 620 Поверхность Тропопауза 2 1 0,3 0,1 0,06 Диссоциация СОз 0,03 0,015 0,009 0,005 0„0025 0,00!2 51 0 5 10 15 20 ЗО 40 50 60 70 80 90 100 110 120 0 5 10 15 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 180 250 225 205 185 170 150 140 130 120 120 120 120 130 140 150 270 245 230 215 200 175 155 140 130 130 130 120 120 140 160 180 200 220 240 260 280 1000 650 400 250 150 300 130 50 20 7 Численная концентрация см — з 2,9 1О!г 2,0 1О!т 1,5 10)т 1,0 10!т 6 1О!6 2,7.10!6 1,0 10!6 3,5 10!з 1,0 10!6 2,0 10!6 4,7 10!8 1,2 10!з 4 1Ом 1,5.10и 6.10!! Численная концентрация см — з 5,4.10'г 4,5 10!т 3,6 1О!т 2,9 1О!т 2,2.!О!т 1,2.10!т 6,3 10!в 2,7.10ш 1,0 10'6 3,8 ° 1Озз 1,4..10!8 5 1О!4 2 10!ч 7.
10!в 3 10!3 1,2 10!в 5 10!з 3.10!6 1,5 10!з 7 10!' 3. 1О!! 1,8.10 з 1,2 10 6 9 10 — 6 6 10 3,7 10 — 6 1,7 10-6 6,0 10 — У 2,2 10 — т 6,0 10 — з 1,2.10 2,9 10 — з 8 10 — !6 3.10-!о 1 10 4 1Π— !! 2,7.10-6 2,2.10 †3,6 10 — 8 1,4 10 8 1,1 10 — 8 6 10-6 3,2.10 6 1,4 10 — 6 5 10 — У 1,9 10 710 8 2 5.!Π— в 1,1.10 8 410 з 2 10 6 10 — !о 3.10-!о 1,5 10 — !о 810 !! 4. 10 — 1! 2 10 — !! Локальная шкала высот для давления км 13 12,5 11,5 11 9,5 9 8 7,5 1 7 7 7 12,5 14,5 15 Локальная шкала высот для давления км 20 18 17 16 15 13 12 10 10 10 10 9 9 11 13,5 14 16 18 20 21 22 С помощью аппарата «Маринер-4» в верхней атмосфере Марса обнаружен пик электронной плотности, равный 10' см — ', который отнесен к высоте 125 км [118].
Радиаиионные пояса у Марса не обнаружены, момент магнитного диподя планеты не больше !Π— ' земного [110]. Микрометсоритное вещество в окрестностях планеты не характеризуется повышенной плотностью. 1.3.7. Юпитер Юпитер — самая крупная планета, имеет !2 спутников (больше, чем у любой другой планеты), отличается также наименьшим среди планет перподом осевого вращения (9"50") и большим сжатием (0,062). Видимая поверхность покрыта чередующимися светлыми и темными поясами, па. раллельными экватору. Темные пояса принято называть полосами, а светлые — зонами. В экваториальном поясе лежит экваториальная зона — наиболее яркая деталь диска. К северу и к югу от экваториальной зоны расположены северная и южная тропические (экваториальные) нолосьб далее к полюсам лежат северная и южная тропические Большое юрпспос пюлгяо наю пуюпоть Ф уясрсяяпю попа Г33тВ) П! 3нсрсянаю полоса т )3 3«3ппгприаяьнпю поппсп ) Зсупюпраоюьяаю ооюосо С 3одамприальяаю яоюосо С унпрсуяпо полоса С С, унорсяпаю полоса ГННТ3) упююряао оуяаоогь /3 й).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
