Леонид Васильевич Ксанфомалити - Планета Венера

медленному обратному постепенной эволюцией под
действием солнечных приливов в атмосфере и литосфере (Голдрейх
и Пил, 1967; Лаго и Казенаве, 1979; Доброволскис и Ингерсолл,
1980 и другие). В этом процессе планета должна была потерять
большой вращательный момент. Принцип изохронизма предпола­
гает, что первоначально аккрецированные планеты имели близкие
периоды вращения, 8—9 ч (Альфвен и Аррениус, 1981). Если на­
чальный период вращения Венеры имел такую же величину, при ее
затормаживании должна была выделиться огромная энергия:
Дт = /*
да плД=л'(йг—П=)/2= 1,5- 1030 Дж.
(В.1)

(Здесь /* — безразмерный момент инерции, равный для Венеры
0,334 (гл. VII), 9ИПЛ и /?пл — ее масса и радиус, й0 и й — началь­
ная и современная угловые скорости вращения.) Для сравнения
укажем, что Солнце выделяет такую же энергию за 1 ч.
Характерное время тт затормаживания планет приливным воз­
действием Солнца рассматривалось во многих работах (Сафронов,
1969; Голдрейх н Сотер, 1966 и другие). Оно зависит от многих па­
раметров. Если считать их известными, можно представить тт как
тт = С(М,
(В.2)

где С — постоянная, а С)_ —^функция удельной диссипации энергии
АД за один цикл
;

б

0,05
^(1+«я)+^- = 0.

(2.46)

(Здесь, как и раньше, Т ■— кинетическая температура газа, а Нп —
шкала высот, найденная для данной молекулярной массы р„. Коэф­
фициент термодиффузии а„ Китинг и др. полагали близким к нулю.)
Такой же вид имеет уравнение для гомосферы, но шкала высот
находится для среднего молекулярного веса рг, а множитель
(1 + а„) = 1. Интегрирование (2.46) в пределах от г0 до г дает:
г

«„ (г) = пцг,

ехр ' —
4

§ §(г)

:.

(2.47)

/

Подробности расчета высотных зависимостей численной концент­
рации, плотности и температуры приводятся у Китинга и др. Коэф­
фициент турбулентной диффузии для рассматриваемых высот при
полной численной концентрации п. принимался согласно работе
Цана и др. (1980):
77-103

(0.3)

(1,8-10-

(40)
(80)

45—55 км (Кержанович и др., 1983а; Шуберт, 1983), а максимум,
около 100 м-с-1, приходится на высоты 65—70 км. Еще выше зо­
нальные скорости уменьшаются в несколько раз. Их независимые
определения в интервале 70—100 км были выполнены также мето­
дами радиорефракции (Чуб и Яковлев, 1980) и инфракрасного теп­
лового зондирования (Тэйлор и др., 1980). В табл. 15, в первых
двух столбцах, приведена модель зависимости (7 (г) из работы Кержаиовича и др. Согласно модели на высоте 80 км зональные скорости
уменьшаются вдвое по сравнению с максимумом. Отметим, что пред­
ложенная Дикинсоном и Ридли (1977) динамическая модель пред­
полагала увеличение 1} с дальнейшим ростом высоты, что, по-види­
мому, не соответствует действительности.
Имеются многочисленные наземные спектроскопические изме­
рения скорости ветра по доплеровским смещениям линий СО2 и
фраунгоферовым линиям на лимбе для г=65—68 км.(Гино и Фейссель, 1968; Трауб и Карлетон, 1975; Бетц и др., 1976; Янг, 1975а;
Янг и др. 1979 и др.). Результаты не всегда получаются однознач­
ными из-за сложностей измерений, но в целом тяготеют к скорости
—100 м-с-1. Знак минус указывает на обратное (ретроградное) на105

правление движения. Подробности можно найти в обзоре Мороза
I 1 ч/О 1 О) •
Относительно широтного распределения зональных ветров све­
дения пока ограничены. По радиоинтерферометрическим измере­
ниям движения зондов аппарата «Пионер — Вейера» Шуберт (1983)
сделал вывод, что ниже уровня 20 км атмосфера вращается как твер­
дое тело. Но уже на высоте 40 км зональные скорости возрастают
с широтой, начиная от 30°; рост продолжается вплоть до высот
55 км. На уровне 60 км скорость II несколько уменьшается с уве­
личением широты. Кержанович и др. (1983а) принимали, что зо­
нальные скорости более или менее постоянны от экватора до 70° ши­
роты в пределах высот 40—70 км и далее уменьшаются до нуля к по­
люсу. Несколько другой результат приводят Лимае и др. (1982) по

Рис. 28. Широтное распределение скорости ветра по Лнмае и др. (1982). Зональ­
ный компонент

данным анализа УФ-изображений, полученных с аппарата «Пио­
нер— Венера» (рис. 28). Скорость (7~95 м-с-1 на уровне верхней
границы облаков и почти постоянна в пределах широт ±40°. К более
высоким широтам скорости падают (до 30—40 м-с-1 у 60 ).
Благодаря быстрому росту плотности в глубь атмосферы, мак­
симум углового момента и кинетической энергии (8 кДж-м-:|) при­
ходится на --">