25
давали максимум и минимум массовой плотности,
32
Таблица Г
Физические параметры
Максималь-
ная модель
Средняя
модель
Минималь-
ная модель
Давление у поверхности, мб 20 10 5
Химический состав 10% со 2 50% С0 2 100% СО*
90% N 2 25% N 2
25%. Аг
100% СО*
Эффективная температура по-
верхности, °К 270 250 225
Средний молекулярный вес ни-
же уровня диссоциации СОг 29,6 39 44
Средний молекулярный вес вы-
ше уровня диссоциации 26 27 22
Градиент температуры над
уровнем диссоциации [°/км 1 2 0
Далее предполагается, что нижняя часть атмосферы пол-
ностью перемешана, распределение температуры определяет-
ся лучистым переносом в полосах С0 2 , уровень диссоциация
С0 2 соответствует уровню фотохимического равновесия, ко-
торый расположен- выше уровня колебательной релаксации
полосы СО2 Л. = 15 мкм. В земной верхней атмосфере темпе-
ратура определяется балансом между потоком ультрафиоле-
тового излучения и-потоком тепла, возникающего за счет по-
глощенной энергии, которая отводится, вниз через теплопро-
водность. В тепловом балансе марсианской атмосферы важ-
ную роль играет еще один процесс: излучение в молекуляр-
ных полосах СОг. В связи с этим принимается, что темпера-
тура на уровне фотохимического равновесия определяется
условием равенства поглощенной энергии ультрафиолетового
излучения и энергии, излучённой в полосах СО2.
Во всех трех моделях были рассчитаны как функции вы-
соты: температура, давление, численная концентрация, плот-
ность, локальная шкала высот для давления. Профили тем-
пературы и плотности, соответствующие трем моделям, пред-
ставлены на рис. 5.
Конвективные процессы в моделях В. И. Мороза имеют
место в нижнем слое толщиной 5—7 км, где градиент тем-
пературы адиабатический. Конвективная зона в нижней ат-
мосфере Марса рассчитывалась Эммануэлем для различных
широт (экватор, 30°, 60°, полюс). Высота конвективной зоны
растет с уменьшением широты, при этом она поднимается
выше 10 км только на экваторе. Для всех широт температу-
ра оказывается одинаковой (~163 °К) на высоте ~ 60 км.
Все рассмотренные модели не могут пока дать однознач-
ного ответа: какому типу ионосферных слоев D, Е или F ь F 2
(но аналогии с земными) можно отнести ионосферный слой
в атмосфере Марса (рис. 6). Эта трудность связана прежде
33
всего'-t отсутствием данных о нейтральном составе атмосфер
- ры в области ионосферных высот. Поэтому приходится cTp(V
ить модель нейтральной атмосферы при различных предпо-
ложениях, описывающих полученное распределение электрод-
ной концентрации. Если, например, предположить, что в Ат-
мосфере имеет место фотохимическое равновесие, то элек-
тронный профиль можно описать моделями типа земных сло-
ев D % Е или Fi. Если, предположить, что в силу сильной раз-
Рис. s.
fiocapege/wuue электронной г&щен/ирацш(п е )
6 еатосфере flastca,