Вариации электронной концентрации в ночной ионосфере Венеры

Ионосфера и атмосфера Венеры впервые исследованы в радиозатменном эксперименте при пролете вблизи планеты КА Mariner-5. Вывод на орбиту спутника планеты КА Венера-9,-10 позволил осуществить серию экспериментов двухчастотного радиопросвечивания, по результатам которых были определены 35 профилей электронной концентрации. Благодаря удачным миссиям КА Венера-9,-10, Pioneer-Venus, Венера-15,-16, Magellan, Venera-Express проведено более 1000 радиопросвечиваний ионосферы Венеры [1]. В представленной работе выполнен анализ вариаций профилей электронной концентрации N(h) в ночной ионосфере Венеры, которые получены по данным радиозатменных экспериментов. Основной экспериментальной базой являются вариации радиополя двух когерентных радиосигналов КА Венера-15,-16. Сравнение этих данных с результатами всех миссий к Венере позволяет получить более достоверную информацию о закономерностях формирования ночной ионосферы.
Измерения датчиками заряженных частиц показали, что ночная ионосфера простирается до 1500...3000 км, т.к. над основным слоем ночной ионосферы располагается плазменный шлейф. Эти сведения отличаются от данных радиозатмений, что связано с разными методическими погрешностями в разных экспериментах. Форма плазменного шлейфа отличается от сферы и перемещение радиолуча по шлейфу слабо изменяет длину пути луча в плазме, а случайные флуктуации концентрации электронов маскируют увеличение концентрации с уменьшением высоты радиолуча над поверхностью Венеры. Метод радиозатмений становится эффективным только в области основного тела ночной ионосферы, где скорость нисходящего потока ионов уменьшается из-за увеличения плотности атмосферы и создаются условия для образования сферически симметричной среды.
В ночной ионосфере КА Венера-9,-10 обнаружили двухслойные профили N(h) в 15 сеансах из 22, а данные КА Венера-15,-16 подтвердили их существование в 33 сеансах из 62. В большинстве случаев концентрация в нижнем максимуме меньше, чем в верхнем, нижний максимум обычно нечетко выражен, он может проявляться в виде перегиба профиля N(h). Очень мало двухслойных профилей (<20%) выявил КА Pioneer-Venus и в период максимальной, и в период минимальной активности Солнца. Авторы радиозатменных экспериментов с КА Venus-Express также не сообщают о регулярном появлении двухслойной ионосферы. Поэтому существовало предположение о влиянии асимметрии среды на результаты радиозатмений.
Новая методика анализа данных [2], использующая инвариант радиозатменного эксперимента, доказала достоверность предположения о сферической симметрии области максимальной ионизации ночной ионосферы и справедливость утверждений о существовании однослойной или двухслойной ночной ионосферы. Существенное различие качественных характеристик ночной ионосферы в разных экспериментах может быть следствием пониженной чувствительности S и Х диапазонов к влиянию плазмы по сравнению с чувствительностью L диапазона в миссиях Венера-9.-10.-15,-16 и малая концентрация плазмы нижнего ионизованного слоя могла маскироваться аппаратурными шумами сигналов S и Х диапазонов. Этот вопрос недостаточно исследован и требует более детального анализа.
Нестационарные потоки надтепловых электронов и потоки плазмы с дневной стороны в неосвещенную область, формирующие ночную ионосферу, являются главным фактором вариаций электронной концентрации в области тени. Пространственно-временные вариации источников ионизации на не освещенной стороне слабо изучены. Профили N(h), полученные в разных миссиях, не противоречивы, но они демонстрируют сильную изменчивость и отсутствие четких закономерностей поведения электронной концентрации. Тем не менее, по данным КА Венера-15,-16 установлено, что в ночной ионосфере Венеры вертикальная структура профилей N(h) на высотах 110…180 км может сохраняться в течение 24 часов, указывая на существование долговременной стабильности источников ее ионизации.

Работа выполнена при частичной поддержке программы № 1.7П Президиума РАН.