Вариации содержания HCl над облаками Венеры: новые данные

Планета Венера полностью покрыта слоем облаков из капель концентрированной серной кислоты (высоты 50-70 км над поверхностью). СО2-атмосфера над облаками – область мезосферы (70-120 км) – содержит серо- и хлоро-содержащие газовые составляющие (SO, SO2, HCl), а также озоновый слой. Эти газы, несмотря на их малую концентрацию (0,1-1 частиц на миллион), играют важную роль в фотохимических процессах на Венере. В частности, радикалы хлора являются катализатором при окислении CO в CO2. Причем основным источником этих радикалов является фотолиз HCl на дневной стороне. На ночной стороне планеты, куда радикалы переносятся глобальной атмосферной циркуляцией, возможно, именно реакция с Cl является основной причиной разрушения недавно открытого в мезосфере Венеры озона О3 [1, 2]. Этот процесс разрушения озона, катализированный хлором, хорошо известен в стратосфере Земли [3]. Несмотря на большую роль хлорной химии, распределение паров хлористого водорода (HCl) в мезосфере Венеры исследовано до сих пор довольно скудно. Последние публикации [4, 5] дают лишь общее представление о распределении газа над облаками.
Наше исследование основано на данных эксперимента по солнечному просвечиванию SOIR с борта орбитального аппарата «Венера Экспресс». Характеристики спектрометра SOIR (разрешающая способность ~25000, спектральный интервал — 2.2-4.2 мкм) позволяют получить высокое разрешение по спектру, а наблюдения с орбиты планеты – высокое разрешение по высоте. Конструкция прибора дает возможность измерять спектры атмосферного пропускания параллельно в разных спектральных диапазонах, что позволяет для одного сеанса наблюдений восстановить содержание нескольких газов. Использовались спектры, измеренные в полосах поглощения газов HCl и CO2 в ИК-области: ~3.43 мкм (HCl) и ~3 мкм, ~4 мкм (CO2). По измеренным спектрам были восстановлены вертикальные профили относительного содержания HCl: 0.2-0.8 ppm в единице объема для диапазона высот 70-110 км. Эти результаты хорошо согласуются с существующими моделями [1, 6] и с данными, полученными в результате наблюдений в субмиллиметровом диапазоне с наземного телескопа JCMT [7].
Данная работа поддержана грантом Президента РФ МК-3820.2012.2, Программой №22 РАН и Правительственным грантом для МФТИ. Мы также благодарим нашего бельгийского коллегу по эксперименту SOIR – A.Mahieux из лаборатории BIRA – за предоставление новых данных по калибровкам прибора [8].

ЛИТЕРАТУРА
1. Yung, Y.L., and DeMore, W.B., 1999. Photochemistry of Planetary Atmospheres. Oxford University Press, p. 306.
2. Montmessin, F. et al., 2011. A layer of ozone detected in the nightside upper atmosphere of Venus. Icarus, 216, 82-85.
3. Brasseur, G., Solomon, S., 2005. Aeronomy of the middle atmosphere: Chemistry and physics of the stratosphere and mesosphere. Kluwel Academic Publisher.
4. Vandaele, A.C. et al., 2008. Composition of the Venus mesosphere measured by solar occultation at infrared on board Venus Express. J. Geophys. Res. 113, E00B23. doi:10.1029/2008JE003140.
5. Iwagami, N. et al., 2008. Hemispheric distributions of HCl above and below the Venus’ clouds by ground -based 1.7 mm spectroscopy. Planet. Space Sci., 56, 1424–1434.
6. Krasnopolsky V.A., 2012. A photochemical model for the Venus atmosphere at 47–112 km. Icarus, 218, 230-246.
7. Sandor B.J., and Clancy R.T., 2012. Observations of HCl altitude dependence and temporal variation in the 70–100 km mesosphere of Venus. Icarus, 220, 618-626.
8. Vandaele A.-C. et al., 2013. Improved calibration of SOIR/Venus Express spectra. Optics Express, Vol. 21, No. 18, 21148-21161.