Труды КНЦ вып.9 (ГЕЛИОГЕОФИЗИКА вып. 5/2018(9))

Введение Среди основных задач физики планет, решение которых необходимо для объяснения процессов химической и тепловой эволюции атмосфер планет, включая Землю и планеты земной группы (Венера, Марс), важное место занимает задача определения и моделирования атмосферного химического состава. Решение этой задачи требуется для оценки скорости потери массы атмосферы планеты и возможного изменения её химического состава на геологических масштабах времени вследствие тепловых и нетермических процессов эрозии верхней атмосферы, вызываемых действием интенсивных потоков солнечного ультрафиолетового (УФ) излучения, солнечного ветра и корональных выбросов массы Солнца [1-4]. То есть корректное моделирование химического состава атмосферы необходимо для понимания геологической истории изменения климатических условий на поверхности планеты с момента завершения её формирования из протопланетного газопылевого облака по настоящую эпоху [5]. Основными индикаторами таких условий являются величина потока и спектр солнечного излучения, достигающего поверхности планеты, давление, температура и состав атмосферы на поверхности, а также отсутствие или наличие жидкой воды, что является одним из основных условий для возможности формирования каких-либо форм жизни на планете в рассматриваемую геологическую эпоху [3]. Начиная с конца 1960-х годов, когда были выполнены первые дистанционные исследования Марса с помощью автоматических межпланетных станций [6-8], и по настоящее время, когда на орбите и поверхности планеты успешно выполнены десятки новых экспериментов, в изучении аэрономии этой планеты достигнут значительный прогресс [9-12]. Полученные данные измерений стимулировали активные теоретические исследования наблюдаемых особенностей структуры и состава атмосферы Марса. Так для объяснения наблюдаемой стабильности основного нейтрального компонента атмосферы - СО 2 по отношению к процессу его фотодиссоциации солнечным УФ-излучением, т.е. низкого относительного содержания (~10-3 - 3х10-2) моноокиси углерода СО и атомарного кислорода О на высотах около 100 км, был предложен ряд гипотез, касающихся вклада водородосодержащих радикалов и вертикального турбулентного перемешивания смеси углекислого газа и водяного пара, а также продуктов их фотолиза в фотохимию нижней атмосферы планеты [6, 13-16]. Несмотря на то, что к настоящему времени опубликовано значительное количество работ, в которых обсуждаются различные аспекты аэрономии Марса, всё ещё остается ряд вопросов, на которые предложенные теоретические модели не дают однозначного ответа. Имеются значительные различия и в исходных предположениях, используемых при построении этих моделей. Известна, например, важная роль, которую играет в фотохимии СО 2 водяной пар, присутствующий в атмосфере Марса [6]. В то же время в различных моделях концентрация водяного пара на высотах нижней атмосферы различается на 3 - 4 порядка [6, 13-16]. Выполненное позднее в [17] исследование механизмов формирования высотного распределения конденсата и паров воды в приэкваториальной атмосфере Марса, показало, что в области стратомезосферы важную роль играют ранее не учитывавшиеся процессы конденсации и испарения Н2О, а также турбулентное перемешивание атмосферы. Включение этих процессов в модель химического состава позволило значительно уменьшить 203