книги из ГПНТБ / Кузьмин, А. Д. Физика планеты Венера

240 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕШИМ

пределения п (г) — сг~<а+1>, где а, t, и — константы, выра­ жаемые через средний и модальный радиусы частиц.

F-распределение обычно реализуется! в земных обла­ ках, для которых согласно [161, 164], типичны два случая:

h,KM

Рис. 81. Пример ослабления солнечной радиации в атмосфере Земли в зави­ симости от высоты (11 июля 1964 г., sec 0 = 2,85 ч- 1,70). 1 — рэлеевское рас­ сеяние, г — аэрозольное рассеяние, 3— поглощение многоатомными молеку­

лами (по [385]).

Из наблюдений для земной атмосферы следует, что зависимость оа от К удовлетворительно аппроксимируется показательной функцией вида

широких пределах в зависимости от размера частиц. Рэле-

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 241

в фиолетовой. При г 2> 1 мкм рассеяние становится несе-

лективным [171, 175].

Для приповерхностного слоя земной атмосферы в условиях слабой мутности среды оа ~ V 1 [138]. Ослаб­ ление света в видимой области за счет аэрозольного рас­ сеяния может превышать ослабление за счет молекуляр­ ного рассеяния в несколько раз (см., например, [71, 71а, 385]) *). В качестве примера па рис. 81 показана зависи­

Действительная и мнимая части комплексного показа­ теля преломления, зависящие от химической природы аэро­ золя, вместе со средним и модальным радиусами частиц

изотропного или рэлеевского рассеяния при наличии аэро­ золя оказывается непригодным. Обычно индикатрису рас­

Частным случаем (V.25) при i = 3, когда ж: = 0, а х2 = = 1/2, является рэлеевская индикатриса (V.21). Приме­ няются и различные другие представления, позволяющие наилучшим образом аппроксимировать сильно вытяну­ тые индикатрисы, часто встречающиеся на практике (см. [149]). Индикатрису рассеяния, определенную по форму­ лам Ми и усредненную по размерам частиц, даваемых рас­ пределением п (г), обычно называют полидисперсной. Таб­ лицы полидисперсных индикатрис можно найти в [51,267].

*) Повышенное содержание аэрозоля отмечаетея не только у по­ верхности Земли в тропосфере, но и в стратосфере и мезосфере (на 10—15 км, около 25 и 80 км), где наблюдаются соответственно пери­ стые, перламутровые и серебристые облака. Гипотетические пред­ ставления о возможтгом источнике аэрозоля на Венере за счет вулка­ нических извержений развиваются в работе [261].

242 Гл. V . ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА Й ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

При рассмотрении уравнения переноса монохромати­ ческого излучения, неконсервативно рассеиваемого оп­ тически плотной дисперсной средой, широкое применение находят асимптотические методы (см. [40, 139, 149]) и приближение Шустера — Шварцшильда, или так на­ зываемое двухпотоковое приближение, приводящее к двум линейным дифференциальным уравнениям первого порядка с постоянными коэффициентами (см. [50, 56]). В этих случаях средние удельные интенсивности в полусферах определяются с использованием удобных для табулиро­ вания параметров индикатрисы рассеяния I или Г, ха­ рактеризующих ее вытянутость. Параметр I является

функцией среднего косинуса угла рассеяния х

1

Параметр Г представляет собой разность между долями света, рассеянного в переднюю и заднюю полусферы

зывающее сильное влияние на перенос излучения в поло­ сах поглощения. В углекислой атмосфере в видимой об­ ласти при нормальных условиях таких полос нет, а в ближней инфракрасной области присутствует ряд слабых полос поглощения с центрами на ХК 0,83; 0,86; 0,92 и

впоглощении с использованием значений Пн2о согласно, например, [108] показывают, что при нормальных усло­ виях для основной части солнечного спектра непрозрач­ ность водяного пара мала. Эти оценки могут измениться

вглубоких слоях атмосферы Венеры при больших Р, прежде всего за счет поглощения на комплексах молекул

С02 и Н20. Однако особенно существенно истинное погло­ щение в более длинноволновой области, ответственной за

tj V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 243

перенос тепловой радиации, где член начинает играть определяющую роль. При больших давлениях и темпера­ турах значительный вклад здесь, в частности, вносит кон­ тинуальное поглощение на крыльях удаленных линий и индуцированное поглощение. Эти особенности специаль­ но рассматриваются в § V.4.

Характеристики отраженного излучения. Важную ин­ формацию об оптических свойствах планетной атмосферы, в частности, о соотношении между отдельными членами (V.15) в видимой области спектра, дает анализ характе­ ристик отраженного излучения.

До недавнего времени результаты наземных наблюде­ ний, определяющие интегральные оптические свойства планеты (спектральные, фотометрические и поляризаци­ онные характеристики, распределение яркости по диску,

значного ответа на вопросы об относительной роли рас­ сеяния и поглощения радиации в атмосфере и облаках, структуре облаков, содержании и природе аэрозоля. Еще более трудно получить оценки оптического режима в глубоких слоях, и, в частности, освещенности у поверх­ ности планеты, поскольку основная доля фотонов, от­ ветственных за отражательные характеристики Венеры, вряд ли проникает в облака глубже нескольких сот мет­ ров [117, 164].

Сравнительно высокая интенсивность блеска Венеры вблизи нижнего соединения означает, что ее индикатриса рассеяния сильно вытянута в переднюю полусферу. Этот результат не является неожиданным ввиду наблюдаемого плотного облачного слоя на Венере. Как уже отмечалось, наличие значительного количества аэрозоля или облачных капель (либо их смесей) с размерами, сравнимыми или больше длины волны, должно приводить к сильной асим­ метрии фазовой функции, отвечающей рассеянию в мут­ ной среде. Это сильно усложняет задачу получения из решения уравнения переноса характеристик диффузного (зависящего от угла) пропускания и отражения в такой атмосфере, особенно с учетом поглощения. Подобные зада­ чи рассматривались Романовой [140, 141] и Ирвином [358]. Падежной интерпретации результатов наземных оптических

244 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

измерений прежде всего препятствует отсутствие данных, определяющих свойства матрицы элементарного акта рас­ сеяния типа (V.19) (форма, размеры и концентрация час­ тиц, комплексный показатель преломления, зависимость степени поляризации от кратности рассеяния, форма ин­ дикатрисы). Наоборот, для получения оценок этих пара­ метров необходимо использовать совокупность доступных данных наблюдений.

Из анализа поляриметрических измерений Герельса и Самуэлсопа [309], дающих зависимость степени поляри­ зации р от угла фазы а, Соболев [147, 148] получил зна­

и Лио [406] с расчетной моделью облачной атмосферы, сте­ пень поляризации в которой определялась с учетом много­ кратного рассеяния в рэлеевской среде, содержащей сферические частицы. Полученные значения, наилучшим образом удовлетворяющие данным измерений, показаны на рис. 82, а и б. Расчеты приводят к оценке действитель­ ной части комплексного показателя преломления на вер­ шине облаков (в диапазоне Я0 = 0,55 мкм) т = 1,44 + + 0,015. При этом обнаруживается явная тенденция к слабому уменьшению т между ультрафиолетовой и ин­

при узком распределении по размерам) хорошо согласу­

удовлетворяют идеализированной модели атмосферы с однородными оптическими свойствами в некотором ин­ тервале высот, что, видимо, упрощает реальную ситуацию.

246 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Тем не менее эти результаты существенно сужают диапазон параметров, от которых зависят оптические свойства облаков, и вместе с тем ограничивают варианты возможных составляющих и их фазового состояния на

кинга и Поттера получены для двух предельных случаев консервативного рассеяния в однослойной атмосфере, в ко­ торой бесконечно большая оптическая толщина обеспечи­ вается за счет чисто молекулярного рассеяния (тр = оо; тс = 0) либо за счет облаков (тр = 0, тс = оо). Отрезок кривой Галина и др., полученный в приближении двух­ слойной модели с тс ~ тр = 20 при индикатрисе рас­ сеяния монодисперсного облака (р= 2лт7Л = 30) ближе к экспериментальным данным в диапазоне фазовых углов 60 а 140°. Это, однако, не означает, что рассмот­ ренная идеализированная модель единственно удовлетво­ ряет эксперименту: при наличии, например, в молеку-

248 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Величины со0, рассчитанные с использованием получен­ ных Ирвиноми др. [354, 355] монохроматических фазовых кривых Венеры, сведены в табл. 19. Сданными табл. 19 хо­ рошо согласуются независимые оценки Соболева [147, 148], дающие в диапазоне видимого света ш0 = 0,989. Заметим, что согласно Чемберлену [240] характер вариа­ ции интенсивности сильной полосы Я = 1,6 мкм в зави­ симости от фазы также требует, чтобы величина со0 в континууме была близка к единице.

Поскольку со0 = —^—, или (при х а) 1 — ю0 — х/сУ, -3 -j-X

где а и х — объемные коэффициенты рассеяния и поглоще­ ния, отличие оз0 от единицы следует отнести за счет истин­ ного поглощения в полубесконечной рассеивающей среде. Мороз [119] вычислил величины объемного коэффициента

ведены в табл. 19. Как видим, наибольшее поглощение имеет место в интервале 0,3—0,4 мкм, а минимальное при­

три порядка больше соответствующего значения для зем-

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 249

ных облаков в видимой и ближней инфракрасной облас­ тях спектра [163, 335]. Если допустить, что все излуче­ ние, не отраженное планетой в окружающее пространство, достигает поверхности, то прозрачность атмосферы Ве­ неры должна быть в этом случае довольно высокой, соот­

ветствующей R = - (0° = ~~ = 10_3 — 10-2 (для земных

облаков В ~ 10 -7).

Наблюдаемые оптические характеристики Венеры мож­ но также объяснить, исходя из представлений о консер­ вативной атмосфере конечной оптической толщины. В этом

где a — альбедо поверхности планеты. Соответствующие этой модели оценки т в предположении хх = 2 ,1 и а = О показаны в крайнем правом столбце табл. 19. Учет а Ф О несколько уменьшит т. Более строгие вычисления Рома­ новой [140] для моделей оптически толстых слоев при сильно вытянутой индикатрисе рассеяния приводят к значению оптической толщины среды с параметрами, соот­

ветствующими атмосфере Венеры, т = 65^о- Из расчетов Поллака [463] для модели консервативного рассеяния облаками и атмосферой Венеры, состоящей из С02 и Н20, при г=7,5 мкм и для двух значений оптической толщины облаков в визуальной области спектра (тс = 18 и 43) сле­ дует, что оптическая толщина рассеивающего слоя и по­ верхностное давление, по существу, перестают оказывать влияние на величину А \ при X 1 мкм, т. е. в этой об­ ласти характер отражения полностью определяется об­ лаками.

Интересные расчеты зависимости плоского альбедо D\

солнечных лучей) рассеивающей полубесконечной ат­ мосферы от оптической толщины облаков в приближении двухслойной модели выполнены Галиным и др. [37]. Предполагалось, что размеры частиц облаков подобны