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

250 Гл. У . ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

земным, т. е. довольно велики (г ~ 5 мкм). Из рис. 84 следует, что при тс ^ тр альбедо сначала уменьшается (очевидно, за счет вытянутости индикатрисы), а затем,

Xарактер изменения А х между 0,6 и 0,5 мкм можно объяснить и в рамках модели однослойной облачной ат­

мосферы с рэлеевской индикатрисой и размерами частиц облаков f ~ 1 мкм (что, как мы видели, лучше отвечает данным поляриметрии (см. рис. 82, б)). В этом случае необходимо допустить, что истинное поглощение проис­

ходит, наоборот, не в облаке (о>о = 1 ), а в лежащей ниже молекулярной атмосфере, причем величина поглощения

cjHra быть значительной ((Од ~ 0,95). Уменьшение

252 гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

всего полос С02. Относительная интенсивность различ­ ных поглотителей и изменение полос поглощения в зави­ симости от фазы Венеры не согласуется с представления­ ми о простой отражающей поверхности ниже газового слоя атмосферы или однородной поверхности облаков. При неизвестной относительной роли рассеивающих и погло­ щающих компонент хорошее приближение для описания спектров поглощения в видимой и ближней инфракрас­ ной областях дается полубесконечной моделью консерва­ тивного изотропного рассеяния Чемберлена и Смита [240, 241], с использованием концепции удельного содержания рассеивающей фазы, введенной Белтоном [212]. Оптичес­ кие свойства этой модели соответствуют наблюдаемому характеру визуального альбедо планеты при т ^ 20 , что, как мы видели, можно согласовать с приведенными выше

т. е. облака не слишком замутнены. Средняя величина

ных кристаллов с г ~ 20 мкм примерно того же порядка,

около 400c m ~ z [163, 164].

Измерение освещенности в атмосфере и у поверхнос­ ти. Для специфических условий Венеры прямые измере­ ния светового потока от Солнца представляют, по суще­ ству, единственную возможность надежного определения зависимости его ослабления от высоты. Это, как мы виде­ ли, имеет принципиально важное значение для установ­ ления энергетического баланса атмосферы и причины ее разогрева, выяснения оптических свойств атмосферы на разных уровнях и структуры облаков, определения ве­ личины освещенности у поверхности. Однако оптические измерения в условиях горячей плотной атмосферы Вене­ ры представляют большие трудности. Впервые такой эксперимент был осуществлен 22 июля 1972 г. на авто­

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 255

= arccos р,0и азимутальным угломф, отсчитываемым от сол­ нечного вертикала.

Фотометр с осесимметричной диаграммой направлен­ ности (индикатрисой) 3 (0), каким являлся измеритель освещенности на «Венере-8», регистрирует некоторую часть плотности лучистого потока, падающего на прием­ ную площадку прибора W, которая однозначно опреде­ ляет величину выходного сигнала. Если помимо В (0) принять во внимание относительную спектральную чув­

определяется формой верхнего конца светопровода. Для расширения поля зрения до 2 л стерадиан его верхняя часть была выполнена в виде конуса с углом при вершине, рав­ ным 60°. Полученная диаграмма направленности обеспе­ чивает достаточно высокую точность расчетов при замене изотропным излучением любого возможного углового рас­ пределения излучения в атмосфере Венеры на высотах спуска АМС «Венера-8».

Спектральная характеристика измерителя освещен­

Спектральная характеристика определялась при различ­ ных температурах фоторезистора и различных освещен-

258 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

создаваемой солнечным диффузным излучением. Нетруд­ но при этом видеть, что полная энергия светового потока W-z ~ 4W. Погрешность тарировки составляет + 20% *) и сохраняется примерно постоянной во всем диапазоне изменения величины W при спуске в атмосфере Венеры.

Первичные результаты измерений величины W в зависимости от времени приведены в табл. 20. За вре­ мя спуска было проведено 27 измерений освещенности и 9 измерений температуры светоприемников. Последние позволили ввести необходимые поправки при определении величин W. Было учтено также увеличение чувствитель­ ности прибора на 1 2 % за время, прошедшее от тарировки до подлета к Венере, обнаруженное при помощи эталон­ ной лампы во время сеанса связи со станцией за две не­ дели до посадки. В табл. 20 указаны оценки погрешности измерений бW, найденные с учетом погрешности тариров­ ки и допустимой ошибки при передаче телеметрической информации. В последнем столбце приведены величины освещенности, которые отвечают измеренным величинам W в случае, если спектральный состав регистрировавше­ гося светового потока соответствовал солнечному.

На рис. 90 представлена зависимость величины W (и соответствующей ей в оговоренном выше предположении освещенности Е) от высоты над поверхностью Венеры в месте посадки аппарата при солнечном зенитном угле 0 = 84°,5 + 2°,5. Привязка к высоте соответствует расче­ ту по уравнению гидростатического равновесия с исполь­ зованием измеренных Т и Р при спуске «Венеры-8». Тон­ кими линиями ограничена область возможных отклонений экспериментальных кривых в результате погрешностей приборов. Случайные ошибки, определяемые разбросом экспериментальных точек вокруг средней кривой, не пре­ вышают 1 0 %.

На графике четко видны две области, принципиально различающиеся по характеру изменения W (К), В диапа­ зоне высот 0 -г- (32 + 3) км среднее значение производной dW/dhв шесть раз меньше, чем на высотах, больших 32 км. Если исключить влияние плотности, введя вместо истинной

*) Сюда входят погрешность люксметра ( ~ 10%), неопреде­ ленность величины коэффициента %( ~ 15%), погрешность измере­ ний температуры чувствительного элемента, случайный разброс дарировочных точек.