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

260 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕШИМ

характер кривой W (Н ) дают основание предположить, что уменьшение светового потока в этой области в основ­ ном обусловлено рэлеевским рассеянием в углекислом га­ зе. На высотах, больших 32 км, ослабление света можно объяснить, если допустить заметный вклад аэрозолей, вероятнее всего связанных с существованием здесь обла­ ков. Как мы видели (см. § IV.7), по современным оценкам

в г ч в 8 ш

W, Вт/м2

Рис. 90. Измеренная зависимость величины W от высоты над поверхностью Венеры при 0 = 84°,5 ± 2 °,5 . Толстая сплошная кривая аппроксимирует экс­ периментальные точки, тонкие линии ограничивают область возможных оши­

бок измерений.

верхняя граница облачности лежит вблизи уровня, соот­ ветствующего Р ~ 0,05 атм, или h ~ 65—70 км, что зна­ чительно выше области, где спускаемый аппарат начал измерения освещенности (h ~ 50 км). При высоте Солнца над горизонтом 5°,5 + 2°, 5, поток световой энергии на верхнюю границу облаков F~ ( ) = 260 ЧЬ 140 вт/м2, что эквивалентно показаниям прибора W = 65 + 35 вт/м2. Отсюда следует, что в области выше 50 км происходит ослабление света около семи раз, а между 50 и 32 км — около трех раз. В слое 32—0 км свет ослабляется в ~ 4 раза.

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 261

Таким образом, атмосфера на высотах, больших 50 км, оказывается по своей оптической плотности сравнимой

слежащей ниже областью атмосферы от поверхности до высоты 32 км. Оптическая плотность атмосферы убывает

сростом молекулярной плотности. Общее ослабление све­ та достигает почти двух порядков величины и до поверх­ ности доходит около 1 % падающего на Венеру лучистого

Рис. 91. Величина W в зависимости от высоты однородной атмосферы.

потока от Солнца. Поскольку альбедо Венеры в видимой области составляет около 80% (см. рис. 1 ), это означает, что атмосферой и облаками поглощается около 20 % сол­ нечной энергии. Построения на рис. 92 иллюстрируют сказанное. Там же в относительных единицах нанесены профили суммарного ослабления солнечной радиации сог­ ласно расчетным данным табл. 15 для двух вариантов Ps и тс; при этом ф (с) -J - ф (х ) отнесены к области выше уровня конденсации для гипотетических облаков из Н20 , до условной верхней границы на h ~ 70 км. Как видим, измеренный профиль W (h) существенно отличается от

262 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

расчетного; в то же время общая величина ослабления солнечного света у поверхности Венеры по оценкам

ния — экстраполяция на условную верхнюю границу атмосферы, на которой

составляю щ их f i (по Л ью ису [400]). Заш трихована область возможного «выпа­

Поллака [463] для одной из моделей атмосферы и облаков только в несколько раз отличается от экспериментального значения We-

Оптические модели нижней атмосферы. Результаты измерений величины и характера ослабления потока

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 263

солнечной лучистой энергии открывают возможности получения определенных сведений об оптических свой­ ствах атмосферы ниже видимой границы облаков. Задачи такого рода, обычно называемые «обратными», относятся к классу некорректно поставленных задач, в теории кото­ рых за последнее время достигнуты значительные успехи. Большинство «обратных» задач приводит к необходимости решения интегрального уравнения Фредгольма 1 рода. В качестве алгоритма обращения широко используется метод регуляризации Тихонова [156, 157]; находят также [применение методы математической статистики

[159].

К сожалению, как и при анализе отраженного излу­ чения, ограниченность сведений об оптических харак­ теристиках среды препятствует возможности однознач­ ного истолкования особенностей кривой W (К) вследствие большого числа параметров, от которых зависит измерен­ ный профиль. В этих условиях менее трудоемки расчеты моделей лучистого переноса с заданием ряда определяю­ щих параметров среды, путем варьирования которых мож­ но попытаться подобрать профиль F~ (h), близкий к изме­ ренному.

Авдуевский и др. [8, 190] получили расчетное подтвер­ ждение предположения о том, что ослабление света в атмосфере ниже h ~ 32 км (от — 3,5 вт/см2 до 1 вт/м2) в основном обусловлено рэлеевским рассеянием. По за­ висимости W (Н ) оценены диапазоны, в которых лежат не противоречащие экспериментальным данным коэффициент объемного рассеяния среды а, альбедо однократного рас­

коэффициент рассеяния атмосферы на высотах 0 -г- 32 км не превышает величины рэлеевского рассеяния в С02 более чем на 30%, а со 0 > 0,995.

Более полные расчеты, включающие анализ оптических характеристик атмосферы в слое выше 32 км, проведены в работе Лукашевич и др. [92]. Полученные результаты помогают понять, какой оптической модели атмосфе­ ры наилучшим образом удовлетворяют данные измере­ ний W (К). .

264 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА Й ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Следуя указанной работе, будем рассматривать об­ ласть атмосферы от поверхности до 50 км как двухкомпо­ нентную среду, состоящую из молекул С02 и аэрозоля неизвестной природы. Молекулярная компонента дос­ таточно хорошо известна, поэтому реальные (с точки зрения согласования с экспериментом) оптические ха­ рактеристики среды (коэффициент объемного рассеяния, альбедо единичного рассеяния, оптическая толщина, параметр индикатрисы рассеяния) могут дать определенную информацию об аэрозоле.

Воспользуемся приближением Шварцшильда, обоб­ щенным на случай непзотропного рассеяния. Исходные

где F+ и F~ — потоки восходящего и нисходящего из­ лучения, ) = 1 — о 0Г, а Г определяется согласно (V.27). Уравнения (V.35) и (V.36) получены в предположении, что распределение рассеивающих и поглощающих компо­ нент в рассматриваемой области атмосферы и закон рассеяния не меняются с высотой, т. е. ш 0 (h) = const; х (h, ф) = х (ф). Решение системы имеет вид:

где clt c2 — константы интегрирования.

§ V.3. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ 265

Для сравнения можно воспользоваться также асимпто­ тическим методом, например, формулой Розенберга [139], полученной для случая нисходящего светового потока внутри толстого слоя:

где и, z — неизвестные параметры, определяемые в про­ цессе счета, причем

Параметр I — 4Ъ, соответствующий (V.26), необходимо задавать. Произведение p0g (р,0) / 0 (р) dm0 считается не­ которой константой для данного р 0.

Граничные условия на верхней и нижней границах рассматриваемой области определяются соответственно измеренной величиной нисходящего потока и величиной потока, отраженного от подстилающей поверхности:

дящего солнечного излучения по методу Шварцшильда

Для оценки точности приближенных решений приведены также результаты практически точных численных реше­ ний, проводившихся на ЭВМ БЭСМ-4. Расчеты приводят к ряду важных выводов относительно закономерности изменения F~ (h) с убыванием со0, ростом I и изменением степени отражения от подстилающей поверхности, а так­ же позволяют оценить погрешность и сходимость различ­ ных приближений. Прежде всего, очевидно, что принятую

266 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

однослойную модель невозможно согласовать с данными измерений при любых со 0 и х (ф). Это и неудивительно, поскольку, как мы видели, экспериментальный профиль W (h) приводит к представлениям о существовании в области измерений двух слоев с различными показателя­ ми ослабления К. Расчеты с разными значениями а не

h,h'M

Рис. 93. Изменение освещенности с высотой для однослойной модели. Толстая сплошная кривая — измерения, прерывистые линии — погрешности изме­ рений. Крестики — численное решение уравнения переноса при а 0 = 1, а = = 0 и рзлеевской индикатрисе: 1а — расчеты по асимптотическим формулам

обнаруживают заметного различия, что подтверждает ра­ нее сделанный вывод о слабом влиянии альбедо поверх­ ности на структуру потока. Поэтому в дальнейшем без

ния расчеты по формулам (V.37) — (V.38) и (V.39) и численные методы дают по существу совпадающие ре­ зультаты. При сильно вытянутых индикатрисах появля­ ются некоторые отличия; согласно [56] погрешность мето­ да двухпотокового приближения составляет 9—1 2 % в отражении и 12—16% в пропускании.

На рис. 94 и 95 представлены результаты расчетов для двух вариантов двухслойных моделей. Они получены из решения уравнений (V.37) — (Y.38) в каждом t-м слое

Условия на границе между слоями на h = 32 км, в до­ полнение к граничным условиям (V.40), заданы в этом случае, исходя из соображения о непрерывности одно­ сторонних потоков:

F (+2)(t(2)) = ^ 1,(0),

(V.41)

(т(2)) = ^ г)(0)-

В обоих вариантах моделей нижний слой считается чисто рэлеевским непоглощающим с т(1>= т^, хэфф = 9 , а для

верхнего слоя в зависимости от преобладающей роли рас­ сеяния или истинного поглощения реализуются два пре­ дельных случая большой и малой оптической плотности.

Как видим, оба предельных случая при выборе опре­ деленных параметров верхнего слоя гораздо лучше сог­ ласуются с измеренным профилем W (К). При этом, вне зависимости от этих параметров, подтверждаются резуль­ таты анализа экспериментальных данных [8] об удовлет­ ворительной аппроксимации нижнего слоя моделью рэлеевского рассеяния, т. е. о его слабой запыленности. Возможная деформация спектрального состава потока

излучения при Хэфф О ХЭфф, как показывают расчеты, не изменит этого вывода. Заметим, что с этими представ­ лениями согласуются данные о малой скорости ветра в приповерхностной области атмосферы Венеры, получен­ ные из измерений радиальной скорости при посадке спускаемых аппаратов (см. § IV.6).

Совокупность расчетных кривых для верхнего слоя (t = 2 ) позволяет указать параметры, дающие наиболее близкие к реальному ослаблению светового потока ре­ зультаты. Первой из двух альтернативных моделей (см. рис. 94) соответствует оптически тонкая поглощающая ат­

2G8 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Ь,им

Рио. 94. Изменение освещенности с высотой для двухслойной модели. Тол­ стая сплошная кривая — измерения, остальные — расчет. В нижнем слое во

Ь,НМ

Рис. 95. Изменение освещенности с высотой для двухслойной модели. Тол­ стая сплошная кривая — измерения, остальные — расчет. В нижнем слое во

всех случаях юд1^ = 1; гШ = 0; тЙ) = 9 , в верхнем слое: т<2) = 20

(модели 1 , 2); 25 (.3), 40 (4), 50 (5); Ид2)= 1; r (i) = 0 (1); 0,73 (2—5).

Вторая модель ассоциируется с непоглощающим, но сильно рассеивающим верхним слоем, т. е. слоем, обла­ дающим мощной аэрозольной составляющей и сильно

взависимости от Г® (кривые 1—2) и т® (кривые 2—5). Вполне приемлемое согласие с экспериментальным про­ филем W (К) обеспечивается при т® ж 50; Г® — 0,73.

В§ IV.7 было показано, что в гипотетической модели водно-ледяных облаков уровень конденсации в зависи­ мости от содержания в атмосфере водяного пара дости­ гается выше 59 км. Обе модели слоя 32—50 км следует

вэтом случае рассматривать как результат проникнове­

ния облачных частиц в нижележащую атмосферу либо как результат присутствия на этих высотах облаков, состоящих из конденсатов другой химической природы, о которых также говорилось в § IV.7. С учетом анализа характеристик отраженного излучения более реальной представляется модель оптически плотного верхнего слоя с малым истинным поглощением, хотя нельзя, конечно, отвергнуть оптически тонкую модель, поскольку в облас­

ти выше 50 км вполне может быть о0бл сг® и со,® < со<>6л* Интересно еще обратить внимание на любопытное обстоя­ тельство: вода в жидкой фазе при соответствующих Т и Р может существовать почти вплоть до уровня, где наблюдается «излом» кривой W (К). Не означает ли это, что измеренный характер ослабления светового потока свя­ зан с опусканием «дождевых» капель вплоть до уровня вскипания? Границы расположения гипотетических об­ лаков в атмосфере Венеры и возможная область «выпаде­ ния осадков» из Н20 условно показаны на рис. 92.

Предполагая, что во всей области ниже 50 км реали­ зуется оптических! глубинный режим, можно получить независимую оценку величины поглощения в слое i = 2.