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

2^0 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

и если роль истинного поглощения мала, параметр к мож­ но определить, воспользовавшись асимптотической фор­ мулой (V.28'). Очевидно из (V.42), что

к

F - (50)

F - (32)

и при значениях оптической плотности, соответствующих двум вариантам рассмотренных моделей, имеем

что хорошо согласуется с приведенными выше расчетны­ ми оценками этих величин.

Высказанные ранее суждения об оптических свойствах облаков и подоблачной атмосферы на основе анализа ха­ рактеристик отраженного излучения не противоречат рассмотренным оптическим моделям. К сожалению, не­ посредственной связи установить невозможно, так как при наличии плотных облаков лежащие ниже области слабо влияют на спектр отражения. Можно, однако, ут­ верждать, что представление об облачном слое на уровне отражения с оптической толщиной порядка нескольких де­

глощения и концентрация облачных частиц в слое Д/г(2>= = 32—50 км. Поскольку

предполагаемых в области «оседания» довольно крупными,

Если же допустить, что г ж 1 мк, то соответственно имеем iV ~ 30 -н 500 см~3. Вспоминая, что поглощение равно

Для обеих моделей оно оказывается порядка 50%, т. е. удовлетворяет по порядку величины данным измерений (фактическое поглощение составляет, как мы видели, око­ ло 20 %).

Вывод относительно степени прозрачности атмосферы, сделанный по результатам измерений «Венеры-8», имеет принципиальное значение. Он означает, что несмотря на

ную, по земным понятиям, освещенность. Действительно,

зывается, что первая меньше второй всего лишь прибли­ зительно на порядок. Такое сравнение носит, конечно, весьма приближенный характер, поскольку проведе­ но в предположении одинакового спектрального состава светового потока, практически соответствующего сол­ нечному.

Из-за отсутствия данных о характере изменения днев­ ной освещенности на поверхности Венеры с высотой Солн­ ца произведем оценки освещенности на планете при 0 ~ ~ 0° по аналогии с расчетами для земной атмосферы в более или менее сопоставимых условиях, хотя определен­ ные поправки могут вносить особенности светового ре­ жима в глубоких слоях (см. [149]). Наиболее вероятную для атмосферы Венеры модель с плотным облачным слоем, простирающимся до h ~ 32 км, и с лежащим ниже рэлеевским слоем можно рассматривать в первом прибли­ жении подобной модели земной атмосферы с облаками. Кроме того, из оценок альбедо поверхности Венеры сле­ дует, что величина его невелика (вероятнее всего, лежит в пределах а ~ 0 ч - 0,6), что позволяет сравнивать поверх­ ность Венеры с земной поверхностью без снегового покрова.

На рис. 96 представлено семейство кривых, показы­ вающих изменение дневной освещенности поверхности Земли без снегового покрова в зависимости от зенитного угла 0 согласно [170]. Пунктир соответствует косинусои­ дальной зависимости. Значения освещенностей для Земли

прохождении света через рэлеевский слой значительной оптической толщины происходит перераспределение энер­ гии в солнечном спектре. Значительно меньше влияют облака, рассеяние в которых преимущественно не селек­ тивно (см. стр. 240). Характер деформации спектрального

как известно (см. [1711), у поверхности возможен, наобо­

поскольку в плотной многократно рассеивающей атмосфере Венеры ю0 1, вероятнее всего, коротковолновая область спектра будет испытывать более сильное поглощение. Это должно приводить к заметному изменению показателя цвета (смещению в красную область). Проблема спектраль­ ного состава излучения с оценками величины контрастов у поверхности Венеры более подробно рассмотрена Бирю­ ковым и др. [15].

В зависимости от степени деформации спектрального состава света в атмосфере Венеры могут варьироваться оценки величины полного потока солнечной энергии Wx, достигающей поверхности, поскольку исходными для этих оценок являются результаты измерений в опреде­ ленной области спектра. Учет этих особенностей дает у

274 гл. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

поверхности в месте посадки Ws — 2 ч- 4 вт/м2. Из рис.

96 следует, что при 0 ~ 0° W\. — 3,8 ч- 9,6 вт/м2 (в

показаниях измерителя освещенности «Венеры-8»), или

Wa? = 15,2 ч- 38,4 вт/м2. Отсюда находим, что сред­ няя величина потока солнечной энергии, поступающей на

рактер лучистых потоков тепла в атмосфере определяют­ ся ее физической структурой, и при известном химиче­ ском составе могут быть рассчитаны по фактическим зна­ чениям температуры и давления. Знание зависимостей Т (Ь) и Р (h) позволяет провести соответствующие расчеты для нижней атмосферы Венеры.

Лучистый перенос в спектральной области собствен­ ного теплового излучения планеты характеризуется ря­ дом специфических особенностей. Определяющую роль играет газовое поглощение многоатомными молекулами, особенно при больших оптических массах газа, вследствие сильной зависимости поглощения от теплофизических параметров среды, как это имеет место в атмосфере Вене­ ры. В выражении (V.15) можно тогда положить о8—.>0 и

— !^>1. Следовательно, задача определения ос- а + а

лабления длинноволновой радиации сводится прежде все­ го к нахождению монохроматических непрозрачностей сме­

зависимых параметров, в число которых входят моно­ хроматический коэффициент поглощения, температура, общее давление среды, парциальное давление газа, за­ висимость ширины спектральных линий от примесей других газов, оптический путь и характер распределения массы вдоль оптического пути. Основная доля непрозрач­ ности в атмосфере создается за счет многочисленных коле­

бательно-вращательных полос, для которых коэффициент поглощения быстро меняется с изменением волнового чис­ ла v. В связи с этим необходимо вводить в рассмотре­ ние большое число точек, чтобы вычислить суммарный по­ ток энергии. Так, при Р ~ 1 атм полуширина вращательных линий обычно меньше 1СГ1 см'1. Это значит, что условие сохранения постоянства коэффициента поглощения внутри интервала разбиения потребовало бы рассмотрения интер­ валов шириной порядка 1(Г2с м 1. При вычислении интеграль­ ных потоков для спектральной области, отвечающей равно­ весному излучению при температуре поверхности Венеры и со­ ответствующей диапазону волновых чисел примерно от 103 до 104 см'1, было бы необходимо производить суммирова­ ние по 105 — 106отдельным точкам [462]. Поэтому при теоре­ тическом рассмотрении проблемы переноса тепловой радиа­ ции встает вопрос о приемлемых методах усреднения моно­ хроматических непрозрачностей, которые позволяют без за­ метного понижения точности (особенно вблизи максимума планковской кривой, где интенсивность излучения медлен­ но изменяется с частотой) существенно уменьшить число разбиений в пределах того или иного волнового интервала.

Для сложной структуры колебательно-вращательных полос обычно задаются модели распределения спектраль­ ных линий внутри полосы. Хорошим приближением к экспериментальным результатам являются модели полос, в которых отдельные линии по интенсивности и по­ ложению распределены статистически. Подробное об­

зависимости эффективной ширины полосы от оптической толщины (кривой роста), в которой учитывается тонкая вращательная структура полосы, зависящей в свою оче­ редь от давления и температуры. При высоких темпера­ турах и давлениях в спектрах многоатомных молекул появляется много новых особенностей, обусловленных термически возбужденными состояниями и индуцирован­ ными давлением переходами. Можно думать, что в усло­ виях, соответствующих измеренным параметрам газа в тропосфере Венеры, и при больших размерах поглощаю­ щего слоя поглощение даже в крыльях полос заметно скажется на пропускании подоблачной атмосферы.

27(5 Гл. V. ОПТИЧЕСКИЙ СВОЙСТВА Й ТЕПЛОВОЙ РЕЖИМ

Эксперименты с С02 и Н20 свидетельствуют о том, что для функции пропускания этих газов = ехр {— т; [£ (Z)]} в спектральном интервале Av{ при условии сохранения постоянства давления Р вдоль оптического пути £ (I) поглощение удовлетворительно аппроксимируется степен­

ной функцией вида Tj = qur</jSi, или ее несколько более общей модификацией (с учетом зависимости непрозрач­

[204,462,482]. Функция Сц (Т), коэффициент q и показатели степени г\ и q определяются по результатам интегрирова­ ния для различных значений температуры, давления и оптической массы газа на луче зрения в направлении I,

ческой массы газа, в отличие от монохроматической ра­ диации, нелинейное. К тому же в общем случае модели

средней непрозрачности полосы в газовой смеси т не подчиняется правилу суперпозиции для монохроматиче­ ских непрозрачностей г-го газа r vi. Если, однако, допус­ тить, что в каждой полосе преобладает определенный ис­ точник непрозрачности (например, обусловленный водя­ ным паром), величина q может рассматриваться как сумма отдельных источников непрозрачности при усло­ вии отсутствия корреляции между положениями отдель­ ных вращательных линий в них, а также крупномасштаб­ ной корреляции [50, 462].

За последнее время в исследовании непрозрачности углекислого газа для тепловой радиации при высоких температурах и давлениях достигнут значительный про­ гресс благодаря работам Гальцева, Осипова, Одшнария [38, 39, 125]. В большей части это результаты теоретиче­ ских расчетов, основанные на изучении тонкой структуры полос поглощения С02 в инфракрасной области спектра. Они включали расчеты с учетом ферми-резоианса спектро­ скопических постоянных для 900 колебательных состояний

С120 26, необходимых для нахождения положений и интен­ сивностей линий при высоких температурах; расчеты положения и интенсивности линий 400 колебательных

278 fti. V. ОПТИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА Я ТЕПЛОВОЙ ЙЁЖЙМ

причем зависимость коэффициента поглощения х от тем­ пературы выражается здесь отношением

где индекс «шах» указывает на значение в канте.

При расчетах учитывались также экспериментальные данные по индуцированному поглощению С02 в полосах 7,2 и 7,8 мкм, объединенных в полосу 7,5 мкм. С учетом индуцированного поглощения пропускание для отдель­ ных спектральных интервалов Av* можно рассчитать по формуле

ности (1), на высотах 20 км (2), 40 км (3) и на уровне об­

лаков (4), условно ассоциируемом с высотой h0 ~ 60 км. (Наиболее полные доступные на сегодняшний день данные о коэффициентах поглощения водяного пара в

404, 405]. В [302] затабулированы через 25 см'1 значения х, рассчитанные с использованием лабораторных эмис­ сионных и поглощательных спектров Н20 в интервале волновых чисел от 50 до 11000 см'1. Идея метода состояла в том, что каждая колебательно-вращательная полоса, для которой определялись коэффициенты поглощения, пред­ ставлялась в виде средней полуширины спектральной ли­ ний и ее уширения таким образом, чтобы интегральная величина коэффициентов поглощения была равна интег­ ральной интенсивности поглощения отдельной полосы при данной температуре, найденной экспериментально. Использовалось допущение о том, что для оптически тол­

стого слоя газа кривая роста может быть представлена ста­ тистической моделью. Учет тонкой структуры полосы производился в предположении независимости соответ­ ствующих членов от частоты. Различные члены для опи­ сания тонкой структуры, полученные из анализа опти­ чески толстых слоев, позволили вычислить уширение

ры у поверхности (1) и на уровнях 20 км (2), 40 км (з) и 60 км (4).

осредняющих отдельные полосы линий в функции тем­ пературы. Учитывался также эффект угаирения за счет примесей других газов, а также нерезонансное погло­ щение молекулами Н20. По оценкам авторов [302], в медленно изменяющихся областях спектра ошибки в вычислении коэффициентов поглощения составляют + 20 % и могут быть несколько больше в областях более резких изменений и на участках между отдельными колебательно­ вращательными полосами. Пример согласования получецных кривых с экспериментальными результатами в