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

50 Гл. Ш . ФИЗИКА ПОВЕРХНОСТИ

Для абсолютно черного тела х — 1 и яркость его из­ лучения при данной температуре максимальна:

I = (III.6)

Сопоставляя (III.4) и (III.6), получим, что яркостная тем­ пература теплового радиоизлучения

Приведенные соотношения описывают излучение изо­ термического тела.

Венера, имеющая плотную атмосферу, поглощающую миллиметровые и сантиметровые радиоволны, температура

dx = х ds.

Величина

называется оптической глубиной атмосферы и характери­ зует затухание электромагнитной волны на луче зрения выше уровня, находящегося на расстоянии s от поверхно­ сти планеты. Поскольку каждой оптической глубине xs

*) В случае нетеплового излучения яркостная температура яв­ ляется формальным параметром, не связанным с кинетической тем­ пературой исследуемого объекта. Поэтому в этом случае может быть Та > Т. Однако у Венеры заметного нетеплового радиоизлу­

чения нет. Поэтому механизмы нетеплового радиоизлучения нами не рассматриваются,

верхиостп, т = ^ y.ds — полная оптическая толщина атмо-

о

сферы.

Переходя к более наглядному распределению темпе­ ратуры и поглощения по высоте h и учитывая также из­ лучение атмосферы, отраженное поверхностью, получим следующую формулу для определения радиоизлучения планеты с атмосферой:

00

Здесь первый член выражает излучение поверхности, второй — излучение атмосферы, третий — отраженное по­ верхностью излучение атмосферы. В п — коэффициент от­ ражения поверхности.

Яркостная температура в общем случае, так же как и яркость, зависит от местоположения излучающей обла­ сти на объекте Та — Тя (ф, 0) и характеризует распреде­ ление" интенсивности радиоизлучения по исследуемомуисточнику.

рой пользуются понятием яркостной температуры, усред­

Для Венеры в этом случае говорят о яркостной темпе ратуре, усредненной по видимому диску планеты Тя? . Яр­ костная температура выражается в градусах абсолютной шкалы Кельвина. Плотность потока связана с усреднен­ ной но видимому диску яркостной температурой соотно­ шением

(III.15)

где Qg — телесный угол видимого диска Венеры. Удобство использования понятия яркостной темпера­

туры вытекает из того, что в случае теплового излучения Тя связана весьма простым соотношением с кинетической температурой источника Т, а для черного тела просто равна Т.

Решение обратной задачи — нахождение температуры поверхности и атмосферы по измеренной яркостной тем­ пературе радиоизлучения, сводящееся к решению инте­ гральных уравнений (III.11) и (III.14), в общем случае не является однозначным. Поэтому обычно задают неко­ торую модель атмосферы, (например, модель с адиабати­ ческим распределением температуры по высоте) и варьи­

руют интересующие нас параметры этой модели (содержа­ ние водяного пара, температуру поверхности, давление и др.) для получения наилучшого согласия с эксперимен­ том. Необходимое для определения нескольких параме­ тров число уравнений получается из измерений Тя на разных длинах волн, выбранных таким образом, чтобы влияние искомых параметров на яркостную температуру было различным.

В частности, на достаточно длинных волнах (в деци­ метровом диапазоне), как следует из (11.29—11.31), по­ глощение в атмосфере мало и т 1. В этом случае

Тя == ^по-

Измеренная таким образом яркостная температура по­ верхности Тяо связана с ее кинетической температурой соотношением

Здесь T (у) — температура на глубине у, 0 — угол между направлением на наблюдателя и нормалью к поверхности, Ли — коэффициент отражения.

Для гладкой (по сравнению с длиной волны) поверхно­ сти коэффициенты отражения определяются формулами Френеля:

В общем случае произвольной ориентации поляризации приемной системы

1 _ R a = (1 _ R B) cos2 у + (1 - R r) sin2 у, (III.18)

где у — угол между направлениями поляризации прием­ ной системы и направлением от излучающего элемента на

центр видимого диска. Учитывая, что расстояние излучаю­ щего элемента от центра диска, выраженное в долях ра­ диуса диска, а = sin 0, и проведя несложные преобразова­ ния, получим

Решение интегрального уравнения (III.16) также неодно­ значно и требует задания модели распределения температу­ ры по глубине. Однако в первом приближении можно счи­ тать, что основной вклад в излучение вносят слои, находя­ щиеся на глубине, соответствующей т — 1. Эта глубина, называемая глубиной проникания электромагнитной вол­ ны, равна

где tg б — тангенс угла потерь, s — диэлектрическая про­ ницаемость материала поверхности. Таким образом, из­ меряя Тя на разных волнах дециметрового диапазона, можно определить температуру поверхностного слоя Ве­ неры и ее изменение в глубину.

Необходимая для интерпретации результатов измере­ ний величина диэлектрической проницаемости может быть определена независимо на основе данных радиолокацион­ ных измерений (см. § II.2) и радиоастрономических изме­ рений.

Определение е по радиоастрономическим измерениям основано на зависимости от е коэффициентов отражения Френеля и, следовательно, яркостной температуры при изменении угла выхода излучения 0.

Это дает возможность определить е на основе измере­ ний распределения радиояркости по диску планеты либо на основе измерения поляризации радиоизлучения краев диска планеты. Проведение таких измерений требует раз­ решения на планете достаточно малых участков, дости­ жимого лишь с помощью радиоинтерферометров или уста­ новки радиотелескопов на космические аппараты, проле­ тающие около Венеры.

§ III.2. ДИЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ПРОНИЦАЕМОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ 55

На миллиметровых и сантиметровых волнах оптическая толщина атмосферы достаточно велика. Поэтому излуче­ ние этих диапазонов формируется в основном в атмосфере, а его измерение дает информацию о параметрах атмосферы. В этом случае можно, например, задавшись моделью рас­ пределения температуры и давления в атмосфере по высо­ те, полученной на основе прямых измерений АМС «Вене­ ра-4, 5, 6, 7», оценить содержание в атмосфере Венеры компонентов, имеющих значительное поглощение в радио­ диапазоне (водяной пар, жидко-капельная вода в облач­ ном слое, аммиак).

На основе радиоастрономических измерений, прове­ денных при разных фазовых углах Венеры, можно также оценить суточные вариации температуры поверхности и атмосферы, распространив тем самым результаты измере­ ний АМС «Венера-4—7», проведенные на ночной стороне планеты, и на ее дневную сторону. Измерения «Венеры-8», сделанные на дневной стороне планеты, подтвердили обос­ нованность такой экстраполяции.

§III.2. Определение диэлектрической проницаемости, плотности и состава пород поверхности планеты.

Микрорельеф поверхности

Диэлектрическая проницаемость е материала поверх­ ности Венеры определена на основе радиолокационных и радиоастрономических измерений.

Определение е по радиолокационным данным произво­ дится с помощью соотношения (II.3) по коэффициенту от­ ражения R n. Величина R u определяется из (II.4) на осно­ вании измерения эффективного сечения отражения пэ с учетом вклада квазизеркального и диффузного компонен­ тов отраженного излучения.

Результаты измерения эффективного сечения радиоло­ кационного отражения приведены в табл. 4 и изображены на рис. 15 в виде зависимости нэ от длины волны X. Харак­ терной особенностью этой зависимости является прибли­ зительное постоянство ц, в диапазоне длин волн от 7 ж до 20 см и резкое уменьшение на более коротких волнах (примерно в 10 раз на волне 3,8 см). Указанное уменьше­ ние обусловлено поглощением в атмосфере Венеры. По­ этому определение R a следует производить цо измерениям

§ III.2. ДИЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ПРОНИЦАЕМОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ 57

Общим результатом этих измерений является наличие в функциях отражения острого максимума около 0 — 0°, соответствующего квазизеркальному отражению, причем в квазизеркалыюй компоненте заключена большая часть энергии отраженного сигнала.

Точный сравнительный анализ функций отражения, полученных при различных измерениях (например, для выявления их зависимости от длины волны), возможен

Рис. 15. Измеренная и расчетная зависимости эффективного сечения радио­ локационного отражения о э Венеры от длины волны X.

лишь для измерении, проведенных с одинаковым разре­ шением. Поэтому, в частности, приведенные на рис. 16—18 функции отражения Венеры не могут быть непосредственно сопоставлены. Можно, однако, произвести анализ рас­ пределения энергии между квазизеркальным Ь3 и диффуз­ ным Ьл компонентами отражения. Для удобства такого разделения, как указывалось в § II.2, функции отражения рис. 16—18 построены в форме зависимости

]g F (0) = / [1 + lg cos 01.

Анализ результатов измерений показывает, что на вол­ не 70 см диффузный компонент составляет 15% полной энергии отраженного сигнала [286]. На волне 43 см изме­ ренная часть функции отражения в пределах 0 < 0 < 50°

приближенной.

поив

г (в), 36

На волне 23 см диффузный компонент лучше аппро­ ксимируется зависимостью cos3'20, однако с точностью до ошибок измерения зависимости вида cos2 0 и cos 0 также не исключены. Диффузный компонент, определенный ин­

в атмосфере Венеры мало влияет на величину и характер

§ 111.2. ДИЭЛЕКТРИЧЕСКАЯ ПРОНИЦАЕМОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ 59

Аналогичный радиолокационному эксперимент по опре­ делению е по величине коэффициента отражения для радио­ волн был выполнен на спускаемом аппарате АМС «Вене- ра-8» [22] по измерению интенсивности отраженного сигнала радиовысотомера. Полученная величина в нахо­ дится в хорошем согласии с результатами наземных радиолокационных измерений.

F(в), дб

Рио. 18. Функция отражения Венеры на волне 70 см.

Радиоастрономический метод определения диэлектри­ ческой проницаемости е основан на зависимости от г поля­ ризации радиоизлучения поверхности на краю видимого диска планеты. Необходимое для этого высокое разреше­ ние достигнуто впервые в интерференционных измерениях поляризации радиоизлучения Венеры, проведенных в 1964 г. Кузьминым и Кларком [83]. Однако при интерпре­ тации полученных результатов в [83] не учтено влияние атмосферы, уменьшающее поляризованную составляющую излучения планеты и, поэтому, величина г занижена.

Прямые измерения параметров атмосферы Венеры, про­ веденные АМС «Венера-4—8», позволяют определить поглощение в атмосфере Венеры и более корректно ин­ терпретировать результаты измерений [83]. С учетом