Содержание к диссертации
Введение
Глава 2 - Расчет молекулярных спектров поглощения при высоких давлениях .
2.1 Молекулярное поглощение газа при обычных (земных) температурах и давлениях.
2.2 Уширение линий в результате межмолекулярного взаимодействия в процессе столкновений. (Томская модель)
2.3 Эффект интерференции молекулярных состояний .
2.4 Эмпирические модели уширения
2.5 Сравнение трех приближений.
Глава 3 - Потоки ИК-излучения и тепловой баланс .
3.1 Теоретические сведения
3.2 Расчет потоков теплового излучения .
3.3 Тепловой баланс
Глава 4 - Экспериментальная проверка теории поглощения в окнах прозрачности .
Выводы.
Литература
- Уширение линий в результате межмолекулярного взаимодействия в процессе столкновений. (Томская модель)
- Эффект интерференции молекулярных состояний
- Эмпирические модели уширения
- Расчет потоков теплового излучения
Введение к работе
В последние годы, после почти двадцатилетнего перерыва, наблюдается заметное оживление интереса к Венере. В апреле 2006 г. начал работу на орбите ИСВ европейский аппарат «Венера-Экспресс», ряд приборов которого разработаны и изготовлены в РОССИН(ТІІ;ОУ et al. 2006). Публикуются результаты моделирования общей циркуляции атмосферы планеты, которые все ближе подходят к разрешению одной из самых интригующих задач атмосферной динамики - суперротации. Наконец, быстро растущий поток публикаций об открытиях и наблюдениях внесолнечиых планет позволяет надеяться, что со временем будут преодолены инструментальные ограничения наблюдений экзопланет земного типа, и есть все основания полагать, что эти планеты окажутся значительно более похожими на Венеру, нежели на Землю или Марс. Как физический объект Венера предоставляет чрезвычайно богатый материал для сравнительной планетологии, причем в России накоплен уникальный, не имеющий мировых аналогов задел по исследованиям этой планеты. Настоящая работа выполнена в рамках работ по систематическому исследованию атмосферы и климата Венеры, ведущихся в ИКИ РАН в кооперации с другими российскими и зарубежными организациями и представляет собой первый этан построения подробной математической модели климата планеты.
Венера относится к планетам земной группы, в которую, кроме неё, входит Меркурий, Земля и Марс. Венера - вторая после Меркурия ближайшая к Солнцу планета, се среднее гелиоцентрическое расстояние составляет 0,72 а.е. Продолжительность тропического года составляет 222,65 земных суток, а продолжительность года 224.70 земных суток. Собственно вращение Венеры крайне медленное, ее сидерический период составляет 243.01 земных суток. Твердое тело планеты по своим характеристикам очень близко к Земле; масса Венеры составляет 4.871 10м кг (0.81 массы Земли), радиус 6051 км (у Земли 6378км), ускорение свободного падения 8.87 м/с , Наклонение к плоскости эклиптики составляет -2.6 градусов, знак минус означает ретроградное (обратное) вращение. (Seiff, A., Shofield, IT., К] і ore А..Т. et al. 1985) Благодаря своей плотной атмосфере Венера занимает особое положение в ряду планет земной группы. Состоящая в основном из углекислого газа атмосфера Венеры, масса которой сравнима с массой запасов океанической воды на Земле, а давление у поверхности достигает 92 бар при температуре в нижних слоях до 740К (Рис 1.1, 1.2), находится в состоянии регулярного движения в зональном направлении со скоростью, в десятки раз превышающей скорость собственного вращения планеты. Столь необычное состояние климата Венеры, по геофизическим параметрам весьма близкой к Земле планеты, с самого начала космической эры привлекало физиков и метеорологов. Несмотря на то, что некоторые элементы климатической системы Венеры, такие как зональная суперротация, пока не получили удовлетворительного объяснения, достигнутый за последние десятилетия прогресс в исследованиях атмосферы Венеры позволил не только качественно описать происходящее на планете, но и существенно продвинуться в понимании аналогичных эффектов, имеющих место на Земле.
В 1761 г М.В.Ломоносов, наблюдая прохождение Венеры по диску Солнца, определил, что "...планета Веиера окружена знатною воздушной атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного". - так было совершено открытие атмосферы Венеры. Дальнейшие наблюдения Венеры приносили мало информации, так как мощный облачный слой планеты полностью скрывал все, что находится ниже облаков.
В .1.956 г. были проведены радио наблюдения Венеры в сантиметровом диапазоне, при этом была определена яркостная температура 600К, Наблюдения проводились на радиотелескопе диаметром 15 м Морской Исследовательской обсерватории США (Mayer, С. Н.; McCuIlough, Т. P.; Sloanaker, R. М 1958,1960).
Уширение линий в результате межмолекулярного взаимодействия в процессе столкновений. (Томская модель)
Значительный задел в этой области был достигнут в связи с успешными полетами к Венере автоматических межпланетных зондов, при помощи которых удалось измерить интегральные потоки солнечного и теплового излучения в подоблачной атмосфере (Мороз и др., 1983, Moroz, 1981, 1985, Seiff et al., 1980) (Oertel D„ et al. 1985, 1987). Было установлено, что основная доля (до 70%) поглощенного планетой потока солнечного излучения поглощается в облачном слое в интервале высот 50-70 км. Далее нисходящий поток солнечного излучения падает от -160 Вт/м2 непосредственно под облачным слоем до -16 Вт/м2 у поверхности. Спектральные измерения в видимом диапазоне, проводившиеся на спускаемых аппаратах «Венера-11,12» и «Венера-13,14» позволили также определить содержание паров воды (Мороз и др., 1983, Игнатьев и др, 1997).
Одной из важных нерешенных проблем физики венерианской атмосферы является спектральный состав и потоки теплового излучения в от поверхности до высот 50-55 км, т.е. ниже уровня основного облачного слоя. Фундаментальная причина этого состоит в том, что спектроскопия газов при венерианских температурах и давлениях не описывается простыми моделями, принятыми в теории разреженных газов, а экспериментального материала, как правило, недостаточно либо он не обладает должной точностью. Экспериментальные данные о потоках теплового излучения в подоблачной венерианской атмосфере пока также достаточно скудны (Revercomb и др., 1985). Особенно актуальной стала задача расчета синтетических спектров венерианской атмосферы в связи є успешным началом работы на орбите искусственного спутника Венеры КА Европейского космического агентства «Венера-Экспресс». Четыре прибора на борту аппарата, так или иначе, связаны с дистанционным спектроскопическим зондированием атмосферы планеты в ИК-диапазоне, причем участниками всех четырех экспериментов являются российские специалисты. (Zasova, L.V at al 2004) Интерпретация данных этих экспериментов потребует детального учета процессов, влияющих на перенос излучения в атмосфере планеты, и в том числе - факторов уширения спектральных линий и интерференции квантовых состояний. Актуальность таких исследований подчеркивается в работах, посвященных подготовке миссии «Венера-Экспресс». (Zasova et al. 2004) (Titov et al.2006) Благодаря открытию (Allen et al. 1984) инфракрасных окон прозрачности в атмосфере Венеры стало возможным наблюдение теплового излучения, рожденного в горячей нижней атмосфере. Наряду с чрезвычайно высокой информативностью таких измерений с борта искусственного спутника и посадочного зонда (Мороз, 2001), спектроскопические наблюдения тепловой эмиссии ночной стороны Венеры возможны и с помощью наземных телескопов, что позволило оценить термическую структуру подоблачной атмосферы и ее вариации (Pollack et al., 1993, Meadows and Crisp, 1996). Одной из основных задач ряда приборов КА «Венера-Экспресс» (изображающий ИК спектрометр V1RTIS, Фурье-спектрометр PFS, многоканальная камера VMC) являются наблюдения подоблачной атмосферы в окнах прозрачности. Интерпретация этих данных потребует точного знания процессов формирования спектра теплового излучения в области далеких крыльев колебательно-вращательных полос поглощения. Поэтому задача теоретического моделирования поглощения в крыле полосы представляет интерес не только для оценки теплового баланса атмосферы, но и для спектроскопических измерений. Радиометрия потоков теплового излучения подоблачной атмосферы Венеры проводилась па спускаемых аппаратах НАСА «Пионер-Веиера». Всего было измерено четыре профиля потоков в нижнюю и верхнюю полусферы на трассах спуска зондов, проходивших в различных районах планеты. Два зонда было спущено на дневной стороне в низких широтах, один - на ночной стороне, и один - в районе северного полюса. Несмотря на невысокую относительную точность измерений, связанную с низкой прозрачностью атмосферы и значительным уровнем инфракрасного фона, на основе данных радиометров зондов «Пионер-Венера» были получены профили потоков теплового излучения нижней атмосферы (Revercomb et ah, 1985), которые по сей день остаются единственными измерениями такого рода. Несмотря па довольно значительные вариации, все четыре профиля обладают сходной структурой. Непосредственно у нижней границы облачного слоя наблюдается усиление восходящего потока до величины 40-50 Вт/м2, связанный, по-видимому, с увеличением инфракрасной прозрачности атмосферы, который в облаках сменяется резким спадом за счет поглощения теплового излучения аэрозолем. Ниже 20 км поток инфракрасного излучения надежно не измеряется, при верхнем пределе, не превышающем 10 Вт/м . Эти данные были детально представлены в работах Tomasko et al. (1980, 1983) и вошли в Международную модель атмосферы Венеры VIRA (Moroz et ah, 1985). Немногочисленные, по крайне важные измерения метеорологических параметров атмосферы, проведенные in situ спускаемыми и аэростатными зондами в рамках проекта «Вега» (Сагдеев и др., 1986), позволяют также оценить турбулентные потоки тепла и отождествить зоны свободной конвекции в атмосфере (Изаков, 2002, 2004, Мороз и Родин, 2003).
Начиная с 70-х годов XX в. прилагались усилия по построению теоретических моделей переноса излучения и теплового баланса в нижней атмосфере Венеры, которые в той или иной мере объясняли наблюдаемые температуры и потоки энергии. Основные трудности, встречаемые такими моделями, равно как и более сложными моделями общей циркуляции атмосферы, связаны с высокой плотностью и температурой нижних слоев. При расчете равновесного температурного профиля из-за огромной тепловой инерции атмосферы требуется длительное (порядка 100 лет) время интегрирования для выхода на стационарный режим, тогда как на высотах, где проявляются основные особенности циркуляции, динамическая шкала времени значительно меньше. Расчет переноса излучения в нижней атмосфере также затруднен из-за сложного характера спектра поглощения газов при венерианских условиях. Во-первых, при температурах порядка 500-740 К существенную роль начинают играть полосы поглощения колебателы-го вращательной области спектра, для которых нижнее состояние перехода не является основным колебательным состоянием молекулы. При нормальных условиях такие полосы, называемые горячими, подавлены из-за низкой населенности возбужденных колебательных состояний. Однако при температурах порядка Т-500-1000К интенсивность
горячих полос, пропорциональная ЇЧ" / )t где w - энергия низшего состояния, становится достаточной для того, чтобы существенно влиять на общий спектр поглощения. Поэтому для расчетов желательно использовать справочную информацию, включающую горячие полосы.
Вторая трудность заключается в выборе профиля спектральной линии. В оптически плотной атмосфере основная часть радиации переносится в окнах прозрачности вне сильных колебательно-вращательных полос, где поглощение определяется главным образом далекими крыльями спектральных линий. Поведение профиля спектральных линий при значительном (свыше 10 см"1) смещении от центра линии может существенно отличаться от классического лоренцева контура (Burch and Gryvnak, 1971), тогда как его вычисление ab initio представляет собой непростую теоретическую задачу (Ma and Tipping. 1991).
Эффект интерференции молекулярных состояний
Следующая константа, входящая в выражение для формфактора - AS, А52, АЕз -отвечает показателю степенного падения формфактора на различных участках. Предполагается, что константы As, Cs, Ds параметризуют все квантовомеханические эффекты и не зависят от термодинамических условий.
Важными параметрами являются также єна, которые входят в выражение для потенциала межмолекулярного взаимодействия Леннарда - Джонса и зависят от температуры. Были использованы эмпирические зависимости для молекулы СО2, приведенные в работе Несмеловой и др. (1992) (Табл. 2). Для всех полос С02 принимались параметры теории, определенные по полосе 4,7 мкм, поскольку для других полос эти параметры пока неизвестны или плохо определены. Это допущение количественно тестировалось по полосе 15 мкм, для которой также существуют неопубликованные оценки параметров линий (Родимова, частное сообщение), причем было получено отличие в поглощении менее одного процента.
Для расчета спектральной функции поглощения использовалась база данных ШТЕМР (Rothman ct al., 1998), которая содержит параметры спектральных линий колебательно-вращательных полос молекул атмосферных газов, включая горячие полосы. Как отмечалось выше, поведение далекого крыла наиболее значимо для линий сильных полос С02, поскольку именно они, наряду с центрами более слабых горячих полос ССЬ и полос малых составляющих, формируют поглощение в окнах прозрачности, где происходит перенос основной доли лучистой энергии. Всего в рассматриваемом спектральном интервале 0-13000 см" присутствует около 7-Ю линий (. Поскольку спектральные линии, принадлежащие горячим полосам, как правило расположены столь плотно, что расстояние между ними намного меньше полуширины, такие полосы формируют континуальное поглощение, и формфактор линий в них не играет никакой роли. Чтобы выделить те линии, для которых формфактор необходимо вычислять точно, использовался статистический критерий: на скользящем интервале шириной 5v = 10 см"1 вычислялась средняя интенсивность S 5v и среднеквадратичный разброс ogv интенсивностей всех линий С02, центры которых попадают в этот интервал. Для линий, интенсивность которых отличается от S sv более чем па 3ogv, использовался столкновительный формфактор. Таких линий оказалось около 25000, что близко к общему количеству линий в сильных полосах СОг с основным нижним колебательным состоянием, т.е. не являющихся «горячими». Для остальных линий, характеризуемых глубоким перекрытием и образующим квазиконтинуальное поглощение, в целях экономии вычислений определялась только интенсивность S, и затем интегрировалась па фиксированном спектральном интервале, сравнимом с полушириной линии, куда попадало от нескольких сотен до нескольких тысяч линий. Для контроля точности проводились также вычисления формфактора для всех без исключения линий. Численные эксперименты показали, что при всей произвольности упрощенного подхода, максимальное относительное отличие монохроматического поглощения в двух случаях составляло менее одного процента. В моделях данное приближение применяется для высот до 50 км в силу того, что при дальнейшем увеличении высоты аппроксимация параметра to теряет физический смысл. А так же выше 50 км вклад далекого крыла лини становиться несущественным, однако становится важной форма центра линии. К недостаткам модели далекого крыла можно отнести то обстоятельство, что это приближение не достаточно точно описывает центральную часть линии, она громоздка в плане вычислений. К преимуществам можно отнести хорошее с возможностью тонкой настройки описание поглощения в далеких крыльях. В нашей работе предполагалось, что континуальное поглощение полностью описывается примененной нами теорией далеких крыльев спектральных линий. Это ограничение связано с тем, что индуцированное поглощение, как и поглощение в далеком крыле, квадратично по давлению и, следовательно, при определении параметров теории далекого крыла по экспериментальным данным его невозможно отделить от профиля линии. Следовательно, континуальное поглощение в неявном виде содержится в примененной нами модели, и его повторный учет привел бы к ухудшению точности результатов. Вообще говоря, в нашей модели учет индуцированного давлением поглощения не является необходимым, поскольку этот эффект проявляется лишь в самой длинноволновой области спектра и не вносит вклад в тепловой баланс.
Эффект интерференции квантовых состояний хорошо известен с 60-годов (Александров, 1972) и проявляется как в атомной физике, так и в коллективных взаимодействиях в твердых телах. Что касается молекулярных полос в газах, то здесь этот класс явлений оставался практически неисследованным вплоть до появления количественных спектроскопических измерений высокой точности в атмосфере Земли, когда потребовалось оценить асимптотику спадания поглощения при значительном удалении от молекулярных полос. Исторически одна из первых моделей интерференционного контура принадлежит Розепкранцу (Rosenkranz, P. W. 1985, 1987, 1988), который предложил простую модификацию классического лоренцева контура линии.
Суть эффекта состоит в том, что при значительном уширении спектральных линий (например, за счет столкновений) эффективные уровни энергии ансамбля молекул перекрываются, что приводит к их вырождению и появлению недиагональных членов в матрице плотности ансамбля. Вместо контура линии в этом случае имеет смысл рассматривать контур колебательной полосы. Поскольку вращательные линии отсутствуют и вычисляется поглощение для колебательной полосы в целом, остается открытым вопрос о времени жизни смешанных вращательных состояний. Простейшим приближением является приближение сильных столкновений, которое предполагает, что время жизни не зависит от вращательного состояния и усредняется по колебательной полосе. Физически это означает отсутствие зависимости сечения столкновения от вращательных степеней свободы.
Эмпирические модели уширения
Изменение высоты облачного слоя на 5 км приводит к изменению уходящего потока излучения примерно на 20Вт/м2. Это означает что не учет вариаций высоты облачного слоя может дать ошибку в уходящем потоке теплового излучения порядка 5%.
На высоте примерно в 73 км, для тепловых потоков поднятых на 5 и 10 км видна инверсия теплового потока. Данная инверсия привела бы к быстрому разогреванию надоблачного слоя и возбуждению турбулентности. Для аэрозоля без сдвига и для сдвига на 5 и 10 км вниз, на высотах выше 60км не наблюдается инверсии интегрального потока излучения.
Все профили теплового потока на рис. 3.13, в которых менялись параметры высоты облачного слоя, имеют резкий излом на высоте нижней границы облачного слоя. Для профиля интегрального потока теплового излучения такого излома не наблюдается. Это может говорить о том, что оптическая толщина аэрозоля самосогласованна с оптической толщиной поглощающих газов. С точки зрения физики излом профиля интегральных потоков теплового излучения означает энергетическую накачку малого по геометрическому размеру интервала высот в подоблачной атмосфере, что неминуемо привело бы к возникновению ряда неустойчивостей и разрушению облачного слоя. Плавное падение интегрального потока излучения автоматически обеспечивалось бы, если бы нижняя граница облачного слоя была бы размытой, однако, в соответствии с наблюдениями, нижняя граница облачного слоя достаточно резко очерчена (см. рис 3.1).
Спадание интегральных потоков излучения в области 40-45 км наблюдается для всех модельных расчетов, приведенных на рис 3.13, так как граница облачного слоя резкая, а характер поведения потоков один и тот же для всех кривых. Из этого следует, что подобное падение не вызвано положением нижней границы облачного слоя. Рассмотрим более детально, как облачный слой влияет на спад интегральных потоков на высоте 40-45 км. Для этого уберем облака и посмотрим на потоки. Как видно из рис. 3.14, отсутствие облачного слоя приводит к отсутствию эффекта спада интегральных потоков теплового излучения.
В подоблачном слое оптическая толщина атмосферы без учета аэрозоля становиться малой и происходит эффективный перенос энергии от нижних слоев вверх. При отсутствии облачного слоя ничего не мешает этому потоку свободно уходить. Если есть облачный слой, то он эффективно поглощает тепловое излучение, этим объясняется резкое падение теплового потока вблизи облачного слоя. Кроме того, облачный слой эффективно излучает вниз, что увеличивает тепловой поток идущий вниз, что уменьшает суммарный поток излучения, направленный вверх. Именно увеличение потока вниз приводит к спаду интегрального потока теплового излучения.
Спад инфракрасного излучения происходит тогда, когда оптическая толщина порядка или меньше единицы. Для модели, изложенной в п2.3, это высота около 43 км, а для модели, изложенной в п2.2, условие оптической толщины порядка единицы выполняется уже на высоте 21км. На высоте 58 км для модели без облаков наблюдается изменение характера поведения интегрального теплового потока, это связанно с изменением температурной зависимости от высоты (рис. 1.1).
Возвращаясь к вопросу о правильности выбора модели далекого крыла линии, попытаемся объяснить значение потока уходящего теплового излучения 50 Вт/м2, превышающее оценки, полученные на основе данных измерений, более чем вдвое. Можно рассмотреть следующую гипотезу. Как известно, облака на Венере присутствуют всегда, но у них возможны сильные вариации. Если предположить, что существуют области, в которых облака почти прозрачные или они занимают более высокое или низкое положение, то в нашей модели значения тепловых потоков практически не изменятся. Уходящий интегральный поток для самого крайнего случая, такого, как полное отсутствие облаков, измениться меньше чем в 2 раза, а при наличии минимальной облачности останется практически неизменным. На поверхности ситуация ещё более спокойная, от наличия или вариаций аэрозоля интегральный поток теплового излучения не зависит. Теперь рассмотрим солнечный поток. Как известно, из-за того, что Венера находится ближе к Солнцу, поток солнечной энергии на орбите Венеры вдвое превышает поток на орбите Земли. И только благодаря мощному облачному слою с альбедо около 77% на поверхность Венеры попадает около 20 Вт/м2, а поток солнечного излучения под облаками составляет порядка 160 Вт/м2(Моіш at al. 1983). Соотношение потока излучения, дошедшего до поверхности Венеры, и потока приходящего излучения под облаками составляет одну восьмую. Теперь предположим, что одна десятая часть атмосферы Венеры свободна от облаков. В этом случае поток солнечного излучения, приходящий на поверхность Венеры, можно рассчитать из величины солнечной постоянной на орбите Венеры, равной 2600 Вт/м . В этом случае до поверхности Венеры дойдет 325 Вт/м (см. формулу 1).
Теперь оценим, насколько изменится средний поток солнечного излучения, если 9/10 поверхности Венеры покрыты облаками, а 1/10 полностью для них прозрачна. Усреднив по поверхности планеты, получаем: Таким образом, если 10% поверхности планеты свободно от облаков, средний лоток солнечного излучения у поверхности возрастет до 50 Вт/м . Однако такое предположение явно противоречит наблюдениям, указывающим на наличие сплошной, оптически плотной облачности. Остается возможность вариаций оптических свойств облаков, в частности, альбедо однократного рассеяния аэрозольных частиц, при сохранении большой оптической толщины облачного слоя. В качестве максимальной оценки предположим, что некоторая доля общей площади облачного покрова занята полностью непоглощающими облаками. Если считать, что геометрическое альбедо Венеры в таких гипотетических «окнах» остается неизменным, а поглощение будет оставаться по-прежнему нулевым, то поток энергии прошедший через облачный слой будет равен 600 Вт/м (см. (3)). Для того, чтобы получить средний солнечный поток на поверхности, близкий к 50Вт/м , суммарная площадь таких окон должна составлять 50% от площади планеты.( см формулы (4), (5)}.
Расчет потоков теплового излучения
Проводя измерения уходящего излучения Венеры в различных диапазонах спектра, можно получить различные данные о самой планете, ее поверхности и атмосфере. Атмосфера Венеры прозрачна в радиодиапазоне до самой поверхности, поэтому в данном спектральном интервале была измерена температура и рельеф поверхности Венеры. В видимом диапазоне спектра можно наблюдать отраженное солнечное излучение; наблюдения с поверхности Земли в видимом диапазоне спектра показывают желтый облачный слой без каких либо деталей. В ультрафиолетовом спектральном диапазоне можно рассмотреть структуру облаков, в которой видны детали, характерные для приливных волн. Долгое время считалось, что атмосфера Венеры полностью непрозрачна в инфракрасном диапазоне спектра. Сравнительно недавно (Allen, Crawford, 1984), были обнаружены области длин воли в ИК-диапазоне, в которых поток исходящего излучения имел яркостную температуру, соответствующую температурам существенно боле глубоким, чем верхняя граница облачного слоя. Высокая яркостная температура наблюдаемого излучения, интерпретированная как результат тепловой эмиссии горячих глубоких слоев атмосферы, говорит о сравнительно небольшом поглощении на оптическом пути. Такие спектральные интервалы получили название окон прозрачности. Следует оговориться, что в силу наличия облачного слоя оптическая толщина атмосферы в окнах прозрачности не является малой; однако альбедо однократного рассеяния аэрозольных частиц столь велико, что при 10-20 эффективных актах рассеяния прошедшее сквозь облачный слой излучение сохраняет спектральные свойства, характерные для горячей подоблачной атмосферы.
Возможность существования окон прозрачности на длинах волн 1.1, 1.18, 1.27, 1.31, 1.7, 2,3 мкм обусловлено рядом факторов: симметрией молекулы углекислого газа, в котором присутствуют как сильные полосы поглощения, так и довольно широкие области между ними, малым содержанием воды, близким к единице альбедо однократного рассеяния аэрозоля в облачном слое. Эффективная глубина излучающего слоя, которую можно условно определить как уровень, выше которой вероятность выхода фотона без поглощения порядка единицы, для окон прозрачности находится в интервале 0-30 км (Pollack et al., 1993).
Аппарат "Венера-Экспресс" в настоящее время проводит измерения уходящего теплового излучения планеты с орбиты искусственного спутника Венеры. На нем установлено три прибора, в число основных научных задач которых входит измерение спектра уходящего излучения в окнах прозрачности: SPICAV, PFS, VIRTIS. На данный момент данные с "Венера-Экспресс" ещё только начинают поступать, и одной из целей данной работы является создание теоретического аппарата обработки данных этих приборов. Однако наблюдения с поверхности Земли ведутся уже давно и хорошо прокалиброваны (Meadows and Crisp 1996). С одной стороны, эти данные ограничены окнами прозрачности земной атмосферы, с другой стороны, наземные наблюдения дают возможность использовать аппаратуру с более высоким спектральным разрешением и качественную оптику (Pollack, et al. 1993). Поэтому для первоначального тестирования разработанной в диссертационной работе модели было проведено сравнение спектра уходящего излучения с модельным спектром. Удовлетворительная картина согласования построенных моделей и экспериментальных данных позволила бы сделать положительный вывод о применимости модели при обработке данных космических экспериментов.
Наблюдения тепловой эмиссии ночной стороны Венеры в спектральных окнах прозрачности можно использовать для проверки корректности модели поглощения углекислого газа. (Kamp et al. 1988). Для этой цели мы использовали данные, любезно предоставленные Безаром (Bezard el al. 1990) Сравнение спектральной плотности потока излучения в окне 2,3 мкм с расчетами, проведенными в рамках эмпирической модели п. 2.4 и с учетом интерференции состояний п. 2,3 , приведено на рис. 4.1 При расчете использовался алгоритм и значения параметров моделей, описанный в п 2.3. Несмотря на достаточно высокую чувствительность модели ко входным параметрам, в частности, к оптическим характеристикам облачного слоя, нам удалось достичь удовлетворительного совпадения с наблюдениями, не прибегая к какой-либо подгонке параметров. Тем не менее, модель демонстрирует достаточно высокую чувствительность к введенным ad hoc параметрам облачного слоя: вариации оптических толщин в два раза в обе стороны приводит к изменению спектральной яркости Венеры на порядок величины, причем интеї-ральньгй поток меняется в пределах 10%. К альбедо однократного рассеяния и параметру асимметрии чувствительность не столь высокая.
На рис. 4.1. приведены примеры сравнения модельного спектрального потока уходящего теплового излучения с наблюдениями в пределах окна прозрачности 2,3 мкм. Использованы две модели - эмпирическая модель и модель интерференции в приближении сильных столкновений. Приближение далекого крыла не использовалось, поскольку расчет при требуемом спектральном разрешении с шагом Шъ см"1 потребовал бы неприемлемых объемов вычислительных ресурсов. Остается надеяться, что в ближайшее время такие данные будут получены как в лабораторных условиях, так и в ходе миссии "Венера-Экспресс".
