Численное моделирование теплового баланса атмосферы Венеры тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.04 ВАК РФ

На правах рукописи

Афанасенко Тарас Сергеевич

ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ТЕПЛОВОГО БАЛАНСА АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ.

01.03.04 Планетные исследования

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2006

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН.

Родин Александр Вячеславович

Научный руководитель: Кандидат физ.-мат. наук

Официальные оппоненты: д.ф.-м.н,

д.ф.-м.н.

Маров Михаил Яковлевич(ИПМ им. Келдыша)

. Швед Густав Мопсеевич(НИИФ) С.-Петербургского университета

Ведущая организация: ИФА РАН

Защита диссертации состоится 28 декабря 2006 г. на заседании диссертационного совета Д 002,113.02 в ко'нференц-заде Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117997, ул. Профсоюзная, 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан 28 ноября 2006

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.02 к.т.н,

А.Ю. Ткаченко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ Актуальность темы

Почти после двадцатилетнего перерыва возобновились исследования Венеры с помощью AMC "Венера-Экспресс". Наземные наблюдения Венеры также заметно активизировались после открытия окон прозрачности в ближнем инфракрасном диапазоне, позволяющие наблюдать тепловые потоки нижних слоев атмосферы и поверхности. Интерпретация, а также задачи расчета теплового баланса и общей циркуляции атмосферы Венеры, требуют точного знания спектральных непрозрачности атмосферных газов в диапазонах спектра, где поглощения минимально, а именно в далеких крыльях колебательно-вращательных полос углекислого газа. Существующие теории дают для этих областей результаты, различающиеся 'более чем на порядок величины, а в практических расчетах используются эмпирические модели форм-фактора линии, справедливые только для фиксированных температуры и давления. По этому актуальной являться разработка физически обоснованной модели спектрального поглощения углекислого газа, опирающейся на современные теории форм-фактора, которая позволила бы рассчитывать спектральное поглощения газов в широком диапазоне термодинамических параметров. Для решения целого ряда задач климатологии Венеры, в первую очередь, оценки вертикального каскада энергии между различными слоями атмосферы, а также для интерпретации данных дистанционного зондирования планеты, необходимо провести расчеты переноса излучения и радиационного баланса атмосферы Венеры, основанные на предлагаемой в данной работе модели спектрального поглощения.

Цели работы

1.Построение физически обоснованной теории спектральных свойств нижней атмосферы Венеры.

2.Поетроение модели переноса излучения в атмосфере Венеры от поверхности до гомопаузы.

3.Расчет теплового баланса атмосферы Венеры при вариациях химического состава и структуры атмосферы и уточнение современных теорий парникового эффекта на Венере.

Научная новизна

На сегодняшний день предложены несколько альтернативных теорий спектрального поглощения молекулярных газов в далеких крыльях колебательно-вращательных полос, которые в силу сложности и неоднозначности алгоритма не используются в практических расчётах переноса излечения в атмосферах планет. В данной* диссертационной впервые делается попытка расчета такого рода, основанного на теориях спектрального поглощения углекислого газа с учетом интерференции вращательных состояний в приближении сильных столкновений и вклада потенциала межмолекулярного взаимодействия в далекие крылья линий. Это позволило провести моделирование тепловых потоков в атмосфере планеты и интенсивности уходящего теплового излучения и получить значения, которые находятся в согласии с имеющимися экспериментальными данными. Показано, что от выбора модели спектрального поглощения зависят теоретические значения потоков как в нижней атмосфере, так и в подоблачном слое, где инфракрасная прозрачность атмосферы существенно выше. Впервые на основе численных расчетов показано, что источником разогрева нижнего яруса облачного слоя, обеспечивающего конвекцию в слое, является поглощение в облаках теплового инфракрасного излучения,

рожденного в плотных слоях атмосферы на высотах 25-40 км. Впервые построен радиационный блок климатической модели Венеры, учитывающий форм-фактор колебательно-вращательных полос,

Научная и практическая ценность работы

Научная ценность работы заключается в согласовании различных теорий поглощения молекулярных газов при высоких давлениях и температуры, оценки потоков теплового излучения и параметрической зависимости парникового эффекта для атмосферы Венеры. Самостоятельной научной значимостью обладают уточненные характеристики парникового эффекта на Венере, а также теоретические оценки потоков излучения и вертикального каскада энергии в подоблачной атмосфере Венеры.

Практическая ценность диссертационной работы состоит в создании оптимизированных алгоритмов решения прямых и обратных задач дистанционного зондирования атмосферы Венеры в инфракрасном диапазоне и разработка радиационного блока для модели общей циркуляции атмосферы Венеры. В настоящее время в моделях такого рода применяются лишь эмпирические радиационные блоки, точность которых крайне невысока.

Структура диссертации

Диссертация состоит из 4 глав. Объем диссертации - 85 страницы, в том числе 30 рисунков и 2 таблицы. Список литературы содержит 95 ссылок.

ОСНОВНЫЕ ПОЛОЖЕНИЯ, ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

На защиту выносится:

Численная модель спектрального поглощения углекислого газа в колебательно-вращательных полосах в диапазоне давлений до 100 атм. и температур до 1000 К с учетом интерференции вращательных состояний и вклада потенциала межмолекулярного взаимодействия в поглощение далеких крыльев спектральных линий. Численное моделирование потоков уходящего теплового излучения, -скоростей радиационного нагрева и выхолаживания, турбулентного тепло переноса и энергетического баланса нижней атмосферы Венеры. Исследование параметрической зависимости парникового эффекта на Венере от концентраций водяного пара, других малых составляющих, структуры и состава облачного слоя.

Разработка радиационного блока для модели общей циркуляции атмосферы Венеры

Сравнение модельных потоков уходящего теплового излучения Венеры с имеющимися данными наблюдения тепловой эмиссии ночной стороны Венеры в инфракрасных окнах прозрачности.

Апробация работы

9

Материалы диссертации докладывались на Всероссийской астрономической конференции (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной", на 40 и 42 микросимпозиумах ГЕОХИ им.Вернадского и университета Брауна, на конференции Европейского геофизического общества в 2002, 2003, 2006 году, на Конференции молодых ученых ИКИ РАН 2004 г., на XLVII научной конференции 2004 МФТИ, на 111 Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования» 2006 г. ИКИ РАН, на совещании рабочей группы эксперимента VIRTIS КА "Венера-Экспресс".

По материалам диссертации иметься 9 публикаций (из них 1 в реферируемых изданиях)

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Введение

Введение начинается с описания климата атмосферы Венеры. Рассмотрены сходства и отличия атмосферы Венеры с атмосферами планет земной группы. Описаны характерные явления свойственные только атмосфере Венеры дакие как супперротация, особенности физических условий и вытекающие от сюда сложности в моделировании климатической системы планеты. В частности, фундаментальной нерешенной проблемой является перенос теплового излучения в молекулярном газе при высоких температурах и давлениях. Баланс тепловых потоков важен для понимания парникового эффекта, явление которое определяет состояние климата Венеры.

Во введении подробно рассмотрена проблема парникового эффекта в историческом ракурсе, в разрезе успешных миссий, а также дано простое описание парникового эффекта с точки зрения физики.

В связи с экстремальными условиями в атмосфере Венеры, а также скудостью экспериментальных данных, моделирование атмосферы Венеры крайне затруднено. Во введении описываться эти сложности, а так же возможные пути их разрешения, применяемые как в данной работе, так и в работах других авторов. Обосновывается актуальность данной работы, описываются недостатки существующих моделей и подходов. На основании этих данных сформулированы цели работы:

4.Построение физически обоснованной теории спектральных свойств нижней атмосферы Венеры.

5. Построение модели переноса излучения в атмосфере Венеры от

поверхности до гомолаузы.

б.Расчет теплового баланса и оценка парникового эффекта на Венере при вариациях химического состава и структуры атмосферы.

7.Расчет молекулярных спектров поглощения при высоких давлениях.

Первая глава посвящена расчетам молекулярных спектров для разных физических условий и при разных приближениях. В начале главы рассмотрены особенности спектрального поглощения молекулы углекислого газа. Описаны спектральные базы данных, необходимые для расчета молекулярного поглощения, такие как H1TRAN и HITEMP. Рассмотрены основные понятия и эффекты, различные представления форм-фактора спектральной линии, механизмы уширения линий, его зависимость от термодинамических условий.

Рассмотрена теория спектров поглощения молекулярных газов для нормальных давлений и температур. Рассмотрены основные существующие приближения, пригодные для расчета спектров поглощения при венерианских условиях, описывающие такие явления, как интерференция молекулярных состояний и уширение линий в результате межмолекулярного взаимодействия в процессе столкновений. В работе впервые разработаны схемы расчетов для этих двух приближений и приводится сравнение с общепринятым алгоритмом расчета спектров, основанным на эмпирической параметризации форм-фактора спектральных линий.

В главе представлены результаты моделирования спектров поглощения малых составляющих атмосферы и аэрозольной компоненты. Производиться анализ влияния различных химических компонентов атмосферы на спектры поглощения в различных спектральных и высотных интервалах.

Завершается глава анализом актуальности выбора модели форм-фактора для корректного описания спектров поглощения для атмосферы Венеры.

8.Потоки ИК-излучения и тепловой баланс.

Второй глава посвящена расчету тепловых потоков в атмосфере Венеры на основании ранее полученных спектров молекулярного поглощения. Численная модель переноса излучения строиться на' основе решения интегрально-дифференциального уравнения переноса излучения методом линеаризации функции источника внутри модельного слоя. Моделируются потоки теплового излучения и скорости радиационного нагрева и выхолаживания от поверхности и до высоты 100км. Кроме молекулярного поглощения углекислого газа, в модель включены поглощения малых составляющих, а также поглощение и рассеяние в облаках.

Приведены результаты численного моделирования тепловых потоков для различных приближений молекулярного поглощения, а также различных моделей облаков, содержания малых составляющих и зависимости их содержания их от высоты. Проводится анализ сравнения результатов расчетов с имеющимися экспериментальными данными.

Экспериментальная проверка теории поглощения в окнах прозрачности.

В третьей главе представлено сравнение расчетов спектров уходящего излучения для различных приближений и вариаций параметров с данными наземных наблюдений и дистанционного зондирования Венеры с борта КА "Венера-Экспресс". На основании данных сравнений делаться оценки корректности применения различных приближений для атмосферы Венеры. Предлагается проект лабораторного эксперимента, который мог бы ответить на вопрос о границах применимости используемых численных моделей.

Заключение содержит основные результаты диссертационной работы.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

Т.С.Афанасенко, А.В.Родин. Влияние столкновительного уширения' линий на спектр и потоки теплового излучения в нижней атмосфере Венеры. И Астрономический вестник, 2005, том 39, № 3, с. 1 -13

Т. S. Afanasenko and А. V. Rodin: Line mixing and collisionat broadening in the thermal radiation of the lower Venus atmosphere // Geophysical Research Abstracts. Vol. 8, 00708, 2006, EGU06-A-007p8

AFANASENKO, T.S.; RODIN, A.V.; RODIMOVA, O.B.; TVOROGOV. S.D.: Thermal radiation in the lower Venus atmosphere H EGS02-A-04810; PS1.02-1TH5P-011

t

AFANASENKO, T.S.; RODIN, A.V. Thermal balance of the lower Venus atmosphere: radiative and dynamical effects // EGS - AGU - EUG Joint Assembly, Abstracts from the meeting held in Nice, France, 6-11 April 2003, abstract #13301

A.B. Родин, T.C. Афакасеико. Тепловое излучение в нижней атмосфере Венеры. // Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной"

Т. S. Afanasenko and A. V. Rodin; Line mixing a fid collisional broadening in the thermal radiation of the lower Venus atmosphere II Brown University, Vernadsky Institute: MICROSYMPOSIUM '42, M42_01

T. S, Afanasenko and A. V. Rodin: Thermal radiation in the lower Venus atmosphere: the effect of the collisional line broadening.// Brown University, Vernadsky Institute: MICROSYMPOSIUM 40

Т.САфанасенко, А.В. Родин. Тепловое излучение в нижней атмосфере Венеры: эффект столкновительного уширвния спектральных линий // МФТИ XLVII НАУЧНОЙ КОНФЕРЕНЦИИ 26 - 27 ноября 2004 года

Lebonnois, Sebastien; Hueso, R.; Luz, D.; Wilson, C. F.; Drossart, P.; Piccioni,. G.; Sanchez-Lave^a. A; Titov, D.; Baines, К. H.; Taylor, F.; the VIRTIS/Venus Express Team Venus Atmospheric Dynamics From VIRTIS On Venus Express - Preliminary Results //09/2006 American Astronomical Society, DPS meeting #38, #16.08

056(02)2 1 Ротапринт ИКИ PAH

Москва, 117997, Профсоюзная, 84

Подписано к печати 24.11.06

Заказ 2063

Формат 70X108/32

Тираж 100

0,4 уч,-иэд.п.

Глава 1 - 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.

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 РоссииСШоу а1. 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 внесолнечных 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 этап 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, ее 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*1024 кг (0.81 массы Земли), радиус 6051лкм (у Земли 6378км), ускорение свободного падения 8.87 м/с. Наклонение к плоскостиэклиптики составляет -2.6 градусов, знак минус означает ретроградное (обратное) вращение. (Seiff, A., Shofield, J.T., Kliore A J. 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 Венера 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 1956 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).

В 1959 г. были проведены измерения в миллиметровом диапазоне; яркостная температура 400К1960 г. Введен термин: парниковый эффект. (С. Sagan, 1960)1964 г. Произведены поляризационные измерения температуры, было показано, что температура поверхности Венеры 700±50К1967 г. 18 октября Венера-4 - первый посадочный аппарат. Переданы данные: Т=535К Р=18атм, а так же получен химический состав.

1967 г. Пролетный зонд Маринер-5, расстояние до Венеры 4000км1967 г. Проведены наземные наблюдения на KP АО, получены инфракрасные спектры в диапазоне длин волн 1-2мкм (Мороз 1968 г.). Было показано, что коэффициент экстинкции равен 1 км-1, общая оптическая толщина облаков около 20, облака - с резкой верхней границей и высоким альбедо однократного рассеяния. Для длин волн больше 3 мкм альбедо резко падало. Позже это было интерпретировано как раствор серной кислоты (Young, 1973).

1970 г. Венера-7 Прямые измерения температуры на поверхности: Т=740К1970 г. Венера-8 Первая посадка на дневную сторону Венеры1974 г., июль Пролетный зонд Маринер-10 подтвердил высокую скорость циркуляции по телевизионным изображениям, исследовал магнитосферу, обнаружил Ar, Не, 02. Были выявлены зоны температурной инверсии.

1975 г. октябрь Спускаемые аппараты AMC "Венера 9" и "Венера 10" (2 посадочных и 2 орбитальных аппарата) передали на землю изображения места посадки, вертикальные профили солнечного потока 0.45-1.15 мкм, профили аэрозоля.

1978 г, декабрь Пионер-Венера-11978 г декабрь Пионер-Венера-2, Измерения на 5 спускаемых аппаратах, (рис 1.3).

1979 г. сентябрь Венера 11, 12 Измерены спектры солнечного излучения (Мороз и др 1979) (Рис 1.3).

1981 г. Венера-13, 14 Получены первые цветные изображения. Измерены вертикальные профили солнечного потока. Ультрафиолетовый спектрофотометр измерял угловое распределение интенсивности солнечного излучения в диапазоне 0.32-0.39 мкм, было показано, что 90% потока излучения поглощается выше 60 км, что подразумевает наличие неизвестного ультрафиолетового поглотителя выше 58 км, возможно в аэрозольной фазе, слой 55-58 км практически свободен от поглотителя. (Мороз В.И., Мошкин Б.Е., Экономов А.П. и др 1983)1983 г. Венера-15, 16 Измерения на локаторе бокового обзора, радиолокация с разрешением 1-2км, Фурье-спектрометр (Венера-15) измерял уходящий тепловой поток, структуру, динамику, параметры облачного слоя северного полушария, а также профили Н20, S02, аэрозоля H2S04 (Игнатьев 1999, Засова 1993-1999).(Schafer К at. All 1987, 1990)1984 г. Открытие окон прозрачности.

Сам термин «парниковый эффект», ставший в последние десятилетия обозначением комплекса проблем, связанных с устойчивостью климата Земли, впервые вошел в употребление в середине 1960-х годов именно в связи с необходимостью объяснить наблюдавшиеся чрезвычайно высокие яркостные температуры поверхности Венеры в радиодиапазоне. К. Саган впервые предположил (Sagan, 1960), что столь высокая температура поверхности планеты Т«740 К, существенно превышающая эффективную температуру Tefj«240 К, может быть обусловлена тем обстоятельством, что уходящее тепловое излучение планеты блокируется поглощением в молекулярных полосах СОг и НгО. Вследствие этого эффективный излучающий в космическое пространство слойатмосферы, кинетическая температура которого близка к эффективной температуре планеты, формируется не у поверхности, а на уровне 50-60 км. Ниже этого уровняподдерживается практически постоянный температурный градиент dT/dz 7.5 К/км ^близкий к адиабатическому градиенту ^ . Эта качественная картина парниковогоэффекта дает приблизительную оценку температуры поверхности, но вместе с тем совершенно недостаточна для описания теплового баланса атмосферы. (Pollack J.B, Toon О.В., Boese R, 1980) При таком упрощенном подходе описывается лишь баланс падающего солнечного и уходящего теплового излучения на уровне излучающего слоя, тогда как механизм поддержания температурного градиента в нижней атмосфере выносится за скобки. Однако именно разность нисходящего и уходящего потоков ответственна за конверсию энергии излучения в кинетическую и потенциальную энергию общей циркуляции атмосферы, а также за поддержание теплового баланса подстилающей поверхности (Taylor F.W, 1983). Как вычисление, так и экспериментальное измерение скоростей нагрева и выхолаживания в нижней атмосфере Венеры, представляющих собой малые разности больших величин, является нетривиальной задачей. (Burch D.F, Gryvnak D.A., 1971)Довольно долго не существовало количественных оценок парникового эффекта. Первые работы, которые давали численную оценку парникового эффекта, появились почти 20 лет спустя (Авдуевский 1971, Шари. 1976). В дальнейшем эти численные модели были развиты в работах (Маров, Гальцев, Шари, 1984, 1985, 1989). В этих работах расчет поглощения СО2 производился для сильных полос, учитывался также спектральный континуум (Москаленко и др, 1979) за счет индуцированного поглощения. Контур спектральных линий СО2 принимался в соответствии с параметризацией экспериментов Бёрча, причем авторы указывают на невысокую точность спектрального поглощения углекислого газа (Маров, 2002). Авторам удалось показать, что решающую роль в парниковом эффекте на Венере, как и на Земле, играет водяной пар. Несмотря на малоеколичество, его вариации в пределах порядка величины способны вызвать практически пропорциональное изменение потока теплового излучения в подоблачной атмосфере.

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/м 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 е-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 экспериментовпотребует 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 VIRTIS, 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 на спускаемых аппаратах НАСА «Пионер-Венера». 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 потоковтеплового излучения нижней атмосферы (Revercomb et al., 1985), которые по сей день остаются единственными измерениями такого рода. Несмотря на 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 al., 1985). Немногочисленные, но 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 500740 К существенную роль начинают играть полосы поглощения колебателы-ювращательной 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 интенсивностьгорячих полос, пропорциональная ехР ; Где w - энергия нижнего 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).

Вода на Венере не является основным парниковым газом в силу того, что её содержание лишь около 30 ррт, однако, несмотря на малое содержание, вода играет роль своеобразного «вентиля», который закрывает окно прозрачности вблизи 1500см"1. Полосы поглощения остальных малых составляющих (OCS, S02, SO) также перекрывают некоторые области окон прозрачности СОг, однако их вклад в тепловой баланс меньше из-за того, что интенсивность излучения черного тела в перекрываемых ими окнах прозрачности гораздо слабее. Тем не менее, они дают существенный вклад в спектры уходящих тепловых потоков.

Наконец, при давлениях порядка 100 бар вклад в длинноволновый спектральный континуум вносит поглощение, индуцированное давлением (Москаленко и др., 1979).

Однако при высоких температурах, характерных для нижней атмосферы Венеры, вклад длинноволнового (А, > 15 мкм) излучения в перенос энергии невелик, и роль спектрального континуума не является определяющей.

Одна из первых подробных моделей переноса излучения в нижней атмосфере Венеры была построена Шари (1976) и в дальнейшем развивалась Маровым, Гальцевым и Шари (1985, 1989). Авторы построили адекватную модель полос С02 и Н2О и, используя эмпирический профиль линии (Burch and Gryvnak, 1971), вычислили потоки теплового излучения при различных концентрациях водяного пара. Если в отсутствии воды в атмосфере вычисленный поток существенно превышал наблюдаемый, то при определенном диапазоне концентраций удается достичь согласия с экспериментом в интервале высот 30-50 км. Эти расчеты позволили получить оценки профиля содержания паров воды в атмосфере Венеры (Маров и др., 1984), независимые от спектроскопических измерений видимого диапазона. Последующие уточнения восстановления профиля воды по спектроскопическим данным (Игнатьев и др., 1997) подтвердили справедливость этих оценок. Тем не менее, ниже 30 км вычисленный поток при любых разумных концентрациях водяного пара всегда превышает наблюдаемый. В целом по модели опубликован обширный цикл работ, а ее результаты широко используются в теоретических исследованиях в настоящее время (Izakov 2005, Bullock and Grinspoon, 2001).

При построении модели парникового эффекта на Венере Pollack et al. (1980) использовали аналогичные физические приближения, и путем решения задачи теплового баланса был получен стационарный температурный профиль, весьма близкий к наблюдаемому профилю температуры. Это, однако, не дает достаточных оснований полагать, что поток теплового излучения вычислен верно во всем интервале высот, поскольку ниже 30 км в атмосфере имеется конвективная зона, где определенная частьтепла переносится турбулентностью, а температурный профиль всегда близок к адиабатическому (Izakov, 2002).

Наиболее подробные теоретические модели атмосферы Венеры, как и любой другой планеты, основаны на трехмерных моделях общей циркуляции. Несмотря на огромный интерес к таким ярким эффектам, как зональная суперротация, и на множество попыток объяснения этого явления различными авторами, к настоящему времени только единичные модели удовлетворительно описывают основные особенности динамики атмосферы Венеры. Начиная с пионерских работ Голицына (Голицын 1973), делались попытки воспроизвести динамику атмосферы Венеры с помощью «стандартного» динамического ядра, обычно применяемого при моделировании процессов в атмосфере Земли. Однако этот подход, показавший свою эффективность на примере атмосферы Марса, применительно к Венере встретил серьезные трудности. Главной среди них является очень большое время динамической и тепловой релаксации очень плотной нижней атмосферы планеты, достигающее 100 лет. Интегрирование численных трехмерных моделей ведется, как правило, явными методами и требует сравнительно малого временного шага (порядка нескольких минут), поэтому до появления современных относительно недорогих многопроцессорных вычислительных систем такие модели были недоступны большинству исследователей в ведущих научных центрах мира.

Среди успешных попыток моделирования общей циркуляции атмосферы Венеры следует отметить работу Yamamoto and Takahashi (2003), где была впервые ab initio получена суперротация с четырехсуточным периодом. Сегодня, по крайней мере, еще две модели - англо-французских авторов (Lebonnois et al., 2006) и американских (Dowling et al., 2006) претендуют на корректное описание суперротации в средней и нижней атмосфере Венеры. Хотя основные физические принципы поддержания суперротации были известны достаточно давно (Gierasch et al., 1997), а само явление и его параметрические зависимости были детально исследованы на упрощенных моделях.

Получить количественное согласие с наблюдениями удалось только в последние годы. В настоящее время общепринятой считается точка зрения, согласно которой основным механизмом подкачки энергии в суперротацию является солнечный прилив, а момент передается от твердого тела планеты атмосфере и переносится в зональном направлении посредством планетарных волн. По всей видимости, суперротация является общим свойством массивных атмосфер планет с медленным собственным вращением, и разрушается у более быстро вращающихся планет под действием кориолисовых сил. Эту гипотезу подтверждает и недавно обнаруженная суперротация атмосферы Титана.

Все указанные трехмерные модели, однако, используют предельно примитивную параметризацию процессов перенос излучения и потому не могут считаться полноценными климатическими моделями. Для построения такой модели необходимо разработать радиационный блок, который бы оперировал с набором спектральных каналов и учитывал бы все основные эффекты, влияющие на перенос излучения в атмосфере Венеры. Радиационный блок, построенный на основе данной работы, будет использоваться в современных моделях общей циркуляции атмосферы Венеры, как с использованием негидростатического динамического ядра (Мингалев и др., 2005), так и в более традиционной модели EPIC (Dowling et al., 1998, 2006).

Одномерная климатическая модель (Bullock and Grinspoon, 2001) является одной из наиболее подробных на сегодняшний день моделей теплового баланса венерианской атмосферы и основана на современном материале. Для полинейного расчета спектра поглощения авторы воспользовались спектральной базой данных HITEMP (Rothman et al., 1998), включающей горячие полосы СО2. Контур спектральных линий принимался идентичным для всех линий и всех атмосферных слоев, в соответствии с эмпирической моделью (Burch and Gryvnak, 1971), как и в работах Марова и др. (1985, 1989) и Pollack et al. (1993). Модель также дает хорошее согласие расчетного профиля температуры с наблюдениями, что, однако, также не говорит о высокой точности вычисления потокаизлучения в нижних слоях атмосферы. Эмпирический контур спектральных линий, использованный в этой и других известных нам работах, точно описывает поглощение только при тех условиях, в которых проводился эксперимент, и не позволяет проводить экстраполяцию на другие термодинамические условия. Мы полагаем, что это обстоятельство является одним из наиболее слабых мест существующих моделей переноса излучения в нижней атмосфере Венеры. Под нижней атмосферой мы здесь понимаем всю подоблачную атмосферу и облачный слой, область, по термической структуре соответствующую тропосфере.

Для создания подобной модели необходимо качественно новое понимание оптических свойств атмосферы Венеры. В нашей стране существуют, по крайней мере, две группы, которые занимаются теорией поглощения молекулярных газов при высоких давлениях. К сожалению, их наработки не использованы при расчетах поглощения молекулярных газов во всех существующих моделях расчета молекулярных спектров. Построение физически обоснованной теории спектральных свойств нижней атмосферы Венеры является первой задачей данной работы.

Все существующие модели переноса излучения оперируют или с верхней, или с нижней атмосферы Венеры. Построение модели переноса излучения от поверхности до гомопаузы, включая нижнюю, верхнюю и облачный слой является второй задачей данной диссертационной работы.

Парниковый эффект на Венере обычно понимается в терминах АТ, т.е. интегрального температурного эффекта от той или иной составляющей атмосферы. В литературе не существует опубликованных модельных потоков тепловых излучений. Есть статьи, в которых говориться о том, что модель тепловых потоков приводит к наблюдаемому профилю температуры, однако релаксация температурного профиля происходила с более высоких температур, чем наблюдаемый температурный профиль. Характер теплопереноса в атмосфере Венеры таков, что, вне зависимости от величинытепловых потоков, наблюдаемый и модельный профили температуры совпадают, особенно при фиксированном граничном условии на поверхности или на уровне облаков. Приведенные большинством автором оценки влияния разных факторов на температуру не могут считаться удовлетворительными, в первую очередь в силу отсутствия оценок скоростей радиационного нагрева и выхолаживания, а также отсутствия оценок взаимного влияния вкладов различных факторов в формирование температурного профиля. Неясен каскад передачи энергии от Солнца к различным слоям атмосферы и поверхности планеты с последующим переизлучением в космическое пространство. Поэтому в качестве третьей цели данной работы мы видим расчет теплового баланса атмосферы Венеры при вариациях химического состава и структуры атмосферы.

Основной задачей теории переноса излучения является исследование взаимодействие излучения и вещества, причем в общем случае, как поле излучения, так и состояние вещества могут зависеть друг от друга. Зависимость состояния вещества от поля излучения в основном проявляется в условиях, далеких от локального термодинамического равновесия, и для большей части нижней атмосферы Венеры несущественно. Поэтому задачу переноса излучения в атмосфере Венеры можно рассматривать как статистическую, где состояния вещества не зависит от поля излучения, а поле излучения определяется состоянием вещества. Основные наработки теории переноса излучения, которые необходимо привлекать в этой задаче, связаны с переносом излучения в сильных линиях молекулярных газов, так как именно в этих полосах и линиях заключена полезная информация о состоянии вещества на удаленных исследуемых объектах. Вне сильных линий информация о свойствах физического объекта теряется и обычно не представляет интереса для исследователей, являясь обычно помехой и шумом для исследователя. В отличии от задач связанных с исследованием свойств вещества, для задач, связанных с тепловым балансом и переносом собственного излучения интерес представляют именно участки спектра без сильных линиймолекулярных газов. Характерные значения коэффициента поглощения в этих полосах8 1для условий Венеры порядка 10 км" и говорить о каком-либо переносе излучения в них нет смысла. Знание же спектральных свойств газа в промежутках между сильными линиями и полосами становиться принципиальным. Однако теория поглощения молекулярных газов вне сильных линий и полос далека от завершения. Для расчета коэффициентов поглощения молекулярных газов обычно используют данные о колебательно-вращательных переходах в молекуле, и считают, что результирующее поглощение является суперпозицией всех линий, образованных колебательно-вращательными переходами с индивидуальным для каждой линии форм-фактором. В нашей работе мы будем обычно следовать этой же методике, но основное внимание будем уделять форме линии не вблизи её центра, а в дальней области крыла линии. Наиболее часто используемым форм-фактором в настоящий момент является фойгтовский, который представляет собой свертку лоренцевского и доплеровского форм-факторов. Доплеровский форм-фактор при венерианских давлениях и температурах практически несущественен. Лоренцевский форм-фактор является следствием того, что время жизни состояния ограничено средним временем столкновения молекул. Лоренцевский форм-фактор хорошо описывает поглощение молекул в центрах линий, но остается открытым вопрос, насколько он хорошо описывает поглощения вдали от центра линии. Обычно при расчетах поглощения форм-фактор считается на небольших удалениях от центра линии, а дальше определенного расстояния форм-фактор обрывается, поскольку вклад линии в поглощение становится пренебрежимо малым. Такой подход хорошо оправдывает себя в случае, когда вклад оборванного форм-фактора нивелируется какими-нибудь факторами, такими как соседние линии, аэрозольное поглощение, соседние полосы поглощения и т.п. В случае с Венерой, если предположить, что форм-фактор линии является лоренцевским на любом удалении от центра линии, поглощение СОг, связанное с далекими крыльями, оставалось бы доминирующим фактором на протяжении всего спектрального интервала.

В этом случае минимальный коэффициент поглощения в этом случае был бы порядка 104 км"1. Однако это противоречит экспериментальным данным - таким, как измерение уходящего теплового излучения в окнах прозрачности, (Allen and Crawford 1984) которые однозначно указывают на то, что, по крайней мере, с высот порядка 30 км атмосфера не является абсолютно черным телом. На то же указывают болометрические прямые измерения потоков ИК-излучения в атмосфере Венеры. Если рассматривать ранние работы (Авдуевский и др 1971) по моделированию переноса ИК-излучения в атмосфере Венеры, а также современные модели то там контур линии модифицировался с помощью экспоненциального фактора и обрезался на определенном удалении от центра линии, а поглощения между полосами заменялось индуцированным поглощением (Москаленко и др 1979). Такой подход оставляет открытым вопрос об том, на каком расстоянии до центра линии необходимо обрезать лоренцевский форм-фактор. Если отказаться от обрезания и попытаться построить форм-фактор, отличный от лоренцевского, то следует учитывать несколько физических эффектов. Ударный механизм уширения линии (в рамках которого и получается лоренцевский форм-фактор линии) в простейших моделях описывается довольно грубо, и возможны уточнения этих моделей в нескольких направлениях. Во-первых, молекулы не просто сталкиваются, но и взаимодействуют на некотором расстоянии друг с другом с неким потенциалом, в качестве которого часто используют потенциал Леннарда-Джонса:U(r) = e{&a-&6) г гВо-вторых, часто используемым уточнением теории столкновительного уширения является учет недиагональных членов в матрице рассеяния, что приводит к возникновению эффективного «смешения», или интерференции квантовых состояний взаимодействующих молекул. Этот эффект, известный в англоязычной литературе как line mixing, становится важным тогда, когда уширение линий превышает расстояние между соседними уровнями энергии различных состояний. В случае инфракрасных спектровпоглощения молекулярных газов, эффективно «смешиваются» вращательные состояния (ТФ). Оба этих эффекта нашли отражение в теории поглощения при высоких давлениях. Имеется ряд школ, как на территории России, так и за рубежом (Ma and Tipping. 1991, Несмелова, Родимова, Творогов 1986, Filippov and Tonkov 1986), придерживающихся различных взглядов на необходимость учета тех или иных эффектов. Формальные теоретические результаты различаются достаточно сильно. Первый подход дает экспоненциальный характер убывания линии, второй - пропорциональный четвертой степени расстояния от центра линий. Также известно, что первое приближение хорошо работает на очень больших расстояниях от центра линии, а второе - при сравнительно небольших удалениях от центров полос. Давление на Венере столь высоко, что газ по своим свойствам близок к жидкому фазовому состоянию, и определить, где работает первый или второй подход, сложно, поэтому оба эти подхода имеют право на существование. Тем не менее, в практических расчетах ни та, ни другая теория до сих пор не применялась. Все специалисты, нуждающиеся в численных оценках, используют эмпирическую параметризацию форм-фактора, основанную на экспериментах (Burch and Gryvnak, 1971), проведенных при фиксированных давлении и температуре. В рамках этой работы были использованы все три подхода и исследованы их области применимости, а также сделаны попытки экспериментальной проверки построенных на основе указанных теорий численных моделей.

Выводы

1. Впервые построена численная модель спектрального поглощения углекислого газа в колебательно-вращательных полосах в диапазоне давлений до 100 атм. и температур до 1000 К с учетом интерференции вращательных состояний и потенциала межмолекулярного взаимодействия.

2. На основе разработанной модели вычислены потоки уходящего теплового излучения, скорости радиационного нагрева и выхолаживания и определен каскад передачи энергии в атмосфере Венеры.

3. Определена параметрическая зависимость парникового эффекта на Венере от концентраций водяного пара, других малых составляющих, структуры и состава облачного слоя.

4. Разработан радиационный блок для модели общей циркуляции атмосферы Венеры

5. Проведены сравнения модельных потоков уходящего теплового излучения Венеры с имеющимися экспериментальными данными.

1. Авдуевский B.C., Завелевич Ф.С., Маров М.Я., Нойкина З.И., Полежаев В.И. (1971) Численное моделирование лучисто-конвективного теплообмена в атмосфере Венеры. // Космические исследования 9 (№ 2), 280-291.

2. Голицын Г.С. Введение в динамику планетных атмосфер. Л., Гидрометеоиздат, 1973.

3. Афанасенко, Т.С. Родин, A.B. Влияние столкновительного уширения линий на спектр и потоки теплового излучения в нижней атмосфере Венеры. // Астрономический вестник, 2005, том 39, № 3, с. 1-13

4. A.B. Родин, Т.С. Афанасенко. Тепловое излучение в нижней атмосфере Венеры. // Всероссийская Астрономическая Конференция (ВАК-2004) "Горизонты Вселенной"

5. Кузьмин А.Д., Маров М.Я., Физика планеты Венера, Издательство Наука, Москва 1974

6. Маров М.Я., Гальцев А.П., Шари В.П. Профиль Н20 в нижней атмосфере Венеры по измерениям эффективного потока // Космические исследования 1984, Т.22, №2, С. 267-272.

7. Маров М.Я., Гальцев А.П., Шари В.П. Перенос теплового излучения и содержание воды в атмосфере Венеры // Астрон. вестн. 1985. Т.19. С. 15-41.

8. Маров М.Я., Гальцев А.П., Шари В.П. Тепловой режим атмосферы Венеры // Планета Венера. Атмосфера, поверхность, внутреннее строение М. Наука. 1989. С.94-132.

9. Мороз В.И., Родин A.B. Сколько конвективных зон в атмосфере Венеры? // Астрон. вести. 2002, Т.36, № б, С. 535-238.

10. Москаленко Н.И. Ильин Ю.А. Паржин С.Н. Родионов JI. В. Индуцированное давлением поглощение ИК-излучения в атмосферах. // Известия АН СССР, Физика атмосферы и океана 1979, Т.15, №9, С.912-919.

11. Мингалев И.В., Мингалев B.C. Модель общей циркуляции нижней и средней атмосферы Земли при заданном распределении температуры // Математическое моделирование -2005. -Т. 17, №5. -С.24-40.

12. Несмелова Л.И., Родимова, О.Б., Творогов С.Д. Контур спектральной линии и межмолекулярное взаимодействие. Новосибирск, Наука, 216 е., 1986.

13. Несмелова Л.И., Родимова, О.Б., Творогов С.Д. Спектральное поведение коэффициента поглощения С02 в ,полосе 4,3 мкм в широком диапазоне температур и давлений. // Оптика атмосферы и океана 1992, Т.5, №9, С.939-946.

14. Сагдеев Р.З., Линкин В.М., Бламон Ж. и др. Метеорологические измерения аэростатных станций «Вега 1» и «Вега 2» // Письма в Астрон. Журн. 1986. Т. 12. С 30 35.

15. Творогов С.Д. Физическая картина крыльев спектральных линий. // Оптика атмосферы 1988, Т.1, №1, С. 14-26.

16. Шари В.П. Потоки тепловой радиации в нижней атмосфере Венеры // Космические исследования 1976, Т. 14, №1, С.97-110.

17. Allen, A., Crawford J. W. Nature, 307, 222-224 1984.

18. Afanasenko, T.S.; Rodin, A.V. Thermal balance of the lower Venus atmosphere: radiative and dynamical effects // EGS AGU - EUG Joint Assembly, Abstracts from the meeting held in Nice, France, 6-11 April 2003, abstract #13301

19. T. S. Afanasenko and A. V. Rodin: Line mixing and collisional broadening in the thermal radiation of the lower Venus atmosphere // Brown University, Vemadsky Institute: MICROSYMPOSIUM 42, M4201

20. Andreychikov, B.M., 1987, Chemical composition and structure of Venus clouds according results of X-ray experiment on the descent probes "Vega 1, 2" Kosmich. Issled. 25, 721-736 (iin Russian)

21. Bertaux J.-L. et al., VEGA-1 and VEGA-2 entry probes: an investigation of local UV absorption (220-400 nm) in the atmosphere of Venus (S02, aerosols, cloud structure). J. Geophys. Res. 101, 12709-12745,1996.

22. Burch D.F, Gryvnak D.A. Absorption of infrared radiant energy by C02 and H20. Absorption by C02 between 1100 and 1835 cm-1 (9.1-5.5 (im) // J.Opt.Soc.Amer. 1971. V. 61, №4. P. 499503.

23. Bezard, B, C. de Bergh, D.Crisp, and J.P. Maillard. The deep atmosphere of Venus revealed by high-resolution nightside spectra. // Nature, 345, 508-511, 1990.

24. Dowling, T. E.; Fischer, A. S.; Gierasch, P. J.; Harrington, J.; Lebeau, R. P.; Santori, C. M. The Explicit Planetary Isentropic-Coordinate (EPIC) Atmospheric Model // 1998 Icarus, Volume 132, Issue 2, pp. 221-238.

25. Elson, L., Solar related waves in the Venusian atmosphere from the cloud tops to 100 km, 1983. J. Atmos. Sci.,40,1535-1551.

26. Esposito L.W., Knollenberg R.G., Marov M.Ya., Toon R.B., and Turko R.P., 1983. The clouds and hazes of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 484-458, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona.

27. Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I., and Zasova L.W. Chemistry of lower atmosphere and clouds. In Venus II, Bougher S.W., Hunten D.M., and Phillips R.J., eds. Pp. 415-458, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1997.

28. Filippov, N.N. and M.V.Tonkov. Kinetic theory of band shapes in molecular spectra of gases: Application to band wings // J. Chem. Phys. 1998, V.108, №9, P. 3608-3619.

29. Filippov, N.N., V.P.Ogibalov, and M.N.Tonkov. Line mixing effect in the pure C02 absorption in the 15-Dm region. // J. of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer 2002, V.72, №4, P. 315-325.

30. Gierasch P.J., Goody R.M., Young R.E., et al, The general circulation of the Venus atmosphere: An assessment // Venus II // Eds. Bougher S.W., Hunten D.M., Phillips P.J. Tucson: Univ. Arizona Press,. 1997. P. 459-500.

31. Grinspoon, D. H., J. B. Pollack, B. R. Sitton, R. W. Carlson, L. W. Kamp, K. H. Baines, Th. Encrenaz, and F. W. Taylor, 1993. Probing Venus's cloud structure with Galileo-NIMS. Planetary and Space Science 41,515-542.

32. Jenkins V.M. et al. Radio occultation of the Venus atmosphere with the Magellan spacecraft. 2. Results from the October 1991 experiment. Icarus 111, 79, 1994.

33. Kamp, L. W., F. W. Taylor, and S. B. Calcutt (1988). Structure of Venus's atmosphere from modeling of nightside infrared spectra. Nature 336, 360-362.

34. Kawabata et al., 1980. Cloud and haze properties from Pioneer Venus polarimetry. J. Geophys. Res., 85, 8129.

35. Kliore A.J., Moroz V.I., and Keating G.M., eds. The Venus Reference Atmosphere, Adv.Space Res. 5, N 11,1-303,1985.

36. Ma, Q. and R.H. Tipping. A far-wing line shape theory and its application to the water continuum absoiption in the infrared region. I. 1991, J. Chem. Phys., V. 95, №9, P.6290-6301.

37. Mayer, C. H.; McCullough, T. P.; Sloanaker, R. M. Observations of Venus at 3.15-CM Wave Length.,01/1958 Astrophysical Journal, vol. 127, p.l

38. Mayer, C. H.; McCullough, T. P.; Sloanaker, R. M. Observations of Venus at 10.2-cm Wavelength. 00/1960 Astronomical Journal, Vol. 70, p. 349

39. Meadows, V.S., and D.Crisp. Ground-based near-infrared observations of the Venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface. // J.Geophys.Res., 101, E2, 45954622, 1996.

40. Mecherkunnel, A. T., Gatin, J. A., and Richmnd, J. M. (1983) Data on total and spectral solar radiance. Appl. Opt. 22,1354

41. Moroz V.I. et al. Infrared experiment on VENERA-15 and VENERA-16 orbiters. 4. of analysis of spectra in the ranges of H20 and S02 absorption bands. Kosmicheskie issledovanija 23, N2 236-247,1985

42. Moroz V.I., Ekonomov A.P., Moshkin et al. Solar and thermal radiation in the Venus atmosphere // Venus International Reference Atmsophere / Ed. by A J.Kliore, V.I.Moroz, and F.Taylor. Adv. Space Res. 1985. V.5. № 11. P. 197-232.

43. Moroz V.I. Estimates of visibility of the surface of Venus from descent probes and balloons // Planet. Space Sci. 2002, V. 50, № 3, P. 287-297.

44. Moroz V.I. The atmosphere of Venus // Space Sci. Rev., 1981, V. 29, № 1, P. 3-127.

45. Moroz V.I., Oertel D. et al. Venus spacecraft's infrared radiance spectra and some aspects of their inteipretation. Applied Optics 25,1710-1719,1986.

46. Moroz V.I., Zasova L.V., and Linkin V.M. Venera-15,16 and Vega mission results as sources for improvements of the Venus Reference atmosphere 1996, Adv. in Space Res., 17, N 11, 171-180, 1996.

47. Moroz V.I., Huntress W.H., and Shevalev I.L. Planetary missions of the 20th century. Kosmicheskie issledovanija . 40, N5, 451-481, 2002 (in Russian *).

48. Moroz V.I., Ekonomov A.P., Golovin, Yu. M., Moshkin, B.E., and Sanko, N. F. (1983a) Solar radiation scattered in the Venus atmosphere : the Venera 11 and 12 data. // Icarus 53, 509-537.

49. Moroz, V.I. Spectra and spacecraft // Planetary and Space Science 2001, V 49,12,P. 173-190

50. Oertel D., et al. Infrared experiment on VENERA-15 and VENERA-16 orbiters. 1. Methods and first results. Kosmicheskie issledovanija. 23,191-205,1985.

51. Oertel D., Moroz V.I., Spankuch D., Linkin V.M., et al., Infrared spectrometry from Venera-15 and Venera-16, Adv. Space Res. 5, 25, 1987.

52. Pollack, J.B., J. B. Dalton, D. Grinspoon, R. B. Wattson, R. Freedman, D. Crisp, D. A. Allen, B. Bezard, C. DeBergh, L.P. Giver, Q. Ma, and R. Tipping. Near-Infrared Light from Venus' Nightside: A Spectroscopic Analysis // Icarus 1993, V. 103, P. 1-42.

53. Pollack J.B, Toon O.B., Boese R, Greenhouse models of Venus'high surface temperature, as constrained by Pioneer Venus// J. Geophys. Res., 1980. V. 85, №A13, P. 8223-8231.

54. Rosenkranz, P. W. Pressure broadening of rotational bands. I A statistical theory /Journal of Chemical Physics (ISSN 0021-9606), vol. 83, Dec. 15, 1985, p. 6139-6144

55. Rosenkranz, P. W.Pressure broadening of rotational bands. II Water vapor from 300 to 1100/cm /Journal of Chemical Physics (ISSN 0021-9606), vol. 87, July 1, 1987, p. 163-170

56. Rosenkranz, P. W.Interference coefficients for overlapping oxygen lines in air / Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer (ISSN 0022-4073), vol. 39, May 1988, p. 287297.

57. Revercomb H.E., Sromovsky L.A. Suomi V.E. et al. Net radiation measurements in the atmosphere of Venus // Icarus. 1985. Vol. 61, N 3. P. 521-538.

58. Rothman,L.S., C.P.Rinsland, A.Goldman et al. The HITRAN molecular spectroscopic database and HAWKS (Hitran Atmospheric Workstation): 1998 edition. // J.Quant.Spectrosc.Radiat.Transfer 1998, V. 60, P. 665-710.

59. Sagan, C. The radiation balance of Venus // JPL Technical Report V. 32-34, 1960. Pasadena, CA.

60. Seiff A., Kirk D.B., Young R.E., et al. Measurements of thermal structure and thermal contrasts in the atmosphere of Venus // J. Geophys. Res. 1980. V. 85. P. 7903-7933.

61. Seiff A. Thermal sructure of the atmosphere of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 215-279, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983.

62. Seiff A. and Kirk, D.B. (1982) Structure of the Venus mesosphere and the lower thermosphere from measurements during entry of the Pioner Venus probes // Icarus 49-70

63. Schafer K., Zasova,L.V., Spankuch,D., et al.,1987. Structure of the middle atmosphere of Venus from analyses of Fourier-spectrometer measurements aboard Venera-15. Adv. Space Res. 7(12),17.

64. Schofield, J. T., and F. W. Taylor (1983). Measurement of the mean solar fixed temperature and cloud structure of the middle atmosphere of Venus. Quart. J. Roy. Met. Soc. 109, 57-80.

65. Titov et al. Venus Express: Scientific goals, instrumentation, and scenario of the mission // Cosmic Research 2006, V 44,14, P.334-348

66. Taylor F.W., Hunten D.M., and Ksanfomality L.V. The thermal balance of the middle and upper atmosphere of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 650-680, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983.

67. Toon, O.B., C.P. McKay, T.P. Ackerman, and K. Santhanam 1989. Rapid calculation of radiative heating rates and photodissociation rates in inhomogeneous multiple scattering atmospheres. // J. Geophys. Res., 94, 16287-16301

68. Von Zahn, U. Kumar, S., Niemann, H., and Prinn, R. Cpmposition of the Venus atmosphere. \\ In Venus, D.M. Hunten, L.Colin, T.M. Donahue, and V.I. Moroz, eds„ pp. 299-430, The University of Arizona Press, 1983

69. Von Zahn, U. And Moroz, V. I. Composition of the Venus atmosphere below 100 km altitude. // VIRA

70. Yamamoto, Masaru; Takahashi, Masaaki 2003 The Fully Developed Superrotation Simulated by a General Circulation Model of a Venus-like Atmosphere // Journal of Atmospheric Sciences, vol. 60, Issue 3, pp.561-574

71. Young, A. T., Are the Clouds of Venus Sulfuric Acid? // 1973 Icarus, vol. 18, p.564

72. Zasova, L.V., V.I. Moroz and V.M. Linkin. Venera-15, 16 and VEGA mission results as sources for improvements of the Venus reference atmosphere // Advances in Space Research 1996, V. 17, №11, P. 171-180.

73. Zasova, L.V., Moroz, V.I., Formisano, V., Ignatiev ,N.I., Khatuntsev, I.V.,2004. Infrared spectrometry of Venus: IR Fourier spectrometer on Venera 15 as a precursor of PFS for Venus Express, Adv. Space Res. 34,1655-1667.