Инфракрасная спектрометрия Венеры и Марса с космических аппаратов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.04 ВАК РФ

На правах рукописи

003163148

Засова Людмила Вениаминовна

ИНФРАКРАСНАЯ СПЕКТРОМЕТРИЯ ВЕНЕРЫ И МАРСА С КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ

Специальность 01 03 04 Планетные исследования

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-мдтематических наук

Москва 2008

1 5 (1А'1 2ССЗ

003169148

Работа выполнена в отделе Физики планет и малых тел Солнечной системы Института космических исследований РАН

Официальные оппоненты

член-корр РАН, доктор физ -мат наук Маров Михаил Яковлевич доктор физ -мат наук, профессор Курт Владимир Гдалевич

доктор физ -мат наук Мельникова Ирина Николаевна

Ведущая организация

Государственный астрономический институт им П М Штернберга Московского государственного университета им М В Ломоносова

Защита состоится 23 мая 2008 г в 12 час на заседании диссертационного совета Д 002 113 02 при Институте космических исследований РАН по адресу 117997, Москва, ул Профсоюзная, д 84/32, конференц-зал

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан ¿23 » апреля 2008 г

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002 113 02 к ф -м н

Ткаченко А Ю

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертационная работа посвящена дистанционному зондированию атмосфер Венеры и Марса с космических аппаратов в инфракрасной области спектра

Основные направления и актуальность исследований

Венера и Марс - планеты земной группы, наиболее близкие к Земле по своим свойствам Изучение свойств их атмосфер и климатических условий на различных широтах дает возможность лучше понять не только наблюдаемые особенности этих планет, но и проблемы климата Земли и его эволюции, включая изменения, обусловленные человеческой деятельностью

Дистанционное зондирование является одним из ведущих методов изучения атмосфер Земли и планет Этот метод особенно эффективен в тепловой ИК-области спектра, где присутствуют сильные полосы поглощения газов и аэрозоля Для Венеры и Марса он позволяет восстанавливать вертикальные температурные профили, исследовать пылевые и конденсационные облака (на Марсе) и сернокислотные облака (на Венере), содержание и профили газовых составляющих

Восстановление параметров атмосферы из спектра является обратной задачей теории переноса излучения В случае земной атмосферы накоплен огромный статистический априорный материал по температурным профилям, и задача может сводиться к решению системы линейных уравнений для ДТ пй отношению к семейству априорных температурных профилей (Кондратьев и Тимофеев, 1970, Р?ос!дегз 2000, Васильев и Мельникова, 2002) Качество решения сильно зависит от качества априорной информации Этот метод успешно использовался для Земли В случае Марса и Венеры такая климатологическая информация практически отсутствует

1

С другой стороны, в настоящее время получили большое развитие модели общей циркуляции атмосферы Марса, которые позволяют сформировать априорную базу температурных профилей Прежде всего, это Европейская модель EMGCM (Forget et аГ, 1999, Lewis et al, 1999) Примером ее использования являются работы Grassi et al (2005а,b) К недостаткам такого подхода можно отнести зависимость получаемых результатов от модели В случае Венеры модели общей циркуляции вообще находятся в зачаточном состоянии В отличие от этого подхода в методе, представленном в диссертации, априорная информация берется непосредственно из измеренного спектра

В атмосферах Марса и Венеры всегда присутствует аэрозоль, оказывающий существенное влияние на профиль полосы С02 15 мкм, а следовательно, и на восстанавливаемый температурный профиль Полосы поглощения аэрозоля, в свою очередь, зависят от температурного градиента Отсюда следует необходимость одновременного самосогласованного восстановления профилей температуры и аэрозоля

С начала космической эры планета Венера была предметом активных исследований, проводившихся при помощи как космических аппаратов, включая посадочные, орбитальные и пролетные, так и наземных наблюдений (Мороз и др , 2002, Huntress et al , 2003) В 60 -80-е годы были впервые получены фундаментальные сведения о поверхности Венеры и ее атмосфере, породившие в то же время множество вопросов о строении, составе, физико-химических процессах и динамике атмосферы и причинах ее отличия от земной В 2006 году, после затянувшегося перерыва в исследованиях Венеры, аппарат Европейского Космического Агентства Венера-Экспресс открыл новый этап ее исследования

Особую роль играет изучение средней атмосферы Венеры (мезосферы) на высотах 55 - 100 км На этот слой приходится около 70% всей энергии солнечного излучения, поглощенного Венерой Большая часть этой энергии поглощается в верхнем облачном слое, 5868 км, в спектральной области 0 32-0 5 мкм так называемым «неизвестным УФ-поглотителем» (Pollack et al , 1980, Zasova et al ,1981, Esposito et al , 1997, Krasnopolsky et al ,1989, 2006) Такое необычное распределение поглощенной энергии в сравнительно узком слое приводит к генерации солнечных термических приливов, играющих важную роль в поддержании суперротации (Schubert et al ,1983, Gierasch et al, 1997) - важнейшей особенности глобальной атмосферной динамики и одной из загадок Венеры Исследование термической структуры атмосферы играет ключевую роль для понимания феномена суперротации

До полета Венеры-15 информация о термической структуре мезосферы базировалась в основном на акселерометрических экспериментах на Венерах- 8, 11-14 (Авдуевский и др 1983, Avduevsky et al, 1983, Черемухина и др, 1974) и экспериментах по радиопросвечиванию на КА Пионер-Венера (Kliore and Patel, 1982, Kliore 1985), Венерах-9, 10, 15, 16 (Yakovlev et al , 1987a,b, 1991) и Магеллане (Jenkins, 1994, Hinson&Jenkins, 1995) Кроме того, по наблюдениям с ИК-картирующим радиометром на КА Пионер-Венера (Taylor et al , 1980, 1983, Schofield et al , 1982, 1983), имевшем 6 каналов в полосе 15 мкм, были получены температурные профили, охватывающие достаточно большой интервал широт, но имеющие весьма низкое вертикальное разрешение На основе перечисленной выше информации в рамках Международной Референтной Модели Атмосферы Венеры VIRA (Kliore et al, 1985, Seiff et al, 1980, 1983, 1985) была построена температурная модель средней атмосферы, зависящая от широты

3

Инфракрасная спектрометрия в тепловой области представляет собой важнейший, и, как будет показано в работе, весьма результативный метод исследования средней атмосферы Венеры и верхнего облачного слоя, поскольку излучение в спектральной области 5-50 мкм формируется в основном как раз в интервале высот 55-100 км Впервые для Венеры этот метод был реализован в эксперименте «Фурье-спектрометр» на Венере-15 (ФС В15) (Moroz et al ,1986, Эртель и др , 1984, 1985, Oertel et al , 1987)

В табл 1 приведены параметры фурье-спектрометров, исследовавших Венеру и Марс с орбиты Первым интерферометром, с помощью которого исследовался Марс, был прибор IRIS на КА Маринер-9 в 1971 году Аппарат приблизился к Марсу во время глобальной пылевой бури Много работ было посвящено обработке и интерпретации результатов этого эксперимента (Conrath et al 1973, 1975, Hanel et al ,1972, Toon et al 1977, Clancy et al, 1995, 1996, Fenton et al ,1997, Christensen, 1998), однако при этом изучалась либо температура атмосферы (без учета или с грубым учетом некоторого «модельного» аэрозоля, причем, как правило, после осаждения пыли), либо атмосферная пыль, но для некоторого заданного модельного температурного профиля Пыль и конденсационные облака из водяного льда и углекислоты оказывают существенное влияние на климат Марса Благодаря радиационным эффектам облака (аэрозоли) могут приводить как к выхолаживанию атмосферы за счет излучения, так и к нагреву в результате поглощения солнечного излучения и перехвата инфракрасного излучения нижележащих слоев атмосферы и поверхности Особую роль в исследовании климата Марса имеет изучение полярных районов, здесь в зимний сезон конденсируется до 1/3 марсианской атмосферы

В последние годы несколько американских космических аппаратов исследовали или продолжают исследовать Марс MGS, Mars Odyssey, роверы Spirit и Opportunity, MRO Основная задача этих миссий (за исключением MRO) заключается в исследовании поверхности и в отождествлении областей, перспективных с точки зрения поиска существования современной или палеожизни На изучение атмосферы Марса нацелен ряд экспериментов на борту космического аппарата ЕКА Марс-Экспресс Один из них - Планетный фурье-спектрометр (ПФС) Несмотря на огромный объем информации, полученной американскими аппаратами об атмосфере, температуре, облаках, пыли (Smith et al 1999, 2000, 2002, 2003, 2004, Pearl et al 1999, McCIeese et al , 2007, Zurek et al 2007 и др ), измерения ПФС занимают особую нишу ПФС дает уникальную возможность получать с полярной орбиты меридиональный разрез поля температуры в координатах широта -высота и аэрозольную оптическую толщу вдоль трассы Температурный профиль и аэрозольная оптическая толща восстанавливаются из одного и того же спектра, таким образом, климатические условия на Марсе изучаются локально

Впервые эмиссии кислорода на ночной стороне в атмосфере Венеры были открыты при измерениях на Венерах-9, 10 в видимой области спектра, система полос Герцберг II (Краснопольский и др 1976, Krasnopolsky, 1983) Интенсивное и сильно переменное инфракрасное свечение 02 (1Д->3£) на 1 27 мкм наблюдается в атмосфере Венеры с 1975 года (Connes et al, 1979, Crisp et al, 1996, Mills, 2007) На ночной стороне оно возникает в результате рекомбинации атомов кислорода, которые образуются на дневной стороне при фотолизе С02 и СО Большая часть образовавшихся атомов кислорода заносится на ночную сторону глобальной циркуляцией в верхней мезосфере и нижней термосфере Венеры Изучение ночного свечения кислорода важно для

5

понимания фотохимии, а также является эффективным методом исследования циркуляции верхней мезосферы на высотах около 100 км, характер которой до сих пор слабо изучен (Bougher&Borucki, 1994, Bougher et al, 2007)

Целью работы является исследование физических свойств атмосфер Венеры и Марса на основе данных ИК-спектрометрии, полученных на космических аппаратах Работа включает создание нового направления в интерпретации данных ИК-спектрометрии в тепловой области - самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профилей из единичного спектра (т е локально и без привлечения модельной информации), реализацию предложенного метода для атмосферы Венеры (на основе измерений ФС на Венере-15) и Марса (на основе данных экспериментов IRIS на Маринере-9 и ПФС на Марс-Экспрессj, а также исследование нетепловых эмиссий в спектре Венеры по данным картирющего спектрометра VIRTIS на Венере-Экспресс

Новизна работы

• Создано новое направление в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет - методика самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профилей, с использованием всего ИК-спектра в наблюдаемом спектральном интервале, включающем как полосы поглощения С02, так и аэрозольные полосы поглощения (концентрированной серной кислоты в атмосфере Венеры и водяного льда и пыли в атмосфере Марса) Возможность применения методики обусловлена успешным решением проблемы расчета функций пропускания СОг с помощью быстрого алгоритма, позволяющего

б

практически с точностью полинейных расчетов (line-by-line) производить интерполяцию свернутых с инструментальным контуром функций пропускания С02, а также с применением быстрых итерационных методов решения уравнения переноса и с использованием всей измеренной спектральной области в процессе восстановления

• Методика применена к данным ИК - спектрометрии на Венере-15 В результате впервые построена модель мезосферы Венеры (58 - 100 км), параметры которой зависят не только от широты, но и от местного времени, впервые восстановлены вертикальные аэрозольные профили (в терминах эквивалентных частиц) в верхнем облачном слое в зависимости от широты и времени суток, впервые получено широтное распределение содержания S02 - газа, являющегося фотохимическим предшественником серной кислоты

• Методика применена к ИК спектрам Марса, полученным интерферометром IRIS на Маринере-9 Впервые показана возможность самосогласованного восстановления аэрозольной оптической толщи и температурных профилей, имеющих сложную форму (с инверсией) Это относится в первую очередь к спектрам полярных областей Впервые продемонстрировано, что температурные профили и аэрозольная оптическая толща могут быть самосогласованно восстановлены и для условий пылевой бури Было показано, что по характеру полос поглощения водяного льда может быть оценен размер частиц в облаках

• С помощью предложенной методики с использованием данных мониторинга ПФС на КА Марс-Экспресс, который работает на полярной орбите с 2004 года, были получены температурные профили и оценена аэрозольная оптическая толща вдоль каждой орбиты и определены локальные условия в зависимости от местного времени и сезона локальные пылевые бури, вечерние туманы, утренние дымки, облака и ДР

• По инфракрасным спектрам, полученным с помощью картирующего спектрометра VIRUS на Венере-Экспресс, отождествлены новые нетепловые эмиссии в верхней мезосфере Венеры 02 1 58 мкм и ОН полосы Мейнеля 1 44 и 2 8 мкм, впервые в спектре другой планеты Молекула гидроксила в атмосфере Венеры обнаружена впервые

Апробация работы и публикации

Всего по теме диссертации опубликовано более 60 работ Список 46 наиболее важных из них приведен в конце автореферата

Результаты докладывались на семинарах по Физике планет в ИКИ, а также на большом количестве международных конференций Генеральных Ассамблеях COSPAR (на каждой, начиная с 1992г), сессиях Европейского Геофизического Союза (EGU), Департамента Планетных Наук Американского Астрономического общества (DPS AAS), Европейских Планетных Конгрессах (Europlanet), конференциях ESA, посвященных Марс-Экспресс, конференции ESA «Венера-Экспресс и наземные наблюдения Венеры», Совещаниях рабочей группы «Атмосфера Марса - моделирование и наблюдения», Конференциях LPI (USA), на многих других совещаниях

За последние 5 лет (2003-2007) сделано более 30 докладов на конференциях, включая доклады с соавторами

Положения, выносимые на защиту

1 Создана методика самосогласованного восстановления температурных и аэрозольных профилей в атмосферах планет по данным ИК-спектрометрии на основе использования быстрого интерполяционного алгоритма расчета газовых функций пропускания и

8

быстрого итерационного метода для решения уравнения переноса Методика представляет собой новое направление в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет

2. В результате применения разработанной методики по данным фС на Венере-7û создан банк температурных и аэрозольных профилей для мезосферы Венеры Эти данные не потеряли своей актуальности до настоящего времени Усовершенствована Международная Референтная Модель Атмосферы Венеры - VIRA построена модель средней атмосферы, зависящая от местного времени - VIRA-2, которая используется как референтная для Венеры-Экспресс

3 Обработка данных ИК-спектрометрии атмосферы Венеры на борту Венеры-15 привела к следующим наиболее важным выводам

а) впервые показано, что основные температурные вариации в атмосфере Венеры имеют характер термического прилива, а также получено широтное и высотное распределение гармоник приливных волн - от суточной до 1/4 суточной в пределах 58 - 95 км высоты,

б) впервые получены вертикальные профили облаков на высоких широтах Венеры и показано, что суточные вариации положения верхней границы облачного слоя в большом интервале широт носят солнечно-связанный, приливный характер Впервые показано, что концентрированная серная кислота является основным компонентом облачного слоя Венеры на всех широтах — от экватора до северного полюса По данным Венеры-Экспресс показано, что и на южном полюсе Венеры основной компонент облачного слоя - также серная кислота,

в) обнаружены полосы S02 в ИК-спектре и впервые получены вертикальные профили S02 в области высот 60-70 км в зависимости от широты

4 С использованием разработанной методики по данным эксперимента IRIS на Маринер-9 решена задача самосогласованного

9

восстановления температурных профилей и аэрозольной оптической толщи в атмосфере Марса В частности

а) получены температурные профили над вулканами и показано развитие температурной инверсии на склоне вулкана вблизи вечернего терминатора,

б) получены температурные профили в низменности Hellas при изменении содержания пыли в атмосфере во время затухания пылевой бури и кривые изменения температуры в зависимости от содержания пыли в атмосфере,

в) впервые восстановлены ночные температурные профили в северной полярной области в зимний сезон

5 Применение разработанной методики к данным ПФС на Марс-Экспресс позволило получать для каждой орбиты меридиональный разрез температурного поля в координатах широта-высота При этом были получены следующие результаты

а) впервые обнаружена температурная инверсия на высоте 10 -20 км в полярном воротнике (северном и южном) в зимний сезон, она связана с нисходящей ветвью ячейки Хэдли и коррелирует с присутствием облаков из водяного льда,

б) восстановление температурных профилей в ночной атмосфере над полюсом позволило выделить области возможной конденсации С02 С этими областями коррелируют волновые структуры на одновременно полученных изображениях ОМЕГА Марс-Экспресс, которые связаны с неустойчивостью процесса конденсации и испарения льдов С02 и Н20 к вариациям температуры,

в) впервые получены сезонные и суточные вариации температуры и аэрозоля в Valles Marineris, Hellas, на вулканах, в полярных областях

6 На основе данных VIRUS (KA Венера-Экспресс) впервые в атмосфере другой планеты отождествлены полосы свечения гидроксила

ю

ОН (ИК-полосы Мейнеля) Обнаружена молекула гидроксила в атмосфере Венеры, которая может играть важную роль в стабильности ее атмосферы, состоящей из С02 Впервые в спектре другой планеты отождествлена эмиссия 02 (0-1) на 1 58 мкм По отношению интенсивности эмиссий 02 1 27/1 58 оценено отношение вероятностей переходов Aoo/Aoi= 64 с точностью 10% (В земной атмосфере эти эмиссии никогда не наблюдались одновременно) Обе эмиссии по интенсивности строго коррелируют с 02 (0-0) 1 27 мкм

Научная и практическая ценность работы

Работа представляет собой этап исследования свойств атмосфер двух планет с использованием имеющихся результатов зондирования атмосфер с помощью ИК-спектрометров Созданная методика позволяет получать параметры атмосферы - температурный и аэрозольный профили - локально из одного и того же спектра, без привлечения модельных данных, и использовать полученную информацию для восстановления вертикального профиля или оценки содержания малых составляющих атмосферы Банк температурных и аэрозольных профилей, восстановленных нами по данным ФС Венеры-15, остается уникальным до настоящего времени и применяется как референтный для Венеры-Экспресс и для моделирования термических приливов и суперротации атмосферы (совместно с Университетом Колорадо, США)

Методика, разработанная автором, используется в настоящее время для интерпретации ИК-спектрометрии ПФС на KÄ Марс-Экспресс и VIRTIS на КА Венера-Экспресс В отличие от зонально-средних полей, полученных статистически по многим миллионам спектров с низким разрешением (эксперимент TES MGS), наши данные позволяют

исследовать условия в атмосфере Марса локально, в разное время

и

суток, над различными областями планеты - от вершин вулканов до впадин и полюсов

Разработанный автором метод может быть использован и в будущем, для изучения атмосфер планет и других тел, обладающих газовой оболочкой Прежде всего, планируется его использование для интерпретации данных эксперимента «Миниатюрный фурье-спектрометр АОСТ» в рамках проекта Фобос-Гоунт, 2009г, «Миниатюрным Фурье-спектрометр MIMA» на марсоходе миссии ЕКА Экзо-Марс, 201 Зг (автор является соруководителем эксперимента MIMA), а также с ИК Фурье-спектрометром, который планируется включить в состав аппаратуры орбитального КА будущего проекта Венера-Д (ФКП России)

Личный вклад автора состоит в постановке задач и разработке нового направления в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет в тепловой области спектра, отождествлении нетепловых эмиссий 02 1 58 мкм и ИК-полос Мейнеля ОН Все результаты, выносимые на защиту, получены автором или при определяющем вкладе автора

Содержание работы

Работа состоит из введения, двух частей, четырех глав, 20 параграфов и заключения, списка цитируемой литературы из наименований Полный объем диссертации 2^0страниц Ниже приведено краткое содержание разделов

Введение Во Введении дается общий обзор рассматриваемых в диссертации задач и проблем, связанных с изучением атмосфер Венеры и Марса, и формулируются цели исследований, описываемых в последующих главах Подчеркивается сложность задач и важность их

12

решения для понимания различных путей эволюции планетных атмосфер

Часть I работы посвящена исследованию Венеры Глава 1 посвящена инфракрасной спектрометрии Венеры в (еиливий области спектра на основе данных эксперимента «Фурье-спектрометр» на Венере-15

В параграфе 1 1 обсуждается важность исследования термического строения средней атмосферы (мезосферы) Венеры (55100 км) Параграф 1 2 посвящен описанию эксперимента Характеристики ФС-В15 приведены в таб 1 наряду с описанием других фурье - спектрометров, применявшихся для исследования Марса и Венеры Выделены эксперименты, данные которых использованы в диссертации

ФС-В15 имел спектральный диапазон 6-40 мкм при спектральном разрешении 4 5-6 5 см"1 (Могог е1 а1,1986, Оег1е1 е1 а1 ,1987) КА Венера-15 работал на околополярной орбите, так что Северный полярный район наблюдался под углами, близкими к надиру (2оЬз = 0 достигался при ср = 87°) Учитывая, что наклон плоскости орбиты Венеры к ее экватору составляет всего 3°, близкая к полярной орбита позволила осуществлять наблюдения вдоль меридиана от 10-20° N до высоких широт практически одновременно (в пределах 0 5 часа) и при одном и том же местном времени Наблюдения продолжались в течение всего двух месяцев Остались не покрытыми измерениями секторы, соответствующие местному времени вблизи полудня (10 30 - 16 00) и вблизи полуночи (22 30 - 4 00) Несмотря на неполноту покрытия, эти измерения показали эффективность метода ИК-спектрометрии для исследования средней атмосферы Венеры, ее термической структуры, термического ветра, вертикальных профилей аэрозоля и малых составляющих Впоследствии это было учтено при выборе орбиты

13

аппарата Венеры Экспресс, а сам эксперимент послужил прототипом Планетного фурье-спектрометра ПФС (Марс-96, Марс-Экспресс и Венера-Экспресс)

Таблица 1 Орбитальные космические аппараты, на борту которых были установлены ИК фурье - спектрометры для исследования Венеры и Марса

Эксперимент Год запуска Спектр диапазон см-1 Спектр раэреше -ние, см-1 Кол-во полученных спектров Орбита

IRIS Mariner 9 1971 250-2ООО 2 20 ООО 1=64°

5С Венера 15 1983 250-1600 4 6-6 5 2 ООО полярная

TES Мб5 1996 250-1600 10-20 Много МИЛЛИОНОВ полярная

П$С Марс Экспресс 2003 300 - 8000 1 6 > 500 ООО полярная

ПФС Венера Экспресс 2005 300 - 9000 16 Не работает полярная

Примечание Курсивом выделены эксперименты, результаты которых не использовались в диссертации это TES MGS, имеющий низкое спектральное разрешение, и неработающий ПФС на Венере-Экспресс В настоящей работе использованы данные другого прибора на Венере-Экспресс - картирующего спектрометра VIRTIS

В параграфе 1 3 анализируются наблюдательные данные ФС В15 Описываются принципы спектральной классификации и поведение различных спектральных особенностей для характерных областей Венеры Примеры типичных спектров приведены на рис 1

и

Волновое число, см"1

Рис 1 Усредненные спектры для типичных областей Венеры 1 -10° < <р <+10°, =75°, 2 - «теплые области» на широтах ср = 60 - 80°, 3 -холодный воротник, ф = 60 - 80°, 4 - горячий диполь, ф = 75 - 85°, 5 - ф > 85° Стрелками показаны положения спектральных каналов, свободных от газового поглощения, которые используются для аэрозольного зондирования Показано положение газовых полос поглощения С02, Н20, ¿02 и жидкой серной кислоты

В параграфе 1.4 приводится описание алгоритма самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профилей для мезосферы Венеры с использованием ИК-спектра во всем наблюдаемом спектральном интервале, включающем как полосы поглощения С02, так и аэрозольные полосы концентрированной серной кислоты

Интенсивность уходящего излучения /„ на волновом числе V в случае поглощающей атмосферы в тепловой ИК-области спектра

определяется уравнением переноса Приведем его в интегральной форме

1>

/„ = Я„(Г0) tv{P0) + \Bv[T{P)] KV(P,T) dlgP (1)

о

где P - давление, T -температура, BV(T) -функция Планка, tv -функция пропускания атмосферы от верхней границы до некоторого уровня Р, KV(P,T) - весовая функция, которая определяет вклад данного уровня (Р,Т) в интенсивность уходящего излучения,

Kr=-dtr/d\gP (2)

Пропускание атмосферы от верхней границы до уровня Р на данном волновом числе определяется выражением

/„ = схр{SCC0 ]н kv (Р, Т) d lgР} (3)

-ig/'

где под экспонентой стоит оптическая толща атмосферы, в - зенитный угол наблюдения, Н - шкала высоты, ку (Р, Т) - объемный коэффициент поглощения, который в общем случае представляет собой сумму газового и аэрозольного коэффициентов поглощения

Уравнение (1) решается итерационным методом (Twomay et al, 1977) с использованием соотношений релаксации соответственно для температурного и аэрозольного профилей

/О 10

T^iPj)=TM(Pj) KV <т,/5Х <7,

;=1 /=1 , (4)

/о /о

Yp\Vi)/I(Vl) Kv ctJYF.j Ъ и и (5)

где Тв (v,j- яркостная температура на волновом числе v, Индексы / и j относятся соответственно к волновому числу и уровню в атмосфере, п -номер итерации, о, - ошибка измерений, N(P) - эквивалентное число аэрозольных частиц

Для описания вертикально го аэрозольного профиля используется понятие вертикального профиля эквивалентных частиц После измерений на Пионер-Венера было предложено четырехмодовое распределение частиц по размерам, которое описано в работах Pollack et al, 1980, Zasova et al 2007 В верхнем облачном слое основная мода - это мода 2 (частицы с размером около 1 мкм) Частицы моды 2 были приняты в качестве эквивалентных частиц

Для расчета свернутых функций пропускания используются интерполяционные формулы При этом полинейно для трех температурных профилей Т"п(Р), Т°(Р), Тах(Р) рассчитываются функции пропускания, которые затем свертываются с инструментальным контуром и вычисляются интерполяционные коэффициенты а и /3 в зависимости от волнового числа и давления Новая функция пропускания связана с t°v U°(P)] следующим соотношением

rj-K

Т

\ J У

T f

exp a

l У

,(6)

где j относится к уровню в атмосфере, а Т, и Т°, равны соответственно

(7)

' 2 ' ' 2 ' Ошибки метода проанализированы в работе 1дпа1|еу е1 а1 (2005)

Точность восстановления температурного профиля в интервале высот 60 - 80 км составляет 2 - 3 ошибка растет ниже и выше этих уровней

В параграфе 1.5 описываются трехмерные температурные поля в координатах широта-высота в мезосфере в зависимости от местного времени Основные динамические особенности, наблюдаемые в ИК-области, - это полярный диполь и холодный воротник Прослежены их

холодный воротник, наблюдаемые в Южном полушарии в эксперименте VIRTIS на Венере-Экспресс, показывают сходное строение со структурными деталями, наблюдавшимися ФС В15 в Северном полушарии

Поля температуры, усредненные как глобально, так и по квадрантам солнечной долготы, показаны на рис 2 и 3 Эти данные усреднены по 5° широты На зонально усредненном поле (рис 2) ясно видно возрастание температуры от низкоширотных областей к полюсу в интервале высот 65 - 90 км, т е в среднем условие циклострофического баланса соблюдается до высот 90 км На уровне около 95 км (На низких широтах) наблюдается температурный минимум, связанный с температурной инверсией, на высоких широтах температурные профили близки к изотермичным Ниже уровня 65 км температура падает с широтой - до широты 65 - 70° , где наблюдается температурный минимум, связанный с холодным воротником В полярной области (ср > 80°) в интервале высот 58 - 70 км температура остается практически постоянной (в пределах 5К)

Н

30

40

50

60

70

SO

Широта, град

Рис 2 Зонально усредненное ncyie температуры

18

из = 270 - 310°

Н, км

30 40 50 60 70 80

Широта, град

30 40 50 60 70 80

Широта, град

[-5=90-130°

Ьэ=200-270°

Н,км

30 40 50 60 70 80

Широта, град

30 40 50 60 70 80

Широта, град

Рис 3 Поля температуры, усредненные по квадрантам солнечной долготы Крестиками показано положение верхней границы облаков Дневная сторона а) утро, б) вечер , ночная сторона в) утро, г) вечер

Термическая структура атмосферы подвержена суточным вариациям на всех высотах и широтах Для всех квадрантов, за исключением послеполуденного, условие циклострофического баланса

выполняется до высоты 95 км полярные температуры превышают низкоширотные на величину, большую 10 К на изобарических уровнях

Высота верхней границы облаков также подвержена суточным вариациям (рис 3) Ранее суточные вариации верхней границы облаков в экваториальной области (в ИК-области спектра) были обнаружены на Венере-9, 10 (Ксанфомалити и др , 1976, Ksanfomality, 1980) и при наземных наблюдениях (Apt et al , 1980)

В параграфе 1.6 описывается поведение термического прилива в атмосфере Венеры Возможность измерять большой интервал широт практически при одном и том же местном времени и практически одновременно особенно важна для исследования солнечно-связанных структур (термических приливов) По современным представлениям (Gierasch et al, 1997) солнечные термические приливы дают энергию на поддержание суперротации атмосферы Они являются результатом поглощения значительной части (50%) солнечной энергии в узком (около 10 км толщиной) верхнем облачном слое «неизвестным УФ-поглотитетем»

Как было показано выше, тепловая структура средней атмосферы Венеры на большинстве интервалах высот сильно зависит от широты и местного времени Для боле подробного исследования было выбрано 15 уровней между 0 1 и 600 мбар (55 - 95 км) Перепад высот между уровнями выбран равным 1 - 2 км в облачном слое и 3 - 3,5 км над уровнем облаков Зависимость температуры на изобарических уровнях от солнечной долготы (или местного времени) была представлена в форме ряда Фурье, содержащего пять членов

Т(р,ф^) = Т0(р,ф)+Щр,ф)соъ{Ц +<р1(р,Ф))+ T2((p^)cos(2Ls +(p2(p,0))+y]((p,0)cos(3Ls +<рг{р,ф))+

((А Ф) ^os(4Ls + % (р, ф)) ,(8)

20

где Р - давление, ф - широта, Т,, щ- амплитуда и фаза /-й гармоники, Т0- средняя температура, Т, - амплитуда суточной приливной волны, Т2 - амплитуда полусуточной приливной волны, и т д Амплитуды и фазы зависят от широты и давления (высоты)

Широта, град Широта, град

(а) (б)

Рис 4 Распределение гармоник термического прилива в зависимости от широты и высоты в мезосфере a) Ti, б) Т2

Было впервые получено распределение зонально усредненной, суточной, Vi-, 1/3- и '/-суточной гармоник термического прилива в зависимости от широты и высоты в средней атмосфере

Амплитуды прилива достигают максимума в верхнем облачном

слое (h < 70 км), который характеризуется максимумом поглощенной

здесь солнечной энергии Можно отметить, что даже 1/3- и суточные

волны имеют здесь значительную интенсивность, достигая 5 К и 3 К

соответственнб на уровне 300 мбар На высоких широтах амплитуда

этих волн ниже, максимальное значение (3 К и 2 К соответственно)

достигается на уровне 200 мбар В надоблачной атмосфере "П

достигает максимума на высоте 90 км и выше, Т2 - между 83 - 86 км, а

Т3 -- на высоте 72 - 76 км (на низких широтах)

21

Суточные вариации высоты верхней границы облаков также носят солнечно-связанный характер, и зависят от широты зонально средняя компонента Н0 (1218см"1) изменяется от 69 км при <р = 15° до 59 на 75° В низких широтах суточная и полусуточная амплитуды достигают 1 км, максимальное значение суточная амплитуда имеет в холодном воротнике, превышает 1 5 км

В параграфе 1 7 обсуждается строение и состав верхнего облачного слоя и приводится сравнение результатов эксперимента ФС на КА Венера-15 и VIRUS КА Венера-Экспресс) Впервые показано, что видимый облачный слой состоит из серной кислоты на всех широтах Венеры (включая северный и южный полярные районы) Крупные частицы моды 3 (3 - 4 мкм), наблюдавшиеся в области верхней границы облачного слоя в холодном воротнике (Н < 60 км), как и частицы моды 2 (1 мкм), в основном также состоят из серной кислоты Крупные, возможно кристаллические, частицы впервые были обнаружены в результате нефелометрического эксперимента на Венерах- 9,10 ниже основного облачного слоя (Маров и др , 1976, 1977, Marov et al, 1980) Knollenberg and Hunten (1980) в результате эксперимента на Пионер-Венера обнаружили частицы г > 3 мкм (мода 3) в экваториальной области ниже 58 км в среднем и нижнем облачном слое

Положение верхней границы облаков (т = 1) для двух волновых чисел, соответствующих минимуму (365 см"1) и максимуму (1218 см"1) коэффициента поглощения в серной кислоте в зависимости от широты, приведено на рис 5 Высота верхней границы облаков на 1218 см"1 уменьшается от 67 - 72 км на низких широтах до 58-60 км в полярной области На 365 см"1 высота верхней границы облаков на высоких широтах варьируется в пределах 1 км для данной широты, на низких широтах эти вариации достигают 5 км Систематическая ошибка в

высоте верхней границы облаков порядка 2 км, тогда как относительная ошибка определения высоты верхней границы значительно меньше

75

□

□

□

□ 1218 ст-1 0П°

т

о

20

40

60

80

Широта, град

Рис 5 Положение верхней границы облаков в двух волновых числах, соответствующих максимуму (1218 см"1) и минимуму (365 см'1) поглощения в серной кислоте в рассматриваемом спектральном интервале Облачный слой диффузный, поэтому верхняя граница определяется как высота уровня 1=1 и зависит от волнового числа

В параграфе 1 8 обсуждается содержание двуокиси серы в верхнем облачном слое (ФС на Венере-15 ) и природа «неизвестного УФ-поглотителя» Двуокись серы и пары воды являются химическими предшественниками Н2304, и их полосы поглощения были впервые обнаружены ФС В15 (гаэоуа е1 а1 1993, Могог е{ а1 1990, 1дпа1юу е{ а1 1999) Вертикальные профили ЭОг были получены с использованием трех фундаментальных полос (Zasova е1 а1, 1993, Еэроэ^о е( а1 1997) Форма этих полос зависит не только от коэффициентов поглощения в газе, но и в значительной степени от вертикальных профилей температуры и плотности аэрозоля, которые получаются из того же

самого спектра В среднем содержание SO2 возрастает с широтой Однако интегральное содержание S02 (газ+аэрозоль) выше уровня 62 км примерно одинаково на низких и на высоких широтах (4-5е+19 см"2) На низких широтах вертикальное распределение S02 контролируется фотохимическими процессами формирования облаков (шкала высот S02 составляет примерно половину от шкалы высот газа), а на средних и высоких широтах оно определяется динамическими процессами в атмосфере В холодном воротнике вертикальная шкала составляет около 1 км (на высотах 55 - 65 км), а в наиболее теплых областях на тех же широтах она близка к 5 км (в интервале высот 55 -72 км), что сопоставимо со шкалой высот для облачного слоя Выше облаков шкала высоты S02 уменьшается до 1 км Содержание S02, приведенное к 62 км высоты, составляет в среднем 100 - 500 ppb на низких широтах и ЮОррЬ - 10 ррт - на высоких (ошибка ±50%)

В Главе 2 обсуждаются нетепловые ИК-эмиссии, наблюдавшиеся в эксперименте VIRUS на КА Венера-Экспресс Параграф 2.1 посвящен эмиссиям кислорода, параграф 2 2 - эмиссиям ОН

Нами впервые были обнаружены эмиссионные ИК полосы ОН Мейнеля в спектрах Венеры Можно говорить об открытии новой молекулы в атмосфере этой планеты Эмиссии ОН были обнаруженные в 1948 году в атмосфере Земли (Meinel, 1950), и никогда не наблюдались в спектрах других планет На Венере вращательно-колебательные ИК-полосы ОН 1 42 мкм (2-0) и 2 7 - 3 1pm (1 - 0, 2 - 1, 3 -1) были отождествлены при лимбовых наблюдениях в окрестности антисолнечной точки на ночной стороне планеты Было обнаружено, что их интенсивности тесно коррелируют с интенсивностью и вертикальными профилями свечения кислорода Максимальная интенсивность свечения ОН (как и 02) наблюдается на высоте 98 ± 2 км

24

Вращательные температуры, полученные по полосам ОН, составляют 250±25К для случая максимальной наблюдаемой интенсивности свечения (до 400-ой орбиты).

1.5 2 2.5 3

Длина волны, мкм

Рис. 6. Лимбовый спектр VIRUS, усредненный в пределах 90 - 100 км высоты и 25 - 35°N широты.

В спектре (на рис.6) наблюдаются эмиссии молекулярного кислорода 02 (0-0) 1.27 мкм и в ~ 80 раз более слабая 02 (1-0) на 1.58 мкм, а также эмиссии ОН 1.44 мкм (2-0) и 2.81 мкм (1-0). Звездочками показаны следы излучения нижней атмосферы, прошедшего в окнах между полосами С02 и рассеянного высокой дымкой. На вставке приведен экспериментальный спектр вместе с теоретическими для вращательных температур TR = 200, 250, 300 К. Левое изображение - лимб на А= 1.58 мкм (02), правое - 2.81 мкм (ОН). На изображениях нанесена высота над поверхностью. Яркий слой на высоте 90-100 км - эмиссии. Две белые линии на левом изображении показывают усредняемый интервал широт.

Часть II посвящена ИК-спектрометрии Марса В Главе 3 обсуждается применение методики к данным ИК-спектрометра-интерферометра IRIS на Маринере- 9

Параграф 3 1 посвящен особенностям задачи самосогласованного восстановления температурного профиля и аэрозольной оптической толщи для марсианской атмосферы В отличие от Венеры, аэрозоль здесь представлен различными компонентами конденсационными облаками, пылью, или тем и другим Низкое давление у поверхности и, как правило, невысокое содержание аэрозоля не позволяют определить вертикальный профиль аэрозоля из ИК-спектра в тепловой области - за исключением некоторых случаев с немонотонным температурным профилем

Н, км

40

20

200 ХО 400 SC0 600 TCO 000 900 1000 1100 1200 1300

Волновое число см-1

3D 32) ЗЮ ЭЮ

Температура, К

Рис 7 Разрез через вершину Arsia Möns (LT=17 30) Соседние кривые сдвинуты на 10° на обоих графиках Слева - сравнение наблюдаемых и синтетических спектров, справа - соответствующие восстановленные температурные профили Вдоль вертикальной левой оси отложены значения логарифма давления, а вдоль правой -приблизительные значения высоты

В параграфе 3.2 показаны впервые восстановленные температурные профили над вулканами Tharsis (рис 7) и развитие температурной инверсии на северном склоне вулкана Температурные

26

профили с инверсией подтвердили результаты, полученные с помощью модели общей циркуляции Как правило, инверсия имеет место в температурных профилях на ночной стороне Однако тепловая инерция в высокогорных областях Tharsis (Palluconi&Kieffer, 1986) в 10 - 15 раз uiawe, ue«_. ¡jo paoü'.'.üc, это приводит к Оьюфому охлаждению низко инерционной поверхности при более высокой инерции атмосферы и может быть причиной сильной инверсии температурных профилей

LI

150 170 190 210 230 250

Температура, К

Рис 8 Район Hellas вариации температуры атмосферы в процессе затухания пылевой бури Штриховая линия отмечает температуру конденсации С02, а штрих-пунктирные - температуру конденсации воды при ее содержании 1, 10, 100 и 400 ррт (1) Ls= 293°, LT = 18 20, (2) Ls= 297 0 LT = 15 20, (3) Ls= 302 LT = 6 30, (4) Ls= 309 LT = 13 15, (5) Ls= 310 LT = 10 00, (6) Ls= 312 LT = 6 50, (7) Ls= 330 LT = 12 30, (8) Ls= 332 LT = 6 50, (9) Ls= 350 LT = 10 40, (10) Ls= 44 LT = 8 00, (11) Ls= 55 LT = 4 50

В параграфе 3.3 обсуждаются вариации температурного профиля в зависимости от содержания пыли в атмосфере в процессе затухания пылевой бури на примере района низменности Hellas (рис 8) При изменении оптической толщи пыли на волновом числе 1075 см'1 от 1 5

до 0 2 температура атмосферы на высоте 20 км падает на 70К, от 240 до 170 К

В параграфе 3 4 обсуждается строение ночной атмосферы в северной полярной области в зимний сезон Впервые восстановлены температурные профили (рис 9), а также показаны области в атмосфере, где происходит конденсация С02 и водяного льда

Temperature,К Temperature,К

Рис 9 Температурные профили, восстановленные из спектров IRIS, полученных для северной полярной области в ночное время для широт 70-80°N (а) и 80-90°N (b) Штриховая линия - температура насыщения для СОг, штрих-пунктирная линия -температура насыщения НгО при относительном содержании fao = 0 1, 1, 10 и 100 ррт

В параграфе 3.5 обсуждаются наблюдения облаков из водяного льда над областью Tharsis, наблюдения, проведенные в дневные часы, когда Марс находился вблизи афелия Многие спектры TES и ПФС содержат полосы водяного льда, однако только три таких среди спектров IRIS Они относятся к области Tharsis при Ls = 98° Для нее также имеются одновременно полученные изображения в видимой области спектра Оценен размер частиц в ледяных облаках (2-3 мкм) и его вариации со временем

В главе 4 описываются результаты, полученные с помощью Планетного фурье-спектрометра В параграфе 41 описываются особенности метода самосогласованного восстановления температурного профиля и аэрозольной оптической толщи, ранее зпрс5ироваппо|й па uieKipdx iRiS, в применении к данным 11ФС на Марс-Экспресс При восстановлении не используются данные из модели общей циркуляции, поэтому получаемые результаты важны не только для определения физических условий ,на Марсе, но и для проверки и совершенствования моделей Начальный температурный профиль и начальная оптическая толща аэрозоля берутся непосредственно из измерений начальный температурный профиль для каждого спектра определяется из яркостной температуры в полосе С02 15 мкм, а начальное значение аэрозольной толщины - по глубине аэрозольных полос поглощения

В параграфе 4 2 обсуждаются строение и сезонные вариации полярного воротника Обнаруженная температурная инверсия на высоте 10-20 км в атмосфере, по-видимому, связана с нагревом в нисходящей ветви циркуляции Хэдли (рис 10) Она коррелирует с присутствием облаков из водяного льда и наблюдается в зимний сезон на широте 4060°

Параграф 4 3 посвящен восстановлению температурных профилей в ночной атмосфере над полюсом в зимний сезон (т е при низкой температуре атмосферы и поверхности) Показано, что вблизи терминатора на дневной стороне может осуществляться конденсация С02 С областями возможной конденсации С02 совпадают области на изображениях OMEGA Марс-Экспресс (рис 11) В них наблюдаются гравитационные волны, наиболее ярко выраженные в свечении молекулярного кислорода и в полосах поглощения льдов Н20 и С02

■50 О

Широта, град

— 50 О

О

Широта, град.

150 170 1 3В 210 230, 250 ~ ,,

Температура, К Температура, к ^ ^

Рис. 10. а). Температурное поле вдоль орбиты 68 (конец северной зимы), б) Профиль высоты поверхности. Отмечены области, где наблюдалась пыль и облака из водяного льда, а также положение областей, для которых были восстановлены профили, приведенные на рис. в).

образования этих льдов, по-видимому, связана с тем, что вариации (последние антикоррелируют между собой). Неустойчивость процесса температуры приводят к быстро растущему преобладанию конденсации одного льда над другим: при росте температуры испаряется лед С02 и в пвпакау на4мнае-г преобладать лед Н2С, а вю испарение вызывает понижение температуры и приводит к конденсации С02.

Ьв = 342 _________

1.27 м км ИИмИаиВШ

1.52 мкм Н20 лед

1.43 мкм С02 лед

Рис.11. Структура марсианской атмосферы в Северной полярной области. Эмиссия 02 и содержание 03 в конце марсианской зимы. Эксперименты OMEGA и PFS.

Видимое

содержание

озона

7 tim atm

I

Ф >70N - температура ниже 20 км соответствует насыщению С02

В параграфе 4.4. описывается температурный режим над низменностью Hellas и Valles Marineris и сезонные и суточные вариации температуры-и аэрозоля в широком интервале условий - .от утренних и вечерних туманов до локальных пылевых бурь. Одновременные измерения утренней дымки, полученные с использованием ПФС, OMEGA и камер HRSC, вызвали многочисленные дискуссии о ее составе. Благодаря широкому спектральному интервалу ПФС было показано, что дымка состоит из пылевых частиц, покрытых льдом, или

ледяных частиц с refí > 4 мкм В Valles Manneris зафиксирована локальная пылевая буря при Ls=136°, вблизи полудня Пыль имела типичный для Марса силикатный состав, а ее оптическая толщина превышала 1 на 1075 см"1

В параграфе 4 5 рассматриваются облака из водяного льда в области вулканов и в экваториальном поясе Наибольшая оптическая толща наблюдается в сезон северного лета, когда тает полярная шапка Нами впервые были обнаружены облака из водяного льда над северным полюсом в момент наиболее интенсивного таяния полярной шапки Проведенные измерения были подтверждены расчетами в рамках модели общей циркуляции атмосферы (F Montmessin) Найденное нами абсолютное содержание воды в экваториальных облаках для сезона северного лета составляет 20 - 40 ррт на широтах -10 - +20° и превышает 50 ррт над северным полюсом и близко к расчетному

В Заключении подводятся основные итоги работы и делаются завершающие выводы Основным итогом работы является создание методики, дающей возможность получения и анализа оригинальных данных по широкому спектру характеристик атмосфер планет, и использование этого метода для обработки и моделирования спектральных наблюдений в области теплового ПК излучения Венеры и

г

Марса с борта нескольких космических аппаратов Автором был разработан и использован метод построения самосогласованных моделей высотного распределения температуры, а также состава и оптических свойств аэрозолей Продемонстрирована эффективность созданного метода для исследования климата планет как для определения локальных характеристик атмосфер, так и для изучения зависимости их свойств от местного времени, от положения на планете и времени года Многие выводы и оценки, касающихся атмосфер

32

Венеры и Марса, были сделаны впервые (см раздел «Новизна работы») В частности, впервые были обнаружены и исследованы температурные инверсии над холодными высокоширотными областями Марса и показана их связь с динамикой атмосферы и с присутствием облаков из водяного льда, исследована динамика изменений, происходящих в атмосфере Марса при затухании пылевой бури, показан приливной характер температурных вариаций и вариаций положения границы облачного слоя Венеры, отождествлены и интерпретированы нетепловые эмиссии 02 и ОН на ночной стороне Венеры Несмотря на то, что работа представляет собой законченный этап исследование атмосфер двух планет по ИК спектральным данным, ее результаты имеют перспективы дальнейшего развития и применения для исследования тел солнечной системы

Все перечисленные выше новыми и актуальными и имеют исследования атмосфер планет

результаты диссертации являются практическое применение в области

Список цитируемой литературы

Авдуевский В С , Годнев А Г , Семенченко А В и др Исследование характеристик стратосферы Венеры по измерениям перегрузок при торможении станций "Венера-13" и "Венера-14'7/ Космич исслед 1983 Т 21 Р 205 Васильев А В , Мельникова И Н Коротковолновое солнечное излучение в атмосфере Земли Измерения Интерпретация С-Петербург С-Пб НЦ РАН, НИЦ ЭБ РАН, С-Пб ГУ, 2002 Кондратьев К Я , Тимофеев Ю М Термическое зондирование

атмосферы со спутников Л Гидрометеоиздат, 1970 Краснопольский В А , Крысько А А , Рогачев В Н , Паршев В А

Спектроскопия ночного свечения Венеры с орбитеров Венера9,10 // Космич исслед 1976 Т 14 Р 789-795 Ксанфомалити Л В , Дедова Е В , Обухова Л Ф и др Инфракрасное излучение облаков Венеры // Космические исслед 1976 Т 14 С 768-775

Маров М Я , Бывшев Б В , Мануйлов К Н и др Нефелометрические измерения на станциях Венера 9 и 10//Космич исслед 1976 Т 14 С 729-734

Маров М Я , Бывшев Б В , Баранов Б П и др Аэрозольная компонента атмосферы Венеры по данным измерений на станции "Венера-11"//Космические исслед 1979 Т 17 С 743-746 Мороз В И , Хантрес Б Т , Шевалев И Л Планетные экспедиции XX

века//Космич Исслед 2002 Т 40 №5 С 451-481 Черемухина 3 П , Морозов С Ф , Бородин Н Ф Оценка температуры стратосферы Венеры по данным о перегрузках автоматической станции "Венера-8"// Космич исслед 1974 Т 12 №2 С 264 Эртель Д , В И Мороз, В М Линкин, и др "Венера-15","Венера-16" первые результаты эксперимента по инфракрасной спектрометрии II ПАЖ 1984 Т 10 № 2, Р 101 Эртель D , В И Мороз, И Нопираковский и др Инфракрасный

эксперимент на АМС "Венера-15" и "Венера-16" 1 Методика и первые результаты II Космические исслед 1985 Т XXIII С 191205

Apt J .Brown R A ,Goody R Character of the thermal emission from Venus //J

Geophys Res 1980 V 85 P 7934-7940 Avduevsky, V S, M Ya Marov, Yu N Kulikov, V P Shari, A Ya Gorbachevskiy, G R Uspenskiy, and Z P Cheremukhina, Structure and parameters of the Venus atmosphere according to Venera probe data // In Venus Tucon Arizona Press, P 681-765,1983 Bougher S W , S Rafkin, P Drossart Dynamics of the Venus upper

atmosphere Outstanding problems and new constraints expected from Venus Express//Planet Space Sci 2006 V 54 P 1371-1380 Bougher, S W , Borucki, W J Venus 02 visible and IR nightglow implications for lower thermosphere dynamics and chemistry IIJ Geophys Res 1994 V 99 P 3759-3776 Christensen P R Variations in Martian surface composition and clouds occurrence determined from thermal infrared spectroscopy analysis of Viking and Mariner-9 data//J Geophys Res 1998 V 103 E1 P 17331746

Clancy RT , S W Lee, G R Gladstone, W McMillan and T Roush A new model of Mars atmospheric dust based upon analysis of ultraviolet through infrared observations from Mariner 9, Viking and Phobos II J Geophys Res 1995 V 100 P 5251-5263 Clancy R T, M J Grossman , M J Wolf, P В James, D J Rudy, Y N Billawala, В J Sandor and S W Lee Water vapor saturation at low altitudes around Mars aphelion// 1996 Icarus V 122 P 36-62 Clancy, R T , Wolf , Whitney В , Cantor В , Smith M Mars equatorial mesospheric clouds Global occurrence and physical properties from Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer and Mars Orbiter

Camera limb observations //J Geophys Res 2007 V 112 2006JE002805

Connes P , Connes J , et al 02 emission in the day & night airglow of Venus

//Astroph J 1979 V 233 L29-L32 Conrath B , R Curran, R Hanel, V Kunde, W Magnire, J Pearl, J Pirraglia and J Walker, Atmospheric and surface properties of Mars obtained by infraroh spectrcsccpy cr. Mar.ncr// J Geophys Re» V 1973 v 76 P 4267-4278

Conrath B, Thermal structure of the Martian atmosphere during the

dissipation of the dust storm of 1971 //Icarus 1975 V 24 P 36-46 Crisp, D , Meadows, V S , Bezard.B , de Bergh, C , Maillard, J -P , Mills, F

P//J Geophys Res 1996 V 101 E2 P 4577-4594 Curran R G , B J Conrath, R A Hanel and V G Kunde, J S Pearl, Mars Manner 9 spectroscopic evidence for H2 0 ice clouds//Science 1973 V 182 P 381-383

Esposito L W , Knollenberg R G , Marov M Ya , Toon R B , and Turko R P The clouds and hazes of Venus II In Venus Tucon The University of Arizona Press P 484-458,1983

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 P Tucon The University of Arizona Press P 415-458, 1997

Fenton F K , J C Pearl and T Martin Mapping Mariner 9 dust opacity //

Icarus 1997 V 130 P 115-124 Forget, F , Hourdin, F , Fournier, R , Hourdin, C , Talagrand, 0 ,Collins, M , Lewis, S R , Read, P L , Huot, J Improved general circulation models of the Martian atmosphere from the surface to above 80 km II J Geophys Res 1999 V 104 E10 P 24155-24176 Gierasch P and R Goody , The effect of the dust on the temperature of the

Martian atmosphere//J Atmosph Sci 1972 V 29 P 400-402 Gierash P J , et al // The general circulation of the Venus atmosphere and assessment In Venus II Tucon The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1997

Grassi, D , Ignatiev, N I , Zasova, L V , Maturilli, A , Formisano, V , Study and development of theoretical and software tools for the analysis of data from the Planetary Fourier Spectrometer on board of the Mars Express mission //Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1017-1034 Grassi, D , Fiorenza, C , Zasova, L V , Ignatiev, N I, Maturilli, A , Formisano, V , Giuranna, M , The Martian atmosphere above Great Volcanoes early Planetary Fourier Spectrometer observations // Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1053-1064

Hanel R , B Conrath, W Hovis, A Kunde, P Lowman et al , Investigation of the Martian environment by infrared spectroscopy on Manner 9 // Icarus 1972 V 17 P 423-442 Hinson D and J Jenkins Magellan radio occultation measurements of

atmospheric waves on Venus// Icarus 1995 V 114 P 310 Hinson D P , R A Simpson, J D Twicken, Tyler G L and Flasar F M Initial results from radio occultation measurements with Mars Global Surveyor //J Geophys Res 1999 V 104 E11 P 26977-27012 Huntress W H , Moroz V I , and Shevalev I L , Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20th century // Space Sci Rev 2002 V107 №3 P 541-649 Ignatiev N I , Moroz V I , Zasova L V , Khatuntsev I V Water vapor in the middle atmosphere of Venus an improved treatment of the Venera 15 IR spectra//Planet Space Sci 1999 V 47 P 1061-1075

Ignatiev, N I, Grassi D , Zasova L V Planetary Fourier Spectrometer data analysis Fast radiative transfer models II Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1035-1042 Jenkins V M et al Radio occultation of the Venus atmosphere with the Magellan spacecraft 2 Results from the October 1991 experiment // Icarus 1994 V 111 P 79

Kliore A , and U Patel, Thermal structure of the atmosphere of Venus from

Pioneer Venus radio occultations//Icarus 1982 V 52 P 320-334 Kliore A , V I Moroz , and G Keating The Venus International Reference

Atmosphere//Adv Space Res 1985 Kliore, A J , Recent Results on Venus Atmosphere from Pioneer Venus

Radio Occultations//Adv Space Res 1985 V 5 №9 P 41-49 Knollenberg R G , and D M Hunten, The microphysics of the clouds of Venus results of the Pioneer Venus particle size spectrometer experiment//J Geophys Res 1980 V 85 P 8039-8058

Krasnopolsky, V A Vega mission results and chemical composition

ofVenussian clouds //Icarus 1989 V 80 P 202-210 Krasnopolsky V A Venus spectroscopy in the 3000-8000A region by Venera9 and 10 In Hunten, D M , Colin, L , Donahue, T M , Moroz, V I (Eds ) Venus The University of Arizona Press, Tuczon, AZ P 459-483,1983 Krasnopolsky V A Chemical composition of Venus atmosphere and clouds Some unsolved problems II Planet Space Sci 2006 V 54 P 1352-1359

Ksanfomality L V Venera 9 and 10 thermal radiometry // Icarus 1980 V 41 P 36-64

Lewis S R , M Collins, P L Read, F Forget, F Hourdin, F Fournier, C Hourdin, O Talagrand, J -P Huot, A climate database for Mars // J Geophys Res 1999 V104, P 24,177-24,194

Marov M Ya, Lystsev V E, Lebedev V N et al The structure and microphysics properties of Venus clouds Venera 9,10,11 data // Icarus 1980 V 44 P 608-639 McCleese.D , J T Schofield, F W Taylor, et al Mars Climate Sounder An investigation of thermal and water vapor structure, dust and condensate distributions in the atmosphere, and enerqy balance of the Dolar regmnq // Geophys Res 2007 V 112 Meinel, I OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky //Ap J 1950 V111 P 555

Mills F P, Allen M , A review of selected issues concerning the chemistry in Venus middle atmosphere // Planetary and Space Sci 2007 V 55 P 1729-1740

Moroz V I , Spankuh D , Linkin V M , Dohler W , Matsygorin' I A , Schafer K , Zasova L V , Oertel D et al Venus spacecraft's infrared radiance spectra and some aspects of their interpretation //Applied Optic 1986 V 25 P1710-1719

Oertel,D , Moroz,VI, Spankuh,D et al Infrared spectrometry from Venera-15

and Venera-16 //Advances in Space Res 1987 V. 5 № 9 P 25 Palluconi F and H Kieffer, Thermal inertia mapping of Mars from 60°S to A

60°N//Icarus 1986 V 45 P 415-426 Pearl J C , M D Smith, B J Conrath, J L Bandfield, P R Christensen Mars Global Surveyor TES results observations of water ice clouds II Bull Amer Astron Soc 1999 V 31 №4 P 1190-1191 Pollack J B , D S Colburn, F M Flasar, R Kahn, C E Carlston and D Pidek, Properties and effect of dust particles suspended in the Martian Atmosphere//J Geophys Res 1979 V 84 B6 P 2929-2945 Pollack J B , Toon O B , Whitten R C et al Distribution and source of the UV-absorber in Venus'atmosphere//J Geophys Res 1980 V5 A13 P 8141-8150

Rodgers, C D Inverse Methods for Atmospheric Sounding Theory and

Practice II World Scientific, Singapore, 2000 Schofield, J T, F W Taylor, and D J McCleese The global distribution of water vapor in the middle atmosphere of Venus // Icarus 1982 V 52 P 263-278

Schofield, J T, and F W Taylor Measurement of the mean solar fixed temperature and cloud structure of the middle atmosphere of Venus // Quart J Roy Met Soc 1983 V 109 P 57-80 Seiff A, D Kirk, R Young et al Measurements of thermal structure and thermal contrasts in the atmosphere of Venus II J Geophys Res 1980 V 85 A13 P 7903-7933 Seiff A Thermal structure of the atmosphere of Venus II In Venus Hunten D M , Colin L , Donahue T M , and Moroz VI, eds Tucon The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983

Seiff A, J T Schofield, A J Kliore et al Models of the structure of the atmosphere of Venus from the surface to 100 km altitude // Advances in Space Res 1985 V 5 №11 P 3-58 Smith, D E , M T Zuber, H V Frey, et al II Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) Experiment summary after the first year of global mapping of Mars//J Geophys Res 2001 V 106 E10 P 23689-23722 Smith, P H and M Lemmon, Opacity of the Martian atmosphere measured by the Imager for Mars Pathfinder // J Geophys Res 1999 V 104 E4 P 8975-8985

Smith, M D Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars

during 1999-2003//Icarus 2004 V 167 P 148-165 Smith, M D , B J Conrath, J C Pearl, and P R Christensen Thermal Emission Spectrometer observations of Martian planet-encircling dust storm 2001 A// Icarus 2002 V 157 P 259-263 Smith, M D , et al First atmospheric science results from the Mars

Exploration Rovers Mini-TES//Science 2004 V 306 P 1750-1752 Shubert G General circulation and dynamical state of the Venus atmosphere In Hunten, D M , Colin, L , Donahue, T M , Moroz, V I (Eds ) Venus The University of Arizona Press, Tuczon, AZ P 681-765,1983 Taylor, F W , R Beer, M T Chahine, et al Structure and meteorology of the middle atmosphere of Venus Infrared remote sensing from the Pioneer orbiter//J Geophys Res 1980 V 85 P 7963-8006 Taylor F W , Hunten D M , and Ksanfomality L V The thermal balance of the middle and upper atmosphere of Venus II In Venus Hunten D M , Coli L, Donahue T M, and Moroz VI , eds P 650-680 Tucon The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983 Toon OB, J B Pollack and C Sagon, Physical properties of the particles composing the Martian dust storm of 1971-1972 // Icarus 1977 V 30 P 663 - 696

Twomay S , D Herman and R Rabinof, A extension of Chahine method of inverting the radiative transfer solution equation // J Atmosph Sci 19'77 V 34 P 1085

Yakovlev, 0 L , V N Gubenko, S S Matyugov, G D Yakovleva, and R Vaganov, Atmosphere of Venus in South Subpolar Region // Cosmic Res 1987a V 25 №25 P 258-266 Yakovlev, .0 L , S S Matyugov, A Efimov, V N Gubenko, A Kucheriavenkov, Atmosphere of Venus in North Polar Region II Cosmic Res 1987b V 25 №25 P 267-274 Yakovlev, 0 L, S S Matyugov and V N Gubenko, Venera-15 and 16 Middle Atmosphere Profiles from Radar Occupations Polar and Near Polar Atmosphere of Venus // Icarus 1991 V 94 P 493-510 Zurek R , Smrekar E An overview of the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) science mission II Geophys Res 2007 V 112 2006JE002701

Публикации по теме диссертации

Засова Л В , Устинов Е А Применение метода дискретных ординат к решению уравнения переноса в оптически плотной неоднородной атмосфере//Астрон журн 1987 Т 57 С 624-634

Zasova L V , KidonupuibKy v А , ivioroz v i vertical distribution of S02 in upper cloud layer of Venus and origin of the UV absorption II Adv Space res 1981 V 1 P 31

Засова Л В , Шренкух Д , Мороз В И и др Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16» Некоторые выводы о строении облаков, основанные на анализе спектров II Космич исслед 1985 Т 23 С 221-235

Шпенкух Д , Засова Л В , Шефер К , Устинов Е А, Делер В И др эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16» Предварительные результаты восстановления температурных профилей // Космич исслед 1985 Т 23 С 206-220

Мороз В И , Делер В , Устинов Е А , Шеффер К, Засова Л В , Шпенкух Д, и др Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16» Предварительные результаты анализа спектров в области полос Н20 и S02 // Космич исслед 1985 Т 23 С 236247

Moroz V I, Spankuh D , Linkin V M , Dohler W , Matsygorin I A , Schafer К , Zasova L V, Oertel D et al Venus spacecraft's infrared radiance spectra and some aspects of their interpretation II Applied Optics 1986 V 25 P 1710-1719

Schafer К , Zasova,L V, Spankuch.D , et al Structure of the middle atmosphere of Venus from analyses of Fourier-spectrometer measurements aboard Venera-15// Adv Space Res 1987 V7 N12 P 17

Zasova L V, D Spankuch, V I Moroz et al , Venera-15 and Venera-16 infrared experiment 3 Some on the cloud structure // Veroff Fo ber Geo-Kosmowi 1989 V 18

Dubois R, Zasova LV., Spankuh et al Thermal structure of the middle atmosphere of Venus from Venera-15 data // Veroff Fo ber Geo-Kosmowi 1989 V 18

Spankuch, D , Matsygorin, I A , Dubois, R , and Zasova, L V Venus middle atmosphere temperature from Venera 15 Adv Space Res 1990 V 10 N 5 P 67-75

Zasova L V and VI Moroz, Latitude structure of the upper clouds of Venus II Adv Space Res 1992 V 12 P 79-90

Zasova LV, VI Moroz, LW Esposito, and CY Na, S02 in the middle atmosphere of Venus IR and UV data// Icarus 1993 V 105 P 92-109

Zasova L V., The structure of the Venusian atmosphere at high latitudes II Adv Space Res 1995 V 16 P 89-98

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//Adv in Space Res 1996 V 17 N11 P 171-180

Zasova L V and Khatuntsev I V, Thermal zonal wind in the Venus middle atmosphere according to Venera 15 IR-spectrometry II Adv Space Res 1997 V 19 N 8 P 1181-1190

Esposito L V , Bertaux J -L , Krasnopolsky V , Moroz V I , Zasova L V Chemistry of lower atmosphere of Venus // VENUS II, Arisona Press 1997 P 415-458

Zasova, L V., Khatountsev I V , Moroz V I, and Ignatiev N I Structure of the Venus middle atmosphere Venera 15 IR Fourier Spectrometry data revisited II Adv Space Res 1999 V 23 N9 P 1559-1568

Zasova L V, Khatuntsev I V, and Linkin V M, Thermal zonal wind in the middle atmosphere of Venus // Cosmic Res 2000 V 38 N 1

Zasova L V, Grassi D , Formisano F , Maturilli A Martian atmosphere in the region of Great Volcanoes Mariner 9 data revisited II Planetary and Space Sci 2001 V 49 P 977-992

Zasova L V , V Formisano, D Grassi, and A Maturilli Atmosphere of Mars at north high latitudes from Mariner-9 IRIS data // Advances in Space Research 2002 V 29 N 2, P 157-162

Zasova L V , Khatuntsev I V , Ignatiev N I , and Moroz V I, Local time variations of the middle atmosphere of Venus solar-related structures II Adv Space Res 2002 V 299 N 2 P 243-248

Zasova L V , V I Moroz , V Formisano, N I Ignatiev, and I V Khatuntsev Infrared spectrometry of Venus IR Fourier spectrometer on VENERA 15 as a precursor of PFS for VENUS EXPRESS II Adv Space Res 2004

V 34 P 1655-1667

Zasova L V, V Formisano, D Grassi, N I Ignatiev, V I Moroz Thermal structure of imc manidii cumut>pnere retrieved from me IK spectrometry in the 15 pm C02 band input to MIRA// Adv Space Res 2005 V 34 N 8

Hansen G , M Giuranna, V Formisano, S Fonti, D Grassi, H Hirsh, N Ignatiev,A Maturilli, V Moroz, P Orleanski, G Piccioni, M Rataj, B Saggin, L Zasova PFS - MEX observation of ices in the residual South polar cap of Mars II Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1089-1095

Grassi, D , Ignatiev, N I , Zasova, L V , Maturilli, A , Formisano, V , Study and development of theoretical and software tools for the analysis of data from the Planetary Fourier Spectrometer on board of the Mars Express mission //Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1017-1034

Grassi, D , Fiorenza, C , Zasova, L V , Ignatiev, N I , Maturilli, A , Formisano,

V , Giuranna, M , The Martian atmosphere above Great Volcanoes early Planetary Fourier Spectrometer observations // Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1053-1064

Ignatiev, N I, Grassi D , Zasova L.V._Planetary Fourier Spectrometer data analysis Fast radiative transfer models II Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1035-1042

Zasova L. , V Formisano |V Moroz|, D Grassi , N Ignatiev, M Giuranna, G Hansen, M Blecka, A Ekonomov, E Lellouch, S Fonti, A Grigoriev, H Hirsch , I Khatuntsev, A Mattana, A Maturilli, B Moshkin, D Patsaev, G Piccioni, M Rataj, and B Saggin, et al // Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1065-1077

Giuranna M , V Formisano, D Biondi, A Ekonomov, S Fonti, D Grassi, H Hirsch, I Khatuntsev, N Ignatiev, M Michalska, A Mattana, A Maturilli, B E Moshkin, E Mencarelli, F Nespqli, R Orfei, P Orleanski, G Piccioni, M Rataj, B Saggin, L Zasova, Calibration of the Planetary Fourier Spectrometer Short Wavelength Channel // Planetary and Space Science 2005 V. 53 P 975-992

Giuranna M , V Formisanо, D Biondi, A Ekonomov, S Fonti, D Grassi, H Hirsch, I Khatuntsev, N Ignatiev, M Michalska, A Mattana, A Maturilli, В E Moshkin, E Mencarelli, F Nespoli, R Orfei, P Orleanski, G Piccioni, M Rataj, В Saggin, L Zasova, Calibration of the Planetary Fourier Spectrometer Long Wavelength Channel // Planetary and Space Science 2005 V 53 P 993-1007

Formisano V, T Encrenaz, S Fonti, M Giuranna, D Grassi, H Hirsh.l Khatuntsev, N Ignatiev, E Lellouch, A Maturilli, V Moroz, P Orleanski, G Piccioni, M Rataj, В Saggin, L Zasova A Martian PFS average spectrum Comparison with ISO SWS A Martian PFS average spectrum Comparison with ISO SWS // Planetary and Space Science 2005 V 53 P 1065-1077

de Bergh.C , Moroz,V I , Taylor,F W , Crisp,D , Bezard.B , Zasova,L.V The composition of the atmosphere of Venus below 100 km altitude An overview II Planetary and Space Science 2006 V 54 Issue 13-14 P 1389-1397

Засова Л В , В И Мороз, Н И Игнатьев, И В Хатунцев, В Формизано Исследование Венеры с помощью ИК-Фурье спектрометров ФС на Венере 15 и ПФС - на Венере экспресс // Космич исслед 2006 Т 44 N4 С 365-380

Засова Л.В , В Формизано, В И Мороз, Ж-П Бибринг , Д Грасси и др Результаты измерений Планетного Фурье Спектрометра на Марс Экспресс облака и пыль в конце южного лета Сравнение с изображениями ОМЕГА // Космич исслед 2006 Т 44 N 4 Р 319331

Засова Л В , В И Мороз, В М Линкин, И В Хатунцев, Б Майоров Строение атмосферы Венеры от поверхности до 100 км // Космич исслед 2006 Т 44 N 4 С 381 -400

Grassi, D , Formisano, V , Forget, F , Fiorenza, С , Ignatiev, N I , Maturilli, A , Zasova, L V The martian atmosphere in the region of Hellas basin as observed by the planetary Fourier spectrometer (PFS-MEX) // Planetary and Space Science 2007 V 55 N 10 P 1346-1357

Zasova, L, Piccioni, G, Migliorini, A, Drossart, P, Shakun, A, VIRTIS/Venus Express Team Vertical Distribution of the 127 pm 02 Airglow from the Limb VIRTIS-M VEX Observations // Bull American Astronomical Society, DPS 2007 V 39 N 45 07

Giuranna, M , Hansen, G , Formisano, V , Zasova, L , Maturilli, A , Grassi, D , Ignatiev, N Spatial variability, composition and thickness of the seasonal north polar cap of Mars in mid-spring // Planetary and Space Science

2007 V 55 N 10 P 1328-1345

Zasova, L V ; Ignatiev,N , Khatuntsev.l, Linkin.V Structure of the Venus ctrnccphcrc // Planetary and Space Science 2007 V 55 N i2 P 1712-1728

Drossart, P , Piccioni, G , Gerard, J C , Lopez-Valverde, M A, Sanchez-Lavega, A , Zasova, L , Hueso, R ] Taylor, F W , Bezard, B , Adriani, A , and 94 coauthors A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express//Nature 2007 V 450, N 7170 P 641-645 ^

Piccioni, G , Drossart, P , Sanchez-Lavega, A, Hueso, R , Taylor, F W, Wilson, C F , Grassi, D , Zasova, L; Mortcom, M , Adriani, A , and 95 coauthors, South-polar features on Venus similar to those near the north pole //Nature 2007 V 450, Issue 7170 P 637-640

Titov D , Bullock M , Crisp D , Renno F .Taylor F , and Zasova L Radiation in the Atmosphere of Venus In "Exploring Venus as terrestrial planet" AGU P 121-138, 2007

Grassi D , P Drossart, G Piccioni, N I Ignatiev, L V Zasova, A Adriani, M L Moriconi, P G J Irwin, A Negrao, A Migliorini Retrieval of air temperature profiles in the Venusian Mesosphere from VIRTIS-M data Description and Validation of Algorithms // J Geophys Res 2008 2008JE003075

Piccioni G , P Drossart, L Zasova, A Migliorini, J-C Gerard, F P Mills, A Shakun, A Garcia Munoz, N Ignatiev, D Grassi, V Cottini, F W Taylor, S Erard and VIRTIS-Venus Express Technical Team First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus II Astronomy & Astrophysics Lett

2008 DOI 10 1051/0004-6361 200809761

Piccioni G , L. Zasova, A Migliorini, P Drossart, A Shakun, A Garcia Munoz, F P Mills, A Cardesin and the VIRTIS-Venus Express Team Oxygen nightglow vertical distribution from the VIRTIS Near IR observations in the Venus upper atmosphere II J Geophys Res 2008 2008JE003133

Hueso R, A Sanchez-Lavega, G Piccioni, P Drossart, J C Gerard, I Khatuntsev, L Zasova, and A Migliorini Morphology and Dynamics of Venus Oxygen Airglow from Venus Express/VIRTIS observations // J Geophys Res 2008 2008JE003081

43

055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН

117997, Москва, Профсоюзная 84/32

подписано к печати 24 03 08

Заказ 2135

Формат 70x108 1/32

Тираж 100 2 уч -изд -л

ВВЕДЕНИЕ 3 ЧАСТЬ I ИК-СПЕКТРОМЕТРИЯ ВЕНЕРЫ: ВЕНЕРА 15 И ВЕНЕРА ЭКСПРЕСС

ГЛАВА 1. ИК-спектрометрия на Венере"! 5 и метод самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профиля

1.1. ИК-спектрометрия как метод исследования средней атмосферы Венеры

1.2. Фурье-спектрометр на Венере 15. Описание эксперимента

1.3. Анализ спектров, полученных ФС В-15 29 1.3.1. Характер наблюдательных данных

1.3.2 Широтные вариации яркостной температуры

1.3.3 Основные типы спектров.

1.4. Алгоритм самосогласованного восстановления температурных и аэрозольных профилей

1.4.1. Постановка задачи

1.4.2. Метод релаксации 54 1.4.3 Газовые функции пропускания. 59 1 4 4 Облака. 64 1.4.5. Модельный учет аэрозольного поглощения.

1.5 Результаты восстановления.

1.5.1 .Температурные поля и температурные профили.

1.5.2. Модификация модели VIRA

1.6. Термические приливы в мезосфере Венеры.

1.7. Строение и состав облачного слоя

1.8. Двуокись серы и «неизвестный УФ» поглотитель 127 Основные результаты Главы

ГЛАВА 2. Нетепловые эмиссии в спектре Венеры по измерениям VIRTIS на Венере Экспресс.

2.1. Нетепловые эмиссии молекулярного кислорода 1.27 и 1. 58 мкм в спектре Венеры.

2.1.1 Свечение атмосферы Венеры на ночной стороне

2.1.2 Эксперимент VIRTIS, надирные и лимбовые моды наблюдений

2.1.3 Обнаружение эмиссии Ог 1.58 мкм 2.2. "Отождествление эмиссий гидроксила в мезосфере Венеры Основные результаты Главы

ЧАСТЬ II. ИК-СПЕКТРОМЕТРИЯ МАРСА: IRIS НА МАРИНЕР 9 И ПФС МАРС ЭКСПРЕСС

Глава 3. ИК-спектрометрия с использованием спектрометра-интерферометра IRIS на Маринере 9.

3.1 Задача самосогласованного восстановления температурного профиля и аэрозольной оптической толщи. 178 3.1.1. Особенности методики восстановления профилей в применении к Марсу

3.1.2 Аэрозоль в атмосфере Марса и его оптические свойства

3.1.3 Экспериментальные значения сечения экстинкции пыли

3.2 Атмосфера Марса в области Tharsis

3.3 Температура атмосферы в зависимости от содержания пыли в процессе затухания пылевой бури на примере Hellas.

3.4. Строение ночной полярной атмосферы

3.5. Облака из водяного льда над областью Tharsis в афелии Марса 222 Основные результаты Главы

Глава 4. Планетный Фурье-спектрометр миссии ЕКА Марс Экспресс

4.1. Описание эксперимента и особенности метода восстановления

4.1.1. Планетный Фурье-спектрометр (ПФС)

4.1.2. Особенности метода восстановления параметров атмосферы

4.2. Строение атмосферы Марса в полярной области, температурные инверсии

4.3. Температурные профили над полюсом ночью. Конденсация С02 в атмосфере

4.4. Атмосфера в низменных районах Марса (Hellas и Valles Marineris)

4.5. Облака из водяного льда в атмосфере Марса

Основные результаты Главы

Диссертационная работа посвящена дистанционному зондированию атмосфер Венеры и Марса с космических аппаратов в инфракрасной области спектра.

Изучение Марса и Венеры, планет, близких к Земле по своим свойствам, имеет большое значение для понимания процессов, происходящих не только на этих планетах, но и на Земле, позволяет понять прошлое и будущее нашей планеты, и важно с точки зрения сравнительной планетологии и экологии Земли. В отличие от звездных систем, наблюдаемых на разных стадиях эволюции, мы исследуем нашу планетную систему в одном экземпляре и в данную эпоху, и можем лишь сравнивать планеты между собой. Марс имеет почти такой же, как и Земля, наклон экватора к плоскости орбиты, такую же смену сезонов, температура Марса на экваторе летом сравнима с земной, на Марсе, как и на Земле, наблюдаются облака из водяного льда и пылевые бури, аналогом которых могут служить пылевые бури в земных пустынях. Венера имеет приблизительно тот же радиус, что и Земля, получает примерно то же количество тепла (от Солнца на Венеру поступает в два раза больше энергии, но альбедо ее облачного слоя также в два раза превышает среднее значение альбедо Земли). Сернокислотные облака Венеры имеют земной аналог: в стратосфере Земли они обнаружены на высоте около 20 км, являясь результатом индустриальных выбросов.

Несмотря на сходство характеристик, климат этих двух планет сильно отличается от земного: Марс - сухой и холодный, Венера - горячая, но также с малым содержанием воды. Атмосферы обеих планет состоят главным образом из углекислого газа (96.5%) и азота (3.5%). На Земле углекислый газ является лишь малым компонентом.

Планета Венера была, в сущности, заново открыта космическими аппаратами. До начала космической эры Венеру считали планетой с умеренным климатом, похожей на Землю. Из наземных радионаблюдений в сантиметровом диапазоне была оценена температура поверхности, равная 400С, и, после подтверждения Маринером 2, который обнаружил потемнение диска к краю, стало ясно, что измеряется именно температура поверхности, а не нетепловое излучение атмосферы. И только на советских посадочных 3 аппаратах Венера 7 и 8 были впервые измерены температура и давление на поверхности. Благодаря полетам космических аппаратов мы знаем, что это совсем иной мир. Мощная атмосфера с давлением 90 атм. у поверхности, избыток первичных (нерадиогенных) инертных газов, раскаленная (до 735К) поверхность, разогретая парниковым эффектом, атмосферная суперротация (скорость зонального ветра достигает 80-140 м/с), резкий дефицит воды, глобальный облачный покров со сложной структурой, криосфера вместо термосферы на больших высотах, отсутствие собственного магнитного поля (и вследствие этого совсем не такая, как у Земли, структура ионосферы и зоны обтекания солнечным ветром), сложная геоморфология - все это делает Венеру не похожей на Землю.

Дистанционное зондирование является одним из ведущих методов изучения атмосфер Земли и планет. Этот метод особенно эффективен в тепловой ИК-области спектра, где присутствуют сильные полосы поглощения газов и аэрозоля. Для Венеры и Марса он позволяет восстанавливать вертикальные температурные профили, исследовать пылевые и конденсационные облака (на Марсе) и сернокислотные облака (на Венере), содержание и профили газовых составляющих.

Восстановление параметров атмосферы из спектра является обратной задачей теории переноса излучения. В случае земной атмосферы накоплен огромный статистический априорный материал по температурным профилям, и задача может сводиться к решению системы линейных уравнений для ДТ по отношению к семейству априорных температурных профилей (Кондратьев и Тимофеев, 1970; Rodgers 2000; Васильев и Мельникова, 2002). Качество решения сильно зависит от качества априорной информации. Этот метод успешно используется для Земли. В случае Марса и Венеры такая климатологическая информация практически отсутствует.

В настоящее время получили большое развитие модели общей циркуляции атмосферы Марса, которые позволяют сформировать априорную базу температурных профилей. Прежде всего, это Европейская модель EMGCM (Forget et al., 1999; Lewis et al., 1999). Примером ее использования являются работы Grassi et al. (2005a,b). К недостаткам такого подхода можно отнести зависимость получаемых результатов от модели. В случае Венеры создание моделей общей циркуляции вообще находится в зачаточном состоянии. В 4 методе, представленном в диссертации, априорная информация берется не из моделей, а непосредственно из измеренного спектра.

В атмосферах Марса и Венеры всегда присутствует аэрозоль, оказывающий существенное влияние на профиль полосы СОг 15 мкм, а следовательно, и на восстанавливаемый температурный профиль. Полосы поглощения аэрозоля, в свою очередь, зависят от температурного градиента. Отсюда следует необходимость одновременного самосогласованного восстановления профилей температуры и аэрозоля.

С начала космической эры планета Венера была предметом активных исследований, проводившихся при помощи как космических аппаратов, включая посадочные, орбитальные и пролетные, так и наземных наблюдений (Мороз и др., 2002; Huntress et al., 2003). В 60 - 80-е годы были впервые получены фундаментальные сведения о поверхности Венеры и ее атмосфере, породившие в то же время множество вопросов о строении, составе, физико-химических процессах и динамике атмосферы и причинах ее отличия от земной. В 2006 году, после затянувшегося перерыва в исследованиях Венеры, аппарат Европейского Космического Агентства Венера-Экспресс открыл новый этап ее исследования.

Среди задач, решаемых космическими аппаратами, исследующими Венеру, особую роль играет изучение средней атмосферы Венеры (мезосферы) на высотах 55 - 100 км. На этот слой приходится около 70% всей энергии солнечного излучения, поглощаемого Венерой. Большая часть этой энергии поглощается в верхнем облачном слое, 58-68 км, в спектральной области 0.32-0.5 мкм «неизвестным УФ-поглотителем» (Pollack et al., 1979, 1980; Zasova et al.,1981; Esposito et al., 1997; Krasnopolsky et. al.,1989, 2006). Необычное распределение поглощенной энергии в узком слое атмосферы приводит к генерации солнечных термических приливов, играющих важную роль в поддержании суперротации (Schubert et al.,1983; Gierasch et al., 1997) -важнейшей особенности глобальной атмосферной динамики и одной из загадок Венеры. Исследование термической структуры атмосферы играет ключевую роль для понимания феномена суперротации.

Информация о термической структуре мезосферы базировалась в основном на акселерометрических экспериментах на Венерах- 8, 11-14

Авдуевский и др. 1979,1983; Avduevsky et al., 1983; Черемухина и др., 1974) и 5 экспериментах по радиопросвечиванию на КА Пионер-Венера (Kliore and Patel, 1980, 1982; Kliore 1985, 1997), Kliore et al., 1985, Венерах-9, 10, 15, 16 (Yakovlev et al., 1987a,b, 1991) и Магеллане (Jenkins, 1994; Hinson&Jenkins, 1995). Кроме того, по наблюдениям с ИК-картирующим радиометром на КА Пионер-Венера (Taylor et al., 1980, 1983; Schofield et al., 1982, 1983), имевшем 6 каналов в полосе 15 мкм, были получены температурные профили, охватывающие достаточно большой интервал широт, но имеющие весьма низкое вертикальное разрешение. На основе перечисленной выше информации в рамках Международной Референтной Модели'Атмосферы Венеры VIRA (Kliore et al., 1985; Seiff et al, 1980, 1983, 1985) была построена температурная модель средней атмосферы для пяти широтных зон.

Инфракрасная спектрометрия в тепловой области является важным, и, как будет показано в работе, весьма результативным методом исследования средней атмосферы Венеры и верхнего облачного слоя, поскольку излучение в спектральной области 5-50 мкм формируется в основном как раз в интервале высот 55-100 км. Впервые для Венеры этот метод был реализован в эксперименте «Фурье-спектрометр» на Венере-15 (ФС В15). (Moroz et al.,1986; Э рте ль и др., 1984, 1985; Oertel et al., 1987, 1989).

Хотя Венера-15 работала на орбите в октябре-декабре 1983 г. полученные с ее помощью результаты важны и сегодня, особенно если принять во внимание, что планетный Фурье спектрометр, установленный на Венере-Экспресс, не функционирует.

ФС-В15 имел спектральный диапазон 6-40 мкм при спектральном разрешении 4.5-6.5 см"1. (Moroz et al.,1986; Oertel et al.,1987). КА Венера-15 работал на околополярной орбите, так что северный полярный район наблюдался под углами, близкими к надиру (Z0bs = 0 достигался при ср = 87°). Поскольку наклон плоскости орбиты Венеры к ее экватору составляет всего 3°, близкая к полярной орбита позволила проводить наблюдения вдоль меридиана от 10-20° N до высоких широт практически одновременно (в пределах 0.5 часа) и при одном и том же местном времени. Наблюдения продолжались в течение всего двух месяцев, но при этом остались не покрытыми измерениями секторы, соответствующие местному времени вблизи полудня (10:30 - 16:00) и вблизи полуночи (22:30 - 4:00). Несмотря на неполноту покрытия, эти измерения показали эффективность метода ИК-спекгрометрии для исследования средней б атмосферы Венеры, ее термической структуры, термического ветра, вертикальных профилей аэрозоля и малых составляющих. Впоследствии это было учтено при выборе орбиты аппарата Венеры Экспресс, а сам эксперимент послужил прототипом Планетного фурье-спектрометра ПФС (Марс-96, Марс-Экспресс и Венера-Экспресс).

Особый интерес представляет исследование свечения атмосферы на ночной стороне Венеры. Впервые эмиссии кислорода на ночной стороне в атмосфере Венеры были открыты при измерениях на Венерах-9, 10 в видимой области спектра (система полос Герцберг II) (Краснопольский. и др: 1976; Krasnopolsky, 1983). Интенсивное и сильно переменное инфракрасное свечение 02 (1А->32) на 1.27 мкм наблюдается в атмосфере Венеры с 1975 года (Connes et al., 1979 а,в; Crisp et al., 1996, Mills, 2007). На ночной стороне оно возникает в результате рекомбинации атомов кислорода, которые образуются на дневной стороне при фотолизе СОг и СО. Большая часть образовавшихся атомов кислорода заносится на ночную сторону глобальной циркуляцией в верхней мезосфере и нижней термосфере Венеры. Изучение ночного свечения кислорода важно для понимания фотохимии, а также является эффективным методом исследования циркуляции верхней мезосферы на высотах около 100 км, характер которой до сих пор слабо изучен (Bougher&Borucki, 1994; Bougher et al., 2006). В настоящей диссертации будут также описаны методика и результаты обнаружения другой молекулы - ОН - в атмосфере Венеры, присутствие которой играет большую роль в происходящих фотохимических процессах в мезосфере этой планеты.

Важные результаты были получены и при обработке и интрпретации инфракрасных спектров высокого разрешения другой планеты — Марса по наблюдениям с космических аппаратов.

Первым интерферометром, с помощью которого исследовался Марс, был прибор IRIS на КА Маринер-9 в 1971 году. Аппарат приблизился к Марсу во время глобальной пылевой бури. Много работ было посвящено обработке и интерпретации результатов этого эксперимента (Conrath et al. 1972, 1973, 1975; Hanel et al.,1972; Toon et al. 1977; Clancy et al., 1995, 1996; Fenton et al.,1997; Christensen, 1998), однако при этом изучалась либо температура атмосферы (без учета или с грубым учетом некоторого «модельного» аэрозоля, причем, как правило, после осаждения пыли), либо атмосферная пыль, но для некоторого заданного модельного температурного профиля.

Пыль и конденсационные облака из водяного льда и углекислоты оказывают существенное влияние на климат Марса. Благодаря радиационным эффектам облака (аэрозоли) могут приводить как к выхолаживанию атмосферы за счет излучения, так и к нагреву в результате поглощения, солнечного излучения и перехвата инфракрасного излучения нижележащих слоев атмосферы и поверхности. Другой важной задачей; решаемой-методом-ИК спектроскопии, является изучение полярных районов Марса, где в зимний сезон конденсируется до 1/3 марсианской атмосферы.

В последние годы несколько американских космических аппаратов исследовали или продолжают исследовать Марс: MGS, Mars Odyssey, роверы Spirit vi Opportunity, MRO. Основная задача этих миссий (за исключением MRO) заключается в исследовании поверхности и в отождествлении областей, перспективных с точки зрения поиска существования современной или палеожизни. На изучение атмосферы Марса нацелен ряд экспериментов на борту другого космического аппарата -- ЕКА Марс-Экспресс. Одним из них является Планетный фурье-спектрометр (ПФС).

Несмотря на огромный объем информации, полученной американскими аппаратами об атмосфере, температуре, облаках, пыли (Smith et al. 1999, 2000, 2002, 2003, 2004а,в; Pearl et al. 1999; McCleese et al., 2007; Zurek et al.2007 и др.), измерения ПФС занимают особую нишу: ПФС дает уникальную возможность получать с полярной орбиты меридиональный разрез поля температуры в координатах широта - высота и аэрозольную оптическую толщу вдоль трассы. Температурный профиль и аэрозольная оптическая толща восстанавливаются из одного и того же спектра, так что климатические условия на Марсе изучаются локально.

Целью работы является исследование физических свойств атмосфер Венеры и Марса на основе данных ИК-спектрометрии, полученных на космических аппаратах. Работа включает создание нового направления в интерпретации данных ИК-спектрометрии в тепловой области самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профилей из единичного спектра (т.е. локально и без привлечения модельной информации), реализацию предложенного метода для атмосферы Венеры (на 8 основе измерений ФС на Венере-15) и Марса (на основе данных экспериментов IRIS на Маринере-9 и ПФС на Марс-Экспресс), а также исследование нетепловых эмиссий в ИК-спектре Венеры по данным картирющего спектрометра VIRUS на КА Венера-Экспресс.

Новизна работы

• Создано новое направление в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет - методика самосогласованного восстановления температурного и аэрозольного профилей, с использованием всего ИК-спектра в наблюдаемом спектральном интервале, включающем как полосы поглощения СОг, так и аэрозольные полосы поглощения (концентрированной серной кислоты в атмосфере Венеры и водяного льда и пыли в атмосфере Марса). Возможность применения методики обусловлена успешным решением проблемы расчета функций пропускания СОг с помощью быстрого алгоритма, позволяющего практически с точностью полинейных расчетов (line-by-line) производить интерполяцию свернутых с инструментальным контуром функций пропускания С02, а также с применением быстрых итерационных методов решения уравнения переноса и с использованием всей измеренной спектральной области в процессе восстановления.

• Методика применена к данным ИК - спектрометрии на Венере-15. В результате впервые построена модель мезосферы Венеры (58 - 100 км), параметры которой зависят не только от широты, но и от местного времени; впервые восстановлены вертикальные аэрозольные профили (в терминах эквивалентных частиц) в верхнем облачном слое в зависимости от широты и времени суток; впервые получено широтное распределение содержания S02 -газа, являющегося фотохимическим предшественником серной кислоты.

• Методика применена к ИК спектрам Марса, полученным интерферометром IRIS на Маринере-9. Впервые показана возможность самосогласованного восстановления аэрозольной оптической толщи и температурных профилей, имеющих сложную форму (с инверсией). Это относится в первую очередь к спектрам полярных областей. Впервые продемонстрировано, что температурные профили и аэрозольная оптическая толща могут быть самосогласованно восстановлены и для условий пылевой бури. Было показано, что по характеру полос поглощения водяного льда может быть оценен размер частиц в облаках.

• С помощью предложенной методики с использованием данных мониторинга ПФС на КА Марс-Экспресс, который работает на полярной орбите с 2004 года, были получены температурные профили и оценена аэрозольная оптическая толща вдоль каждой орбиты и определены локальные условия в зависимости от местного времени и сезона: локальные пылевые бури, вечерние туманы, утренние дымки, облака и др.

• По инфракрасным спектрам, полученным с помощью картирующего спектрометра VIRTIS на Венере-Экспресс, отождествлены новые эмиссии в верхней мезосфере Венеры: 02 (а Ад, v'=0)—»02 (X3I,v"=1), 1.58 мкм< и ОН полосы Мейнеля (2-0) 1.44 и (1-0) 2.8 мкм, впервые в спектре другой планеты. Молекула гидроксила в атмосфере Венеры обнаружена впервые.

Апробация работы и публикации

Всего по теме диссертации опубликовано более 60 работ. Список 46 наиболее важных из них приведен в конце автореферата.

Результаты докладывались на семинарах по Физике планет в ИКИ, а также на большом количестве международных конференций: Генеральных Ассамблеях COSPAR (на каждой, начиная с 1992г.), сессиях Европейского Геофизического Союза (EGU), Департамента Планетных Наук Американского Астрономического общества (DPS AAS), Европейских Планетных Конгрессах (Europlanet), конференциях ESA, посвященных Марс-Экспресс, конференции ESA «Венера-Экспресс и наземные наблюдения Венеры», Совещаниях рабочей группы «Атмосфера Марса - моделирование и наблюдения»; Конференциях LPI (USA), на многих других совещаниях.

За последние 5 лет (2003-2007) сделано более 30 докладов на конференциях, включая доклады с соавторами.

Положения, выносимые на защиту

1. Создана методика самосогласованного восстановления температурных и аэрозольных профилей в атмосферах планет по данным ИКспектрометрии на основе использования быстрого интерполяционного алгоритма расчета газовых функций пропускания и быстрого итерационного

10 метода решения уравнения переноса. Методика представляет собой новое направление в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет .

2. В результате применения разработанной методики по данным ФС на Венере-15 создан банк температурных и аэрозольных профилей для мезосферы Венеры. Эти данные не потеряли своей актуальности до настоящего времени. Усовершенствована Международная Референтная' Модель Атмосферы Венеры - VIRA: построена модель средней атмосферы, зависящая от местного времени - VIRA-2, которая используется как референтная для Венеры-Экспресс.

3. Обработка данных ИК-спектрометрии атмосферы Венеры на борту Венеры-15 привела к следующим наиболее важным выводам: а) впервые показано, что основные температурные вариации в атмосфере Венеры имеют характер термического прилива, а также получено широтное и высотное распределение гармоник приливных волн - от суточной до 1/4 суточной в пределах 58 - 95 км высоты; б) впервые получены вертикальные профили облаков на высоких широтах Венеры и показано, что суточные вариации положения верхней границы облачного слоя в большом интервале широт носят солнечно-связанный, приливный характер. Впервые показано, что концентрированная серная кислота является основным компонентом облачного слоя Венеры на всех широтах -- от экватора до северного полюса. По данным Венеры-Экспресс показано, что и на южном полюсе Венеры основной компонент облачного слоя -также серная кислота; в) обнаружены полосы SO2 в ИК-спектре и впервые получены вертикальные профили S02 в области высот 60-70 км в зависимости от широты.

4. С использованием разработанной методики по данным эксперимента IRIS на Маринер-9 решена задача самосогласованного восстановления температурных профилей и аэрозольной оптической толщи в атмосфере Марса. В частности: а) получены температурные профили над вулканами и показано развитие температурной инверсии на склоне вулкана вблизи вечернего терминатора; б) получены температурные профили в низменности Hellas при изменении содержания пыли в атмосфере во время затухания пылевой бури;

11 в) впервые восстановлены ночные температурные профили в северной полярной области в зимний сезон.

5. Применение разработанной методики к данным ПФС на Марс-Экспресс позволило получать для каждой орбиты меридиональный разрез температурного поля в координатах широта-высота. При этом были получены следующие результаты: а) впервые обнаружена температурная инверсия на высоте 10 - 20 км в полярном воротнике (северном и южном) в зимний сезон, она связана с нисходящей ветвью ячейки Хэдли и коррелирует с присутствием облаков из водяного льда; б) восстановление температурных профилей в ночной атмосфере над полюсом позволило выделить области возможной ¡конденсации С02. С этими, областями коррелируют волновые структуры на одновременно полученных изображениях ОМЕГА Марс-Экспресс, которые связаны с неустойчивостью процесса конденсации и испарения льдов С02 и Н20 к вариациям температуры; в) впервые получены сезонные и суточные вариации температуры и аэрозоля в Valles Marineris, Hellas, на вулканах, в полярных областях.

6. На основе данных VIRUS (KA Венера-Экспресс) впервые в атмосфере другой планеты отождествлены полосы свечения гидроксила ОН (ИК-полосы Мейнеля). Обнаружена молекула гидроксила в атмосфере Венеры, которая может играть важную роль в стабильности ее атмосферы, состоящей из С02. Впервые в спектре другой планеты отождествлена эмиссия 02 (0-1) на 1.58 мкм. По отношению интенсивности эмиссий 02 1.27/1.58 оценено отношение вероятностей переходов Aoo/Aoi= 64 с точностью 10%. (В земной атмосфере эти эмиссии никогда не наблюдались одновременно). Обе эмиссии и 02 (0-1) и ОН по интенсивности и вертикальному профилю строго коррелируют с 02 (0-0) 1.27 мкм.

Научная и практическая ценность работы

Работа представляет собой завершенный этап исследования свойств атмосфер двух планет с использованием имеющихся результатов зондирования атмосфер с помощью ИК-спектрометров. Созданная методика позволяет получать параметры атмосферы - температурный и аэрозольный

12 профили - локально из одного и того же спектра, без привлечения модельных данных, и использовать полученную информацию для восстановления вертикального профиля или оценки содержания малых составляющих атмосферы. Банк температурных и аэрозольных профилей, восстановленных нами по данным ФС Венеры-15, остается уникальным до настоящего времени и применяется как референтный для Венеры-Экспресс и для моделирования термических приливов и суперротации атмосферы (совместно с Университетом Колорадо, США).

Методика, разработанная автором, используется в настоящее время для интерпретации ИК-спектрометрии ПФС на КА Марс-Экспресс и VIRTIS на КА Венера-Экспресс. Она данные позволяют исследовать условия в атмосфере Марса локально, в разное время суток, над различными областями планеты -от вершин вулканов до впадин и полюсов.

Разработанный автором метод может быть использован и в будущем, для изучения атмосфер планет и других тел, обладающих газовой оболочкой. Прежде всего, планируется его использование для интерпретации данных миниатюрный фурье-спектрометра АОСТ и картирующего фурье-спектрометра TIMM в рамках проекта Фобос-Гоунт, 2009г., миниатюрного фурье-спектрометр MIMA на марсоходе миссии ЕКА Экзо-Марс, 2013г. (автор является соруководителем экспериментов MIMA и TIMM).

Открытие существования молекулы ОН в атмосфере Венеры, имеет большое значение для изучения фотохимических процессов в атмосферах Венеры и Марса и для понимания механизмов восстановления атмосфер, состоящих из С02, активно разрушающихся под воздействием солнечного УФ излучения.

Личный вклад автора состоит в постановке задач и разработке нового направления в интерпретации данных ИК-спектрометрии планет в тепловой области спектра, отождествлении новых нетепловых эмиссий 02 1.58 мкм и ИК-полос Мейнеля ОН (открытие молекулы гидроксила в атмосфере Венеры). Все результаты, выносимые на защиту, получены автором или при определяющем вкладе автора.

Содержание работы

Работа состоит из введения, двух частей, четырех глав, 20 параграфов и заключения, списка цитируемой литературы из более чем 300 наименований. Полный объем диссертации 290 страниц.

Многие выводы и оценки, касающихся атмосфер Венеры и Марса, были сделаны впервые (см. раздел «Новизна работы»). В частности, впервые были обнаружены и исследованы температурные инверсии над холодными высокоширотными областями Марса и показана их связь с динамикой атмосферы и с присутствием облаков из водяного льда, исследована динамика изменений, происходящих в атмосфере Марса при затухании пылевой бури, показан приливной характер температурных вариаций и вариаций положения границы облачного слоя Венеры.

Отождествлены не наблюдавшиеся ранее эмиссии в верхней мезосфере на ночной стороне Венеры : 02 (0-1) 1.58 мкм и ОН полосы Мейнеля (2-0) 1.44 мкм и (1-0) 2.8 мкм. Наиболее важным результатом является открытие молекулы гидроксила в мезосфере Венеры, получение его вертикального профиля свечения и вариаций интенсивности. Это открытие новой молекулы оказалось неожиданным, и может изменить наши представления о химических процессах в мезосферы Венеры.

Несмотря на то, что работа представляет собой законченный этап исследования атмосфер двух планет по ИК спектральным данным, ее результаты имеют перспективы дальнейшего развития и применения для исследования тел солнечной системы, обладающих атмосферой.

Все перечисленные выше результаты диссертации являются новыми и актуальными и имеют практическое применение в области изучения атмосфер и климата планет.

Автор благодарна своему учителю и многолетнему коллеге Василию Ивановичу Морозу, светлой памяти которого посвящается настоящая диссертация.

Глубокую признательность автор выражает коллективу лаборатории 531 и отдела 53 ИКИ, команде эксперимента «Фурье-спектрометр» на Венере 15 (СССР-ГДР), и коллективам международных команд PFS, OMEGA, Марс Экспресс и VIRTIS Венера Экспресс, без помощи и поддержки которых данная работа не могла бы быть выполненной.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Основным итогом работы является создание методики, дающей возможность получения и анализа оригинальных данных, описывающих широкий круг характеристик атмосфер планет, и использование этого метода для обработки, моделирования и интерпретации спектральных наблюдений в области теплового ИК излучения Венеры и Марса, проводившихся с борта нескольких космических аппаратов. Автором был разработан и использован метод построения самосогласованных моделей высотного распределения температуры и оптической толщи аэрозольных компонент (в случае Венеры -вертикального профиля аэрозоля в верхнем облачном слое). Продемонстрирована эффективность созданного метода для исследования климата планет: как для определения локальных характеристик атмосфер, так и для изучения зависимости их свойств от местного времени, от положения на планете и времени года, в том числе для экстремальных условий на Марсе (полярная ночь, вулканы, пылевые бури, глубокие впадины).

1. Авдуевский B.C., Бородин Н.Ф., Васильев В.Н. и др. Анализ результатов измерения параметров атмосферы Венеры в местах посадки AMC "Венера-11" и "Венера-12". // Космич. исслед. 1979. Т. 17. С. 655660.

2. Андрейчиков Б.М. Химический состав и структура облаков Венеры по I результатам по результатам рентгенорадиометрических экспериментов, проведенных на спускаемых аппаратах AMC "Вега-1,-2". //Космические исслед. 1987. т.25, с. 15

3. Берто Ж.Л., Экономов А.П., Меж Б. и др. (1987). Исследование поглощения УФ-излучения в атмосфере Венеры на спускаемых аппаратах "Вега-1,-2". Космич. исслед., т.25, 691-706.

4. Васильев A.B., Мельникова И.Н. Коротковолновое солнечное излучение в атмосфере Земли. Измерения. Интерпретация. С-Петербург, С-Пб НЦ РАН, НИЦ ЭБ РАН, С-Пб ГУ, 2002.

5. Гюльднер Ю., Устинов Е.А. Применение метода статистическойрегуляризации к нелинейной задаче термического зондирования при ограниченной априорной информации. // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 439-447.

6. Гнедых В.И., Засова Л.В., Мороз В.И., Мошкин Б.Е., Экономов А.П.

7. Вертикальная структура облачного слоя Венеры в местах посадок аппаратов "Вега-1" и "Вега-2". // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 707714.

8. Засова Л.В., Устинов Е.А. Применение метода дискретных ординат к решению уравнения переноса в случае неоднородной планетной атмосферы. //Астрон. журн. 1980. Т. 57. С. 624-634.

9. Засова Л.В., Мороз В.И., Игнатьев Н.И., Хатунцев И.В., Формизано В. Исследование Венеры с помощью ИК-Фурье спектрометров: ФС на Венере 15 и ПФС на Венере экспресс. // Космич. исслед. 2006. Т. 44. № 4. С. 365-380.

10. Кондратьев К.Я., Тимофеев Ю.М. Термическое зондирование атмосферы со спутников. Л., Гидрометеоиздат, 1970.

11. Краснопольский В.А., Крысько A.A., Рогачев В.Н., Паршев В.А.

12. Спектроскопия ночного свечения Венеры с орбитеров Венера 9,10. // Космич. исслед. 1976. Т. 14. С.789-795.

13. Ксанфомалити Л.В., Дедова Е.В., Обухова Л.Ф. и др. Инфракрасное излучение облаков Венеры. // Космич. исслед. 1976. Т. 14. С. 768775.

14. Маров М.Я., Рябов О.Л. (1974). Модель атмосферы Венеры. Пр. ИПМ, №112.

15. Маров М.Я. , Бывшев Б.В., Мануйлов К.Н. и др. Нефелометрическиеизмерения.на станциях-Венера 9 и 10. // Космич. исслед. 1976. Т. 14. С. 729-734.

16. Маров М.Я., Бывшев Б.В., Баранов Ю.П. и др. Аэрозольная компонентаатмосферы Венеры по данным измерений на станции "Венера-11". // Космич. исслед. 1979. Т. 17. С. 743-746.

17. Маров М.Я., Шари В.П. Оптические характеристики модельных аэрозолейатмосфер Марса и Венеры. //Астрон. вестник. 1997. Т. 31. №4. С. 291313

18. Мороз В.И. (1973). Рабочая модель атмосферы Венеры. Пр. ИКИ, №169.

19. Мороз В.И., Хантрес Б.Т., Шевалев И.Л. Планетные экспедиции XX века. // Космич. исслед. 2002. Т. 40. № 5. С. 451-481.

20. Мороз В.И., Засова Л.В.(1985). Инфракрасное излучение Венеры : приближенные расчеты спектра в полосах поглощения атмосферных газов. Космические исслед., т.23, 259-267.

21. Мошкин Б.Е., Мороз В.И., Гнедых A.B., Григорьев A.B., Засова Л.В., Экономов А.П. Предварительные результаты исследования аэрозольной среды в атмосфере Венеры на высотах 30-60 км с помощью AMC "Вега-1" и "Вега-2". // ПАЖ. 1986. Т. 12. С.85.

22. Поршнев Н.В., Мухин Л.М., Гельман Б.Е. и др. Газохроматографический анализ продуктов термических реакций аэрозоля облачного слоя Венеры на AMC "Вега-1" и "Вега-2". // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 715-720.

23. Сурков Ю.А., Иванова В.Ф., Пудов А.Н. Определение химического состава аэрозоля облачного слоя Венеры на AMC "Вега-1" массспектральной аппаратурой "Малахит". // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 744-750.

24. Черемухина З.П., Морозов С.Ф., Бородин Н.Ф. Оценка температуры стратосферы Венеры по данным о перегрузках автоматической станции "Венера-8". // Космич. исслед. 1974. Т. 12. № 2. С. 264.

25. Шпенкух Д., Засова Л.В, Шефер К., Устинов Е.А., Гюлднер Ю., Мороз В.И. и др. Инфракрасный эксперимент на АМС "Венера-15" и "Венера-16". 2. Предварительные результаты восстановления температурных профилей. // Космич. исслед. 1985. Т. 23. С. 206220.

26. ЭртельД., Мороз В.И., Линкин В.М. и др. "Венера-15","Венера-16":первые результаты эксперимента по инфракрасной спектрометрии. // ПАЖ. 1984. Т. 10. № 2. С. 101.

27. Эртель Д., Мороз В.И., Нопираковский И. и др. Инфракрасныйэксперимент на АМС "Венера-15" и "Венера-16". 1. Методика и первые результаты. // Космич. исслед. 1985. Т. 23. С. 191.

28. Яковлев О.И., Ефимов А.И., Тимофеева Т.С. и др. Атмосфера Венеры по предварительным данным экспериментов радиопросвечивания с помощью аппаратов "Венера-9" и "Венера-10". // Космич. исслед. 1976. Т. 14. С. 722-734.

29. Яковлев О.И., Матюгов С.С., Ефимов А.И. и др. Атмосфера Венеры в северной полярной области по данным радиопросвечивания с помощью спутников "Венера-15" и "Венера-16". // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 275-284.

30. Anderson Е.М., and Leovy С.В.(1978) Mariner 9 television limb observations of dust and ice hazes on Mars. // J. Atmos. Sci. 1978. V. 35. P. 1861-1883.

31. Apt J., Leung J. Thermal periodicities in the Venus atmosphere. // Icarus. 1982. V. 49. P. 423-427.

32. Apt J., Brown R.A., Goody R. (1980). Character of the thermal emission from Venus. //J Geophys. Res. 1980. V. 85. P. 7934-7940.

33. Atreya, S. K. & Gu, Z. G.,1994, Stability of the Martian atmosphere . Is geterogeneous catalisis essential?//J. Geophys. Res., 99, 13133.

34. Bandfield, J.F., 2002. Global mineral distributions on Mars. //J.Geophys. Res. 107 (E6)„ 5042

35. Barker S.E., Woodman J.F., Perry M.A., Hapke B.A., and Nelson R.M. Relative spectrophotometry of Venus from 3067 to 5690 A. //J. Atmosph. Sci. 1975. V. 32. P. 1205-1211.

36. Barker J. Detection of S02 in the UV spectrum of Venus. // Geophys. Res. Lett. 1979. V. 6. P. 117.

37. Bates D.R. & Nicolet M. The photochemistry of atmospheric water vapor/J. Geophys. Res., 55, 301 (1950)

38. Belton M.J.S., Smith J.R., Elliot D.A., Klaasen K., and Danielson G.E. Spacetime relationships in the UV markings on Venus. // J. Atmos. Sci. 1976. V. 33. P. 1384-1393.

39. Belton M.J.S., Smith J.R., Schubert G., and DelGenio A.D. Cloud patterns, waves and convection in the Venus atmosphere. // J. Atmos. Sci. 1976. V. 33. P. 1394-1417.

40. Belton M.J., Gierasch P.J., Smith M.D. et al. Images from Galileo of the Venus cloud deck.//Science. 1991. V. 253. P. 1531-1536.

41. Bertaux J.-L., Vandaele A.-C., Korablev. O. et al// Nature, 450, 646 (2007).

42. Bezard B., De Bergh C., Bruce F. et al. (1993). Abundance of sulfure dioxide below the clouds. // Geophys. Res. Lett. 1993. V. 25. № 15. P. 1587-1590.

43. BougherS.W., Rafkin S., Drossart P. Dynamics of the Venus upper atmosphere: Outstanding problems and new constraints expected from Venus Express. // Planet. Space. Sci. 2006. V. 54. P. 1371-1380.

44. Bougher S.W., Borucki W.J. Venus 02 visible and IR nightglow: implications for lower thermosphere dynamics and chemistry. // J. Geophys. Res. 1994. V. 99. P. 3759-3776.

45. Bullock. M. A., Stoker C. R., McKay C.P., & Zent A.P., 1994. A coupled soil-atmosphere model of H202 on Mars// Icarus, 107, 142.

46. Cantor B.A.(2007) MOC observations of the 2001 Mars planet-encircling dust storm. // Icarus 2007. V. 186. P. 60-96.

47. Cantor B. A., James P.B., Caplinger M., and Wolff M. J.(2001) Martian duststorms: 1999 Mars Orbiter Camera observations//J. Geophys. Res. 2001. V. 106, 23,653- 23,687.

48. Carlson R.W., Baines K.H., Encrenaz Th. et al. Galileo infrared imaging spectrometer measurements at Venus. // Science. 1991. V. 253. P. 15411548.

49. Carlson R.W., Kamp L.W., Baines K.H. et al. Variation in Venus cloud particle properties: a new view of Venus's cloud morphology as observed by the Galileo Near-infrared Mapping Spectrometer. // Planet. Space. Sci. 1993. V. 41. P. 477-485.

50. Chahine M.T. Determination of the temperature profile in an atmosphere from its outgoing radiance. //J. Opt. Soc. Amer. 1968. V. 58. P. 1634-1637.

51. Chahine M.T. Inversion problem in radiative transfer:determination of atmospheric parameters. //J. Atm. Sci. 1970. V. 27. P. 960.

52. Chahine M.T. Remote sounding of cloudy atmosphere. II. Multiple cloud formation. // J. Atm. Sci. 1977. 34. № 5. P. 744-757.

53. Chahine M.T., Aumann H.H. and Taylor F.W. Remote sounding of cloudy atmosphere. III. Experimental verification. // J. Atm. Sci. 1977. V. 34. № 5. P. 758-765.

54. Christensen P.R. Variations in Martian surface composition and clouds occurrence determined from thermal infrared spectroscopy: analysis of Viking and Mariner-9 data. // J. Geophys. Res. 1988. V. 103. P. 17331746.

55. Christensen P.R. et al. Initial results from the Mars Global Surveyor thermal emission spectrometer experiment. // Science. 1998. V. 279. P. 16821685.

56. Christensen P.R. et al. Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer experiment: Investigation description and surface science results// J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P23,823-23,876.

57. Chu W.P. Convergence of Chahine's nonlinear relaxation inversion method used or limb viewing remote sensing. //Applied Optics. 1985. V. 24. № 4. P. 445.

58. Chub E.W. and Yakovlev O.I. Temperature and zonal circulation of the atmosphere of Venus based on data of radioprobe experiments. // Cosmic Research. 1980. V. 18. P. 31.

59. Cimino J.B., Elachi C., Kliore D.J., Patel I.R. Polar structure as derived from the Pioneer-Venus orbiter. // J. Geophys. Res. 1980. V. 85. P. 8082-8088.

60. Clancy R.T., Lee S.W., Gladstone G.R., McMillan W. and Roush T. A new model of Mars atmospheric dust based upon analysis of ultraviolet through infrared observations from Mariner 9, Viking and Phobos. // J. Geophys. Res. 1995. V. 100. P. 5251-5263.

61. Clancy R.T., Muhleman D.O. Long-term (1979-1980) changes in the thermal, dynamical, and compositional structure of the Venus mesosphere. // Icarus. 1991. V. 89. P. 129-147.

62. Clancy R.T. and Sandor B.J. C02 ice clouds in the upper atmosphere of Mars. // Geophys. Res. Lett. 1998. V. 25. P. 489-492.

63. Clancy R.T., Grossman A.W., Wolff M.J., James P.B., Billawala Y.N., Sandor B.J., Lee S.W. and Rudy D.J. Water vapor saturation at low altitudes around Mars aphelion: A key to Mars climate?// Icarus. 1996. V. 122. P. 36-62.

64. Clancy R.T., Wolff M., Whitney B. and Cantor B. The distribution of high altitude (70KM) ice clouds in the Mars atmospere from MGS TES and MOC LIMB observations. // Bull. Am. Astron. Soc. 2004. V. 36. P. 1128.

65. Icarus. 1989. V. 79. P. 159-189. Connes P., Connes J., et al. 02 emission in the day & night airglow of Venus. //

66. Astroph. J. Lett. 1979a. V. 233. P. 29-32. Connes. P. Noxon, J. F. Traub, W.A. Carleton, N. 02/1 Delta/ emission in the day and night airglow of Venus. Astrophysical Journal Letters, 1979b. V.233. L29-L32.

67. Crisp D. and Titov D. The thermal balance in the Venus atmosphere, VENUS II. //

68. Crisp, D.; Meadows, V. S.; Bezard,B.; de Bergh, C.; Maillard, J.-P.; Mills, F. P.//J.

69. Geophys. Res. 1996. V. 101. E2. P. 4577-4594. Curran R.G., Conrath B.J., Hanel R.A., Kunde V.G., Pearl J.S. Mars: Mariner 9 spectroscopic evidence for H2 O ice clouds. // Science. 1973. V. 182. P. 381-383.

70. Diner D.J., Westphal J.A. Correlation of simultaneous ultraviolet and infrared images of Venus. // Icarus. 1979. V. 38. P. 81-89.

71. Dohler W., Shafer K., Spankuch D., Zasova L.V., Ustinov E.A. Spectral radiances for Venus standard atmosphere in the 250-1400 cm"1 region. // IUGG. 1984. V.48.

72. Dodd, J. A., Lipson; S. J., Lowell, J. R., et al. Analysis of hydroxyl earthlimbairglow emissions: kinetic model for state-to-state dynamics of OH(v,N). J. Geophys. Res., 99, 3559 (1994).

73. Dolphus A. Venus: evolution of the upper atmospheric clouds. // J. Atmos. Sci. 1975. V. 32. P. 1060-1070.

74. Drossart P., Piccioni G., Adriani A., Angrilli F., Arnold G., Baines K.H. et al. Scientific goals for the observation of Venus by VIRTIS on ESAA/enus express mission. // P&SS. 2007. V. 55. Issue 12. P. 1653-1672.

75. Dubois R., Zasova L.V., Spankuch D. et al. Thermal structure of the middle atmosphere of Venus from Venera-15 data., Veroffv. Fo.ber.Geo-Kosmowi., 18,1989.

76. Esposito L.W., Knollenberg R.G., Marov M.Ya., Toon R.B. and Turko R.P. The clouds and hazes of Venus. // In Venus. Tucon: The University of Arizona Press. P. 484-458, 1983.

77. Ekonomov A.P., Moshkin B.E., Moroz V.I., Golovin lu.M., Gnedykh V.I., Grigorev A.V. The UV-photometry experiment on the Venera-13 and Venera-14 descent modules. // Kosls. 1983. V. 21. P. 254.

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

79. Elson L.S. Preliminary results from the Pioneer Venus Orbiter infrared radiometer: temperature and dynamic of the upper atmosphere. // Geophys. res. lett. 1979. V. 6. P. 720-722.

80. Esposito L.W., Winick R.J. and Stewart A.I. Sulfur dioxide in the Venus atmosphere: Distributions and implications. // Geophys. Res. Lett. 1979. V. 6. P. 601-604.

81. Esposito L.W. Ultraviolet contrasts and the absorber near the Venus clouds tops. // J. Geopys. Res. 1980. V. 85. P. 8151-8157.

82. Esposito L.W. and Gates L.J.(1981). Horizontal and vertical distribution of sulfur dioxide on Venus. Eos 62, 321.

83. Esposito L.W. and Travis L:D. Polarization studies of the Venus UV contrasts: clouds Height and Haze variability. // Icarus. 1982. V. 51. P. 374-390.

84. Esposito L.W. Sulfur Dioxide: episodic injection shows evidence for active Venus volcanism. //Science. 1984. V. 223. P. 1072-1074.

85. Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I. and .Zasova L.V. 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.

86. Esposito L.W. Long term changes in Venus sulfur dioxide. //Adv. Space. Res. 1985. V. 5. № 9. P. 85-90.

87. Esposito L.W., Copley M., Echet R. et al. Sulfur dioxide at the Venus cloud tops (1978-1986). //J. Geophys. Res. 1988. V. 93. P. 5267.

88. 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. 484-564, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona.

89. Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I., and Zasova L.V. 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.

90. Fedorova A., Korablev O., Bertaux J., Rodin A., Montmessin F., Belyaev D., Reberac A. American Astronomical Society, DPS meeting #39, #31.03, 2007

91. Fenton F.K., Pearl J.C. and Martin T. Mapping Mariner 9 dust opacity. // Icarus. 1997. V. 130. P. 115-124.

92. Fels S.B., Schofield J.T., Crisp D. The solar semidiurnal tide in the Venus mesosphere: observations and theory. // Nature. 1984. V. 312. P. 431-434.

93. Forget F., Hourdin F., Fournier R., Hourdin C., Talagrand O.Collins M., Lewis S.R., Read P.L., Huot J. Improved general circulation models of the Martian atmosphere from the surface to above 80 km. // J. Geophys. Res. 1999. V. 104. P. 24155-24176.

94. Formisano V., Grassi D., Ignatiev N.I. et al. PFS for Mars Express: a new approach to study Martian atmosphere. //Adv. Space Res. 2002. V. 299.

95. Formisano V., Grassi D., Piccioni G., Pearl J., Hanel R., Bjoraker G. and Conrath B. IRIS Mariner 9 data revisited: 1. An instrumental effect. // Planet. Space Sci. 2000. V. 48. P. 569-576.

96. Fox J.L. and Borucki S.W. Structure, luminosity and dynamics of the Venus thermosphere. // Space Sci. Rev. 1991. V. 55. P. 357-489.

97. Garcia MunozA., McConnell J.C., McDade, I. C., & Melo, S. M. L. Airglowon Mars: Some model expectations for the OH Meinel bands and the 02IR atmospheric band, Icarus, 176, 75 (2005)

98. Gendrin, Aline; Erard, Stéphane; Drossart, Pierre; Melchiorri, Riccardo. Observation of pressure variations in the Martian atmosphere // Geophysical Research Letters, v. 30, Issue 23, pp. ASC 14-1

99. Gerard J.-C., Saglam A., Piccioni G., Drossart P., Cox C., Erard S., Hueso R.,

100. Sanchez-Lavega A. Distribution of the 02 infrared nightglow observed with VIRTIS on board Venus Express. // Geophys. Res. Lett. 2008. V. 35. I. 2.

101. Gierasch P. and Goody R. The effect of the dust on the temperature of the Martian atmosphere. // J. Atmosph. Sci. 1972. V. 29. P. 400-402.

102. Gierash P.J. et al. 1997 The general circulation of the Venus atmosphere and assessment. In Venus II. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona.

103. Goldstein J. Absolute wind speed measurements in the low atmosphere of Venus using infrared heterodyne spectroscopy. // PhD thesis. Univ. of Penn. 1989.

104. Good J.C., Schloerb F.P. Limits on Venus: S02 abundance profile from interferometric observations at 3.4 mm wavelength. // Icarus. 1983. V. 53. P. 538-547.

105. Grassi D. and Formisano V. IRIS Mariner 9 data revisited: 2. aerosol dust composition. // Planetari and Space Sci. 2000. V. 48. P. 577.

106. Grassi D., Fiorenza C., Zasova L.V., Ignatiev N.I., Maturilli A., Formisano V., Giuranna M. The Martian atmosphere above Great Volcanoes: early Planetary Fourier Spectrometer observations. // Planetary and Space Science. 2005. V. 53. P. 1053-1064.

107. Grinspoon D.H., Pollack J.B., Sitton B.R. et al. Probing Venus cloud structure with Galileo NIMS. // Planet. Space. Sci. 1993. V. 41. P. 515-542.

108. Haberle R.M., Joshi M.M., Murphy J.R. et al. General circulation model simulations of the Mars Pathfinder atmospheric structure investigation/meteorology data. //J. Geophys. Res. 1999. V. 104. P. 89578974.

109. Hanel R., Conrath B., Hovis W., Kunde A., Lowman P. et al. Investigation of the Martian enviroment by infrared spectroscopy on Mariner 9. // Icarus. 1972. V. 17. P. 423-442.

110. Hanel R.A., Conrath B.J., Jennings D.E, Samuleson R.E., (2003); Exploration of the Solar System by Infrared Remote Sensing, Cambridge University Press, 2nd edition

111. Hansen J.E., Arking A. Clouds of Venus: evidence for their nature. // Sience. 1971. V. 171. P. 669-672.

112. Hansen, G.B., 1997. Spectral absorption of solid C02 from the ultraviolet to the far- infrared. //Adv. Space Res. 20, 1613-1616.

113. Hansen J.E., Hovenier J.W. Interpretation of the polarization of Venus. //J. Atmosph. Sci. 1974. V. 31. P. 1137-1160.

114. Hansen G. B. Spectral absorption of solid C02 from the ultraviolet to the far-infrared. //Adv. Space. Res. 1997. V. 20. P. 1613-1616.

115. Hansen, G.B., 2001. Empirical optical properties of Martian Dust. 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference, Houston, TX, March 12-16, Abstract No. 1282.

116. Hansen, G.B. Control of the radiative behavior of the Martian polar caps by surface CO2 ice: Evidence from Mars Global Surveyor measurements// JGR 1999, 10416471

117. Hansen, G.; Giuranna, M.; Formisano, V.; Fonti, S et al., PFS-MEX observation of ices in the residual south polar cap of Mars. // Planetary and Space Science, 2005. Volume 53, Issue 10, p. 1089-1095.

118. Hansen, J. E.; Travis, L. D. Light scattering in planetary atmospheres // Space Science Reviews, 1974, V.16, p. 527-610

119. Hapke B. and Nelson R. Evidence for elemental sulfur component of the clouds from Venus spectrophotometry. // J. Atmos. Sci. 1975. V. 32. P. 1212-1218.

120. Herr K.C. and Pimental G.C. Evidence for solid carbon dioxide in the upper atmosphere of Mars. // Science. 1970. V. 167. P. 47-49.

121. Hinson, D. P., and R. J. Wilson (2004), Temperature inversions, thermal tides, and water ice clouds in the Martian tropics, J. Geophys. Res., 109, E01002, doi:10.1029/2003JE002129.

122. Hinson D. and Jenkins J. Magellan radio occultation measurements of atmospheric waves on Venus. // Icarus. 1995. V. 114. P. 310.

123. Hinson D.P., Simpson R.A., Twicken J.D., Tyler G.L. and Flasar F.M. Initial results from radio occultation measurements with Mars Global Surveyor. // J. Geophys. Res. 1999. V. 104. E. 11. P. 26977-27012.

124. Hinson, D. P.; Wilson, R. J. Temperature Inversions, Thermal Tides, and Water Ice Clouds in the Martian Tropics // Bulletin of the American Astronomical Society, 2003, v. 35, p.913

125. Houben H.(1982). UV albedo markings on Venus generated by radiative dynamic instability. Icarus

126. Howard, H. T.; Tyler, G. L.; et al., Venus: Mass, Gravity Field, Atmosphere, and Ionosphere as Measured by the Mariner 10 Dual-Frequency Radio System 1974Sci.183.1297

127. Huntress W.H., Moroz V.I. and Shevalev I.L. Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20th century. // Space Sci. Rev. 2002.

128. James P.B., Bell J.F., Clancy R.T., Lee S.W., Martin L.J. and Wolff M.J. Global imaging of Mars by Hubble space telescope during the 1995 opposition. // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. E8. P. 18883-18890.

129. Jaquin F., Gierasch P. G. and Kahn R. The vertical structure of limb hazes in the Martian atmosphere. // Icarus. 1986. V. 68. P. 442-461.

130. Jenkins V.M. et al. Radio occupation of the Venus atmosphere with the Magellan spacecraft. 2. Results from the October 1991 experiment. // Icarus. 1994. V. 111. P. 79.

131. Jones A.D. Optical constants of sulfuric acid in the far infrared. // J. Quant.

132. J. Geophys. Res. 1980. V. 85. P. 8129. Kawabata K.D., Sato M., Travis L.D. Polarimetric determination of aerosol propertiesand variation of haze and cloud structure on Venus. // Icarus. 1982. Kley, D. 1997, Science, 276, 103

133. Kliore A. and Patel U. Thermal structure of the atmosphere of Venus from Pioneer

134. Venus radio occultations. // Icarus. 1982. V. 52. P. 320-334. Kliore A., Moroz V.I. and Keating G. The Venus International Reference

135. Atmosphere. //Adv. Space Res. 1985. № 11. Kliore A.J. Recent Results on Venus Atmosphere from Pioneer Venus Radio

136. Occultations. //Adv. Space Res. 1985. V. 5. № 9. P. 41-49. Kliore A.J, Levy G.S., Cain D.L. et al. Atmosphere and ionosphere of Venus from the Mariner-5 S-band radio occultation measurements. // Science. 1976. V. 158. P. 105.

137. Kliore A.J. and Patel I.R. The vertical structure of the atmosphere of Venus from Pioneer Venus orbiter radio occultations. // J. Geophys. Res. 1980. V. 85. P. 7957-7962.

138. Kliore A. and Patel U. Thermal structure of the atmosphere of Venus from Pioneer

139. Krasnopolsky V.A. Chemical composition of Venus clouds. //Planet. Space Sci., 33, 109. 1985.

140. Krasnopolsky V. , Bjoraker G.L. Mapping of Mars 02 dayglow. // J. Geophys. Res., 105 (E8), pp. 20179-20188, 2000.

141. Krasnopolsky, V. A. & Krysko, A. A. (1976)On the night airglow of the Martian atmosphere//Space Res., 16, 1005.

142. Krasnopolsky V.A. (1987). S3 and S4 absorption cross-sections in the range of 340 to 600 nm and evaluation of the S3 abundance in the lower atmosphere of Venus. //Advances in Space Res., 7, N12, pp. 25-27.

143. Krasnopolsky V.A. Vega mission results and chemical composition of Venusian clouds. //Icarus, 8, pp. 202-208, 1989.

144. Krasnopolsky V.A. Venus spectroscopy in the 3000-8000A region by Venera9 and 10. // Hunten, D.M., Colin, L., Donahue, T.M., Moroz, V.I. (Eds.). Venus. The University of Arizona Press, Tuczon, AZ. P. pp. 459-483, 1983.

145. Krasnopolsky V.A. Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems .// Planet. Space Sci. 2006. V. 54. P. 13521359.

146. Ksanfomality L.V. Venera 9 and 10 thermal radiometry. //Icarus, 41, 1980, 36-64.

147. Kunde V.G.,Hanel R.A., Herath L.W. (1977) High spectral resolution ground based observations of Venus in the 450 -1250 cm-1.// Icarus 32, N2, 210.

148. Marov M.Ya., Lystsev B.E., Lebedev V.N. et al. The structure and microphysics properties of Venus clouds: Venera 9, 10, 11 data. Icarus 44, 608-639, 1980

149. Matcygorin I.A. Sun coupled waves in the field of the thermal radiation of Venus from Venera-15 infrared spectrometry.// Veroff. Fo.ber.Geo-Kosmowi., 18, 155-163 (1989).

150. Markiewicz, W. J.; Sablotny, R. M.; Keller, H. U.; Thomas, N.; Titov, D.; Smith, P. H. Optical properties of the Martian aerosols as derived from Imager for Mars Pathfinder midday sky brightness data 1999 // JGR. 104. 9009

151. McCleese,D., J. T. Schofield, F. W. Taylor, et al. Mars Climate Sounder: An investigation of thermal and water vapor structure, dust and condensate distributions in the atmosphere, and energy balance of the polar regions // Geophys. Res. 2007. V. 112.

152. Meadows V.S. and Crisp D. Ground-based near infrared observations of the Venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface.//J. Geophys. Res. 101, 4595-4622, 1996.

153. Meinel, A. B. OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky.ApJ., 111, 555 (1950)

154. Meriwether, J. W. // J. Geophys. Res., 94, 14629 (1989)

155. Mills F.P, Allen M. A review of selected issues concerning the chemistry in Venud middle atmosphere. // Planetary and Space Sei., 55, 17291740, 2007.

156. Montmessin, F., P. Rannou, and M. Cabane (2002), New insights into Martian dust distribution and water-ice cloud microphysics, //J. Geophys. Res., 107(E6), 5037, doi: 10.1029/2001JE001520.

157. Montmessin, F., et al. , Subvisible C02 ice clouds detected in the mesosphere of Mars, //Icarus, 183, 403-410. 2006.

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

159. Moroz V.l., 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. Space Res., 17(11), 171-180, 1996.

160. Moroz, V., V. M. Linkin, I. A. Matsygorin, et al., (1986b) Venus spacecraft infrared radiance spectra and some aspects of their interpretation, //Applied Optics, 25(10), 1710-1719,.

161. Observation of Venus S02 and SO. // J. Geophys. Res. 95, 7485,1990. Na, C.Y. PhD dissertation, University of Colorado, Boulder. 1992 Na C.Y. . Horizontal variation of Venus SO2. //VENUS-II, Geology, Geophysics,

162. Ohtsuki, S., N. Iwagami, H. Sagawa, H. Kasaba, Y. Ueno, and M. Imamura,

163. Groundbased observation of the Venus 1.27-mm 02 airglow, //Adv. Space, 36,2038.2005 .

164. Ohtsuki, S., Iwagami, N., Sagawa, H, et al., Imaging spectroscopy of the venus 1.27-jjm 02 airglow with ground-based telescopes, Submitted to //Adv. Space Res.(2008).

165. Ovsyankin, E. l.;Ogorodnikov, B. I.; Skitovich, V. I.; Khristianov, V. K. Iron in the clouds of Venus// Soviet Physics Doklady, 1981, v. 26, p.906 Petryanov, I. V.; Andreichikov, B. M.; Korchuganov, B. N.; Ovsyankin, E. I.;

166. Pollack J.B., Toon, O.B., Whitten, R.C., Boese, R., Tomasko, M., Esposito, L.Travis, L., and Wiedman, D. . Distribution and source of the UV absorption in Venus atmosphere,//J. Geophys. Res., 85, A13, 8141-8150. 1980

167. Pollack, J. B., M. E. Ockert-Bell, and M. K. Sheppard , Viking lander analysis of Martian atmospheric dust,//J. Geophys. Res., 100, 5235-5250. 1995

168. Pollack J.B., O.B.Toon and B.N. Khare, Optical properties of some terrestrial rocks and glasses.// Icarus, 19, 372-389, 1973.

169. Pollack J.B., Colburn D.S., Flasar F.M., Kahn R., Carlston C.E. and Pidek D., Properties and effect of dust particles suspended in the Martian Atmosphere,//// J. Geophys. Res, 84, B6, 2929-2945, 1979:

170. Rafkin, Scot C. R.; Sta. Maria, Magdalena R. V.; Michaels, Timothy I. Simulation of the atmospheric thermal circulation of a martian volcano using a mesoscale numerical model // Natue 2002 419.697

171. Ragent B., Blamont J. The structure of the clouds of Venus: Results of the Pioneer Venus nephelomter.experiment.// Pioneer Venus, v. 85, A13, 8089 .1980.

172. Rodgers, C.D.,. Inverse Methods for Atmospheric Sounding: Theory and Practice. //World Scientific, Singapore, 2000.

173. Rodin, A. V., R. T. Clancy, and R. J. Wilson , Dynamical properties of Mars water ice clouds and their interactions with atmospheric dust and radiation, // Adv. Space. Res., 23, 1577- 1585. 1999.

174. Rodgers, C.D., Retrieval of atmospheric teijiperature and composition fromremote measurements of thermal radiation,// Rev. of Geophy., (14), p. 6096241976

175. Roos M., Drossart P., Encrenaz Th., et al. The upper clouds of Venus: determination of the scale height from NIMS-Galileo infrared data. // Space. Sci., 41, 505514 .1993.

176. Roos-Serote M., Drossart P., Encrenaz Th., et al. The thermal structure and dynamics of the atmosphere of Venus between 70-90 km from the Galileo-NIMS spectra.// Icarus, 114, 300-309. .1995.

177. Ross F.E Photographs of Venus. //Astrophys. J. 67, 57-92. 1928 .

178. Rossow W.B., DelGenio A., Limaye S.S., and Travis L.D. . Cloud morphology and motions from Pioneer-Venus images. // J. Geophys. Res. 85, 8107-8128. 1980

179. Rothman, L.S. and 29 colleagues, The HITRAN 2004 molecular spectroscopy database, //JQSRT, 96, p. 139-204 2005.

180. Roush T., J. Pollack and J. Orenberg, Derivation of midinfrared (5 25 |am) optical constants of some silicate and palagonite. // Icarus, 94, 191-208, 1991

181. Sagdeev R.Z., Linkin V.M., Kerzhanovich V.V. et al. . Overview of Vega Venus balloon in situ meteorological measurements. // Science, 231, 1411-1413. 1986.

182. San'ko, N. F. Gaseous sulfur in the Venusian atmosphere //Kosls, 1980, .v.18, p.600

183. Santee M. and D. Crisp, Thermal structure and dust loading of the Martian atmosphere during late southern summer: Mariner 9 revisited. // J. Geophys. Res., 98, 3261-3279, 1993.

184. Schafer K., V.M.Linkin, K.Dethloff, D.Pacaev, R.Dubois, V.V.kerzhanovich, D.Spankuch, L.V.Zasova, Temperature and thermal wind field of the middle atmosphere of Venus from Venera-15 data. //Veroff. Fo.ber. Geo-Kosmowi., 18,1989.

185. Schofield J.T. and Diner D.J. . Rotation of Venus Polar Dipole. //Nature 305, 116-119. 1983

186. Schofield J.T., Taylor F.W. Net global thermal emission from the Venus atmosphere.// Icarus , v. 52, p. 245, 1982

187. Schofield, J. T., Taylor, F. W. and McCleese D.J. (1982). The global distribution of water vapor in the middle atmosphere of Venus. // Icarus 52,263-278.

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

189. Schofield, J. T., et al. , The Mars Pathfinder Atmospheric Stcture1.vestigation/Meteorology Experiment (ASI/MET), // Science, 278, pp.1752-1758. 1997

190. Sharma, R. D., Harlow, H. B., Riehl, J. P., Determination of atomic oxygen density and temperature of the thermosphere by remote sensing,// P&SS, 36, pp. 531-538. 1985 .

191. Shubert G. General circulation and dynamical state of the Venus atmosphere. // Hunten, D.M., Colin, L., Donahue, T.M., Moroz, V.I. (Eds.). Venus. The University of Arizona Press, Tuczon, AZ. P. 681-765, 1983.

192. Seiff A., Kirk D.B., Young R.E., Sommer S„ Blanchard R.C., Findlay J.T., Kelly G.M.(1979). Thermal contrast in the atmosphere of Venus: initial appraisal from Pioneer Venus data. // Science 205, 46-49.

193. Seiff A., D. Kirk, R. Young et al. Measurements of thermal structure and thermal contrasts in the atmosphere ofVenus and related dynamic observations: results from the four Pioneer Venus probes. // J. Geophys. Res., 85, A13, p. 7903-7933, 1980.

194. Seiff A. Thermal sructure of the atmosphere ofVenus. //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.

195. Seiff A., J.T.Schofield, A.J.KIiore et al. Models of the structure of the atmosphere ofVenus from the surface to 100 km altitude, //Advances in Space Res., 5, N11, 3-58, 1985.

196. Slanger, T., D. L. Huestis, P. C. Cosby, N. J. Chanover, and T. A. Bida The Venus nightglow ground-based observations and chemical mechanisms, // Icarus, 182, 1, 2006 .

197. Smith W.L. Iterative solution of the radiative transfer equation for the temperature and absorbing gas profile of an atmosphere. //Appl. opt.,v. 9,, p. 1993.1970

198. Smith, M. D. , TES limb-geometry observations of aerosols,//paper presented at Sixth International Conference on Mars, Lunar and Planet. Inst., Pasadena, Calif. 2003

199. Smith, M. D. , Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999-2003, // Icarus, 167, 148- 165. 2004.

200. Smith, M. D., B. J. Conrath, J. C. Pearl, and P. R. Christensen , Thermal

201. Emission Spectrometer observations of Martian planet-encircling dust storm 2001 A, // Icarus, 157, 259-263. 2002.

202. Smith, M. D., et al. , First atmospheric // Science results from the Mars Exploration Rovers Mini-TES, // Science, 306, 1750- 1752. 2004.

203. Smith, P. H., et al. , Results from the Mars Pathfinder Camera, // Science, 278, 1758,1997.

204. Smith, D. E., M. T. Zuber, H. V. Frey, J. B. Garvin, J. W. Head, et al., Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA): Experiment summary after the first year of global mapping of Mars, submitted to // J. Geophys. Res., 2000.

205. Smith, P. H. and M. Lemmon, Opacity of the Martian atmosphere measured by the Imager for Mars Pathfinder. // J. Geophys. Res. 104, E4, 8975-8985, 1999.

206. Spankuch D., D.Oertel, V.I.Moroz.W.Deler, V.M.Linkin, K.Shafer, L.V.Zasova, J.Guldner, I.A.Mazygorin, E.A.Ustinov, R.Dubois. Venus spectra obtained from Venera 15 and 16 spacecraft. // IRS'84: Current problems in atmospheric radiation, pp 373-376, 1984.

207. Spankuch D., Matsygorin, I.A., Dubois, R. and Zasova, L.V. . Venus middle-atmosphere temperature from Venera-15. // Advances in Space Res. 10, N5,67. 1990.

208. Stamnes, K., Tsay, S.-C., Wiscombe, W., Jayaweera, K.,. Numerically stable algorithm for discrete-ordinate-method radiative transfer in multiple scattering end emitting layered media. //Appl.Opt. 27, 2502-2509. 1988.

209. Stewart, A.I., Anderson, L.W., Esposito, L.W., and Barth, C.A. . UV spectroscopy of Venus: Initial results from Pioneer Venus Orbiter. // Science 203, 777-779. 1979.

210. Suomi V.E., Limaye S.J. . Venus: further evidence of vortex circulation. // Science, 201, 1009-1011. 1978.

211. Taylor F.W. . Remote temperature sounding in the presence of clouds by zenith scanning. //Applied Optics, v. 13, 1559-1566. 1974.

212. Taylor F.W., McCleese D.J., Diner D.J. . Polar clearing in the Venus clouds observed from the Pioneer Orbiter. Nature 279, pp. 613-614.,1979.

213. 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.

214. Taylor, F.W., Crisp, D., Bezard, B., (1997), Near Infrared Sounding of the Lower Atmosphere of Venus .//Venus II (edited by Bougher, S. W., Hunten, D.M., Phillips, R.J.), pp. 215-279, University of Arizona Press, Tucson.

215. Taylor F.W., Schofield J.T., Valdes P.F. . Temperature structure and dynamics of the middle atmosphere of Venus. //Adv. in Space Res. 5, N9, 5-7.1985.

216. Taylor F.W., Kamp L.W., Calcutt S.B. . High latitude phenomena, deep cloud structure, and water vapor on Venus. //Advances in Space Res. 10, N5, pp. 47-56. 1990.

217. Toigo A.D., M.I. Richardson. Seasonal variations of aerosols in the Martian atmosphere. //J. Geophys. Res. 105, E2, pp. 4109-4121. 2000.

218. Tomasko M.G., Doose R.L., and P.H. Smith. . Absorption of sunlight in the Venus atmosphere. // Science 205, pp. 80-82. 1979.

219. Tomasko, M. G., L. R. Doose, M. Lemmon, P. H. Smith, and E. Wegryn , Properties of dust in the Martian atmosphere from the Imager onMars Pathfinder,//J. Geophys. Res., 104, pp. 8987-9008. 1999.

220. Toon O.B., J.B. Pollack and C. Sagon, Physical properties of the particles composing the Martian dust storm of 1971-1972, // Icarus, 30, pp. 663 -696, 1977.

221. Toon O.B., B.Ragent, D.Colburn, J.BIamont, C.Cot. Large solid particles in the clouds of Venus: do they exist? // Icarus, v. 57, , p. 143-160. 1984.

222. Tozzi, G. P., Feldman, P. D„ & Weaver, H. A.,//A&A, 285, L9 1994.

223. Travis L.D. . On the origin of the ultraviolet contrasts on Venus. // J.Atmos. Sci. 32, 1190-1200. 1975.

224. Travis L.D., Coffeen D.L., DelGenio A.D., Hansen J.E., Kawabata K., Lacis A.A., Lane W.A., Limaye S.S.,Rossow W.B., Stone P.H. . Cloud images from Pioneer Venus orbiter. // Science 205, 74-76. 1979.

225. Twomey S., D. Herman and R. Rabinof, A extension of Chahine method of inverting the radiative transfer solution equation. // J.Atmosph. Sci., 34, 1085, 1977.

226. Twomey S. .Comparison of the Constrained Linear Inversion and Iterative Nonlinear Algorithm, Applied to the indirect estimation of the particle size distribution. //J.Comput. Phys., v. 18, 188. 1975.

227. Twomey S. . Some aspects of the inversion problem in remote sounding.// "Inversion methods in atmospheric remote sounding". A.Deepack ed., Academic Press, 41. 1977a

228. VIRA A.KIiore, V.I.Moroz and GM.Keating (editors), The Venus Reference Atmosphere, //Adv. Space Res. 5, N11, 1-303,1985.

229. Walterschield R.L., Schubert G., Newman M., et al. . Zonal wind and the angular momentum balance of Venus' atmosphere within and above the clouds. // J.Atmosph.Sci., 42, 1982-1990. 1985.

230. Wang, Huiqun; Ingersoll, Andrew P. Martian clouds observed by Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera // Journal of Geophysical Research (Planets), 2002, v. 107, Issue E10, pp. 8-1,

231. Warren, S. G. , Optical constants of ice from the ultraviolet to the microwave,// Appl. Opt., 23, 1206-1225,1984.

232. Winick J.B. and Stewart A.I.F. . Photochemistry of SO2 in Venus upper cloud layer. // J. Geophys. Res. 85, pp. 7849-7860. 1980.

233. Winick, J. R., Picard, R. H., Sharma, R. D., Nadile, R. M., Oxygen singlet Delta 1.58- micrometer (0-1) limb radiance in the upper stratosphere and lower mesosphere, //JGR. 1985. V. 90. pp. 9804-9814.

234. Wright W.H. . Photographs of Venus made by infrared and violet light. // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1927. V. 39. pp. 220-221.

235. Wilson, R. J. , Evidence for nonmigrating thermal tides in the Mars upperatmosphere from the Mars Global Surveyor Accelerometer Experiment, // Geophys. Res. Lett., 29(7), 1120, 2002. doi:10.1029/2001GL013975.

236. Wolff, M. J., and R. T. Clancy , Constraints on the size of Martian aerosols from Thermal Emission Spectrometer observations, //J. Geophys. Res., 108(E9), 5097, 2003. doi:10.1029/2003JE002057.

237. Wolff, M. J., et al. , Constraints on dust aerosols from the Mars Exploration

238. Rovers Using MGS Overflights and Mini-TES, // J. Geophys. Res., 111, E12S17, 2006. doi:10.1029/2006JE002786.

239. Yakoviev, 0. L., V. N. Gubenko, S. S. Matyugov, G. D.Yakovleva, and 1. R. Vaganov, Atmosphere of Venus in South Subpolar Region, // Kosmich. issled. 25, N25, 258-266, 1987a, in Russian * .

240. Yakoviev, 0. L., S. S. Matyugov, . Efimov A, Gubenko V.N., Kucheriavenkov A., Atmosphere of Venus in North Polar Region,// Kosmich. issled. 25, N25, 267-274, 1987b, in Russian * .

241. Yakoviev, 0. L., S. S. Matyugov and V. N. Gubenko, Venera-15 and 16 Middle Atmosphere Profiles from Radar Occultations: Polar and Near Polar Atmosphere of Venus, // Icarus, 94, 493-510, 1991.

242. Young, A.T. . Are the clouds of Venus sulfuric acid. // Icarus, 18, p. 564. 1973.

243. Young A.T. . The clouds of Venus. //J. Atmos. Sci. 32, pp. 1125-1131. 1975.

244. Young A.T. . An improved Venus cloud model. // Icarus 32, pp. 1-26. 1977.

245. Young A.T. . Venus cloud microphysics. // Icarus, v. 56, pp. 568-577. 1983.

246. Zasova L.V. , Krasnopolsky V.A., Moroz V.I. Vertical distribution of S02 in upper cloud layer of Venus and origin of the UV absorption // Adv. Space res. 1981. V. 1. p. 31.

247. Zasova L.V, D.Spankuch, V.I.Moroz et al., Venera-15 and Venera-16 infrared experiment. 3. Some on the cloud structure // Veroff. Fo.ber. Geo-• KosmowL V. 18. 1989.

248. Zasova L.V., Moroz V.I., Esposito L.W., and Na C.Y., S02in the middle atmosphere of Venus: IR measurements from VENERA-15 and comparison to UVdata, // Icarus 105, 92-109, 1993.

249. Zasova L.V., Khatountsev I.A., Moroz. V.I., Ignatiev N.I. Structure of the Venus middle atmosphere: Venera-15 Fourier Spectrometer data revisited. // Advances in Space Res., 23, N9, pp. 1559-1568, 1999.

250. Zasova L.V., Khatuntsev I.V., Ignatiev N.I., and Moroz V.i.,. Local time variations of themiddle atmosphere of Venus: solar-related structures, //Adv. Space Res. 299, N 2, pp. 243-248. 2002.

251. Zasova, L.V., Moroz, V.I., Formisano, V., Ignatiev ,N.I., Khatuntsev, I.V.,. Infrared spectrometry of Venus: IR Fourier spectrometer on Venera 15 as a precursor of PFS for Venus Express, //Adv. Space Res. 34, pp. 16551667. 2004.

252. Zasova, L.V.; Ignatiev,N.; Khatuntsev,I.; Linkin.V. Structure of the Venus atmosphere // Planetary and Space // Science. V. 55. N. 12. P. 17121728. 2007a.

253. Zasova, L; Piccioni, G.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; VIRTIS/Venus Express Team. Vertical Distribution of the 1.27 pm 02 Airglow from the Limb VIRTIS-M VEX Observations. American Astronomical Society, DPS meeting #39, #45.07, 2007b

254. Zasova L., Drossart PI, G.Piccioni, A.Shakun and the VIRTIS Venus Express team. The 02 night glow of Venus from limb observation of VIRTIS -M VEX; upper boundary of the clouds . EGU2007-A-08394', 2007c

255. Zasova, L. V.; Altieri, F.; Grassi, D.; Bellucci, et al. The 1.27 pm 02 day glow and ozone in Martian atmosphere from OMEGA Mars Express measurements // 36th COSPAR Scientific Assembly. Held 16-23 July 2006, in Beijing, China. #1409, 2006b.

256. Zhu, X. & Yee, J.-H. 2007, Wave photochemistry coupling and its effect on water vapor, ozone and airglow variations in the atmosphere of Mars, // Icarus, 189, 136 , 2007

257. Zurek R., Smrekar E. An overview of the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) Science mission // Geophys. Res. 2007. V. 112. 2006JE002701.