Водяной пар в атмосфере Венеры по данным оптической и ИК спектрометрии на АМС "Венера-11-15" тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

5 ОД

' 7 OKI 1998 ";l "Paiiax рукописи

Игнатьев Николай Игоревич

Водяной пар в атмосфере Венеры по данным оптической и ИК спектрометрии на AMC «Венера-11-15»

01.03.03 Гелиофизика и физика Солнечной системы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

-fi

Москва 1998

Работа выполнена в Институте космических исследовании Российской академии игу к

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, профессор Мороз В. И. Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Курт В. Г. доктор физико-математических наук, профессор Яновицкий Э. Г.

Ведущая организация:

Государственный Астрономический институт им. П. К. Штернберг при МГУ

Защита диссертации состоится 20 ноября 1998 г. в 11 ч 30 мин. на зас< дании диссертационного совета Д 002.94.01 в Институте космических ис следований РАН по адресу: Москва, ул. Профсоюзная, 84/32, ИКИ РАГ подъезд 2, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан октября 1998 г.

Ученый секретарь диссертационного совета к. т. н.

Нестеров В. Е.

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Водяной пар в атмосфере Венеры — малая составляющая, его содержание на много порядков меньше, чем углекислого газа. Тем-не менее, являясь сильным поглотителем инфракрасного излучения, он может вносить заметный вклад в поддержание парникового эффекта, ответственного за высокую температуру поверхности и нижней атмосферы планеты. Расчет теплового баланса планеты требует, таким образом, знания распределения в атмосфере водяного пара. Кроме того, водяной пар участвует в химических реакциях, в том числе тех, которые связаны с образованием аэрозольных частиц облачного слоя, охватывающего всю планету. И в этом случае содержание и распределение водяного пара необходимо для расчетов и проверки моделей процессов в облачном слое. Наконец, содержание НгО есть одна из ключевых величин для понимания эволюции планеты.

Неудивительно, поэтому, что в экспериментах по измерению содержания водяного пара на Венере, казалось бы, нет недостатка. Тем не менее, представления о содержании и распределении водяного пара нельзя назвать твердо сложившимися — данные различных экспериментов часто противоречат друг другу. Вследствие совершенствования методов измерений и их интерпретации, содержание водяного пара в облачном слое и нижней атмосфере, выводимое из измерений, за последние 30 лет было значительно изменено в сторону уменьшения с 104 ррт по порядку величины до не более 102 ррт, в том числе и благодаря работам, которые легли в основу настоящей диссертации. Это заставляет вносить изменения в понимание физико-химических процессов на Венере.

Цель работы

Целью работы является исследование общего содержания, распределения, пространственно-временной изменчивости водяного пара в атмосфере Венеры путем анализа спектров видимого и инфракрасного диапазона, измеренных в 1978-83 гг. с помощью спектрометров, установленных на борту спускаемых аппаратов Венера-11-14 и орбитального аппарата Венера-15.

Научная новизна

На единой основе современных методов расчета газового поглощения и переноса атмосферного Излучения проведено комплексное исследование водяного пара в атмосфере Венеры. Рассмотрены практически все пригодные для анализа содержания Н2О данные оптической и ИК спектрометрии, полученные отечественными космическими аппаратами. В результате анализа данных спектрометрии на CA Венера-11-14 получен новый, отличный от предыдущей интерпретации, вертикальный профиль содержания водяного пара на высотах 0-60 км, чем в значительной мере устранены существовавшие прежде расхождения с данными наблюдений ночного свечения Венеры. Обнаружено также, что, по-видимому, содержание водяного пара меняется с высотой с минимумом 20 ррш на высоте 10-15 км и возрастанием до 50-70 ррт у поверхности. Установление этих особенностей вертикального профиля НгО может иметь весьма важное значение для построения модели комплекса химических процессов, происходящих в атмосфере и на поверхности планеты. Измерены содержания водяно-. то пара и подробно исследована его изменчивость на высотах 55-65 км в обширных областях планеты, охваченных измерениями Венеры-15. Показано, что большие содержания (порядка 102 ррт и более), полученные в ряде других экспериментов как в подоблачной атмосфере, так и в верхней части облаков, резко противоречат спектрометрическим измерениям на AMC Венера-11-15.

Практическая ценность работы

Практическая ценность диссертации вытекает из той важной роли, которую играет водяной пар в атмосферных процессах. Полученные результаты могут быть использованы для построения и проверки моделей комплекса химических и фото-химических процессов в атмосфере и на поверхности планеты, образования облачного слоя, расчетов теплового баланса планеты, а также должны быть включены в справочную модель атмосферы Венеры.

Основные положения, выносимые на защиту

• Новый анализ данных оптической спектрофотометрии на спускаемых аппаратах Венера-11-14'- получение профиля водяного пара в

атмосфере Beirepu на высотах O-üü км.

• Новый анализ данных ПК фурье-спектро.метрии на орбитальном аппарате Венсра-15: исследование пространственно-временных вариации содержания водяного пара на высотах 55-65 км.

Апробация работы

Результаты диссертации представлялись на семинарах отдела планет Института космических исследований РАН, Департамента космических исследований Парижской обсерватории (Медон, Франция), Главной астрономической обсерватории HAH Украины (Киев), ассамблеях КОСПАР (Бирмингем, 1996; Нагоя, 1998), IX Конференции в Блуа "Планетные Системы: Взгляд извне" (Блуа, Франция, 1997). По теме диссертации опубликовано 6 работ, 1 работа находится в печати.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из четырех глав, включая введение и заключение, и. Приложения; содержит 80 страниц текста, 32 рисунка, 6 таблиц и список литературы из 80 наименований.

Содержание работы

Первая глава представляет собой введение в проблему. Обосновывается актуальность темы, дается обзор прежних измерений содержания водяного пара в атмосфере Венеры, указываются существующие противоречия между ними. Математическая постановка задачи содержит основные уравнения, описывающие перенос излучения в атмосфере планеты.

Необходимость нового анализа данных спектрометрии на Венере-11-15 была обусловлена некоторыми противоречиями между данными этих и ряда других экспериментов. Так, в отношении подоблачной атмосферы, первый анализ данных Венеры-11-Ц (Мороз и др., 1979, Космич. исслед 17,727; 1983, Космич. исслед., 21,246) дал постепенное уменьшение содержания водяного пара от 200-500 ррт в облаках до 20 ррш на поверхности, в то время как целая серия наблюдений ночного свечения Венеры привела к содержаниям около 30±15 ррт на высотах 10-40 км. Далее, в отношении

верхней части облачного слоя, авторы, анализировавшие данные инфракрасного радиометра на орбитальном аппарате Pioneer Venus, сообщали о высоких содержаниях водяного пара (до 200 ррт) на дневной стороне планеты, в то время как обработка данных ИК фурье-спектрометра па Венере-15 привела к содержаниям 20±10 ррт без каких-либо заметных вариаций. Наконец, измерения при помощи "контактных" методов (химических датчиков, газового хроматографа, масс-спектрометра) на различных спускаемых аппаратах давали, как правило, очень высокие содержания НгО, превышающие данные спектрометрии.

Развитие вычислительной техники и практических методов моделирования переноса излучения давало основание полагать, что повторный анализ данных спектрометрии на Венере-11-15 может привести к иным результатам и снять или объяснить существовавшие противоречия. Кроме того, не все данные были проанализированы ранее.

Вторая глава посвящена восстановлению профиля водяного пара по данным Венеры-11-Ц■ Спектрофотометрами, установленными на этих спускаемых аппаратах, во время их спуска к поверхности измерялись спектры солнечного излучения, прошедшего сквозь вышележащие слои и рассеянного в атмосфере планеты. Спектральный диапазон приборов — 0,41,2 мкм, спектральное разрешение — 0,020-0,035 мкм. Данный спектральный диапазон содержит сильные полосы поглощения СОг и Н2О, хорошо видимые на спектрах (рис. 1). Содержание водяного пара восстанавливалось по полосе НгО 0,95 мкм. Попутно получены коэффициенты экстинк-ции аэрозольной среды. В диссертации обсуждаются также проблемы, возникшие при восстановлении данных и моделировании спектров, показана неполнота существующих спектроскопических банков данных.

Выделим следующие отличия настоящей работы от первой интерпретации:

• современные, в том числе специально рассчитанные высокотемпературные банки спектральных данных;

• полинейный метод для расчета газового поглощения;

• использование метода дискретных ординат для расчета поля излучения в атмосфере Венеры;

• послойный анализ вместо набора модельных профилей содержания водяного пара.

В итоге предложено две модели вертикального профиля (рис. 2):

• Модель А, учитывающая измерения'на всех высотах, со слабым минимумом на высотах 10-15 км н возрастанием отношения смеси у поверхности;

• Модель В, простое среднее в предположении постоянного отношения смеси во всей подоблачной атмосфере, за исключением нижнего 4-километрового слоя (его выделение связано с худшей воспроизводимостью измеренных спектров синтетическими).

10-2

Рис. 1: Образцы синтетических спектров (пунктир) Венеры-11 для найденного вертикального распределения НгО (рис. 2). Сплошная линия — измеренные спектры. На поверхности (0 км) в области Л > 1 мкм значительный вклад вносит тепловое излучение прибора.

Г ;

£ ': О

О Венера—11

Д Венера—13

□ Венера—14

......... Модель А

----------Модель В

------------------Модель ТО5

□ «

о/е

!

0 20 40 60 80 100 Отношение смеси НгО. рргп

Рис. 2: Отношение смеси ЩО в атмосфере Венеры по результатам Венеры-11, 13 и Ц. Погрешность измерений оценивается как ~30% в подоблачной атмосфере, 50по-верхности и множитель 2 в облачном слое. Показаны две предложенные модели — аппроксимирующий полином (модель А) и аппроксимация постоянным отношением смеси 30±10 ррт на высотах 4 — 58 км (модель В), а также "старая" модель.

3

го

Такая неоднозначность типична для задач атмосферного зондирования, и отвлекаясь от физических аргументов в пользу той или другой модели, можно говорить, что выбор между ними зависит от предположения о характерном масштабе изменения профиля водяного пара. Предполагая, что эта величина не сильно отличается от шкалы высот, получим профиль А с указанными (см. подпись к рис. 2) погрешностями. Предполагая же постоянное отношение смеси, получим модель В, т. е. среднее постоянное отношение смеси 30 ± 10 ррт.

С физической точки зрения, если ¡зерна модель А, то это означает, что на поверхности или около нее имеется источник HjO, а на высотах 10-20 км — сток. Основной вопрос к прежним моделям — отсутствие адекватного объяснения профиля Н2О известными химическими процессами — для этой модели остается в силе. В этом смысле модель В кажется предпочтительнее. Недавно, однако, появилась работа, где распределение водного пара типа профиля А на высотах 0-20 км получено из анализа термохимического равновесия в системе поверхность-атмосфера и атмосфере на разных высотах (Andreichikov, 1998, 29th Ann. Lunar & Planet. Sei. Conj., abstract no. 1003).

Третья глава посвяЩена исследованию пространственно-временных вариаций содержания водяного пара в верхней части облачного слоя по данным ИК фурье-спектрометрии на Венере-15.

В октябре-декабре 1983 г. при помощи фурье-спектрометра, установленного на борту орбитального аппарата Венера-15, были измерены спектры излучения, выходящего из атмосферы планеты в диапазоне 6-40 мкм (220-1700 см-1) с разрешением 6,3 и 4,5 см-1. Это собственное тепловое излучение атмосферы. Эффективная высота, с которой приходит излучение на данной длине волны, примерно равна уровню, где оптическая толщина r„ « 1. Благодаря тому, что имеет сильную зависимость от длины волны, в спектре теплового излучения содержится информация о физических условиях на разных уровнях атмосферы: температуре, химическом составе, свойствах аэрозоля, образующих облачный покров. В этом спектральном диапазоне находятся сильные полосы атмосферных газов СО2, Н2О, SO2, которые хорошо видны на спектрах (рис. 3). Ход поглощения в континууме обусловлен сернокислотным аэрозолем.

Подход к выбору и обработке экспериментальных данных Венеры-15 определялся поставленной задачей — извлечением максимальной инфор-

мации о содержании водяного пара, исследованием самого вопроса, можно ли получить оценки не только общего содержания, по и вертикального распределения водяного пара. Поэтому особое внимание уделяется спектрам с разрешением 4,5 см-1, полученным после наземной обработки интерферограммы. Для достижения приемлемого уровня шума индивидуальные спектры усреднялись. Преимуществом термического зонди-

Рис. 3: Примеры спектров Венеры, полученных при помощи фурье-спектрометра на космическом аппарате Венера-^ в двух режимах обработки интерферограммы: бортовом (верхний спектр с разрешением 6,3 см-1) и наземном (нижний спектр с разрешением 4,5 см-1). Верхний; спектр смещен относительно нижнего на 10 К. Усреднение проводилось по 5 последовательным спектрам. Кружками показаны синтетические спектры, вычисленные с использованием восстановленных вертикальных профилей температуры, оптических характеристик аэрозольной среды, содержания НгО и БОг-

рования является то, что необходимые для восстановления содержания водяного пара данные об атмосферных параметрах — температурный и • аэрозольный профиль — извлекаются из того же самого спектра. Непосредственной восстановление профилей температуры и аэрозоля было выполнено Л. В: Засовой.

Восстановление содержания водяного пара проводилось с использованием формализма статистической регуляризации. Подробная теоретическая разработка метода принадлежит Е. А. Устинову (1991, Космич. ис-след., 29, 289). Входными данными являются измеренный с соответствующей погрешностью спектр и некоторая "априорная" информация о восстанавливаемой величине. Искомый профиль формально считается элементом статистического ансамбля, свойства которого описываются, например, модельным гауссовым распределением с параметрами а и /?сстт, известными априори. Практический смысл этих параметров прост: а — предполагаемое отличие искомого профиля от некоторого среднего и Т1тгг — характерный вертикальный масштаб изменения отношения смеси. Результатом является профиль с апостериорной погрешностью, обусловленной погрешностью измеренного спектра.

Как показал проведенный анализ, в нашем случае спектральное разрешение и уровень шума даже в сильно усредненных спектрах недостаточны для восстановления профиля, т. е. зависимости отношения смеси от высоты в некотором интервале высот. В этом смысле метод статистической регуляризации применяется только как удобный математический аппарат, позволяющий не только подогнать синтетический спектр к экспериментальному, но и получить оценку погрешности найденного отношения Смеси Н2О. При этом предполагалось, что отношение смеси не зависит от высоты.(Псогг — оо); по-его можно приближенно приписать уровню т — 1.

Имеются основания полагать, что отношение смеси водяного пара меняется с-высотой. В таком случае погрешность найденного постоянного отношения смеси оказывается сильно заниженной. Более реалистическую оценку погрешности можно получить, задаваясь характерным Масштабом изменения отношения смеси с высотой: из самых общих соображений, за неимением лучшего, этот параметр принимался равным газовой шкале высот ~10-км. Сделав итерацию с таким ИсогГ, получим погрешность, зависящую от высоты, причем ее минимум приходится на высоту, не сильно отличающуюся от уровня т = 1. Таким образом, результатом восстано-

пленил является отношение смеси па этой высоте с погрешностью, учитывающей, что реальный профиль может и не быть постоянным.

Анализировались как спектры, полученные после наземной обработки интерферограммы, так и "бортовые" спектры. В стандартной геометрии наблюдений измерения охватывали в северном полушарии широты ф > 20° в области от 4 до 10 ч и от 16 до 22 ч местного солнечного времени. Большинство измерений находится в пределах 5-15 ррт, что несколько меньше ранее полученных 20 ± 10 ppm (Moroz et al., 1990, Adv. Space Res., 10, 77). На рис. 4 показаны результаты по 6 сеансам с наземной обработкой интерферограммы. Погрешности отдельных измерений не показаны, чтобы не загромождать рисунок. Они составляли, как правило, 30-50% (а при условии постоянного по высоте отношения смеси — около 10-15%).

Высота уровня (г = 1), к которому привязывается найденное содержание Н2О, меняется от 65 км в низких широтах до 55 км в высоких. Иногда содержание водяного пара выражается в микронах осажденной воды над уровнем т = 1. В таких единицах оно составляет 1-30 ррт, возрастая от низких широт к высоким, но это возрастание есть просто следствие понижения уровня т = 1.

На основании анализа спектров установлены следующие особенности в

о

л

. О

otbo 00 о , V

о **

Л а»® V-» ** ж ж

О О Л

20

40

60 Широта

Рис. 4: Зависимость отношения смеси водяного пара от широты. Отдельные сеансы измерений обозначены различными значками. Светлые значки — дневная сторона, темные —- ночная.

распределении водяного пара в верхней части облачного слоя. Широтная зависимость отношения смеси может иметь различный вид, но в среднем измеренное отношение смеси возрастает в достаточно однородной области от 20°до 50°, что, с учетом понижения эффективной высоты зондирования в этом направлении, может быть косвенным указанием на понижение отношения смеси с высотой. Подтвержден ночной минимум и дневной максимум отношения смеси НгО, обнаруженные по данным ИК-радиометра на Pioneer Venus, но величина максимума не менее, чем на порядок ниже. Ни один спектр Венеры-15 (за исключением изотермических полярных, которые вообще не чувствительны к содержанию Н2О) не допускает высоких ~ 102 ррт содержаний водяного пара. Концентрация серной кислоты, выводимая из парциального давления водяного пара над раствором H2SO4, составляет 67-83%. По крайней мере на широтах ф < 50° количество воды в виде пара превосходит количество воды, заключенное в каплях аэрозоля, и, таким образом, концентрация серной кислоты подстраивается под концентрацию водяного пара, а не наоборот.

В единственном сеансе с разворотом аппарата на 7 ч измерения начинались на 65°ю. ш. и заканчивались на 2СРс. ш.. Измеренное отношение смеси НгО изменяется в пределах 5-12 ррт, т. е. никаких заметных особенностей в южном полушарии и экваториальной области не обнаружено.

Поиски возможностей оценки вертикального распределения водяного пара привели к необходимости рассмотрению "сильно усредненных" спек- • тров, так чтобы уровень шума был ещё ниже, чем достигнутый при усреднении нескольких последовательных спектров, полученных после наземной обработки интерферограммы. С этой целью усреднялись "бортовые" спектры, т. е. спектры, составляющие основную массу измерений. Они имеют более низкое разрешение — 6,3 см-1, но позволяют включать в выборку 10—15 спектров из соседних сеансов, близких по форме и координатам. Такое усредененйе, однако, возможно было сделать лишь до широт 60°, так как поле излучений в высоких широтах очень неоднородно. Анализ этих спектров подтвердил на большем объёме данных тенденции, обнаруженные при рассмотрении "наземных" спектров: 1) ночной минимум и дневной максимум' отношения смеси; 2) падение отношения смеси с широтой от 20°до 50е, что, как отмечалось, может быть указанием на отрицательный вертикальный градиент отношения смеси. Сделана оценка этого градиента: падение отношения смеси в интервале высот 60-64 км

— 3 раза (от 10-15 ppm до 3-5 ppm). Понимая, что эта оценка достаточно условна, тем не менее отметим, что модель Краспопольского и Поллака (1994, Icarus, 109, 58), рассмотревших систему H2O-H2SO4 и облаках Венеры с учетом экспериментальных данных, вполне вписывается в эту оценку профиля НгО.

Четвертая глава представляет собой заключение, где полученные результаты'сравниваются с данными других экспериментов и формулируются основные выводы. Показано, что причиной расхождения между содержаниями НгО, полученными в настоящей работе и в радиометрическом эксперименте на Pioneer Venus могут быть неточности в расчете поглощения в аэрозольном континууме, которые при наличии спектра можно скорректировать, как это и было сделано в нашем случае.

Основные выводы и результаты диссертационной работы

Итак, новый анализ спектров излучения атмосферы Венеры, полученных на спускаемых аппаратах Венера-11, 13, Ц п орбитальном аппарате Венера-15 действительно позволил получить новые данные о содержании н распределении водяного пара в атмосфере планеты, а также устранить ряд значительных противоречий между этими и другими экспериментами.

1. В подоблачной атмосфере, в местах посадки спускаемых аппаратов Венера-11, 13, Ц, а это область вблизи экватора, 9-11 часов местного солнечного времени, отношение смеси водяного пара составляет 30 ± 10 ppm..

2. Возможно, что отношение смеси H2Q изменяется с высотой: достигает слабого минимума 20 ppm на высоте 10-15 км, а у поверхности, наоборот, повышается до 50-70 ppm.

3. Вопреки первой интерпретации данных СА Венера-11, 13, Ц в облачном слое отношение смеси водяного пара того же порядка, что и в подоблачной атмосфере. По данным Венеры-11 возможно лишь небольшое, на 10-20 ppm, его увеличение в нижнем ярусе облаков.

4. В верхней части облаков, на уровне, где оптическая толщина на 350 см-1 равна 1, отношение смеси понижается по сравнению с под-

облачной атмосферой и составляет, в среднем, 10 ± 5 ррт. В исследованной области планеты этот уровень находится на высотах от 55 км в высоких шпротах северного полушария до 65 км в низких.

5. В северном полушарии выделяются области, отличающиеся положением верхней границы облаков. На широтах 20° < ф < 50° средняя высота уровня т = 1 равна 62,5 км, а на широтах ф > 60° — 56 км. Среднее отношение смеси в той и другой широтной зоне примерно одинаково, около 10 ррт, хотя плотности и парциальные давления

. отличаются в 2-4 раза. Таким образом, отношение смеси водяного пара (как функция высоты) коррелирует с плотностью облаков.

6. Широтная зона 20° < ф < 50° достаточно однородна (по сравнению с ф > 60°) — параметры атмосферы здесь плавно меняются с широтой. Вообще говоря, имеются значительные различия в широтной зависимости отношения смеси между разными сеансами, но в среднем на этих широтах четко прослеживаются следующие тенденции:

— отношение смеси НгО на рассматриваемом уровне имеет дневной максимум (максимальное измеренное отношение смеси — 17 ррт на 10 ч местного времени и широте 35 °) ночной минимум (минимальное измеренное отношение смеси — 1 ррт на 22 ч и широте

'30 е);.

— измеренное содержание Н2О растет с широтой, что является косвенным указанием на то что с высотой отношение смеси падает. Примерное падение отношения смеси в интервале высот 60-64 км — 3 раза (от 10-15 ррт до 3-5 ррт).

7. Широтная зона ф > 60 характеризуется большой неоднородностью поля излучения (а значит и поля температуры и облаков). Разброс измеренных содержаний увеличивается (3-30 ррт), по-видимому, как вследствие возрастающей ошибки измерений, так и по причине указанной неоднородности, связанной с динамическими структурами, такими как "холодный воротник" и "горячий диполь". В области "холодного воротника" 60° < ф < 70° с низким положением верхней границы облаков, отношение смеси Н2О составляет 5-8 ррт на высоте 55-57 км.

8. Практически устранено существовавшее противоречие между измерениями содержания водяного n;ipa и нижней атмосфере по данным спектрометрии на СА Веисра-11, 13, Ц и ио наблюдениям ночного свечения атмосферы Венеры. Высокие содержания Н2О в верхнем ярусе облаков, полученные в эксперименте OIR на OA Pioneer Venus, могут быть следствием ошибки в поглощении в аэрозольном континууме. Высокие содержания Н2О m situ, измеренные с использованием химических датчиков и газовой хроматографии, сильно противоречат спектрометрическим измерениям и, по-видимому, содержат ошибки.

Публикации по теме диссертации

1. Игнатьев Н. И., Мороз В. И., Мошкин Б. Е., Экономов А. П., Гнедых В. И., Григорьев А. В., Хатунцев И. В., Водяной пар в нижней атмосфере Венеры: новый анализ оптических спектров, измеренных на спускаемых аппаратах. Космич. исслед., т. 35, № 1, с. 3-17, 1997.

2. Ignatiev N. I., Moroz V. I., Moshkin В. E., Ekonomov A. P., Gnegykh V. I., Grigoriev A. V., Khatountsev I. V., Water vapour in the lower atmosphere of Venus: a new analisys of optical spectra measured by entry probes. Planet. Space. Sci., v. 45, № 4, p. 427-438, 1997.

3. Ignatiev N. I., Moroz V. I., Moshkin В. E., Ekonomov A. P., Gnegykh V. I., Grigoriev A. V., Khatountsev I. V., Water vapour in the lower atmosphere of Venus: a new analisys of optical spectra measured by entry probes. Advances Space. Res., v. 19, № 8, p. 1159-1168, 1997.

4. Ignatiev N. I., Water vapor in the atmosphere of Venus: reanalysis of spectra measured on Venera descent probes and Venera 15 orbiter. Proceedings of the IX Rencontres de Blois. Planetary systems: the long view. Chateau de Blois, France, June 22-28, 1997. Paris, 1998.

5. Ignatiev N. I., Moroz V. I., Zasova L. V., Khatountsev I. V., Venera 15: water vapor in the middle atmosphere of Venus. 32d Assembly of COSPAR. Abstracts. Nagoya, Japan, July 12-19, 1998, p. 162.

6. Zasova L. V., Moroz V. I., Ignatiev N. I., Khatountsev I. V., Middle atmosphere of Venus from reanalysed Venera 15 IR spectrometry data. 32d Assembly of COSPAR. Abstracts. Nagoya, Japan, July 12-19, 1998, p. 161.

7. Игнатьев H. И., Мороз В. И., Засова Jl. В., Хатунцев И. В., Водяной пар в средней атмосфере Венеры по данным ИК фурье-спектрометра на АМС "Венера-15". Астрон. вестн., т. 32, № 6, 1998.



Российская академия наук Институт космических исследований

На правах рукописи

Игнатьев Николай Игоревич

Водяной пар в атмосфере Венеры по данным оптической и ИК спектрометрии на AMC

«Венера-11—15»

Специальность 01.03.03 — Гелиофизика и физика Солнечной системы

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физико-математических наук, профессор Мороз Василий Иванович

•J

Москва 1998

Содержание

1 Введение 4

1.1 Измерения содержания водяного пара на Венере....................4

1.2 Перенос излучения в атмосфере Венеры..............................8

2 Спектрофотомерический эксперимент на спускаемых аппаратах Венера-11-Ц 11

2.1 Прибор и данные..........................................................11

2.2 Методика интерпретации................................................14

2.3 Определение вертикального профиля водяного пара..................19

3 ИК фурье-спектрометрия на орбитальном аппарате Венера-15 25

3.1 Прибор и данные..........................................................25

3.2 Профили температуры и аэрозоля.................. . 28

3.3 Восстановление содержания Н20: формализм статистической регуляризации................................32

3.4 Результаты................................40

4 Заключение 51

4.1 Сравнение результатов с данными других экспериментов.....51

4.2 Выводы....................................................................56

А Некоторые подробности моделирования переноса излучения в

атмосфере Венеры 59

А.1 Рэлеевское рассеяние . .................................................59

А.2 Расчет газового поглощения............................................60

А.З Метод дискретных ординат..............................................66

А.4 Венера-11, 13: физические характеристики атмосферы и модели вертикального профиля коэффициента экстинкции аэрозольной среды, принятые при расчёте синтетических спектров.......68

Основные публикции по теме диссертации 72

Литература 73

Список рисунков

2.1 Спектры солнечного излучения, полученные на СА Венера-11. . . 13

2.2 К расчету синтетических спектров: выбор шага монохроматического спектра............................... 17

2.3 Венера-11: измеренные и синтетические спектры...........18

2.4 Венера-13: измеренные и синтетические спектры........... 18

2.5 "Пропускание" ^ (отношение интенсивностей на границах) изолированного слоя (16-24 км) при различных содержаниях Н20 в этом слое..................................20

2.6 Венера-11: сравнение измеренных и синтетических спектров для "старой" модели вертикального распределения Н20 из работы [Мороз и др., 1979]............................21

2.7 Венера-11: сравнение измеренных и синтетических спектров, рассчитанных для модели с постоянным отношением смеси Н20 / =

30 и 40 ррт................................22

2.8 Отношение смеси Н2О в атмосфере Венеры по результатам Вене-ры-11, 13 и Ц............................... 23

3.1 Примеры спектров Венеры, полученных при помощи фурье-спектрометра на КА Венера-15 в двух режимах обработки интерфе-рограмм..................................26

3.2 Венера-15: геометрия наблюдений...................27

3.3 Примеры измеренных и синтетических спектров для средних широт, "горячего диполя" и "холодного воротника"........... 30

3.4 Восстановленные по спектрам на рис. 3.3 профили температуры

и аэрозоля..................................................................31

3.5 Влияние многократного рассеяния на спектр............31

3.6 Спектр в полосах Н20..............................33

3.7 Нормированные, ядра обратной задачи К„(г).............37

3.8 Пример восстановленного содержания Н20 с ошибками соответствующими Ясогг = оо И Ясогг — 0,5...................39

3.9 Координаты широта - местное солнечное время для сеансов измерений с наземной обработкой интерферограммы..........40

3.10 Зависимость измеренного отношения смеси водяного пара от широты....................................41

3.11 Отношение смеси, усредненное по широтным интервалам и по всем шести сеансам с наземной обработкой интерферограммы. . . 42

3.12 Отношение смеси Н20, усредненное по широтным интервалам

для каждого из сеансов с наземной обработкой интерферограммы. 43

3.13 Усредненная по широтным интервалам зависимость от широты содержания водяного пара над уровнем т = 1 в микронах осажденной воды для каждого сеанса................... 44

3.14 Высота уровня т = 1........................... 45

3.15 Сильно усредненный бортовой спектр в области полос воды. ... 48

3.16 Содержание Н2О, полученное по сильно усредненным "бортовым" спектрам..............................48

3.17 Оценка профиля Н20: численный эксперимент для модельных профилей.................................49

3.18 Оценка профиля Н20 по сильно усредненным бортовым спектрам. 49

3.19 Содержание Н20, полученное по "бортовым" спектрам в сеансе

с разворотом аппарата.......................... 50

4.1 Сравнение различных измерений содержания водяного пара в атмосфере Венеры.............................. 53

4.2 Венера-11\ сравнение измеренных и синтетических спектров при отношении смеси Н20 в облачном слое / = 1000 ррт........54

4.3 Венера-15: спектры, рассчитанные для содержания Н20 11.8, 50

и 200 ррт.................................55

А.1 Измеренный в лаборатории и синтетический спектры Н20 .... 63 А.2 К расчету газового поглощения интерполяционными методами. . 65

Глава 1

Введение

Водяной пар в атмосфере Венеры — малая составляющая, его содержание на много порядков меньше, чем углекислого газа. Однако он существенно более сильный поглотитель инфракрасного излучения и, несмотря на малое отношение смеси, может вносить заметный вклад в поддержание парникового эффекта, ответственного за высокую температуру поверхности и нижней атмосферы планеты. Расчет теплового баланса планеты (см, напр., [Crisp and Titov, 1997]) требует, таким образом, знания распределения в атмосфере водяного пара. Далее, водяной пар участвует в химических реакциях, в том числе тех, которые связаны с образованием аэрозольных частиц облачного слоя, охватывающего всю планету. И в этом случае содержание и распределение водяного пара необходимо для расчетов и проверки моделей процессов в облачном слое (напр., [Esposito et al., 1997]). Наконец, содержание Н2О есть одна из ключевых величин для понимания эволюции планеты (напр., [Donahue et al., 1997]).

Неудивительно, поэтому, что в экспериментах по измерению содержания водяного пара на Венере, казалось бы, нет недостатка. Тем не менее, представления о содержании и распределении водяного пара нельзя назвать твердо сложившимися — данные различных экспериментов часто противоречат друг другу. Вследствие совершенствования методов измерений и их интерпретации, содержание водяного пара в облачном слое и нижней атмосфере, выводимое из измерений, за последние 30 лет было значительно изменено в сторону уменьшения с 104 ррт по порядку величины до не более 102 ррт, в том числе и благодаря работам, которые легли в основу настоящей диссертации. Это заставляет вносить изменения в понимание физико-химических процессов на Венере.

1.1 Измерения содержания водяного пара на Венере

Попытки обнаружения водяного пара в атмосфере Венеры путем наземных спектроскопических наблюдений долгое время были безуспешны из-за большого содержания его в атмосфере Земли. Эту трудность пытались преодолеть

двумя способами: 1) поднимая телескопы на большую высоту при помощи аэростатов [Dollfus, 1964; Bottema et al., 1965] или самолётов [Fink et al., 1972], 2) увеличивая разрешающую силу настолько, чтобы можно было отделить слабые венерианские линии от сильных теллурических, благодаря доплеровскому смещению (например, [Beiton and Hunten, 1966; Spinrad and Shawl, 1966; Beiton et al., 1968; Barker, 1975]). Отношение смеси НгО над облаками, оценивавшееся по этим наблюдениям, менялось в широких пределах 1-100 ррт , но природа вариаций не ясна — причиной могут быть как реальные изменения отношения смеси, так и характеристик верхнего слоя облаков. Кроме того, по спектру отраженного излучения невозможно точно привязать измеренные содержания к конкретной высоте. В любом случае результаты этих наблюдений ничего не говорили о содержании Н20 в нижней атмосфере — на высотах менее, примерно, 60 км. В 1967 г. были проведены первые прямые измерения состава и основных физических характеристик атмосферы Венеры. Это был исторический полет AMC Венера-4, которым началась длительная программа исследований планеты. Для измерений содержания Н20 на Венере-4, 5, 6 применялись датчики с использованием химических реакций [Виноградов и др., 1968; Виноградов и др., 1970], на Венере-9, 10 фотометры с фильтрами на полосы Н20 и С02 [Мороз и др., 1976; Устинов, Мороз, 1978]. Результаты этих первых экспериментов

103-104 ррт Н20) были скорее всего ошибочны (см. § 4.1).

Первая уверенная идентификация водяного пара в нижней атмосфере Венеры была выполнена в 1978 г. по спектрам солнечного излучения, измеренным с помощью спектрофотомеров, установленных на спускаемых аппаратах Венера-11 [Экономов и др., 1979; Мороз и др., 1979]. Это спектры рассеянного излучения, проникающего сквозь облака на дневной стороне планеты вплоть до поверхности. Измерения на Венере-11 были сделаны при направлении визирования в область верхней полусферы. На спектрах (рис.2.1) видны хорошо выраженные и сравнимые по величине поглощения полосы двух газов — С02 и Н20. В 1982 г. новые спектры были получены на Венере-13 и 14, на этот раз уже для нескольких направлений визирования [Мошкин и др., 1983]. Анализ этих данных, выполненный в своё время авторами эксперимента, показал отношение смеси Н20 в пределах 100-500 ррт на высотах 40-55 км с постепенным уменьшением к поверхности до 20 ррт [Мороз и др., 1983; Moroz, 1983]. Независимая интерпретация данных Венеры-11 другими авторами [Young et al., 1984] привела к похожим результатам.

Заметим, что восстановление профиля Н20 по упомянутым спектрам является трудной задачей по нескольким причинам: низкая разрешающая сила (А/АЛ ~ 30) и, вследствие этого, перекрытие полос; ошибки в измерении спектральной интенсивности и калибровке шкалы длин волн; вертикальная неоднородность поглощающей и рассеивающей среды; слабая чувствительность измеренных спектров к вариациям содержания водяного пара из-за насыщенности

линий. Несмотря на довольно большую неопределенность в восстановленном профиле Н20 (до множителя около 2), его главная особенность — уменьшение относительного содержания от нижней границы облаков (~200-500 ррт) к поверхности 20 ррт) — казалась твердо установленной, хотя и не находила удовлетворительного теоретического объяснения [Lewis and Grinspoon, 1990; Krasnopolsky and Pollack, 1994].

Следующим важным шагом стали наземные наблюдения спектра ночного свечения Венеры (в области спектра 1-2,5 мкм), открытого Алленом и Кроу-фордом [Allen and Crawford, 1984]. Это тепловое излучение нижней атмосферы, уходящее в окнах прозрачности С02 около 2,3,1,74 и нескольких между 1 и 1,31 мкм. Во всех окнах имеются линии водяного пара, часть которых при наблюдениях с высоким разрешением свободна от помех со стороны теллурического поглощения благодаря высокой температуре. Интерпретация этих наблюдений позволила определить содержание водяного пара на разных высотах в интервале 10-40 км. Везде оно оказалось примерно одинаковым — 30±15 ppm [Bezard et al., 1990; Bell et al., 1991; Crisp et al., 1991; Pollack et al., 1993; de Bergh et al., 1995]. В работе [Meadows and Crisp, 1996] получено 45±10 ppm в нижних 6 км. Подобные же измерения были проведены с AMC Galileo картирующим спектрометром NIMS, и получено также около 30 ррм в интервале высот 10-40 км, причем горизонтальные вариации в исследованных пределах от 40°ю. ш. до 50°с. ш. не превышали 20%.

Кроме спектральных оптических измерений содержания Н20 на спускаемых аппаратах позднего периода (после 1978 г.) применялись газовые хроматографы [Oyama et al., 1980; Мухин и др., 1983], масс-спектрометр [Donahue and Hodges, 1992] и химические датчики, более совершенные, чем в первых полетах к Венере [Сурков и др., 1983; Сурков и др., 1987]. При этом, как правило, получались содержания водяного пара 5 • 102-104 ррт, то есть существенно большие, чем дает оптическая спектроскопия обоих типов (наиболее близкой к спектральным измерениям является работа [Donahue and Hodges, 1992], где в подоблачной атмосфере получено 100 ррт).

Термическое зондирование в диапазоне А > 5 мкм с искусственных спутников Венеры позволяет измерить содержание водяного в верхней части облаков с высоким пространственным разрешением. Такие измерения были выполнены на орбитальных аппаратах Pioneer Venus и Венера-15.

В эксперименте OIR на Pioneer Venus измерения проводились с помощью радиометра с несколькими каналами в ИК-диапазоне, один из которых (220 см-1, разрешение ~100 см-1) находился в районе вращательной полосы Н20. Среднее содержание водяного пара над облаками, полученное тогда авторами эксперимента, изменялось в пределах от минимума 6 ррт на ночной стороне до максимума 100 ррт на дневной [Schofield et al., 1982]. Новая интерпретация [Irwin, 1997] дала примерно такие же результаты, причем в некоторых случаях

содержание Н20 доходило до 200 ррт.

В 1983 г. с помощью фурье-спектрометра на борту искусственного спутника Венера-15 были получены спектры Венеры в диапазоне 250-1650 см-1 (6-40 мкм) с разрешением ~5 см-1 [Эртель и др., 1985]. Измерения охватывали область с 4 до 10 и с 16 до 22 ч местного солнечного времени и диапазон широт от -65°до 87°. Было найдено, что содержание водяного пара находится в пределах 20±10 ррт, каких-либо устойчивых широтных или временных вариаций в выявлено не было [Мороз и др., 1985; Moroz et al., 1990].

Наконец, наземные радиоастрономические наблюдения в миллиметровом диапазоне в линиях HDO и Н20 также дали соотношения смеси водяного пара над облаками от 0,5 до 12 ppm [Encrenaz et al., 1991; Encrenaz et al., 1995]. Делались также попытки оценки содержания водяного пара по излучению на сантиметровых волнах (например, в [Janssen and Klein, 1981] найден верхний предел 3000 ррт); впрочем, эти измерения не являются хорошим материалом для нашей задачи.

Таким образом, можно было констатировать наличие значительных противоречий между результатами интерпретации различных измерений. Во первых, почти все контактные методы дали содержания Н2О, значительно, на порядок величины и более, превышающие содержания, измеренные дистанционными методами. Во вторых, не согласовывались содержания Н20 в нижней атмосфере, полученные по данным оптической спектрометрии на CA Венера-11, 13 и 14 и по наблюдениям ночного свечения Венеры в ближнем ИК диапазоне. Наконец, изменчивость и большие содержания Н20, полученные в эксперименте OIR на Pioneer Venus, не наблюдались ни фурье-спектрометром на Венере-15 ни (в части высоких содержаний) по наблюдениям в миллиметровом диапазоне. В то же время, данные наблюдений конца 70-х - начала 80-х годов обрабатывались тогда на уровне, соответствующем невысоким по-сравнеиию с современными возможностям вычислительной техники. Естественно было предположить, что более совершенные методы моделирования переноса излучения и обработки данных спектрометрии позволят провести более качественную интерпретацию и, возможно, снимут вышеперечисленные противоречия. К тому же, далеко не все данные были ранее проанализированы. Забегая вперед, отметим, что предпринятая попытка переработки данных Венеры-11-15 вполне себя оправдала.

1.2 Перенос излучения в атмосфере Венеры

Приведем основные формулы, описывающие перенос излучения в атмосфере Венеры в приближении, соответствующем спектральному и высотному диапазонам, а также геометрии наблюдений спектрометров Венеры-11-15. Всюду предполагается, что имеет место "локальное термодинамическое равновесие".

По своим оптическим свойствам в видимом и инфракрасном диапазоне атмосфера Венеры — вертикально неоднородная поглощающая, рассеивающая и излучающая (по закону Кирхгофа) среда с зависящими от волнового числа и параметрами. Для плоскопараллельной атмосферы уравнение переноса излучения имеет вид:

д1у{ти, ¡л, ф)

V--- = Iu\Jv,^(p) ~ (1.1)

оти

где Л/ — монохроматическая интенсивность излучения по направлению, задаваемому углом в (fj, = cos в, 9 отсчитывается от направления в зенит) и азимутом ip, в точке с оптической толщиной т„ (1.5); Ju — "функция источника", определяемая выражением

J„{tv, ¡л, (р) = Sv{tu, fi, ip) + Qv(tv, /л, ф) (1.2)

Sv(tv, fi, (p) = J J pu(tv,fj.,(p,fj.',(p')jat^tl,>(p')dfj''d(p'i (L3)

Qv = Qfermal) = (l _ ^(^Д,(T(Tj/)). (L4)

Здесь uj0i/ — альбедо однократного рассеяния, Pv — индикатриса рассеяния, нормированная условием

J PdQ = 4тг,

В„(Т) — интенсивность равновесного теплового излучения (функция Планка) при температуре Т. Для решения уравнения (1.1) в общем случае необходимо задать граничные условия, например поток солнечного излучения на верхней границе и альбедо поверхности на нижней.

Оптическая толщина т„ определяется выражением

/>оо

rv{h) = / >cv{h')dh\ (1.5)

Jh

h — высота над поверхностью, х„ — коэффициент полного ослабления, кото-

(<0 (а)

рый складывается из аэрозольного поглощения кЬ и рассеяния at, , газового

т~> (я) (о)

Рэлеевского рассеяния а,у и газового поглощения в спектральных линиях к,; , образующихся при вращательных и вращательно-колебательных переходах молекул.

Сернокислотный состав облаков Венеры подтверждается многочисленными дистанционными и непосредственными измерениями. Установлено, что распределение частиц по размерам носит многомодовый характер, и что в основной массе облачного слоя частицы представляют собой капли серной кислоты с концентрацией около 80%. Поглощение и рассеяние излучения в аэрозольной среде для сферических частиц рассчитывается по теории Ми (напр., [Шифрин, 1951]), исходными �