Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
В миллиметровом диапазоне температура Венеры оказывается порядка 300—400 К. Согласно указанной интерпретации она относится к средним слоям атмосферы.
Радиоизлучение Юпитера является очень сложным. При <3 см яркостная температура составляет примерно 140 K, т.е. она близка к температуре, находимой по излучению в инфракрасной области спектра. На этом основании излучение Юпитера при <3 см можно считать тепловым. Однако наблюдения радиоизлучения Юпитера в интервале от 3 см до 70 см показали, что поток этого излучения в единичном интервале частот слабо зависит от длины волны. Между тем поток теплового излучения (при постоянной температуре и постоянных размерах источника) должен быстро убывать с ростом длины волны, так как
Предположение о нетепловой природе излучения Юпитера в интервале длин волн от 3 до 70 см подтверждается следующими важными фактами: 1) поток этого излучения меняется с течением времени, 2) это излучение линейно поляризовано (на волне 31 см степень поляризации около 30%, а электрический вектор примерно параллелен экватору планеты), 3) размеры излучающей области приблизительно в три раза превосходят оптический диаметр Юпитера. Последний из этих фактов заслуживает особого внимания, так как он лежит в основе представления о радиационных поясах Юпитера (подобных радиационным поясам Земли, открытым при помощи искусственных спутников). Предполагается, что радиационные пояса образуются благодаря захвату заряженных частиц магнитным полем планеты и наблюдаемое дециметровое радиоизлучение Юпитера является магнитотормозным излучением электронов.
Наблюдения также показывают, что от Юпитера идёт сильное спорадическое радиоизлучение. Всплески радиоизлучения продолжительностью порядка 1 с обнаруживаются на волнах, равных нескольким десяткам метров. Это излучение поляризовано и возникает в некоторых локальных источниках. Для объяснения спорадического радиоизлучения Юпитера предлагаются такие же механизмы, как и для объяснения спорадического радиоизлучения Солнца, т.е. магнитотормозное излучение электронов и собственные колебания плазмы.
3. Модели планетных атмосфер.
Результаты наблюдений планет в разных участках спектра (видимом, инфракрасном и радиодиапазоне) служат основой для построения моделей планетных атмосфер. Такие модели разрабатывались для ряда планет (Венеры, Марса, Юпитера). Здесь в виде примера мы лишь кратко рассмотрим модель атмосферы Венеры.
При разработке модели планетной атмосферы задаётся некоторая схема строения атмосферы, её химический состав и механизм переноса энергии. В результате расчёта определяется распределение плотности и температуры в атмосфере. Это позволяет вычислить оптические глубины в атмосфере для разных частот, а затем и интенсивности выходящего из атмосферы излучения в разных участках спектра. Сравнение теоретических и наблюдённых интенсивностей излучения даёт возможность сделать проверку рассчитанной модели.
Для атмосферы Венеры наиболее вероятной считается парниковая модель, сущность которой заключается в следующем. Солнечное излучение, падающее на атмосферу, частично ею отражается, а частично пропускается (вообще говоря, после многократных рассеяний, которые были рассмотрены в § 19). Прошедшее через атмосферу солнечное излучение нагревает поверхность, и от неё идёт тепловое излучение в далёкой инфракрасной области спектра. Однако оптическая толщина атмосферы в инфракрасной области спектра очень велика. Поэтому значительная часть инфракрасного излучения идёт от атмосферы обратно к поверхности, благодаря чему она ещё более нагревается. В результате процесса переноса излучения устанавливается равновесное состояние, при котором энергия теплового излучения, выходящего из атмосферы наружу, равна энергии солнечного излучения, падающего на поверхность планеты. Подобные процессы происходят в парниках и оранжереях (в которых, однако,
Легко найти приближённое распределение температуры в атмосфере. Так как поглощение инфракрасного излучения в атмосфере происходит в молекулярных полосах, то зависимость коэффициента поглощения от частоты является очень сложной. Для простоты мы введём средний коэффициент поглощения и ему соответствующую оптическую глубину . Количество энергии, падающей на поверхность планеты от Солнца, обозначим через E. Это количество энергии в виде инфракрасного излучения переносится через атмосферу наружу. Будем считать, что в атмосфере осуществляется локальное термодинамическое равновесие. Тогда зависимость температуры T от оптической глубины будет определяться формулой
ac
4
T
=
E
1
2
+
3
4
,
(21.7)
написанной по аналогии с формулой (4.16), полученной в приближении Эддингтона в теории фотосфер. Мы заменили лишь поток излучения в звёздной фотосфере nF на поток излучения в планетной атмосфере E.
Если оптическую толщину атмосферы обозначить через то температура поверхности планеты будет равна
T
=
4E
ac
1
2
+
3
4
1/4
.
(27.8)
Разумеется, формула (21.8) весьма груба и она лишь иллюстрирует действие «парникового эффекта». На самом деле при рассмотрении переноса излучения через атмосферу следует учитывать зависимость коэффициента поглощения от частоты, определяемую заданием химического состава и физических условий (т.е. температуры и плотности). Необходимо также принимать во внимание возможность конвективного переноса энергии в атмосфере.
На рис. 27 изображена схема парниковой модели атмосферы Венеры, причём стрелками указаны те области атмосферы, от которых идёт к наблюдателю излучение в разных участках спектра. От облаков идёт к нам диффузно-отражённое солнечное излучение в видимой части спектра и собственное инфракрасное излучение атмосферы. Радиоизлучение на миллиметровых волнах идёт от подоблачных слоёв атмосферы, а на сантиметровых волнах — от поверхности планеты.
Рис. 27
Парниковая модель атмосферы Венеры в общих чертах подтверждается наблюдательными данными, полученными при запусках космических аппаратов к этой планете (советских «Венер» и американских «Маринеров»). При таких запусках установлено, что температура поверхности планеты около 730 K, давление вблизи поверхности около 90 атм и основным компонентом атмосферы является углекислый газ (97%). Верхняя граница облачного слоя расположена на высоте около 70 км, а нижняя — на высоте примерно 50 км. Ниже аэрозоль присутствует в незначительных количествах. Оптическая толщина облаков в видимом участке спектра равна 30—50. Несмотря на это, освещённость поверхности составляет величину порядка 5% освещённости верхней границы атмосферы, что объясняется малой ролью истинного поглощения в атмосфере (т.е. малостью величины 1-). Так как альбедо поверхности невелико (примерно 0,1—0,2), то мы видим, что заметная часть падающего на Венеру излучения Солнца идёт на нагревание поверхности. Для объяснения этих данных, а также результатов различных наземных наблюдений разработан ряд вариантов парниковой модели (подробнее см. [10]).