Курс теоретической астрофизики

Индикатрисы рассеяния

в атмосферах Венеры и Земли

Венера

Земля

15

9,20

3,30

30

2,80

1,90

45

1,22

1,30

60

0,53

0,94

75

0,26

0,75

90

0,18

0,64

105

0,24

0,65

120

0,38

0,72

135

0,61

0,85

150

0,92

1,03

165

1,23

1,10

Как видно из табл. 25, индикатриса рассеяния в атмосфере Венеры весьма сильно вытянута вперёд (причём значительно сильнее, чем индикатриса рассеяния в атмосфере Земли). Это говорит о том, что рассеяние света в атмосфере Венеры производится в основном крупными частицами. Разумеется, в атмосфере Венеры содержится и некоторое количество молекул (на что указывают спектроскопические исследования). Однако роль молекулярного рассеяния света в атмосфере Венеры невелика, так как её индикатриса рассеяния сильно отличается от индикатрисы рассеяния Рэлея. Если считать, что атмосфера Венеры состоит из облачного слоя и находящегося над ним слоя газа, то на основании сказанного оптическая толщина газового слоя должна быть очень малой.

Последний вывод подтверждается результатами исследования поляризации света Венеры. Наблюдения показали, что излучение Венеры поляризовано в сравнительно небольшой степени (не превосходящей 4%). При этом было определено изменение степени поляризации с углом фазы. Однако это изменение нельзя объяснить рассеянием света по закону Рэлея в газовом слое. Приходится поэтому считать, что поляризация света Венеры возникает в основном при рассеянии на крупных частицах. Как выяснилось при подробных исследованиях, средний радиус таких частиц порядка 1 мкм, а их показатель преломления близок к 1,5.

2. Атмосфера Марса.

Сквозь атмосферу Марса (при отсутствии пылевой бури) хорошо видна поверхность планеты, вследствие чего можно считать, что оптическая толщина атмосферы в видимой части спектра меньше единицы. На основании фотометрии Марса могут быть сделаны заключения об оптических свойствах его атмосферы и поверхности. Однако в некоторых отношениях изучать Марс труднее, чем Венеру, так как его угол фазы меняется лишь в пределах от 0° до 47°. Поэтому, в частности, нельзя полностью определить индикатрису рассеяния в атмосфере Марса.

Обычно Марс наблюдается во время противостояний, т.е. когда угол фазы близок к нулю. В такие периоды многими исследователями были получены снимки Марса в разных лучах. Это позволило найти распределение яркости по диску планеты в довольно широком интервале длин волн.

При интерпретации наблюдений Марса в первом приближении можно принять, что в атмосфере происходит лишь однократное рассеяние света. В таком случае, как следует из формулы (19.3), функция S, представляющая собой отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения, равна

S

=

4

Fx

exp

-

.

(20.16)

Подставляя это выражение в соотношение (19.25), получаем следующую формулу для коэффициента яркости, обусловленного рассеянием первого порядка:

1-

exp

-

1

+

1

(,,)

=

x

.

4

+

(20.17)

Однако в формуле (20.17) не принято во внимание отражение света поверхностью планеты. Будем считать, что поверхность освещается лишь прямыми солнечными лучами и отражает излучение ортотропно с альбедо A. Тогда интенсивность излучения, отражённого от поверхности и выходящего из атмосферы под углом arccos  к нормали, будет, очевидно, равна

AF

exp

-

1

+

1

.

Поэтому выражение для коэффициента яркости при учёте отражения света поверхностью планеты принимает вид

1-

exp

-

1

+

1

(,,)

=

x

+

4

+

+

AF

exp

-

1

+

1

.

(20.18)

Применяя формулу (20.18) к противостоянию планеты, мы должны положить =, =, =. Следовательно, в данном случае имеем

(,,)

=

x

8

1-

exp

-

2

+

+

A

exp

-

2

.

(20.19)

Эта формула определяет коэффициент яркости планеты на угловом расстоянии arccos  от центра диска.

Формула (20.19) обычно и используется при интерпретации фотометрических наблюдений Марса. Так как величина (,,) известна из наблюдений, то, пользуясь этой формулой, можно пытаться найти неизвестные величины x, и A (считая их не зависящими от ). В первом приближении можно допустить отсутствие истинного поглощения в атмосфере и рэлеевскую индикатрису рассеяния, т.е. принять x=^3/. В таком случае для согласования теоретических и наблюдённых значений коэффициента яркости на диске планеты надо подобрать лишь две величины: оптическую толщину атмосферы и альбедо поверхности A.

Указанным способом было найдено, что в видимой части спектра оптическая толщина атмосферы Марса порядка 0,03—0,06, т.е. примерно в 10 раз меньше оптической толщины безоблачной атмосферы Земли. Вместе с тем для альбедо поверхности планеты были получены значения порядка 0,1—0,3 (различные для «материков», «морей» и «полярных шапок»).

Найденные для Марса величины и A весьма сильно зависят от длины волны излучения. При этом величина возрастает при переходе от красной части спектра к фиолетовой. Однако это возрастание происходит медленнее, чем по закону ~, имеющему место при чисто молекулярном рассеянии света, вследствие чего надо считать, что в атмосфере Марса заметную роль играет рассеяние света крупными частицами.