Курс теоретической астрофизики

Для выяснения физических условий на планетах большое значение имеет исследование радиоизлучения планет. Радиоизлучение различных длин волн идёт к нам от разных атмосферных слоёв, что позволяет судить об изменении физических условий с глубиной в атмосфере. Для некоторых длин волн в радиодиапазоне атмосфера может быть совершенно прозрачной, хотя она и непрозрачна в оптической области спектра. По радиоизлучению этих длин волн можно получить сведения о невидимой для нас поверхности планеты. К настоящему времени радиоастрономическими методами наиболее подробно изучены Венера и Юпитер. Такое изучение привело к ряду важных и неожиданных результатов.

Особенно интересен тот факт, что для Венеры в сантиметровом диапазоне получается очень высокая яркостная температура — порядка 600 K. Эта температура гораздо выше той, которая находится по потоку излучения в инфракрасном участке спектра (и равной, как мы знаем, примерно 230 K). По-видимому, радиоизлучение Венеры имеет тепловую природу, так как оно не обнаруживает систематических изменений и не содержит значительной поляризованной компоненты. Объяснение столь высокой температуры, определяемой по радиоизлучению, состоит в том, что она относится к поверхности планеты; нагревание же поверхности вызвано так называемым «парниковым эффектом» (о котором речь будет ниже).

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 интенсивность теплового излучения определяется формулой (18.1). Поэтому был сделан вывод о нетепловом характере радиоизлучения Юпитера в рассматриваемом диапазоне. Трудно допустить, что это излучение является тепловым и идёт к нам от слоёв с разной температурой, так как при 70 см яркостная температура равна 30 000 К, т.е. очень велика.

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.