Курс теоретической астрофизики

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, стекло не столько поглощает идущее от почвы тепловое излучение, сколько преграждает конвекцию).

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 τ. Количество энергии, падающей на поверхность планеты от Солнца, обозначим через 𝐸₁. 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 τ будет определяться формулой

𝑎𝑐

4

𝑇⁴

=

𝐸₁

⎛

⎜

⎝

1

2

+

3

4

τ

⎞

⎟

⎠

,

(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 𝐸₁.

Если оптическую толщину атмосферы обозначить через τ₁ то температура поверхности планеты будет равна

𝑇₁

=

⎡

⎢

⎣

4𝐸₁

𝑎𝑐

⎛

⎜

⎝

1

2

+

3

4

τ₁

⎞

⎟

⎠

⎤¼

⎥

⎦

.

(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.