Курс теоретической астрофизики
Шрифт:
Приведём некоторые результаты наблюдений планетных спектров, выполненных ещё с поверхности Земли (см., например, [7]). В 1932 г. Адамс и Дэнхем нашли полосы поглощения углекислого газа (CO) в инфракрасной части спектра Венеры. Позднее Койпером были открыты полосы поглощения того же газа в спектре Марса. В спектрах Юпитера и Сатурна присутствуют полосы поглощения метана (CH) и аммиака (NH), однако концентрация этих газов в атмосферах мала. Сильные полосы поглощения метана содержатся также в спектрах Урана и Нептуна. Основной же составляющей атмосфер Юпитера и других планет-гигантов является, как можно ожидать, молекулярный водород (H), который обнаружен благодаря наличию в их спектрах
Следует отметить, что некоторые газы не проявляют себя спектроскопически в доступной наблюдениям с Земли области спектра. К ним относится, в частности, гелий, который, по-видимому, в сравнительно больших количествах содержится в атмосферах планет-гигантов. Эмиссионная линия гелия 584 A была обнаружена с помощью ультрафиолетового спектрометра с борта космических аппаратов, пролетавших мимо Юпитера и Сатурна.
При количественной интерпретации спектров планет могут быть использованы те же формулы, которые применялись выше при интерпретации фотометрических данных о планетах. Мы сейчас напишем выражения для интенсивности излучения внутри линии планетного спектра в некоторых простейших случаях.
Выше мы считали, что в каждом элементарном объёме атмосферы происходит рассеяние и истинное поглощение света в непрерывном спектре (обусловленное наличием в атмосфере молекул и крупных частиц). При этом коэффициент рассеяния обозначался через , а коэффициент истинного поглощения через (1-) где — альбедо частицы, а — коэффициент поглощения. Теперь допустим, что в каждом элементарном объёме, наряду с указанными процессами, происходит также истинное поглощение в спектральной линии. Рассеянием света в линии будем пренебрегать (этого, очевидно, нельзя делать для резонансной полосы). Коэффициент истинного поглощения в частоте внутри линии обозначим через .
При принятых обозначениях уравнение переноса излучения в спектральной линии записывается в виде
cos
dI
dr
=-
(+
)
I
+
,
(20.33)
где
=
I
d
4
+
F
4
exp
–
sec
,
(20.34)
и — оптическая глубина в частоте , т.е.
=
r
(+
)
dr
.
(20.35)
В уравнении (20.34) для простоты считается, что рассеяние света является изотропным.
Вводя обозначение
S
=
+
,
(20.36)
вместо уравнений (20.33) и (20.34) получаем
cos
dI
d
=
I
–
S
,
(20.37)
S
=
I
d
4
+
F
4
exp
–
sec
,
(20.38)
где
=
+
.
(20.39)
Мы
Рассмотрим сначала случай, когда оптическая толщина атмосферы в непрерывном спектре по порядку меньше единицы. В этом случае, на основании формулы (20.18), интенсивность излучения, выходящего из атмосферы в непрерывном спектре, равна
1-exp
–
1
+
1
I(,)
=
+
4
+
+A
exp
–
1
+
1
F
,
(20.40)
где A — альбедо поверхности планеты. Заменяя здесь на и на , получаем выражение для интенсивности излучения, выходящего из атмосферы в частоте внутри спектральной линии:
1-exp
–
1
+
1
I
(,)
=
+
4
+
+A
exp
–
1
+
1
F
,
(20.41)
Отношение этих интенсивностей, т.е. величина
r
(,)
=
I(,)
I(,)
,
(20.42)
характеризует профиль линии поглощения на угловом расстоянии arccos от центра диска планеты.
Если оптическая толщина атмосферы в непрерывном спектре очень мала, то из приведённых формул следует
r
(,)
=
exp
–
–
x
1
+