latex
يُصبح الإشعاع الحراري سمة بارزة في طيف الاستمرارية للجانب الليلي لكوكب الزهرة ابتداءً من حوالي 3 ميكرومتر. يمكن تتبع الانبعاث إلى طبقات السحب العليا وطبقات الضباب في ميزوسفير الكوكب. يتخلل طيف الإشعاع الحراري للزهرة أشرطة ثاني أكسيد الكربون بقوى متفاوتة تخترق أعماقاً جوية مختلفة. وبالتالي، يمكن عكس الطيف الحراري المقاس لاستنتاج ملامح درجة الحرارة الجوية وتقديم بعض الرؤى حول بنية السحب والضباب. عملياً، يصبح الاسترجاع معقداً بسبب حقيقة أن الإشعاع الخارج يتم تشتيته عدة مرات بواسطة جزيئات الهباء الجوي المنتشرة قبل مغادرة الغلاف الجوي. نحن نحقق عددياً في مشكلة نقل الإشعاع للإشعاع الحراري من الجانب الليلي للزهرة بين 3 و 5 ميكرومتر بنموذج مصمم خصيصاً لميزوسفير الزهرة. يتم التركيز بشكل خاص على أهمية التشتت. تستكشف المحاكاة فضاء معاملات النموذج، والتي تشمل درجة الحرارة الجوية، وعتامة السحب، وحجم الهباء الجوي والتركيب الكيميائي. نؤكد أنه يجب أخذ تشتت الهباء الجوي في الاعتبار في استرجاع درجة الحرارة المحتملة، مما يعني تعقيداً إضافياً لمشكلة الاسترجاع المعقدة بالفعل. نتطرق بإيجاز إلى التجانس في شكل الطيف المرتبط بمعاملات سحب الزهرة. لا تؤثر الاضطرابات المعقولة في التركيب الكيميائي وحجم الهباء الجوي بشكل كبير على محاكاة النموذج. على الرغم من أن التجارب محددة للخصائص التقنية لمطياف التصوير الحراري المرئي والأشعة تحت الحمراء على مركبة الزهرة الفضائية، إلا أن الاستنتاجات صالحة بشكل عام.
الكلمات المفتاحية: حراري، إشعاع، الزهرة، تشتت، الميزوسفير، درجة الحرارة.
يُعتبر الغلاف الجوي الأوسط لكوكب الزهرة منطقة انتقالية معقدة تمتد من حوالي 60 إلى حوالي 100 كم فوق سطح الكوكب. وهي تربط عمودياً بين مجالي تأثير نمطي التدفق العالمي للرياح، كل منهما يهيمن على ديناميكيات الرياح العالمية فوق وتحت الغلاف الجوي الأوسط على التوالي (bougheretal2006). بالإضافة إلى ذلك، فإن الغلاف الجوي الأوسط ضروري لفهم جوانب مختلفة من كوكب الزهرة مثل دورات أكسدة ثاني أكسيد الكربون والكبريت (millsallen2007)، وتوزيع الماص الفوق بنفسجي المجهول (titovetal2008)، وترسيب الطاقة الشمسية (crisp1986)، وحدوث الوهج الجوي للأكسجين المرئي وقريب من الأشعة تحت الحمراء (crispetal1996,garciamunozetal2009).
توفر الإشعاعات الحرارية الناشئة من الجانب الليلي للكوكب نافذة قيمة للتحقيق عن بعد في الغلاف الجوي الأوسط لكوكب الزهرة. باستثناء الميزات الضيقة للإشعاع الحراري التي تحدث عند أطوال موجية محددة دون 2.3 \(\mu\)m (allencrawford1984,carlsonetal1991,erardetal2009)، يبدأ طيف الإشعاع الحراري لكوكب الزهرة عند حوالي 3 \(\mu\)m ويبلغ ذروته بين 10 و 20 \(\mu\)m. تنشأ الفوتونات الهاربة من طبقات السحب العليا والضباب في الغلاف الجوي الأوسط، حيث يتم امتصاصها وإعادة تشتيتها في التفاعلات مع جزيئات الهباء الجوي. يجعل الامتصاص في بعض نطاقات ثاني أكسيد الكربون القوية عند 4.3 و 15 \(\mu\)m طيف الإشعاع الحراري قابلاً للتحقيق في البنية الحرارية للغلاف الجوي الأوسط (carlsonetal1991,grassietal2008,roosseroteetal1995, zasovaetal1999). في الأعلى، يصبح الغلاف الجوي رقيقاً جداً بحيث لا يترك أثراً على الطيف، بينما في الأسفل، يمنع امتصاص الهباء الجوي الفوتونات من الوصول إلى قمة الغلاف الجوي.
تم إطلاق مركبة الفضاء فينوس إكسبريس التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية في مدار حول كوكب الزهرة في عام 2006 (svedhemetal2007). لقد جمع جهاز الطيفي الحراري البصري والأشعة تحت الحمراء (VIRTIS) (drossartetal2007,piccionietal2009) على متن فينوس إكسبريس بضع سنوات من الطيف. يغطي القناة الأشعة تحت الحمراء للجهاز النطاق الطيفي من 1 إلى 5 \(\mu\)m بدقة تحليلية تقارب 200، مما يجعل من الجهاز أداة قيمة لاستكشاف طيف الإشعاع الحراري بالقرب من 4.3 \(\mu\)m. كان من المفترض أن يستكشف جهاز آخر على متن فينوس إكسبريس، الطيفي الفورييه الكوكبي (formisanoetal2006)، كلاً من نطاقي 4.3 و 15 \(\mu\)m لثاني أكسيد الكربون بدقة طيفية عالية، ولكن فشله المؤسف في بداية المهمة حال دون ذلك.
تناولت الأعمال الحديثة (grassietal2008,irwinetal2008,leeetal2012) جوانب مختلفة من طيف الإشعاع الحراري لكوكب الزهرة قصير الطول الموجي لـ 5 \(\mu\)m المتعلقة بملاحظات VIRTIS. على الرغم من أن هذه الدراسات استكشفت الإشعاع الحراري الصادر تحت عدد من الظروف، إلا أنه لم يتم تقديم تحليل حساسية منهجي للمعاملات ذات الصلة في النماذج الفيزيائية والعددية حتى الآن. وبالتالي، فإن الغرض من هذه الورقة هو تقديم نموذج انتقال إشعاعي لمحاكاة الإشعاع الحراري من الجانب الليلي لكوكب الزهرة بين 3 و 5 \(\mu\)m، وإظهار قدرات النموذج من خلال عدد من الأمثلة التي تستكشف حساسية المشكلة. يتم إيلاء اهتمام خاص لتشتت الهباء الجوي للفوتونات داخل الوسط الجوي حيث يمكن للهباء الجوي تعديل طيف الإشعاع الصادر بشكل كبير. حسب علمنا، فإن عملاً واحداً فقط سابقاً (grassietal2008) قد تناول تفاصيل التشتت المتعدد لاسترجاع درجات الحرارة في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة. كما لاحظ المؤلفون، تصبح سرعة الحساب مسألة حرجة عندما يكون مطلوباً معالجة التشتت المتعدد في الحسابات الخطية بالتتابع.
تختلف مشكلة استرجاع درجة الحرارة في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة عن المعالجة المعتادة للأرض أو المريخ لأن التشتت المتعدد عادة ما يتم إهماله في هذين. من خلال استكشاف الفضاء ذي الصلة بمعاملات النموذج، تهدف الورقة إلى تسهيل تفسير الطيف المقاس وحساسيته. سيتناول العمل اللاحق توصيفاً كمياً واسترجاع درجات الحرارة والخصائص البصرية للهباء الجوي في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة.
يحل نموذج نقل الإشعاع معادلة نقل الإشعاع للغلاف الجوي على أساس خط بخط. في خطوة أولية، ينتج نموذج نقل الإشعاع (اختيارياً) مكتبتين للخصائص البصرية، واحدة للغازات وأخرى للجسيمات الهوائية. فيما بعد، يستدعي نموذج نقل الإشعاع المكتبات المحسوبة مسبقاً كمدخلات في حل معادلة نقل الإشعاع ويخرج الطيف الاصطناعي. في نسخته الحالية، يستخدم النموذج DISORT كحل لمعادلة نقل الإشعاع لحسابات التشتت المتعدد (stamnesetal1988, stamnesetal2000). DISORT هو برنامج متاح مجاناً لحسابات نقل الإشعاع أحادي اللون في الوسائط المستوية المتقطعة التي قد تشمل مصادر إشعاع داخلية وخارجية. نظراً لاهتمام الورقة بنمذجة الجانب الليلي لكوكب الزهرة، نركز على قدرة نموذج نقل الإشعاع على معالجة الإشعاع الحراري. في حساب المكون غير المتشتت من الإشعاع الحراري، ندمج معادلة نقل الإشعاع المقابلة على طول خط الرؤية بروتين مبني لهذه المهمة.
تم وصف منهجية تقييم الخصائص البصرية للغازات والجسيمات الهوائية بشكل موسع في مكان آخر (garciamunozpalle2011, garciamunozbramstedt2012, garciamunozmills2012)، لذا يتم تقديم نظرة عامة هنا فقط. بالنسبة للغاز، نستخدم المعاملات الأساسية لموضع وشكل وقوة خطوط الانتقال الموجودة في قاعدة بيانات HITRAN 2008 (rothmanetal2009). يُفترض عموماً أن أشكال الخطوط من نوع فويت ويتم تقريبها بتعبيرات مبسطة (schreier1992). تعرف خطوط CO\(_2\) بأنها دون لورنتزية على مسافات تتراوح بين عشرات إلى مئات الأعداد الموجية (burchetal1969)، وهي ميزة يتم أخذها في الاعتبار من خلال دالة \(\chi\)(\(\nu\)\(-\)\(\nu_0\)) (\(\le\)1) التي تضرب أشكال خط فويت. في نموذج نقل الإشعاع، اعتمدنا المعلمة \(\chi(\nu-\nu_0)\)=1 لـ \(|\nu-\nu_0|\)\(\le\)\(\nu_{\rm{min}}\)، و=\(\exp{(-a[|\nu-\nu_0|-\nu_{\rm{min}}]^b)}\) وإلا، مع \(a\)=0.08، \(b\)=0.8 و \(\nu_{\rm{min}}\)=5 cm\(^{-1}\) (wintersetal1964). يأتي التعبير من تجربة امتصاص الخلية التي أُجريت في درجة حرارة الغرفة وضغوط تصل إلى 5 atm، وهي محددة للجانب الأزرق من النطاق. درست الأعمال اللاحقة الجانب الأحمر من النطاق، وما إذا كانت \(\chi(\nu-\nu_0)\) قد تعتمد أيضاً على درجة الحرارة، الضغط، أو تكون غير متماثلة بالنسبة لمركز النطاق \(\nu_0\) (burchetal1969, ledoucenetal1985, menouxetal1987, perrinhartmann1989). من الشائع، على الرغم من ذلك، أن يتعين تعديل المعلمة \(\chi(\nu-\nu_0)\) عند الأطوال الموجية الأقصر لتكرار الطيف الفعلي لكوكب الزهرة (crisp1986, meadowscrisp1996).
CO هو الغاز الآخر الذي ينتج توقيعاً ملحوظاً عند الأطوال الموجية ذات الصلة. بالنسبة لتوسيع خطوط CO في CO\(_2\)، قمنا بالتصحيح من المعاملات المستندة إلى الهواء في HITRAN وفقاً للوصفات المعتادة (baileykedziora2012). يعتبر تشتت رايلي بواسطة غازات الخلفية CO\(_2\) و N\(_2\)، على الرغم من أن تأثيره طفيف بالنسبة لتشتت الجسيمات الهوائية. تعين مكتبة الخصائص البصرية للغازات اتجاه الضغط من 10 إلى 10\(^{-8}\) bar بأربعة مستويات لكل تغيير عشري في الضغط، واتجاه درجة الحرارة بـ 27 مستوى درجة حرارة متباعدة خطياً من 140 إلى 400 K. بالنسبة للضغوط ودرجات الحرارة بينهما، يتم تقريب الخصائص البصرية للغازات خطياً.
في هذه الدراسة، تم النظر في خمسة ملفات تعريف درجة حرارة مرجعية، تمثل الظروف الحرارية المتوسطة لخطوط العرض 30، 45، 60، 75 و 85\(^{\circ}\)، واستناداً إلى البيانات التي تم الحصول عليها بعدد من التقنيات بواسطة مركبة Pioneer Venus Orbiter (PVO) ومهام Venera (seiffetal1985). تم تأكيد الملفات الشخصية المتوسطة لـ PVO مؤخراً بواسطة قياسات الاحتجاب الراديوي باستخدام جهاز VeRa على Venus Express (tellmannetal2009). تكشف الملفات الشخصية أن درجة الحرارة تتناقص بشكل أحادي مع الارتفاع عند خطوط العرض المنخفضة، ولكن باتجاه القطبين تتطور الملفات الشخصية لتطوير انقلاب حراري عند ارتفاع 60-70 كم. الانقلاب واضح بشكل خاص في ما يسمى بطوق الزهرة البارد، الموجود عند خطوط العرض حوالي 70\(^{\circ}\)، ولكنه يمتد إلى الدوامة القطبية. بالنسبة لملف تعريف درجة الحرارة المعين، يحول نموذج نقل الإشعاع من الارتفاع إلى ضغط الخلفية من خلال دمج معادلة التوازن الهيدروستاتيكي.
تم حساب الخصائص البصرية للجسيمات الهوائية من نظرية مي (mishchenkoetal2002). تم افتراض أن أحجام الجسيمات الهوائية تتبع توزيعات طبيعية موزونة موصوفة بنصف قطرها الفعال، \(r_{\rm{eff}}\)، وتباينها الفعال، \(v_{\rm{eff}}\). في تنفيذنا المرجعي للجسيمات الهوائية، اعتبرنا فقط جسيمات الوضع-2 بقيم \(r_{\rm{eff}}\) و \(v_{\rm{eff}}\) من 1.09 \(\mu\)m و 0.037، على التوالي، وتكوين من H\(_2\)SO\(_4\):H\(_2\)O بنسبة 84.5:15.5 بالكتلة (molaverdikhanietal2012). الأعداد الحقيقية والمركبة لمعامل الانكسار هي تحديدات مختبرية في درجة حرارة الغرفة (palmerwilliams1975). أسفرت حسابات مي عن قطاعات عرضية للامتصاص والتشتت وفي معاملات كثيرات الحدود ليغندر لوظيفة الطور الانتشاري على مجموعة من الأطوال الموجية. في الأطوال الموجية غير المجدولة، تم تقريب القطاعات العرضية ومعاملات كثيرات الحدود ليغندر خطياً وبواسطة الشريط المتعرج، على التوالي. بالنسبة للجسيمات الهوائية المنفذة من الوضع-2، يُظهر الشكل [haze_fig] (أ) قطاع الانقراض العرضي والألبيدو، (ب) لحظات \(g_l\) في توسع كثيرات الحدود ليغندر لـ DISORT لوظيفة الطور الانتشاري، و (ج) وظيفة الطور الانتشاري مقابل زاوية الانتشار في بعض الأطوال الموجية.
للبساطة، يُفترض نموذج نقل الإشعاع أن كثافات عدد الجسيمات الهوائية تتناقص مع الارتفاع \(z\) وفقاً لـ: \[n_{\rm{aer}}(z)=\exp{(-(z-Z_{\rm{cloud}})/H_{\rm{aer}})} {\big/} {\sigma_{\lambda_{\star}}H_{\rm{aer}}},\] حيث \(Z_{\rm{cloud}}\) تشير إلى ارتفاع قمة السحاب، \(H_{\rm{aer}}\) لارتفاع مقياس الجسيمات الهوائية، و \(\sigma_{\lambda_{\star}}\)= 4.5\(\times\)10\(^{-8}\) cm\(^2\) هي قيمة مرجعية لقطاع الانقراض العرضي للجسيمات الهوائية عند \(\lambda_{\star}\)=4 \(\mu\)m، انظر الشكل [haze_fig]a. يحقق القانون المعطى \(\tau_{\rm{nadir}}\)=\(\int_{Z_{\rm{cloud}}}^{\infty} \sigma_{\lambda_{\star}} n_{\rm{aer}}(z) dz \)= 1، مما يعني أن سمك بصري نادري بمقدار واحد يتحقق عند \(Z_{\rm{cloud}}\). من السهل تنفيذ ملفات تعريف كثافة عدد أكثر تعقيداً. نظراً لتعقيد مشكلة نقل الإشعاع، فإن الصيغة المذكورة أعلاه تعتبر كافية.
أحد العيوب الرئيسية للنهج الخطي بخط هو العبء الحسابي لحل المعادلات عبر عدد من الحاويات أحادية اللون التي قد تتجاوز في كثير من الأحيان عدة مئات الآلاف. شبكتنا الطيفية الكاملة تأخذ عينات من الفاصل 1800–3500 cm\(^{-1}\) من الأعداد الموجية بـ 1.1\(\times\)10\(^6\) نقطة موزعة وفقاً لقاعدة الجمع الهندسي. تعتمد قاعدة الجمع على فرضية أن النسبة \(\Delta\nu_i/\nu_i\) لحجم الحاوية والعدد الموجي الأوسط داخل الحاوية ثابتة. مع حاويات \(\Delta\)\(\nu\)\(\sim\)(1–2)\(\times\)10\(^{-3}\) cm\(^{-1}\)، هذا يضمن وجود على الأقل حاويتين لكل عرض دوبلر في قلب خطوط ثاني أكسيد الكربون عبر الميزوسفير. ومع ذلك، يصبح التخفيف في حجم الشبكة الطيفية مقبولاً عندما تكون الدقة الطيفية المعتدلة مطلوبة في الطيف النموذجي النهائي. بعد بعض التجارب، خلصنا إلى أن التقليل من أخذ العينات للشبكة الطيفية الكاملة أدى إلى أخطاء تافهة بنسبة 1% في الأطياف النموذجية عند دقة VIRTIS لعوامل التقليل تصل إلى 50. وبالتالي، فإن الحسابات المقدمة هنا تستخدم شبكة مخفضة تأخذ عينات من الفاصل 1800–3500 cm\(^{-1}\) بـ 2.2\(\times\)10\(^4\) نقطة فقط. بعد الحساب خط بخط، يتم تحويل الأطياف عند دقة VIRTIS إلى شبكة طيفية أبسط. للتوضيح، يُظهر الشكل resolpower_fig الأطياف النموذجية لعوامل التقليل 1, 10, 25 و 50. وكانت المنحنيات المقابلة تقريباً غير مميزة.
كتحقق، قارنا خصائصنا البصرية لثاني أكسيد الكربون في بعض الظروف من درجة الحرارة والضغط مع تلك التي قدمها لنا بكرم D. Grassi، ووجدنا تطابقاً ممتازاً بين المجموعتين. كما قارنا طيفاً نموذجياً لجو خالٍ من الهباء الجوي كما حسب بواسطة نموذج D. Grassi ونموذجنا. مرة أخرى، كان التطابق ممتازاً، على الرغم من أن إشعاع النموذج تغير بأوامر من حيث الحجم.
يتأثر الإشعاع الحراري المتوقع أن ينبعث من قمة الغلاف الجوي بعدد من المعاملات المرتبطة بكل من النماذج العددية والفيزيائية. مع الإشارة بـ y إلى مخرجات النموذج، وx إلى متجه حالة المعاملات، وb إلى مجموعة إضافية من المعاملات من النماذج العددية والفيزيائية، يربط النموذج الأمامي F بينها من خلال \(\textbf{y= F(x, b)}\) (rodgers2000). التمييز بين x وb هو تمييز ذاتي، ويعتبر ببساطة المعاملات التي قد يحاول المرء استنتاجها من مقارنة النموذج بالملاحظات (x) وتلك التي ستظل ثابتة في المقارنة (b).
في صياغتنا، y هو مصفوفة إشعاعات النموذج في قمة الغلاف الجوي عند أطوال موجية مختارة. كما سيكون من الملائم اعتبار أن x=[\(T_0, T_1, ..., T_l, ..., T_L\), \(H_{\rm{aer}}\), \(Z_{\rm{cloud}}\)] هو متجه يحتوي على درجات الحرارة \(T_l\) عند ارتفاعات محددة، و\(H_{\rm{aer}}\) و\(Z_{\rm{cloud}}\)، وهي معاملات الهباء الجوي المقدمة سابقاً. مصفوفة b تحتوي على معاملات مثل \(r_{\rm{eff}}\), \(v_{\rm{eff}}\) وتركيب الهباء الجوي الكيميائي في النموذج الفيزيائي، وعدد التيارات الصاعدة والهابطة في محلل نقل الإشعاع للنموذج العددي.
لاستكشاف تأثير كل معامل على مخرجات نموذج نقل الإشعاع، يلعب مفهوم دالة الوزن (WF) دوراً رئيسياً. مصفوفة WF هي مصفوفة المشتقات الجزئية \(\partial \textbf{F(x, b)} / \partial \textbf{x}\) وتعبّر عن حساسية المخرجات للاضطرابات في متجه الحالة حول موضع معين. في إطار التقدير الأمثل لمعاملات الغلاف الجوي (rodgers2000)، تعتبر تمثيلات دقيقة لمصفوفة WF حاسمة لتسريع تقارب خوارزمية العكس وتقدير تباين المعاملات المستنتجة (rodgers2000). بعد ذلك، سنستكشف بنية مصفوفة WF ونقيم اختيارنا القياسي لـ b.
تُظهر الأطياف النموذجية للإشعاع (المتصل) ودرجة الحرارة الساطعة (المتقطعة) لخطوط العرض 30, 45, 60, 75 و 85\(^{\circ}\). درجة الحرارة الساطعة \(T_{\rm{B}}\) هي درجة حرارة الجسم الأسود المكافئ الذي من شأنه أن ينتج الإشعاع المقاس. تُظهر اللوحات على الجانب الأيمن الملفات الشخصية لدرجة حرارة الغلاف الجوي. تم تبني \(H_{\rm{aer}}\)=4 كم في جميع المحاكاة، ولكن تم تنفيذ \(Z_{\rm{cloud}}\) مختلف لكل خط عرض. القيم المحددة لـ \(Z_{\rm{cloud}}\) مستندة إلى الشكل 8a من القياس البارومتري الحديث لسحب الزهرة في الظروف المتوسطة عند 1.6 \(\mu\)m (ignatievetal2009). عند تحويل ارتفاع قمة السحاب بين الطولين الموجيين، تم تقديره من مقطع الانقراض في الشكل [haze_fig]a، أن السحب تقع حوالي 4 كم أدنى عند 4 \(\mu\)m مقارنة بـ 1.6 \(\mu\)m. يتم تمثيل مستوى قمة السحاب بخط أفقي في رسومات درجة الحرارة. لتسليط الضوء على مساهمة التشتت المتعدد، تم إنتاج مجموعة ثانية من الأطياف (باللون الأحمر) بخيار التشتت في النموذج معطل.
يُظهر فحص الأطياف من 4.3 إلى 5 \(\mu\)m توافقاً عاماً مع استكشاف مماثل لفضاء المعاملات (leeetal2012). تكشف الأطياف عن عدد من الميزات. بشكل عام، \(T_{\rm{B}}\) يوفر رؤية أكثر وضوحاً لملفات درجات حرارة الغلاف الجوي مقارنة بالإشعاع. ومع ذلك، بالمقارنة مع الملاحظات، \(T_{\rm{B}}\) لا يعطي قياساً مباشراً لعدد الفوتونات، خاصة عند الأطوال الموجية الأقصر.
تُظهر أطياف \(T_{\rm{B}}\) لخطوط العرض 30 و 45\(^{\circ}\) انحناء خفيفاً بالقرب من 3.5 \(\mu\)m (مشير إليه برمز \(\ast\) في اللوحة العلوية اليسرى من الشكل [panel_fig]). هذا هو تأثير مشترك لمقاطع العبور المعتمدة على الطول الموجي للجسيمات من النمط الثاني، انظر الشكل [haze_fig]a، والانخفاض المتواصل في ملفات درجات حرارة الغلاف الجوي حتى \(\sim\)90 كم. نظراً لأن مقاطع العبور عند 3 \(\mu\)m أصغر منها عند 3.5 \(\mu\)m، فإن الطيف عند 3 \(\mu\)m يُظهر قيماً إشعاعية من أعماق أكبر في الغلاف الجوي مقارنة بـ 3.5 \(\mu\)m. من الصعب ملاحظة الانحناء في أطياف الإشعاع. من خلال الإشارة إليه، يصبح من الواضح أن عدم وجود هيكل كبير في مقاطع العبور للهباء الجوي يقدم تغييرات غير مهمة مماثلة للأطياف. هذا يفرض قيوداً على قدرة النماذج على استنتاج عتامة الهباء الجوي في الغلاف الجوي خلال الفترة من 3 إلى 5 \(\mu\)m (grassietal2008). في هذا الصدد، فإن الهيكل القوي لمقاطع العبور للهباء الجوي عند 15 \(\mu\)m يؤدي إلى ميزة مقارنة للتحقيق في توزيع الهباء الجوي ودرجة حرارة الغلاف الجوي في الزهرة (zasovaetal1999).
شمال خط العرض 45\(^{\circ}\)، تُظهر ملفات درجات حرارة الغلاف الجوي المعتمدة انعكاسات عند 60–70 كم (tellmannetal2009). الآن، نركز على الطيف لخط العرض 75\(^{\circ}\)، حيث تحاكي أكتاف النطاق 4.3-\(\mu\)m إلى حد ما ملف درجة الحرارة في منطقة الانعكاس. السبب في ذلك هو التغير السريع في عتامة ثاني أكسيد الكربون عند حواف النطاق، مما يوفر وصولاً تدريجياً إلى معظم طبقة الانعكاس. يمكن أيضاً تقدير الأكتاف، بصعوبة أكبر، عند خطوط العرض 60 و 85\(^{\circ}\).
المقارنة بين المحاكاة مع المعالجة الكاملة للتشتت في نموذج نقل الإشعاع ومع خيار التشتت معطل تكشف بشكل خاص. يعزز التشتت الإشعاع الخارج وبالتالي درجة الحرارة الساطعة المستنتجة. تختلف الإشعاعات المحسوبة في أوضاع التشتت المتعدد وغير التشتت بما يصل إلى عامل يقارب 2، مما يترجم إلى اختلافات في \(T_{\rm{B}}\) تصل إلى حوالي 15 K. هذا متوقع نظراً لأن البياض الفردي للتشتت في الطيف المستمر هو 0.4–0.5، وبالتالي فإن جزءاً كبيراً من الفوتونات المنبعثة يخضع لتصادمات متعددة قبل أن يتم امتصاصها بالكامل. بشكل نموذجي، يبدو أن التشتت ينعم هيكل الأطياف في الطيف المستمر. هذا واضح في أطياف خطوط العرض 60 و 85\(^{\circ}\) بالقرب من 4.3 \(\mu\)m، حيث تختفي تقريباً أكتاف نطاق ثاني أكسيد الكربون. نعزو هذا التأثير بشكل تجريبي إلى وظائف الوزن، التي تكون أوسع في حالة التشتت المتعدد (انظر أدناه)، والتي تخفي طبقة الانعكاس عن طريق دمج درجات الحرارة من نطاق أوسع من الارتفاعات. من المثير للاهتمام، أنه داخل النطاقات الضعيفة لثاني أكسيد الكربون، يؤدي التشتت إلى أعماق نطاق تختلف بشكل كبير عن تلك المحصلة في وضع عدم التشتت. يتضح ذلك عند 4.7–4.8 \(\mu\)m لأن البياض المشترك للغاز والهباء الجوي يظل مرتفعاً بما فيه الكفاية، ويمكن للفوتونات أن تتشتت عدة مرات قبل مغادرة الغلاف الجوي.
تُظهر مصفوفات WF لاضطرابات في درجة حرارة طبقات الغلاف الجوي، \(T_l\). يتم عرض المصفوفات كـ \(\partial T_B / \partial T_l\) لجعلها بلا أبعاد. تم حسابها عن طريق تعديل كل \(T_l\) تسلسلياً بمقدار 10 K واستخدام تفاضل درجات الحرارة الساطعة المحسوبة. يُعرض فقط الحال لخط عرض 75\(^{\circ}\). تُظهر اللوحات العلوية والسفلية الحسابات في أوضاع الانتشار غير المتعدد والمتعدد لنموذج نقل الإشعاع.
تُظهر كلتا مصفوفتَي WF خصائص مماثلة. في النادير، تتراوح الارتفاعات المستكشفة من حوالي 100 كم في أقوى امتصاص للنطاق 4.3-\(\mu\)m، إلى 56–57 كم في معظم الطيف المستمر. الأخير يزيد قليلاً عن اثنين من ارتفاعات الطبقة الجوية أدناه المستوى المحدد \(Z_{\rm{cloud}}\) عند 66 كم عند 4 \(\mu\)m. كلا النطاقين لثاني أكسيد الكربون عند 4.8 و 5.1 \(\mu\)m يتركان علامات واضحة في مصفوفات WF. بشكل عام، في كل طول موجي، يمكن لـ WF أن تحس بالغلاف الجوي على مدى رأسي إجمالي يتراوح بين 3–4 ارتفاعات طبقة جوية. يمكن تقدير هذا بشكل أفضل في الشكل [maxWF_fig]، الذي يُظهر موقع الحد الأقصى \(\partial T_B / \partial T_l\) في كل طول موجي للدقة الطيفية المحددة.
يعرض الشكل [WFprofiles_fig] بعض قطع مصفوفة WF في أطوال موجية مختارة لحسابات الانتشار المتعدد (الأسود) وغير الانتشار (الأحمر). هذا الشكل يؤكد بعض الأفكار السابقة ويظهر بوضوح مدى الارتفاعات المستكشفة في جميع أنحاء الطيف. تكون وظائف الوزن أضيق بشكل ملحوظ داخل النطاق القوي 4.3-\(\mu\)m مقارنة ببقية الطيف. عادة، تسهل وظائف الوزن الحادة فصل المساهمات من ارتفاعات جوية مختلفة. يوسع الانتشار المتعدد وظائف الوزن بمقدار 2–3 كم. من الناحية الفيزيائية، يمكن تفسير ذلك بأطوال المسارات الأطول للفوتونات المتناثرة متعددة الاتجاهات.
تُظهر الأشكال [derivH_fig] و [derivZ_fig] مصفوفات WF للمشتقات \(\partial\)\(T_B\)/\(\partial\)\(H_{\rm{aer}}\) و \(\partial\)\(T_B\)/\(\partial\)\(Z_{\rm{cloud}}\)، على التوالي. تم حسابها عن طريق تفاضل درجات الحرارة الساطعة في سلسلة من قيم \(H_{\rm{aer}}\) و \(Z_{\rm{cloud}}\). الحسابات محددة لخط عرض 75\(^{\circ}\) وتأخذ في الاعتبار الانتشار المتعدد. لـ \(H_{\rm{aer}}\)=2–6 كم و \(Z_{\rm{cloud}}\)=62–70 كم، تكون بنية كلتا مصفوفتَي WF متشابهة بشكل ملحوظ، خاصة خارج أقوى النطاقات الامتصاصية. قد يساهم تشابههما في تعقيد مشكلة استرجاع درجة الحرارة عندما يتم تعيين كلا العاملين بشكل مستقل في خوارزمية الاسترجاع (grassietal2008). تُفهم معظم تفاصيل المصفوفات من حيث الملف الشخصي لدرجة الحرارة المحددة، ومن حقيقة أن زيادة إما \(H_{\rm{aer}}\) أو \(Z_{\rm{cloud}}\) تميل إلى دفع المستويات الجوية المساهمة في الإشعاع الخارج إلى الأعلى.
يفترض نموذجنا الفيزيائي لجسيمات الوضع-2 أن \(r_{\rm{eff}}\)=1.09 \(\mu\)m و\(v_{\rm{eff}}\)=0.037، وأن الهباء الجوي عبارة عن قطرات كروية سائلة مكونة من حمض الكبريتيك المركز H\(_2\)SO\(_4\) في الماء H\(_2\)O بنسبة 84.5 بالمئة من الكتلة. لمزيد من الاستكشاف، قمنا بفحص أحجام الجسيمات المختلفة والتركيبات الكيميائية.
القيم النموذجية المذكورة لنسبة حمض الكبريتيك في الماء للهباء الجوي تتراوح بين 75–85% (crisp1986, grinspoonetal1993, hansenhovenier1974). تُظهر النتائج أن التغييرات بمقادير معقولة في تركيب الهباء الجوي تؤثر بشكل معتدل على بنية الطيف.
كما هو الحال مع التركيب الكيميائي، هناك بعض التشتت في القيم المبلغ عنها في الأدبيات لمعاملات حجم الهباء الجوي، حيث يكون \(r_{\rm{eff}}\) عادة بين 1 و 1.2 \(\mu\)m (crisp1986, pollacketal1980). كما تشير الأعمال الحديثة إلى أن الهباء الجوي في المناطق القطبية قد يكون مكوناً من جسيمات أكبر نسبياً، مما قد يشير إلى عمليات تكوين سحب متمايزة في خطوط العرض المنخفضة والعالية (barstowetal2012, leeetal2012, wilsonetal2008). تُظهر حساباتنا مع \(r_{\rm{eff}}\)=1.4 \(\mu\)m، نصف قطر فعال مناسب لجسيمات الوضع 2’ الأكبر الموجودة في السحب الوسطى (crisp1986). تُظهر الحسابات حساسية معتدلة لبنية الطيف لنصف القطر الفعال للهباء الجوي ضمن الحدود المقبولة لهذا المعامل.
أخيراً، قمنا بتقييم تأثير عدد التيارات في DISORT. كان الاستنتاج أن التيارات التي تحتوي على أربعة أو أكثر قدمت نتائج شبه متطابقة. نظراً لأن العبء الحسابي يزداد بسرعة مع عدد التيارات، فقد قمنا بضبط المعامل على أربعة.
لظروف انخفاض \(Z_{\rm{cloud}}\)، قد تظهر الطيفيات الاصطناعية ميزة مميزة قرب 4.6 ميكرومتر. هذه الميزة تشبه النوافذ الحرارية الأقصر من 2.3 ميكرومتر لأنها، مثلها، تتطابق مع ضعف محلي في طيف امتصاص ثاني أكسيد الكربون. على عكسها، تنشأ الميزة عند 4.6 ميكرومتر في الميزوسفير وليس في الغلاف الجوي الأدنى دون 50 كم. امتصاص الغاز في المنطقة الطيفية المتأثرة يهيمن عليه بشكل كبير الأجنحة البعيدة للحزمة القوية عند 4.3-ميكرومتر. وبالتالي، فإن شكل وشدة الميزة يتأثران بالمعلمة \(\chi(\nu-\nu_0)\) لأجنحة ثاني أكسيد الكربون التي وصفت سابقاً.
التأثير على الميزة عند 4.6 ميكرومتر لقطع \(\chi(\nu-\nu_0)\) على مسافات مختلفة من مركز الخط يمكن ملاحظته في الشكل. تمت الحسابات باستخدام ملف تعريف درجة الحرارة عند خط عرض 75\(^{\circ}\) ولكن، للتأكيد على خصائص الامتصاص للجناح البعيد لثاني أكسيد الكربون، قمنا بتعيين قمة السحاب عند 62 كم، وهو أقل قليلاً من الظروف القياسية. الشكل يُظهر أيضاً نتيجة اتخاذ \(\chi(\nu-\nu_0)\)\(\equiv\)1 عند جميع الأطوال الموجية، وبالتالي تجاهل الشكل الفرعي لورنتزي لخطوط ثاني أكسيد الكربون. من الواضح أن الأجنحة الطويلة أو غير المخففة تميل إلى إلغاء الميزة، وأن اعتماد \(\chi(\nu-\nu_0)\)\(\equiv\)1 يغير الكتف الأزرق للحزمة 4.3-ميكرومتر أكثر من الأحمر. فيما يتعلق بالملاحظة الأخيرة، لاحظت الأعمال السابقة صعوبة في تكرار الكتف الأزرق لطيف الزهرة (grassietal2008, roosseroteetal1995)، والتي قد تتطلب بعض التعديلات على معلمة \(\chi(\nu-\nu_0)\). تقييم حاسم للمعلمة \(\chi(\nu-\nu_0)\) الأمثل يتطلب تحديد متزامن لحقل درجة الحرارة، وهو ما يتجاوز نطاق الورقة الحالية.
تتأثر منطقة 4.5–4.8-ميكرومتر أيضاً بالحزمة الأساسية 0–1 لأول أكسيد الكربون. لا يدخل ضمن نطاق الورقة الحالية محاولة استرجاع وفرة أول أكسيد الكربون من بيانات الانبعاث الحراري لـ VIRTIS/VEx، وهي مهمة تمت محاولتها في عمل حديث (irwinetal2008). سنعلق، على الرغم من ذلك، بإيجاز على تأثير التشتت المتعدد على التوقيع الطيفي لأول أكسيد الكربون.
يُظهر الشكل بعض محاكاة للطيف من 4.5 إلى 4.8 ميكرومتر بكميات مختلفة من أول أكسيد الكربون. في هذه المناسبة، ولتجنب التعقيد الإضافي لعكس درجة الحرارة، استخدمنا ملف تعريف درجة الحرارة عند خط عرض 30\(^{\circ}\). افترضنا نسبة خلط ثابتة لأول أكسيد الكربون في جميع أنحاء الميزوسفير. مجموعات الخطوط العلوية والسفلية هي المحاكاة لمشاكل التشتت المتعدد وغير التشتت، على التوالي. الاستنتاج الذي يمكن استخلاصه من المقارنة هو أن عمق الحزمة حساس بشكل ملحوظ لما إذا كانت المحاكاة تجرى في أوضاع التشتت المتعدد أو غير التشتت لنموذج نقل الإشعاع.
الصور المعروضة تُظهر البنية المكانية للدوامة القطبية الجنوبية (piccionietal2007). تُظهر الصور الإشعاع الحراري المقابل وطيف درجات الحرارة الساطعة في المواقع المحددة. كلا التمثيلين يقدمان رؤى متكاملة حول بنية الغلاف الجوي الأوسط لكوكب الزهرة. تم اختيار المواقع لتقديم منظور واسع للظروف الحرارية والتباين المكاني في المنطقة القريبة من القطب.
الخرائط عند 3.83، 4.60 و 5.1 \(\mu\)m تُظهر نمطاً مضيئاً ممدوداً واضحاً، وهو مظهر الدوامة القطبية، مع بنية إضافية داخلها. مستوى التفاصيل في كل صورة أحادية اللون يعتمد على العمق الفعلي الذي يتم استكشافه، انظر الشكل maxWF_fig، ونسبة الإشارة إلى الضوضاء للبيانات. الأطوال الموجية 4.41 و 4.52 \(\mu\)m، التي تقع ضمن النطاق الرئيسي لامتصاص ثاني أكسيد الكربون، تستكشف ارتفاعات أعلى من الأطوال الموجية الأخرى. بالنسبة للأخيرتين، فإن النمط الممدود قد (كاد) يختفي. مستوى التفاصيل لكل صورة ينعكس في الطيف المقابل.
الطيف من النقطتين في الزاوية العليا اليمنى من الصور، خارج الدوامة، يُظهر أكتافاً واضحة عند حواف نطاق ثاني أكسيد الكربون عند 4.3 \(\mu\)m. هذه الأكتاف توحي بوجود عكس حراري في منطقة الياقة الباردة. الميزة عند 4.6 \(\mu\)m، المرتبطة على الأرجح بالسحب ذات قيم \(Z_{\rm{cloud}}\) الأقل نسبياً، واضحة في بعض الطيف، خاصة في تلك التي تستكشف المناطق الأكثر إشراقاً في الصور. بعض البنى المتعلقة، انظر الشكل feature_fig للمقارنة، تظهر أيضاً عند حوالي 3.9 \(\mu\)m.
قدمنا نموذجاً للإشعاع الحراري المتناثر في الغلاف الجوي لكوكب الزهرة من 3 إلى 5 \(\mu\)m. استكشفنا حساسية النموذج لعدد من المعاملات في النموذج الفيزيائي والعددي. أظهرت التجربة الأهمية المحتملة للتشتت في طبقات السحب العليا والضباب فوق ارتفاعات الميزوسفير لكوكب الزهرة. بالإضافة إلى ذلك، ساعدت في تحديد الصعوبات المحتملة التي قد تحدث في التطبيق النهائي للنموذج في مشاكل الاستنتاج. نادراً ما يتم تمثيل التشتت في نماذج الإشعاع الحراري للغلاف الجوي الكوكبي في الأشعة تحت الحمراء الحرارية. لذا، ينبغي أن تساعد دراسة مثل هذه في توضيح بعض الخصائص التفاضلية لانتشار الإشعاع الحراري في الأجواء المتشتتة.
نحن حالياً نطور طريقة استنتاج لاستخلاص درجات حرارة الميزوسفير لكوكب الزهرة من طيف VIRTIS. الحاجة إلى تضمين التشتت المتعدد تعني صعوبة إضافية لأن حلول معادلة النقل الإشعاعي للتشتت المتعدد تستهلك موارد أكثر بكثير من حلول معادلة النقل الإشعاعي بدون تشتت. هذا صحيح بشكل خاص إذا كان يجب على النموذج تقييم مصفوفة WF كجزء من خوارزمية الاستنتاج. ستكون نسخة خطية من النموذج، بحيث تنتج في نفس الوقت كل من الإشعاع ومصفوفة WF، مساراً مثيراً للاهتمام للمتابعة.
الشكر والتقدير
يقر AGM و PW بزمالة ما بعد الدكتوراه من Gobierno Vasco. دُعمت هذه الأعمال من قبل مشروع MICIIN الإسباني AYA2009-10701 و AYA2012-36666 مع دعم FEDER، ومجموعات Gobierno Vasco IT-464-07 و UPV/EHU UFI11/55. نعرب عن امتناننا لـ Davide Grassi للوصول إلى بعض حسابات نموذجه.
تسميات الأشكال