مُلخَّص

يُصبح الإشعاع الحراري سِمة بارزة في طيف الاستمرارية للجانب الليلي لكوكب الزهرة ابتداءً من حوالي 3 ميكرومتر. يمكن تتبُّع الانبعاث إلى طبقات السُّحب العليا والضباب في ميزوسفير الكوكب. يتخلَّل طيف الإشعاع الحراري للزهرة أشرطة امتصاص لثاني أكسيد الكربون بقوى متفاوتة تخترق أعماقاً جوية مختلفة. بالتالي، يمكن عكس الطيف الحراري المُقاس لاستنتاج ملفات درجة الحرارة وتقديم رؤى حول بُنية السحب والضباب. عمليّاً، تصبح عملية الاسترجاع أكثر تعقيداً بسبب تشتُّت الفوتونات عدّة مرّات بواسطة جُسيمات الهباء الجوي قبل مغادرة الغلاف الجوي. نحلّ عدديّاً مسألة انتقال الإشعاع الحراري من الجانب الليلي للزهرة بين 3 و 5 ميكرومتر بنموذج مُخصّص لميزوسفير الزهرة، مع تركيز خاص على دور التشتُّت. تستكشف المحاكاة فضاء معامل النموذج، الذي يشمل توزيع درجات الحرارة، وعُتامة السحب، وحجم الهباء الجوي وتركيبه الكيميائي. نؤكِّد ضرورة أخذ تشتُّت الهباء الجوي في الاعتبار عند استرجاع درجة الحرارة المحتملة، ما يزيد من تعقيد المشكلة بالفعل. نتطرَّق بإيجاز إلى اتّساق شكل الطيف مع مُعامِلات سحب الزهرة. لا تؤثِّر الاضطرابات المعقولة في التركيب الكيميائي وحجم الهباء الجوي بشكل كبير على نتائج المحاكاة. وعلى الرغم من تخصيص التجارب للخصائص التقنية لجهاز VIRTIS على مركبة فينوس إكسبريس، إلا أنّ الاستنتاجات ذات صلة عامّة.

الكلمات المفتاحية: إشعاع حراري، الزهرة، تشتُّت، الميزوسفير، درجة الحرارة.

المقدمة

يُعتبر الغلاف الجوي الأوسط لكوكب الزهرة منطقة انتقالية معقَّدة تمتدّ من حوالي 60 إلى 100 كم فوق سطح الكوكب. يربط هذا الجزء عمودياً بين نمطيْن من التدفق العالمي للرياح، كلٌّ منهما يهيمن على الديناميكا الجوية فوق وتحت الغلاف الأوسط على التوالي (bougheretal2006). بالإضافة إلى ذلك، يلعب الغلاف الجوي الأوسط دوراً محوريّاً في عمليات أكسدة ثاني أكسيد الكربون والكبريت (millsallen2007)، وتوزيع المُمتصّ فوق البنفسجي المجهول (titovetal2008)، وترسيب الطاقة الشمسية (crisp1986)، وظاهرة الوهج الجوي للأكسجين المرئي والأشعة تحت الحمراء (crispetal1996,garciamunozetal2009).

توفر الأشعة الحرارية المنبعثة من الجانب الليلي نافذة قيّمة للدراسات الرصدية للغلاف الجوي الأوسط. باستثناء الميزات الضيّقة للإشعاع الحراري عند أطوال موجية أقل من 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، حيث يتعرّض الإشعاع لامتصاص وتشتُّت في تفاعلات مع جُسيمات الهباء الجوي. يجعل الامتصاص القوي لثاني أكسيد الكربون عند 4.3 و 15 \(\mu\)m طيف الإشعاع الحراري أداة فعّالة لاستكشاف البنية الحرارية للغلاف الأوسط (carlsonetal1991,grassietal2008,roosseroteetal1995,zasovaetal1999). فوق ذلك، يصبح الغلاف الجوي رقيقاً فلا يترك أثراً طيفيّاً، بينما أدناه يعوق امتصاص الهباء الجوي وصول الفوتونات إلى القمّة.

أُطلِقت مركبة فينوس إكسبريس التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية في مدار حول كوكب الزهرة عام 2006 (svedhemetal2007). جمع جهاز VIRTIS (drossartetal2007,piccionietal2009) أطيافاً على مدى سنوات في النطاق 1–5 \(\mu\)m بدقّة طيفية تقارب 200، ما يجعله أداة قيّمة لاستكشاف نطاق 4.3 \(\mu\)m. وكان من المقرّر أن يستكشف مطياف فورييه الكوكبي (formisanoetal2006) نطاقي 4.3 و 15 \(\mu\)m بدقّة أعلى، لكن فشله المبكّر حال دون ذلك.

تناولت دراسات حديثة (grassietal2008,irwinetal2008,leeetal2012) جوانب مختلفة من إشعاع الزهرة الحراري في النطاق 5 \(\mu\)m بناءً على ملاحظات VIRTIS. وعلى الرغم من استكشاف تلك الأعمال للإشعاع في ظروف متعدّدة، لم يُقدَّم حتى الآن تحليل حساسية منهجي لمعلمات النماذج الفيزيائية والعددية ذات الصلة. لذلك، تهدف هذه الورقة إلى تقديم نموذج انتقال إشعاعي لمحاكاة الإشعاع الحراري من الجانب الليلي بين 3 و 5 \(\mu\)m، وعرض قدراته عبر أمثلة تستكشف الحساسية. نولي اهتماماً خاصاً لتشتُّت الهباء الجوي، إذ يمكن أن يُعدِّل بشكل ملحوظ طيف الإشعاع الخارج. بحسب اطّلاعنا، تناولت دراسة واحدة (grassietal2008) فقط التشتُّت المتعدِّد لاسترجاع درجات الحرارة في غلاف الزهرة، مع الإشارة إلى أنّ الحساب يصبح عبئاً ثقيلاً عند تضمين تشتّت متعدِّد الخطوات.

تختلف مسألة استرجاع درجات الحرارة في غلاف الزهرة عمّا هو مألوف للأرض أو المريخ، إذ يُهمَل عادةً التشتُّت المتعدِّد فيهما. عبر استكشاف فضاء المعاملات، تهدف هذه الدراسة إلى تيسير تفسير الطيف المُقاس وحساسيته. وسيُكرَّس عمل لاحق لتوصيفٍ كميّ واسترجاع درجات الحرارة والخصائص البصرية للهباء الجوي في غلاف الزهرة.

النموذج الأمامي

يَحلّ نموذج نقل الإشعاع معادلة انتقال الإشعاع في الغلاف الجوي خطّاً بخطّ. في خطوة أولى، يُنتِج النموذج (اختياريّاً) مكتبتين للخصائص البصرية، واحدة للغازات وأخرى للجُسيمات الهوائية. لاحقاً، يستدعي النموذج هذه المكتبات كمدخلات لحلّ المعادلة ويُنتج الطيف الاصطناعي. في الوضع الحالي، يستخدم النموذج DISORT لحسابات التشتُّت المتعدِّد (stamnesetal1988, stamnesetal2000)، وهو برنامج مجاني لحلّ نقل الإشعاع أحادي اللون في طبقات مستقلّة قد تشمل مصادر إشعاع داخلية وخارجية. ونظراً لتركيزنا على الجانب الليلي للزهرة، نعتمد أيضاً روتيناً منفصلاً لمعالجة المكوّن غير المُتشتِّت من الإشعاع الحراري عبر دمج معادلة انتقال الإشعاع على طول خطّ الرؤية.

وُصِفت منهجية تقييم الخصائص البصرية للغازات والجُسيمات بالتفصيل في دراسات سابقة (garciamunozpalle2011, garciamunozbramstedt2012, garciamunozmills2012)، لذا نكتفي هنا بإيجاز. للغازات، نستخدم خطوط الانتقال من قاعدة بيانات HITRAN 2008 (rothmanetal2009) بأشكال فويت مُبسَّطة (schreier1992). يُضاف تصحيح لورنتزي ضمن دالّة \(\chi(\nu-\nu_0)\) (wintersetal1964) لتمثيل الأجنحة البعيدة، مع ضبطها وفق تجربة امتصاص عند ضغوط حتى \(5\ \mathrm{atm}\). وقد بحثت دراسات لاحقة اعتماد \(\chi\) على درجة الحرارة والضغط (burchetal1969,ledoucenetal1985,menouxetal1987,perrinhartmann1989)، إلا أنّ هذا التصحيح مطلوب عادةً للأطوال الموجية القصيرة (crisp1986,meadowscrisp1996).

يُنتِج أول أكسيد الكربون CO أيضاً توقيعاً طيفيّاً ملحوظاً. وبالنسبة لتوسيع خطوط CO بالتصادم في غلاف من ثاني أكسيد الكربون، صحَّحنا معاملات الهواء في HITRAN وفق الوصفات المعتمدة (baileykedziora2012). ويُضاف تشتّت رايلي لغازي CO\(_2\) و N\(_2\) رغم ضآلة تأثيره مقارنة بجُسيمات الضباب. تُجهَّز مكتبة الغازات لمدى ضغط يتراوح بين \(10^{-10}\)–\(10^{-8}\) \(\mathrm{bar}\) بأربعة مستويات لكل تغيُّر عشري، و\(27\) مستوى لدرجة الحرارة من \(140\) إلى \(400\ \mathrm{K}\) مع تقريب خطّي بين القيم.

نظرنا في خمسة ملفات تعريف حرارية مرجعية تمثِّل الظروف المتوسطة عند دوائر عرض 30، 45، 60، 75 و85\(^{\circ}\)، استناداً إلى بيانات PVO وVenera (seiffetal1985). أكّدت قياسات الاحتجاب الراديوي (VeRa) على فينوس إكسبريس الملفات المتوسطة لـPVO (tellmannetal2009). تُظهِر دوائر العرض العالية انقلاباً حراريّاً عند 60–70 كم، خصوصاً في حلقة الزهرة الباردة عند حوالي 70\(^{\circ}\). ويحوِّل النموذج الارتفاع إلى ضغط عبر معادلة التوازن الهيدروستاتيكي.

استند حسابنا لخصائص الجُسيمات الهوائية إلى نظرية مي (mishchenkoetal2002). افترضنا توزيعات لوغ-نرمال لوصف النمط‑2 بقيم \(r_{\rm eff}=1.09\ \mu\mathrm{m}\) و\(v_{\rm eff}=0.037\)، وتركيب H\(_2\)SO\(_4\):H\(_2\)O بنسبة 84.5:15.5 بالكتلة (molaverdikhanietal2012). استخدمنا قيماً مختبرية لمعامل الانكسار عند درجة حرارة الغرفة (palmerwilliams1975). أتاح حساب مي تحديد مقاطع الامتصاص والتشتّت ومعاملات متعددات حدود لِجيندر لوظيفة طور الانتثار عبر الأطوال الموجية، مع تخزينها وتقريبها خطيّاً بين الفواصل.

لتبسيط الوصف، نفترض أنّ كثافة عدد الجُسيمات الهوائية تنخفض مع الارتفاع \(z\) كما يلي: \[ n_{\rm aer}(z)=\frac{\exp\!\left(-\frac{z-Z_{\rm cloud}}{H_{\rm aer}}\right)}{\sigma_{\lambda_{\star}}\,H_{\rm aer}}, \] حيث \(Z_{\rm cloud}\) ارتفاع قمّة السحب، و\(H_{\rm aer}\) مقياس الارتفاع، و \(\sigma_{\lambda_{\star}}=4.5\times10^{-8}\ \mathrm{cm}^2\) عند \(\lambda_{\star}=4\ \mu\mathrm{m}\) (انظر [haze_fig]a). يحقّق هذا التعبير \(\tau_{\rm nadir}=1\) عند \(Z_{\rm cloud}\). ويمكن تنفيذ ملفات أكثر تعقيداً بسهولة، لكن هذه الصيغة كافية لمشكلة نقل الإشعاع.

العيوب الرئيسية

أحد العيوب الرئيسة لنهج الخط‑بخط هو الحمل الحسابي عند حلّ المعادلة عبر عدد ضخم من النقاط الطيفية أحادية اللون، والذي قد يتجاوز مئات الآلاف. تأخذ شبكتنا الطيفية الكاملة عينات من الفاصل 1800–3500 \(\mathrm{cm}^{-1}\) بنحو \(1.1\times10^{6}\) نقطة وفق قاعدة الجمع الهندسي القائمة على ثبات النسبة \(\Delta\nu_i/\nu_i\). ومع فواصل ترددية صغيرة \(\sim(1\text{–}2)\times10^{-3}\ \mathrm{cm}^{-1}\)، نضمن على الأقل نقطتين لكل عرض دوبلر لخطوط CO\(_2\) عبر الميزوسفير. يمكن تخفيف الشبكة عندما لا تكون دقّة عالية مطلوبة. بعد تجارب، وجدنا أنّ تخفيض العينات بمقدار خمسين مرّة يسبّب أخطاء \(\sim 1\%\) فقط عند دقّة VIRTIS. لذا، استخدمنا هنا شبكة مُخفَّضة بـ\(2.2\times10^{4}\) نقطة. بعد الحساب خطّاً بخطّ، نحوِّل الأطياف إلى دقّة VIRTIS النهائية. للتوضيح، يُبيّن الشكل resolpower_fig أطيافاً نموذجية عند عوامل تخفيض مختلفة (1، 10، 25 و50)، مع تطابق شبه تام.

كتحقُّق، قارَنّا خصائصنا البصرية لثاني أكسيد الكربون مع حسابات D. Grassi تحت ظروف متطابقة، فوجدنا تطابقاً ممتازاً. كما قارَنّا طيف غلاف خالٍ من الهباء الجوي، وحصلنا على توافق جيد رغم فروقات طفيفة في الإشعاع الكلي.

استكشاف طيف الإشعاع الحراري الصادر

يتأثّر الإشعاع الحراري الصادر من قمّة الغلاف الجوي بعدّة معلمات عددية وفيزيائية. نرمز بمخرجات النموذج بـy، وبمتجه الحالة بـx، وبمجموعة المعاملات الثابتة بـb. ويربط النموذج الأمامي F بينهما عبر \(\textbf{y}=F(\textbf{x},\textbf{b})\) (rodgers2000). يُميِّز x المعلمات التي يُراد استرجاعها، بينما b هي معلمات ثابتة.

في صياغتنا، y مصفوفة الإشعاع عند أطوال موجية محدّدة على القمّة. ويضم x = [\(T_0, T_1,\dots,T_L\)، \(H_{\rm aer}\)، \(Z_{\rm cloud}\)]، حيث \(T_l\) درجات الحرارة عند الارتفاعات، و\(H_{\rm aer}\) و\(Z_{\rm cloud}\) معلمات الهباء الجوي. بينما تحتوي b على \(r_{\rm eff}\)، \(v_{\rm eff}\)، التركيب الكيميائي وعدد التيارات في DISORT.

لتحليل تأثير كلّ معامل، نستخدم دالة الوزن (WF)، وهي مصفوفة المشتقّات الجزئية \(\partial F/\partial x\)، التي تُعبِّر عن حساسية المخرجات للتغيّرات في x (rodgers2000). تُعدّ دقّة WF مهمّة لتسريع عملية الاسترجاع وتقدير تباين المعلمات.

طيف المرجع للإشعاع الحراري الخارج

تعرض الأطياف النموذجية للإشعاع المتّصل ودرجة الحرارة الساطعة \((T_{\rm B})\) (مُنحنًى مُتقطِّع) لدوائر عرض 30، 45، 60، 75 و 85\(^{\circ}\). درجة الحرارة الساطعة \(T_{\rm B}\) هي درجة حرارة الجسم الأسود المكافئ للإشعاع المُقاس. تُظهر اللوحات اليمنى الملفات الحرارية للغلاف الجوي. اعتمدنا \(H_{\rm aer}=4\) كم في جميع المحاكاة، مع تغييرات في \(Z_{\rm cloud}\) بحسب دائرة العرض. استُمدّت قيم \(Z_{\rm cloud}\) من الشكل 8a لقياس السحب عند \(1.6\ \mu\mathrm{m}\) (ignatievetal2009)، مع خفضٍ بنحو 4 كم لإنشاء الانقراض عند \(4\ \mu\mathrm{m}\). وقد مُثِّل مستوى القمّة بخطّ أفقي في ملفات درجة الحرارة. ولإظهار تأثير التشتُّت المتعدِّد، أنتجنا أطيافاً ثانية (بالأحمر) مع تعطيل خيار التشتّت.

تُظهر الأطياف من 4.3 إلى 5 \(\mu\)m توافقاً عامّاً مع نتائج سابقة (leeetal2012). وبوجه عام، تُقدِّم \(T_{\rm B}\) رؤية أوضح للملفات الحرارية مقارنة بالإشعاع ذاته، لكنها لا ترتبط خطيّاً بعدد الفوتونات، ولا سيّما عند الأطوال الموجية الأقصر.

تُظهر ملفات \(T_{\rm B}\) لخطّي العرض 30 و 45 انحناءً خفيفاً قرب 3.5 \(\mu\)m (مشاراً إليه بـ* في [panel_fig]). ينشأ ذلك من ضعف الامتصاص لجُسيمات النمط‑2 عند هذه الموجة، بالإضافة إلى انخفاض درجات الحرارة حتى نحو 90 كم. ونظراً لصِغَر مقاطع الامتصاص عند 3 \(\mu\)m، يغوص الطيف هناك أعمق في الغلاف الجوي مقارنة بـ\(3.5\ \mu\mathrm{m}\). لا يظهر هذا التركيب بوضوح في الإشعاع، ما يعكس محدودية حساسية النماذج لعتامة الهباء الجوي بين \(3\) و\(5\ \mu\mathrm{m}\) (grassietal2008). في المقابل، يوفِّر امتصاص الهباء عند \(15\ \mu\mathrm{m}\) بُنية قوية تُمكِّن من التحقُّق من توزيع الهباء ودرجة الحرارة (zasovaetal1999).

شمال 45\(^{\circ}\) تُظهر الملفات انقلاباً حراريّاً عند 60–70 كم (tellmannetal2009). نركِّز هنا على 75\(^{\circ}\)، حيث تعكس أكتاف النطاق \(4.3\ \mu\mathrm{m}\) إلى حدٍّ ما بنية درجة الحرارة، نتيجة تغيُّر سريع في امتصاص CO\(_2\) عند حافتي النطاق، ما يوفِّر وصولاً تدريجيّاً لطبقة الانقلاب. يمكن رؤية الأكتاف بوضوح أقل عند خطّي العرض 60 و85\(^{\circ}\).

تكشف المقارنة بين المحاكاة مع التشتُّت المتعدِّد وبدونه عن فروق كبيرة: يُعزِّز التشتُّت الإشعاع الخارج ودرجة الحرارة الساطعة المُستنتجة حتى عامل \(\sim 2\)، ما يترجم إلى اختلافات في \(T_{\rm B}\) تصل إلى \(\sim 15\ \mathrm{K}\). وهذا متوقَّع لأنّ البياض الأحادي للتشتّت في الطيف المتّصل \(\sim 0.4\text{–}0.5\)، فتخضع نسبة كبيرة من الفوتونات لتصادُمات عدّة قبل الخروج. عادةً يُملِّس التشتُّت بنية الطيف المتّصل، كما يظهر عند خطّي العرض 60 و85\(^{\circ}\) قرب \(4.3\ \mu\mathrm{m}\)، حيث تختفي أكتاف CO\(_2\) تقريباً. نَعزو ذلك إلى دوالّ الوزن الأوسع في حالة التشتُّت المتعدِّد، التي تدمج مساهمات من مجال رأسي أعرض من الارتفاعات.

مصفوفة WF لاضطرابات درجة حرارة الغلاف الجوي

تُعرض مصفوفات WF لتغيُّرات في \(T_l\) عبر \(\partial T_{\rm B}/\partial T_l\) (بلا أبعاد). حسبناها بإزاحة كلّ \(T_l\) بمقدار 10 كلفن واستخدام التفاضل في \(T_{\rm B}\). نعرض هنا النتائج لخطّ عرض 75\(^{\circ}\) في وضعي التشتُّت غير المتعدِّد والمتعدِّد.

تُظهر المصفوفتان خصائص متماثلة: عند النظر النادري، تمتدّ الارتفاعات المُستكشَفة من نحو 100 كم عند أقصى امتصاص قرب \(4.3\ \mu\mathrm{m}\) إلى نحو 56–57 كم في معظم الطيف المتّصل، أي على مسافة طبقتين تقريباً أسفل \(Z_{\rm cloud}=66\) كم عند \(4\ \mu\mathrm{m}\). وتترك نطاقات CO\(_2\) عند 4.8 و 5.1 \(\mu\)m آثاراً واضحة في WF. عموماً، تستشعر WF مدى رأسياً يوازي \(3\)–\(4\) طبقات جوية، كما يُبيّنه الشكل [maxWF_fig] الذي يوضّح ارتفاعات أقصى حساسية عبر الأطياف.

يَعرض الشكل [WFprofiles_fig] مقاطع WF عند أطوال موجية مختارة في وضعي التشتُّت المتعدِّد (أسود) وغير المتعدِّد (أحمر). وتُظهر المقارنة بوضوح أنّ دوالّ الوزن أضيق ضمن نطاق CO\(_2\) القوي \(4.3\ \mu\mathrm{m}\) مقارنة ببقيّة الطيف، وأنّ التشتُّت المتعدِّد يُوسِّعها بمقدار \(2\)–\(3\) كم لأطوال مسارات فوتونية أطول.

مصفوفات WF لاضطرابات في ارتفاع المقياس وارتفاع قمة السحاب

تُبيِّن الأشكال [derivH_fig] و [derivZ_fig] مصفوفات WF للمشتقّات \(\partial T_{\rm B}/\partial H_{\rm aer}\) و \(\partial T_{\rm B}/\partial Z_{\rm cloud}\) على التوالي. حسبناهما عبر تغيير \(H_{\rm aer}=2\text{–}6\) كم و\(Z_{\rm cloud}=62\text{–}70\) كم لخطّ 75\(^{\circ}\) مع التشتُّت المتعدِّد. بنية المصفوفتين متشابهة خصوصاً خارج أقوى النطاقات الامتصاصية، ما يُعقِّد عملية استرجاع درجة الحرارة عند الحلّ المشترك لهذين المعاملين (grassietal2008). ويُفسَّر ذلك بأنّ زيادة \(H_{\rm aer}\) أو \(Z_{\rm cloud}\) تدفع مستوى الإسهام الطيفي إلى أعلى.

الحساسية للمعاملات الأخرى

في نموذجنا الفيزيائي لجُسيمات النمط‑2، افترضنا \(r_{\rm eff}=1.09\ \mu\mathrm{m}\) و\(v_{\rm eff}=0.037\)، ومحتوى H\(_2\)SO\(_4\):H\(_2\)O بنسبة 84.5% بالكتلة. للفحص الإضافي، عدّلنا نصف القطر الفعّال وتركيب الحمض.

تتراوح نسبة حمض الكبريتيك في الأدبيات بين 75–85% (crisp1986,grinspoonetal1993,hansenhovenier1974). وتُظهر التغييرات ضمن هذا النطاق تأثيراً خفيفاً على بنية الطيف.

كما تتباين تقديرات \(r_{\rm eff}\) بين \(1\) و\(1.2\ \mu\mathrm{m}\) (crisp1986,pollacketal1980)، مع إشارات إلى جُسيمات أكبر في المناطق القطبية (barstowetal2012,leeetal2012,wilsonetal2008). أجرينا حسابات بنصف قطر \(1.4\ \mu\mathrm{m}\) للنمط‑2 الأكبر، فكان التأثير معتدلاً ضمن الحدود المعقولة لهذا المعامل.

أخيراً، قيَّمنا تأثير عدد التيارات في DISORT، فوجدنا أنّ أربع تيارات أو أكثر تؤدّي إلى نتائج شبه متطابقة. وبما أنّ الحمل الحسابي يزداد مع عدد التيارات، اخترنا أربع تيارات.

المنطقة من 4.5 إلى 4.8 ميكرومتر

لظروف انخفاض \(Z_{\rm cloud}\)، قد تظهر ميزة قرب 4.6 ميكرومتر تُشبه النوافذ الحرارية الأقصر من \(2.3\ \mu\mathrm{m}\)، تزامُناً مع ضعفٍ محلّي في امتصاص CO\(_2\). وعلى عكس تلك النوافذ، تنشأ هذه الميزة في الميزوسفير (لا تحت 50 كم). يهيمن عليها جَناح CO\(_2\) البعيد من الحزمة القوية عند 4.3 \(\mu\)m، لذا يتأثّر شكلها بمعامل \(\chi(\nu-\nu_0)\).

يوضّح الشكل تأثير تعديل \(\chi(\nu-\nu_0)\) عند مسافات مختلفة عن مركز الخط عند \(4.6\ \mu\mathrm{m}\) لملفّ درجة حرارة خطّ عرض 75\(^{\circ}\) مع قمّة سحاب 62 كم. كما قارَنّا النتائج عند تثبيت \(\chi=1\) لإهمال عامل التصحيح اللورنتزي، فتبين أنّ الأجنحة الطويلة أو غير المُخفَّفة تُلغي الميزة، بينما تؤثّر على الكتف الأزرق لـ\(4.3\ \mu\mathrm{m}\) أكثر من الأحمر. وقد أشار باحثون سابقون إلى صعوبة تكرار الكتف الأزرق في طيف الزهرة (grassietal2008,roosseroteetal1995)، ما يدعو إلى مزيدٍ من ضبط \(\chi\).

تتأثّر المنطقة \(4.5\text{–}4.8\ \mu\mathrm{m}\) أيضاً بحزمة CO الأساسية \((0\text{–}1)\). لا يتناول هذا العمل استرجاع نسبة CO من VIRTIS/VEx (irwinetal2008)، لكن نُعلِّق باختصار على تأثير التشتُّت المتعدِّد على توقيع CO.

يعرض الشكل بعض محاكاة الأطياف من \(4.5\) إلى \(4.8\ \mu\mathrm{m}\) مع نسب مختلفة من CO في ميزوسفير ثابتة الحرارة عند خطّ عرض 30\(^{\circ}\). وتُظهر أوضاع التشتُّت المتعدِّد وغير المتعدِّد اختلافات واضحة في عمق الحزمة.

بعض الأمثلة من VIRTIS

الصور المعروضة تُظهر البنية المكانية للدوّامة القطبية الجنوبية (piccionietal2007). تُقدِّم الصور الإشعاع الحراري والطيف المُرافق لدرجات الحرارة الساطعة في نقاط مختارة، ما يوفِّر رؤية مُدمجة لبنية الغلاف الأوسط. اختيرت النقاط لتغطية تنوُّع الظروف الحرارية والتباين المكاني قرب القطب.

الخرائط عند 3.83، 4.60 و 5.1 \(\mu\)m تُظهر نمطاً مضيئاً مُمدَّداً للدوّامة القطبية، مع تفاصيل إضافية داخلها. مستوى التفاصيل في كل صورة يتوقّف على عمق الاستكشاف (انظر [maxWF_fig]) ونسبة الإشارة إلى الضوضاء. موجتا \(4.41\) و\(4.52\ \mu\mathrm{m}\)، ضمن نطاق CO\(_2\)، تستكشفان ارتفاعات أعلى، حيث يختفي النمط الممدّد في الأخريين. ينعكس مستوى التفاصيل أيضاً في الطيف المرافق.

طيف من نقطتين في الزاوية العُليا اليُمنى، خارج الدوّامة، يُظهر أكتافاً واضحة عند حواف CO\(_2\) عند \(4.3\ \mu\mathrm{m}\)، ما يشير إلى انقلاب حراري في الحلقة الباردة. وتظهر ميزة \(4.6\ \mu\mathrm{m}\)، المرتبطة بسُحب أدنى قمّة، في بعض الأطياف، خصوصاً في المناطق الأكثر إشراقاً. كما تظهر بنًى أخرى عند حوالي \(3.9\ \mu\mathrm{m}\) (انظر [feature_fig]).

ملخص وآفاق

قدّمنا نموذجاً للإشعاع الحراري المُتشتِّت في غلاف الزهرة من \(3\) إلى \(5\ \mu\mathrm{m}\)، واستكشفنا حساسيته لمعلمات فيزيائية وعدديّة. أبرزت الدراسة أهمية التشتُّت المتعدِّد في طبقات السحب العليا والضباب في الميزوسفير، وسلّطت الضوء على تحدّيات الاسترجاع النهائي. ونظراً لقلّة تمثيل التشتُّت في نماذج الإشعاع الحراري للكواكب، فإنّ هذا العمل يوضِّح بعض الخصائص التفاضلية لانتشار الإشعاع في وسط مُتشتِّت.

نعمل حالياً على تطوير خوارزميّة استرجاع لدرجات حرارة ميزوسفير الزهرة من أطياف VIRTIS. يتطلّب تضمين التشتُّت المتعدِّد قدرة حسابية كبيرة، ولا سيّما عند احتساب WF ضمن خوارزمية الاسترجاع. لذا، ستكون نسخة خطيّة من النموذج تُنتج الإشعاع ومصفوفة WF معاً مساراً واعداً.

الشكر والتقدير

يقرّ AGM وPW بزمالة ما بعد الدكتوراه من Gobierno Vasco. دعمت هذه الدراسة مشاريع MICIIN الإسبانية AYA2009-10701 وAYA2012-36666 بدعم FEDER، ومجموعات Gobierno Vasco IT-464-07 وUPV/EHU UFI11/55. نشكر Davide Grassi لتزويدنا بحسابات نموذجِه.

تسميات الأشكال