Подал: Деминова Тереза Андреевна (очно)
Авторы
Дёминова Т.А.(1,2), Евдокимова Д.Г.(2)
Организации
(1) Московский физико-технический институт (национальный исследовательский университет)
(2) Институт космических исследований РАН
(2) Институт космических исследований РАН
Секция
Исследование планет
Подсекция
ВЕНЕРА
Научный руководитель
Евдокимова Д.Г.
Место работы научного руководителя
Институт космических исследований РАН
Текст тезисов
На Венере давление и температура у поверхности достигают экстремальных значений, около 90 бар и 740 К, и большая часть формирующегося теплового излучения задерживается очень плотной атмосферой. "Окна прозрачности" атмосферы Венеры - узкие спектральные диапазоны, в которых углекислый газ CO$_2$, составляющий 96.5% атмосферы, почти полностью прозрачен для инфракрасного (ИК) излучения. Именно наблюдения в окнах прозрачности - способ дистанционно исследовать атмосферу ниже облачного слоя (47-70 км), а также поверхность планеты. В данной работе рассматривается спектральный интервал окна прозрачности вблизи длины волны 1 мкм (0.95-1.05 мкм), излучение формируется горячей поверхностью. Спектрометр СПИКАВ ИК космической миссии "Венера-Экспресс" проводил наблюдения Венеры в данном спектральном диапазоне в 2006-2014 гг. с высоким разрешением 5.2 см\(^{-1}\). Анализ данных СПИКАВ ИК может дать информацию о свойствах поверхности, таких как вулканическая активность, на которую указывают наблюдения спектрометра ВИРТИС/“Венера-Экспресс” [1-2] и радиолокационные данные космического аппарата Магеллан [3], а также о вариациях облачного слоя.
Спектр окна прозрачности 1 мкм в основном определяется слабыми линиями поглощения и крыльями сильных линий поглощения CO$_2$ в прилегающем диапазоне длин волн [4], а также слабым поглощением водяным паром в полосе 0.95 мкм. В условиях высоких температур спектральные базы данных, применимые к атмосфере Земли, например, HITRAN, недостаточны. Существуют несколько высокотемпературных баз данных, такие как HITEMP, CDSD, "High-T" и AMES2016, которые определены на основании экспериментов и теоретических моделей, но абсолютной базы данных для Венеры нет. Большие давления, когда полуширина линий сравнима или превышает расстоянием между ними, требуют коррекции поглощения в крыльях линий CO$_2$, заданных лоренцевским контуром. Наблюдаемое поглощение в окне прозрачности меньше, чем при использовании лоренцевского контура, что может быть эмпирически параметризовано для коррекции крыльев линии поглощения [4-7].
Спектр излучения поверхности в окне прозрачности 1 мкм сильно зависит от выбранной спектральной базы данных и описания крыльев линий CO$_2$. На основании данных СПИКАВ ИК планируется исследовать какие базы данных и приближения контуров линий наилучшим образом соответствуют наблюдениям.
Данная работа выполнена при поддержке Российского научного фонда, грант РНФ № 23-72-01064.
Список литературы:
[1] E. V. Shalygin, W. J. Markiewicz, A. T. Basilevsky, D. V. Titov, N. I. Ignatiev, and J. W. Head. Active volcanism on venus in the ganiki chasma rift zone. Geophysical Research Letters, 42(12):4762-4769, 2015.
[2] Suzanne E. Smrekar, Ellen R. Stofan, Nils Mueller, Allan Treiman, Linda Elkins-Tanton, Joern Helbert, Giuseppe Piccioni, and Pierre Drossart. Recent hotspot volcanism on venus from virtis emissivity data. Science, 328(5978):605-608, 2010.
[3] Robert R. Herrick and Scott Hensley. Surface changes observed on a venusian volcano during the magellan mission. Science, 379(6638):1205-1208, 2023.
[4] V. S. Meadows and D. Crisp. Ground-based near-infrared observations of the venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface. Journal of Geophysical Research: Planets, 101(E2):4595-4622, 1996.
[5] Bruno Bézard, Anna Fedorova, Jean-Loup Bertaux, Alexander Rodin, and Oleg Korablev. The 1.10- and 1.18-m nightside windows of venus observed by spicav-ir aboard venus express. Icarus, 216(1):173-183, 2011.
[6] Rainer Haus and Gabriele Arnold. Radiative transfer in the atmosphere of venus and application to surface emissivity retrieval from virtis/vex measurements. Planetary and Space Science, 58(12):1578-1598, 2010.
[7] H. Tran, C. Boulet, S. Stefani, M. Snels, and G. Piccioni. Measurements and modelling of high pressure pure co2 spectra from 750 to \(8500 \mathrm{~cm} 1\). i-central and wing regions of the allowed vibrational bands. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer, 112(6):925-936, 2011.
Спектр окна прозрачности 1 мкм в основном определяется слабыми линиями поглощения и крыльями сильных линий поглощения CO$_2$ в прилегающем диапазоне длин волн [4], а также слабым поглощением водяным паром в полосе 0.95 мкм. В условиях высоких температур спектральные базы данных, применимые к атмосфере Земли, например, HITRAN, недостаточны. Существуют несколько высокотемпературных баз данных, такие как HITEMP, CDSD, "High-T" и AMES2016, которые определены на основании экспериментов и теоретических моделей, но абсолютной базы данных для Венеры нет. Большие давления, когда полуширина линий сравнима или превышает расстоянием между ними, требуют коррекции поглощения в крыльях линий CO$_2$, заданных лоренцевским контуром. Наблюдаемое поглощение в окне прозрачности меньше, чем при использовании лоренцевского контура, что может быть эмпирически параметризовано для коррекции крыльев линии поглощения [4-7].
Спектр излучения поверхности в окне прозрачности 1 мкм сильно зависит от выбранной спектральной базы данных и описания крыльев линий CO$_2$. На основании данных СПИКАВ ИК планируется исследовать какие базы данных и приближения контуров линий наилучшим образом соответствуют наблюдениям.
Данная работа выполнена при поддержке Российского научного фонда, грант РНФ № 23-72-01064.
Список литературы:
[1] E. V. Shalygin, W. J. Markiewicz, A. T. Basilevsky, D. V. Titov, N. I. Ignatiev, and J. W. Head. Active volcanism on venus in the ganiki chasma rift zone. Geophysical Research Letters, 42(12):4762-4769, 2015.
[2] Suzanne E. Smrekar, Ellen R. Stofan, Nils Mueller, Allan Treiman, Linda Elkins-Tanton, Joern Helbert, Giuseppe Piccioni, and Pierre Drossart. Recent hotspot volcanism on venus from virtis emissivity data. Science, 328(5978):605-608, 2010.
[3] Robert R. Herrick and Scott Hensley. Surface changes observed on a venusian volcano during the magellan mission. Science, 379(6638):1205-1208, 2023.
[4] V. S. Meadows and D. Crisp. Ground-based near-infrared observations of the venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface. Journal of Geophysical Research: Planets, 101(E2):4595-4622, 1996.
[5] Bruno Bézard, Anna Fedorova, Jean-Loup Bertaux, Alexander Rodin, and Oleg Korablev. The 1.10- and 1.18-m nightside windows of venus observed by spicav-ir aboard venus express. Icarus, 216(1):173-183, 2011.
[6] Rainer Haus and Gabriele Arnold. Radiative transfer in the atmosphere of venus and application to surface emissivity retrieval from virtis/vex measurements. Planetary and Space Science, 58(12):1578-1598, 2010.
[7] H. Tran, C. Boulet, S. Stefani, M. Snels, and G. Piccioni. Measurements and modelling of high pressure pure co2 spectra from 750 to \(8500 \mathrm{~cm} 1\). i-central and wing regions of the allowed vibrational bands. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer, 112(6):925-936, 2011.