Рис. 2.3. Район Эллады, вариации температуры атмосферы в процессе затухания пылевой бури. Температурные профили, восстановленные по измерениям IRIS, выполненным для области Hellas во время затухания пылевой бури. Штриховая линия (CO2) отмечает температуру конденсации СО2, а штрих-пунктирная - температуру конденсации воды при ее содержании 1, 10, 100 и 400 ppm.. (1) Ls= 293°, LT = 18:20; (2) Ls= 297.0 °, LT = 15:20; (3) Ls= 302 °, LT = 6:30; (4) Ls= 309 °, LT = 13:15; (5) Ls= 310 °, LT = 10:00; (6) Ls= 312 °, LT = 6:50; (7) Ls= 330 °, LT = 12:30; (8) Ls= 332 °, LT = 6:50; (9) Ls= 350 °, LT = 10:40; (10) Ls= 44 °, LT = 8:00; (11) Ls= 55 °, LT = 4:50. При изменении оптической толщины пыли на волновом числе 1075 см-1 от 1.5 до 0.2 температура атмосферы падает от 240 К до 170 К на высоте 20 км
В параграфе 2.4. обсуждается строение ночной атмосферы в северной полярной области в зимний сезон. Впервые восстановлены температурные профили в полярной области, а также показаны высоты в атмосфере, где может происходить конденсация льда СО2 и водяного льда.
Рис. 2.4. Температурные профили, восстановленные из спектров IRIS, полученных для серной полярной области в ночное время для широт 70-800N (a) и 80-900N (b). Штриховая линия - температура насыщения для СО2, штрих-пунктирная линия - температура насыщения Н2О при относительном содержании fH2O = 0.1, 1, 10 и 100 ppm.
В параграфе 2.5 обсуждаются наблюдения облаков из водяного льда над областью Tharsis вблизи афелия Марса.
Здесь мы рассматриваем наблюдения, проведенные в дневные часы, когда Марс находился вблизи афелия. Эти наблюдения охватывают данные Mariner 9 (Curran et al., 1973) и HST (James et al., 1996). Многие спектры TES и ПФС содержат полосы водяного льда, однако мы нашли только три таких спектра, полученных IRIS. Они относятся к области Tharsis при Ls = 980 . Для нее также имеются одновременно полученные изображения в видимой области спектра.
Содержание H2O в облаках получено близким к 1.0 prm для первых двух спектров и 1.7 prm для третьего спектра, что в несколько раз ниже типичных оценок содержания водяных паров на Марсе (10 prm).
В главе 3 описываются результаты, полученные с помощью Планетного Фурье Спектрометра, который с 2004 года производит мониторинг Марса в области спектра 1.2-40 мкм и позволяет вдоль каждой поляной орбиты получать (параграф 3.1) температурное поле в координатах широта-высота.
Описывается метод самосогласованного восстановления температурного профиля и аэрозольной оптической толщины, ранее апробированный на спектрах IRIS, в применении к данным ПФС на Марс Экспресс. Для каждой орбиты по данным ПФС получено температурное поле в координатах широта-высота. При восстановлении не используются данные из модели общей циркуляции, поэтому получаемые результаты важны для проверки и совершенствования моделей. Начальный температурный профиль и начальная оптическая толщина аэрозоля берутся непосредственно из измерений: начальный температурный профиль для каждого спектра определяется по яркостной температуре в полосе СО2 15 мкм, а начальное значение аэрозольной толщины -- по глубине аэрозольных полос поглощения.
Рис.3.1. а). Температурное поле вдоль орбиты 68 (конец северной зимы). б) Высота поверхности. Отмечены области, где наблюдалась пыль и облака из водяного льда. Отмечено положение областей, для которых были восстановлены профили, приведенные на рис. в)
В параграфе 3.2. обсуждаются строение и сезонные вариации полярного воротника. Впервые наблюдалась температурная инверсия ниже 20км, связанная с нагревом в ниспадающей ветви циркуляции Hadley. Она коррелирует с присутствием облаков из водяного льда, и наблюдается в зимний сезон на широте 40-600 (полярный воротник).
В параграфе 3.3. обсуждается ночная атмосфера над полюсом.
Параграф посвящен восстановлению температурных профилей в ночной атмосфере над полюсом в зимний сезон (т.е. при особенно низкой температуре атмосферы и поверхности). Показано, что вблизи терминатора на дневной стороне может осуществляться конденсация СО2. С областями возможной конденсации СО2 совпадают области на изображениях ОМЕГА Марс Экспресс, где наблюдаются гравитационные волны, наиболее ярко выраженные в свечении молекулярного кислорода, и в полосах поглощения льдов Н2О и СО2 (последние антикоррелируют). Неустойчивость процесса образования этих льдов связана с тем, что вариации температуры приводят к быстро растущему преобладанию конденсации одного льда над другим: при росте температуры испаряется лед СО2, и в облаках начинает преобладать лед Н2О, а его испарение вызывает понижение температуры и приводит к конденсации СО2.
В параграфе 3.4. описывается восстановление температурных профилей над низменностями Эллада и долиной Маринеров. Исследован температурный режим в долине Маринеров и сезонные и суточные вариации температуры и аэрозоля в широком интервале условий -- от утренних туманов до локальных пылевых бурь. Одновременные измерения утренней дымки, полученные с использованием ПФС, OMEGA и с камер HRSC, вызвали многочисленные дискуссии о ее составе, но только данные ПФС, благодаря широкому спектральному интервалу, позволяют определить ее природу. Локальная пылевая буря в долине Маринеров зафиксирована при Ls=136°, вблизи полудня. Пыль имела типичный для Марса силикатный состав, а ее оптическая толщина достигала 1 на 1075 см-1.
Рис. 3.2. Структура марсианской атмосферы в Северной полярной области. Эмиссия О2 и содержание О3 в конце марсианской зимы. Эксперименты OMEGA и PFS
В параграфе 3.5 рассматриваются облака из водяного льда в области вулканов и в экваториальном поясе облаков. Несмотря на то, что облака из частиц льда могут присутствовать над вулканами в любой сезон, наибольшая оптическая толщина над ними наблюдается в сезон северного лета, когда тает полярная шапка. Нами впервые были обнаружены облака из водяного льда над северным полюсом в момент наиболее интенсивного таяния полярной шапки. Проведенные измерения были подтверждены расчетами в рамках модели общей циркуляции атмосферы. Найденное нами абсолютное содержание водяного льда в экваториальных облаках для сезона северного лета оказалось близким к расчетному.
Заключение. В этом разделе подводятся основные итоги работы и делаются завершающие выводы.
Все перечисленные выше результаты диссертации являются новыми и актуальными и имеют практическое применение в области исследования атмосфер планет.
Рис. 3.3. Температурные поля, температурные профили и кривые оптических толщин по измерениям вдоль орбит, проходивших через вулканы. Оптическая толщина водяных облаков на 825 см-1 показана красными линиями.
ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА
1. Васильев А.В., Мельникова И.Н. Коротковолновое солнечное излучение в атмосфере Земли. Измерения. Интерпретация. С-Петербург, С-Пб НЦ РАН, НИЦ ЭБ РАН, С-Пб ГУ, 2002.
2. Кондратьев К.Я., Тимофеев Ю.М. Термическое зондирование атмосферы со спутников. Л., Гидрометеоиздат, 1970.
3. Маров М.Я. , Бывшев К.Н., Мануйлов Ю.П. идр.Нефелометрические измерения на станциях Венера 9 и 10. Космич. исслед. 14, 729-734, 1976.
4. Avduevskiy, V. S., M. Ya. Marov, Yu. N. Kulikov, V. P. Shari, A. Ya. Gorbachevskiy, G. R. Uspenskiy, and Z. P. Cheremukhina, 1983. Structure and parameters of the Venus atmosphere according to Venera probe data. In Venus (D. M. Hunten, L. Collin, T. M. Donahue, and V. I. Moroz, Eds.), 681-765.
5. Christensen P.R., Variations in Martian surface composition and clouds occurrence determined from thermal infrared spectroscopy: analysis of Viking and Mariner-9 data, J. Geophys.Res., 103, E1, 1733-1746, 1998.
6. Clancy R.T., S.W. Lee, G.R. Gladstone, W. McMillan and T. Roush, A new model of Mars atmospheric dust based upon analysis of ultraviolet through infrared observations from Mariner9, Viking and Phobos, J. Geophys. Res., 100, 5251-5263, 1995.
7. Clancy R.T., M. J. Grossman , M. J. Wolf, P. B. James, D. J. Rudy, Y.N. Billawala, B.J. Sandor and S.W. Lee, Water vapor saturation at low altitudes around Mars aphelion. Icarus, 122, 36-62, 1996.
8. Clancy,T., J. Wolff, B. Whitney, B. Cantor, M. Smith Mars equatorial mesospheric clouds: Global occurrence and physical properties from Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer and Mars Orbiter Camera limb observations, J. Geophys.. Res., 112, E04004, doi:10.1029/2006JE002805, 2007
9. Connes P., Connes J., et al, O2 emission in the day & night airglow of Venus, Astroph. J., 233, L29-L32, 1979.
10. Conrath B., R. Curran, R. Hanel, V.Kunde, W. Magnire, J. Perl, J. Pirraglia and J. Walker, Atmospheric and surface properties of Mars obtained by infrared spectroscopy on Mariner, J. Geophys. Res., 78, 4267-4278, 1973.
11. Conrath B., Thermal structure of the Martian atmosphere during the dissipation of the dust storm of 1971. Icarus, 24, 36-46, 1975
12. Curran R.G., B.J.Conrath, R.A. Hanel and V.G. Kunde, J.S. Pearl, Mars: Mariner 9 spectroscopic evidence for H2 O ice clouds. Science, 182, 381-383, 1973.
13. Fenton F.K., J.C. Pearl and T. Martin , Mapping Mariner 9 dust opacity, Icarus, 130, 115-124, 1997.
14. Gierasch P. and R. Goody , The effect of the dust on the temperature of the Martian atmosphere. J. Atmosph. Sci., 29, 400-402, 1972.
15. Esposito L.W., Knollenberg R.G., Marov M.Ya., Toon R.B. , and Turko R.P. The clouds and hazes of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 484-458, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983
16. Esposito L.W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V., Moroz V.I., and Zasova L.W. Chemistry of lower atmosphere and clouds. In Venus II, Bougher S.W., Hunten D.M., and Phillips R.J., eds. Pp. 415-458, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1997.
17. Forget, F., Hourdin, F., Fournier, R., Hourdin, C., Talagrand, O.,Collins, M., Lewis, S.R., Read, P.L., Huot, J. Improved general circulation models of the Martian atmosphere from the surface to above 80 km. J. Geophys. Res. 104 (E10), 24155-24176, 1999.
18. Gierash P.J., et al. The general circulation of the Venus atmosphere and assessment. In Venus II. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1997
19. Hanel R., B. Conrath, W. Hovis, A. Kunde, P. Lowman et al., Investigation of the Martian enviroment by infrared spectroscopy on Mariner 9, Icarus, 17, 423-442, 1972.
20. Hinson D. and J.Jenkins Magellan radio occultation measurements of atmospheric waves on Venus. Icarus, 114, 310, 1995.
21. Hinson D.P., R.A. Simpson, J.D. Twicken, Tyler G.L. and Flasar F.M. Initial results from radio occultation measurements with Mars Global Surveyor, J. Geophys. Res.,104, E11, 26977- 27012, 1999.
22. Huntress W.H., Moroz V.I., and Shevalev I.L.,. Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20th century. Space Sci. Rev. 2002
23. Jenkins V.M. et al. Radio occultation of the Venus atmosphere with the Magellan spacecraft. 2. Results from the October 1991 experiment. Icarus 111, 79, 1994.
24. Kliore A., and U. Patel, Thermal structure of the atmosphere of Venus from Pioneer Venus radio occultations, Icarus, 52, 320-334, 1982.
25. Kliore A., V.I. Moroz , and G.Keating . The Venus International Reference Atmosphere, Adv. Space Res., N11, 1985.
26. Kliore, A. J., Recent Results on Venus Atmosphere from Pioneer Venus Radio Occultations , Adv.Space Res., 5, N9, 41-49, 1985.
27. Pollack J.B., Toon O.B., Whitten R.C. et al., Distribution and source of the UV absorption in Venus atmosphere, J. Geophys. Res., 85, 8141-8150, 1980.
28. Knollenberg R.G., and D.M. Hunten, The microphysics of the clouds of Venus: results of the Pioneer Venus particle size spectrometer experiment, J. Geophys. Res., 85, 8039-8058, 1980
29. Krasnopolsky V. , Bjoraker G.L. Mapping of Mars O2 dayglow. J. Geophys.Res., 105 (E8), 20179-20188, 2000.
30. Lewis S.R., M. Collins, P.L. Read, F. Forget, F. Hourdin, F. Fournier, C. Hourdin, O. Talagrand, J.-P. Huot, A climate database for Mars, J. Geophys. Res., 104, 24,177-24,194, 1999.
31. Marov M.Ya., Lystev N.E., Ltbedev n.A. et al. The structure and microphysics properties of Venus clouds:Venera 9,10,11 data. Icarus 44, 608-639, 1980
32. Meadows V.S. and Crisp D. Ground-based near infrared observations of the Venus nightside: The thermal structure and water abundance near the surface. J. Geophys. Res. 101, 4595-4622, 1996.
33. Mills F.P, Allen M. A review of selected issues concerning the chemistry in Venud middle atmosphere. Planetary and Space Sci., 55, 1729-1740, 2007.
34. Moroz V.I., Huntress W.H., and Shevalev I.L. Planetary missions of the 20th century. Kosmicheskie issledovanija . 40, N5, 451-481, 2002 (in Russian *).
35. .Palluconi F. and H. Kieffer, Thermal inertia mapping of Mars from 60°S to A 60°N, Icarus, 45, 415-426, 1986.
36. Pollack J.B., D.S. Colburn, F. M.Flasar, R. Kahn, C.E. Carlston and D. Pidek, Properties and effect of dust particles suspended in the Martian Atmosphere, J. Geophys. Res, 84, B6, 2929-2945,1979.
37. Pearl J. C., M. D. Smith, B. J. Conrath, J. L. Bandfield, P. R. Christensen, Mars Global Surveyor TES results: observations of water ice clouds.Bull. Amer. Astron. Soc, 31, N4, 1190-1191, 1999
38. Santee M. and D. Crisp, Thermal structure and dust loading of the Martian atmosphere during late southern summer: Mariner 9 revisited. J. Geophys. Res., 98, 3261-3279,1993.
39. Smith, D. E., M. T. Zuber, H. V. Frey, J. B. Garvin, J. W. Head, et al., Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA): Experiment summary after the first year of global mapping of Mars, submitted to J. Geophys. Res., 2000.
40. Smith, P. H. and M. Lemmon, Opacity of the Martian atmosphere measured by the Imager for Mars Pathfinder. J. Geophys. Res. 104, E4, 8975-8985, 1999.
41. Rodgers, C.D. Inverse Methods for Atmospheric Sounding: Theory and Practice. World Scientific, Singapore, 2000.
42. Roush T., J. Pollack and J. Orenberg, Derivation of midinfrared(5 - 25 m) optical constants of some silicate and palagonite. Icarus, 94, 191-208, 1991
43. Seiff A., D. Kirk, R. Young et al. Measurements of thermal structure and thermal contrasts in the atmosphere ofVenus and related dynamic observations: results from the four Pioneer Venus probes. J.Geophys. Res., 85, A13, p7903-7933, 1980.
44. Seiff A. Thermal sructure of the atmosphere of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 215-279, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983.
45. Seiff A., J.T.Schofield, A.J.Kliore et al. Models of the structure of the atmosphere of Venus from the surface to 100 km altitude, Advances in Space Res.,5, N11, 3-58, 1985.
46. Schofield, J. T., F. W. Taylor, and D. J. McCleese (1982). The global distribution of water vapor in the middle atmosphere of Venus. Icarus 52, 263-278.
47. Schofield, J. T., and F. W. Taylor (1983). Measurement of the mean solar fixed temperature and cloud structure of the middle atmosphere of Venus. Quart. J. Roy. Met. Soc. 109, 57-80.
48. Smith, M. D., J. C. Pearl, B. J. Conrath, and P. R. Christensen,Mars Global Surveyor Thermal Emission Spectrometer (TES) observations of dust opacity during aerobraking and science phasing, J. Geophys. Res., 105(E4), 9539- 9552, 2000
49. Smith, M.D., Conrath, B.J., Pearl, J.C., Christensen, P.R. Note:thermal emission spectrometer observations of Martian planetencirclingdust storm 2001A. Icarus 157 (1), 259-263, 2002
50. Smith, M.D. Interannual variability in TES atmosphericobservations of Mars during1999-20 03. Icarus 167 (1), 148-165, 2004
51. Taylor, F. W., R. Beer, M. T. Chahine, D. J. Diner, L. S. Elson, R. D. Haskins, D. J. McCleese, J. V. Martonchik, and P. E. Reichley (1980). Structure and meteorology of the middle atmosphere of Venus: Infrared remote sensing from the Pioneer orbiter. J. Geophys. Res. 85, 7963-8006.
52. Taylor F.W., Hunten D.M., and Ksanfomality L.V. The thermal balance of the middle and upper atmosphere of Venus. In Venus Hunten D.M., Colin L., Donahue T.M., and Moroz V.I., eds. Pp. 650-680, The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, 1983.
53. Toon O.B., J.B. Pollack and C. Sagon, Physical properties of the particles composing the Martian dust storm of 1971-1972, Icarus, 30, 663 - 696, 1977.
54. Twomay S., D. Herman and R. Rabinof, A extension of Chahine method of inverting the radiative transfer solution equation. J.Atmosph. Sci., 34, 1085, 1977.
55. Yakoviev, 0. L., V. N. Gubenko, S. S. Matyugov, G. D.YakovIeva, and 1. R. Vaganov, Atmosphere of Venus in South Subpolar Region, Kosmich. issled. 25, N25, 258-266, 1987a, [in Russian * ].
56. Yakoviev, O. L., S. S. Matyugov, A. 1. Efimov, V. N. Gubenko, A. 1. Kucheriavenkov, Atmosphere of Venus in North Polar Region, Kosmich. issled. 25, N25, 267-274, 1987b, [in Russian * ].
57. Yakoviev, O. L., S. S. Matyugov and V. N. Gubenko, Venera-15 and 16 Middle Atmosphere Profiles from Radar Occultations: Polar and Near Polar Atmosphere of Venus, Icarus, 94, 493-510, 1991.
58. Zurek R. And Smrecar S. An overview of the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) science
59. Mission. J. Geophys. Res., 112, E05S01, doi:10.1029/2006JE002701, 2007
ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ
1. Засова Л.В., Устинов Е.А. Применение метода дискретных ординат к решению уравнения переноса в оптически плотной неоднородной атмосфере. Астрон. журн. 57, 624-634,1980
2. Zasova L.V. , Krasnopolsky V.A., Moroz V.I. Vertical distribution of SO2 in upper cloud layer of Venus and origin of the UV absorption. Adv. Space res., 1, 31, 1981.
3. Засова Л.В., Шренкух Д., Мороз В.И. и др. Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16». Некоторые выводы о строении облаков, основанные на анализе спектров. Космич. исслед. 23, 221-235, 1985.
4. Шпенкух Д., Засова Л.В., Шефер К., Устинов Е.А., Делер В. И др. эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16». Предварительные результаты восстановления температурных профилей. Космич. исслед. 23, 206-220, 1985
5. Мороз В.И., Делер В., Устинов Е.А., Шеффер К., Засова Л.В., Шпенкух Д., и др. Инфракрасный эксперимент на АМС «Венера-15» и «Венера-16». Предварительные результаты анализа спектров в области полос H2O и SO2. Космич. исслед. 23, 236-247, 1985
6. Moroz V.I., Spankuh D., Linkin V.M., Dohler W., Matsygorin. I.A., Schafer K., Zasova L.V., Oertel D. et al. Venus spacecraft's infrared radiance spectra and some aspects of their interpretation. Applied Optics 25, 1710-1719, 1986.