Другой способ косвенного зондирования планетной атмосферы состоит в детальном исследовании спектра ее теплового инфракрасного излучения. Как уже говорилось, молекулы водорода, метана, аммиака и других газов создают значительное поглощение излучения в инфракрасной области спектра. Соответственно тепловое излучение атмосферы в разных длинах волн может выходить с разных глубин в зависимости от того, находится в данном участке спектра или нет какая-либо молекулярная полоса поглощения.
Зная коэффициенты поглощения входящих в состав атмосферы газов, можно рассчитать положение эффективного уровня, с которого выходит излучение, регистрируемое нашими приемниками инфракрасной радиации в заданной длине волны. Если измерения выполнены в достаточно большом числе участков спектра, это дает возможность восстановить вертикальный профиль температуры, т. е. найти, как меняется температура с высотой в той зоне атмосферы, откуда еще может выходить тепловое инфракрасное излучение.
Очевидно, что чем детальнее изучен спектр теплового излучения, тем надежнее будет и восстановленный температурный профиль. Однако из-за крайне малых потоков теплового излучения, приходящих от Урана и Нептуна, такие измерения пока были проведены лишь в отдельных и немногочисленных участках спектра, поэтому восстановление температурных профилей для атмосфер этих планет связано с определенными трудностями.
Приближенно можно найти изменение температуры, давления и плотности в атмосфере с высотой и на основании теоретических расчетов, для которых необходимо знать химический состав атмосферы, эффективную температуру планеты и поглощательные свойства газов. Тогда, учитывая собственное тепловое излучение планеты и принимая во внимание поглощение солнечной радиации, происходящее главным образом в верхних слоях атмосферы, можно вычислить, как протекает процесс переноса тепловой энергии в атмосфере, определяющий изменение температуры с высотой.
В этом процессе главную роль играет излучение (особенно в верхних слоях атмосферы), а также конвекция, являющаяся основным механизмом переноса тепла в глубинных атмосферных слоях и в недрах планеты. В верхней части атмосферы газовые молекулы и аэрозольные частицы поглощают ультрафиолетовое солнечное излучение и некоторую долю излучения Солнца в инфракрасной области, что может приводить к значительному нагреву верхней атмосферы. С глубиной температура атмосферы понижается по мере ослабления проникающей в нее солнечной радиации, но одновременно растет поглощение теплового излучения, выходящего из глубинных слоев атмосферы или из планетных недр.
Лучистый перенос этой энергии сопровождается повышением температуры атмосферы с глубиной. Скорость роста температуры (или так называемый температурный градиент) становится все больше, но не может возрастать беспредельно. При определенном значении градиента температуры, зависящем от химического состава атмосферы и некоторых других факторов, атмосфера становится конвективно неустойчивой. Это означает, что даже небольшие колебания температуры могут вызвать появление восходящих и нисходящих атмосферных течений (конвекция), которые приводят к установлению приблизительно постоянного (или очень мало меняющегося с глубиной) вертикального градиента температуры в нижних слоях атмосферы.
Солнечное излучение в верхней атмосфере планет-гигантов поглощается молекулами метана в полосе с длиной волны около 3,3 мкм. В этом участке спектра поток солнечного излучения еще достаточно велик, чтобы при поглощении вызывать повышение температуры верхних слоев атмосферы. С другой стороны, нагретые атмосферные слои сами начинают излучать в более далекой инфракрасной области. Согласно известному из физики закону Кирхгофа, газ может излучать только в тех длинах волн, где находятся его полосы поглощения. Такие полосы создаются метаном (вблизи длины волны 7,7 мкм), а также этаном (вблизи 12,2 мкм) и ацетиленом (около 13,7 мкм).
Излучая в этих полосах, атмосфера теряет часть полученной от Солнца энергии и соответственно несколько охлаждается. Баланс общего поглощения солнечной радиации (молекулами газа и аэрозолями) и переизлучения (в инфракрасных полосах метана, этана и ацетилена) обусловливает соответствующее вертикальное распределение температуры в верхней атмосфере планет-гигантов. И вот здесь мы снова сталкиваемся с существенным различием между двумя далекими планетами-гигантами: у Нептуна так же, как у Юпитера - и Сатурна, измерения инфракрасного спектра обнаруживают собственное тепловое излучение верхней атмосферы в полосе метана 7,7 мкм, проявляющееся в повышении яркостной температуры планеты в этой длине волны (тогда как у Урана оно отсутствует).
Последнее указывает на существование в атмосфере Нептуна температурной инверсии - роста температуры с высотой в верхних слоях. По наблюдениям 1977 г., яркостная температура Нептуна в полосе метана (на длине волны 7,1 мкм) составляла около 130 К, а в полосе этана (12,8 мкм) - около 93 К. В то же время для Урана был оценен лишь верхний предел яркостной температуры в полосе этана (менее 79 К), так как излучение-планеты в этой длине волны лежало за пределами чувствительности аппаратуры. Вблизи длины волны 8 мкм яркостная температура Урана также пока определена крайне неуверенно из-за слабости потока излучения (менее 95 К, что значительно меньше, чем для Нептуна).
Таким образом, температура в верхней атмосфере Нептуна намного превосходит эффективную температуру планеты, приближаясь к температуре верхней атмосферы Юпитера. На Уране же верхние слои его атмосферы гораздо меньше нагреваются солнечными лучами, хотя Уран и ближе к Солнцу, чем Нептун.
В чем же причина столь заметных, но противоположных ожидавшимся различий температуры в верхних атмосферах Урана и Нептуна?
Очевидно, что на Нептуне атмосфера должна гораздо сильнее поглощать солнечную радиацию, чтобы оказаться нагретой до наблюдаемых температур. Понятно также, что это поглощение может создаваться либо метаном, количество которого в верхней атмосфере Нептуна должно быть не слишком мало, либо аэрозолем, который также должен присутствовать на больших высотах и удерживаться там продолжительное время при достаточно ощутимой концентрации.
Метан может конденсироваться, т. е. переходить из газообразного состояния в жидкое при температурах ниже 110 К, и замерзать при температуре около 90 К. Поскольку минимальные температуры в атмосферах Урана и Нептуна (рис. 5) приближаются к 50 К и менее, ясно, что на всех высотах метан не может оставаться только в виде газа. При понижении температуры давление, соответствующее состоянию насыщения у метана, резко уменьшается. Так как в тропосфере температура убывает с высотой, начиная с некоторого уровня собственное давление метана в атмосфере оказывается больше, чем величина давления, требуемая для полного насыщения СН4 при той же температуре.
В этой зоне атмосферы становится возможной конденсация метана в капли (или при более низких температурах - в кристаллики льда). Следовательно, при определенных условиях в атмосферах Урана и Нептуна должны образовываться облака или дымка из сконденсированного метана. Количество же газообразного метана в этой зоне становится меньше.
Над слоем метановых облаков относительная концентрация газообразного метана не может снова увеличиться, если не происходит интенсивного перемешивания между нижними и верхними слоями атмосферы. В тропосфере такое перемешивание создается конвективными потоками. Зона атмосферы, где температура почти не меняется с высотой или даже увеличивается, теоретически должна быть лишена каких-либо вертикальных течений, если не считать небольшой турбуленции, которая возможна из-за различия в скоростях горизонтальных перемещений атмосферных масс.
По-видимому, нечто подобное имеет место на Уране, вследствие чего количество метана в верхней атмосфере оказывается сравнительно небольшим и недостаточным для сильного ее нагрева. Возможно также, что частично молекулы метана на больших высотах подвергаются фотохимическому разложению (фотолизу) под действием ультрафиолетового солнечного излучения, что еще дополнительно снижает концентрацию метана.
На Нептуне процесс фотолиза молекул СН4 происходит менее интенсивно: количество приходящей солнечной радиации там в несколько раз меньше. Но это не может быть единственной причиной относительно высокого содержания метана, поскольку и на Юпитере и на Сатурне, находящихся гораздо ближе к Солнцу, наблюдается рост температуры в верхней атмосфере, указывающий на то, что далеко не весь метан на этих высотах подвергся фотолизу и превращению в другие углеводородные молекулы.
По расчетам некоторых специалистов, в атмосфере Нептуна на больших высотах количество метана должно быть значительно больше, чем то, которое соответствовало бы его насыщению в зоне температурного минимума. Может быть, правда, и другое объяснение высокой температуры верхней атмосферы Нептуна, не требующее повышенного содержания метана: температурная инверсия поддерживается за счет поглощения солнечной радиации аэрозолем.
Пока, к сожалению, ничего определенного в этом отношении сказать нельзя. Как отмечает Л. Трэфтон, присутствие больших количеств аэрозоля, поглощающего ультрафиолетовое излучение, создало бы заметные различия в отражательных свойствах Урана и Нептуна в коротковолновой области спектра. Наблюдения же, в в том числе и внеатмосферные, говорят о сходстве спектральных характеристик отражательной способности обеих планет. С другой стороны, имеются данные наблюдений, свидетельствующие о том, что аэрозоль в атмосфере Нептуна есть и что его количество или высота меняется со временем. Об этом будет сказано несколько позже, но сами по себе эти данные недостаточны, чтобы связать высокую температуру верхней атмосферы Нептуна именно с аэрозолем.
Г. Ортон, рассматривая эту проблему, высказал предположение о том, что все же на Нептуне концентрация метана в стратосфере повышена благодаря необычно интенсивной атмосферной циркуляции, скорость которой оказывается больше, чем скорость вымерзания метана в зоне минимальных температур. В этом случае газообразный метан должен проникать в верхнюю атмосферу, не успев сконденсироваться в этой зоне. Предположение Ортона, как и все другие, пока носит лишь гипотетический характер, и нужны дальнейшие исследования обеих планет и теоретические расчеты, чтобы внести ясность в этот вопрос.
Совершенно независимо от температурных измерений к тем же выводам о структуре верхних атмосфер Урана и Нептуна приводят наблюдения покрытий звезд. Наблюдать эти редкие явления астрономам пока удалось всего по одному разу для каждой планеты. Точнее, по два, так как регистрировались и заход звезды за диск планеты, и выход из-за него. Кроме того, в наблюдениях принимала участие не одна, а несколько обсерваторий, попадавших в зону видимости этого явления.
7 апреля 1968 г. произошло покрытие Нептуном звезды BD -Л7° 4388, видимый блеск которой составляет около 8-й звездной величины (она уже недоступна для невооруженного глаза). Тем не менее с помощью фотоэлектрических фотометров были получены записи изменения блеска звезды при закрытии диском Нептуна и при ее выходе из-за диска. Многочисленные наблюдения покрытия Ураном звезды SAO 158687 (тоже 8-й звездной величины) были проведены 10 марта 1977 г. Одним из замечательнейших результатов этих наблюдений было открытие колец вокруг Урана, подтвержденное впоследствии при покрытиях ими другой звезды, не покрывавшейся диском самой планеты.
Из-за слабости звезд астрономам пришлось прибегнуть к маленькой хитрости: наблюдения Урана и звезд велись через светофильтры, вырезавшие область сильных полос поглощения метана в спектре планеты. В этих полосах планета почти невидима и ее блеск оказывается меньше яркости звезды, так что помехи от диска планеты при фотометрии закрываемой звезды становятся минимальными.
При наблюдениях звездных покрытий полученная кривая рефракционного ослабления блеска звезды может сопоставляться с теоретически рассчитанными кривыми для различных вариантов возможной вертикальной структуры верхней атмосферы планеты. Из такого сравнения можно найти величину отношения температуры к среднему молекулярному весу атмосферы, а при достаточно детальной записи изменения блеска звезды - проследить вариации температуры с высотой, если химический состав атмосферы, а следовательно, и ее средний молекулярный вес известны заранее из результатов других исследований.
Температура верхней атмосферы Нептуна по наблюдениям покрытия звезды оказалась высокой: в пределах от 130 до 160 К на уровне атмосферы с концентрацией газовых молекул 10м см-3 по нескольким кривым блеска звезды, полученным на разных обсерваториях. Это является неплохим подтверждением выводов, сделанных на основании измерений теплового инфракрасного излучения Нептуна и оценок его яркостной температуры. Интересно, что на всех обсерваториях были отмечены яркие непродолжительные вспышки звезды даже в то время, когда ее видимый блеск ослабел до нескольких процентов от ее истинного блеска. Эти вспышки, скорее всего, связаны с неоднородностями в вертикальном ходе плотности атмосферы, возникающими из-за неравномерного изменения температуры с высотой.
Так, например, резкое понижение температуры в некотором слое толщиной в несколько десятков километров может привести к тому, что плотность в этом слое не будет уменьшаться с высотой или будет меняться очень медленно. Тогда и преломление лучей звезды в этом слое будет почти одинаковым и из атмосферы эти лучи выйдут почти параллельным, а не расходящимся пучком. Для земного наблюдателя это будет создавать эффект непродолжительного увеличения яркости звезды. По результатам детального анализа таких вспышек были построены вертикальные профили изменения преломляющей способности и температуры на протяжении примерно 300 км верхней атмосферы Нептуна. Локальные вариации температуры в отдельных слоях, как оказалось, достигают 10 К-
Сходные результаты были получены из анализа наблюдений покрытия звезды Ураном, проводившихся с самолетной обсерватории и обсерватории в Кейптауне. Так же были зарегистрированы всплески яркости звезды при заходе за диск планеты и выходе из-за него. Средняя температура в верхней атмосфере (в области давлений от 3-Ю-7 до 3-Ю"5 атм) получилась около 95 К. Это очень хорошо согласуется с инфракрасными измерениями Урана, показывая, что температурная инверсия на Уране гораздо меньше, чем на Нептуне, хотя и существует, поскольку минимальная температура вблизи тропопаузы (верхней границы тропосферы) составляет около 45-50 К.
В верхней атмосфере как Нептуна, так и Урана имеют место локальные вариации температуры - отклонения от среднего значения на 10 и даже 20 К в пределах отдельных слоев, т. е. атмосфера в этой области неизотермична (рис. 6). Возможно, это обусловлено протекающими там фотохимическими процессами, которые сопровождаются изменением количеств некоторых газов, участвующих в поглощении солнечной радиации и излучении энергии нагретых слоев. Такими газами, как уже отмечалось, могут быть этан и ацетилен, излучение которых вблизи длин волн 12 и 13 мкм приводит к охлаждению атмосферы.
Для объяснения различий температуры в верхних атмосферах Урана и Нептуна была предложена еще одна гипотеза, связывающая пониженную температуру на Уране с особенностями ориентации его оси вращения. Дело в том, что в последние годы, как раз когда и проводились инфракрасные наблюдения теплового излучения Урана, к Солнцу и Земле обращено его северное полушарие. В течение длительного периода перед этим оно находилось на стороне планеты, обращенной от Солнца, а так как общий нагрев атмосферы солнечной радиацией происходит очень медленно, можно предположить, что северное полушарие еще не успело прогреться до максимальных температур.
Для глубоких слоев атмосферы Урана это вполне вероятно, поскольку так называемая радиативная постоянная там составляет несколько сотен лет, т. е. гораздо больше периода обращения Урана вокруг Солнца (84 года). Но в верхних слоях энергетический обмен и стабилизация происходят гораздо быстрее, так что баланс притока солнечной энергии и излучения нагретыми атмосферными слоями достигается за время, сравнимое с периодом обращения. Поэтому хотя какие-то сезонные изменения в атмосфере Урана несомненно происходят, верхняя атмосфера этой планеты оказывается относительно холодной по другой, пока не известной нам причине.
Может быть, эта причина лежит в отсутствии или крайней слабости источника внутреннего тепла на Уране. В нижних слоях атмосферы Урана температурный режим должен быть обусловлен в основном не конвекцией возникающей при наличии нагретых недр, а поглощением солнечной радиации, достигающей этих слоев. Существующие температурные измерения еще не настолько точны, чтобы дать абсолютно определенный ответ на вопрос, нагреты ли недра Урана или они совершенно холодные. Пока очевидно только, что внутренняя тепловая энергия Урана не может превосходить одной трети энергии, получаемой планетой от Солнца (тогда выделение внутренней энергии как у других планет-гигантов тепла преобладает над притоком энергии Солнца). Хотя эту проблему сейчас обсуждают многие исследователи, никто еще не предложил вполне обоснованного ее решения.
| << Предыдущая глава | Следующая глава >> |
