Водяной пар в атмосфере Венеры по данным оптической и ИК спектрометрии на АМС "Венера-11-15" тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Игнатьев, Николай Игоревич

• Игнатьев, Николай Игоревич
• кандидат физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Игнатьев, Николай Игоревич

Содержание

1 Введение

1.1 Измерения содержания водяного пара на Венере

1.2 Перенос излучения в атмосфере Венеры

2 Спектрофотомерический эксперимент на спускаемых аппаратах Венера-11-Ц

2.1 Прибор и данные

2.2 Методика интерпретации

2.3 Определение вертикального профиля водяного пара

3 ИК фурье-спектрометрия на орбитальном аппарате Венера-15

3.1 Прибор и данные

3.2 Профили температуры и аэрозоля

3.3 Восстановление содержания Н20: формализм статистической регуляризации

3.4 Результаты

4 Заключение

4.1 Сравнение результатов с данными других экспериментов

4.2 Выводы

А Некоторые подробности моделирования переноса излучения в

атмосфере Венеры

А.1 Рэлеевское рассеяние

А.2 Расчет газового поглощения

А.З Метод дискретных ординат

А.4 Венера-11, 13: физические характеристики атмосферы и модели вертикального профиля коэффициента экстинкции аэрозольной среды, принятые при расчёте синтетических спектров

Основные публикции по теме диссертации

Литература

Список рисунков

2.1 Спектры солнечного излучения, полученные на СА Венера-11

2.2 К расчету синтетических спектров: выбор шага монохроматического спектра

2.3 Венера-11: измеренные и синтетические спектры

2.4 Венера-13: измеренные и синтетические спектры

2.5 "Пропускание" ^ (отношение интенсивностей на границах) изолированного слоя (16-24 км) при различных содержаниях Н20 в этом слое

2.6 Венера-11: сравнение измеренных и синтетических спектров для "старой" модели вертикального распределения Н20 из работы [Мороз и др., 1979]

2.7 Венера-11: сравнение измеренных и синтетических спектров, рассчитанных для модели с постоянным отношением смеси Н20 / =

30 и 40 ррт

2.8 Отношение смеси Н2О в атмосфере Венеры по результатам Вене-ры-11, 13 и Ц

3.1 Примеры спектров Венеры, полученных при помощи фурье-спектрометра на КА Венера-15 в двух режимах обработки интерфе-рограмм

3.2 Венера-15: геометрия наблюдений

3.3 Примеры измеренных и синтетических спектров для средних широт, "горячего диполя" и "холодного воротника"

3.4 Восстановленные по спектрам на рис. 3.3 профили температуры

и аэрозоля

3.5 Влияние многократного рассеяния на спектр

3.6 Спектр в полосах Н20

3.7 Нормированные, ядра обратной задачи К„(г)

3.8 Пример восстановленного содержания Н20 с ошибками соответствующими Ясогг = оо И Ясогг — 0,5

3.9 Координаты широта - местное солнечное время для сеансов измерений с наземной обработкой интерферограммы

3.10 Зависимость измеренного отношения смеси водяного пара от широты

3.11 Отношение смеси, усредненное по широтным интервалам и по всем шести сеансам с наземной обработкой интерферограммы

3.12 Отношение смеси Н20, усредненное по широтным интервалам

для каждого из сеансов с наземной обработкой интерферограммы

3.13 Усредненная по широтным интервалам зависимость от широты содержания водяного пара над уровнем т = 1 в микронах осажденной воды для каждого сеанса

3.14 Высота уровня т = 1

3.15 Сильно усредненный бортовой спектр в области полос воды

3.16 Содержание Н2О, полученное по сильно усредненным "бортовым" спектрам

3.17 Оценка профиля Н20: численный эксперимент для модельных профилей

3.18 Оценка профиля Н20 по сильно усредненным бортовым спектрам

3.19 Содержание Н20, полученное по "бортовым" спектрам в сеансе

с разворотом аппарата

4.1 Сравнение различных измерений содержания водяного пара в атмосфере Венеры

4.2 Венера-11\ сравнение измеренных и синтетических спектров при отношении смеси Н20 в облачном слое / = 1000 ррт

4.3 Венера-15: спектры, рассчитанные для содержания Н20 11.8,

и 200 ррт

А.1 Измеренный в лаборатории и синтетический спектры Н20

Глава

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Водяной пар в атмосфере Венеры по данным оптической и ИК спектрометрии на АМС "Венера-11-15"»

Введение

Водяной пар в атмосфере Венеры — малая составляющая, его содержание на много порядков меньше, чем углекислого газа. Однако он существенно более сильный поглотитель инфракрасного излучения и, несмотря на малое отношение смеси, может вносить заметный вклад в поддержание парникового эффекта, ответственного за высокую температуру поверхности и нижней атмосферы планеты. Расчет теплового баланса планеты (см, напр., [Crisp and Titov, 1997]) требует, таким образом, знания распределения в атмосфере водяного пара. Далее, водяной пар участвует в химических реакциях, в том числе тех, которые связаны с образованием аэрозольных частиц облачного слоя, охватывающего всю планету. И в этом случае содержание и распределение водяного пара необходимо для расчетов и проверки моделей процессов в облачном слое (напр., [Esposito et al., 1997]). Наконец, содержание Н2О есть одна из ключевых величин для понимания эволюции планеты (напр., [Donahue et al., 1997]).

Неудивительно, поэтому, что в экспериментах по измерению содержания водяного пара на Венере, казалось бы, нет недостатка. Тем не менее, представления о содержании и распределении водяного пара нельзя назвать твердо сложившимися — данные различных экспериментов часто противоречат друг другу. Вследствие совершенствования методов измерений и их интерпретации, содержание водяного пара в облачном слое и нижней атмосфере, выводимое из измерений, за последние 30 лет было значительно изменено в сторону уменьшения с 104 ррт по порядку величины до не более 102 ррт, в том числе и благодаря работам, которые легли в основу настоящей диссертации. Это заставляет вносить изменения в понимание физико-химических процессов на Венере.

1.1 Измерения содержания водяного пара на Венере

Попытки обнаружения водяного пара в атмосфере Венеры путем наземных спектроскопических наблюдений долгое время были безуспешны из-за большого содержания его в атмосфере Земли. Эту трудность пытались преодолеть

двумя способами: 1) поднимая телескопы на большую высоту при помощи аэростатов [Dollfus, 1964; Bottema et al., 1965] или самолётов [Fink et al., 1972], 2) увеличивая разрешающую силу настолько, чтобы можно было отделить слабые венерианские линии от сильных теллурических, благодаря доплеровскому смещению (например, [Beiton and Hunten, 1966; Spinrad and Shawl, 1966; Beiton et al., 1968; Barker, 1975]). Отношение смеси НгО над облаками, оценивавшееся по этим наблюдениям, менялось в широких пределах 1-100 ррт , но природа вариаций не ясна — причиной могут быть как реальные изменения отношения смеси, так и характеристик верхнего слоя облаков. Кроме того, по спектру отраженного излучения невозможно точно привязать измеренные содержания к конкретной высоте. В любом случае результаты этих наблюдений ничего не говорили о содержании Н20 в нижней атмосфере — на высотах менее, примерно, 60 км. В 1967 г. были проведены первые прямые измерения состава и основных физических характеристик атмосферы Венеры. Это был исторический полет AMC Венера-4, которым началась длительная программа исследований планеты. Для измерений содержания Н20 на Венере-4, 5, 6 применялись датчики с использованием химических реакций [Виноградов и др., 1968; Виноградов и др., 1970], на Венере-9, 10 фотометры с фильтрами на полосы Н20 и С02 [Мороз и др., 1976; Устинов, Мороз, 1978]. Результаты этих первых экспериментов

103-104 ррт Н20) были скорее всего ошибочны (см. § 4.1).

Первая уверенная идентификация водяного пара в нижней атмосфере Венеры была выполнена в 1978 г. по спектрам солнечного излучения, измеренным с помощью спектрофотомеров, установленных на спускаемых аппаратах Венера-11 [Экономов и др., 1979; Мороз и др., 1979]. Это спектры рассеянного излучения, проникающего сквозь облака на дневной стороне планеты вплоть до поверхности. Измерения на Венере-11 были сделаны при направлении визирования в область верхней полусферы. На спектрах (рис.2.1) видны хорошо выраженные и сравнимые по величине поглощения полосы двух газов — С02 и Н20. В 1982 г. новые спектры были получены на Венере-13 и 14, на этот раз уже для нескольких направлений визирования [Мошкин и др., 1983]. Анализ этих данных, выполненный в своё время авторами эксперимента, показал отношение смеси Н20 в пределах 100-500 ррт на высотах 40-55 км с постепенным уменьшением к поверхности до 20 ррт [Мороз и др., 1983; Moroz, 1983]. Независимая интерпретация данных Венеры-11 другими авторами [Young et al., 1984] привела к похожим результатам.

Заметим, что восстановление профиля Н20 по упомянутым спектрам является трудной задачей по нескольким причинам: низкая разрешающая сила (А/АЛ ~ 30) и, вследствие этого, перекрытие полос; ошибки в измерении спектральной интенсивности и калибровке шкалы длин волн; вертикальная неоднородность поглощающей и рассеивающей среды; слабая чувствительность измеренных спектров к вариациям содержания водяного пара из-за насыщенности

линий. Несмотря на довольно большую неопределенность в восстановленном профиле Н20 (до множителя около 2), его главная особенность — уменьшение относительного содержания от нижней границы облаков (~200-500 ррт) к поверхности 20 ррт) — казалась твердо установленной, хотя и не находила удовлетворительного теоретического объяснения [Lewis and Grinspoon, 1990; Krasnopolsky and Pollack, 1994].

Следующим важным шагом стали наземные наблюдения спектра ночного свечения Венеры (в области спектра 1-2,5 мкм), открытого Алленом и Кроу-фордом [Allen and Crawford, 1984]. Это тепловое излучение нижней атмосферы, уходящее в окнах прозрачности С02 около 2,3,1,74 и нескольких между 1 и 1,31 мкм. Во всех окнах имеются линии водяного пара, часть которых при наблюдениях с высоким разрешением свободна от помех со стороны теллурического поглощения благодаря высокой температуре. Интерпретация этих наблюдений позволила определить содержание водяного пара на разных высотах в интервале 10-40 км. Везде оно оказалось примерно одинаковым — 30±15 ppm [Bezard et al., 1990; Bell et al., 1991; Crisp et al., 1991; Pollack et al., 1993; de Bergh et al., 1995]. В работе [Meadows and Crisp, 1996] получено 45±10 ppm в нижних 6 км. Подобные же измерения были проведены с AMC Galileo картирующим спектрометром NIMS, и получено также около 30 ррм в интервале высот 10-40 км, причем горизонтальные вариации в исследованных пределах от 40°ю. ш. до 50°с. ш. не превышали 20%.

Кроме спектральных оптических измерений содержания Н20 на спускаемых аппаратах позднего периода (после 1978 г.) применялись газовые хроматографы [Oyama et al., 1980; Мухин и др., 1983], масс-спектрометр [Donahue and Hodges, 1992] и химические датчики, более совершенные, чем в первых полетах к Венере [Сурков и др., 1983; Сурков и др., 1987]. При этом, как правило, получались содержания водяного пара 5 • 102-104 ррт, то есть существенно большие, чем дает оптическая спектроскопия обоих типов (наиболее близкой к спектральным измерениям является работа [Donahue and Hodges, 1992], где в подоблачной атмосфере получено 100 ррт).

Термическое зондирование в диапазоне А > 5 мкм с искусственных спутников Венеры позволяет измерить содержание водяного в верхней части облаков с высоким пространственным разрешением. Такие измерения были выполнены на орбитальных аппаратах Pioneer Venus и Венера-15.

В эксперименте OIR на Pioneer Venus измерения проводились с помощью радиометра с несколькими каналами в ИК-диапазоне, один из которых (220 см-1, разрешение ~100 см-1) находился в районе вращательной полосы Н20. Среднее содержание водяного пара над облаками, полученное тогда авторами эксперимента, изменялось в пределах от минимума 6 ррт на ночной стороне до максимума 100 ррт на дневной [Schofield et al., 1982]. Новая интерпретация [Irwin, 1997] дала примерно такие же результаты, причем в некоторых случаях

содержание Н20 доходило до 200 ррт.

В 1983 г. с помощью фурье-спектрометра на борту искусственного спутника Венера-15 были получены спектры Венеры в диапазоне 250-1650 см-1 (6-40 мкм) с разрешением ~5 см-1 [Эртель и др., 1985]. Измерения охватывали область с 4 до 10 и с 16 до 22 ч местного солнечного времени и диапазон широт от -65°до 87°. Было найдено, что содержание водяного пара находится в пределах 20±10 ррт, каких-либо устойчивых широтных или временных вариаций в выявлено не было [Мороз и др., 1985; Moroz et al., 1990].

Наконец, наземные радиоастрономические наблюдения в миллиметровом диапазоне в линиях HDO и Н20 также дали соотношения смеси водяного пара над облаками от 0,5 до 12 ppm [Encrenaz et al., 1991; Encrenaz et al., 1995]. Делались также попытки оценки содержания водяного пара по излучению на сантиметровых волнах (например, в [Janssen and Klein, 1981] найден верхний предел 3000 ррт); впрочем, эти измерения не являются хорошим материалом для нашей задачи.

Таким образом, можно было констатировать наличие значительных противоречий между результатами интерпретации различных измерений. Во первых, почти все контактные методы дали содержания Н2О, значительно, на порядок величины и более, превышающие содержания, измеренные дистанционными методами. Во вторых, не согласовывались содержания Н20 в нижней атмосфере, полученные по данным оптической спектрометрии на CA Венера-11, 13 и 14 и по наблюдениям ночного свечения Венеры в ближнем ИК диапазоне. Наконец, изменчивость и большие содержания Н20, полученные в эксперименте OIR на Pioneer Venus, не наблюдались ни фурье-спектрометром на Венере-15 ни (в части высоких содержаний) по наблюдениям в миллиметровом диапазоне. В то же время, данные наблюдений конца 70-х - начала 80-х годов обрабатывались тогда на уровне, соответствующем невысоким по-сравнеиию с современными возможностям вычислительной техники. Естественно было предположить, что более совершенные методы моделирования переноса излучения и обработки данных спектрометрии позволят провести более качественную интерпретацию и, возможно, снимут вышеперечисленные противоречия. К тому же, далеко не все данные были ранее проанализированы. Забегая вперед, отметим, что предпринятая попытка переработки данных Венеры-11-15 вполне себя оправдала.

1.2 Перенос излучения в атмосфере Венеры

Приведем основные формулы, описывающие перенос излучения в атмосфере Венеры в приближении, соответствующем спектральному и высотному диапазонам, а также геометрии наблюдений спектрометров Венеры-11-15. Всюду предполагается, что имеет место "локальное термодинамическое равновесие".

По своим оптическим свойствам в видимом и инфракрасном диапазоне атмосфера Венеры — вертикально неоднородная поглощающая, рассеивающая и излучающая (по закону Кирхгофа) среда с зависящими от волнового числа и параметрами. Для плоскопараллельной атмосферы уравнение переноса излучения имеет вид:

д1у{ти, ¡л, ф)

V--- = Iu\Jv,^(p) ~ (1.1)

оти

где Л/ — монохроматическая интенсивность излучения по направлению, задаваемому углом в (fj, = cos в, 9 отсчитывается от направления в зенит) и азимутом ip, в точке с оптической толщиной т„ (1.5); Ju — "функция источника", определяемая выражением

J„{tv, ¡л, (р) = Sv{tu, fi, ip) + Qv(tv, /л, ф) (1.2)

Sv(tv, fi, (p) = J J pu(tv,fj.,(p,fj.',(p')jat^tl,>(p')dfj''d(p'i (L3)

Qv = Qfermal) = (l _ ^(^Д,(T(Tj/)). (L4)

Здесь uj0i/ — альбедо однократного рассеяния, Pv — индикатриса рассеяния, нормированная условием

J PdQ = 4тг,

В„(Т) — интенсивность равновесного теплового излучения (функция Планка) при температуре Т. Для решения уравнения (1.1) в общем случае необходимо задать граничные условия, например поток солнечного излучения на верхней границе и альбедо поверхности на нижней.

Оптическая толщина т„ определяется выражением

/>оо

rv{h) = / >cv{h')dh\ (1.5)

Jh

h — высота над поверхностью, х„ — коэффициент полного ослабления, кото-

(<0 (а)

рый складывается из аэрозольного поглощения кЬ и рассеяния at, , газового

т~> (я) (о)

Рэлеевского рассеяния а,у и газового поглощения в спектральных линиях к,; , образующихся при вращательных и вращательно-колебательных переходах молекул.

Сернокислотный состав облаков Венеры подтверждается многочисленными дистанционными и непосредственными измерениями. Установлено, что распределение частиц по размерам носит многомодовый характер, и что в основной массе облачного слоя частицы представляют собой капли серной кислоты с концентрацией около 80%. Поглощение и рассеяние излучения в аэрозольной среде для сферических частиц рассчитывается по теории Ми (напр., [Шифрин, 1951]), исходными данными при этом являются комплексный показатель преломления и распределение частиц по размерам, а результатом — коэффициенты рассеяния сг^ и поглощения и индикатриса рассеяния РДд — ц').

Рэлеевское рассеяние а^ на микрофлуктуациях плотности газа становится существенным в видимом диапазоне при больших давлениях в подоблачной атмосфере. Рабочие формулы для его расчета приведены в Приложении А.1.

Для расчета поглощения к^ в спектральных линиях молекул газов в настоящее время применяется полинейный метод ("line-by-line"), а также разнообразные интерполяционные методы, исходным пунктом которых являются полинейные расчеты. Спектроскопические базы данных, такие как HITRAN (http://www.hitran.com, [Rothman et al., 1992]), содержат данные о положении, силе, ширине спектральных линий, зависимости этих параметров от температуры и давления, так что можно рассчитать коэффициент поглощения кi9\ создаваемого отдельной линией и газом в целом, для любых атмосферных давлений и температур (Приложение А.2). Проведение расчетов газового поглощения с полинейной точностью вместо вместо менее точных методов (моделей полос и др.) стало существенным усовершенствованием в интерпретации спектрометрических экспериментов на Венере-11-15 по сравнению с 80-ми годами. Связь коэффициента поглощения [ см-1] с отношением смеси / газа тривиальна:

= (i.6)

где к^'1^ — коэффициент поглощения в расчете на одну молекулу данного сорта, п — численная концентрация молекул всех сортов и / — отношение смеси молекул данного сорта.

В случае Венеры-15 для длин волн 6 мкм < Л < 40 мкм солнечное излучение пренебрежимо мало по сравнению с собственным тепловым излучением атмосферы. Основную роль в (1.2) играет Qu = Qii/ierma° , а особенности оптических свойств облаков Венеры в этом спектральном диапазоне (низкое альбедо однократного рассеяния cj0i/) приводят к тому, что многократным рассеянием в первом приближении можно пренебречь и q^hermav> — ви(т) . Справедливость этого положения обсуждается в §3.2. Оптическая толщина облаков достаточно велика, чтобы считать, что облачный слой непрозрачен для излучения снизу. При этих условиях решение (1.1) — интенсивность излучения, выходящего из атмосферы — получается простым интегрированием:

1 í°°

IM = - / exp {—Tu/¡j)Bv{T{Tv))dTv (1.7)

/л Jo

Удобно вместо высоты h использовать в качестве вертикальной координаты логарифм давления z = lgp, и (1.7) преобразуется к виду:

Ш = - Kl/(fi,z)Bv(T{z))dz, (1.8) № Jo

где К„ — "весовая функция", определяющая вклад излучения, приходящего с разных уровней:

= (1.9) и tu — пропускание атмосферы от верхней границы до уровня г:

t„(n, z) = - exp(tu{z)/¡jl). (1.10)

Для Венеры-11-14 (0,5-1,2 мкм), наоборот, тепловое излучение (1.4) несущественно (оно становится заметно только около поверхности для Л > 1 мкм), но необходимо рассматривать многократное рассеяние (1.3). Для атмосферы, когда поглощение и рассеяние зависят от высоты сложным образом, точное аналитическое решение уравнения переноса (1.1) не существует и его решают численными методами. Применявшийся в данной работе метод дискретных ординат кратко рассмотрен в приложении А.З.

Сигнал 1{и), регистрируемый прибором, получается путем свертки монохроматической интенсивности 1и с аппаратной функцией спектрального прибора А(и):

1{и) = í Iu*A(u - u*)du*, (1.11)

J Av

интегрирование выполняется в интервале Av, где аппаратная функция отлична от 0.

Если разрешающая сила спектрометра достаточно велика для того, чтобы считать, что функция Планка Ви(Т) мало меняется на интервале Дг/, формулы (1.8-1.9) можно записать для уже свернутых с аппаратным контуром функций пропускания, чем часто пользуются при расчете синтетических спектров и решении обратных задач термического зондирования.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Игнатьев, Николай Игоревич

4.2 Выводы

Итак, новый анализ спектров излучения атмосферы Венеры, полученных на спускаемых аппаратах Ввнера-11, 13, Ц и орбитальном аппарате Венера-15 действительно позволил получить новые данные о содержании и распределении водяного пара в атмосфере планеты, а также устранить ряд значительных противоречий между этими и другими экспериментами.

1. В подоблачной атмосфере, в местах посадки спускаемых аппаратов Вене-ра-11, 13, Ц, а это область вблизи экватора, 9-11 часов местного солнечного времени, отношение смеси водяного пара составляет 30 ± 10 ррт.

2. Возможно, отношение смеси Н20 изменяется с высотой: достигает слабого минимума 20 ррт на высоте 10-15 км, а у поверхности, наоборот, повышается до 50-70 ррт. Погрешность определения содержания Н20 не позволяет сделать однозначный выбор в пользу этого или постоянного профиля.

3. Вопреки, первой интерпретации данных CA Венера-11, 13, 14 в облачном слое содержание водяного пара такого же порядка, что и в подоблачной атмосфере. По данным Венеры-11 получено небольшое, на 10-20 ррт, увеличение отношения смеси в нижнем ярусе облаков. Тем не менее, погрешность определения отношения смеси допускает и постоянный профиль от поверхности до ~ 60 км.

4. В верхней части облаков, на уровне, где оптическая толщина в области 350 см-1 равна 1, отношение смеси понижается, по сравнению с подоблачной атмосферой, и составляет, в среднем, 5-15 ррт. В исследованной области планеты этот уровень находится на высотах от 55 км в высоких широтах северного полушария до 65 км в низких. Единственный сеанс наблюдений ОА Венера-15, захвативший южное полушарие и экваториальную область (от -65°до 20°), дал примерно такие же отношения смеси: 5-10 ррт.

5. В северном полушарии выделяются области, отличающиеся положением верхней границы облаков. На широтах 20° < ф < 50° средняя высота уровня т = 1 равна 62,5 км, а на широтах ф > 60° — 56 км. Среднее отношение смеси в той и другой широтной зоне примерно одинаково, около 10 ррт, хотя плотности и парциальные давления отличаются, естественно, в 2-4 раза. Таким образом, содержание водяного пара (как функция высоты) коррелирует с плотностью облаков.

6. Широтная зона 20° < ф < 50° достаточно однородна (по сравнению с ф > 60°) — параметры атмосферы здесь плавно меняются с широтой.

Вообще говоря, имеются значительные различия в широтной зависимости отношения смеси между разными сеансами, однако, на этих широтах в среднем четко прослеживаются следующие тенденции: отношение смеси Н20 на рассматриваемом уровне имеет дневной максимум (максимальное измеренное отношение смеси — 17 ррш на 10 ч местного времени и широте 35 °) ночной минимум (минимальное измеренное отношение смеси — 1 ррт на 22 ч и широте 30 измеренное содержание Н20 растет с широтой, что является косвенным указанием на то что с высотой отношение смеси падает. Примерное падение отношения смеси в интервале высот 60-64 км — 3 раза (от 10-15 ррт до 3-5 ррт).

7. Широтная зона ф > 60 характеризуется большой неоднородностью поля излучения (а значит и поля температуры и облаков). Разброс измеренных содержаний увеличивается (3-30 ррт), по-видимому, как вследствие возрастающей ошибки измерений, так и по причине указанной неоднородности, связанной с динамическими структурами, такими как "холодный воротник" и "горячий диполь". В области "холодного воротника" 60° < ф < 70° с низким положением верхней границы облаков, отношение смеси Н20 состаляет 5-8 ррт на высоте 55-57 км.

8. Практически устранено существовавшее противоречие между измерениями содержания водяного пара в нижней атмосфере по данным спектрометрии на С А Венера-11, 13, 14 и по наблюдениям ночного свечения атмосферы Венеры. Показано, что высокие содержания Н20 в верхнем ярусе облаков, полученные в эксперименте OIR на OA Pioneer Venus, могут быть следствием ошибки в поглощении в аэрозольном континууме. Высокие содержания Н20 in situ, измеренные с использованием химических датчиков и газовой хроматографии сильно противоречат спектрометрическим измерениям и, по-видимому, содержат ошибки.

Автор выражает глубокую благодарность научному руководителю В. И. Морозу за постоянную помощь и участие в работе, Л. В. Засовой за восстановление температурных и аэрозольных профилей по данным Венеры-15, И. В. Хатунце-ву за подготовку данных Венеры-15 и Венеры-11, Б. Е. Мошкину за помощь в работе над данными Венеры-11, 13, 14, Д■ В. Титову, А. В. Родину и Б. М. Ан-дрейчикову за полезное обсуждение, а также всем сотрудникам лаборатории 531, участвовавшим в экспериментах на Венере-11-15 и тем самым сделавшим возможной эту работу

Особая благодарность покойному Дж. Поллаку, чей интерес к данным Вене-ры-11 дал импульс к их повторному анализу, предоставившему доступ к высокотемпературным спектроскопическим банкам данных, а также Р. Фридману, непосредственно предоставившему часть таких данных.

Автор выражает также благодарность Международному научному фонду и Российскому фонду фундаментальных исследований за финансовую поддержку.

Заключение

4.1 Сравнение результатов с данными других экспериментов

На рисунке 4.1 показаны результаты разных экспериментов по измерению содержания водяного пара в атмосфере Венеры. По величине / измеренных содержаний Н20 выделяются три большие группы:

• Очень большие величины /: 1350 ррш на высоте 21,6 км (газовый хроматограф большого зонда Pioneer Venus [Оуаша et al., 1980]); до 5200 ppm на высотах 42-48 км [Виноградов и др., 1970; Oyama et al., 1980]; около 2000 ppm на высотах 48-58 км (химические датчики Венеры-13, 14 [Сурков и др., 1983] и Веги-1 [Сурков и др., 1987]).

• Малые величины /: 20-40 ррш на высотах до 40 км с уменьшением до, в среднем, 5-15 ppm на высотах 55-65 км. К этой группе относятся результаты: оптической спектрометрии на Венере-11, 13, 14 [Игнатьев и др., 1997; Ignatiev et al., 1997]; наблюдений теплового излучения ночной стороны планеты в окнах прозрачности С02 с Земли [Bell et al., 1991; Bezard et al., 1990; Crisp et al., 1991; Pollack et al., 1993; de Bergh et al., 1995] и с аппарата Galileo [Drossard et al., 1993]; ИК-фурье-спектрометрии на (Венере-15 [Ignatiev et al., 1998; Игнатьев и др., 1998]); радиоастрономических измерений в линиях HDO и Н20 [Encrenaz et al., 1991; Encrenaz et al., 1995]; измерений методами оптической спектрометрии с Земли (отраженное солнечное излучение) [Belton and Hunten, 1966; Spinrad and Shawl, 1966; Belton et al., 1968; Barker, 1975]. К этой группе примыкают результаты интерпретации данных масс-спектрометра большого зонда Pioneer Venus [Donahue and Hodges, 1992].

• Промежуточные величины /: 150-200 ppm на высотах 25-40 км (Вега-2 [Сурков и др., 1987]) и 500-1000 ppm на высотах 48-58 км (химические датчики Ввнеры-4 [Виноградов и др., 1968], Венеры-13 и Ц [Сурков и др., 1983] и Беги-2 [Сурков и др., 1987] и и газовый хроматограф зонда Pioneer Venus [Oyama et al., 1980]).

Отношения смеси Н20, полученные в экспериментах с использованием химических реакций и газовой хроматографии, сильно превышают оценки, основанные на данных спектрометрии (любой — видимого диапазона, ближнего и теплового ИК, а также миллиметрового) и вряд ли заслуживают доверия. Мы не в состоянии указать конкретные ошибки "контактных" методов, однако совершенно очевидно другое: если увеличить / на 1-2 порядка, полосы поглощения Н20 на спектрах резко усилятся по сравнению с наблюдаемыми. Нельзя полностью исключить возможность вариаций / во времени и в зависимости от места, особенно на высотах более 40 км. Однако если отвлечься от этого, интересно проверить, можно ли величины / около 1000 ррш в нижнем и среднем слоях облаков (48-56 км) согласовать с оптическими спектрами, полученными на Венере-11, 13, Ц- Результаты такой проверки представлены на рис. 8: полосы Н20 в синтетических спектрах гораздо сильнее, чем в измеренных. Такое большое отношение смеси явно со спектрами несовместимо.

То нее относится и к измерениям содержания водяного пара в верхней части облачного слоя. Рис. 4.3 доказывает, что далее отношения смеси 50 ррш резко противоречат наблюдениям, в то время как в работах по анализу данных эксперимента OIR на орбитальном аппарате Pioneer Venus получены высокие содержания Н20 — до 200 ррш [Schofield et al., 1982; Irwin, 1997]. Такие высокие содержания не наблюдались ни в одном спектре Венеры-15, хотя вывод о дневном максимуме и ночном минимуме содержания Н20, сделанный в этих работах, данные Венеры-15 качественно подтверждают. Для восстановления содержания Н20 в эксперименте OIR использовался канал радиометра с центром ~ 220 см-1 и разрешением около 100 см-1. Полученные высокие содержания Н20 могут объясняться следующим образом.

Как показано выше (рис. 3.6), для того, чтобы обеспечить совпадение синтетических и измеренных спектров, коэффициенты ослабления аэрозоля, рассчитанные по оптическим константам серной кислоты [Palmer and Wlliams, 1975; Jones, 1976], использовавшимся и в данной работе и в [Schofield et al., 1982; Irwin, 1997], необходимо скорректировать. При этом поправочный множитель к коэффициенту ослабления может изменяться, например, от 0,75 на 365 см-1 до 1,8 на 270 см-1 (при v < 270 см-1 шум уже становится слишком большим). Зависимость этого поправочного множителя от волнового числа плавно меняется от спектра к спектру. Из этого следует, что неопределенность синтетического спектра в области v ~ 220 см-1 с разрешением около 100 см-1 из-за неточности аэрозольной модели (в частности, комплексного показателя преломления H2S04) может быть достаточно большой — приводить к ошибке в содержании Н20 на порядок величины.

60

50 S

40 cd н о

30 ra

20 10

100 loi юг юз 104

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Игнатьев, Николай Игоревич, 1998 год

Литература

Авдуевский В. С., Бородин Н. Ф., Васильев В. Н., Годнев А. Г., Карягин В. П., Коверьянов В. А., Ковтуненко В. М., Кремнев П. С., Павлова В. М., Рождественский М. К., Сербии В. И., Суханов К. Г., Успенский Г. Р., Че-ремухина 3. П., Анализ результатов измерения параметров атмосферы в местах посадки AMC "Венера-11" и "Венера-12". Космич. исслед., т. 17, № 5, с. 655-660, 1979.

Виноградов А. П., Сурков Ю. А., Флоренский К. П., Андрейчиков Б. М., Определение химического состава атмосферы Венеры межпланетной станцией "Венера-4". Докл. АН СССР, т. 179, № 3, с. 37-40, 1968.

Виноградов А. П., Сурков Ю. А., Андрейчиков Б. М., Калинкина О. М., Гре-чищева И. М., Химический состав атмосферы Венеры. Космич. исслед., т. 8, № 4, с. 578 - 587, 1970.

Длугач Ж. М., Структура атмосферы Венеры по данным измерений, проведенных на CA "Венера-11, 13, 14". Астрон. вести., т. 22, № 3, с. 262-271, 1988.

Засова Л. В., Шпенкух Д., Мороз В. И., Шефер К., Устинов Е. А., Делер В., Линкин В. М., Эртель Д., Дьячков А. В., Беккер-Рос X., Инфракрасный эксперимент на AMC "Венера-15" и "Венера-16". 3. Некоторые выводы о строении облаков, основанные на анализе спектров. Космич. исслед., т. 23, № 2, с. 221-235, 1985.

Игнатьев Н. И., Мороз В. И., Мошкин Б. Е., Экономов А. П., Гнедых В. И., Григорьев А. В., Хатунцев И. В., Водяной пар в нижней атмосфере Венеры: новый анализ оптических спектров, измеренных на спускаемых аппаратах. Космич. исслед., т. 35, № 1, с. 3-17, 1997.

Игнатьев Н. И., Мороз В. И., Засова Л. В., Хатунцев И. В., Водяной пар в средней атмосфере Венеры по данным ИК фурье-спектрометра на AMC "Венера-15". Астрон. вести., т. 32, № 6, с. 1-15, 1998.

Макарова Е. А., Харитонов А. В., Казачевская Т. В., Поток солнечного излучения. М., "Наука", 1991.

Матвеев В. С., Приближённое представление коэффициента поглощения и эквивалентной ширины линий с фойгтовским контуром. Журнал прикладной спектроскопии, т. 16, № 2, с. 228-233, 1972.

Мороз В. И., Парфентьев Н. А., Санько Н. Ф., Жегулев В. С., Засова Л. В., Предварительные результаты узкополосного фотометрического зондирования облачного слоя Венеры в области спектра 0,80-0,87 мкм на спускаемых аппаратах "Венера-9" и "Венера-10". Космич. исслед., т. 14, № 5, с. 743-806, 1976.

Мороз В. И., Парфентьев Н. А., Санько Н. Ф., Спектрофотометрический эксперимент на спускаемых аппаратах "Венера-11" и "Венера-12". 2. Анализ спектральных данных "Венеры-11" методом сложения слоев. Космич. исслед., т. 17, № 5, с. 727-742, 1979.

Мороз В. П., Мошкин Б. Е., Экономов А. П., Григорьев А. В., Гнедых В. PI., Головин Ю. М., Спектрофотометрический эксперимент на спускаемых аппаратах "Венера-13" и "Венера-14". 2. Предварительные результаты анализа спектров в области полос поглощения Н2О. Космич. исслед., т. 21, № 2, с. 246-253, 1983.

Мороз В. И., Делер В., Устинов Е. А., Шефер К., Засова JI. В., Шпенкух Д., Дьячков А. В., Дюбуа Р., Линкин В. М., Эртель Д., Кержанович В. В., Но-пираковский И., Мацыгорин И. А., Беккер-Рос X., Шурупов А. А., Штадт-хаус В., Липатов А. Н., Инфракрасный эксперимент на AMC "Венера-15" и "Венера-16". 4. Предварительные результаты анализа спектров в области полос поглощения Н20 и S02. Космич. исслед., т. 23, 2, с. 236-247, 1985.

Москаленко Н. И., Зотов О. В., Новые экспериментальные исследования и уточнение функции спектрального пропускания С02: параметры линий. Изв. АН СССР, сер. ФАО, т. 13, № 5, с. 488-498, 1977.

Москаленко Н. И., Паржин С. Н., Исследование спектров поглощения углекислого газа при повышенных давлениях. 6 Всесоюзный симпозиум по распространению лазерного излучения в атмосфере. Томск: ИОА СО АН СССР, с. 110-113, 1981.

Мошкин Б. Е., Экономов А. П., Мороз В. И., Головин Ю. М., Гнедых В. И., Григорьев А. В., Дьячков А. В., Спектрофотометрический эксперимент на

спускаемых аппаратах "Венера-13" и "Венера-14". 1. Методика, результаты и предварительный анализ измерений. Космич. исслед., т. 21, № 2, с. 236-245, 1983.

Мухин JI. М., Гельман Б. Г., Ламонов Н. И., Мельников В. В., Ненароков Д. Ф., Охотников Б. П., Ротин В. А., Хохлов В. Н., Газохроматографиче-ский анализ состава атмосферы Венеры на спускаемых аппаратах AMC "Венера-13" и "Венера-14". Космич. исслед., т. 21, № 2, с. 225-230, 1983.

Несмелова Л. И., Родимова О. В., Творогов С. Д., Контур спектральной линии и межмолекулярное взаимодействие. "Наука", Сибирское отделение. Новосибирск. 1986.

Справочник физических, химических и технологических величин. Техническая энциклопедия., т. 8, М., ОГИЗ РСФСР, 1932.

Сурков Ю. А., Иванова В. Ф., Пудов А. Н., Павленко В. А., Давыдов Н. А., Шейнин Д. М., Содержание водяного пара в атмосфере Венеры по данным AMC "Венера-13" и "Венера-14". Космич. исслед., т. 21. № 2, с. 231-235, 1983.

Сурков Ю. А., Щеглов О. П., Рыбкин М. Л., Шейнин Д. М., Давыдов Н. А., Распределение водяного пара в нижней и средней атмосфере Венеры. Космич. исслед., т. 25, № 5, с. 678-690, 1987.

Творогов С. Д., Физическая картина крыльев спектральных линий, Оптика атмосферы, т. 1, № 1, с. 13, 1988.

Устинов Е. А., Обратная задача теории многократного рассеяния и интерпретация измерений рассеянного излучения в облачном слое Венеры. Космич. исслед., v. 15, с. 768-775. 1977.

Устинов Е. А., Обратная задача термического зондирования: 3. Восстановление вертикального профиля отношения смеси малой газовой составляющей. Космич. исслед., т. 29, № 2, с. 289-297, 1991.

Устинов Е. А., Мороз В. И., Попытка уточнения содержания Н20 в атмосфере Венеры по данным узкополосной фотометрии на спускаемых аппаратах "Венера-9" и "Венера-10". Космич. исслед., т. 16, № 1, с. 127-133, 1978.

Фабелинский И. Л., Молекулярное рассеяние света. М., Наука, 1965.

Чандрасекар С., Перенос лучистой энергии. Пер. с англ., М., ИЛ, 1953.

Шифрин К. С., Рассеяние света в мутной среде. Л., Гостехиздат, 1951.

Шпенкух Д., Засова J1. В., Шефер К., Устинов Е. А., Гюльднер И., Мороз В. И., Делер В., Линкин В. М., Дюбуа, Р., Дьячков А. В., Инфракрасный эксперимент на АМС "Венера-15" и "Венера-16". 2. Предварительные результаты восстановления температурных профилей. Космич. исслед., т. 23, № 2, с. 206-220, 1985.

Экономов А. П., Мошкин Б. Е., Головин Ю. М., Парфентьев Н. А., Санько Н. Ф., Спектрофотометрический эксперимент на спускаемых аппаратах "Венера-11" и "Венера-12". 1. Методика, результаты и предварительный анализ измерений. Космич. исслед., т. 17, № 5, с. 714-726, 1979.

Эртель Д., Мороз В. И., Нопираковский И., Линкин В. М., Ян X., Кремнев Р. С., Беккер-Росс X., Штадтхаус В., Кержапович В. В., Мацыгорин И. А., Дьячков А. В., Хлюстова Л. И., Бервальд В., Улих М., Дришер X., Скрбек В., Штудемунд X., Шустер Р., Кайзер Г., Игнатова С. П., Зеленов И. А., Церенин И. Д., Шпенкух Д., Делер В., Шефер К., Засова Л. В., Устинов Е. А., Феллберг Г., Липатов А. Н., Шурупов А. А., Хавенсон Н. Г., Инфракрасный эксперимент на АМС "Венера-15" и "Венера-16". 1. Методика и первые результаты. Космич. исслед., т. 23, № 2, с. 191-205, 1985.

Allen D. A. and Crawford J. W., Cloud structure on the dark side of Venus. Nature, v. 307, p. 222-224, 1984.

Andreichikov В. M., Chemistry of Small Components of Upper Shells of Venus, 29th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 16-20, 1998, Houston, TX, abstract no. 1003, 1988.

Barker E. S., Observations of Venus water vapor over the disk of Venus: the 19721974 data using the H20 lines at 8197 and 8176 A. Icarus, v. 25, p. 268-281, 1975.

Bell J. F., Crisp D., Lucey P. G., Ozorski T. A., Sinton W. M., Willis C. S., and Campbell B. A., Spectroscopic observations of bright and dark emission features on the night side of Venus. Science, v. 252, p. 1293-1296, 1991.

Belton M. J. S. and Hunten D. M., Water vapor in the atmosphere of "Venus. Astrophys. J., v. 146., p. 307-308, 1966.

Belton M. J. S., Hunten D. M., and Goody R. M., Quantitative spectroscopy of Venus in region 8000-11000 A. In The atmosphere of Venus and Mars, eds Brandt J. C. and McElroy M. В.. Gordon and Breach, New York/London/Paris, p. 69-97, 1968. (перевод в сб. Исследования атмосфер Марса и Венеры, ред. Кондратьев К. Я., Гидрометиздат, Л, с. 106-131, 1968)

de Bergh C., Bezard B., Crisp D., Maillard J. P., Owen T., Pollack J., and Grinspoon D., Water in the deep atmosphere of Venus from high-resolution spectra of the night side. Adv. Space Res., v. 15, № 4, p. (4)79-(4)88, 1995.

Bezard B., de Bergh C., Crisp D., and Maillard J.-P., The deep atmosphere of Venus revealed by high-resolution nightside spectra. Nature, v. 345, № 6275, p. 508511, 1990.

Bottema M., Plummer W., and Strong J., A quantitative measurement of water-vapor in the atmosphere of Venus. Annales dAstrophysique, v. 28. p. 225-228, 1965.

Chedin, A., The carbon dioxide molecule: Potential, spectroscopic, and molecular constants from its infrared spectrum. J. Mol Spectrosc., v. 76, p. 430-491,1979.

Crisp D. and Titov D. V., The thermal balance of the Venus atmosphere. In Venus II, eds. Bougher S. W., Hunten D. M., and Phillips R. J. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, p. 353-384, 1997.

Crisp D., Allen D. A., Grinspoon D. H., and Pollack J. B., The dark side of Venus: near infrared images and spectra from Anglo-Australian observatory. Science, v. 253, p. 1263-1266, 1991.

Dollfus A., Mesure de la vapeur d'eau dans les atmospheres de Mars et de Venus. In Les spectres infrarouge des astres, Communications presenté a douzième colloque international d'astrophysique (Liege, 23-24 June 1963). Institute d'astrophysique Cointe-Sclessin, Belgique, p. 392-395, 1964.

Donahue T. M. and Hodges Jr. R. R., The past and present water budget of Venus. J. Geophys. Res., v. 97, p. 6083-6092, 1992.

Donahue T. M., Grinspoon D. H., Hartle R. E., and Hodges Jr. R. R., Ion/neutral escape of hydrogen and deuterium: evolution of water. In Venus II, eds. Bougher S. W., Hunten D. M., and Phillips R. J. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, p. 385-414, 1997.

Drossard P., Bezard B., Encrenaz Th., Lellouch E., Roos M., Taylor F. W., Collard A. D., Calcutt S. B., Pollack J. B., Grinspoon D., Carlson R. W., Baines K. H., and Kamp L. W., Search for spatial variations of the H20 abundance in the lower atmosphere of Venus from NIMS-Galileo. Planet. Space Sci., v. 41, № 7, p. 495-504, 1993.

Encrenaz Th., Lellouch E., Paubert G., and Gulkis S., First detection of HDO in the atmosphere of Venus at radiowavelengths: an estimate of the H20 vertical distribution. Astron. Astrophys., v. 246, № 1, L63-L66, 1991.

Encrenaz Th., Lellouch E., Cernicharo J., Paubert G., Gulkis S., and Spilker T., The thermal profile and water abundance in the Venus mesosphere from H20 and HDO millimeter observations. Icarus, v. 117, p. 162-172, 1995.

Esposito L. V., Knollenberg R. G., Marov M. Ya., Toon 0. B., and Turko R. P. The clouds and hazes of Venus. In Venus, eds. Hunten D. M., Colin L., Donahue T. M., Moroz V. I. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, p. 45-68, 1983.

Esposito L. W., Bertaux J.-L., Krasnopolsky V. A., Moroz V. I., and Zasova L. V. Chemistry of lower atmosphere and clouds. In Venus II, eds. Bougher S. W., Hunten D. M., and Phillips R. J. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, p. 415-458, 1997.

Fink V., Larson H. P., Kuiper G. P., and Poppen R. F., Water vapor in the atmosphere of Venus. Icarus, v. 17, № 3., p. 617-631, 1972.

Humlicek J., Optimized' computation of the Voight and Complex probability functions. J. Q. S. R. T., v. 27, № 4, p. 437, 1982.

Ignatiev N. I., Moroz V. I., Moshkin B. E., Ekonomov A. P., Gnegykh V. I., Grigoriev A. V., Khatuntsev I. V., Water vapour in the lower atmosphere of Venus: a new analisys of optical spectra measured by entry probes. Planet. Space. Sci., v. 45, № 4, p. 427-438, 1997.

Ignatiev N. I., Moroz V. I., Zasova L. V., Khatountsev I. V., Venera 15: water vapor in the middle atmosphere of Venus. 32d Assembly of COSPAR. Abstracts. Nagoya, Japan, July 12-19, 1998, p. 162.

Irwin P. G. J., Temporal and spatial variations in the Venus mesosphere retrieved from Pioneer Venus OIR, Adv. Space Res., v. 19, p. 1169-1179, 1997.

Janssen M. A. and Klein M. J., Constraints on the composition of the Venus atmosphere from microwave measurements near 1.35 cm wavelengths. Icarus, v. 46, № 1, p. 58-69, 1981.

Jones A. D., Optical constants of sulfuric acid in the far infrared. J. Q. S. R. T., v. 16, p. 1017-1020, 1976.

Knollenberg R. G. and Hunten D. M., The microphysics of the clouds of Venus: Results of the Pioneer Venus particle size spectrometer experiment. J. Geophys. Res., v. 85, 8039-8058, 1980.

Krasnopolsky V. A. and Pollack J. B., H2O-H2SO4 system in Venus' clouds and OCS, CO, and H2SO4 profiles in Venus' troposphere. Icarus, v. 109, p. 58-78, 1994.

Lewis J. S. and Grinspoon D. H., Vertical distribution of water in the atmosphere of Venus: a simple thermochemical explanation. Science, v. 249, p. 1273-1275, 1990.

Ma Q. and Tipping R. H., A far wing line shape theory and its application to the foreign-broadened water continuum absorption. III. J. Chem. Phys., v. 97, № 2, p. 818-828, 1992.

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., v. 101, № E2, p. 4595-4622, 1996.

Moroz V. I., Summary of preliminary results of the Venera 13 and Venera 14 missions. In Venus, eds. Hunten D. M., Colin L., Donahue T. M., Moroz V. I. The University of Arizona Press, Tucson, Arizona, p. 45-68, 1983.

Moroz V. I., Spaenkuch D., Titov D. V., Schaefer K., Dyachkov A. V., Dohler W., Zasova L. V., Oertel D., Linkin V. M., and Nopirakowski J., Water vapor and sulfur dioxide abundances at the Venus cloud tops from the Venera-15 infrared spectrometry data. Adv. Space Res., v. 10, p. 77-81, 1990.

Oyama V. I., Carle G. C., Woeller F., Pollack J. B., Reynolds R. T., and Craig R. A., Pioneer Venus gas chromatography of the lower atmosphere of Venus. J. Geophys. Res., v. 85, p. 7891-7903, 1980.

Palmer K. F. and Williams D., Optical constants of sulfuric acid: Application to the clouds of Venus? Applied Optics, v. 14, p. 208-219, 1975.

Pollack J. B., Toon O. B., Whitten R. C., Boese R., Ragent B., Tomasko M., Esposito L., Travis L., and Wiedman D., Distribution and source of the UV absorption in Venus' atmosphere. J. Geophys. Res., v. 85, p. 8141-8150, 1980.

Pollack J. B., Dalton J. B., Grinspoon D. H., Wattson R. B., Freedman R., Crisp D., Allen D. A., Bezard B., de Bergh C., Giver L. P., Ma Q., and Tipping R. Near infrared light from Venus nightside: a spectroscopic analysis. Icarus, v. 103, № 1, p. 1-42, 1993.

Rodgers C. D., Retrieval of atmospheric temperature and composition from remote measurements of thermal radiation. Rev. Geophys. Space Phys., v. 14, p. 609624, 1976.

Rothman L. S., Gamache R. R., Tipping R. H., Rinsland C. R, Smith M. A. H., Benner D. C., Malathy-Devi V., Flaud J.-M., Camy-Peyret C., Perrin A., Goldman A., Massie S. T., Brown L. R., and Toth R. A., The HITRAN molecular database: Editions of 1991 and 1992. J. Q. S. R. T., v. 48, p. 469-507, 1992.

Schofield J. T., Taylor F. W., and McCleese D. J., The global distribution of water in the middle atmosphere of Venus. Icarus, v. 52, p. 263-278, 1982.

Seiff A., Schofield J. T., Kliore A. J., Taylor F. W., Limaye S. S., Revercomb H. E., Sromovsky L. A., Kerzhanovich V. V., Moroz V. I., and Marov M. Ya., Models of the structure of the atmosphere of Venus from the surface to 100 kilometers altitude. In The Venus International Reference Atmosphere, eds. Kliore A. J., Moroz V. I., and Keating G. M., Adv. Space Res., v. 5, p. 3-58, 1985.

Spinrad H. and Shawl S. J., Water vapor on Venus — a confirmation. Astrophys. J., v. 146, p. 328-329, 1966.

Stamnes K., Tsay S.-C., Wiscombe W., and Jayaweera K., Numerically stable algorithm for discrete-ordinate-method radiative transfer in multiple scattering and emitting layered media. Applied Optics, v. 27, p. 2502-2509, 1988.

Wattson R. B. and Rothman L. S., Determination of vibrational energy levels and parallel band intensities of 12C16C>2 by direct numerical diagonalization. J. Mol. Spectrosc., v. 119, p. 83-100, 1986.

Wattson R. B. and Rothman L. S., Direct numerical diagonalization: Wave of the future. J. Q. S. R. T., v. 48, p. 763-780, 1992.

Young L. D. G., Young A. T., and Zasova L. V., A new interpretation of the Venera 11 spectra of Venus. Icarus, v. 60, p. 138-151, 1984.

Zasova L. V., Moroz V. I., Esposito L. W., and Na C. Y., S02 in the middle atmosphere of Venus: IR and UV data, Icarus, v. 105, p. 92-109, 1993.