Рассеяние электромагнитного излучения сферическими полидисперсными частицами - Дейрменджан Д.
Скачать (прямая ссылка):
Аналогичные замечания относятся и к данным о поляризации Венеры, полученным в зависимости от фазового угла: изменение поляризации нельзя прямо связать только с однократным рассеянием, а следовательно, и с природой вызывающих это явление частиц. Пытаясь найти объяснение известным наблюдениям Лио, рассмотренным ван де Хюлстом [1081, автор нашел самое близкое совпадение знака поляризации с теоретическими данными для облачной модели С. 1 при К—3,9 мкм (табл. Т.43). Как известно, параметры рассеяния для этой облачной модели не изменятся, если длину волны и геометрический размер частиц одновременно умножить, например, па 0,25. Следовательно, если гипотеза Лио в точности верпа (в чем автор сомневается), т. е. если многократное рассеяние приводит только к уменьшению степени поляризации во всех направлениях па какой-то постоянный положительный множитель [108], то визуальные наблюдения можно объяснить при помощи сферических облачных частиц с модальным радиусом ~0,5 мкм и комплексным показателем преломления т~ 1,353—0,0059 i **).Из-за-
*) Критический обзор работ, посвященных анализу возможном природы частиц облачного слоя Венеры, проведен недавно в статье К- Я. Кондратьева и О. И. С м о к т и я «О возможной природе облачного слоя в атмосфере Венеры», Проблемы физики атмосферы, вып. 1970, Изд-во ЛГУ. См. также Ю. Н. В е т у х н о в с к а я, А. Д. Кузь м и н, Планета Венера, Астров. вестник, 4, № 1 (1970).— Прим. ред.
**) Согласно Коффину, показатель преломления частиц облачного слоя Венеры заключен в интервалах: 1,43=sv,55, х< 10_3, а размер частиц приблизительно равен 1—2 мкм (D. С о [ [ е п, Optical Polarization of Venus, J. Atm. Sci., 25, 146, 1968). См. также В. В. С о б о л e и, Исследования атмосферы Венеры, ч. I и II, Лстрон. ж.,
41, вып. 1 (1964); 45, выи. 1 (1968).— Прим. перев.
Ю Л"2 1770
146
Теория рассеяния света
весьма предварительного характера этот результат, представленный на сессии Американского геофизического союза (1 декабря 1961 г.) [1091, никогда ранее не публиковался.
Герелс и Самуэльсон [110] опубликовали свои предварительные результаты фотометрических поляризационных измерений спектральной яркости Венеры в ультрафиолетовом, видимом и близком инфракрасном диапазоне длин волн. Согласно этим данным, степень поляризации в различных спектральных интервалах существенно зависит от фазового угла планеты. Интерпретировать эти интересные наблюдения довольно сложно, так как они относятся ко всему освещенному диску планеты. Данные о распределении яркости и поляризации по всей поверхности планеты, полученные в непосредственной близости от нее с космического корабля, могли бы оказаться здесь также весьма полезными.
4.4.2. МАРС
Хотя нам очень многое известно о составе и массе разреженной атмосферы Марса, некоторые вопросы остаются еще не решенными [98]. Например, природа и размер частиц, образующих цветные непрозрачные дымки, которые давно уже наблюдаются астрономами, по-прежнему неизвестны *).
Недавно Чемберлен и Хантен в [1111 рассмотрели сравнительные достоинства различных методов, используемых при исследовании атмосферы Марса. Они высказали предположение, что при определении полной массы атмосферы фотополяриметрические методы менее надежны, чем спектроскопические. Этот вывод содержится также в неопубликованной заметке автора **). Тем не менее Чемберлен и Хантен [111] считают нецелесообразным полностью отказываться от фотополяри-метрического метода, особенно если можно отделить молекулярную или атомную компоненты от аэрозольной компоненты, а также от эффектов отражения от поверхности. Такое разделение не представляет больших трудностей в случае марсианской атмосферы, в которой многократное рассеяние мало в силу незначительной оптической толщины. Поэтому интенсивности излучения, однократно рассеянного атмосферой Марса и отраженного от его поверхности, можно просто складывать.
Однако с точки зрения наземных наблюдений Марс не является удобным астрономическим объектом, поскольку не удается проводить фотометрические измерения его яркости при фазовых углах, близких к 180°. Как известно, большие фазовые углы соответствуют малым углам
*) Здесь автор не совсем прав. Так, например, фиолетовые облака, составляющие с материками контраст по яркости —20% при а- 0,40 мкм, имеют оптическую толщину т «0,1, а число частиц в единице объема при среднем радиусе частиц г я» 0,05 мкм и коэффициенте преломления т= 1,5—порядка 101осл«_3. См., например, И. К. Коваль, Физика планеты Марс, доклад на Международном симпозиуме но физике Луны и планет, Киев, окт. 1968.— Прим. перев.
**) Quart. Techn. Progress Rep. (3), RM-2769-JPL, The Rand Corporation, Santa Monica, April 28, 1961, p. 74.
Г л а в а 4. Анализ и применение полученных результатов
147
рассеяния, при которых аэрозольная компонента вносит наибольший вклад. С другой стороны, вблизи верхнего соединения, когда условия наблюдений Марса оптимальны, рассеяние назад и максимальное поверхностное отражение создают наименее удобные условия для разделения вклада релеевской и аэрозольной компонент. Данное обстоятельство уже отмечалось нами при рассмотрении применений лазерного излучения (разд. 4.3.4). Таким образом, для изучения атмосферы Марса, как и Венеры, сравнительно простые фотометрические измерения, проводимые с космических кораблей и межпланетных орбитальных станций, при соответствующих углах освещения могли бы дать много полезной информации.
