Приведём некоторые результаты наблюдений планетных спектров, выполненных ещё с поверхности Земли (см., например, [7]). В 1932 г. Адамс и Дэнхем нашли полосы поглощения углекислого газа (𝙲𝙾₂) в инфракрасной части спектра Венеры. Позднее Койпером были открыты полосы поглощения того же газа в спектре Марса. В спектрах Юпитера и Сатурна присутствуют полосы поглощения метана (𝙲𝙷₄) и аммиака (𝙽𝙷₃), однако концентрация этих газов в атмосферах мала. Сильные полосы поглощения метана содержатся также в спектрах Урана и Нептуна. Основной же составляющей атмосфер Юпитера и других планет-гигантов является, как можно ожидать, молекулярный водород (𝙷₂), который обнаружен благодаря наличию в их спектрах полос поглощения, обусловленных квадрупольными переходами.
Следует отметить, что некоторые газы не проявляют себя спектроскопически в доступной наблюдениям с Земли области спектра. К ним относится, в частности, гелий, который, по-видимому, в сравнительно больших количествах содержится в атмосферах планет-гигантов. Эмиссионная линия гелия 584 Å была обнаружена с помощью ультрафиолетового спектрометра с борта космических аппаратов, пролетавших мимо Юпитера и Сатурна.
При количественной интерпретации спектров планет могут быть использованы те же формулы, которые применялись выше при интерпретации фотометрических данных о планетах. Мы сейчас напишем выражения для интенсивности излучения внутри линии планетного спектра в некоторых простейших случаях.
Выше мы считали, что в каждом элементарном объёме атмосферы происходит рассеяние и истинное поглощение света в непрерывном спектре (обусловленное наличием в атмосфере молекул и крупных частиц). При этом коэффициент рассеяния обозначался через λα, а коэффициент истинного поглощения через (1-λ)α где λ — альбедо частицы, а α — коэффициент поглощения. Теперь допустим, что в каждом элементарном объёме, наряду с указанными процессами, происходит также истинное поглощение в спектральной линии. Рассеянием света в линии будем пренебрегать (этого, очевидно, нельзя делать для резонансной полосы). Коэффициент истинного поглощения в частоте ν внутри линии обозначим через αν.
При принятых обозначениях уравнение переноса излучения в спектральной линии записывается в виде
cos
θ
𝑑𝐼ν
𝑑𝑟
=-
(α+α
ν
)
𝐼
ν
+
ε
ν
,
(20.33)
где
ε
ν
=
λα
∫
𝐼
ν
𝑑ω
4π
+
λα
𝐹
4
exp
⎛
⎝
-
τ
ν
sec
θ₀
⎞
⎠
,
(20.34)
и τν — оптическая глубина в частоте ν, т.е.
τ
ν
=
∞
∫
𝑟
(α+α
ν
)
𝑑𝑟
.
(20.35)
В уравнении (20.34) для простоты считается, что рассеяние света является изотропным.
Вводя обозначение
𝑆
ν
=
εν
α+αν
,
(20.36)
вместо уравнений (20.33) и (20.34) получаем
cos
θ
𝑑𝐼ν
𝑑τν
=
𝐼
ν
-
𝑆
ν
,
(20.37)
𝑆
ν
=
λ
ν
∫
𝐼
ν
𝑑ω
4π
+
λ
ν
𝐹
4
exp
⎛
⎝
-
τ
ν
sec
θ₀
⎞
⎠
,
(20.38)
где
λ
ν
=
λα
α+αν
.
(20.39)
Мы видим, что уравнения (20.37) и (20.38) формально совпадают с ранее рассмотренными уравнениями (19.10) и (19.11). При этом вне спектральной линии, т.е. когда αν=0, τν=τ и λν=λ, первые из упомянутых уравнений переходят во вторые.
Рассмотрим сначала случай, когда оптическая толщина атмосферы в непрерывном спектре по порядку меньше единицы. В этом случае, на основании формулы (20.18), интенсивность излучения, выходящего из атмосферы в непрерывном спектре, равна
⎡
⎢
⎢
⎢
⎣
1-exp
⎛
⎜
⎝
-τ₀
⎧
⎪
⎩
1
+
1
⎫
⎪
⎭
⎞
⎟
⎠
𝐼(μ,μ₀)
=
λ
μ
μ₀
+
4
μ+μ₀
⎤
⎥
⎥
⎥
⎦
+𝐴
exp
⎛
⎜
⎝
-τ₀
⎧
⎪
⎩
1
+
1
⎫
⎪
⎭
⎞
⎟
⎠
𝐹μ₀
,
μ
μ₀
(20.40)
где 𝐴 — альбедо поверхности планеты. Заменяя здесь λ на λν и τ₀ на τν⁰, получаем выражение для интенсивности излучения, выходящего из атмосферы в частоте ν внутри спектральной линии:
⎡
⎢
⎢
⎢
⎣
1-exp
⎛
⎜
⎝
-τ
ν
⁰
⎧
⎪
⎩
1
+
1
⎫
⎪
⎭
⎞
⎟
⎠
𝐼
ν
(μ,μ₀)
=
λ
ν
μ
μ₀
+
4
μ+μ₀
⎤
⎥
⎥
⎥
⎦
+𝐴
exp
⎛
⎜
⎝
-τ
ν
⁰
⎧
⎪
⎩
1
+
1
⎫
⎪
⎭
⎞
⎟
⎠
𝐹μ₀
,
μ
μ₀
(20.41)
Отношение этих интенсивностей, т.е. величина
𝑟
ν
(μ,μ₀)
=
𝐼ν(μ,μ₀)
𝐼(μ,μ₀)
,
(20.42)
характеризует профиль линии поглощения на угловом расстоянии arccos μ от центра диска планеты.
Если оптическая толщина атмосферы в непрерывном спектре очень мала, то из приведённых формул следует
𝑟
ν
(μ,μ₀)
=
exp
⎛
⎝
-
⎧
⎩
τ
ν
⁰
-
τ₀
⎫
⎭
⎞
⎠
×
⎛
⎜
⎝
1
μ
+
1
μ₀
⎞
⎟
⎠
.
(20.43)
Эта формула выражает тот факт, что линия поглощения возникает при прохождении луча через атмосферу, его отражении от поверхности планеты и вторичном прохождении через атмосферу по направлению к наблюдателю. Поэтому линия имеет такую же остаточную интенсивность, как при прохождении излучения через слой газа с оптической толщиной
