СТЕКТРОСКОПИЯ АТОМОВ И МОЛЕКУЛ
539.194
СПИСОК ЛИНИЙ H216O ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ АТМОСФЕР
ВЕНЕРЫ И МАРСА
© 2015 г. Н. Н. Лаврентьева*, **, Б. А. Воронин*, ***, А. А. Федорова****, ***** * Институт оптики атмосферы им. В.Е. Зуева Сибирского отделения РАН, 634021 Томск, Россия ** Национальный исследовательский Томский государственный университет, 634050 Томск, Россия *** Томский университет систем управления и радиоэлектроники, 634050 Томск, Россия **** Институт космических исследований РАН, Москва, Россия ***** Московский физико-технический институт, 141700Долгопрудный, Московская обл., Россия E-mail: lnn@iao.ru, vba@iao.ru, fedorova@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 08.05.2014 г.
Важным дистанционным методом измерения содержания H216O в атмосферах планет является ИК спектроскопия, где в качестве исходной спектроскопической информации используются базы данных HITRAN, GEISA и др., адаптированные для исследования в атмосфере Земли. В отличие от Земли атмосферы Марса и Венеры состоят в основном из углекислого газа, содержание CO2 около 95%. В настоящей работе представлен список линий H216O, основанный на списке линий BT2 (Barber, et al., MNRAS, 2006). К списку линий BT2, содержащему информацию о центрах, интенсивно-стях и квантовой идентификации, добавлены параметры контура линий: самоуширение, уширение углекислым газом и коэффициент температурной зависимости для 296 K в диапазоне 0.001— 30000 см-1. Из BT2 были отобраны переходы с интенсивностью 10-30, 10-32, 10-35 см/молекулу общим числом 323310, 753529 и 2011072 переходов соответственно.
DOI: 10.7868/S0030403415010171
ОПТИКА И СПЕКТРОСКОПИЯ, 2015, том 118, № 1, с. 13-20
УДК
ВВЕДЕНИЕ
Одной из важных задач в исследовании атмосфер планет земной группы является измерение содержания и распределения водяного пара. В отличие от Земли атмосферы Марса и Венеры состоят из углекислого газа CO2 (95.3% и 96.5% соответственно). Водяной цикл является одним из основных климатических циклов Марса. Н2О активно переносится между полушариями, и его содержание меняется от менее 1 до 100 осаж.мкм в период лета в северном полушарии. В атмосфере Венеры относительное содержание водяного пара меняется от 30 ppm у поверхности до 1—3 ppm в мезосфере. Водяной пар является важным химическим элементом, участвующим в формировании мощного облачного слоя Венеры, состоящего из серной кислоты. Традиционно в работах по исследованию атмосфер планет использовались постоянные коэффициенты для расчета ушире-ния линий в углекислой атмосфере. Они определялись относительно уширения воздухом путем введения постоянного множителя, который варьировал от 1.3 до 1.7 в различных работах [1—5]. Значения коэффициентов базировались на работах [6, 7]. В некоторых исследованиях принималось переменное уширение в зависимости от определенного перехода [8—10], на базе [6, 11], Tipping R.H. и Freedman R. — частное сообщение,
см. [12]. Между тем неопределенность коэффициента уширения может дать систематическую ошибку в определении содержания воды. Например, при восстановлении интегрального содержания водяного пара в атмосфере Марса по полосе 20—40 мкм в [2] оценили ошибку как ±25% при изменении коэффициента в пределах 1.2—1.8 при среднем 1.5. В [4] оценили ошибку ~5% при измерениях в полосе 1.38 мкм Н20 в ближнем ИК диапазоне.
В настоящее время быстро развивается приборная база для исследования атмосфер планет методами спектроскопии высокого разрешения. С 2006 г. прибор СУАР на КА Венера-Экспресс проводит измерения водяного пара по полосе 2.6 мкм с разрешением 20000 (рекордным для орбитальных измерений у другой планеты) [13, 14]. Проводятся наземные измерения поглощения водяного пара в атмосферах Марса и Венеры с высоким разрешением [15, 16]. Готовятся эксперименты для орбитального аппарата Экзомарс-2016 [17, 18], одной из задач которых будет измерение вертикального и пространственного распределения водяного пара и изотопного отношения Н20/НЭ0 в атмосфере Марса. При проведении этих исследований требуется точная спектроскопическая информация по уширению водяного пара в углекислых атмосферах.
Интенсивность, см/молекулу 1E-18
5000 10000 15000 20000 25000 30000 2500 7500 12500 17500 22500 27500
Частота, см-1 Рис. 1. Общий вид списка линий BT2.
РАСЧЕТ СПЕКТРА Н20-С02
Среди существующих спектроскопических баз данных, содержащих Н20, список линий ВТ2 [19] был рекомендован для использования при моделировании поглощения Н20 в нижней атмосфере Венеры как наиболее полный и лучше соответствующий наблюдениям ночных "окон прозрачности" атмосферы Венеры [20].
ВТ2 получен на основе метода дискретных координат ВУЯЗО [21], он доступен через интернет (http://www.exomol.com) и содержит данные для более чем 500000000 переходов в диапазоне до 30000 см-1.
Однако для его полного использования необходимы достаточно мощные вычислительные средства. Число уровней энергии, представленных в ВТ2, составляет 221096 (для / от 0 до 50). Для каждого уровня энергии приводится значение уровня энергии, порядковый номер, номер в подматрице, симметрия, значение углового момента / и колебательно-вращательный лайб-линг — у1, у2, у3, /, Ка, Кс, если же значение квантового числа неизвестно, используется маркировка "—2".
Для расчета и/или оценки параметров контура линий знание колебательно-вращательного лай-блинга принципиально. Если же параметры контура оцениваются только с использованием их вращательной зависимости, то необходимо знание /, Ка, Кс нижнего и верхнего уровней.
В списке линий ВТ2 для более чем 70% уровней энергии отсутствует полный набор квантовых чисел в нормальных модах: vb v2, v3, Ka, Kc. В нашем случае при отсечках по интенсивности 10-30, 10-32, 10-35 полного набора квантовых чисел нет для 35, 50 и 62% переходов соответственно.
Общий вид списка линий BT2 с отсечкой по интенсивности 10-30 см/молекулу представлен на рис. 1.
Для расчетов использовался полуэмпирический метод, основанный на ударной теории уши-рения и модифицированный введением дополнительных параметров, получаемых с привлечением эмпирических данных. Параметры модели определяются подгонкой коэффициентов ушире-ния и сдвига к экспериментальным значениям. В расчетах параметров контура линий был использован новый подход, разработанный совместно с коллегами из Университетского колледжа Лондона (University College London), в котором внутримолекулярные эффекты учитываются на основе точных волновых функций и уровней энергии, получаемых из вариационных расчетов. Этот подход учитывает вклады всех каналов рассеяния, индуцируемых столкновениями молекул, и, кроме того, позволяет рассчитывать параметры контура линий воды вплоть до предела диссоциации молекулы.
Для наших расчетов необходимы матричные элементы дипольного момента вызываемых столкновениями переходов, которые рассчитываются с использованием поверхности дипольно-
0
го момента. Лучшей является полученная из ab initio расчетов поверхность Партриджа—Швенке. Коэффициенты уширения и сдвига спектральных линий молекулы воды давлением различных атмосферных газов рассчитывались согласно полуэмпирическому методу, подобно подходу Андерсона, содержащему процедуру прерывания. Этот метод работает в рамках приближений ударной теории. Общие допущения в этом случае таковы: столкновения — бинарные, продолжительность столкновений меньше, чем время между столкновениями, и поступательное движение частиц описывается приближением классических траекторий, интерференция линий не учитывается.
Полуэмпирический метод в сочетании с методом эффективных гамильтонианов применялся нами ранее для вычислений параметров контура линий и коэффициентов их температурной зависимости для сталкивающихся молекул H2O—N2, H2O-O2, H2O-H2O.
Здесь полуэмпирический метод дополнен использованием точных вариационных волновых функций, полученных из глобальных вариационных расчетов. Их использование не только позволяет улучшить расчеты параметров контура, но и расширяет область применения метода вплоть до уровня диссоциации молекулы.
Слабое место применяемой в работе методики — использование процедуры прерывания, подобной той, что используется в методе Андерсона. Это приближение применимо для молекул, характеризующихся сильными взаимодействиями, когда радиус наибольшего сближения молекул меньше параметра прерывания, т.е. rc < b0 , где rc — радиус наибольшего сближения, b0 — радиус прерывания. У молекулы углекислого газа нет ди-польного момента, но есть достаточно большой квадрупольный момент, так что rc > b0 для большинства переходов сталкивающейся системы Н^-СО2. Влияние короткодействующих сил мало в этом случае и учитывается поправочным фактором.
Для расчетов вкладов различных каналов рассеяния, соответствующих столкновительным переходам, мы использовали вероятности переходов D2(ii\l) и D2(f '|D, восстановленные из коэффициентов Эйнштейна А в списке линий BT2. Было необходимо выбрать коэффициенты Эйнштейна А из 500 миллионов значений, представленных в полном ВТ2-списке. При вычислении параметров уширения и сдвига линий мы учитывали каналы рассеяния, индуцированные столкновениями и допустимые по симметрии. В настоящем подходе их много больше, чем при использовании стандартного гамильтониана Уотсона. Наши расчеты показали, что можно пренебречь вкладами каналов рассеяния с ю(Т > 700 см-1 и Ka — Ka > 3.
Общее выражение для полуширины представляется следующим образом:
( \2
v
vv С J
Yif = Re ^ ^dvv^dbb
int
D2 (ffi\hh )).
f (b,v, D2 ((i \I1I2)
(1)
Здесь интеграл V есть усреднение по столкновениям и / — некоторая функция, содержащая величины Б (Ь, V, i, i'\1112), связанные с каналом рассеяния i ^ i', которые зависят только от молекулярных постоянных поглощающей молекулы; Ь — начальная скорость столкновения, V — прицельное расстояние. Подынтегральное выражение в (1) разлагаем в ряд и получаем:
(2)
у;У = А + X Б1 (а IV 2 )РЧ2 к.) +
+ X Б 2 (//'\Ч 2 )Р ь К') +
да
А = -XР(2) (V, 2),
2 0
Ь0(у, 2) — параметр прерывания.
Функции эффективности каналов можно представить в виде
РЦг И = Р,АТС (®) [1 + «1® + «2® + ■■■], (3)
а выражение в квадратных скобках в правой ч
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.