金星大氣聲波傳播特性研究以及光學遙感

張瑩， 易忠， 任志鵬， 葛亞松， 彭吉龍，于錢， 劉業(yè)楠， 院小雪

1 北京衛(wèi)星環(huán)境工程研究所， 北京 100094 2 地球與行星物理重點實驗室， 中國科學院地質與地球物理研究所， 北京 100029 3 中國科學院地球科學研究院， 北京 100029 4 中國科學院大學地球與行星科學學院，北京 100049

0 引言

巖石行星的地質活動對研究行星內部結構及形成演化過程有重要作用.在太陽系中，金星與地球在大小、體積、質量、形成時間等方面都十分接近，但卻演化出了不同的氣候環(huán)境特征，其中原因還沒有明確的解釋，而地質活動的觀測研究可能是揭示其中原因的重要途徑.在地球上，已經積累了豐富的地質活動觀測數據，并且據此獲取了地球內部結構及演化特征.金星表面的地貌顯示金星上存在過地質活動，但目前對此還缺乏直接觀測證據.探測研究現階段金星活躍地質活動是否存在，對于研究金星目前所處的演化階段以及與地球的演化差異具有重要意義.

在地球上，傳統的地震研究基于地球表面地震儀的長期監(jiān)測.同時，在地球低震級地震近場區(qū)域以及高震級地震遠場區(qū)域對應的電離層高度都觀測到了地震瑞利面波所激發(fā)的波動，而在震中附近電離層，也觀測到了次聲波信號(Liu et al., 2017).這種遙感探測到的地震信號，是地震能量耦合上傳到高層大氣以及電離層高度而產生的.觀測表明，地震激發(fā)的次聲波能夠上傳到高層大氣以及電離層不同高度，可以通過地表地震儀、磁強計、電離層高頻多普勒雷達以及GPS臺網分別在地表0 km、160 km、F2層峰值高度附近探測到(Hao et al., 2012；Zhao and Hao, 2015).

金星表面高溫高壓的環(huán)境(740 K，9200 kPa)，使得傳統的表面地質觀測難以持續(xù)進行.而金星稠密的大氣(表面密度約為地球的60倍)，使得金星表面與大氣的能量耦合效率更高，地質活動激發(fā)的擾動能夠上傳更多能量，因此更容易通過遙感方式在高層大氣以及電離層中探測到，這為金星金震的監(jiān)測研究提供了途徑.

與地球地震相似，金震可能激發(fā)不同種類的大氣波動，分別是震中殼層斷裂激發(fā)的大氣重力波和聲波，以及能夠全球傳播的瑞利面波激發(fā)出的大氣聲波.重力波和聲波對于金震探測各有優(yōu)勢.聲波探測的優(yōu)勢在于分布廣、探測效率高.聲波的激發(fā)源之一，瑞利面波，能夠全球傳播，在傳播過程中可以不斷激發(fā)出聲波，因此聲波可以在全球范圍內探測到.而重力波則只能在震中附近探測到.通過聲波探測到金震的概率高于重力波.對于重力波，探測金震的優(yōu)勢在于，其上傳高度一般大于聲波，但低頻聲波也可能上傳到高層大氣以及電離層高度，因此在聲波能夠傳播的高度范圍內，可以代替重力波作為廣泛分布的金震探測示蹤目標.

金星光學遙感是金星探測的有效方式(López-Valverde et al., 2007).光學遙感中非常重要的參量就是遙感波段.當遙感波段的輻射峰值高度與被探測信號的振幅峰值高度重合時，探測效率最高.金星大氣不同高度的成分以及光化學反應不同，對應的氣輝輻射頻段不同.而金震激發(fā)的不同頻率聲波，在上傳過程中的振幅峰值高度不同.因此在光學波段篩選過程中，需要對金星大氣聲波上傳特征以及氣輝輻射特征進行研究，本工作將對這兩部分分別進行探究.

目前，國際上關于金星金震相關擾動的研究中，Petculescu(2016)研究了金星大氣中不同頻率聲波衰減系數的高度剖面，發(fā)現金星大氣對高頻聲波衰減作用更強，但研究中并沒有計算相應頻率聲波振幅的高度變化以及對應的光學探測波段. Garcia等(2005)研究發(fā)現，0.1 Hz以下的波動傳播到120 km以上時振幅放大10000倍，但他的研究中，將金星大氣看成純二氧化碳大氣，與真實大氣有偏差，并且其分析中重點關注的波段，在金星快車實際運行過程中并沒有觀測到聲波信息，可能與儀器分辨率較低或者輻射高度擾動振幅較小有關.因此，研究金星光學遙感探測的其他可能波段是必要的.

本文研究了在真實金星大氣背景條件下，聲波上傳過程中振幅的變化特性，并結合金星大氣輻射特征，篩選出可用的光學遙感波段.

1 金星背景大氣特征

金星具有異常稠密、高溫的大氣，表面密度約為地球的60倍，壓力約為地球的92倍，溫度約為740 K，主要由96.5%的二氧化碳以及3.5%的氮氣組成.

金星國際參考大氣模型(Venus International Reference Atmosphere，VIRA)是描述金星中低層大氣的經驗模型，綜合了多種實測數據，給出了金星大氣背景參量的分布.本文使用的版本中，綜合了“先鋒號”、“金星10號”、“金星12號”、“金星13號”的探測數據，給出了0～100 km高度金星大氣的溫度、壓強、密度等參量的高度剖面(Seiff et al., 1985).探測數據來自于緯度小于30°的區(qū)域，并且沒有區(qū)分日夜側.具體結果如圖1所示.

圖1 金星國際參考大氣模型給出的金星0～100 km范圍內，背景大氣溫度、壓強、密度的高度剖面Fig.1 Height profiles of background atmospheric temperature, pressure and density from 0 km to 100 km provided by the Venus International Reference Atmosphere model

由圖1a可知，金星背景大氣溫度隨高度升高而降低，在0～60 km、60～90 km范圍內，近似單調遞減，從表面的740 K降低到90 km高度的169.4 K，而在90～100 km范圍內則升高到175.4 K.金星大氣在90～100 km范圍內的熱結構與90 km以下相比出現了變化，這在金星快車的觀測中也得到證實(Limaye et al., 2017).

大氣溫度是太陽輻射的吸收、熱輻射、熱傳導幾個作用平衡得到的結果.在較低高度，大氣能量主要來自對地面長波紅外輻射的吸收，這是地面吸收太陽短波紅外輻射升溫而后發(fā)射出的波段，因此越靠近地面，輻射能量越大，溫度越高.在較高高度，大氣能量主要來自于對太陽輻射中極紫外波段的吸收，而極紫外強度隨輻射在大氣中的入射深度增加而衰減，因此溫度隨著高度增長而升高.在50～60 km附近斜率發(fā)生轉折，這可能與此高度范圍內存在云層有關，云層主要由硫酸液滴組成，對太陽輻射的吸收與背景大氣不同.另外，由于云層頂70 km附近是大氣緯向風速的峰值高度，能量輸運過程較為劇烈，因此可能影響該高度附近的能量平衡.從圖1中還可以看到，金星大氣的壓強以及中性密度隨高度升高近似指數遞減.其中大氣壓強是表示大氣壓力作用效果的物理量.

基于以上大氣背景特征，可以得到金星大氣定壓比熱、定容比熱、黏滯系數以及熱傳導系數的高度剖面(數據引自Seiff等(1985))，如圖2所示.

圖2 基于金星國際參考大氣模型得到的金星大氣定壓比熱、定容比熱、黏滯系數以及熱傳導系數的高度剖面(數據引自Seiff等(1985))Fig.2 Height profiles of Venus atmospheric specific heat at constant pressure, specific heat at constant volume,viscosity and thermal conductivity based on data provided by Venus International Reference Atmosphere model (Data from Seiff et al. (1985))

大氣是復雜的動力學系統，其結構、成分以及動力學過程會直接調制聲波的傳播.聲速是聲波傳播的重要特征.依據上文的金星大氣背景特征，可以由(1)式計算得到金星大氣聲速的高度剖面.

(1)

其中γ為定壓比熱與定容比熱的比值，k為玻爾茲曼常數，T為絕對溫度，m為混合氣體平均分子的實際質量.計算結果如圖3.

圖3 金星大氣聲速的高度剖面Fig.3 Height profile of Venus atmospheric acoustic velocity

由圖3可知，金星大氣聲速的高度變化與溫度的高度變化趨勢較為一致.在0～90 km高度范圍內，聲速隨高度升高近似單調遞減，在50～60 km高度附近斜率發(fā)生變化，而90～100 km高度則出現了隨高度遞增的趨勢，這可能與該高度范圍內熱結構的變化有關.

金星大氣作為波動的傳播介質，其特征的變化能夠對其中傳播的波動起到調制作用.下面具體研究金星大氣中聲波的上傳特征.

2 聲波上傳特征

我們將可能存在的金星金震類比地球地震.地震發(fā)生時，震源激發(fā)的瑞利面波沿固體地球表面向四周傳播，在傳播過程中與大氣相互作用激發(fā)大氣聲波，而后近似垂直向上傳播，將地震的能量和信息通過波動形式傳播到高層大氣以及電離層.那么在金星上，金震也可能激發(fā)類似的波動，這些波動既是金震產生的結果，也可以作為金震監(jiān)測的示蹤目標.要監(jiān)測這些波動目標，首先需要研究其在金星大氣中的上傳特征，尤其是振幅的變化.

大氣的密度分布會影響聲波振幅.在重力作用下，大氣近似水平分層，密度隨高度的變化可以用標高來度量.標高定義為密度減小到參考位置值的1/e時，垂直升高的距離，計算公式為

(2)

其中m為金星大氣平均分子質量，g為重力加速度.

圖4 金星大氣標高的高度剖面Fig.4 Height profile of Venus atmospheric scale height

計算得到的金星大氣標高隨高度的變化如圖4所示.由圖4可知，金星大氣標高與背景溫度的變化較為一致.金星大氣中性密度按照標高呈e指數衰減，而波動振幅的變化與中性密度有關，因此也受標高變化的調制.

由Stokes-Kirchhoff理論(Beyer and Letcher, 1969)可知，在牛頓流體黏滯性以及熱傳導的作用下，平面波振幅隨著距離指數衰減，衰減系數為

α=αμ+ακ,(3)

(4)

(5)

其中，αμ為黏滯作用衰減系數，ακ為熱傳導作用衰減系數，μ為氣體黏滯系數，κ為熱傳導系數，ω為角頻率，ρ為密度，γ為比熱比，Cp為定容比熱.

結合上文中給出的金星大氣背景特征參量，可計算得到聲波在金星大氣中衰減系數的高度剖面.計算結果如圖5.

圖5 0.1 Hz、1 Hz、10 Hz、20 Hz、100 Hz、1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz聲波在金星大氣中衰減系數的高度剖面Fig.5 Attenuation coefficient height profile of 0.1 Hz, 1 Hz, 10 Hz, 20 Hz, 100 Hz, 1000 Hz, 10000 Hz and 100000 Hz acoustic waves in the Venus atmosphere

圖5給出了金星大氣中不同頻率聲波衰減系數的高度剖面.從圖中可以看出，不同頻率聲波衰減系數的高度變化趨勢基本一致，都是隨著高度升高，大氣對聲波的衰減程度增強.對于特定頻率的聲波，表面與100 km高度處的衰減系數值相差6個數量級左右.對于不同頻率的聲波，頻率更高的聲波衰減系數值更大.

我們將大氣密度分布導致的振幅放大用增長因子β表示，而大氣的黏滯性以及熱傳導作用導致的振幅減小用衰減因子α表示.當兩種作用同時存在時，聲波振幅隨高度的變化可以表示為

(6)

其中A0為初始位置振幅.

波動能量與密度以及振幅的平方成正比，假設金星表面大氣密度以及波動振幅分別為ρ0、A0，金星表面的波動能量為

(7)

金星表面z高度的大氣密度以及波動振幅分別為ρz、Az，當不考慮衰減時，能流密度守恒，z高度的波動能量為

(8)

當考慮衰減時，上傳到z高度后的波動能量為

(9)

由式(6)—(9)可以計算出，不同頻率的聲波上傳到z高度時波動的能流密度與金星表面波動的初始能流密度的比值為

(10)

圖6 聲波能流密度與金星表面初始能流密度的比值隨高度和頻率的變化Fig.6 Variation of the ratio of acoustic energy flux density to the initial energy flux density on the Venus surface with height and frequency

計算結果如圖6所示.圖6給出了不同頻率的聲波在上傳過程中，經過大氣衰減后，能流密度與金星表面該波動初始能流密度的比值.從圖中可以看到，高頻聲波上傳過程中，能量衰減更迅速，而低頻聲波，尤其是1 Hz以下的聲波，能量衰減較弱，能夠上傳到100 km高度.

在聲波上傳過程中，沒有能量注入，只有能量衰減.因此在大氣中傳播一定高度之后,聲波的能量必然小于金星表面初始聲波能量.而光學遙感探測，能夠在較高高度得到比金星表面更優(yōu)的探測結果，主要與波動振幅隨高度的變化有關.

波動在上傳過程中，可以通過大氣動力學、電動力學等過程，引起中性或電離成分密度的漲落，從而引起對應成分光學輻射強度的擾動，因此可以通過光學遙感方式探測到.光學遙感探測的有效性主要包括兩方面：能否探測到某輻射波段，以及能否通過某波段探測到波動特征.前者取決于大氣輻射成分的含量，與背景大氣特征有關.而后者則與波動引起的輻射成分密度漲落有關.密度的漲落是單位時間單位體積內粒子數量的變化，主要與粒子的振幅(速度擾動)有關.振幅大，則單位時間單位體積內粒子的通量大，因此密度漲落大，引起的輻射強度擾動大，更容易通過光學遙感探測到.因此在光學遙感探測中，探測目標的振幅具有重要參考意義.下面對不同頻率聲波的振幅隨高度的變化進行計算.

假設在金星表面存在振幅為單位1的擾動，那么在增長和衰減效應的共同作用下，可以計算得到聲波上傳過程中振幅隨高度的變化.

從圖7a中可以看到，0.1 Hz、1 Hz、10 Hz聲波的振幅隨高度的變化趨勢較為一致，三者均能夠上傳到80 km以上高度，且在80 km以上振幅產生了顯著放大.圖中0.1 Hz、1 Hz兩條剖面十分接近，較難分辨，因此在圖7b中給出了兩個頻率對應曲線的局部放大圖，可以看到在相同高度，頻率為1 Hz的波動振幅略小于0.1 Hz.而圖7a顯示10 Hz聲波的振幅在三者中最小.由此可知，大氣對高頻聲波的衰減要強于低頻聲波.在地球大氣中，高頻次聲波的衰減程度也更強，觀測表明，地震激發(fā)的周期小于10 s的大氣次聲波，在F2層(200 km)以下產生衰減，從而導致不能夠通過遙感方式可靠的探測到該信號(Chum et al., 2016).

對于20 Hz以及100 Hz的聲波，由圖8可知，在80 km以下振幅變化趨勢與圖7中低頻聲波變化一致，都是隨著高度升高，振幅增大.在80 km以上，對于20 Hz頻率的聲波，80～90 km振幅放大，而90～100 km振幅減小了1.7%，振幅峰值出現在90 km附近.對于100 Hz頻率的聲波，振幅在80 km以上單調減小，到100 km近似衰減為0，峰值在80 km.而在90 km處可以明顯看到，20 Hz聲波振幅大于100 Hz.在地球上，觀測和模擬顯示，聲波振幅的高度剖面也有類似的變化趨勢.地震瑞利面波激發(fā)的聲波能夠引起中性風場擾動，對于20 mHz頻率的次聲波，當地表處的垂直速度擾動為0.4 mm·s-1時，傳播到280 km高度處，速度擾動達到峰值，約為120 m·s-1.在峰值高度以上，由于大氣黏性導致速度擾動的顯著衰減，并且衰減強度與頻率有關，對高頻的衰減強于低頻.通過模型計算可以得到，該中性風場擾動引起的電子密度擾動，峰值出現在290 km，擾動強度為1.7×1010個/m3(Rolland et al., 2011).

圖7 (a) 初始振幅為1時，考慮黏滯以及熱傳導的衰減作用，0.1 Hz、1 Hz、10 Hz頻率聲波的振幅隨高度的變化; (b) 圖(a)中0.1 Hz、1 Hz聲波振幅隨高度變化曲線的局部放大圖Fig.7 (a) Amplitude height profile of 0.1 Hz, 1 Hz, and 10 Hz acoustic waves calculated under the consideration of viscosity and thermal conductivity attenuation effect and the assumption of initial amplitude of 1. (b) Partially enlarged view of amplitude height profile of 0.1 Hz, 1 Hz in (a)

聲波振幅隨高度的變化，與增長因子、衰減因子的相對大小有關.大氣對聲波的衰減具有累積效應：當積分衰減效應小于增長效應，則波動振幅在該高度增大；當積分衰減效應大于增長效應，則波動振幅在該高度減小；在振幅峰值高度處，大氣對聲波的積分衰減效應等于增長效應.由于聲波振幅的增長效應與頻率無關，而衰減效應與頻率有關，因此不同頻率的振幅峰值高度不同.

圖9中給出了1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz頻率聲波的振幅隨高度的變化.從圖9a中可以看到，對于1000 Hz頻率的聲波，振幅的峰值高度出現在60 km附近，在80 km高度及以上，振幅近似衰減為0.從圖9b中可以看到，10000 Hz頻率聲波的振幅峰值出現在10 km附近，在40 km以上振幅近似衰減為0.而對于100000 Hz的聲波，則很難上傳到5 km以上高度.1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz頻率聲波的振幅比圖7、圖8中聲波的振幅峰值低2～3個量級.

綜合圖7、8、9中結果，金星大氣對高頻聲波的衰減強于低頻聲波.由振幅的高度剖面可知，高頻聲波在上傳過程中，振幅快速衰減，能夠上傳的高度有限，且振幅沒有顯著放大.而低頻聲波能夠上傳到較高高度，振幅出現顯著放大，振幅的峰值在90 km附近及以上.因此，為了有效探測波動特征，所選取光學波段的峰值輻射高度應該在90 km附近或以上.

圖8 初始振幅為1時，考慮黏滯以及熱傳導的衰減作用，20 Hz、100 Hz頻率聲波振幅隨高度的變化Fig.8 Amplitude height profile of 20 Hz and 100 Hz acoustic waves calculated under the consideration of viscosity and thermal conductivity attenuation effect and the assumption of initial amplitude of 1

圖9 初始振幅為1時，考慮黏滯以及熱傳導的衰減作用，1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz頻率聲波的振幅隨高度的變化Fig.9 Amplitude height profiles of 1000 Hz, 10000 Hz and 100000 Hz acoustic waves calculated under the consideration of viscosity and thermal conductivity attenuation effect and the assumption of initial amplitude of 1

3 光學遙感波段選擇

光學遙感是探測金星大氣的有效方式.由于波動既具有時間變化特征，又具有空間分布特征，因此通過二維氣輝成像的方式對波動進行探測研究具有顯著優(yōu)勢.首先，其觀測覆蓋面積大，因此單個儀器的觀測效率高.其次，能夠獲取就位、臨邊等其他方式不能得到的波長、傳播方向、覆蓋范圍等波動特征.

由上文的分析可知，探測金星表面上傳聲波所選取的波段，對應的輻射層高度應該在90 km附近或以上.根據以往的金星觀測研究，我們篩選了輻射高度在90 km附近及以上的波段，列入表1中，并對重點波段進行詳細分析.

目前已有一些觀測結果顯示了金星大氣中的波動特征.在先鋒號軌道繞行器下降過程中，其上搭載的質譜儀觀測到了He、N、O、N2、CO2等成分夜間密度的波狀擾動.觀測結果與模擬結果對比顯示，該波動是上傳到低熱層的重力波引起的(Kasprzak et al., 1993). 麥哲倫掩星探測得到的溫度剖面的小尺度擾動也與重力波有關(Hinson and Jenkins, 1995；Tellmann et al., 2009).

另外，金星快車上搭載的光學儀器也探測到了金星大氣的波動特征.其中，成像光譜儀觀測到白天高云層380 nm以及夜間低云層1.74 μm，波長為60～150 km的擾動.光學監(jiān)測相機觀測到了金星云層頂附近(62～70 km)，波長范圍3～21 km的重力波擾動，主要在高緯地區(qū)大陸尺度的高原附近出現(Piccialli et al., 2014). 而紅外譜段觀測到的低云層擾動，其出現的位置與緯度、地方時、表面地形、風場都沒有相關性(Peralta et al., 2008). 可見光紅外成像光譜儀4.3 μm波段的觀測結果顯示，存在波長為90～400 km、幅度均方根為0.5%的擾動特征，從相速度判斷該擾動不是由聲波引起，而是由重力波引起(Garcia et al., 2009).

表1 90 km附近及以上的金星光學輻射波段Table 1 Venus optical remote sensing spectrum above and near 90 km

以上光學觀測對應的輻射高度主要位于金星中低層大氣，尤其是云層高度附近，且觀測到的擾動均為上傳的重力波引起.而地球地震的遙感探測顯示，高層大氣以及電離層高度存在地震瑞利面波激發(fā)的聲波特征. 2011年3月11日 05∶46 UT，日本本州東海岸發(fā)生了9級地震，在震后4 h內，電離層多普勒頻移的觀測顯示，有三次由瑞利面波到達引起的電離層波動特征(Hao et al., 2012).Gorkha大地震后，GPS臺網觀測到了重力波、聲波以及瑞利波激發(fā)的電離層擾動(Liu et al., 2017).目前，在金星高層大氣以及電離層遙感探測中還沒有聲波的觀測結果，原因可能有兩個，其一是觀測儀器的精度不夠高，其二是觀測波段對應的輻射高度較低，波動振幅在相應高度上放大不顯著.因此通過表1中列出的輻射高度更高的波段則有可能觀測到聲波波動.在篩選探測波段時，需要考慮的影響氣輝成像觀測以及反演效果的因素，例如氣輝輻射強度、背景輻射強度以及氣輝輻射層高度等，都已列于表1中，便于對比分析.

表1中輻射高度在90 km以上的光學探測波段覆蓋了紫外、可見光、紅外范圍.紅外波段探測的優(yōu)勢是輻射強度大，缺點是輻射高度相對較低，波動振幅放大可能不顯著，另外還有可能存在背景輻射的污染.紫外輻射的特點則與紅外波段相反，缺點是輻射強度較弱，而優(yōu)點是輻射高度相對更高，波動振幅放大更顯著，由于大氣對紫外波段的強吸收，因此背景也較為干凈.下面具體分析不同波段的輻射特征.

金星夜側氣輝主要來自日側輸運到夜側的輕粒子成分.金星日側和夜側的密度以及溫度差異，使得粒子產生了日側向夜側的輸運，主要包括H，H2，O，N，He等.金星夜側氣輝覆蓋紫外到近紅外譜段(García Muoz et al., 2009). 其中強度最大的是1.27 μm(a(0)-X(0))的O2氣輝，其輻射強度可達兆瑞利(Crisp et al., 1996；Bougher et al., 2006). 可以在地面觀測到，輻射高度約為95～110 km，輻射強度的起伏反應了氧原子含量的起伏.同時，1.27 μm輻射也存在于日側.

H以及D原子的Lyman-alpha(121 nm)紫外波段輻射也同時存在于金星日側以及夜側，輻射高度范圍100～8000 km，夜側輻射強度約為幾千瑞利(Chaufray et al., 2015). 日側通過光度計測量的輻射強度可以得到中性H原子的高度剖面，而在夜側，H原子由日側多次散射的太陽光激發(fā)，因此當視線路徑完全在夜側且觀測方向朝向地球時，只能得到積分H原子的含量.

另外，輸運到夜側的H、N、O等原子還會輻射出紫外到紅外波段的頻譜.其中H原子通過Bates-Nicolet機制與臭氧相互作用，產生紅外波段輻射，OH(2～0)以及(1～0)兩個過程對應的輻射波段分別為1.40～1.49 μm以及2.60～3.14 μm，輻射高度在95 km附近，90～100 km高度范圍的臨邊積分強度約為800 kR(1 kR=109photons·cm-2·s-1)(Piccioni et al., 2008). N、O原子能夠通過復合產生紫外和可見光波段輻射.當NO以激發(fā)態(tài)C2π形成時，輻射波段為NO的γ以及δ帶，即190～300 nm(Krasnopolsky, 2006). 夜側氧原子復合成氧氣的c-X躍遷產生Herzberg II輻射，對應的輻射波段為400～800 nm(Bougher et al., 2006). 輻射強度約為千瑞利量級(García Muoz et al., 2009). 其輻射強度的起伏反應了氧氣分子含量的起伏(Garcia et al., 2009). 由于該輻射在夜側產生，因此觀測過程中不需要考慮來自太陽的輻射背景.

在日側，由于金星大氣主要成分為CO2，部分CO2光離解產生氧原子和CO分子，金星大氣90 km以上的白天輻射主要為原子氧的紫外波段和CO、CO2分子的近紅外波段.

其中原子氧紫外輻射主要包括83.4 nm、130.4 nm、135.6 nm三個波段，輻射高度都為130～250 km，是由太陽光子作用于氧原子產生，輻射強度與氧原子含量有關(Bougher et al., 2006). 135.6 nm波段是光學薄的，其輻射強度正比于氧原子含量，然而130.4 nm波段輻射是光學厚的，其強度不是一直正比于氧原子含量，但其輻射強度的變化可以反應氧原子含量的變化.鑒于我們的觀測目標是波動特征，即輻射強度的相對變化，因此兩個波段都可以應用于探測.另外，三個波段輻射強度的10 min平均值數據表明，83.4 nm、130.4 nm以及135.6 nm對應的輻射強度分別為0.33 kR、5.1 kR以及1.3 kR (Masunaga et al., 2015). 從輻射強度來看，130.4 nm 是更優(yōu)觀測波段.

另外，金星日側90 km以上的紅外輻射，主要是由大氣中的CO、CO2分子，在太陽熒光散射作用下產生的，包括一氧化碳4.75 μm以及二氧化碳4.3 μm、10.423 μm非局地熱平衡輻射，輻射強度大，是監(jiān)測金星大氣波動的可選波段，但同時輻射背景也較強.下面結合氣輝輻射強度、背景輻射強度、輻射層高度等因素，對以上日側紫外到可見光波段的輻射進行對比分析.

對于紫外波段，從輻射背景強度來看，大氣對紫外輻射有較強的吸收，因此紫外觀測不需要考慮背景輻射的干擾.從輻射強度來看，121 nm、130.4 nm波段的強度大于83.4 nm、135.6 nm.然而121 nm波段的峰值輻射高度在2000 km左右，且輻射高度范圍從100 km到8000 km，覆蓋了逃逸層，目前還不明確聲波能否上傳到這樣的高度.另外逃逸層的變化受太陽風等因素影響，可能會使天底觀測獲取的信息較為復雜，增加了反演的難度，因此130.4 nm波段是更優(yōu)的紫外觀測波段.對于可見光波段400～800 nm的輻射，由于該波段是夜間觀測波段，因此不需要考慮來自太陽的背景輻射污染.其輻射強度與130.4 nm波段量級相同，但輻射層高度比130.4 nm波段略低，因此不具備觀測優(yōu)勢.

對于紅外波段，由于金星表面及大氣溫度極高，且云層反射率大，因此紅外背景輻射較強，在篩選過程中背景輻射的污染是需要重點考慮的因素.

金星大氣的紅外背景輻射主要包括云層頂對太陽光的反射、云層頂連續(xù)紅外譜熱輻射以及云層下方和金星表面的大氣窗口短波紅外輻射(Titov et al., 2007)，如圖10所示.云層頂反射的太陽光覆蓋紫外、可見光、紅外波段(0.2～4 μm).云層頂溫度約為240 K左右，輻射出波長4～50 μm的長波紅外(Titov et al., 2007). 而金星表面具有740 K的高溫，能量主要以1～5 μm的短波紅外形式輻射到大氣中(Titov et al., 2007). 金星的硫酸云層對長波紅外輻射幾乎是不透明的，因此在空間中只能觀測到來自云層下方的大氣窗口短波紅外輻射.圖10給出了不同來源的紅外背景輻射的頻率以及強度.其中虛線表示云層反射太陽光的分量，覆蓋范圍從近紫外到遠紅外；點線表示云層頂及中層大氣的熱輻射，覆蓋范圍主要是中紅外以及遠紅外；實線表示表面及低層大氣紅外窗口熱輻射波段，主要覆蓋近紅外波段.

圖10 金星大氣背景輻射光譜概覽.其中包括反射太陽光分量(虛線)、云層頂及中層大氣的熱輻射(點線)、表面及低層大氣紅外窗口熱輻射(實線)(Titov et al., 2007)Fig.10 Overview of the atmospheric background radiation spectrum of Venus. Including reflected sunlight component (dashed line), thermal radiation from the top of the cloud and middle atmosphere (dotted line), and infrared window thermal radiation from surface and lower atmosphere (solid line)(Titov et al., 2007)

對于特定紅外波段，背景輻射的強度為各來源的疊加值.由圖10可知，白天紅外背景輻射是云層反射分量、云層頂熱輻射以及云層下方和金星表面的紅外輻射之和，其中強度最大的是云層反射分量，輻射強度峰值位于500 nm附近，隨著波長增大，強度逐漸減小，到4 μm附近強度下降為峰值強度的0.01%.而云層頂連續(xù)紅外譜熱輻射的峰值強度位于10.3 μm附近，隨著波長的減小，輻射強度降低，到5 μm附近與云層反射分量強度近似相等，而在4.3 μm附近出現輻射極小值，使得總背景輻射強度最低.再從氣輝輻射強度來看，1.27 μm、4.3 μm、4.7 μm的輻射強度平均要比10.423 μm大十個量級左右.進一步對比三個輻射強度較大的波段，4.3 μm的輻射強度最大，而背景輻射最弱，因此是最優(yōu)的白天觀測譜段.在夜間，可選紅外波段包括1.27 μm以及1.40～1.49 μm、2.6～3.14 μm波段.從背景輻射強度來看，夜間云層反射太陽光的分量消失，1.27 μm比1.40～1.49 μm、2.6～3.14 μm波段的背景輻射強度高約一個量級.而從輻射強度來看，1.27 μm輻射強度比后者高七個量級左右(Ohtsuki et al., 2008；Piccioni et al., 2008).因此在夜間1.27 μm是較為合適的觀測譜段.值得注意的是，4.3 μm波段位于二氧化碳的強烈吸收譜段，而1.27 μm是大氣窗口波段，考慮大氣的吸收，4.3 μm波段具有更為干凈的背景.但由于1.27 μm波段具有很高的輻射強度，因此也可作為備選波段，但在使用相關數據時，一般需要通過模型模擬出該波段的背景輻射強度，進而從觀測中剔除背景.

綜合以上分析可知，金星光學遙感探測在白天的可選波段為130.4 nm紫外波段以及4.3 μm紅外波段.在夜間的可選波段為1.27 μm紅外波段.

4 結論

本文基于真實金星大氣背景參量，計算了金星大氣對聲波振幅的增長以及衰減效應，得到不同頻率聲波振幅的高度剖面，根據振幅的高度分布，并結合金星大氣不同波段光學輻射特征，篩選出光學遙感探測的可用波段.主要結論如下：

(1)金星大氣對高頻聲波的衰減強于低頻聲波.對不同頻率聲波衰減趨勢一致，都隨高度升高衰減增強；對于特定頻率的聲波，表面與100 km高度處的衰減系數值相差6個數量級左右.

(2)通過計算大氣密度分布、大氣黏滯性和大氣熱傳導效應導致的聲波振幅變化，得到了不同頻率聲波振幅的高度剖面.由振幅的高度分布可知，低頻聲波能夠上傳到較高高度，且輻射強度峰值出現在90 km附近或以上，因此選取的光學遙感波段對應的峰值輻射高度應該在90 km附近或以上.

(3)綜合考慮氣輝輻射強度、背景輻射污染以及輻射層高度等因素，金星光學遙感探測在白天的可選波段為130.4 nm紫外波段以及4.3 μm紅外波段.在夜間的可選波段為1.27 μm紅外波段.