Кратко — предлагаю гибридную подходящую модель и набор наблюдений для её проверки.
Модель атмосферы
- Базовая структура: 1D вертикальная (радиативно-конвективная) стратосфера с двумя ступенями облаков/хазов + опция 3D/пэчки для неоднородности:
- газовый профиль $T(P)$, состав (H${}_2$–He + молекулы: H${}_2$O, CH${}_4$, CO, CO${}_2$, Na/K и т.д.);
- верхний тонкий «хэйз» (малая частица), нижний толстый облачный слой (крупные частицы), каждый описан параметрами: $P_{\mathrm{top}},P_{\mathrm{base}},{\tau }_c(\lambda ),r_{\mathrm{eff}},{\sigma }_r$ (средний радиус и ширина распределения);
- микрофизика/седиментация через параметр $f_{\mathrm{sed}}$ (Ackerman & Marley) или численный модуль конденсации.
- Лучевая передача: учитывая рассеяние/поглощение — оптическая толщина
$$\tau (\lambda )=\int \kappa (\lambda ,P)\rho dz,$$ однократное рассеяние описывается односкатной альбедой ${\omega }_0={\sigma }_s/({\sigma }_s+{\sigma }_a)$ и асимметричным параметром $g=⟨\cos \theta ⟩$.
- Неоднородность/пэчки: вводится доля покрова $f_c(\varphi ,\theta )$ или двухзонная модель (дни/терминатор/ночь) для фазовых/временных кривых.
- Расчёт рассеяния частиц: Mie или T‑matrix; размерная характеристика через параметр
$$x=\frac{2\pi a}{\lambda }.$$
Какие наблюдения и зачем (приоритеты)
1. Широкий диапазон длин волн (обязателен)
- Ультрафиолет–видимый: $0.2\text{–}0.4\mu \text{m}$ и $0.4\text{–}0.8\mu \text{m}$ — чувствителен к Rayleigh/мелким хэйзам, фотохимии и сильным наклонам спектра.
- НБК/ближнее ИК: $0.8\text{–}5\mu \text{m}$ — поглощения H${}_2$O, CH${}_4$, CO; оценка глубины линий (затенение облаками).
- Среднее ИК: $5\text{–}20\mu \text{m}$ — термическое излучение, окна для определения глубины облаков и их температуры.
- Дальний ИК/миллиметровые: по возможности до $100\mu \text{m}$ — эмиссия крупных частиц/низкочастотные оптические свойства.
(Разрешение: низкое/среднее $R\sim 10^2\text{–}10^3$ для континуума и retrieval, высокое $R\sim 10^5$ для HRS — молекулы и ветры.)
2. Поляризация (в видимой/синей):
- Фазовые поляризационные кривые (степень линейной поляризации $P=(I_{\perp }-I_{\parallel })/(I_{\perp }+I_{\parallel })$) в $0.4\text{–}0.8\mu \text{m}$ и $0.3\text{–}0.5\mu \text{m}$.
- Чувствительность до $\sim 10^{-5}\text{–}10^{-4}$ позволит отличить малые частицы (высокая поляризация, сильная длинохвильная зависимость) от больших (низкая поляризация, почти серая).
- Поляризация даёт ограничения на $r_{\mathrm{eff}}$, ${\omega }_0(\lambda )$ и $g$.
3. Временные наблюдения / фазовые кривые / повторы
- Полный фазовый цикл (включая вторичное затмение) — картирование дней/ночи, контраст облаков по долготе.
- Ротационная модуляция (несколько циклов) — выявление пэчей, характер времени варьирования и динамики.
- Каденс — достаточно для покрытия нескольких вращений планеты; длительность наблюдений зависит от периода: непрерывное покрытие полного орбитального периода предпочтительно.
4. Высокое разрешение спектроскопии (HRS)
- $R\sim 10^5$ в НИР — позволяет достать молекулярные линии через облачный континуум (cross-correlation), измерить сдвиги (ветры), профили линий (вертикальная структура). Сравнение глубины линий в трансите/эмиссии даёт информацию о высотах облаков.
Диагностические признаки (чем отличать конфигурации)
- Высокий, непрозрачный облачный слой («gray deck»):
- Плоский/приглушённый спектр в НИР; молекулярные полосы сильно ослаблены/прикрыты.
- Малый спектральный наклон в видимой (серая отражательная способность).
- Низкая поляризация и малая фазовая изменчивость (если облако глобально плотное).
- Верхний мелкодисперсный хэз (мелкие частицы):
- Сильный синеватый наклон в видимой ($\propto {\lambda }^{-4}$ приближённо для малых частиц) и высокая поляризация в синей.
- Молекулярные линии частично видимы (зависит от высоты хэйза).
- Многоярусные облака/вертикально протяжённые:
- Комбинация: некоторые молекулы видны в одних окнах, другие — нет; спектр меняется с фазой/углом затмения.
- Термальные спектры (среднее ИК) покажут эмиссионные особенности, позволяющие оценить температуру облаков.
- Пэчки/неоднородность:
- Фазовые и временные вариации в глубине линий и в непрерывном фоне; изменение транзитной глубины по времени; асимметричные фазовые кривые.
- HRS может показывать изменчивость доплеровских сдвигов по времени.
Практическая стратегия (шаги)
1. Собрать многоспектральные спектры: UV–visible (HST/будущие миссии), NIR–MIR (JWST, ARIEL) — низкое/среднее $R$ для retrieval.
2. Выполнить поляриметрию в видимой с требуемой чувствительностью (особенно при фазовом отслеживании).
3. Провести HRS с ground-based телескопами ($R\sim 10^5$) для молекулярных отпечатков и ветров.
4. Временные наблюдения: фазовые кривые и мониторинг нескольких вращений/орбит.
5. Моделирование: сочетать 1D retrieval (с параметризацией облаков: $P_{\mathrm{top}},P_{\mathrm{base}},{\tau }_c(\lambda ),r_{\mathrm{eff}}$), 3D GCM с пост‑обработкой лучевой передачи и поляризацией; байесовский retrieval для оценки неопределённостей.
Ключевые числа/чувствительности (приблизительно)
- Спектральные окна: $0.2\text{–}20\mu \text{m}$ (минимум $0.3\text{–}5\mu \text{m}$ критично).
- Разрешение: $R\sim 10^2\text{–}10^3$ для континуума, $R\sim 10^5$ для HRS.
- Поляриметрическая чувствительность: $\lesssim 10^{-4}$.
- Временной охват: полный орбитальный фазовый цикл и несколько ротационных циклов.
Вывод (коротко)
- Предложение: параметрическая многослойная модель с возможностью 3D‑неоднородности + микрофизика конденсации ($f_{\mathrm{sed}}$, $r_{\mathrm{eff}}$, ${\tau }_c(\lambda )$).
- Для различения: требуются широкодиапазонные спектры (UV–MIR), поляризация в видимой и временная/фазовая мониторинга, дополненные HRS — сочетание этих наборов наблюдений позволит однозначно отделить высокие оптически толстые облака, мелкие хэйзы и пэчечные/вертикально протяжённые структуры.