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岩石行星的地质活动对研究行星内部结构及形成演化过程有重要作用。
在太阳系中，金星与地球在大小、体积、质量、形成时间等方面都十分接近，但却演化出了不同的气候环境特征，其中原因还没有明确的解释，而地质活动的观测研究可能是揭示其中原因的重要途径。
在地球上，已经积累了丰富的地质活动观测数据，并且据此获取了地球内部结构及演化特征。
金星表面的地貌显示金星上存在过地质活动，但目前对此还缺乏直接观测证据。
探测研究现阶段金星活跃地质活动是否存在，对于研究金星目前所处的演化阶段以及与地球的演化差异具有重要意义。
在地球上，传统的地震研究基于地球表面地震仪的长期监测。
同时，在地球低震级地震近场区域以及高震级地震远场区域对应的电离层高度都观测到了地震瑞利面波所激发的波动，而在震中附近电离层，也观测到了次声波信号(Liu et al., 2017)。
这种遥感探测到的地震信号，是地震能量耦合上传到高层大气以及电离层高度而产生的。
观测表明，地震激发的次声波能够上传到高层大气以及电离层不同高度，可以通过地表地震仪、磁强计、电离层高频多普勒雷达以及GPS台网分别在地表0 km、160 km、F2层峰值高度附近探测到(Hao et al., 2012;Zhao and Hao, 2015)。
金星表面高温高压的环境(740 K,9200 kPa),使得传统的表面地质观测难以持续进行。
而金星稠密的大气(表面密度约为地球的60倍),使得金星表面与大气的能量耦合效率更高，地质活动激发的扰动能够上传更多能量，因此更容易通过遥感方式在高层大气以及电离层中探测到，这为金星金震的监测研究提供了途径。
与地球地震相似，金震可能激发不同种类的大气波动，分别是震中壳层断裂激发的大气重力波和声波，以及能够全球传播的瑞利面波激发出的大气声波。
重力波和声波对于金震探测各有优势。
声波探测的优势在于分布广、探测效率高。
声波的激发源之一，瑞利面波，能够全球传播，在传播过程中可以不断激发出声波，因此声波可以在全球范围内探测到。
而重力波则只能在震中附近探测到。
通过声波探测到金震的概率高于重力波。
对于重力波，探测金震的优势在于，其上传高度一般大于声波，但低频声波也可能上传到高层大气以及电离层高度，因此在声波能够传播的高度范围内，可以代替重力波作为广泛分布的金震探测示踪目标。
金星光学遥感是金星探测的有效方式(López-Valverde et al., 2007)。
光学遥感中非常重要的参量就是遥感波段。
当遥感波段的辐射峰值高度与被探测信号的振幅峰值高度重合时，探测效率最高。
金星大气不同高度的成分以及光化学反应不同，对应的气辉辐射频段不同。
而金震激发的不同频率声波，在上传过程中的振幅峰值高度不同。
因此在光学波段筛选过程中，需要对金星大气声波上传特征以及气辉辐射特征进行研究，本工作将对这两部分分别进行探究。
目前，国际上关于金星金震相关扰动的研究中，Petculescu(2016)研究了金星大气中不同频率声波衰减系数的高度剖面，发现金星大气对高频声波衰减作用更强，但研究中并没有计算相应频率声波振幅的高度变化以及对应的光学探测波段。
Garcia等(2005)研究发现，0.1 Hz以下的波动传播到120 km以上时振幅放大10000倍，但他的研究中，将金星大气看成纯二氧化碳大气，与真实大气有偏差，并且其分析中重点关注的波段，在金星快车实际运行过程中并没有观测到声波信息，可能与仪器分辨率较低或者辐射高度扰动振幅较小有关。
因此，研究金星光学遥感探测的其他可能波段是必要的。
金星背景大气特征金星具有异常稠密、高温的大气，表面密度约为地球的60倍，压力约为地球的92倍，温度约为740 K,主要由96.5%的二氧化碳以及3.5%的氮气组成。
金星国际参考大气模型(Venus International Reference Atmosphere, VIRA)是描述金星中低层大气的经验模型，综合了多种实测数据，给出了金星大气背景参量的分布。
本文使用的版本中，综合了“先锋号”、“金星10号”、“金星12号”、“金星13号”的探测数据，给出了0～100 km高度金星大气的温度、压强、密度等参量的高度剖面(Seiff et al., 1985)。
探测数据来自于纬度小于30°的区域，并且没有区分日夜侧。
由实验可知，金星背景大气温度随高度升高而降低，在0～60 km、60～90 km范围内，近似单调递减，从表面的740 K降低到90 km高度的169.4 K,而在90～100 km范围内则升高到175.4 K。
金星大气在90～100 km范围内的热结构与90 km以下相比出现了变化，这在金星快车的观测中也得到证实(Limaye et al., 2017)。
大气温度是太阳辐射的吸收、热辐射、热传导几个作用平衡得到的结果。
在较低高度，大气能量主要来自对地面长波红外辐射的吸收，这是地面吸收太阳短波红外辐射升温而后发射出的波段，因此越靠近地面，辐射能量越大，温度越高。
在较高高度，大气能量主要来自于对太阳辐射中极紫外波段的吸收，而极紫外强度随辐射在大气中的入射深度增加而衰减，因此温度随着高度增长而升高。
在50～60 km附近斜率发生转折，这可能与此高度范围内存在云层有关，云层主要由硫酸液滴组成，对太阳辐射的吸收与背景大气不同。
另外，由于云层顶70 km附近是大气纬向风速的峰值高度，能量输运过程较为剧烈，因此可能影响该高度附近的能量平衡。
从实验中还可以看到，金星大气的压强以及中性密度随高度升高近似指数递减。
其中大气压强是表示大气压力作用效果的物理量。
基于以上大气背景特征，可以得到金星大气定压比热、定容比热、黏滞系数以及热传导系数的高度剖面(数据引自Seiff等(1985))。
大气是复杂的动力学系统，其结构、成分以及动力学过程会直接调制声波的传播。
声速是声波传播的重要特征。
依据上文的金星大气背景特征，可以由(1)式计算得到金星大气声速的高度剖面。
c=γkT/m−−−−−−√, (1)c=γkΤ/m, (1)其中γ为定压比热与定容比热的比值，k为玻尔兹曼常数，T为绝对温度，m为混合气体平均分子的实际质量。
由实验可知，金星大气声速的高度变化与温度的高度变化趋势较为一致。
在0～90 km高度范围内，声速随高度升高近似单调递减，在50～60 km高度附近斜率发生变化，而90～100 km高度则出现了随高度递增的趋势，这可能与该高度范围内热结构的变化有关。
金星大气作为波动的传播介质，其特征的变化能够对其中传播的波动起到调制作用。
下面具体研究金星大气中声波的上传特征。
声波上传特征我们将可能存在的金星金震类比地球地震。
地震发生时，震源激发的瑞利面波沿固体地球表面向四周传播，在传播过程中与大气相互作用激发大气声波，而后近似垂直向上传播，将地震的能量和信息通过波动形式传播到高层大气以及电离层。
那么在金星上，金震也可能激发类似的波动，这些波动既是金震产生的结果，也可以作为金震监测的示踪目标。
要监测这些波动目标，首先需要研究其在金星大气中的上传特征，尤其是振幅的变化。
大气的密度分布会影响声波振幅。
在重力作用下，大气近似水平分层，密度随高度的变化可以用标高来度量。
标高定义为密度减小到参考位置值的1/e时，垂直升高的距离，由实验可知，金星大气标高与背景温度的变化较为一致。
金星大气中性密度按照标高呈e指数衰减，而波动振幅的变化与中性密度有关，因此也受标高变化的调制。
声波在上传过程中，其振幅在垂直方向上同时存在增长和衰减两种效应。
增长效应是从单个粒子角度来看，在重力作用下大气密度随高度升高而e指数衰减，考虑能流密度守恒的情况，单个粒子的振幅随高度e指数增长，增长因子为12H12Η,其中H为大气标高。
而声波振幅的衰减主要是由大气的黏滞和热传导效应引起的。
大气是黏性介质，相邻质点的速度差引起内摩擦力，使得动能转化为热能，产生能量衰减。
同时，大气作为非理想介质，当声波引起大气的压缩和膨胀时，热量从高温压缩区流向低温膨胀区，机械能转化为热能流出，且过程不可逆，产生能量衰减。
在金星大气中，黏滞以及热传导引起的波动衰减可以由以下方法计算得到。
由Stokes-Kirchhoff理论(Beyer and Letcher, 1969)可知，在牛顿流体黏滞性以及热传导的作用下，平面波振幅随着距离指数衰减，衰减系数为α=αμ+ακ, (3)αμ=2μ ω23ρ c3, (4)ακ=γ−1Cpω2κ2ρ c3, (5)α=αμ+ακ, (3)αμ=2μ ω23ρ c3, (4)ακ=γ-1Cpω2κ2ρ c3, (5)其中，αμ为黏滞作用衰减系数，ακ为热传导作用衰减系数，μ为气体黏滞系数，κ为热传导系数，ω为角频率，ρ为密度，γ为比热比，Cp为定容比热。
结合上文中给出的金星大气背景特征参量，可计算得到声波在金星大气中衰减系数的高度剖面。
从实验中可以看出，不同频率声波衰减系数的高度变化趋势基本一致，都是随着高度升高，大气对声波的衰减程度增强。
对于特定频率的声波，表面与100 km高度处的衰减系数值相差6个数量级左右。
对于不同频率的声波，频率更高的声波衰减系数值更大。
我们将大气密度分布导致的振幅放大用增长因子β表示，而大气的黏滞性以及热传导作用导致的振幅减小用衰减因子α表示。
当两种作用同时存在时，声波振幅随高度的变化可以表示为A=A0e∫(β−α)dz, (6)A=A0e∫(β-α)dz, (6)其中A0为初始位置振幅。
波动能量与密度以及振幅的平方成正比，假设金星表面大气密度以及波动振幅分别为ρ0、A0,金星表面的波动能量为I0∝ρ0A20。
(7)Ι0∝ρ0A02。
(7)金星表面z高度的大气密度以及波动振幅分别为ρz、Az,当不考虑衰减时，能流密度守恒，z高度的波动能量为Iz∝ρzA2z=ρ0A20。
(8)Ιz∝ρzAz2=ρ0A02。
(8)当考虑衰减时，上传到z高度后的波动能量为Iz∝ρzA2z=(ρ0e−zH)(A0e∫(12H−α)dz)2 =ρ0A20e−∫2α dz∝I0e−∫2α dz。
(9)Ιz∝ρzAz2=(ρ0e-zΗ)(A0e∫(12Η-α)dz)2 =ρ0A02e-∫2α dz∝Ι0e-∫2α dz。
(9)由式(6)—(9)可以计算出，不同频率的声波上传到z高度时波动的能流密度与金星表面波动的初始能流密度的比值为IzI0=e−∫2α dz。
(10)ΙzΙ0=e-∫2α dz。
(10)实验给出了不同频率的声波在上传过程中，经过大气衰减后，能流密度与金星表面该波动初始能流密度的比值。
从实验中可以看到，高频声波上传过程中，能量衰减更迅速，而低频声波，尤其是1 Hz以下的声波，能量衰减较弱，能够上传到100 km高度。
在声波上传过程中，没有能量注入，只有能量衰减。
因此在大气中传播一定高度之后，声波的能量必然小于金星表面初始声波能量。
而光学遥感探测，能够在较高高度得到比金星表面更优的探测结果，主要与波动振幅随高度的变化有关。
波动在上传过程中，可以通过大气动力学、电动力学等过程，引起中性或电离成分密度的涨落，从而引起对应成分光学辐射强度的扰动，因此可以通过光学遥感方式探测到。
光学遥感探测的有效性主要包括两方面：能否探测到某辐射波段，以及能否通过某波段探测到波动特征。
前者取决于大气辐射成分的含量，与背景大气特征有关。
而后者则与波动引起的辐射成分密度涨落有关。
密度的涨落是单位时间单位体积内粒子数量的变化，主要与粒子的振幅(速度扰动)有关。
振幅大，则单位时间单位体积内粒子的通量大，因此密度涨落大，引起的辐射强度扰动大，更容易通过光学遥感探测到。
因此在光学遥感探测中，探测目标的振幅具有重要参考意义。
下面对不同频率声波的振幅随高度的变化进行计算。
假设在金星表面存在振幅为单位1的扰动，那么在增长和衰减效应的共同作用下，可以计算得到声波上传过程中振幅随高度的变化。
从实验中可以看到，0.1 Hz、1 Hz、10 Hz声波的振幅随高度的变化趋势较为一致，三者均能够上传到80 km以上高度，且在80 km以上振幅产生了显著放大。
实验中0.1 Hz、1 Hz两条剖面十分接近，较难分辨，因此在实验中给出了两个频率对应曲线的局部放大图，可以看到在相同高度，频率为1 Hz的波动振幅略小于0.1 Hz。
而实验显示10 Hz声波的振幅在三者中最小。
由此可知，大气对高频声波的衰减要强于低频声波。
在地球大气中，高频次声波的衰减程度也更强，观测表明，地震激发的周期小于10 s的大气次声波，在F2层(200 km)以下产生衰减，从而导致不能够通过遥感方式可靠的探测到该信号(Chum et al., 2016)。
对于20 Hz以及100 Hz的声波，由实验可知，在80 km以下振幅变化趋势与其他实验中低频声波变化一致，都是随着高度升高，振幅增大。
在80 km以上，对于20 Hz频率的声波，80～90 km振幅放大，而90～100 km振幅减小了1.7%,振幅峰值出现在90 km附近。
对于100 Hz频率的声波，振幅在80 km以上单调减小，到100 km近似衰减为0,峰值在80 km。
而在90 km处可以明显看到，20 Hz声波振幅大于100 Hz。
在地球上，观测和模拟显示，声波振幅的高度剖面也有类似的变化趋势。
地震瑞利面波激发的声波能够引起中性风场扰动，对于20 mHz频率的次声波，当地表处的垂直速度扰动为0.4 mm·s-1时，传播到280 km高度处，速度扰动达到峰值，约为120 m·s-1。
在峰值高度以上，由于大气黏性导致速度扰动的显著衰减，并且衰减强度与频率有关，对高频的衰减强于低频。
通过模型计算可以得到，该中性风场扰动引起的电子密度扰动，峰值出现在290 km, 扰动强度为1.7×1010个/m3(Rolland et al., 2011)。
声波振幅随高度的变化，与增长因子、衰减因子的相对大小有关。
大气对声波的衰减具有累积效应：当积分衰减效应小于增长效应，则波动振幅在该高度增大；当积分衰减效应大于增长效应，则波动振幅在该高度减小；在振幅峰值高度处，大气对声波的积分衰减效应等于增长效应。
由于声波振幅的增长效应与频率无关，而衰减效应与频率有关，因此不同频率的振幅峰值高度不同。
实验中给出了1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz频率声波的振幅随高度的变化。
从实验中可以看到，对于1000 Hz频率的声波，振幅的峰值高度出现在60 km附近，在80 km高度及以上，振幅近似衰减为0。
从实验中可以看到，10000 Hz频率声波的振幅峰值出现在10 km附近，在40 km以上振幅近似衰减为0。
而对于100000 Hz的声波，则很难上传到5 km以上高度。
1000 Hz、10000 Hz以及100000 Hz频率声波的振幅比其他实验中声波的振幅峰值低2～3个量级。
综合实验中结果，金星大气对高频声波的衰减强于低频声波。
由振幅的高度剖面可知，高频声波在上传过程中，振幅快速衰减，能够上传的高度有限，且振幅没有显著放大。
而低频声波能够上传到较高高度，振幅出现显著放大，振幅的峰值在90 km附近及以上。
因此，为了有效探测波动特征，所选取光学波段的峰值辐射高度应该在90 km附近或以上。
Chum J,Liu JY,LaštovickaJJY,LaštovickaJ,et al.2016.Ionospheric signatures of the April 25,2015 Nepal earthquake and the relative role of compression and advection for Doppler sounding of infrasound in the ionosphere.Earth,Planets and Space,68(1):24,doi:10.1186/s40623-016-0401-9.Crisp D,Meadows V S,Bézard B,et al.1996.Ground-based near-infrared observations of the Venus nightside:1.27-μm O2(a1Δg) airglow from the upper atmosphere.Journal of GeophysicalResearch:Planets,101(E2):4577-4593,doi:10.1029/95JE03136.
