Akustooptichesky_spektrometr_SPIKAM_6 (1239100), страница 3

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 3)

Звездное просвечивание: режим предназначен для измерений профилей озона и плотности атмосферы в УФ. Покрытия звезд происходят гораздо чаще по сравнению с солнечными затмениями, что позволяет проводить измерения на различных географических координатах на любом этапе экспедиции. Так же как и при солнечном просвечивании, наведение на звезду осуществляется КА, и в течение захода или восхода поддерживается инерциальная ориентация. Так как звезда – это точечный источник, разрешение по вертикали не зависит от положения КА на орбите, а только от длительности измерения и проекции орбитальной скорости на лимб. В специальных случаях сильно наклонных и даже горизонтальных прохождений звезд можно подробно исследовать вертикальную структуру, не наблюдая собственно покрытия. Принципы метода и его возможности детально изложены в статье [7]. Наблюдать покрытия звезд прибором можно как на ночной, так и на дневной стороне Марса. Из-за ограничений по чувствительности спектры звезд регистрируются лишь в УФ канале, но ИК канал включен для измерений темнового сигнала и наблюдений яркого лимба, которые иногда сопутствуют звездным затмениям.

Лимб: режим для исследования вертикальной структуры атмосферы, ионосферы и атмосферного аэрозоля в какой-то степени аналогичен звездному просвечиванию без звезды в поле зрения прибора. Метод основан на анализе отраженного атмосферой солнечного излучения или свечения самой атмосферы. Лимб можно наблюдать с любого участка орбиты, но для улучшения пространственного разрешения сеансы проводятся, как правило, не далее 800 км от перицентра. Включены оба канала прибора, но ненулевые отсчеты ИК канала регистрируются не выше 50 км на ярком лимбе.

За полтора года спектрометром СПИКАМ (УФ и ИК) на более чем 1300 орбитах получено несколько миллионов спектров. Проведено около ста лимбовых наблюдений, и около 200 солнечных Краткое резюме измерений приведено в Табл. 4.

Важным преимуществом спектрометра на основе АОПФ является его гибкость: в процессе измерения может быть измерена любая точка спектра или участок спектра, в практически любой комбинации. Например, иногда может быть записан полный спектр во всем спектральном диапазоне; затем во время рутинных измерений водяного пара для уменьшения общей длительности измерения можно регистрировать лишь несколько укороченных спектральных интервалов, достаточных для измерения содержания, например, H₂O, CO₂ и аэрозоля. Такой компромисс существенен при проведении картирования. Пример полного спектра Марса приведен на Рис 7а.

Желаемые участки спектра задаются при помощи телекоманд двумя способами: WINDOW («окно») и DOT («точка»). «Окно», или непрерывный участок спектра, состоит из набора точек, равномерно распределенных в заданном интервале, и задается начальной частотой, шагом частоты и числом точек. Количество «окон» может быть от одного до трех. Этот режим предназначен для исследования полос атмосферных газов в нужных диапазонах спектра. «Точка» представляет собой «окно» с малым (3-15) числом точек, параметры которого заданы заранее в коде программы. «Точки» организованы в наборы, содержащие до 15 различных «точек». Можно выбрать один из восьми наборов (включая набор, в котором вообще нет «точек»). Конфигурации точек приведены в Табл. 5. «Точки» последовательно измеряются прибором после измерения всех «окон». «Точки» установлены для измерения спектрального континуума в быстром режиме, что особенно полезно при исследовании аэрозоля по лимбовым и солнечным затмениям, когда высота прицельной точки меняется довольно быстро. «Окна» измеряются прибором в порядке возрастания частоты, а точки – в порядке убывания.

Вначале измерений на орбите в основном использовался режим измерений полного спектра. В этом режиме были оптимизированы параметры усиления и мощности ВЧ сигнала, подаваемого на АОПФ. В дальнейшем были выбраны оптимизированные режимы измерения, в которых, в частности, часть спектра, соответствующая поглощению водяным паром и CO₂ измеряется с минимальным шагом, в длинноволновой части спектра измеряется одна спектральная точка из двух возможных, а для измерения спектрального континуума в остальных участках спектра используются «точки». Примеры спектров, записанных на орбите Марса при наиболее ходовых комбинациях WINDOW-DOT, приведен на рис. 7б и 7в.

7. Калибровки в полете

Часть калибровок спектрометра была выполнена в полете. Прежде всего, это относится к темновому сигналу. Измерительная схема спектрометра построена на принципе синхронного детектирования и, в принципе, должна при нулевом входе выдавать нулевой отсчет. Однако, из-за наводки ВЧ сигнала на детекторные цепи появляется темновой сигнал. Он зависит от частоты и мощности ВЧ. Изменение температуры прибора также оказывает влияние на эту наводку. Калибровка темнового сигнала была полностью выполнена в полете поскольку форма этого сигнала при работе прибора на КА изменилась по отношению к лабораторным калибровкам.

Математически корректировка спектра за темновой сигнал сводится к вычитанию темнового сигнала из измерения, но практически темновой сигнал зависит не только от частоты подаваемой на акустооптический фильтр (длины волны) но и от температуры различных элементов спектрометра. Существует зависимость от температуры АОПФ и менее очевидная зависимость от температуры детекторов, т.о. температурная зависимость отличается для разных каналов (рис.8). Первый детектор менее чувствителен к температурным измерениям, чем второй. Для определения зависимости темнового тока от температурных трендов мы использовали длительные наблюдения в стабильных условиях, при которых оптический сигнал на входе ИК-спектрометра можно считать слабым: лимбовые наблюдения, наведение на Фобос (исключая наблюдения Фобоса), ночные наблюдения. Кроме того, ИК канал СПИКАМ включался при всех звездных затмениях, что не планировалось ранее. Для каждого режима наблюдений были найдены зависимости от мощности ВЧ, подаваемой на кристалл, и от времени накопления. Температурные тренды различны для звездных затмений и надирных наблюдений, по-видимому в связи с различным тепловым режимом КА. Результат корректировки спектра за темновой сигнал представлен на Рис. 9.

В связи с недостаточной точностью наземной калибровки СПИКАМ, для абсолютной калибровки мы использовали одновременные измерения спектрометра ОМЕГА [30]. Для этого было выбрано несколько орбит (30, 68, 278, 103, 368), когда оба спектрометра проводили наблюдения в надир вдоль одной и той же траектории на поверхности. Выбранные орбиты соответствуют разным режимам наблюдения ИК канала. Спектры СПИКАМ за вычетом темнового сигнала, были свернуты с разрешением прибора ОМЕГА и сравнивались со спектрами ОМЕГА, проинтегрированными в соответствии с проекцией поля зрения СПИКАМ. Пример такого сравнения для полного спектра СПИКАМ приведен на Рис. 10а. После этого калибровочные коэффициенты были получены следующим образом (Рис.10б):

,

где g – коэффициент усиления, ADU – условные единицы измерения прибора.

Заявленная точность абсолютных калибровок прибора ОМЕГА лучше 15%. Знание абсолютной калибровки необходимо для оценки интенсивности эмиссии молекулярного кислорода в полосе 1.27 мкм, вызванной фотодиссоциацией озона в атмосфере Марса. Оценка интенсивности эмиссии невозможна без знания потока излучения, идущего от планеты. Эквивалентная яркость шума представлена на Рис. 11 и в лучшем случае достигает 0.1 Вт м^‑2мкм^-1ср^-1, что существенно лучше указанного в табл. 1 проектного значения.

Одной из интересных возможностей акустооптического спектрометра является измерение степени поляризации излучения. На выходе неколлинеарного акустооптического фильтра присутствуют две поляризации дифрагировавшего света - обыкновенный и необыкновенный лучи, поляризованные во взаимно перпендикулярных плоскостях. Степень поляризации поверхности Марса в ближней инфракрасной области весьма слаба около 1% [31-33], поэтому необходимы точные калибровки чувствительности и темнового тока обоих детекторов. Результаты поляризационных наблюдений будут представлены отдельно.

8. Измерения и научные задачи, выполняемые спектрометром

В этом разделе мы кратко перечислим основные результаты, полученные спектрометром и обсудим задачи, которые еще предстоит решить. Анализ результатов и методики обработки данных изложены в [34].

Водяной пар. Для измерения содержания водяного пара в атмосфере используется полоса поглощения 1.38 мкм. В спектральный диапазон прибора попадает также полоса 1.1 мкм, но она существенно слабее и в этом диапазоне у прибора хуже отношение сигнал/шум. На Рис. 12а представлена часть спектра, записанного спектрометром, в районе полосы H₂O 1.38 мкм и CO₂ 1.43 мкм. На рис. 12б представлен откалиброванный измеренный спектр и модельный спектр, соответствующий содержанию водяного пара 40 осажденных мкм.

Эмиссия О₂: Дневное свечение атмосферы Марса в полосе молекулярного кислорода 1.27 мкм возникает в результате фотодиссоциации озона в атмосфере. Впервые свечение О₂ на Марсе наблюдалось с земли [35,36]. Эта эмиссия дает представление о содержании озона на высотах выше 15-20 км. На Рис. 13 представлены примеры спектров, в которых наблюдалась эмиссия. СПИКАМ впервые позволил построить карты сезонного распределения этой эмиссии, что дает возможность, в совокупности с измерениями полного содержания озона в атмосфере по УФ полосе 260 нм полнее оценить проблемы фотохимических превращений озона в атмосфере Марса.

Водяной и СО₂ лед: в спектральный диапазон СПИКАМ попадает крыло широкой полосы водяного льда и несколько узких полос углексислотного льда (рис.14а и б). О регистрации таких льдов в полярных областях Марса экспериментами КА Марс-Экспресс, прежде всего, картирующим спектрометром ОМЕГА, уже сообщалось [37-40]. Преимущество спектров СПИКАМ состоит в наиболее высоком спектральном разрешении в диапазоне 1-1.7 мкм, что позволит в перспективе точнее оценить состав и размеры гранул ледяных частиц.

Аэрозоль: Основным источником информации о вертикальном распределении аэрозоля на Марсе являются эпизодические лимбовые наблюдения КА Викинг-1 и -2 [41] и солнечные затмения, выполненные спектрометром ОГЮСТ на борту КА Фобос-2 [42-43]. Метод солнечных затмений благодаря самокалибровке дает наиболее надежные измерения пропускания атмосферы на разных высотах. К сожалению, Фобос-2 проработал недолго и наблюдения в эксперименте ОГЮСТ захватили лишь небольшую часть сезонного цикла. Напротив, наблюдения КА Викинг-1 и -2 продолжались два марсианских года, но лимбовые вертикальные распределения яркости труднее интерпретировать в единицах аэрозольной экстинкции, поскольку необходима дополнительная информация об отражающих свойствах аэрозоля.

ИК канал прибора СПИКАМ работает и в режиме наблюдения лимба, и в режиме солнечных затмений. К сожалению, относительно широкое поле зрения и узкий спектральный диапазон делают лимбовые измерения СПИКАМ менее информативными, чем аналогичные наблюдения в эксперименте ОМЕГА. Однако эти данные удачно дополняют лимбовые наблюдения в УФ-диапазоне. Наиболее важным источником информации о вертикальном распределении аэрозоля являются солнечные наблюдения. СПИКАМ провел уже больше ста солнечных затмений, обеспечивая хорошую выборку по сезону и географическим координатам. Примеры зависимостей пропускания и экстинкции аэрозоля от высоты, полученные при наблюдениях солнечных затмений приведены на Рис. 15.

Заключение

Описываемый детектор водяного пара, наш первый опыт использования АОПФ в планетных исследованиях, представляет собой простейший вариант АОПФ спектрометра с одноэлементным детектором. При массе аппаратуры не более 800г прибор уверенно продемонстрировал возможность измерения водяного пара в атмосфере Марса. Помимо этой основной задачи измеряется ряд дополнительных характеристик, характеризующих условия на планете: поверхностный и атмосферный лед, как водяной, так и СО₂; возбужденное состояние кислорода, связанное с фотодиссоциацией озона, характеристики атмосферного аэрозоля и пр. К недостаткам метода следует отнести последовательную регистрацию спектра и сравнительно большое время измерения, в течение которого измеряемый спектр меняется при движении по орбите. На наш взгляд эти недостатки полностью компенсируются такими преимуществами, как практически полное отсутствие рассеянного света и возможность выбора любых частей спектрального диапазона. Помимо малой массы, АОПФ спектрометр очень устойчив и стабилен в работе, не содержит движущихся частей. В перспективе, АОПФ устройства с многоэлементными детекторами могут применяться для картирования с орбиты с достаточно высоким спектральным разрешением в режиме кадровой развертки или при зондировании полосы поперек трассы.

Создание ИК-спектрометра СПИКАМ и управление его работой на орбите финансируется Роскосмосом. Реализация эксперимента была бы невозможна без усилий приложенных техническими группами трех институтов, Службы Аэрономии во Франции, Бельгийского Института космической аэрономии, и ИКИ РАН. Авторы выражают благодарность сотрудникам Тверского гос. университета за уникальные по размерам и оптическому качеству кристаллы парателлурита для АОПФ спектрометра. Работа поддержана грантом РФФИ 04-02-16856а, Центральным офисом Европейского космического агентства. Авторы благодарны С. Гибер и Ж.К. Шофрей за помощь в работе по калибровке спектрометра.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Chicarro A., Martin P., Trautner R. The Mars Express Mission: An overview // ESA-SP 1240. 2004. P. 3-16.

2. Bertaux J.L., Fonteyn D., Korablev O. et al. The study of the Martian atmosphere from top to bottom with SPICAM Light on Mars Express // Planet. Space Sci. 2000. V.48. P.1303-1320.

3. Bertaux J.L., Fonteyn D., Korablev O. et al. SPICAM Light: an experiment to study the global structure and composition of the Martian atmosphere // ESA-SP 1240. 2004. P. 95-120.

4. Perrier S. et al. First global climatology of ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements // JGR. 2006.

5. Bertaux, J.-L., Leblanc F., WitasseO. et al. Discovery of aurora on Mars // Nature. 2005. V. 435. P. 790-794.

6. Bertaux, J.-L., Leblanc F., Perrier S. et al. First observation of nightglow in the upper atmosphere of Mars: the NO bands in UV and implications for atmospheric transport // Science. 2005. V. 307. P. 566-569.

7. Кораблев О.И., Берто Ж.-Л. Звездное просвечивание атмосфер планет: применение для Марса и Венеры // Астрон. Вестн. 2003. Т. 6. С. 483-513.

8. Montmessin F. et al. Stellar Occultations at UV wavelengths by the SPICAM instrument: retrieval and analysis of Martian haze profiles // J.Geophys.Res. 2006.

9. Lebonnois, S., E.Quemerais, F.Montmessin, F. Lefevre, J.L.Bertaux, F.Forget, Vertical distribution of ozone on Mars as measured by SPICAM/Mars-Express using stellar occultation // J.Geophys.Res. 2006.

10. Quémerais E., Bertaux J.L., Korablev O. et al. Stellar Occultations observed by SPICAM on MARS-Express // J.Geophys.Res. 2006.

11. Мороз В.И., Наджип А.Э. Предварительные результаты измерений содержания водяного пара в атмосфере планеты по измерения с борта АМС «Марс-5» // Космич. Исслед. 1975. Т.13. С.33-36.

12. Мороз В.И., Наджип А.Э. Водяной пар в атмосфере Марса по измерениям с борта АМС «Марс-3» // Космич. Исслед. 1975. Т.13. Вып.5. C.738-752.

13. Farmer C.B., La Porte D.D. The detection and mapping of water vapor in the Martian atmosphere // Icarus 1977. V.16. P.34-46.

14. Jakosky B.M., Farmer C.B. The seasonal and global behavior of water vapor in the Mars atmosphere: complete global results of the Viking atmospheric water detector experiment // J.Geophys.Res. 1982. V.87. P.2999-3019.

15. Fedorova A. A., Rodin A.V., Baklanova I.V. MAWD observations revisited: seasonal behavior of water vapor in the Martian atmosphere // Icarus. 2004. V. 171. Issue 1. P. 54-67.

16. Korablev O.I., Bertaux J.L., Dimarellis E. et al. AOTF-based spectrometer for Mars atmosphere sounding // Proc. SPIE. 2002. V.4818. P.261-271.

17. Korablev O., Bertaux J.-L., Grigoriev A. et al. An AOTF-based spectrometer for the studies of Mars atmosphere for Mars Express ESA mission // Adv. Space Res. 2002. V.29. N2. P.143-150.

18. Dixon R.W. Acoustic diffraction of light in anisotropic media // IEEE J. Quant. Electr. 1967. V.3. P.85-93.

19. Harris S.E., Wallace R.W. Acousto optic tunable filter // J. Opt. Soc. Am. 1969. V.59. P.744-747.

20. Chang I.C. Noncollinear acousto-optic filter with large angular aperture // Appl. Phys. Lett. 1974. V.25. N.7. P.370-372.

21. Chang I.C. Tuneable acousto-optic filters: an overview // Opt. Eng.1977. V.16:5. P.455-460.

22. Goutzoulis A.P., Pape D.R Eds. Design and fabrication of acousto-optic devices. Marcel Dekker, N.Y., Basel, Hong Kong. 1994. 497 p.

23. Voloshinov V.B., Gupta N. Acousto-optic imaging in the mid-infrared region of the spectrum // Proc. SPIE. 1999. V. 3900. P. 62-73.

24. Glenar D.A., Hillman J.J., Saiff B., Bergstralh J. Acouto-optic imaging spectropolarimery for remote sensing //Appl. Opt. 1994. V.33. P.7412-7424.

25. Gupta N., Fell Jr N.F. A compact collinear AOTF Raman spectrometer // Talanta 45, 279-284, 1997.

26. Zhang H.; Wang X. L.; Soos J. I.; Crisp J. A. Design of a miniature solid state NIR spectrometer // Proc. SPIE. 1995. V.2475. P.376-383.

27. Lambert J., Chao T., Yu J., Cheng L. Acousto-optic tunable filter (AOTF) for imaging spectrometer for NASA applications: breadboard demonstration // Proc. SPIE 1990. V.1347. P. 655-664.

28. Yu J., Chao T., Cheng L. Acousto-optic tunable filter (AOTF) for imaging spectrometer for NASA applications: system issues // Proc. SPIE 1990. V.1347. P. 644-654.

29. Епихин В.M., Визен Ф.Л., Пустовойт В.И. Акустооптический фильтр // Авторское свидетельство. Бюлл. Открытия, изобретения и открытия. 1984. 22.X. №1247816.

30. Bibring J.-P., Soufflot A., Berther M. et al. OMEGA: Observatoire pour la Mineralogie, l’Eau, les Galces et l’Activite // ESA-SP 1240. 2004. P. 37-50.

31. Santer R., Deschamps M., Ksanfomaliti L.V., Dollfus A. Photopolarimetric analisys of the Martian atmosphere by the Soviet MARS-5 orbiter // Astron. Astrophys. 1985. V.150. P. 215-228.

32. Fox G.K. Spectropolarimetry of Mars: the development of two polarization reversals // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1997. V.286. P. 963-968.

33. Ebisawa S. and Dollfus A. Dust in Martian atmosphere: polarimetric sensing // Astron. Astrophys. 1993. V.272, P.671-686.

34. Федорова А.А., Кораблев О.И., Перрье С., Берто Ж.Л., Лефевр Ф., Родин А. Исследование Марса в эксперименте СПИКАМ-ИК на борту КА Марс-Экспресс. 2. Надирные наблюдения: одновременные наблюдения водяного пара и озона в атмосфере Марса // Космич. Иссл. 2006. Т.44.

35. Noxon J.F., Traub W.A., Carleton N.P., and Connes P. Detection of O₂ airglow emission from Mars and the Martian ozone abundance // Astrophys. J. 1976. V.207. P. 1025-1035.

36. Traub W.A, Carleton N.P., Connes P., and Noxon J.F. The latitude variation of O₂ airglow and O₃ abundance on Mars // Atsrohys. J. 1979. V.229. P.846-850.

37. Langevin Y., Poulet F., Bibring J.-P. et al. Evolution of the North Polar Cap of Mars as Observed by OMEGA/Mars Express // Science. 2005. V. 307. Is. 5715. P. 1581-1584.

38. Bibring J.P., Langevin Y., Poulet F. et al. Perennial water ice identified in the south polar cap of Mars // Nature. 2004. V. 428. Is. 6983. P. 627-630.

39. Bertaux J.-L., Korablev O., Quemerais E. et al. SPICAM on Mars Express: First Results and First Observations of Water Ice at South Pole // 35th Lunar and Planetary Science Conference. March 15-19. 2004. League City. Texas. abstract no.2178.

40. Hansen G., Giuranna M., Formisano V. et al. PFS-MEX observation of ices in the residual south polar cap of Mars // Planetary and Space Science. 2005. V.53. P. 1089–1095.

41. Jaquin F., Gierasch P. and Kahn R. The vertical structure of limb hazes in the Martian atmosphere // Icarus 1986. V.68. P.442-461.

42. Korablev O.I., Krasnopolsky V.A. and Rodin A.V. Vertical structure of Martian dust measured by Solar infrared occultations from the Phobos spacecraft // Icarus 1993. V.102. P. 76-87.

43. Chassefiere E., Blamont J., Krasnopolsky V.A., Korablev O.I., Atreya S.K., West R.A. Vertical structure and size distributions of Martian aerosols from solar occultation measurements // Icarus 1992. V.97. P. 46-69.

Подписи к рисункам

Характеристики

Список файлов лабораторной работы