Новые методы спектроскопических исследований планетных атмосфер с космических аппаратов

• Автор: Кораблев, Олег Игоревич
• Шифр специальности: 01.03.04
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 244 с. : ил

1. Постановка задачи
2. Исследования атмосферы Марса I: миссия «Викинг» и ранее
3. Исследования атмосферы Марса И: современное состояние
Глава 1. Эксперимент «Огюст» по солнечному просвечиванию атмосферы
Марса
1.1. Введение
1.2. Принцип просвечивания
1.3. Аппаратура эксперимента «Огюст»
1.4. Измерения
1.5. Выводы к Главе 1
Глава 2. Результаты исследования атмосферы Марса на КА «Фобос 2»: малые
составляющие
2.1. Введение
2.2. Детектирование озона в средней атмосфере
2.3. Профиль водяного пара
2.4. Спектр в диапазоне 3.7 мкм
2.5. Обсуждение
2.6. Выводы к Главе 2
Глава 3. Результаты исследования атмосферы Марса на КА «Фобос 2»: струк
тура и свойства аэрозольной составляющей
3.1. Введение
3.2. Вертикальные профили экстинкции на 1.9 и 3.7 мкм
3.3. Параметры пылевых частиц и распределение по размерам
3.4. Одномерная модель переноса пыли и оценки коэффициента турбу
лентной диффузии
3.5. Конденсационные облака
3.6. Обсуждение
3.7. Выводы к Главе 3
Глава 4. Развитие метода солнечного просвечивания на КА «Марс 96» и «Марс
Экспресс»
4.1. Введение
4.2. Эксперимент СПИКАМ-С на КА «Марс 96»
4.3. Калибровки и результаты испытательного полета СПИКАМ-С на
стратосферном баллоне
4.4. Универсальный спектрометр СПИКАМ Лайт для проекта «Марс Экс
пресс»
4.5. ИК спектрометр СПИКАМ Лайт на базе акустооптического фильтра
4.6. Солнечное просвечивание при помощи спектрометра СПИКАМ Лайт
4.7. Дальнейшее развитие дистанционного зондирования с помощью
АОПФ: изображающие спектрометры
4.8. Применение спектрометра СПИКАМ Лайт для исследования атмосфе
ры Венеры
4.9. Выводы к Г лаве 4

Глава 5. Спектроскопия солнечного просвечивания высокого разрешения
5.1. Введение
5.2. Научные задачи спектроскопии высокого разрешения
5.3. Принцип компактного прибора высокого разрешения с применением акустооптического фильтра
5.4. Прототип прибора высокого разрешения и результаты испытаний
5.5. Эксперимент SOIR: исследование атмосферы Венеры при помощи просвечивания высокого разрешения
5.6. Выводы к Главе
Глава 6. Звездное просвечивание атмосфер планет
6.1. Введение
6.2. Применение и результаты звездного просвечивания
6.3. Особенности метода звездного просвечивания
6.4. Приборы для звездного просвечивания с КА
6.5. Оценка возможностей метода для исследования атмосферы Марса
6.6. Применение к атмосфере Венеры.
6.7. Выводы к Г лаве
Глава 7. GOMOS: пример эксперимента по звездному просвечиванию атмосферы Земли на спутнике ENVISAT
7.1. Введение
7.2. Задачи эксперимента
7.3. Описание прибора
7.4. Обработка данных
7.5. Примеры измерений на орбите
7.6. Выводы к Главе
Заключение

Литература

ВВЕДЕНИЕ 1. Постановка задачи
Исследования планет земной группы, Марса и Венеры связаны с проблемами самого высокого научного приоритета, включая изменения условий обитания на нашей планете и происхождение жизни. Последние 15 лет особенно большое внимание уделяется исследованиям Марса. Важная роль летучих компонентов - особенно воды - и серьезные свидетельства об изменениях климата привлекают особое внимание исследователей.
Дистанционные исследования атмосферы, в частности спектроскопия, открывает широкие возможности для исследования летучих и, в частности их изотопного состава, позволяя лучше понять историю и эволюцию климата на планетах.
Высокое спектральное разрешение (иногда достигающее 0.01 см'1) дает возможность даже с Земли наблюдать планетные линии на фоне земных за счет доплеровского смещения, позволяя измерять малые составляющие и изотопный состав. Однако, наземным наблюдениям присущи определенные ограничения: измерения в районе сильных земных полос поглощения невозможны, что затрудняет детектирование молекул, обильных в атмосфере Земли. Они, как правило, усреднены по диску; лишь иногда можно получить широтный профиль, ориентируя щель спектрометра вдоль экватора планеты. Некоторые ограничения на вертикальные профили атмосферных компонент позволяют получить гетеродинные наблюдения в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, но точность этих оценок, как правило, невысока.
Поэтому, спектрометрические измерения с межпланетных космических аппаратов (КА) имеют большое значение для планетных исследований. Особое значение для исследование малых составляющих и изотопного состава атмосферы имеют измерения с космических аппаратов с высоким спектральным разрешением. Однако, все спектрометры, используемые до настоящего времени в дальних космических миссиях имели спектральное разрешение не лучше 2 см-1. Современные приборы, разработанные для исследования атмосферы Земли, имеют более высокое спектральное разрешение (Ау=0.03-0.1 см'1), но большая масса (как правило, несколько сот килограммов) исключает их использование в планетных миссиях. Кроме того, и в дистанционном зондировании Земли большие и дорогие, требующие многих лет на подготовку проекты имеют сейчас все меньше шансов на осуществление. Компактная и легкая аппаратура имеет больше перспектив для запуска на мини- и микро- платформах, выводимых в качестве попутного груза, например, с телекоммуникационными спутниками.

Оптическая толщина
Рис. 3-4 Девять профилей горизонтальной оптической толщины на 3.7 и 1.9 мкм. Шкала абсцисс для каждого профиля сдвинута на фактор 10.
Экстинкция, км4
Рис. 3-5 Девять профилей атмосферной экстинкции на 3.7 и 1.9 мкм полученные в эксперименте по просвечиванию, восстановленные из профилей горизонтальной оптической толщины (Рис. 3-4). Шкала абсцисс для каждого профиля сдвинута на фактор 10.
Оценим влияние поглощения атмосферными газами на измеренную оптическую толщину. В соответствии с расчетами синтетических спектров, поглощение атмосферными газами в спектрах прибора не превышает 2-3% (за исключением полосы СОг, где поглощение достигает 10%), Естественно, что одна из сильных полос водяного пара попадает в спектральный диапазон прибора, так детектирование Н2О составляет одну из главных научных задач эксперимента. Содержание водяного пара в атмосфере Марса очень мало, и из-за низкого давления и температуры линии поглощения уширяются слабо, так что спектральные особенности разрешаются прибором. Мы выбрали участки спектра с максимальным поглощением порядка нескольких десятых процента. Ситуация