Дистанционное зондирование аэрозоля по полосам CO2 и влияние аэрозоля на полосы H2O в спектрах Марса тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.04 ВАК РФ

На правах рукописи

Федорова Анна Александровна

ДИСТАНЦИОННОЕ ЗОНДИРОВАНИЕ АЭРОЗОЛЯ ПО ПОЛОСАМ СО2 И ВЛИЯНИЕ АЭРОЗОЛЯ НА ПОЛОСЫ Н2О В СПЕКТРАХ

МАРСА

Специальность 01.03 04 - «планетные исследования»

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА 2004

Работа выполнена в Институте космических исследований Российской академии наук (РАН)

Научный руководитель:

Доктор физико-математических наук профессор [Мороз В.и] (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук Шематович В.И. (ИНАСАН) Доктор физико-математических наук Иванов В Н. (НПО «Тайфун», ИЭМ)

Ведущая организация:

Институт физики атмосферы им. А.М. Обухова РАН

Защита диссертации состоится " " декабря 2004 г. в_часов на

заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в Институте космических исследований РАН по адресу: 117997, г. Москва, ул. Профсоюзная, д.84/32, 2-й подъезд, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института космических исследований РАН.

Автореферат разослан " "

2004 г.

Ученый секретарь диссертационного совета к.ф.-м.н.

Ткаченко А.Ю.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

С началом эры космических исследований началось интенсивное изучение планет Солнечной системы с помощью орбитальных и спускаемых аппаратов. Особое место среди объектов исследований занимает Марс, в связи с непрекращающимися попытками обнаружить жизнь на этой планете. В настоящее время постоянный мониторинг Марса с американского орбитального аппарата «Марс-Глобал-Сервейор» и европейского спутника «Марс-Экспресс» дает неоценимую информацию о тепловом режиме планеты, временных и пространственных вариациях составляющих атмосферы Марса. Полученные недавно с помощью российского прибора HEND (на борту американского аппарата «Марс - Одиссей») результаты о подповерхностном распределении водяного льда добавили множество вопросов о происхождении ледяных областей в приповерхностном слое Марса, стабильности таких образований и гидрологическом цикле на планете. В ближайшие годы планируется интенсивное исследование планеты с помощью европейских и американских спускаемых аппаратов, причем многие научные эксперименты этих миссий поставлены с участием российских ученых.

Такое интенсивное исследование необходимо для понимания современного состояния климатической системы планеты. Основными факторами, влияющими на поведение марсианской атмосферы, являются химические и тепловые процессы, происходящие в ней. Построение долговременного прогноза невозможно без длительного глобального наблюдения за основными параметрами атмосферы, их суточными, пространственными и сезонными вариациями, дающими возможность построить модели общей циркуляции. Как и в случае Земли, такой долговременный глобальный мониторинг с хорошим пространственным разрешением можно обеспечить только с помощью орбитальных аппаратов, поскольку спускаемые аппараты ограничены координатами места посадки, хотя нельзя не оценить их значимость в плане наблюдения за суточными и сезонными изменениями атмосферы. В свою очередь, наземные наблюдения имеют плохое пространственное разрешение и ограничены во времени.

В свете всего вышесказанного бу] ^"ЦдЦиЩ]^^ развитие новых методов дистанционного вддодададия атмосферы

I СЛицШ' йгА

; о» тШтНх\

планеты с орбитальных аппаратов. В настоящее время в области исследования атмосферы Марса наиболее актуально стоят вопросы изучения постоянно присутствующего в атмосфере аэрозоля, а также гидрологического цикла на планете.

Несмотря на разреженность, атмосфера Марса содержит значительное количество пыли. Конденсационные облака и пылевая дымка влияют на тепловой баланс атмосферы, участвуя в процессах переноса излучения, испарения и конденсации. Они влияют на атмосферную динамику, процесс обмена веществом атмосферы с поверхностью, и, возможно, участвуют в атмосферных химических реакциях. Понимание истории марсианского климата и его современного состояния невозможно без детального изучения аэрозольной составляющей атмосферы. Основные сведения об аэрозоле на Марсе были получены следующими методами: 1) зондирование аэрозоля в тепловом диапазоне спектра по полосе поглощения минералов 9 мкм и водяного льда 12 мкм с орбиты планеты (TES, IRIS, IRTM) - получены значения оптических толщин, а также проведена идентификация по спектральной зависимости коэффициента поглощения; 2) измерение яркости неба в видимой области на разных угловых расстояниях от Солнца с поверхности планеты - получены оптические характеристики пылевых частиц и распределения частиц по размерам, а также измерения прямого солнечного излучения с поверхности планеты' в видимой области спектра - получены непрозрачности атмосферы на луче зрения (1МР/«Марс-Пасфайндер», камера Викингов 3) последовательность наблюдений фазовой функции EPF (emission phase function), когда проводятся непрерывные наблюдения одной точки поверхности с орбиты под разными фазовыми углами (болометрические каналы IRTM и TES) - возможность определения оптических толщин и свойств аэрозоля; 4) метод солнечного просвечивания (Огюст/«Фобос-2») - определение вертикального распределения аэрозоля; 5) распределения яркости по диску Марса и наблюдения лимба в тепловом (Термоскан/«Фобос-2») и видимом диапазоне (КРФМ/«Фобос-2») с возможностью определения вертикального профиля аэрозоля в атмосфере. Измерения оптических толщин аэрозоля в разных областях спектра дает возможность получить информацию о размерах и составе частиц, что важно при моделировании общей циркуляции атмосферы. Поскольку каждый из методов имеет свои трудности при интерпретации результатов, развитие новых методов зондирования аэрозоля даст возможность получения дополнительной информации об аэрозольной

t

W

miïouhuw,, *»» m «с

Современный цикл и история воды на Марсе являются одной из фундаментальных и наиболее интересных проблем климата этой планеты. И хотя содержание водяного пара в марсианской атмосфере незначительно относительное содержание порядка 10'4), он влияет на энергетический баланс атмосферы: например, определяет процессы формирования облаков, которые активно участвуют в переносе радиации. Кроме того, происходит активный обмен водой между атмосферой и реголитом поверхности.

Первые сведения о содержании водяного пара в атмосфере Марса были получены с помощью наземных наблюдений по колебательно-вращательной полосе в области 8200А. Подобные наблюдения связаны с многочисленными трудностями, к тому же полученные результаты в большинстве своем относились к средним по диску значениям. С помощью орбитальных аппаратов содержание водяного пара определялось в основном по инфракрасным полосам Н2О 1,38 мкм и вращательной полосе в диапазоне 20-50 мкм.

До конца 90-х годов XX века наиболее детальным источником информации о глобальном распределении водяного пара в атмосфере и его сезонных вариациях были данные эксперимента MAWD (Mars Atmospheric Water Detector, проект «Викинг-1 и 2»). Наблюдения были выполнены в полосе 1,38 мкм водяного пара, и полученные результаты дали основу для моделирования общей циркуляции атмосферы планеты и гидрологического цикла на Марсе. В конце 1990-х - начале 2000-х годов результаты, полученные прибором TES («Марс-Глобал-Сервейор») по вращательной полосе водяного пара в области 28-42 мкм, дали новую картину глобального сезонного распределения водяного пара в атмосфере планеты и показали расхождения с распределениями, полученными MAWD, в сезон прохождения планетой перигелия. Подобные расхождения могут относиться и к реальным межгодичным вариациям распределения водяного пара, и к неопределенностям, возникающим при восстановлении результатов по разным полосам спектра. Каждый из методов измерения имеет свои трудности при интерпретации и, если в тепловом диапазоне основным фактором, влияющим на результат, будет вертикальное распределение Н2О и температурный профиль атмосферы, то в случае коротковолнового ИК-диапазона - это влияние рассеяния на аэрозоле на глубину полосы поглощения атмосферного газа. Таким образом, построение гидрологического цикла по результатам наблюдений требует уточнения существующих методов восстановления содержания водяного пара и учета основных неопределенностей.

Цели и задачи работы - р азвитие нового метода дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса; оценка влияния многократного рассеяния на аэрозоле на восстановление содержания малых составляющих марсианской атмосферы в ближней инфракрасной области.

Для достижения поставленной цели требуется решение следующих задач:

- Обоснование и исследование возможности аэрозольного зондирования атмосферы Марса по полосе углекислого газа 2,7 мкм.

- Исследование возможности применения метода к реальным наблюдениям с орбитальных космических аппаратов на примере данных, полученных обсерваторией ISO (Infrared Space Observatory).

- Исследование влияния многократного рассеяния на аэрозоле на полосы малых составляющий атмосферы Марса в ближней инфракрасной области.

- Новый анализ данных, полученных прибором МА\ЛЮ/«ВикинМ и 2». Восстановление содержания водяного пара по полосе 1,38 мкм с учетом многократного рассеяния.

- Анализ сезонного распределения содержания водяного пара, сравнение результатов MAWD и TES.

Научная новизна

- Разработан новый метод дистанционного зондирования марсианского аэрозоля по полосе углекислого газа 2,7 мкм.

- Впервые к обработке реальных спектров применен метод дистанционного зондирования по полосе 2,7 мкм СО2. В результате получены средние по диску значения оптической толщины аэрозоля в атмосфере Марса в период июль-август 1997 года по данным ISO.

- Получены новые карты распределения водяного пара по данным MAWD с учетом многократного рассеяния на пыли. Обоснована важность учета рассеяния при восстановлении содержания малых составляющих по полосам в ближней инфракрасной области. Сравнение недавних результатов прибора TES и пересмотренных результатов MAWD, возможно, указывают на стабильность водяного цикла на Марсе.

Научная и практическая ценность работы

Разработанный метод дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса планируется использовать при анализе результатов экспериментов ОМЕГА и ПФС, оба прибора прибыли к Марсу 25 декабря 2003 г. на борту аппарата «Марс-Экспресс». Эти спектрометры работают в широком диапазоне спектра: картирующий спектрометр ОМЕГА - диапазон 0,5 - 5,2 мкм, спектральное разрешение ~ 50 см*1, пространственное разрешение ~3 км; инфракрасный фурье-спектрометр ПФС - диапазон 1,2-40мкм, спектральное разрешение 2см"1, пространственное разрешение -20 км. Таким образом, возможно одновременное восстановление содержания газовых и аэрозольных составляющих атмосферы, а также температуры и давления. В настоящее время метод успешно применяется для картирования распределения интегрального содержания аэрозоля по данным эксперимента ОМЕГА.

Полученные значения средней по диску Марса оптической толщины аэрозоля в июле-августе 1997г., что соответствует концу лета в северном полушарии 167 и 157°, показали не только согласие с другими наблюдениями в тот же период («Марс-Пасфайндер» и телескоп имени Хаббла), что может говорить об эффективности метода, но и добавили новые результаты в статистический банк данных о сезонных изменениях аэрозоля на Марсе.

Анализ влияния аэрозольного рассеяния на полосу поглощения водяного пара 1,38 мкм указывает на необходимость учета многократного рассеяния при восстановлении Н2О при воздушных массах больше 3, к тому же незнание вертикального распределения и оптических свойств аэрозоля может привести к значительным неопределенностям в полученном результате. Эти выводы актуальны в свете эксперимента СПИКАМ на борту «Марс-Экспресс», инфракрасный канал которого работает в диапазоне 11,7 мкм и одной из научных задач которого является мониторинг водяного пара по полосе 1,38 мкм. Алгоритмы, разработанные для анализа данных MAWD, используются для обработки спектров, полученных СПИКАМ.

Полученная в результате повторного анализа данных MAWD (1976-1979гг.) карта сезонного распределения водяного пара находится в хорошем согласии с картой, построенной по результатам эксперимента TES (1997-2001 г., два марсианских года). Само по себе это может говорить о стабильности водяного цикла на Марсе, что было не очевидно ранее, когда предполагались

межгодовые вариации цикла. Недавние результаты Моделей общей циркуляции марсианской атмосферы (Richardson и Wilson, 2002), а также двухгодичные наблюдения TES говорят о стабильности гидрологического цикла на планете, и расхождения между результатами MAWD и TES, отмеченные в первый год наблюдений последнего, относятся скорее к несовершенствам методов восстановления.

Личный вклад автора

Все работы автора диссертации выполнены в соавторстве. Ему принадлежит равный с другими соавторами вклад в обоснование метода дистанционного зондирования по полосе 2,7 мкм СО2, а также программная реализация расчета синтетических спектров Марса в полосе 2,7 мкм. В работе над данными ISO автору принадлежит разработка программ для обработки спектров и анализ результатов. В работе по повторному анализу данных MAWD автору принадлежит равный с другими соавторами вклад в методическую и программную реализацию обработки данных, а также в обсуждение сезонного распределения водяного пара по данным MAWD и TES и стабильности водяного цикла, вытекающего из моделей общей циркуляции атмосферы Марса. Автором также выполнено теоретическое обоснование необходимости повторного восстановление содержания водяного пара по полосе 1,38 мкм.

Апробация результатов

Результаты, изложенные в диссертации, обсуждались на семинарах отдела «Физики планет» ИКИ РАН, а также были доложены на следующих конференциях:

1. Международная конференция студентов-физиков, Коимбра, Португалия, 1998.

2. American Astronomical Society, DPS meeting 31, 75.04, Падуя, Италия, 1999.

3. Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2001, Санкт-Петербург, 2001.

4. 34-ая генеральная ассамблея COSPAR, Хьюстон, США, 2002.

5. EGS - AGU - EUG Joint Assembly, Ницца, Франция, 2003.

Структура диссертации

Диссертация состоит из четырех глав, включая введение, заключения, четырех приложений и списка литературы. Полный объем диссертации составляет 96 страниц, включая 27 рисунков и 6 таблиц. Список литературы насчитывает 115 наименований.

Содержание работы

Глава I содержит основные теоретические представления о переносе излучения в атмосфере Марса, об актуальности исследования аэрозоля в атмосфере, приводятся основные результаты исследования аэрозоля с помощью приборов на орбитальных и спускаемых аппаратах и основные методы восстановления свойств аэрозоля. Рассматривается гидрологический цикл на Марсе, обзор основных работ по измерению водяного пара в атмосфере Марса с момента его обнаружения в 1963 г. и актуальность как можно более точного восстановления содержания Н2О по инфракрасным данным.

В главе II рассматривается основная идея метода дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса по полосе углекислого газа 2,7 мкм. Метод основан на чувствительности центра насыщенной полосы 2,7 мкм к количеству аэрозоля на луче зрения. Благодаря обратному рассеянию света на аэрозоле часть фотонов отражается обратно в космос, не достигнув поверхности и не успев поглотиться молекулами СО2. В главе приводятся модельные расчеты спектров Марса в приближении однократного рассеяния, а также для решения уравнения переноса излучения в случае многократного рассеяния на аэрозоле методом дискретных ординат с помощью кода DISORT, разработанного группой американских ученых (Stamnes и др., 1988). Основным преимуществом метода является слабая чувствительность центра полосы к альбедо поверхности Марса, тем самых удается разделить свойства аэрозоля и подстилающей поверхности, что довольно сложно сделать при получении информации из надирных наблюдений Оценивается влияние различных параметров атмосферы на центр полосы, в частности, большой эффект оказывает незнание давления у поверхности, т.е. концентрация молекул СО2 на луче зрения, хотя эти эффекты можно разделить, благодаря различному влиянию аэрозоля и давления на центр и крылья полосы. К тому же, благодаря точным знаниям о топографии

Марса, полученным по данным MOLA(Smithn др., 1998), влияние ошибок давления может быть сведено к минимуму. В качестве модели аэрозоля изначально бралась постоянно присутствующая в атмосфере Марса пылевая дымка с экспоненциальным распределением по высоте. Кроме того, было рассмотрено влияние различного вертикального распределения аэрозоля на форму полосы и сделан вывод, что при тонком анализе возможно разделение влияния различных составляющих аэрозоля (облаков и пылевой дымки). При хорошем разрешении по форме полосы возможно получение вертикального распределения аэрозоля, благодаря тому, что разные участки полосы чувствительны к различным высотам локализации аэрозоля.

Рассматриваются инструментальные ограничения на использование метода и возможность его применения при анализе спектров планирующихся миссий к Марсу. Одним из основных требований к наблюдениям является довольно высокое спектральное разрешение. Второй (и не менее важный)критерий -это эквивалентная яркость шума прибора, которая должна быть достаточно низкой, чтобы мы смогли с приемлемой точностью определить значение оптической толщины аэрозоля. Возможно, приемлемыми характеристиками обладает планетный фурье-спектрометр (ПФС), работающий на европейский миссии «Марс-Экспресс». Именно он в первую очередь рассматривается в работе как возможный кандидат на применение метода.

с

1

Рис. 1. Спектры Марса, полученные спектрометром SWS/ISO в полосе поглощения атмосферного С02 2,7 мкм: орбита 624 (сплошная линия) и 644 (пунктир). Точками показано модельные расчеты в приближении беспылевой атмосферы для спектра орбиты 624.

2.6 2.6S 2.7 Z.7S 2.8 Длина ваяны, мкм

2.85

2.9

Глава III посвящена первому применению метода дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса по полосе углекислого газа 2,7 мкм для восстановления оптической толщины пыли по спектрам, полученным обсерваторией ISO (Леллуш и др., 2000). Наблюдения Марса с орбиты Земли проходили в июле-августе 1997г. В результате было получено три спектра, обработка двух из них подробно изложена в этой главе. На спектрах явно прослеживается ненулевая интенсивность в центре полосы 2,7 мкм (см. рис.1, сплошная и пунктирная линии -результаты наблюдений, орбиты 624 и 644; точки - модельный спектр для 624-й орбиты, рассчитанный для беспылевой атмосферы). Хорошее соотношение сигнал/шум, а также известная неопределенность нулевого уровня в спектрах позволяют говорить об ответственности пыли за ненулевую интенсивность в центре полосы. В результате анализа спектров были получены средние по диску оптические толщины пыли, среднее значение составило т=0,35±0,13. Такой результат довольно хорошо согласуется с данными, полученными в тот же период камерой IMP на спускаемом аппарате «Марс-Пасфайндер» по измерению яркости неба на восходе и заходе Солнца, а также около полудня, и по измерению прямого солнечного излучения в видимой области спектра и последующему восстановлению по закону Бугера (точнее, Бугера-Бэра-Ламберта), а также с наблюдениями, проведенными с помощью космического телескопа имени Хаббла в видимой области спектра. Несмотря на то, что наше значение относится к ИК-диапазону, собранные в настоящее время сведения о марсианской пыли, ее распределении и оптических свойствах позволяют говорить, что в этих областях спектра непрозрачность атмосферы, вызванная пылью, будет приблизительно одного порядка (см. таблицу).

Кроме того, по профилю полосы удалось выявить возможную спектральную зависимость оптических свойств аэрозоля от длины волны. Полученные зависимости указывают на довольно узкую полосу поглощения пылевого аэрозоля в области 2,75 мкм. К сожалению, неопределенности метода не позволили получить четкой зависимости, хотя довольно резкое падение альбедо однократного рассеяния может указывать скорее на присутствие филлосиликатов, таких как монтмориллонит, чем силикатов типа палагонита, у которых полоса поглощения в этой области более широкая (Erard и др., 1997).

Сравнение значений оптической толщины пыли, полученных в _июле-августе 1997 г._

Наблюдения Дата L» Координаты X, мкм X

ISO (данная работа) 31 июля 21 августа 157 167 24 N,131W 20 N,40 Е 2.6 0,33±0,13

HST (Вольф и 27 июня 139 26N; 11-56W 0,41-0,673 0.4

ДР, 1999) 9 июля 145 25,6N, 9,1W 0,4

«Марс-Пасфайндер» (Смит и Леммой, 1999) с 4 июля 1997 -145 19.2N; 33.55W 0,44-0,99 0,4-0,5

Глава IV относится ко второй части диссертации и посвящена анализу влияния аэрозоля на восстановление малых составляющих атмосферы Марса на примере восстановления водяного пара по полосе 1,38 мкм. В главе представлен повторный анализ данных, полученных прибором MAWD, измерявшим излучение в пяти каналах полосы поглощения водяного пара 1,38 мкм. Наиболее детальная информация о поведении водяного пара на Марсе была получена с помощью спектрометра MAWD, работавших на борту аппаратов «Викинг-1 и 2», и совсем недавно по наблюдениям инфракрасного спектрометра TES (Thermal emission spectrometer)/aппapaT «Mapc-Глобал-Сервейор». Основные расхождения в поведении водяного пара для этих двух периодов наблюдений относились к моментам • прохождения Марсом перигелия, т.е. лета в южном полушарии планеты, и в основном связывались с моментами развития двух глобальных пылевых бурь, происходивших во время наблюдений-«Викингов». Поскольку для восстановления водяного пара по данным TES использовалась вращательная полоса Н2О 240-360 см'1 (28-42 мкм), а в MAWD -полоса 1,38 мкм, Smith (2002) предположил, что различия между наблюдениями TES и MAWD объясняются более слабой чувствительностью длинноволновых спектров TES к присутствию пыли в атмосфере.

Прибор MAWD представляет собой пятиканальный спектрометр относительно высокого разрешения (около 6000) ближней инфракрасной области (колебательно-вращательная полоса Н2О 1,38 мкм). Прибор был установлен на борту орбитального аппарата «Викинг» и проводил измерения отраженного Марсом солнечного излучения, при эффективных воздушных массах от 2 до 10. Измерялись спектральные интенсивности в пяти каналах, причем три детектора измеряли интенсивность в наиболее сильных линиях в полосе поглощения 1,38 мкм: 7242,74; 7232,2; 7223,14 см'1, а два других приходились на континуум полосы: 7238,5 и 7224,5 см*1, т.е.

на этих волновых числах отсутствовало поглощение излучения водяным паром. Спектральное разрешение каждого канала -1,2см-1.

РИС. 2. ЗаВИСИМОСТИ ОТНОСИТеЛЬНОГО ПОГЛОЩеНИЯ 1л]лоса/1конг. {ГДе Inonoca -

соответствует интенсивности в каналах, приходящихся на полосы поглощения, - интенсивность в континууме) от оптической толщины аэрозоля т и содержания водяного пара в атмосфере(в разрезе} Зависимости представлены в виде поверхностей для воздушной массы М=4 для самого сильного канала, соответствующего частоте 7232,2 см'1.

Рассмотрено влияние многократного рассеяния на аэрозоле на восстановление содержания водяного пара в полосе 1,38 мкм с учетом различной геометрии наблюдений, а также неопределенностей в вертикальном распределении и оптических свойствах пыли и произведено повторное восстановление содержания Н2О по данным MAWD с учетом многократного рассеяния. Полученные результаты говорят о необходимости учета рассеяния на пыли при восстановлении воды при воздушных массах >3. В противном случае неучет пыли и незнание ее оптических

свойств может привести к большим неопределенностям в полученном результате.

Рис. 2 позволяет количественно определить недооценку содержания водяного пара при таких воздушных массах. Например, при т~1 и реальном количестве Н2О ~ 30 осажденных микрон глубина полосы будет соответствовать при восстановлении с т=0 приблизительно в три раза меньшему количеству воды. Тем не менее, для небольших оптических толщин (<0,3-0,5), наблюдения, выполненные при такой воздушной массе, не приведут к значительным ошибкам в оценках содержания Н2О (до -50% величины).

Основываясь на простой модели пылевого аэрозоля и используя пространственное распределение аэрозоля, полученное Инфракрасным термическим спектрометром (Infrared Thermal Mapper, IRTM) по полосе силикатов 9 мкм (Martin и Richardson, 1993), мы пересчитали значения содержания водяного пара с учетом многократного рассеяния, используя данные MAWD, полученные в течение одного марсианского года. Содержание водяного пара усреднялось fio 10° широты на 10° долготы и 15° Ls ареоцентрической долготы. Так же, как и Jakosky и др. (1982), мы ограничились местным временем в пределах от 10:00 до 16.00, когда содержание воды в атмосфере максимально, чтобы избежать наложения суточных вариаций, а также влияния рассеяния при больших зенитных углах Солнца. Углы падения и отражения были ограничены 60°, что в совокупности дает максимальное значение воздушной массы <4.

На рис. 3 представлено сезонное зонально-усредненное распределение содержания водяного пара для полного марсианского года. В отличие от результатов Jakosky и др. (1982), представленных на рис. 3 (внизу), новый анализ дает как упоминавшийся выше максимум обилия Н2О над Южным полюсом в сезон перигелия при Ls - 270-290°, так и северный тропический максимум на широтах ~0-30°N, который существует в течение периода от Ls -160 до 360°, т.е. в зимний период с захватом осени и весны. Этот максимум хорошо воспроизводится моделью общей циркуляции атмосферы Марса (Richardson и Wilson, 2002).

Таким образом, повторный анализ данных MAWD указывает на то, что гидрологический цикл на Марсе не претерпел значительных изменений со времен полетов «Викингов», и распределение водяного пара близко к результатам TES. При этом естественно, что пылевые бури оказывают значительное влияние на тепловой режим планеты, поэтому не исключаются реальные вариации содержания водяного пара в период пылевой активности.

В заключении представлены основные результаты диссертации, выносимые на защиту.

п, Л

&50 03

н

О

С, О

3

-50

SO 100 150 200 230 ЗСО 350

L .грая.

L ,ф*д

Рис. 3. Сезонное распределение водяного пара. Сверху: с учетом многократного рассеяния на пыли. Снизу: приближение беспылевой атмосферы (Лаковку и др., 1982).

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Разработан новый метод дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса по полосе 2,7 мкм СО2.

2. Определена оптическая толщина марсианского аэрозоля по данным, полученным с помощью обсерватории ISO: значение интегральной оптической толщины аэрозоля т = 0,33±0,13 на длине волны 2,6 мкм.

3. Получена спектральная зависимость альбедо однократного рассеяния, параметра асимметрии и фактора эффективности ослабления Qext аэрозоля, указывающая, возможно, на

присутствие филлосиликатов в спектре пыли (узкая полоса поглощения в районе 2,7-2,8 мкм).

4. Проведена оценка влияния многократного рассеяния на аэрозоле на полосы поглощения малых газовых составляющих, атмосферы Марса в ближней инфракрасной области на примере полосы поглощения водяного пара 1,38мкм.

5. Проведен повторный анализ данных прибора Mars Atmospheric Water Detector (MAWD), входившего в состав орбитальных аппаратов «Викинг-1 и 2» с учетом многократного рассеяния на пыли. Полученные результаты свидетельствуют о важности учета рассеяния при восстановлении содержания малых составляющих в ближней инфракрасной области. Неучет рассеяния может привести к значительным неопределенностям результата при воздушных массах наблюдений больше 3.

6. Небольшое количество водяного пара, полученное в приближении беспылевой атмосферы на Южном полюсе Jakosky и Farmer (1982), шло в разрез с результатами Smith (2002 и 2004) по данным ИК-спектрометра TES. Учет многократного рассеяния привел к достаточно- ярко выраженному максимуму обилия паров воды на Южном полюсе, хотя он представлен не так четко, как в результатах Smith (2002 и 2004).

7. Откорректированная карта сезонного распределения водяного пара свидетельствует о стабильности гидрологического цикла на Марсе.

Работы, опубликованные по теме диссертации

Основные результаты диссертации .опубликованы в следующих работах:

1. Федорова А.А., Титов Д.В., Хаус Р. О возможности аэрозольного зондирования атмосферы Марса в полосе 2,7 мкм СО2 // Космические исследования. 1999. Т. 37. N. 5. С. 498-506.

2. Titov D.V., Fedorova A.A., Lellouch E., de GraauwT., Feuchtgruber H. Sounding the Martian dust from ISO spectroscopy in the 2.7 urn CO2 bands // Abstracts of American Astronomical Society. 1999. DPS meeting 31. 75.04.

3. Titov D.V., Fedorova A.A., Haus R. A new method of remote sounding of the Martian aerosols by means of spectroscopy in the

2.7 microns CO2 band // Planetary and Space Science. 2000. V.48. P. 67-74.

4. Федорова А.А., Леллуш Э., Титов Д.В., де Граау Т., Фойхтгрубер X. Дистанционное зондирование марсианского аэрозоля в полосе 2,7 мкм СО2 по данным коротковолнового спектрометра на борту Инфракрасной космической обсерватории ISO // Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2001, 6-12 августа, 2001 года, Санкт-Петербург, тезисы докладов, НИИХ СПбГУ, С. 179.

5. Fedorova A.A., Lellouch E., Titov D.V., de GraauwT., Feuchtgruber H., Remote sounding of the Martian dust from ISO spectroscopy in the 2.7 microns CO2 bands // Planetary and Space Science. 2002. V. 50. P. 3-9.

6. Fedorova A.A., Baklanova I.V., Rodin A.V. Behavior the Mars atmospheric water vapor: comparison of MAWD and TES observation // Paper presented at 34th COSPAR general assembly, Huston 2002, COSPAR02-A-01768.

7. Fedorova A.A., Baklanova I.V., Rodin A.V. Mars atmospheric water vapor in the Southern hemisphere: MAWD revisited // Advances of Space Research. 2004. V. 34. Issue 8. P. 1677-1682.

8. Fedorova A.A., Rodin A.V., Baklanova I.V. Revision of MAWD observations: seasonal behavior of Mars atmospheric water vapor, comparison MAWD and TES observations // EGS - AGU - EUG Joint Assembly, Abstracts from the meeting held in Nice, France, 6-11 April 2003, abstract №13099.

9. 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.

10. Федорова А. А., Родин А.В., Бакланова И.В. Сезонный цикл водяного пара в атмосфере Марса по данным наблюдений эксперимента MAWD / «Викинг 1 и 2» // Астрономический вестник. 2004. Т.38. №6. С. 483-496.

Список литературы

1. Stamnes К., Tsay S.-C, Wiscombe W., Jayaweera K. Numerically stable algorithm for discrete-ordinate-method radiative transfer in multiple scattering and emitting layered media // Applied Optics. 1988. V. 27. P. 2502-2509.

2. Richardson M. I., Wilson R. J. Investigation of the nature and stability of the Martian seasonal water cycle with a general

circulation model // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. 10.1029/2001JE001536.

3. Smith D.E., Zuber M.T., Frey H.V., Garvin J.B., Head J.W., Muhleman D.O., Pettengill G.H., Phillips R.J., Solomon S.C., Zwally H.J., Banerdt W.B., Duxbury T.C. Topography of the northern hemisphere of Mars from the Mars Orbiter Laser Altimeter // Science. 1998. V. 279. P. 1686-1692.

4. Lellouch E., Encrenaz T., de Graauw T., Erard S., Morris P., Crovisier J., Feuchtgruber H., Girard T., Burgdorf M. The 2.4-45 mm spectrum of Mars observed with the Infrared Space Observatory // Planetary and Space Science. 2000. V. 48. Issues 12-14. P. 13931405.

5. Erard S., Calvin W. New composite of Mars, 0.4-5.7 mm // Icarus. 1997. V. 130. P. 449-460.

6. Smith M.D. The annual cycle of water vapor on Mars as observed by the Thermal Emission spectrometer // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. E11. P. 25-1. Site ID 5115.

7. Martin T.Z., Richardson M.I. New dust opacity mapping from Viking infrared thermal mapping data.// J. Geophys. Res. 1993. V. 98. E6. P. 10941-10949.

8. Jakosky B.M., Farmer C.B. The seasonal and global behavior of water vapor in Mars atmosphere: complete global results of the Viking atmospheric water detector experiment // J. Geophys. Res. 1982. V. 87. No.B4. P. 2999-3019.

055(02)2 Ротапринт ИКИ PAH

_117997. Москва. Профсоюзная 84/32

_Подписано к печати_10.11.2004

Заказ i969 Формат 70x108/32 Тираж 100 0,8 уч.-изд.л.

»24180

1. ВВЕДЕНИЕ

1.1 Аэрозоль в атмосфере Марса

1.2 Водяной пар в атмосфере Марса

1.3 Перенос излучения в атмосфере Марса

1.4 Описание диссертационной работы

2. МЕТОД ДИСТАНЦИОННОГО ЗОНДИРОВАНИЯ АЭРОЗОЛЯ ПО 23 ПОЛОСЕ УГЛЕКИСЛОГО ГАЗА 2.7 МКМ

2.1. Идея метода

2.2. Уравнения для интенсивности отраженного солнечного излучения в 24 приближении однократного рассеяния

2.3. Возможность определения интегральной оптической толщины 25 аэрозоля

2.4. Возможность оценки вертикального распределения аэрозоля

2.5. Применение метода к наблюдениям с орбитальных космических 31 аппаратов

2.6. Выводы

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОПТИЧЕСКОЙ ТОЛЩИНЫ АЭРОЗОЛЯ ПО 35 ИНФРАКРАСНЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ ОБСЕРВАТОРИИ ISO

3.1. Наблюдения Марса инфракрасной космической обсерваторией ISO

3.2. Моделирование спектров

3.3. Анализ неопределенностей

3.4. Результаты и обсуждение

3.5. Выводы

4. ВЛИЯНИЕ АЭРОЗОЛЯ НА ПОЛОСЫ ПОГЛОЩЕНИЯ МАЛЫХ 51 СОСТАВЛЯЮЩИХ В БЛИЖНЕЙ ИНФРАКРАСНОЙ ОБЛАСТИ, НОВАЯ ОБРАБОТКА ДАННЫХ MAWD

4.1. Введение

4.2. Прибор и наблюдения

4.3. Моделирование водяного пара в полосе 1.37 мкм: чувствительность 53 к аэрозолю

4.4. Выбор входных параметров.

4.5. Результаты

Спектроскопия только отождествить является одним из мощных инструментов но и исследования определить химического состава атмосферы и поверхности планеты. По спектрам планеты хможно не определенные химические элементы, температурные профили атмосферы, количественное содержание газов в атмосфере, а также содержание, распределение и оптические свойства аэрозолей в атмосфере. Спектрометрические измерения с орбиты планеты дают информацию о пространственных и временных вариациях тех или иных составляющих атмосферы. Для проведения аккуратного анализа спектроскопических данных необходимы четкие представления о переносе излучения в атмосфере планеты. В климатической системе Марса одну из ведущих ролей в переносе излучения играет фактически постоянно присутствующий в атмосфере планеты аэрозоль. Эта составляющая атмосферы является важным фактором, влияющим на тепловой режим и циркуляцию атмосферы планеты. Кроме того, он вносит значительные изменения в спектры Марса, тем самым затрудняя количественную интерпретацию содержания газовых составляющих атмосферы в некоторых спектральных диапазонах. В связи с этим исследование распределения аэрозоля в атмосфере планеты и определение его оптических свойств являются одной из важных задач в изучении климатической системы Марса. В диссертации представлен новый метод дистанционного зондирования аэрозоля в ближней инфракрасной области спектра

4.6 ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Таким образом, распределение водяного пара в марсианской атмосфере, восстановленное из данных MAWD с учетом многократного рассеяния на пыли находится в лучшем согласии с результатами наблюдений TES, а также моделями общем циркуляции атмосферы, чем значения, полученные в приближении чисто газового поглощения. Появился максимум содержания водяного пара на южном полюсе во время лета в южном полушарии, а также северный тропический максимум, не представленные при восстановлении в приближении чисто газовой атмосферы.

При восстановлении содержания водяного пара по полосе 1.38 мкм (да и вообще при восстановлении любых малых составляющих в ближней инфракрасной области), влияние пыли учитывать необходимо, по меньшей мере, во время пылевых бурь, иначе восстановление теряет смысл, и возникают большие неопределенности. Особенно это касается наблюдений, проводимых при воздушных массах больше 3, когда ошибка может превышать 100% величины.

Повторный анализ данных MAWD указывает на то, что гидрологический цикл на Марсе не претерпел значительных изменений со времен «Викингов» и распределение водяного пара близко к результатам TES. При этом естественно, что пылевые бури оказывают значительное влияние на тепловой режим планеты, поэтому не исключаются реальные вариации содержания водяного пара в период пылевой активности.

Latitude

Latitude k & & о a

Latitude Latitude

8$ 'к & Й о а 8 3 & & к о а £ 3

1. Синтетический спектр Марса в области полосы 2.7 мкм углекислого газа в приближении чисто газовой атмосферы. Спектр свернут с разрешением 2 см. 23

2. Синтетические спектры в полосе 2.7 мкм углекислого газа. Различные кривые показывают отклонение интенсивности в полосе от случая чисто газовой атмосферы для набора аэрозольных оптических толщин (снизу вверх в центре полосы: 0.1, 0.2, 0.3, 0.5, 1.0 и 2.0). Толстая линия уменьшенная в 10 раз интенсивность отраженного излучения в приближении беспылевой атмосферы. 27

3. Определение интегральной оптической толщины по измерениям в полосе 2.7 мкм СОг возможно.

4. Спектр, полученный на орбите 624, представлен на рисунке 3-1. 35

5. Спектр Марса в диапазоне 2.36-45 мкм, полученный коротковолновым спектрометром SWSASO. Разрешение 1500-2

6. Спектры Марса, полученные спектрометром 8\¥8Я80 в полосе поглощения атмосферного СОг 2.7 мкм: орбита 624 (сплошная линия) и 644 (пунктир). Точками показано модельные расчеты в приближении беспылевой атмосферы для спектра орбиты 624. 3.2 МОДЕЛИРОВАНИЕ СПЕКТРОВ ISO Как обсуждалось в предьщущей главе, полоса 2.7 мкм является насыщенной. Это означает, что при нормальных условиях поток в центре полосы будет равен

7. Спектры Марса, полученные спектрометром SWSJSO, в полосе 2.7 мкм поглощения атмосферного СОг (сплошная линия). Пунктир: синтетические спектры для "серой модели" пыли. Точки: вычисления с адаптированной моделью аэрозоля. Вычисления выполнены с температурной моделью и профилем давления АОРР: вверху орбита 624; внизу орбита

8. Если не брать в расчет возможные ошибки калибровки или артефакт измерений, то можно заключить, что несоответствие наблюдений и модели в «синей» части спектра возникает из-за использования «серой» модели аэрозоля. Таким образом, следующим шагом моделирования должен быть поиск спектральной зависимости параметров 41

9. Среднее альбедо поверхности в полосе 2.7 мкм, полученное из спектров 624 (сплошная линия) и 644 (пунктир). Кружки указывают длины волн, чувствительные к альбедо поверхности. Точки представляют отражательную способность поверхности, полученную Lellouch и др., 2000 из спектра 624. 44

10. Результирующая ошибка составила 10%. Диапазон возможных значений альбедо однократного рассеяния был выбран в пределах соо 0.9±0.1, что привело к ошибке при определении оптической толщины порядка 10%. В таблице 3-4 представлены ошибки, вызванные различными источниками неопределенности. Таблица 3-

11. Зависимость восстановленной оптической толщины пыли от давления у поверхности Спектр 624 644 Модель АОРР 0.45 0.32 Ps 0.55 0.38 Ps 1мбар 0.32 0.28 Ps 1мбар Модель LMD 0.3 Ps 0.41 Ps 1мбар 0.15 Ps 1мбар Среднее 0.36 значение 0.12 0.26 0.32 0.22 0.3 0.05 46

12. Наблюдения HST: в интересующий нас период проводились наблюдения Марса с помощью камер, установленных на космическом телескопе им. Хаббла (Hubble Space Telescope, HST): Wide Field Planetary Camera 1 и Wide Field Planetary Camera

13. Сравнение значений оптической толщины пыли, полученных в июлеавгусте 1997 г. Координаты Наблюдения Дата L, т Я., мкм ISO (данная работа) 31 июля 24N, 131 W 157 2.6 0.33 ±0.13 20N,40E 21 августа 167 26N; 11-56W HST (Wolff и др., 27 июня 139 0.41- 0.673 0.4 1999) 9 июля 145 25.6N; 9.1W 0.4 «Марс-Пасфайндер» с 4 июля -145 19.2N; 33.55W 0.44 0.99 0.4 0.5 (Smith и Lemmon, 1997 1999) 48

14. Модельные спектры полосы поглощения водяного пара 1.38 мкм (диапазон частот 7217-7247 см) для различного содержания водяного пара в атмосфере (сверху вниз: 10, 20, 50 и 100 осажденных микрон). Стрелками указано положение 5 каналов инструмента MAWD. Спектры моделировались в приближении чисто газовой атмосферы. Давление у поверхности 6 мбар. Воздушная масса

16. Этот график соответствует наблюдения конца лета в южном полушарии, когда наблюдался спад второй пьшевой бури. Таким образом, атмосфера была достаточно запьшенной. Квадратная и линейная аппроксимации данных указывают на оптические толщины пьши больше

17. Инфракрасные наблюдения, проведенные в тоже время прибором ERTM, указывали на интегральные оптические толщины аэрозоля не менее 0.5 на длине волны 5 мкм. (Martin и Richardson, 1993). На рисунке 4-5 показано влияние основных параметров аэрозоля (параметра асимметрии и альбедо однократного рассеяния), воздушная масса предполагалась равной 2 (надирные измерения), содержание

18. Внизу: орбита 440; Ls 325.74"; координаты: 25-35S, 290-300"; местное время: 7:00 8:30; оценки оптической толщины: т 1. 60

19. Чувствительность относительной интенсивности к индикатрисе рассеяния для воздушных масс 2 (вверху) и 4 (внизу). Содержания водяного пара в атмосфере 10 осажденных микрон, давление у поверхности 6 мбар. Модель с индикатрисой Хеньи-Гринстейна аналогична представленной на рисунке 3-5, индикатриса по теории Ми вычислена для гамма распределения с Гегг 1.24 мкм и Veff 0.25 мкм (Drossart и др. 1991). 62

20. Чувствительность относительной интенсивности к вертикальному распределению ныли. Вверху: вертикальные профили, используемые при моделировании (два экспоненциальных распределения со шкалой высот 10 и 20 км и профиль, полученный эмпирическим путем Conrath (1975), для момента спада пылевого шторма 1971 года) Средняя панель воздушная масса 2, нижняя

21. Содержания водяного пара в атмосфере 10 осажденных микрон, давление у поверхности 6 мбар. 64

22. Зависимости относительного поглощения 1полоса/1конт. (где Гполоса соответствует интенсивность в каналах, приходящихся на полосы поглощения, IKOHT интенсивность в континууме) от оптической толщины аэрозоля и содержания водяного пара в атмосфере. Зависимости представлены в виде поверхностей для двух воздушных масс (сверху М=2, снизу М=4) для самого сильного канала, соответствующего частоте 7232.2 см 68

23. Поэтому наши результаты также могут допускать некоторую недооценку водяного пара, хотя и не настолько, как в приближении чисто газовой атмосферы. 70 T AM M VS 9 K 2 зависит от интерпретации и в действительности оно может быть

24. Коэффициент ослабления Qext изменялся от 2.8 до 3.

25. Подобная модель является довольно приближенной, поскольку, в идеале, нужно рассматривать зависимость свойств аэрозоля от сезона (не только количество, но и размеры и вертикальное распределение частиц зависят от времени года) (работа Clancy и др., 2003). 71

26. Разработан новый метод дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса по полосе 2,7 мкм СОг

27. Определена оптическая толщина марсианского аэрозоля по данным, полученным с помощью обсерватории ISO: значение интегральной оптической толщины аэрозоля т 0,33±0,13 на длине волны 2,6 мкм.

28. Получена спектральная зависимость альбедо однократного рассеяния, параметра асимметрии и фактора эффективности ослабления Qext аэрозоля, указывающая, возможно, на присутствие филлосиликатов в спектре пыли (узкая полоса поглощения в районе 2,7-2,8 мкм).

29. Проведена оценка влияния многократного рассеяния на аэрозоле на полосы поглощения малых газовых составляющих атмосферы Марса в ближней инфракрасной области на примере полосы поглощения водяного пара 1,38мкм.

30. Проведен повторный анализ данных прибора Mars Atmospheric Water Detector (MAWD), входившего в состав орбитальных аппаратов «Викинг-1 и 2» с учетом многократного рассеяния на пьши. Полученные результаты свидетельствуют о важности учета рассеяния при восстановлении содержания малых составляющих в ближней инфракрасной области. Неучет рассеяния может привести к значительным неопределенностям результата при воздушных массах наблюдений больше 3.

31. Небольшое количество водяного пара, полученное в приближении беспылевой атмосферы на Южном полюсе Jakosky и Farmer (1982), шло в разрез с результатами Smith (2002 и 2004) по данным ИК-спектрометра TES. Учет многократного рассеяния привел к достаточно ярко выражехпюму максимуму обилия паров воды на Южном полюсе, хотя он представлен не так четко, как в результатах Smith (2002 и 2004).

32. Откорректированная карта сезонного распределения водяного пара свидетельствует о стабильности гидрологического цикла на Марсе. 78