Спектроскопическое исследование атмосеры Марса в ИК диапазоне методом просвечивания на космическом аппарате Фобос-2 тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

АКАДЕМИЯ НАУК СССР ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

, КОРАБЛЕВ ОЛЕГ ИГОРЕВИЧ

СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ АТМОСФЕРЫ МАРСА В ИК ДИАПАЗОНЕ МЕТОДОМ ПРОСВЕЧИВАНИЯ НА КОСМИЧЕСКОМ АППАРАТЕ ФОБОС-2

Специальность 01.03.03 - Гелиофизика и физика солнечной системы

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических паук

Москва 1991

Работа выполнена в Институте космических исследований АН СССР.

Научный руководитель

Официальные оппоненты

Ведущая организация

- доктор

физико-математических наук В.А. Краснопопьский. -доктор

физико-математических наук A.C. Гинзбург

- кандидат

физико-математических наук А.Э. Иаджип.

- Институт прикладной математики АН СССР

Защита диссертации состоится " !) " Я^^^У ¿^_1992г.

в 4 ■А часов па заседании специализированноного совета К.002.94.01 при ИКИ ЛИ СССР по защите диссертаций на соискание ученой степени кандидата наук в конференц-зале Института по адресу: Москва, 117810, ул. Профсоюзная, дом 84/32.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института космических исследований АН СССР.

Автореферат разослан" ^Л " л^-Л-Ч 1992г.

.Ученый сектретарь специализированного совета К.002.94.01 . Д.В. Титов.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

¿ктшуосп т?ш

С древнейших времен ни одна из планет солнечной системы не привлекала к себе такого пристального внимания, как Марс. Одним из основных источником знаний о планете являются исследования, проводимые с космических аппаратов <КА). Космическая программа исследования планет в нашей стране после долгого перерыва в ¡983г была вновь сориентирована на Марс. Экспедиция "Фобос" явилась первой в этоГ. новой серии попыткой расширить наши знания о Марсе и его спутниках. Несмотря на общий неблагополучный итог экспедиции, во многих экспериментах были получены важные и приоритетные научные данные. В это число входит эксперимент "Огюст", задача которого состояла в исследовании состава атмосферы планеты методом солнечного просвечивания.

Метод спектроскопии солнечного просвечивания или солнечных затмений имеет ряд преимуществ, среди которых возможность непосредственного измерения высотных профилей компонентов атмосферы, высотного распределения пыли, структуры облаков и т.д. Сильными сторонами метода являются также максимальная по сравнению с другими методами воздушная масса, возможность получения калибровочных спектров перед входом луча зрения спектрометра в атмосферу планеты и исключительно высокая яркость ис-•точника излучения. Метод солнечного просвечивания использовался для исследования состава и структуры атмосферы Земли (КА 8расе1аЬ-1, ИК диапазон), с помощью этого метода и метода звездного просвечивания в рамках космической миссии "Вояджер" получены данные по составу и термической структуре внешних планет солнечной системы и их спутников: Сатурна, Урана, Титана, Нептуна и Тритона; В силу своей специфики метод солнечного просвечивания наиболее эффективен для исследования небесных тел, обладающих не очень плотной атмосферой, к числу которых относится Марс, однако до полета КА "Фобос" этот метод ие применялся для исследования его атмосферы. .

Для исследования химического состава и вертикальной структуры атмосферы Марса в рамках космической миссии "Фобос" был предназначен спектральный комплекс "Опост", реализующий метод солнечного просвечивания в УФ, видимом и ИК диапазонах длин волн. Основная научная задача спектрального комплекса состояла в определении содержания и получении высотных профилей малых составляющих атмосферы Марса: Оз в УФ диапазоне, Ог и 1ЬО в видимом и ближнем ИК диапазоне, НгО и ЬЮО в ИК диапазоне. Кроме того, во всех диапазонах длин волн проводились исследования аэрозольной компоненты атмосферы.

Преимущество ИК диапазона при исследованиях планетных атмосфер состоит в том, что ему соответствуют частоты колебательно-вращательных переходов большинства молекул. В связи с тем, что поглощение п спектральных особенностях исследуемых компонентов на 3.7 и 1.9 мкм не превышает нескольких процентов, и в ходе погружения луча зрения прибора в запыленную атмосферу планеты сигнал ослабляется в дестки раз, к ИК спектрометру комплекса "Опост" предъявляются высокие требования по спектральному разрешению и фотометрической точности. Разработка прибора, удовлетворяющего этим требованиям является одной из основных задач данного исследования.

При помощи эксперимента "Опост" в ИК диапазоне были измерены высотные профили содержания водяного пара и определены вертикальная структура и характеристики пылевой составляющей атмосферы Марса.

Проблема воды на Марсе связана с поисками биологических форм на планете, с ее геохимией, происхождением, эволюцией и аэрономией. К настоящему времени накоплен большой материал по наземным и орбитальным наблюдениям водяного пара. Однако до самого последнего времени практически отсутствовали данные о его высотном распределении. Вместе с тем высотный профиль содержания НаО в значительной мере определяет фотохимические процессы в атмосфере, поддерживающие, в частности, стабильность СОг на Марсе. Поэтому высотный профиль водяного пара так важен для фотохимии атмосферы.

Исследованию аэрозольной составляющей атмосферы Марса посвящено большое число работ, однако по вертикальной структуре были получены лишь ограниченные данные по телевизионным наблюдениям лимба на орбитальном аппарате "Викинг", Исследование пылевой составляющей атмосферы Марса важно в силу влияния аэрозоля на перенос тепла в атмосфере. Недавно было высказано предположение о возможном влиянии постоянной дымки и на протекание химических реакций.

Из изложенного следует актуальность проблемы спектроскопического исследования атмосферы Марса методом солнечного просвечивания в ИК диапазоне. Решению этой проблемы посвящена данная диссертационная работа.

11елыо данной работы является определение высотных профилей содержания водяного пара и аэрозольной составляющей в атмосфере Марса методом солнечного просвечивания в ИК диапазоне. Для достижения этой цегч необходимо решение следующих задач:

1. Создание бортового ИК спектрометра для КА "Фобос-2", реализующего метод просвечивания и исследование его характеристик.

2. Создание комплекса программых средств для обработки экспериментальных данных и уменьшения влияния мешающих факторов, вызванных отчасти нештатной работой бортовой аппаратуры.

3. Экспериментальное определение высотных профилей содержания водяного пара в атмосфере Марса.

4. Экспериментальное определение высотных профилей горизонтальной оп-тичесхой плотности на 1.9 и 3.7 мкм и интерпретация этих данных для получения характеристик пылевой составляющей и коэффициента турбулентной диффузии п атмосфере Марса.

Научная новизна работы

1. Впервые экспериментально определен высотный профиль содержания водяного пара на высотах от 10 до 45 км в атмосфере Марса поданным поглощения в полосе водяного пара 1.87 мкм .

2. Впервые прямым методом измерены высотные профили-коэффициентов экспткщт аэрозольной составляющей атмосферы Марса в диапазонах 1.9 и 3.7 мкм на высотах 12-30 км, что позволило в предположении -^распределения частиц по размерам рассчитать эффективный радиус н концентрацию пылевых частиц и провести моделирование переноса пыли в атмосфере Марса. На основе этих данных оценена оптическая толщина марсианской атмосферы, которая в рассматриваемых диапазонах длин волн составляет 0,2±0.1.

3. На основе моделирования переноса пыли определен коэффициент турбулентного перемешивания К - (1.5 ± 1) * 105 смг/с и наложены ограничения на вид функции распределения пылевых частиц по размерам.

Практическая ценность работы

В результате проведенных исследований разработан бортовой ИК спектрометр для исследования атмосферы Марса методом солнечного просвечивания на КЛ "Фобос-2" в двух узких спектральных интервалах на 1.9 и 3.7 мкм с разрешающей способностью Л/ДА ~ 1200. Осуществлена калибровка спектрометра в лабораторных условиях и в земной атмосфере.

Разработаны методики обработки данных и реализующий их комплекс программных средств, позволяющие, в частности, вводить коррекции на изменение высоты луча зрения прибора из-за ошибок системы наведения, непостоянство температуры и нелинейность детектора. Проведена предварительная обработка данных эксперимента "ИК спектрометр", функционировавшего на космичесом аппарате "Фобос-2" с 5 февраля по 26 марта 1989 года.

Результаты, полученные в ходе разработки, изготовления, калибровок, функционирования ИК спектрометра и в ходе обработки экспериментальных данных, используются в настоящее время при создании ИК спектрометра для проекта Марс-94, эксперимент СПИКАМ (1.8 -5 мкм, Л/ДА > 1000).

Полученные в данной работе основные результаты - определение высотного профиля водяного пара, коэффициента турбулентного перемешивания, параметров аэорозольной составляющей атмосферы, необходимых для построения химических и динамических моделей атмосферы Марса.

Апрабття работы. Основные результаты работы докладывались на:

1. Заседаниях семинара отдела физики планет ИКИ АН СССР под руководством проф. В.И.Мороза.

2. VI международном семинаре по космическому приборостроению, Фрунзе, 1989.

3. XXVIII конференции COSPAIt, Гаага, Голландия, 1990.

4. Международной школе по космическим исследованиям, Суздаль, 1991.

5. XVI сессии ассамблеи EGS, Вейсбаден, Германия, 1991.

Публикации. Основные результаты работы изложены в 7 публикациях.

Струюура ч объдм рсбрты. Диссертация состоит из введения, четырех глав и выводов, содержит 140 страниц текста, включая 47 рисунков, 8 таблиц и список литературы из 69 наименований.

ОСНОВНОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обоснована актуальность проблемы, сформулированы основные цели и задачи работы, рассмотрена краткая история метода просвечивания, сформулированы задачи эксперимента "Опост", размещенного на КА "Фобос".

Р первой главе диссертационной работы дана общая характеристика спектрального комплекса "Опост" и представлены результаты разработки и калибровок ИК спектрометра, в создании которого соискатель принимал непосредственное участие.

Спектральный комплекс "Опое?", созданный совместно учеными СССР и Франции, предназначен для определения содержания и получения высотных профилей в атмосфере Марса методом солнечного просвечиван"я следующих компонентов: 03, 02, Н20 и UDO, а также характеристик аэрозольной составляющей атмосферы. Анализ осуществляется в трех основных спектральных интервалах: 03 - в диапазоне 215-328 нм (УФ канал); 02 и Н20- на 760 и 936 нм (условно видимый канал); HIJO и Н2О - на 3.7 и 1.9

мкм, соответственно (ИК канал).

Важной особенностью ИК части эксперимента "Опост" является низкий урщвень поглощения в полосах исследуемых компонентов и малая ширина их спектральных особенностей. Так, характерная величина поглощения в полосе водяного пара 1.87 мкм составляет 1 - 3 % при ширине спектральных особенностей 4-5 см-', а в полосе ПРО 3.68 мкм - от 0.5 до 2 % при ширине полосы около 3 см*1. Таким образом, для измергния содержания этих атмосферных компонентов необходимо обеспечить спектральное разрешение не менее 4 и 2 см-1 соответственно. Сильно усложняет измерения наличие поглощения пылечой составляющей марсианской атмосферы. При этом максимальное поглощение в газовых полосах может наблюдаться при уровне прозрачности атмосферы, соответствующей пропусканию Г» (1-5) * Ю"2, т.е. необходимо фиксировать сигналы порядка (2-10) * Ю-4 от номинального уровня. Из сказанного следует, что к измерительной схеме ИК спектрометра предъявляются достаточно жесткие требования по динамическому диапазону, спектральному разрешению и фотометрической точности. ИК спектрометр для комплекса "Опост" разрабатывался в ИКИ АН СССР в соответствии с этими требованиями. Соискатель принимал непосредственное участие в этой разработке.

В спектральном комплексе "Опост" используется общая для всех каналов система наведения на Солнце и телескоп системы Кассегрена. Система наведения поддерживает направление оптической оси прибора на Солнце с точностью 20 угл. с. (угловой диаметр Солнца с орбиты Марса ^ 20 угл. мин). Для исключения светоделителя ИК спектрометр использует излучение участка солнечного диска, близкого к краю (8.6 угл. мин от центра Солнца). Поле зрения ИК спектрометра составляет ~ 1.5 угл. мин, что обеспечивает пространственное разрешение ~ 4 км в атмосфере Марса.

В главе обоснованы структурная, оптическая и электронная схемы ИК спектрометра. Прибор рассчитан на работу в двух узких спектральных интервалах: 3.7 мкм первый порядок дифракции и 1.9 мкм - второй. Основой спектрометра служит тороидальная дифракционная решетка и многоэлементный электрически охлаждаемый РЬЯе приемник ИК излучения. В первом порядке используются 17 элементов детектора (пикселей), перекрывая спектральный диапазон 2707-2740 см1, во втором - 20 пикселей (5292-5372 см-1). Разрешающая сила спектрометра Л/ДА - 1200. Для разделения порядков применяются соответствующие фильтры. В приборе используется модуляционный принцип регистрации (частота модуляции излучения составляет 2 кГц). Чтобы обеспечечить требуемое пространственное разрешение в приборе осуществляется регистрация 2 спектров в секунду. Для повышения отношения сигнал/шум накопление сигналов и синхронное детектирование

производится в трех независимых каналах. Исследованы источники погрешностей спектрометра. Отношение сигнал/шум, обусловленное внутренними источниками погрешностей спектрометра, составляет не менее 500.

Спектрометр калибровался в ИКИ АН СССР в лабораторных условиях и в обсерватории Пик де Миди во Франции в составе спектрального комплекса. В последнем случае были проведены измерения в земной атмосфере с использованием Солнца в качестве источника излучения. При лабораторных калибровках прибора в качестве источника излучения использовалась вольфрамовая ленточная лампа накаливания с сапфировым окном и 3-см газовые кюветы, наполненные метаном и смесью паров обычной и дейтерированной воды. В ходе калибровок уточнена реальная чувствительность спектрометра, устанавлен требуемый спектральный диапазон, оценена разрешающая способность прибора.

При испытаниях прибора в обсерватории определено относительное содержание метана (1±0.3) ррш и отношение D/H: j UDO/II-jO - (1.5*0.5) *

10"4 земной атмосфере, что хорошо согласуется с данными других исследований.

Для получения расчетных спектров поглощения молекул при обработке калибровочных данных, так же как и в дальнейшем - данных по просвечиванию марсианской атмосферы - использовались данные спектроскопических компьютерных баз данных. Методика расчета основана на вычислении кривых роста спектральных линий и их последующем суммировании с учетом аппартной функции спектрометра. Для вычисления спектров водяного пара в земной атмосфере использовалась более сложная техника вычислений, включающая интегрирование по лучу зрения и по спектральному диапазону с шагом много меньшим, чем ширина линии. .

Во второй глапе представлены данные измерений, полученных с помощью ИК спектрометра в рамках миссии "Фобос", а также алгоритмы обработки и коррекции полученной информации. С помощью спектрального комплекса "Огюст" измерения выполнялись в 35 сеансах в период с 8 февраля по 26 марта 1989г. Измерения соответствуют низким широтам в сезон, близкий к весеннему равноденствию. Из-за неисправности системы наведения на Солнце в большинстве сеансов луч зрения спектрального комплекса не опускался ниже 30-40 км. Благодаря смещению оптической оси ИК спектрометра относительно центра солнечного диска (см. выше) данные, соответствующ..е высотам ниже 30 км, были получены только в ИК канале и лишь в 9 сеансах (8 на заходе Солнца и 1 на восходе). Результаты, полученные в данном исследовании, в основном базируются на данных этих 9 сеансов.

В условиях нештатно функционировавшей системы наведения скорость погружения оптической оси спектрометра существенно отличалась от вертикальной проекции скорости космического аппарата и определение реальной тангенциальной высоты луча зрения спектрометра представляло собой серьезную проблему. Она была решена путем моделирования работы системы наведения с использованием данных поглощения в полосе углекислого газа на 5313 см1. Другим следствием неадекватной работы системы наведения является увеличенный по сравнению с номинальным сдвиг оси ИК спектрометра относительно центра Солнца, что привело к выходу части поля зрения за край диска. Размер неосвещенного вследствие этого участка поля зрения изменялся в процессе захода, что обусловило ряд нежелательных эффектов. В главе проанализировать обусловленные этим факторм трудности и предложены алгоримь: коррекции, вводимые при обработке.

Помимо этого при обработке учитывался ряд эффектов, связанных собственно с ИК спектрометром. Это проблемы температурного тренда ИК детектора и его нелинейности; соответствующие коррекции также были введены в алгоритмы обработки данных. Отдельный раздел посвящен анализу погрешностей эксперимента с учетом всех вводимых коррекций. Рассмотрены погрешности измерения огносительного поглощения в полосах, а также погрешности измерения горизонтальной оптической толщины и коэффициента экстинкции.

На рис.1 представлен спектр второго порядка который используется для уточнения высотной привязки, интерпретации распределения водяного пара в атмосфере планеты, а также для определения коэффициента экстинкции на длине волны 1.9 мкм.

Анализируя поглощение в континууме в двух спектральных порядках, для каждого сеанса наблюдений при помощи линейной регрессии можно получить значения пропускания Т и спектральных наклонов для каждого измеренного спектра. При этом из рассмотрения исключались участки спектра, которым соответствуют заметные газовые полосы поглощения. Логарифм пропускания 7' соответствует наклонной оптической толщине гьог,

которую'можно выразить через коэффициент объемной экстинкции а:

00

Thor - | o{z)ds.

-DO

Это уравнение можно решить путем преобразования Абеля. Полученные высотные профили горизонтальной оптической толщины rtl0r и коэффициенты объемной экстинкции а для длин волн 1.9 и 3.7 мкм приведены на рис.2.

В результате предварительной обработки получено 8 высотных профилей объемных коэффициентов экстинкции в диапазонах 1.9 и 3.7 мкм, которые использованы для нахождения параметров, определяющих свойства

тения пылью и отнорммрован. Пунктиром показаны синтетические спектры вычисленные для Т - 170 К и количеств С02 и Н20 3.5 « 1023 см'1 и 1.2 » !0'и см'2, соответственно; тонкая кривая - их сумма.

Рис.2. Высотные профили горизонтальной оптической толщины ты.г (тонкие кривы*.') и коэффициента объемной экстинкции а на 3.7 и 1.9 мкм (сплошные и пунктирные кривые, соответственно).

пыли в атмосфере Марса.

Третья глапгг диссертационной работы посвящена результатам обработки и интерпретации данных эксперимента ПК спектрометр и включает основные научные результаты исследования.

На основании высотных профилей коэффициентов экстинкции аэрозольной составляющей атмосферы М„рса на 1.9 и 3.7 мкм определены оптические толщины атмосферы в этих диапазонах, получены высотные профили концентрации и эффективного радиуса частиц.

Для расчета оптических параметров аэрозоля использовалось приближение сферических частиц и классическая теория Ми. Хотя в настоящее время разработаны достаточно простые и эффективные методы учета несферичности частиц, они практически не вносят поправок в расчеты в условиях геометрии метода просвечивания при взаимодействии света с ансамблем частиц различных размеров. Простые расчеты показывают, что рассеяние второго порядка и отражение ст поверхности планеты вносят поправки, пропорциональные угловому размеру поля зрения прибора. В нашем случае оно составляет порядка 1(И ср, таким образом эффекты рассеяния высших порядков очень малы и ими можно пренебречь. Полидисперсный характер среды учитывается, однако предполагается, что частицы однородны по составу.

В результате измерений методом просвечивания получены высотные профили двух параметров - коэффициентов объемной экстинкции на 1.9 и 3.7 мкм. Вместе с тем для описания экстинкции аэрозольных частиц в терминах теории Ми необходимо знать комплексный показатель преломления рассеивающих частиц m и их распределение по размерам. Для описания распределения частиц по размерам используется обобщенное гаммараспределение:

Для сокращения числа параметров распределения используются величины: эффективный радиус ггц (взвешенное сечение) и вариация ivrr-

Показатель преломления пылевых частиц выбран на основе литературных данных в предположении, что состав пыли в атмосфере Марса близок к базальту и возможна примесь лимонита: m - l.G-0.02i, а зависимостью т(А) можно пренебречь.

Измеренное отношение <т(:!7)/<т(1 Я) на любой высоте можно сравнить с отношением рассчитанным по теории Ми с учетом выбранного распределения и показателя преломления, что позволяет определить эффективный радиус j>ff,' а абсолютные величины коэффициента экстинкции на любой из длин

Ё

20

30

25

£

20

15

0.4 0.5

г,„ (нен)

10

0.6 10

-1--1—I—I—I ■ I 1г

7 Магс11 1989

1 « * I I ■ ' '

10° , „, л. Сел у

Рис.3. Высотные профили эффективного радиуса частиц гегг и их концентра цш п.

волн позволяют рассчитать высотный профиль концентрации пылевых частиц »(г) (рис. 3).

Для определения коэффициента турбулентного перемешивания построена простая одномерная модель переноса пыли в атмосфере Марса. Концентрация частиц настолько мала, что можно прнебречь эффектами столкновений. Уравнения непрерывности с членами источника и стока, приравненными к нулю имеет вид:

+ гс(1///+ К//0 + ф/Л' = О,

где V - скорость осаждения Стокса-Дэвиса, II - шкала высотн, К - коэффициент турбулентного перемешивания, ф - поток частиц, постоянный в отсутствие источников и стоков. В случае ф = 0 решение этого уравнения

п{г) = ноехр(-|(1/// + I'№)). о

т.е. шкала высоты пыли На = (1/// + V/ 1<]-К Как аналитическое, так и численное решение могут быть также получены и для случая ф ^ 0.

Для упрощения алгоритма моделирования мы отказались от поиска соответствия дмумерных модельной и эксприментальной поверхностей п(г,г)

и перешли к зависимостям п(г), рассматривая их для различных радиусов частиц г. Это связано с тем, что вид функции распределения частиц по размерам /г) известен лишь приблизительно, и бессмысленно добиваться соответствия экспериментальных и модельных данных не зная заранее насколько точно выбранное распределение по г отвечает реальному. С другой стороны, рассмотрение различных радиусов позволяет контролировать качество соответствия, делать выводы о применимости распределения при различных г и даже подбирать параметры распределения. С точки зрения согласования числа входных и выходных параметров в этой модели можно отметитнть, что помимо двух основных оптических параметров (7(3,7) и сг(1.9) в данном случае используется дополнительная информация, заключенная в вертикальном распределении, которая может быть косвенным образом использована для определения параметров распределения частиц по размерам. Таким образом, проверяя уровень стабильности коэффициентов Л', полученных подбором модельных профилей концентрации при различных радиусах пылевых частиц и качество моделирования, можно при фиксированном значении « = 2 ориентировочно оценить параметр обобщенного гамма-распределения у ~ 1.25*0.5. В связи с тсм, что параметры распределения могут быть определены из наших данных лишь с достаточно низкой степенью достоверности, мы не стали проводить расчеты в следующем приближении по ■), приняв 7 = 1, а = 2. Такие же параметры распределения (гРп - 1.25 мкм, ii«.ff - 0.2) были получены также в эксперименте ИСМ на КЛ "Фобос". Для высотной зависимости коэффициента турбулентного перемешивания Л'(г) = A'o<",z получен верхний предел фактора роста ß < 0.025 км"1 в интернале высот от 12 до 27 км.

Для определения полной оптической толщины атмосферы Марса из наших измерений необходимо экстраполировать оптические параметры атмосферы от уровня 10-12 км, где кончаются надежные измерения (см. рнс.2) до поверхности планеты. Это было сделано в приближении перемешанного (т.е. Hit = //g) и постоянного распределений пыли, а также с использованием описанной выше модели.

Результаты исследования пылевой составляющей атмосферы Марса сведены в таблицу. Полученные данные по коэффициенту турбулентного перемешивания находятся в хорошем согласии с результатами других авторов и позволяют повысить их точность.

Полип оптическая толщина парыГруется в разных сеансах до двух раз около среднего уровня т « 0.2, что совпадает с данными, полученными на приборе ИСМ /"Фобос" на близких длинах волн и несколько превышает значение г = 0.15, полученное в рамках эксперимента КРФМ /"Фобос" в видимом диапазоне. Данные "Викингов" в сезон, близкий к весеннему раноденсгвию, дают значение г ~ 0.1 в видимом диапазоне.

'Таблица

No 1 2 2 4 5 6 7 8 средне

К, >100 см Ve 0.42 0.53 0.73 2.4 2.2 1.3 0.94 3 1.5 ±1

г (mixed) 0.45 0.21 0.36 0.29 0.17 0.22 0.2 0.18 0.26±0

(const) 0.18 0.13 0.19 0.12 0.08 0.1 0.1 0.08 0.12*0

г (mixed) 0.6 0.25 0.38 0.33 0.24 0.3 0.2G 0.26 0.33*0

(cansí) 0.24 0.15 0.2 0.16 0.12 0.14 0.13 0.12 0.16*0

К - коэффициент турбулентного перемешивания, г - полные оптические толщины атмосферы при использовании на высотах О - 15 км перемешанной (mixed) и постоянной (const) апроксимации.

Высотный профиль водяного пара впервые получен по результатам измерения полосы 1.87 мкм. Нами были получены вертикальные профили относительного поглощения в полосе водяного пара для девяти сеансов

наблюдений. Наибольшая точность данных соответствует интервалу высот между 15 и 30 км. Выше 30 км уровень измеряемого поглощения низок, что при заданном значении абсолютной погрешности ЛА^^ приводит к росту

относительной погрешности ¿А^ по гиперболическому закону. Ниже 10 км

точность измерений существенно ограничивает низкая прозрачность атмосферы планеты, обусловленная поглощением пылевой составляющей. Далее измеренные профили поглощения сравниваются с профилями, полученными на основе синтетических спектров, рассчитанных для модельной атмосферы для постоянных относительных содержаний водяного пара. Хотя условия наблюдения для восьми профилей, измеренных на заходах Солнца, практически идентичны, различия между ними достаточно большие. Это может может быть связано как с изменчивостью содержания водяного пара в атмосфере, так и частично с ошибками эксперимента. Поэтому было проведено • усреднение данных 8 сеансов и получен средний высотный профиль. Путем его сопоставления с модельными кривыми можно получить профиль количества молекул на луче зрения и затем восстановить методом инверсии Абеля средний профиль относительного содержания водяного пара ^ В предположении насыщенности водяного пара выше 20 км получен температурный профиль.

В соответствии с данными измерений на аппаратах "Викинг" количество водяного пара для условий наших наблюдений соответствует 10 мкм осажденной поды. Эти измерения показали, что водяной пар пермешам с пылью в нижних 10 км; следовательно уровень относительного содержания Д0Л5кен быть постоянным на высотах от 0 до 10 км: » 160 ррш. Эта

и?

¿3

..........1 г

с

(

к

ИаО

Н20

величина находится в хорошем соответствии с данными наших измерений, несмотря на их относительно низкую

точность на высотах ниже

/

10 км. Высотный профиль концентрации водяного пара может быть хорошо описан постоянной шкалой высоты 3.8 км выше 12 км.

Профиль водяного пара в атмосфере Марса был измерен недавно с Земли при помощи спектроскопии высокого разрешения в микроволновом диапазоне. Эти , измерения подтвердили основные результаты наших измерений: резкое уменьшение содержания водяного пара при увеличении высо-

ты и малое общее содержание НгО на экваториальных широтах.

-1

10

Четвертая глава работы посвящена перспективам развития метода солнечного просвечивания в ИК диапазоне в рамках проекта "Марс 94". Опыт, накопленный в ходе разработки, изготовления, калибровок, и, главное, в ходе обработки и интерпретации данных, полученных ИК спектрометром в проекте "Фобос", используется в настоящее время при создании ИК спектрометра солнечной части комплекса СПИКА.М для просвечивания атмосферы Марса. Этот спектрометр, перекрывает в первом и втором порядках дифракции спектральный диапазон 1.8-5 мкм. Первому порядку соответствует диапазон 2.8-5 мкм, второму - 1.8-3.2 мкм. Спектральное разрешение прибора А/ДА > 1000. Спектральный комплекс для солнечных затмений помимо инфракрасного содержит ультрафиолетовый канал (спектральный диапазон 200-800 нм, А/ДА > 300). ИК и УФ каналы расположены в одном блоке и в значительной степени интегрированы.

Основные научные задачи для решения которых предназначен прибор СПИКАМ-С: получение вертикальных профилей водяного пара, СО, озона, пыли, исследование их пространственного распределения, суточных, широтных и сезонных вариаций. Планируется исследовать свойства пыли, уточнить отношение D/II на Марсе, продолжить поиск новых малых составляющих атмосферы. Это данные позволят углубить понимание фотохимии атмосферы Марса, атмосферной динамики и эволюции.

Разрабатываемый ИК спектрометр имеет много общего со своим предшественником, но несет в себе и значительные усовершенствования. Прежде всего, существенно расширен спектральный диапазон при сохранении высокой разрешающей силы. Это достигается за счет применения специально разрабатываемого в настоящее время детектора ИК излучения с большим числом элементов и высокими параметрами. Приемник содержит 256 PbSe элементов, которые сгруппированы в две линейки по 128 элементов в каждой для работы в первом и втором порядках дифракции. Для исключения взаимного влияния порядков линейки закрыты соответсвующими светофильтрами, которые устанавливаются непосредственно на фоточувствительную структуру с минимальным зазором. Для ислючения нестационарности температурного режима решено отказаться от электрического охлаждения в пользу радиационного. Существующие стандартные методы температурной стабилизации радиационно охлаждаемых блоков позволяют получить точность не хуже 0.1 °С, эта величина может быть улучшена. Для обеспечения высокой равномерности температуры в пределах достаточно длинной фоточувствительной структуры предполагается применить в конструкции тепловую трубу. Каждый из 256 элементов детектора соединен с соответствующим предусйли-телем, выходы которых объединяются 16 мультиплексорами, размещенными внутри корпуса детектора. Предусилители изготовлены с использованием интегральной технологии, что помимо малых размеров обеспечивает высокую идентичность параметров. Таким образом, в новй разработке предполагается исключить большинство нежелательных эффектов, обнаруженных при работе с многоэлементным ИК приемником в эксперименте "Опост".

Следующее существенное отличие состоит в том, что.помимо электрического сканирования путем переключения элементов детектора в спектрометре предусмотрено и механическое сканирование - привод дифракционной решетки обеспечивает ее вращение с шагом, приблизительно соответствующем ширине одного элемента детектора. Отметим следующие преимущества механического сканирования: расширение диапазона длин волн, возможность исключения неидентичности соседних или близко расположенных элементов детектора и повышенная живучесть спектрометра. Сочетание механического сканирования с многоэлементным детектором существенно расширяет возможности метода и прибора.

Идея параллельного накопления сигналов на нескольких синхродетек-торах, реализованная в ИК спектрометре эксперимента "Опост", использована и п новой разработке. В связи с существенно увеличившимся количеством спектральных каналов увеличено, и количество синхродетекторв - с 3 до 16. Расчет чувствительности, приводит к отношению сигнал/шум от 1500 на 1.8 ыкм до 70 на 4.7 мкм. Управление работой спектрометра, сбор и передача данных осуществляются микроконтрс.шером.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ

I

1. В результате проведенных исследований разработан бортовой спектрометр для исследования атмосферы Марса методом солнечного просвечивания на аппаратах "Фобос" в двух узких спектральных интервалах на 1.9 и 3.7 мкм с разрешающей силой А/ДА = 1200. Осуществлена калибровка прибора в земной атмосфере и лабораторных условиях.

2. Разработаны метсдики обработки данных и реализующий их комплекс программных средств, позволяющие, в частности, вводить коррекции на изменение высоты луча зрения прибора из-за ошибок системы наведения, непостоянство температуры и нелинейность детектора. Проведена предварительная обработка данных эксперимента "ИК спектрометр для солнечного просвечивания", функционировавшего на КА "Фобос-2" с 5 февраля по 26 марта 1989 года. Получены данные в 8 сеансах на заходе Солнца и ь 1 - на восходе, соответствующие экваториальным широтам в сезон близкий к весеннему равноденствию.

3. Впервые экспериментально определен высотный профиль содержания водяного пара в атмосфере Марса на высотах от 10 до 45 км и установлено, что его относительное содержание изменяется в пределах от 150 ррш ниже 12 км до 3 ррш на высоте 40 км.

4. Впервые экспериментально измерены высотные профили коэффициентов экстинкции основного слоя аэрозольной составляющей марсианской атмосферы на 1.9 и 3.7 мкм и установлено, что средний объемный коэффициент экстинкции марсианской пыли изменяется от 10 2 км*1 на 15 км до 2 * 10"3 км"' на 20-25 км. На больших высотах обнаружено более резкое уменьшение экстинкции. Оптическая толщина марсианской атмосферы в рассматриваемых д- зпазонах длин волн составляет 0.2 ± 0.1.

5. Полученные оптические характеристики атмосферы позволили в предположении -/-распределения частиц по размерам рассчитать эффективный радиус и концентрацию пылевых частиц и провести моделирование переноса пыли з атмосфере Марса. Эффективный радиус частиц меняется от 1.3 мкм на 12 км до 0.9 мкм в районе 25 км, концентрация частиц приблизительно постоянна в этом интервале высот и составляет ~ 1 см"3.

6. Высотные профили экстинкции пыли воспроизводятся моделью включающей турбулентное перемешивание f/0, стоксов» осаждение и источник пыли (3.5 * 0.7) « 10"14 г/см2с, локализованный на высоте около 23 км. Эффективный радиус частиц этого источника ген - (1.23 * 0.1) мкм при вариации адг - 0.2.

7. Определен уровень коэффициента турбулентного перемешивания К - (1.5 ± 1) » 106 см'Ус на высотах от 10 до 30 км. Верхний предел фактора роста Я составляет ff1^ < 0.01 км1.

8. Результаты, полученные в ходе разработки, изготовления, калибровок, функционирования ИК спектрометра и в ходе обработки полученных данных используются в настоящее время при создании ИК спектрометра для проекта Марс-94, эксперимент СПИКАМ (1.8-5 мкм, А/ДА > 1000).

,' По теме диссертации опубликованы следующие работы:

1. Phobos-2: Solar occultation spectroscopic measurements of the Martian atmosphere at 1.8 and 3.7 fan V.A.Krasnopolsky, V.I.Moroz, A.A.Krysko, O.I.Korablev et al., Nature Ml, 603, 1989.

2. Спектрометр для исследования атмосферы Марса методом солнечных ' затмений на 1.8 и 3.7 мкм. В.А. Краснопольский, А.А.Крысъко, О.И.Ко-раблев и др. Материалы 4-го международного семинара по научному космическому приборостроению, Фрунзе; 1989.

3. Infrared solar occultation sounding of the Martian atmosphere. V.A.Krasnopolsky, O.I.Korablev, V.I.Moroz, A.A.Krysko, The proceedings of thé XXVII COSPAR meeting, Hague, Netherlands, 1990.

4.. Properties of aerosol in the Martian atmosphere measured by the Phobos infrared occultations. O.I.Korablev, V.A.Krasnopolsky, V.I.Moroz, A.A.Krysko, A.V.Rodin, J.E.BIamont, E.Chassefierre. The proceedings, of the XVI EGS General Assembley, Wiesbaden, Germany, 1991.

5. Infrared solar occultation sounding of the Martian atmosphere by the Phobos spacecraft. V.A.Krasnopolsky, O.I.Korablev, V.I.Moroz, A.A.Krysko, J.E.BIamont, E.Chassefierre. Icarus, 1991.

6. Dust in the martian atmosphere measured by the solar infrared occultations from the Phobos spacecraft. O.I.Korablev, V.A.Krasnopolsky, A.V.Rodin. Submitted to Icarvs.

7. Vertical structure and granulometry of martian aerosols.from solar occultation measurements. E.Chassefiere, J.E.BIamont, V.A.Krasnopolsky, O.I:Ko-rablev, S.K.Atreya, Я.A.West. Submitted to tcarvs.