НТО на КЭ Ракурс
advertisement
Директор «ГУ ИПГ» _____________ В.Б. Лапшин «___»______ 2010 г. Научно-техническое обоснование космического эксперимента «Многоракурсная спектрометрия атмосферных внутренних гравитационных волн» Шифр КЭ «Ракурс» 1 Цель и задачи эксперимента Нижняя и средняя атмосферы тесно взаимодействуют и влияют друг на друга. Основными каналами их взаимовлияния являются радиационный обмен, эффективность которого определяется присутствием в средней атмосфере парниковых газов (CO2 ,CH4, Н2О и др.), и потоки энергии и импульса, обусловленные распространением внутренних атмосферных волн из нижней атмосферы в верхнюю. Оценки потоков энергии переносимых внутренними сопоставимы гравитационными с потоком волнами (ВГВ) коротковолнового показали, излучения что они Солнца (≈10 эрг см-2 с-1). Однако до настоящего времени не разработаны методы их измерения. Одной из причин этого является отсутствие методов измерения трехмерных пространственных спектров волновых пульсаций плотности и температуры атмосферы, знание которых является необходимым условием для определения вертикальных потоков энергии и импульса. Целью предлагаемого КЭ является отработка новых методов определения характеристик атмосферных внутренних гравитационных волн (ВГВ), по цифровым изображениям эмиссионных слоёв, полученных с борта МКС. 2 Основной задачей КЭ является отработка метода многоракурсной спектрометрии ансамбля атмосферных ВГВ. Наряду с этим, будет сделана попытка экспериментально подтвердить эффект нелинейного усиления фоновой яркости эмиссионного слоя за счёт прохождения через него атмосферных ВГВ. 2 Состояние исследований в настоящее время В настоящее время волновые возмущения в средней атмосфере регистрируются различными радиофизическими и оптическими приборами и установками. В последние три десятилетия наибольшее распространение получили методы регистрации волновых процессов в средней атмосфере с использованием радаров, лидаров и фотоприемников собственного излучения атмосферы, использующих чрезвычайно чувствительные и малошумящие ПЗС матрицы. С помощью радаров был получен обширный экспериментальный материал, как по наблюдениям отдельных волновых мод, так и по спектральным характеристикам (частотные и вертикальные спектры) волнового ансамбля, распространяющегося из нижней атмосферы в верхнюю. Данные, полученные релеевскими и Na – лидарами, дополнили этот материал наблюдаемых информацией, на касающейся страто-мезосферных коротковолновых высотах. Что касается ВГВ, ПЗС приемников, то с их помощью измеряется горизонтальная структура волновых возмущений интенсивности собственного излучения атмосферы. Следует отметить, что все перечисленные методы позволяют получить в лучшем случае двумерные спектры пульсаций различных атмосферных параметров. Кроме того, они обладают общим недостатком – измерения осуществляются в ограниченном числе мест Земного Шара и не дают представления о глобальном распределении волновой активности. Попытки проведения скоординированных наблюдательных компаний носят эпизодический характер и чрезвычайно сложны в организационном плане. Свободным от этого недостатка является использование ПЗС приемников, установленных на космических аппаратах. 3 В 1998 г. появилось сообщение о регистрации ВГВ по модуляциям ночного свечения в Атмосферной полосе (0-0) молекулярного кислорода (762 нм) ПЗС камерой, установленной на космическом челноке “Shuttle” [1]. Отметим, что при наблюдении земной атмосферы из космоса атмосферная полоса (0-0) О2 является наиболее яркой в видимом и ближнем ИК диапазонах спектра. Кроме того, благодаря резонансному рассеянию на кислороде нижележащих слоёв атмосферы, существенно снижается вклад в регистрируемый видеосигнал от альбедо и собственного излучения земной поверхности и тропосферной облачности. В 2006 г. при обработке изображений атмосферы, полученных в окрестности солнечного терминатора (французский КЭ «LSO»), был обнаружен яркий эмиссионный слой (несколько сотен кРл), излучающий в этой же атмосферной полосе (рисунок 1) [2]. В последствие была построена физическая модель, объясняющая природу этого эмиссионного слоя [3]. В настоящее время идет подготовка к КЭ «Терминатор» (ИПГ), в ходе которого будет исследована возможность использовать наблюдения из космоса этого эмиссионного слоя для контроля волновой активности атмосферы. Рисунок 1 – Изображения эмиссионного слоя в окрестности солнечного терминатора, полученные с борта МКС (левое изображение получено при наблюдении в лимб, правое - в надир) 4 3 Выбор и обоснование КА для проведения КЭ Космические эксперименты («LSO» и «Волны», «Терминатор») по наблюдению и регистрации волновых возмущений эмиссионных слоёв уже проводились на РС МКС, их методика достаточно отработана и нет сомнений в её эффективности. Однако, в этих КЭ наблюдение проводилось через иллюминатор, что сужало панорамный обзор, существенно ослабляло принимаемый видеосигнал и искажало изображение эмиссионного слоя. В предлагаемом КЭ планируется многоракурсное фотографирование отдельных участков ночного эмиссионного слоя. Для проведения КЭ необходима установка НА на внешней поворотной платформе МКС, обеспечивающей непрерывное присутствие выбранного участка эмиссионного слоя в поле зрения регистрирующей аппаратуры в течение всего времени пролёта МКС над ним. Кроме того, необходимость проведения лимбовых измерений в направлении движения станции (или в прямо противоположном направлении), также предполагает установку НА на выносную платформу в открытом космосе. 4 Краткое описание КЭ 4.1 Физическая характеристика объекта наблюдения В планируемом КЭ регистрацию внутренних атмосферных волн предполагается осуществлять путем регистрации волновых возмущений эмиссионного слоя, излучающего в атмосферной полосе (0-0) молекулярного кислорода (762±5 нм). Наблюдение будет проводиться на теневых участках орбиты. Фотохимические реакции, приводящие к возникновению ночной эмиссии атмосферной полосы (0-0) молекулярного кислорода представляют собой двухступенчатый процесс (процесс Барта) возбуждения молекул кислорода, O+O+M(O2+N2)→O2( c1 u )+M, (1) 5 O2( c1 u )+O2→O2( b 1 g )+O2. (2) Переход возбужденных молекул кислорода O2( b1g ) в основное состояние приводит к возникновению ночной эмиссии в ближней ИК-области спектра (762 нм), получившей название атмосферной полосы. Её интенсивность определяется величиной объёмной светимости in c1 A1 n(O) 2 n(O 2 ) n( N 2 ) n(O 2 ) , A2 c2 n(O 2 ) c3 n( N 2 )7.5n(O 2 ) 33n(O) (3) где c1=4.7×10-33 (300/T)2 см6с-1, A1=0.079 с-1, A2=0.083 с-1, c2=4.0×10-17 cм3с-1 и c3=2.2×10-15 cм3с-1. Здесь n(O), n(O2) и n(N2) – соответственно объемные концентрации атомарного и молекулярного кислорода и азота. Объёмная светимость in измеряется в фотон/cм3с1. Зенитная яркость ночного эмиссионного слоя колеблется в пределах ≈ 5 – 10 кРл. Вышеприведенные формулы позволяют рассчитать величину зенитной яркости ночного эмиссионного слоя в атмосферной полосе (0-0) О2 (762 нм). 110 110 100 100 90 Âû ñî òà, êì Âû ñî òà, (êì ) Результаты показаны на рисунке 2. 90 80 80 1E+008 1E+010 1E+012 1E+014 Î á úåì í àÿ êî í öåí òðàöè ÿ, (cì -3) 1 2 3 4 5 , 103cì -3ñ-1 Рисунок 2 – а) – вертикальные профили объемных концентраций N2, O2, O; б) – невозмущенный профиль объёмной светимости и его Гауссова аппроксимация (пунктир) 6 4.2 Возмущения эмиссионного слоя, наблюдаемые из космоса В КЭ предполагается регистрировать волновые возмущения описанного выше эмиссионного слоя. Анализ формул для объемной светимости указывает на два основных механизма возмущения эмиссии в атмосферной полосе (0-0) О2 (762 нм). Первый – адвективный вынос атомарного кислорода из термосферного резервуара на высоты эмиссионного слоя (85 – 100 км). Этот механизм эффективен благодаря большому химическому времени жизни атомарного кислорода в этом интервале высот. Последнее обстоятельство позволяет рассматривать атомарный транспортируемую разного кислород рода как пассивную крупномасштабными примесь, движениями атмосферы: меридиональная циркуляция, приливные и планетарные волны [6]. Второй эмиссионный – возмущения, слой более возникающие при мелкомасштабных прохождении волн – через внутренних гравитационных волн. В этом случае пространственная структура поля возмущений яркости эмиссионного слоя определяется температурными флуктуациями нейтральной атмосферы, обусловленными атмосферными ВГВ. Так как волновые возмущения температуры малы, объёмная светимость in может быть представлена следующим образом in 0 ( z) 1 ( z)T Tu 2 ( z)T Tu , 2 (4) где 0 - её невозмущенное значение, 1 и 2 представляют собой линейный и нелинейный коэффициенты разложения объёмной светимости. Соответственно, если «космический» наблюдатель находится на высоте zobs, то поле яркости наблюдаемого им эмиссионного слоя запишется следующим образом B( , ) 0 ( z obs-rcos )dr 1 ( z obs-rcos )T Tu dr 2 ( z obs-rcos )T Tu dr , 2 0 где 0 (5) 0 – угол между линией наблюдения и местным надиром, - азимутальный угол, r - переменная интегрирования вдоль луча зрения. 7 Первый интеграл в правой части уравнения (4.5) представляет собой выражение для яркости невозмущенного эмиссионного слоя Bu ( ) 1 cos zo b s 0 ( z )dz 1 B0 , cos (6) где B0 – зенитная яркость невозмущенного эмиссионного слоя. В задавая [4], возмущение атмосферы в виде плоских монохроматических волн ~ T Tu Re T ei ( kxlymz ) , получены (7) аналитические выражения для линейного и нелинейного возмущений наблюдаемого поля яркости эмиссионного слоя: 1 1 ~ i ( kx ly) 2 h B1 ( x, y) Te e cos 2 ( kx ly mh) 2 h ( z)dz , (8) 1 ~ 1 T2 h B2 ( x, y) 2 ( z)dz . cos 2 (9) Здесь h - высота «космического» наблюдателя над эмиссионным слоем, σ1 – полуширина эмиссионного слоя. Из (4.8) видно, что возмущение эмиссионного слоя, обусловленное плоской монохроматической волной, представляет собой двумерный вэйвлет Морле. Таким образом, регистрируемое «космическим» наблюдателем поле яркости эмиссионного слоя Bobs ( x, y ) можно представить в виде двух составляющих: поля фоновой (all sky) яркости и поля волновых сигнатур. ~ Bobs ( x, y) B ( x, y) B ( x, y) Первая из них B ( x, y) представляет собой суперпозицию двух компонентов: поля яркости, определяемого формулой (4.3), и добавки к этому полю за счет нелинейного взаимодействия ВГВ с эмиссионным слоем. ~ Величина последней добавки (~ Ti 2 ) может рассматриваться как мера волновой активности. ~ 1 zobs T2 0 ( z) B ( ) 2 ( z ) dz , cos( ) 2 (10) 8 Вторая составляющая вэйвлет-подобных волновых ~ B ( x, y ) представляет собой суперпозицию структур наблюдаемого поля яркости, обусловленных прохождением атмосферных ВГВ через эмиссионный слой. В работе [4] было получено интегральное уравнение, определяющее связь между трехмерным спектром волновых флуктуаций температуры атмосферы и наблюдаемым из космоса полем яркости эмиссионного слоя 2 8 2 B12 S (k h , , m)e 1 ( mm )2 2 ~ dm B ( x, y ) Fk ( x, y )dxdy (11) G Правая часть этого уравнения представляет собой вэйвлет-преобразование 2 области G наблюдаемого эмиссионного слоя, Fk ( x, y ) B1e S (k h , , m) трехмерный спектр волновых i ( kx ly ) пульсаций записанный в цилиндрической системе координат; e 1 ( kx lymh )2 2h , температуры, kh k 2 l 2 ; - азимутальный угол. 4.3 Измеряемые в эксперименте физические величины В КЭ предполагается проводить измерения в атмосферной полосе (0-0) О2 (762,0 нм) и в зелёной линии атомарного кислорода (557,7 нм). Контроль содержания атомарного кислорода в диапазоне высот от 90 до 110 км предполагается осуществлять через измерение вертикального распределения интенсивности эмиссии 557,7 нм. При наблюдении с МКС эмиссионного слоя в атмосферной полосе (0,0) молекулярного кислорода (762,0 нм) следует иметь в виду, что ширина данной полосы составляет величину около 8 нм, что видно из рисунка 3. Её интенсивность многократно превосходит соседние гидроксильные полосы ОН(8-3), ОН(4-0), ОН(9-4), ОН(5-1). 9 Рисунок 3 – Распределение интенсивностей в ветвях атмосферной полосы (0-0) О2 [2] Для оценки величины световых потоков на входе регистрирующей аппаратуры проведены модельные расчеты наблюдаемого с борта МКС поля яркости эмиссионного слоя. На рисунке 4 приведены модельные зависимости наблюдаемой яркости в атмосферной полосе (0-0) О2 от угла визирования, отсчитываемого от надира. На рисунке 5 представлена модельная зависимость яркости зелёной линии (557,7 нм) атомарного кислорода при наблюдении в лимб. Для обоснования выбора регистрирующей аппаратуры модельные значения яркости, приведенные на этом рисунке, были пересчитаны в световой поток, падающий на отдельно взятый пиксель ПЗС матрицы гипотетического прибора, с помощью которого будут осуществляться измерения в КЭ. При этом предполагалось, что светосила объектива D/F=10, а размер пикселя d×d=8×8 мкм. В этом случае, количество фотонов Φph, падающих на один пиксель в одну секунду будет определяться следующим соотношением 10 60000 ß ðêî ñòü ýì èññèî í í î ãî ñëî ÿ, êÐë 14 50000 12 10 40000 8 30000 6 20000 ×èñëî ô î òî í î â í à î äèí ï èêñåëü, ô î òî í ./ï èêñåëü/ñ 16 4 0 20 40 60 Í àï ðàâëåí èå âèçèðî âàí èÿ î òí î ñèòåëüí î í àäèðà, ãðàä Рисунок 4 – Модельная зависимость яркости эмиссионного слоя в атмосферной полосе (0-0) О2 (762 нм) от направления визирования (на правой оси отложены соответствующее число фотонов, падающих на один пиксель ПЗС матрицы регистрирующего прибора). ×èñëî ô î òî í î â í à î äèí ï èêñåëü, ô î òî í /ï èêñåëü/ñ 0 40000 80000 120000 160000 200000 0 10 20 30 40 50 80 78 ãðàä) 76 74 72 70 B, (êÐë) Рисунок 5 – Модельная зависимость яркости (В) зелёной линии (557,7 нм) атомарного кислорода от угла визирования (α), отсчитываемого от надира. 2 ph B D d 2 4 10 3 B, 16 F (12) где В выражено в кРл. В соответствии с этой формулой и был рассчитан масштаб правой оси графика, представленного на рисунке 4, и верхней оси на рисунке 5. 11 4.4 Основные требования и схема проведения КЭ Принципиальная схема проведения КЭ представлена на рисунке 6. КЭ заключается в проведении многоракурсной съёмки выделенной области (≈200×200 км) эмиссионного слоя. Значения угла визирования (отсчитываемого от надира) и скорость его изменения приведены на рисунке 7. Орбита МКС τ (xo,yo) Эмиссионный слой Зондируемая область эмиссионного слоя 80 1.6 40 1.2 0 0.8 -40 0.4 -80 Óãëî âàÿ ñêî ðî ñòü ï î âî ðî òà î ñè âèçèðî âàí èÿ, ãðàä/ñ Óãî ë âèçèðî âàí èÿ, ãðàä Рисунок 6 – Схема КЭ по многоракурсной спектрометрии атмосферных ВГВ 0 0 200 400 Âðåì ÿ, ñ Рисунок 7 – Зависимости угла визирования (сплошная линия, левая ось) и скорости его изменения (пунктирная линия, правая ось) от времени при пролёте МКС над зондируемым участком эмиссионного слоя. Время отсчитывается с момента, когда область эмиссионного слоя наблюдалась в лимб (рисунок 6). 12 Для получения трехмерного спектра ВГВ-ансамбля будет использован метод многоракурсной спектрометрии атмосферных ВГВ, разрабатываемый в настоящее время в ИПГ. Метод основан на уравнении (11) записанном для для случая kx0 ly 0 mh 0 , т.е. для таких вэйвлет-компонентов/Фурьекомпонентов, волновые векторы которых лежат в плоскости, перпендикулярной лучу зрения космического наблюдателя , направленному в т. (x0,y0) (рисунок 8). m l k τ Центральное сечение плоскостью kx0+ly0-mh=0 k Рисунок 8 – Центральное сечение Фурье-образа поля волновых пульсаций температуры в пространстве волновых векторов В этом случае вэйвлет-образ правой части уравнения (11) будет совпадать (с точностью до константы) с центральным сечением (плоскостью kx0 ly 0 mh 0 ) Фурье-образа трехмерного поля волновых пульсаций температуры. Таким образом, получение достаточного количества вэйвлетобразов изображений выделенной области G, полученных с разных ракурсов во время пролёта МКС над этой областью, даёт возможность восстановления (по соответствующему набору центральных сечений; рисунок 9) трехмерного спектра поля волновых пульсаций температуры. С учётом вышеизложенного, основным требованием и условием успешного проведения КЭ является обеспечение возможности постоянно держать в поле зрения регистрирующей аппаратуры одну и ту же область 13 эмиссионного слоя, фотографируя её в процессе движения МКС с разных ракурсов. Полученные таким образом цифровые изображения зондируемой области эмиссионного слоя будут использованы для послойного восстановления трехмерного пространственного спектра ВГВ-ансамбля, проходящего через эмиссионный слой. m l τ k Рисунок 9 – Набор центральных сечений Фурье-образа трёхмерного поля волновых пульсаций температуры, позволяющий восстановить трехмерный пространственный спектр Для контроля поля фоновой (all sky) яркости и вертикального распределения интенсивности эмиссий предполагается проводить лимбовые измерения как в атмосферной полосе (0-0) О2 (762 нм), так и в зелёной линии атомарного кислорода (557,7 нм). Полученные результаты будут использованы для оценки волновой активности на высотах нижней термосферы – верхней мезосферы. 4.5 Описание аппаратуры Для выполнения задач эксперимента планируется разработать аппаратуру в следующем составе: – камера с ПЗС-матрицей (≈3 Мпикс) и объективом большой светосилы, снабженная интерференционным фильтром (762,0±5,0 нм), для проведения многоракурсной съёмки; 14 – два (762,0±5,0 нм) фотоприёмника и с (557,7±2,0 нм) интерференционными для регистрации фильтрами вертикального распределения интенсивностей излучения О2 (762,0 нм) и О (557,7 нм). Приемником излучения в них служит светочувствительная ПЗС-линейка с числом приемных элементов 128; – блок управления и сбора данных со специальным программным обеспечением и сменным носителем для накопления и хранения полученной в ходе эксперимента научной информации и связи со служебными системами МКС. 5 Ожидаемые результаты КЭ В результате проведения предлагаемого КЭ и обработки полученного экспериментального материала будут получены следующие результаты: впервые будет экспериментально показана возможность проведения космической многоракурсной спектрометрии атмосферных ВГВ; отработана методика получения спектральных характеристик ВГВ путём математической обработки изображений эмиссионных слоев; экспериментально подтверждён эффект нелинейного усиления яркости эмиссионного слоя при прохождении через него внутренних гравитационных волн; получены данные о сезонно-широтном распределении волновой активности на высотах нижней термосферы – верхней мезосферы; исследована взаимосвязь между процессами в нижней, средней и верхней атмосфере. Список литературы 1. Mende, S.B., H.U. Frey, S.P. Geller and G.R. Swenson, Gravity wave modulated airglow from spacecraft, Geophys. Res. Lett., 25, 14, 757-760, 1998. 2. E. Blanc, T. Farges, A.N. Belyaev, V.V. Alpatov , D. Brebion , A. Labarthe, V. Melnikov, Main results of LSO (Lightning and Sprite Observations) 15 on board of the International Space Station, Special issue of Microgravity Science and Technology (MST) dedicated to the 6 Soyuz missions, ESA, 2006. 3. Belyaev, A.N., V.V. Alpatov, E. Blanc, V.E. Melnikov, Space-based observations of O2 A (0,0) band emission near the solar terminator and their interpretation, Adv. Space Res. 38, 2366-2373, 2006. 4. Belyaev A.N., An emission layer as a gravity wave detector, Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, v. 71, Issue 17-18, p.1974-1981, 2009. 5. Шефов Н.Н., А.И. Семёнов, В.Ю. Хомич. Излучение верхней атмосферы – индикатор её структуры и динамики. Москва, «Геос», 2009. 6. Hays P.B., J.F. Kafkalidis, W.B. Skinner. A global view of the molecular oxygen night airglow. J. Geophys. Res., v. 108, №D20, 4646, doi:10.1029/2003JD003400, 2003. Заместитель директора _____________ С.В. Тасенко «___»______ 2010 г. Заведующий отделом _________________ В.В. Алпатов «___»______ 2010 г. Научный руководитель КЭ, ведущий научный сотрудник _____________ А.Н. Беляев «___»______ 2010 г.