Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Метод солнечного просвечивания в атмосферах планет 13
1. Обзор атмосферных исследований с помощью солнечного просвечивания 13
2. ИК спектроскопия солнечного просвечивания в атмосфере 16
3. Отличительные особенности метода солнечного просвечивания..23
4. Восстановление вертикальных профилей 26
Приложение 1 30
Выводы к Главе 1 32
Глава II. Акустооптика в космических исследованиях ...33
5. Акустооптические устройства в аэрокосмических экспериментах 33
6. Акустооптическая (АО) фильтрация излучения 35
7. Особенности использования АО фильтров в экспериментах по спектроскопии. Вибрационные и температурные нагрузки 40
Выводы к Главе II 43
Глава III. Солнечное просвечивание в атмосфере марса по данным прибора спикам-ИК 44
8. Научные задачи при ИК просвечивании на Марсе 44
9. Акустооптический спектрометр СПИКАМ планетной миссии «Марс Экспресс» 47
10. Наблюдения водяного пара в атмосфере Марса 55
Выводы к Главе III 61
Глава IV. Солнечное просвечивание в атмосфере венеры по данным эксперимента SOIR 62
11. Научные задачи при ИК просвечивании высокого спектрального разрешения на Венере 62
12. Акустооптический эшелле спектрометр SOIR планетной миссии «Венера Экспресс» 71
13. Лабораторные калибровки АО фильтра для прибора SOIR 91
14. Полетные калибровки АО фильтра для прибора SOIR 96
15. Одновременные наблюдения Н20 и HDO над облаками Венеры 101
16. Наблюдения SO2 над облаками Венеры 106
Приложение 2 114
Выводы к Главе IV 115
Заключение 117
Литература 119
Список публикаций автора 127
- ИК спектроскопия солнечного просвечивания в атмосфере
- Акустооптическая (АО) фильтрация излучения
- Акустооптический спектрометр СПИКАМ планетной миссии «Марс Экспресс»
- Акустооптический эшелле спектрометр SOIR планетной миссии «Венера Экспресс»
Введение к работе
Актуальность темы
Экспериментальные исследования атмосферы планет методом солнечного и звездного просвечивания (также называемого затменным методом) позволяют провести детальный анализ вертикального распределения атмосферных газов и аэрозолей, а также структуры и динамики атмосферных слоев. Орбитальные измерения указанным способом дают возможность наблюдать эволюцию спектра пропускания атмосферы с высотой в реальном масштабе времени, избежав калибровок прибора по абсолютной величине интенсивности регистрируемого сигнала.
Первые орбитальные эксперименты по солнечному просвечиванию были проведены с искусственных спутников Земли (ИСЗ) и направлены в основном на мониторинг содержания озона, водяного пара, других газовых составляющих и аэрозолей в земной атмосфере. При этом использовались спектрометры различных типов ультрафиолетового, видимого и инфракрасного диапазонов. Встречались приборы с очень высоким спектральным разрешением (~0,01 см"1), однако их громоздкие размеры и масса исключают применение такого оборудования в межпланетных миссиях.
Зондирование вертикальной структуры атмосферы других планет (в диссертационной работе рассматривается только Марс и Венера) имеет большой интерес для понимания эволюции их климата. Спектроскопические измерения затменным методом при достаточном спектральном разрешении (~0,2 см"1) в ближнем ИК-диапазоне позволяют получать вертикальные профили содержания летучих компонентов и их изотопов, например, Н20 и HDO. По этим профилям
можно делать выводы об истории диссипации воды на Марсе и Венере. Анализ профилей для серосодержащих газов (S02, SO) в надоблачном слое Венеры является также индикатором масштабных фотохимических процессов, связанных с сернокислотными облаками, полностью покрывающими планету. Кроме того, вариации содержания S02 над облаками могут быть косвенными доказательствами вулканической активности на Венере, хотя, следует оговориться, вулканы на этой планете явно никогда не наблюдались.
До настоящего времени данные о вертикальном распределении содержания водяного пара в атмосфере Марса были доступны лишь из немногих экспериментов, среди которых самыми информативными (до миссии «Марс-Экспресс») являлись затменные измерения спектрометра «Огюст» с борта орбитального аппарата «Фобос-2» в 1989 году [1]. К сожалению, наблюдения продлились всего два месяца, и исследовать вертикальные профили Н20, других газов и аэрозолей в полной мере не удалось. Высотное распределение воды в марсианской атмосфере также было получено из микроволновых наблюдений с Земли [2], однако пространственное разрешение в этом случае значительно ниже, чем при просвечивании. В настоящий момент осуществляются попытки восстановления вертикальных профилей водяного пара по наблюдениям прибора TES (Thermal Emission Spectrometer) с борта спутника Mars Global Surveyor [3]. Зондирование вертикального профиля Н20 также входит в число задач эксперимента MCS (Mars Climate Sounder) на Mars Reconnaissance Orbiter, однако его данные еще не опубликованы.
С орбиты Венеры солнечные затмения не наблюдались никогда. Вертикальные профили Н20 и S02 были померены спускаемыми аппаратами «Венера-11, 13, 14» и «Вега» в облачном слое и ниже [4, 5]. В то же время средняя атмосфера планеты (60-110 км), в частности
мезосфера, исследовалась с бортов КА «Пионер-Венера» [6, 7] и «Венера-15, 16» [8, 9], а также при наземных микроволновых [10] и миллиметровых [11] наблюдениях. До настоящего момента единственная информация о вертикальном распределении водяного пара в мезосфере Венеры была получена с помощью наблюдений с орбитальных телескопов в миллиметровом и субмиллиметровом спектральном диапазоне, но вертикальное разрешение подобных измерений невелико [12]. Изотопное соотношение D/H на Венере измерялось с борта КА «Пионер-Венера» [13, 14] и при наземных наблюдениях ночной стороны планеты [15], что дало схожие значения под облачным слоем, в ~157 раз превышающие то же соотношение на Земле.
Для лучшего понимания процесса диссипации воды на планете необходимо получить вертикальный профиль изотопного соотношения HDO/H20, по которому оценивается обогащение дейтерия относительно более легкого водорода (D/H) в верхней атмосфере. Это значит, что измерения содержания водяного пара (например, в полосе 2,6 мкм) и HDO (3,7 мкм) должны проходить параллельно в процессе одного сеанса затмения.
Таким образом, прибор для солнечного просвечивания с орбиты должен сочетать следующие качества: компактность, высокое спектральное разрешение, способность регистрировать несколько участков спектра излучения одновременно или быстро переключаться с одного спектрального интервала на другой. Подобными характеристиками обладают спектрометры на основе акустооптического перестраиваемого фильтра (АОПФ).
Этот фильтр может работать как самостоятельный диспергирующий элемент спектрометра, а в комбинации со схемой дисперсии высокого разрешения (например, эшелле-решетка) может быть использован для
селекции дифракционных порядков. Гибкость и быстродействие электронной перестройки АОПФ при отсутствии механических подвижных частей обеспечивают почти моментальный (~10 мкс) доступ к любому участку спектра в широком диапазоне (не менее октавы). Такие преимущества акустооптических фильтров удачно подходят для решения задач солнечного просвечивания в межпланетных орбитальных миссиях, однако до недавнего времени в космических экспедициях АОПФ не применялись.
Диссертационная работа посвящена анализу результатов наблюдений атмосфер Марса и Венеры методом солнечного просвечивания с применением акустооптических приборов для фильтрации излучения в ближнем ИК-диапазоне. Исследования проводились в двух действующих затменных экспериментах: акустооптический спектрометр СПИКАМ и акустооптический эшелле-спектрометр SOIR. Прибор СПИКАМ (Спектроскопия Исследования Компонент Атмосферы Марса) миссии «Марс-Экспресс» Европейского космического агентства (ЕКА) зондирует марсианскую атмосферу с января 2004 года. Спектрометр SOIR (Solar Occultation in the InfraRed) миссии ЕКА «Венера-Экспресс» измеряет вертикальную структуру атмосферы Венеры с июня 2006 года. Основное внимание в работе уделено эксперименту SOIR; подобного рода измерения проводятся на Венере впервые.
Работа включает в себя все стадии космического эксперимента с акустооптическим блоком спектрометра SOIR: калибровки прибора (сначала лабораторные, а затем полетные), обработка и анализ данных измерений, выполненных на орбите Венеры.
Цель работы
Целью работы является получение вертикальных профилей содержания водяного пара в атмосфере Марса и профилей Н20, HDO и S02 в атмосфере Венеры. Для достижения этой цели решены следующие задачи:
калибровка спектрометра SOIR как в лабораторных условиях, так и в полете;
обработка данных с акустооптических экспериментов по солнечному просвечиванию на Марсе и Венере;
интерпретация спектров пропускания атмосферы и восстановление вертикальных профилей указанных газов.
Научная новизна
Впервые в атмосфере Марса проведены одновременные измерения содержания Н20, С02 и аэрозолей на высотах 10-50 км.
В атмосфере Венеры получены спектры пропускания газов С02, S02,
Н20 и HDO с рекордно высоким спектральным разрешением -0,15 см"1 (Х/ДХ-30000).
3. Впервые над облаками Венеры получены вертикальные профили
содержания газов S02, Н20 и HDO методом солнечного
просвечивания. Измерения Н20 и HDO проведены одновременно в
процессе каждого сеанса затмения.
Научная и практическая ценность
Одновременно измеренные профили содержания Н20 и аэрозолей в атмосфере Марса важны для понимания климата планеты.
Параллельное детектирование линий поглощения Н20 и HDO с высоким спектральным разрешением в мезосфере Венеры позволяет оценить изменение изотопного соотношения D/H с высотой. По этому отношению делаются выводы об истории диссипации воды на планете.
Измерение содержания двуокиси серы в надоблачном слое Венеры открыло новый виток в исследованиях S02 на планете; поставлены новые задачи перед фотохимическими моделями атмосферы планеты. Увеличение содержания S02 может быть связано с вулканической активностью.
В практическом плане в результате проведенных лабораторных и полетных калибровок АОПФ для SOIR был накоплен уникальный опыт применения приборов нового класса в орбитальных космических экспериментах. Акустооптический эшелле-спектрометр на принципе аппаратуры SOIR нашел применение для решения задач экологии в земной атмосфере в рамках подготавливаемого в настоящее время эксперимента по мониторингу парниковых газов «РУСАЛКА» (РУчной Спектральный Анализатор Компонент Атмосферы) на Российском сегменте МКС.
Личный вклад автора в полученные результаты
Лабораторные и полетные калибровки АОПФ для спектрометра SOIR и измерения S02 над облаками Венеры полностью выполнены лично автором. Он также внес решающий вклад в обработку данных по измерениям профилей Н20 и HDO в атмосфере Венеры и провел дополнительные калибровки спектрометра СПИКАМ ИК в ходе проекта «Марс-Экспресс».
Апробация работы
Результаты проведённых исследований были представлены на следующих конференциях: 4-я Украинская конференция по космическим исследованиям (Украина, Крым, сентябрь 2004 г); 2-я Всероссийская открытая ежегодная конференция «Современные проблемы дистанционного зондирования Земли из космоса» (Россия, Москва, ноябрь 2004 г); 39-я конференция Американского астрономического сообщества (США, Орландо, октябрь 2007 г.); 4-я и 5-я конференции молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования» (Россия, Москва, апрель 2007 и 2008 гг.); Генеральная ассамблея Европейского геонаучного сообщества 2008 (Австрия, Вена, апрель 2008 г.); 37-я научная ассамблея КОСПАР (Канада, Монреаль, июль 2008 г.).
Кроме того, результаты исследований обсуждались на научных семинарах отдела Физики планет ИКИ РАН, лаборатории Акустооптики Физического факультета МГУ, кафедры Атмосферных исследований Физического факультета СПбГУ, а также на международных совещаниях по проекту «Венера-Экспресс».
По материалам диссертации опубликовано 7 статей в научных журналах, 1 статья в трудах конференций и 8 тезисов докладов.
Структура и объем диссертации
ИК спектроскопия солнечного просвечивания в атмосфере
При прохождении излучения сквозь атмосферу его ослабление (экстинкция) обусловлено двумя процессами - поглощением и рассеянием. В описываемых нами экспериментах по просвечиванию атмосфер Марса и Венеры преобладающим является молекулярное поглощение света, при котором энергия излучения переходит во внутреннюю энергию молекулы газа. Внутренняя энергия молекулы Е состоит из кинетической Ек, электронной Ее, колебательной Ev, вращательной Ег и спиновой Es (Е = Ek+Ee+Ev+Er+Es). Кинетическая энергия Ек обусловлена поступательным движением молекул; Ес связана с положением электронов на орбитальных оболочках; Ev — с колебанием атомов, составляющих молекулу; Ег - с вращением молекулы как целого; Es — с собственными энергиями электронов и ядер, составляющих молекулу. Электронная, колебательная и вращательная энергии молекулы имеют дискретные значения. Поэтому каждый переход между этими типами энергий приводит к появлению отдельной линии поглощения, центр которой Vy соответствует известному соотношению hvy = ErEh где Et и Ej - энергии нижнего и верхнего состояния молекулы. Отсюда видно, что спектральный диапазон линий поглощения и возможные энергетические переходы в нем тесно связаны между собой. Так, например, среднему и ближнему ИК диапазонам свойственны колебательно-вращательные спектры поглощения с энергией перехода 10-10 Дж/моль, а видимая и УФ области соответствуют электронным спектрам, на формирование которых требуется значительно большие энергии: 105-107 Дж/моль [33].
Если поглощение излучения приводит к диссоциации молекулы, то переход ее, например, из электронного (дискретного) состояния возможен на любой уровень энергии поступательного движения. Следовательно, поглощение при фотодиссоциации может наблюдаться на любой частоте, большей ее граничного значения, определяемого минимальной энергией фотона, необходимой для осуществления этого процесса. Поэтому характерной особенностью спектров фотодиссоциации является относительно слабая спектральная зависимость соответствующих коэффициентов пропускания (в отличие от дискретных спектров).
Принцип солнечного просвечивания для измерения атмосферного пропускания очевиден (см., например [34]). При движении по орбите, с космического аппарата можно наблюдать восход или заход Солнца сквозь атмосферу на лимбе планеты. В определенное время система наведения аппарата ориентирует оптическую ось спектрометра на Солнце, причем поле зрения прибора охватывает лишь небольшую часть от полного углового размера солнечного диска (21 с орбиты Марса, 40 - с Венеры). При этом ориентация КА остается инерциальной в течение всего сеанса. Солнечный спектр, записанный прибором над атмосферой (скажем, на высоте 200 км) и неискаженный атмосферным поглощением, назовем F0(v). Далее, в случае захода, ось спектрометра пересекает все более плотные слои атмосферы вплоть до полного исчезновения сигнала от Солнца (затмения). Через фиксированные интервалы времени при прохождении луча сквозь атмосферу записывается спектр F(v,z) на высоте прицельной точки z. Прицельной мы называем точку на луче зрения, ближайшую к планете, а ее высота отсчитывается от поверхности (рис. 2.1). Спектр атмосферного пропускания, измеренного на заданной высоте, находится из соотношения: T{v,z) = F{v z)/F0{v) (2.1) Здесь и далее спектры будут выражаться функциями волнового числа v [см-1]. Таким образом, в методе солнечного просвечивания пропускание атмосферы определяется напрямую, по текущим измерениям, что освобождает нас от калибровок прибора по абсолютной интенсивности излучения. Спектр излучения Солнца, прошедшего сквозь атмосферу, искажается поглощением атмосферных компонент (газы и аэрозоли), интегрированным вдоль оптического пути. При регистрации солнечного просвечивания собственным свечением атмосферы относительно яркого Солнца можно пренебречь. В этом случае для прошедшего сквозь атмосферу излучения справедлив закон Бугера-Бэра-Ламберта: F(y,l) = F0(v)exp[(v,I)l (2.2) где / — длина оптического пути в атмосфере. Отношение FIF0 дает пропускание, выраженное через оптическую толщу г на луче зрения. В неплотной атмосфере Марса рефракцией света при просвечивании можно пренебречь. Такое же упрощение допустимо для атмосферы Венеры выше 80 км. Поэтому г на высоте прицельной точки z представляется в виде интеграла вдоль прямой /: T{vJ) = 2\x(yJ)dl, X(y,z) = ka(y,z) + k8(y,z), (2.3) z где к" и к — коэффициенты экстинкции для аэрозоля и газа соответственно. Экстинкция под интегралом отражает ослабление света в единице объема. Зная величину оптической толщи на луче зрения, /(v,z) можно вычислить для любой высоты в атмосфере с помощью метода «очистки луковицы» (см. Приложение 1). Рис. 2.1. Принципиальная схема метода солнечного просвечивания атмосферы. В ИК области рэлеевское рассеяние пренебрежимо мало, что дает нам право исследовать характеристики аэрозольного и газового поглощения раздельно: X(v,z) = k%v,z)Wv(T,p)nx(T,p\ (2.4) где (fv — сечение поглощения газа х, оно определяется на основе свойств спектральных линий газового поглощения (см. ниже); пх - объемная плотность (концентрация) газа х [м" ]. С уменьшением давления (увеличением высоты в атмосфере) происходит сужение лоренцовского контура линии. При этом значение сечения поглощения в центре линии возрастает (линия становится глубже), а в крыльях -уменьшается. В общем случае многокомпонентной газовой смеси уширение линий осуществляется как за счет столкновений поглощающих молекул (самоуширение), так и молекул других газов (взаимоуширение). В атмосферах Марса и Венеры, где преобладающим является углекислый газ (95% на Марсе и 96.5% на Венере), при расчетах полос поглощения С02 взаимоуширение со стороны остальных газов пренебрежимо мало. А вот при расчетах поглощения малых газовых составляющих информации о степени взаимоуширения со стороны обильного С02 на этих планетах, к сожалению, существует пока немного. В спектроскопических базах данных для каждой линии газа приведено значение взаимоуширения воздухом, верное лишь в атмосфере Земли. Для «СОг-атмосфер» Марса и Венеры это значение умножают на коэффициент 1.7 [35].
Акустооптическая (АО) фильтрация излучения
В настоящее время большой интерес представляют АО методы управления оптическим излучением для решения задач спектроскопии и обработки изображений. Сущность АО эффекта заключается в явлении дифракции света на фазовой решётке, создаваемой в среде акустической волной. На базе этого эффекта создаются различные АО устройства, позволяющие управлять любыми параметрами светового пучка, а также обрабатывать оптические и СВЧ сигналы в реальном масштабе времени. Основу подобных устройств составляет АО ячейка, состоящая из прозрачной среды (обычно это одноосный кристалл), в которой происходит взаимодействие света с акустической волной, и излучателя ультразвука (пьезоэлектрического преобразователя (ГШ)). В зависимости от назначения существует несколько типов АО приборов: дефлекторы, фильтры, модуляторы, видеоспектрометры и другие [48].
В данной работе мы имеем дело с акустооптическим перестраиваемым фильтром, поэтому опишем принцип его работы. Акустическая волна, распространяясь в кристалле, вызывает периодическое изменение его плотности, в результате чего, в силу эффекта фотоупругости, меняется показатель преломления среды. Таким образом, в кристалле образуется периодическая фазовая структура с периодом, равным длине ультразвуковой волны. При прохождении оптического излучения через такую структуру возникает дифракция Брэгга с единственным дифракционным максимумом на выходе.
Известны АОПФ двух типов: с коллинеарным и неколлинеарным взаимодействием света с ультразвуком. Коллинеарные фильтры позволяют получать наибольшее спектральное разрешение (Д . 0.5 А), причем, ввиду селективности угла дифракции Брэгга, их угловая апертура не превышает величину 1, что находит применение в телекоммуникационных системах и иногда в астрономических наблюдениях. Неколлинеарные АОПФ работают с большей апертурой, но обеспечивают меньшее спектральное разрешение. Такие фильтры часто используются при спектральной фильтрации изображений, а также в некоторых оптических приложениях, где сверхвысокое разрешение не столь важно. К тому же, ввиду наличия у кристаллов характерных констант АО взаимодействия, список материалов, пригодных для неколлинеарных фильтров, гораздо шире, чем для коллинеарных.
Полоса пропускания АО фильтра во многом зависит от степени расходимости светового (pi и звукового cps пучков в кристалле, причем существует несколько интересных случаев (см. [48], стр. 229 для неколлинеарной дифракции). Поскольку в рассматриваемых в диссертации приборах свет, падающий на АОПФ, можно считать коллимированным, мы лишь приведем вариант, когда (ps : (pL AA = 0.8\ne-no\v2asinOl/l0f2a, (6.4) где 10 — апертура акустического пучка. Учитывая зависимость / 1/А, делаем вывод, что разрешение АО фильтра пропорционально квадрату длины волны: ДА А2. Поэтому спектральное разрешение АО устройств удобнее записывать через волновое число, которое не зависит от диапазона перестройки: Av = АЛ/12 = const [см"1]. Угловая апертура АОПФ определяется длиной взаимодействия L, длиной волны X и дисперсионной константой В(А), характеризующей оптические свойства материала, связанные с двулучепреломлением: A0«J_A_. (6.5) Быстродействие работы АО приборов, т.е. время перестройки между двумя произвольными спектральными интервалами ДА, определяется временем пробега ультразвуковой волны в кристалле, что составляет несколько микросекунд. В качестве среды взаимодействия в акустооптике используют различные кристаллы, прозрачные как в УФ-видимом, так и в ИК диапазонах: плавленый кварц S1O2 (0.12-4.5 мкм), парателлурит Те02 (0.35-5 мкм), ниобат лития ЫЫЬОз (0.4-4.5 мкм), теллур Те (4-20 мкм), антимонид индия InSb (8-30 мкм) и др. [55] Пластины для пьезопреобразователя обычно изготовляются из кварца или ниобата лития. Наиболее часто АО фильтры производятся на основе кристалла парателлурита. Это тетрагональный кристалл группы 422 белого цвета, обладающий уникальными акустическими характеристиками: рекордно низкий скоростью сдвиговой волны - 617 м/сек, что дает очень высокий коэффициент АО качества М2, в 600-800 раз больше, чем, например, у плавленого кварца. Это означает, что для достижения 100% пропускания фильтра достаточны мощности возбуждения ультразвука, измеряемые лишь милливаттами. Низкая скорость распространения акустической волны снижает быстродействие АО устройств на основе ТеОг, однако этот недостаток окупается высокой эффективностью материала.
Акустооптический спектрометр СПИКАМ планетной миссии «Марс Экспресс»
Космический орбитальный зонд «Марс Экспресс» Европейского космического агентства оснащен приборами для исследований атмосферы, поверхности, а также окружающего Марс пространства. Запуск аппарата состоялся с космодрома Байконур 3 Июня 2003 года, выход на орбиту планеты - 25 Декабря 2003 г., а выполнение научной программы началось с Января 2004 года. Пять из восьми научных приборов спутника, в том числе и спектрометр СПИКАМ, были первоначально изготовлены для российского проекта «Марс-96», погибшего при выходе на межпланетную траекторию.
Аппаратура эксперимента СПИКАМ состоит из двух независимых каналов, ультрафиолетового (118-320 нм, АЯ-0.51 нм) и инфракрасного (1-1.7 мкм, АЯ 1 нм), объединенных в единый оптический блок [30]. Основной вклад в изготовление прибора внесли три организации: Служба Аэрономии Франции (выпуск прибора, УФ спектрометр, основная электроника, испытания), ИКИ РАН (полностью ИК спектрометр) и Бельгийский институт космической аэрономии (механические узлы).
УФ спектрометр предназначен для измерений в надир, получения вертикальных разрезов атмосферы в режиме звездного и солнечного просвечивания, и наблюдения свечений атмосферы на лимбе. В надирной ориентации прибор используется преимущественно для измерения полного содержания озона в атмосфере. Наблюдения на лимбе посвящены свечению атмосферы Марса в полосах NO и Лайман-а, а также ионосферным исследованиям. В режиме просвечивания измеряется плотность атмосферы в большом диапазоне высот, профили озона и молекулярного кислорода [44].
Основной задачей ИК спектрометра СПИКАМ является измерение содержания водяного пара в атмосфере Марса в отраженном солнечном свете по полосе поглощения 1.38 мкм. Такой же метод использовался в эксперименте MAWD (Mars Atmospheric Water Detector) на орбитальных аппаратах Viking [68]. По измерениям MAWD было впервые картировано содержание водяного пара в атмосфере Марса и исследован его сезонный цикл. СПИКАМ ИК в режиме солнечного просвечивания также измеряет вертикальное распределение водяного пара (в той же полосе 1.38 мкм), аэрозольных частиц и атмосферной плотности (по полосе поглощения С02 1.43 мкм) [69]. В основе ИК канала СПИКАМ лежит аку сто оптический перестраиваемый фильтр (АОПФ), позволивший существенно снизить массу аппаратуры до 700 грамм.
К моменту написания данной работы «Марс Экспресс» успешно завершил два с половиной марсианских года на орбите. Таким образом, объем исследований акустооптического (АО) спектрометра СПИКАМ в режиме солнечного просвечивания насчитывает уже несколько периодов наблюдений, по которым можно собрать достаточную статистику по распределению водяного пара в атмосфере планеты.
ИК канал прибора СПИКАМ на основе АО-фильтра расположен сбоку УФ спектрометра на том же основании (рис. 9.1). Основные характеристики прибора приведены в Таблице 9.1. Спектральный диапазон 1.0-1.7 мкм Спектральное разрешение 0.5 нм на 1.0 мкм;1.2 нм на 1.7 мкм (3.5 см 1) Угловое поле зрения 1, круглое (4 для солн. просвечивания) Телескоп Линзовый, Д=30 мм; фокусное расстояние 40 мм АОПФ Кристалл Те02;Эффективность в поляризованном свете -70%;Апертура: 4хб мм, ±2.5 Диапазон частот и . мощность возбуждения 87-140 МГц, 0.5-2.5 Вт Детектор Два фотодиода InGaAs (Hamamatsu G5832-11);Размер: Д=1 мм;Охлаждение: 1 каскад Пельтье (-15С);В 3-1013Вт 1смГц1/2 Пропускание оптики 20% Пороговая чувствительность -З-Ю Втм ср"1 Регулировка усиления 4 предустановленных значения усиления Число измеряемых точек 2 спектра различных поляризаций,каждый длиной 330 точек Динамический диапазон 216, округляется до 212 Общее потребление 5 Вт (средн.) Объем данных: надир просвечивание 1.05 кбайт за измерение; 3.1 кбайт за измерение Размеры 220x85x65 мм Масса ИК канала 700 г
Солнечное излучение, отраженное и рассеянное в атмосфере Марса собирается при помощи телескопа, оптическая ось которого параллельна оси УФ спектрометра и других приборов «Марс Экспресс», предназначенных для наблюдений в надир. Телескоп собран по схеме Галилея и имеет фокальное отношение 1:1.4. Входной объектив состоит из трех линз диаметром 30 мм; в фокальной плоскости телескопа расположена круглая диафрагма диаметром 1 мм, ограничивающая поле зрения прибора; выходной объектив двухлинзовый. Для наблюдений в режиме солнечного просвечивания УФ и РИС каналы имеют специальный солнечный вход с малой апертурой, направленный под углом 60 к плоскости, перпендикулярной направлению в надир. Это сделано по причине того, что интенсивность прямого излучения Солнца слишком велика для надирного оптического входа. Свет в УФ спектрометр направляется непосредственно при помощи плоского зеркала, а для ИК канала использовано оптоволокно длиной около 150 мм с дополнительными оптическими элементами. Линза и 80-мкм диафрагма поля на входе оптоволокна формируют круглое поле зрения солнечного входа с угловым диаметром около 4". Коллимирующая градиентная линза восстанавливает квазипараллельный пучок на выходе оптоволокна, а небольшое зеркало, укрепленное на бленде ИК объектива под углом 45, направляет этот пучок в апертуру РЖ спектрометра.
В приборе использован АО фильтр на основе кристалла парателлурита в особой неколлинеарной конфигурации [70], обеспечивающей высокую разрешающую силу в относительно широком угловом поле зрения. Разделение прошедшего и дифрагированного пучков в данной конструкции происходит за счет изменения направления распространения излучения при дифракции. Диафрагма поля ограничивает угловую апертуру света, и в падающем на АО ячейку свете отсутствуют лучи с отклонением от оптической оси 2.5. Угол дифракции составляет 7.5 и слабо зависит от длины волны. Все излучение с длинами волн, отличными от резонансной, не дифрагирует и не меняет направления распространения. Две поляризации разводятся в разные стороны симметрично от направления падающего излучения. Такая кристаллографическая конфигурация, в которой одновременно формируются узкие полосы с практически совпадающей длиной волны пропускания, является единственной для ТеОг- Эффективная длина АО взаимодействия 23 мм, рабочий размер светового пучка в кристалле 4x6 мм. После АО ячейки световые пучки расходятся в угле на 5. Линза, установленная на выходе, формирует перетяжки, в которых сосредоточены потоки прошедшего и дифрагированного (отфильтрованного) излучений. Недифрагированный пучок попадает в оптическую ловушку. Поэтому, если подача ультразвука отключена вовсе, весь световой поток проходит через кристалл, но не доходит до фотоприемника, что используется в приборе для модуляции сигнала. Когда включается ВЧ сигнал, возникают два полезных монохроматических пучка (с взаимно ортогональными поляризациями), собираемых на двух детекторах при помощи дополнительных короткофокусных линз.
Акустооптический эшелле спектрометр SOIR планетной миссии «Венера Экспресс»
Космический орбитальный зонд «Венера Экспресс» Европейского космического агентства оснащен приборами для детального исследования атмосферы Венеры [32]. Запуск аппарата состоялся с космодрома Байконур 9 Ноября 2005 года, выход на орбиту планеты — 14 Апреля 2006 г., а выполнение научной программы началось с Июня 2006 года. Целью программы являются исследования общей циркуляции атмосферы, ее состава и эволюции, процессов в облачном слое, химического и физического взаимодействия атмосферы и поверхности, а также зондирование околопланетной плазмы.
В состав научной аппаратуры «Венера Экспресс» входят семь приборов, пять из которых взяты из миссий «Марс Экспресс» и «Розетта». Одним из новшеств является акустооптический эшелле спектрометр SOIR, предназначенный для измерений вертикальной структуры атмосферы Венеры над облаками методом солнечного просвечивания в ближнем ИК-диапазоне с высоким спектральным разрешением. Научные задачи прибора приведены в 11. Спектрометр установлен на борт космического аппарата как дополнение к спектроскопическому комплексу СПИКАВ, «потомку» модуля СІШКАМ проекта «Марс Экспресс» (см. 9).
Здесь хотелось бы сделать небольшое лирическое отступление, связанное с удачным выбором аббревиатуры SOIR (Solar Occultation in the InfraRed). Слово «soir» [cyap] в переводе с французского означает «вечер», то есть заход Солнца, - самое подходящее время для наблюдения солнечного просвечивания (еще есть, конечно, утренний восход). Поэтому в тексте автор принципиально использует латинское написание SOIR вместо русского варианта СУ АР, являющимся лишь бессмысленным набором букв. Идея создания акустооптического эшелле спектрометра высокого разрешения для исследования малых газовых составляющих и изотопов атмосферы Венеры зародилась в российском Институте космических исследований [95]. Концепция была поддержана во французской Службе аэрономии (SA/SNRS) и предложена для установки на борт КА «Венера Экспресс» с соответствующим научным обоснованием [96]. Однако денег на реализацию проекта ни у российской, ни у французской стороны не нашлось, и хозяином прибора стал бельгийский Институт космической аэрономии (BIRA/IASB), взяв на себя все финансовые расходы. Таким образом, SOIR был принят в состав научного оборудования «Венеры Экспресс» и подготовлен для интеграции в космический аппарат за рекордно короткий срок ( 3 года) [97].
Следует отметить, что подобное сочетание АОПФ с" эшелле спектрометром уже применялось до SOIR на Земле в 1999 году в промышленных целях [98]. Наша конструкция была разработана независимо.
В основу идеи создания компактного спектрометра, обеспечивающего высокое спектральное разрешение, легла комбинация акустооптического перестраиваемого фильтра (АОПФ) с любой классической системой, обладающей высокой дисперсией. АОПФ служит для селекции порядков дифракции такой системы, причем выбор нужного участка спектра осуществляется изменением рабочей длины волны фильтра путем электронной подстройки акустической частоты (см. 6).
В традиционных диспергирующих системах, предназначенных для спектрального анализа высокого разрешения (дифракционные решетки эшелле, интерферометр Фабри-Перо и т.д.) необходимо решать проблему наложения множества порядков дифракции или интерференции на детекторе. Системы разделения порядков различают принципиально на два типа: Система параллельного действия, распределяющая соседние порядки по площади детектора так, чтобы они не перекрывались (скрещенная дисперсия).
Система последовательного действия, выделяющая в момент времени спектр лишь одного из порядков, например, вращающееся колесо со встроенными фильтрами. Схемы со скрещенной дисперсией удобны своим быстродействием — все порядки единовременно регистрируются детектором. Однако такие схемы, как правило, оптически громоздки, а на чувствительной площадке детектора умещается не более 15-20 порядков, что ограничивает спектральный диапазон прибора. Системы последовательной селекции в этом отношении более компактны - матричный детектор можно заменить линейкой. Однако при этом пропадает возможность одновременной регистрации порядков. К тому же, используя колесо с фильтрами, мы ограничены в гибкости — последовательно можно измерить спектральные интервалы, фильтры которых расположены на колесе лишь по соседству.
Использование АОПФ в качестве селектора порядков объединяет в себе компактность, быстродействие, спектральную гибкость и полное отсутствие механически подвижных частей в схеме. АОПФ по сути является системой последовательного действия, но по времени на один порядок приходится "всего десяток микросекунд, а гибкость электронной перестройки спектрального интервала обеспечивает мгновенный доступ к любому порядку. Таким образом, АО фильтр является наиболее предпочтительной системой для селекции дифракционных порядков в спектрометрах высокого разрешения на борту космических аппаратов. Исходя из подобных соображений, зародилась идея создания акустооптического (АО) эшелле спектрометра, где роль диспергирующего элемента высокого разрешения играет дифракционная решетка эшелле.
