Дистанционное зондирование аэрозоля по полосам CO2 и влияние аэрозоля на полосы H2O в спектрах Марса тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.04, кандидат физико-математических наук Федорова, Анна Александровна

• Федорова, Анна Александровна
• кандидат физико-математических наук
• 2004

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Федорова, Анна Александровна

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

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Дистанционное зондирование аэрозоля по полосам CO2 и влияние аэрозоля на полосы H2O в спектрах Марса»

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

Заключение диссертации по теме «Планетные исследования», Федорова, Анна Александровна

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

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Федорова, Анна Александровна, 2004 год

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