Дистанционное зондирование аэрозоля по полосам CO2 и влияние аэрозоля на полосы H2O в спектрах Марса

Список литературы

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
15. 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
16. 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
17. Внизу: орбита 440- Ls 325.74" — координаты: 25−35S, 290−300" — местное время: 7:00 8:30- оценки оптической толщины: т 1. 60
18. 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
19. 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
20. Содержания водяного пара в атмосфере 10 осажденных микрон, давление у поверхности 6 мбар. 64
21. 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
22. 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
23. Коэффициент ослабления Qext изменялся от 2.8 до 3.
24. 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
25. Разработан новый метод дистанционного зондирования аэрозоля в атмосфере Марса по полосе 2,7 мкм СОг
26. 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.
27. 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).
28. 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.
29. 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.
30. 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).
31. Откорректированная карта сезонного распределения водяного пара свидетельствует о стабильности гидрологического цикла на Марсе. 78