ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2014, том 54, № 6, с. 842-850
УДК 551.593
МОДЕЛЬНЫЕ ОЦЕНКИ ВЕЛИЧИНЫ ВОЛНОВЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ СВЕТИМОСТИ ЭМИССИОННОГО СЛОЯ, РЕГИСТРИРУЕМЫХ С КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА В ОКРЕСТНОСТИ
СОЛНЕЧНОГО ТЕРМИНАТОРА © 2014 г. М. А. Полуаршинов
Институт прикладной геофизики им. акад. Е.К. Федорова Росгидромета, г. Москва
e-mail: m.poluarshinov@gmail.com Поступила в редакцию 16.12.2013 г. После доработки 19.03.2014 г.
Рассмотрен способ регистрации с космического аппарата атмосферных внутренних гравитационных волн (ВГВ) по наблюдениям волновых возмущений в атмосферном эмиссионном слое, формирующемся в окрестности солнечного терминатора и излучающем в Атмосферной системе молекулярного кислорода (762 ± 5 нм). Дана оценка возможности проведения подобных наблюдений и эффективности регистрации различных характеристик ВГВ, проходящих через наблюдаемый эмиссионный слой.
DOI: 10.7868/S0016794014050149
1. ВВЕДЕНИЕ
Рассмотрены данные наблюдений приборов, установленных на космических платформах, в частности на Международной космической станции (МКС), о свечении атмосферы в полосе (0, 0)
Атмосферной системы - X(762 ± 5 нм) молекулярного кислорода применительно к проблеме регистрации атмосферных ВГВ. Интерес к данной эмиссии обусловлен тем фактом, что большое сечение резонансного рассеяния О2 в данной полосе надежно экранирует регистрируемый космическим наблюдателем оптический сигнал эмиссионного слоя, расположенного в интервале высот 80—95 км, от паразитного вклада, исходящего с поверхности Земли и нижних слоев атмосферы.
Природа и скорость образования метастабиль-ного состояния молекул O2(b1E+) в условиях ночной и дневной атмосферы различны, что обусловлено специфическим комплексом условий и фотохимических реакций [Шефов и др., 2006]. В условиях ночной атмосферы в качестве исходной рассматривается трехкомпонентная реакция
O + O + M(O^N2) ^ O2(c1S„) + M(O2/N) (1) с последующей дезактивацией
O*(c%) + O2 ^ O2(b%) + O2 (2)
на кислородных молекулах к метастабильному состоянию O2(bT+) [Torr et al., 1985; Murtagh et al., 1990].
Днем, при солнечном свете, в полосе (0, 0) Атмосферной системы O2 присутствуют фотоны, порожденные не только в результате вышеупомянутых реакций (1) и (2), но вследствие и резонансного рассеяния солнечного света
O2 + hv(X = 762 нм) ^ 02(b1S+), (3)
а также фотоны, порожденные высвечиванием молекул 02(b:E+), образованных в результате реакции
0(1D) + O2 ^ 0(3P) + 02(Ь1Ь+). (4)
Квантовый выход в данной реакции кислорода в состоянии 02(Ь11,+, V = 0.1) равен 0.77 [Atkinson et a!., 2004]. При этом образование метастабильных атомов кислорода 0(1D) происходит в процессе фотолиза молекул кислорода и озона [Шефов и др., 2006]. Принято считать, что на высотах, превышающих 100 км, основным источником 0(1D) является фотолиз молекулярного кислорода в континууме Шумана—Рунге (130—175 нм)
02 + hv^ 0(*D) + 0(3P), (5)
а на меньших высотах (<100 км) — фотолиз озона в полосе Хартли (200—310 нм)
03 + hv^ 0(*D) + 02(1Аg). (6)
Исследования полос Атмосферной системы в верхней атмосфере еще в 60-80-х гг. прошлого века показали, что область высот возникновения этой эмиссии 90—100 км [Hunten, 1967; Izod and Wayne, 1968; Llewellyn and Evans, 1971; Bates, 1982]. Высотное распределение меры эмиссии
Атмосферной системы О2 (полоса (0—1)) [Тарасова, 1962; Краснопольский, 1987]. В ходе космического эксперимента "LSO" в рамках французской научной программы "Андромеда" на МКС в 2001-2002 гг. [Belyaev et al., 2006; Blanc et al., 2007] были получены изображения этого слоя в окрестности солнечного терминатора. Цифровые изображения, два из которых представлены на рис. 1, получены фотокамерой с ПЗС-матрицей, на объективе которой был установлен интерференционный фильтр для регистрации атмосферной эмиссии в полосе (0, 0) Атмосферной системы О2 (762 ± 5 нм). Проведенный анализ показал, что подобные изображения получаются, когда МКС находится в непосредственной близости от плоскости солнечного терминатора (т.е. при зенитных углах Солнца ~90°).
По комбинации фотометрических моделей дневного и ночного свечения атмосферы в полосе (0, 0) Атмосферной системы O2 была разработана численная модель вертикального изменения величины объемной светимости атмосферы в диапазоне высот 70-120 км [Marsh et al., 2002]. Полученные модельные профили объемной светимости атмосферы в окрестности солнечного терминатора указывают на формирование в диапазоне высот 80-100 км яркого эмиссионного слоя, с максимумом на высоте ~90 км и полушириной 10-15 км [Belyaev et al., 2006; Blanc et al., 2007]. Яркость данного слоя изменяется от нескольких сотен килорелей в непосредственной близости от плоскости солнечного терминатора до величин 5-10 кРл в области тени Земли. Основной вклад в образование узкого эмиссионного
слоя в окрестности солнечного терминатора дает последний из перечисленных выше фотохимических механизмов — фотолиз озона.
Цель настоящей работы — показать возможность использования данного эмиссионного слоя в качестве детектора ВГВ при наблюдении его из космоса, в частности с МКС.
2. ЧИСЛЕННАЯ МОДЕЛЬ
Для того чтобы дать численную оценку возможности регистрации из космоса ВГВ, распространяющихся из нижней атмосферы в верхнюю через эмиссионный слой в окрестности солнечного терминатора, рассмотрим простейший случай, когда наблюдатель на космическом аппарате (КА) движется по круговой орбите, плоскость которой перпендикулярна плоскости солнечного терминатора, и зондирование атмосферы проводится в плоскости орбиты КА.
Введем двумерную декартову систему координат (х, у) так, как показано на рис. 2. Начало отсчета поместим в центр Земли, полагая при этом, что поверхность Земли представляет собой сферу, а атмосфера — сферический слой. Ось у направим по прямой пересечения плоскости орбиты КА и плоскости солнечного терминатора, а ось х, лежащую в орбитальной плоскости, направим в сторону Солнца. Положение КА в данной системе отсчета определяется радиус-вектором И кд, который составляет с осью у угол у. Радиус орбиты КА, или модуль вектора И кд, обозначим через Я0 = кд|.
\(ф) = ¡i (х, ууа,
(7)
2.7. Резонансное рассеяние
Интенсивность света, рассеянного единичным объемом атмосферы, рассчитывается в соответствии с нижеприведенной формулой:
irs(x, У) =
A
Ay + Mn2(x, у)
Jrs(x, у)п0(х, у),
в которой множитель
Ay
отражает
Рис. 2. Схема наблюдений эмиссионного слоя.
Будем также предполагать, что зондирование атмосферы ведется таким образом, что тропосферный участок луча зрения космического наблюдателя находится в тени Земли, либо вообще отсутствует. В этом случае вкладом в регистрируемый сигнал от альбедо тропосферной облачности и поверхности Земли можно пренебречь, а оптический сигнал ^(ф), регистрируемый фотоприемником на КА, может быть записан следующим образом:
А + к2пщ(х, У) демпфирующее влияние на интенсивность резонансного рассеяния процесса гашения возбужденных молекул кислорода молекулами азота атмосферного воздуха в реакции
02@1Е+) + N2 ^ 02 (х-) + N2. Скорость этой реакции определяется величиной
константы к2 = 2.1 х 10
где интегрирование объемной светимости атмосферы Iведется вдоль луча зрения L (см. рис. 2). Декартовы координаты x, y элементарного излучающего/рассеивающего объема, расположенного на луче зрения L на расстоянии l от КА, записываются следующим образом:
х = Ro sin ф + I sin^ - ф);
у = Ro cosф - Icos^ - ф).
В рамках рассматриваемой численной модели полагаем, что величина объемной светимости атмосферы I в полосе (0, 0) Атмосферной системы обусловлена действием четырех фотохимических механизмов: 1) резонансным рассеянием на молекулах атмосферного кислорода; 2) фотолизом молекулярного кислорода в континууме Шума-на—Рунге; 3) фотолизом молекул озона в полосе Хартли; 4) ночной эмиссией. Приведем основные расчетные формулы для учета каждого из этих механизмов.
15 см3 с-1 [Sander et al., 2003]. Величина коэффициента Эйнштейна А1 = = 0.077 с-1 [Slanger and Copeland, 2003] определяет интенсивность спонтанного излучения метаста-
бильных молекул O2(b1S+)
O#S+) ^ O2 + kv(X = 762 нм).
Кроме того, интенсивность последнего процесса зависит от величины светового потока
Jrs(x, У) = a bFA(x, y),
где F0 = 4.72 х 1014 фотон см-2 с-1 нм-1 [Atmospheric ..., 1986] - внеатмосферное значение плотности потока солнечного света в диапазоне полосы (0, 0) Атмосферной системы (762 ± 5 нм); ab и Rb(x, y) - коэффициент поглощения (в расчете на одну молекулу кислорода) и функция пропускания атмосферы (на трассе Солнце - рассеивающий объем) в полосе (0, 0) Атмосферной системы. Величина коэффициента поглощения ab солнечного света одной кислородной молекулой в полосе (0, 0) Атмосферной системы вычисляется следующим образом [Wallace and Hunten, 1968]:
a b = bL ю214 = 5.9 х 10-12 см2 с-1.
b 8п 21 1
Здесь X = 762 нм; ю21 = 1/3 - отношение населен-ностей на верхнем (b:E+) и нижнем (X 3Е -) энергетических уровнях молекулы кислорода. Функция пропускания атмосферы Rb в диапазоне длин волн полосы (0, 0) Атмосферной системы может быть записана как средневзвешенная по всем линиям полосы функция пропускания для отдельной доплеровской линии
Rb(x, y) = Q £ I(J)R(tc(j x, y)).
L
Распределение интенсивности линий в каждой из 4-х ветвей полосы (0, 0) аппроксимируется выражением
I(/) * 8(/ + 1/2) ехр (-(/ + 1/2)2НеБ/кТ),
в котором квантовое число ] пробегает только нечетные значения от 1 до 19, вращательная константа В = 1.438 см-1; с — скорость света; к — постоянная Планка; к — постоянная Больцмана; Т — температура атмосферы. Параметр О представляет собой суммарную интенсивность всех линий полосы и может быть записан следующим образом: О = 2кТ/НеБ. Функция пропускания для отдельной доплеровской линии ] имеет следующий вид:
(\1/2 2 2 (П) | еехр(-Те(/, X, у)е
—от
Здесь центральное значение оптической толщины атмосферы те(/, х, у) на трассе Солнце — рассеивающий объем
Те(/, х, У) = -7^-^ аМ о2 (х, у), ыпи О
где Мо (х, у) — суммарное число молекул кислорода на трассе Солнце — рассеивающий объем с координатами (х, у); и = (2кТ/т))2 — среднеквадратичное зн
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.