«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2011 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2011 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ежегодной конференции Солнечная и ...»

При этом телескоп с диаметром главного зеркала 400 мм на основе оптической системы Ричи-Критьена направлен на Землю. Он содержит матричный фотоприемник (20482048) для получения изображений Земли в диапазоне 0,2–1,0 мкм и неселективный и селективные радиометры. Рабочие «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября спектральные диапазоны 0,2–1 мкм, 0,2–4 мкм, 0,2–100 мкм, а также 8– мкм. Пороговая чувствительность радиометра 10–7 Вт при динамическом диапазоне четыре порядка. Предложенный метод обладает высокой чувствительностью и позволяет регистрировать вариации альбедо Бонда на уровне не менее 0,1%, что соответствует изменению эффективной температуры Земли на величину 0,03 К. Радиометр, направленный на Солнце, имеет спектральный диапазон 0,1–100 мкм и осуществляют мониторинг солнечной постоянной и ее вариаций. Калибровка систем телескопа осуществляется по излучению Луны в полнолуние, а также по холодному космосу и различными фильтрами.

Новым в наших исследованиях является разработка теории метода мониторинга альбедо Бонда Земли по регистрации всего спектра электромагнитного излучения, включая коротковолновый диапазон отраженного Землей солнечного излучения, а также собственного теплового ИК излучения Земли. Измеряемой величиной является интегральный поток во всем спектре электромагнитного излучения (теоретически – от 0 до мкм, практически достаточно – от 0,2 до 100 мкм). При этом исключается необходимость анализа погрешностей, связанных с неполным соответствием спектра отраженного планетой потока солнечного излучения и спектральной чувствительностью приемника, а также его ограниченным спектральным диапазоном. Для этого используется дополнительный канал, имеющий приемник на основе болометра или оптико-акустического приемника (ОАП). Такие приемники позволяют регистрировать весь спектр электромагнитного излучения.

Предложенный комплекс научной аппаратуры позволит:

• получать глобальные мультиспектральные (на 10–12 спектральных полосах) изображения атмосферы, облачности и пр. всей видимой полусферы Земли с высоким разрешением каждый час;

• осуществлять одновременный обзор всей подсвеченной Солнцем части поверхности Земли;

• учитывать вклад в вариации отражаемого Землей светового потока вариаций солнечной постоянной.

Это обеспечивает рассматриваемому методу мониторинга альбедо Бонда преимущества перед всеми другими методами. Недостатком рассматриваемого метода является высокая стоимость проекта.

Рассмотрим требования к чувствительности приемника на основе анализа величин лучистых потоков в рамках общепринятого допущения: отражение и собственное излучение Земли подчиняется закону Ламберта.

Регистрируемый телескопом полный лучистый поток складывается из отраженного Землей коротковолнового солнечного излучения и собственного теплового излучения.

Яркость отраженного Землей коротковолнового солнечного излучения равна «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября где QR – отраженный Землей удельный поток солнечного излучения, равный Q R = AE = 4AQin ; Qin – инсоляция верхней границы атмосферы Земли, равная Qin = E / 4 ; Е – солнечная постоянная; А – альбедо Бонда.

Яркость собственного теплового излучения Земли, усредненная по всей поверхности, равна где Q – полная поглощаемая Землей удельная мощность солнечного излучения, равная Q = (1 A)Qin ; – постоянная Стефана-Больцмана; Te – эффективная температура Земли. Суммарная яркость полусферы Земли, обращенной к Солнцу, во всем спектральном диапазоне равна Интегральная сила излучения полусферы Земли, обращенной к Солнцу, определяется из соотношения Полная мощность лучистого потока на входном зрачке ОЭС, наблюдающего Землю из точки Лагранжа, равна Принимая при нынешнем значении солнечной постоянной E = 1366 Вт/м2 величину инсоляции Q in = 341,5 Вт/м2, а также исходную величину альбедо Бонда A = 0,31, из (3) можно получить: B = 86,2 Вт/м2cp.

Приняв R = 6375 км = 6,375106 м, получим F = 1,271014 м2, и из (4) найдем интегральную силу излучения Земли J = 1,1 1016 Вт/cp. При диаметре входного зрачка D = 0,4 м из (5) получим P = 6,16 10 4 Вт.

При этом необходимо измерять вариации альбедо с точностью не хуже A = 0,1%. Это соответствует приращению потока Р = 1,910–7 Вт и величине относительного изменения принимаемого сигнала P / P = 310–4.

В итоге требуемый динамический диапазон приемника составляет всего четыре порядка. Из анализа соотношений (1) и (2) следует, что приращение эффективной температуры Земли Te, возникающее под действием малого приращения альбедо A, определяется из соотношения где e – эффективный коэффициент теплоотдачи излучением от Земли с эффективной температурой Тео в космическое пространство; Тео – исходСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября ное значение эффективной температуры Земли, реализуемое в настоящее время. Принимая нынешнее значение эффективной температуры Земли Тео = 254 К, получим e = 0,929 Вт/м2К. Подставив в (6) это значение с учетом ранее указанного значения Qin, получим Из (7) следует, что при увеличении альбедо Бонда на 0,1% эффективная температура Земли снизится почти на 0,03 К.

Планетарная термодинамическая температура Тр в установившемся тепловом режиме определяется через эффективную температуру Те с помощью соотношения где – эффективная степень черноты планеты.

Соотношения (8) и (7) позволяют описать приращение планетарной температуры в равновесном состоянии, однако установление новой величины планетарной температуры происходит с определенной временной задержкой, определяемой величиной термической инерции системы Океанатмосфера. Эффективная температура является радиационной температурой планеты и не отражает временных изменений планетарной температуры, но указывает тенденции в направлении изменения климата планеты.

Значение в настоящее время неизвестно. Но если принять за максимальное значение планетарной температуры температуру Океана 287 К, то получится = 0,613. В действительности планетарная термодинамическая температура определяется как эффективное значение температуры системы Океан-атмосфера. Значение Тр ниже принятого нами, поэтому больше вычисленного значения = 0,613.

Предложенный метод регистрации вариаций альбедо Бонда Земли обладает весьма высокой чувствительностью – при изменении регистрируемого интегрального потока на величину P в мкВт изменение альбедо определяется из соотношения A = kP, где k = 1,610–3 (мкВт)–1 – коэффициент пропорциональности, характеризующий чувствительность метода.

1. Triana – a Deep Space Earth and Solar Observatory Report prepared for the National Academy of Sciences by: Francisco P.J. Valero, Jay Herman, Patrick Minnis, William D. Collins, Robert Sadourny, Warren Wiscombe, Dan Lubin, and Keith Ogilvie www-pm.larc.nasa.gov/triana/NAS.Triana.report.12.99.pdf «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

НОВАЯ ВЕРСИЯ ПРОЕКТА «АСТРОМЕТРИЯ»

ДЛЯ МОНИТОРИНГА АЛЬБЕДО БОНДА ЗЕМЛИ

ПО ПЕПЕЛЬНОМУ СВЕТУ ЛУНЫ

Абдусаматов Х.И.1, Измайлов И.С.1, Карлин Л.Н.2, Лаповок Е.В.1, Нерушев А.Ф.3, Третьяков Н.Д.3, Государственный гидрометеорологический университет, Санкт-Петербург

THE NEW VERSION OF THE PROJECT «ASTROMETRIA»

TO MONITORING THE EARTH’S BOND ALBEDO

BY USING OF THE ASHY MOONLIGHT

Abdussamatov H.I1, Izmailov I.S.1, Karlin L.N.2, Pulkovo Observatory of the RAS, Saint-Petersburg, [email protected], Russian State Hydrometeorological University, Saint-Petersburg, Research and Production Association “Typhoon” (Roshydromet), Obninsk, Kaluga Region To organize the monitoring of the planetary Earth’s albedo, the special optical telescope SOT-200 based on the solar limbograph SL-200 is suggested after minimal redevelopment. Main technical decisions providing the capacity of the telescope working as an observation device for the Moon is described. The required threshold sensitivity and dynamic range of the photo detector are defined.

Из анализа теплового баланса Земли в равновесном состоянии следует, что при увеличении глобального альбедо – альбедо Бонда системы Земля-атмосфера на 0,1% эффективная температура Земли снизится почти на 0,03 К, и это является одним из наиболее существенных факторов, определяющих климат Земли.

Диагностике альбедо Бонда Земли уделяется много внимания в мировой науке, и одним из направлений является мониторинг пепельного света Луны, осуществляемый наземными телескопами [1–3]. Однако метод измерения яркости пепельного света Луны сквозь атмосферу Земли обладает целым рядом недостатков. Поэтому мы предлагаем осуществлять мониторинг пепельного света Луны с борта МКС. Это оправдано потому, что на предыдущем этапе разработки проекта были отработаны все вопросы интеграции научной аппаратуры космического эксперимента «Астрометрия»

(комплекс солнечного лимбографа СЛ-200) на Служебном модуле (СМ) Российского сегмента (РС) МКС.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Мониторинг альбедо Бонда Земли путем измерений яркости пепельного света Луны с борта МКС, имеет существенные преимущества перед его возможными измерениями с геостационарной орбиты, поскольку телескоп, установленный на геостационарном космическом аппарате (КА), будет постоянно наблюдать одну и ту же часть поверхности Земли. При этом оптимальное положение КА – между Солнцем и Землей длится недолго.

Этот недостаток не может быть преодолен даже при использовании группировки геостационарных КА, поскольку и они не могут полноценно обеспечить покрытие всех участков поверхности Земли, что, к тому же, очень затратно. При мониторинге отражаемых Землей солнечных потоков с низких орбит, когда используется сшивание результатов локальных измерений, накапливаются погрешности, связанные с прохождением наклонных потоков солнечного излучения, отраженных земной поверхностью сквозь атмосферу. Измерения альбедо Бонда Земли из точки Лагранжа L1 системы Солнце-Земля практически лишены большинства недостатков, однако препятствием к реализации такого проекта может служить его большая стоимость.

Целью обновленной версии проекта «Астрометрия» на РС МКС является мониторинг вариаций глобального альбедо Земли (альбедо Бонда) по одновременным измерениям яркости пепельного света центральной площадки лунного диска размером 1212 угл.мин и узкого серпа Луны при ее угловом удалении от Солнца на расстояние от 12° до 25°, когда его яркость значительно ниже яркости Луны при полнолунии, с помощью специального оптического телескопа СОТ-200 с главным зеркалом диаметром 200 мм.

Светозащита от солнечного излучения при столь малых углах на Солнца обеспечивается за счет использования на входном зрачке специальной полуцилиндрической бленды, исключающей прямую засветку объектива и фотоприемника. Светозащита от бликующих элементов конструкции станции и освещенной Земли обеспечивается путем подбора соответствующего места на корпусе станции для установки СОТ-200 и проведения наблюдений при соответствующей ориентации станции относительно Солнца. При мониторинге пепельного света Луны с борта космического аппарата (в данном случае МКС) Луна используется в качестве отражателя, что приводит к значительному уменьшению, принимаемой оптической системой мощности светового потока, но не искажает вариации отраженного Землей солнечного излучения.

Время регистрации вариаций яркости пепельного света Луны до новолуния и после новолуния на каждом витке движения МКС от точки траектории с углом на Солнце 25° до точки траектории с углом 12° составит до 1,0 часа. Наблюдения будут проводиться в течение более суток времени на таких последовательных витках траектории МКС как до новолуния, так и после новолуния. Проведенные измерения будут усреднены для получения среднемесячных значений альбедо Бонда.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября Метрологические характеристики СОТ-200 определяются из расчетов пороговых потоков, вычисленных с помощью ранее полученных соотношений [4]. В соответствии с данными расчетов, сила излучения пепельного света Луны равна J = 10,4109 Вт/ср 1010 Вт/ср. Мощность потока излучения на входном зрачке телескопа СОТ-200 с диаметром главного зеркала 0,2 м равна Р = 2,110–9 Вт. При вариации величины альбедо Бонда на 0,1% вариации мощности принимаемого сигнала Р 0,6510-12 Вт. Наблюдение за Луной ведется в пределах 12 угловых минут, что составляет 3/8 углового размера Луны, в результате получим требования к пороговой чувствительности приемника Рп = 0,9310–13 Вт. При этом для приемника, чувствительного в спектральном диапазоне 0,2…1 мкм значения потоков необходимо умножать на долю энергии солнечного излучения, заключенной в этом диапазоне от всей энергии Солнечного излучения, которая для абсолютно черного тела с температурой 6000 К равна ~ 0,74. Окончательные требования к пороговой чувствительности приемника задаются условием Рпo = 0,710–13 Вт.

В качестве фотоприемного устройства (ФПУ) для специального оптического телескопа СОТ–200 используется незначительно модернизированный единый многозонный ПЗС – датчик изображения 47 мм, разработанный нами ранее в рамках проекта «Астрометрия». Он содержит 16 лимбовых фоточувствительных зон со строчно–кадровым переносом и размером фоточувствительной ячейки 1010 мкм2, расположенных по окружности диаметром 46 мм (ПЗС-1), центральная фоточувствительная зона ПЗС со строчно-кадровым переносом (ПЗС-2) и размером фоточувствительной ячейки 3030 мкм2 и 4 линейных ПЗС приёмника, расположенных на взаимно перпендикулярных радиусах (ПЗС-3). Центральная зона приподнята над плоскостью остальных зон на 2,0 мм. Регистрация информации от ПЗС-3 используется для гидирования серпа Луны относительно центра ее изображения во время одновременных наблюдений светлой и темной части лунного диска. Их фотометрическая регистрация проводится всегда с одной и той же экспозицией, но с разными размерами фоточувствительных ячеек 1010 мкм2 и 3030 мкм2, соответственно. Это на порядок снижает динамический диапазон при наблюдениях пепельного света Луны. Динамический диапазон будет снижен еще более чем на два порядка посредством использования плотного кольцевого нейтрального светофильтра, ослабляющего излучение только узкого серпа Луны более чем в 100 раз. При этом динамический диапазон ПЗС фотоприемника около – 104.

Система контроля фотометрических характеристик осуществляется по излучению Луны в полнолуние и по холодному космосу. Рабочая температура ПЗС матрицы составляет –40°C, температура остальных элементов телескопа СОТ-200 будет равна ~ 20°C.

Учитывая высокие требования к качеству изображения специального оптического телескопа СОТ-200, необходимо отметить важность обеспеСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября чения его термостабильности во всех режимах эксплуатации. Тепловые режимы и возникающие в процессе эксплуатации термоаберрации были нами исследованы в работах [5, 6] применительно к солнечному лимбографу СЛ-200. Показано, что выбранная тепломеханическая схема телескопа и его система обеспечения теплового режима обеспечивают стабильное положение фокальной плоскости во всех режимах эксплуатации.

В режиме наблюдения за звездами в течение 60 минут термонаведенное смещение фокальной плоскости значительно ниже допустимого значения [5]. За это же время наблюдения термонаведенная сферическая аберрация не сказывается на ухудшении качества изображения. При наблюдении за Луной тепловые воздействия практически идентичны тем, которые реализуются в режиме наблюдения за звездами, во всяком случае, тепловое излучение Луны в определенной степени компенсирует охлаждение оптических элементов телескопа через входной зрачок. Методы обеспечения термостабильности телескопа СЛ-200 достаточно хорошо проработаны [6], что дает уверенность в работоспособности телескопа СОТ-200 при наблюдении за Луной.

Предложенный метод мониторинга альбедо Бонда по пепельному свету Луны обеспечит определение трендов его долговременных вариаций, поскольку заданная чувствительность позволит исследовать долговременные вариации мощности принимаемого сигнала, соответствующие вариациям альбедо Бонда на 0,1% (на 310–4), что гораздо ниже уровня быстропротекающих процессов изменения альбедо Бонда, например, связанных с относительно быстрым изменением облачности в атмосфере.

1. Goode P.R. et al. Earthshine Observations of the Earth’s Reflectance // Geophysical Research Letters. Vol. 28, No 9, May 1, 2001, pp.1671–1674.

2. Palle E., Goode P.R., Montanes-Rodriguez P., Koonin S.E. Changes in the Earth’s reflectance over the past two decades // Science. 2004. Vol. 304, pp. 1299–1301.

3. Palle E., Goode P.R., Montanes-Rodriguez P. Interannual variations in Earth’s reflectance 1999 – 2007 // J. Geophys. Res. 2009. Vol. 114. pp. 7–11.

4. Абдусаматов Х.И.; Богоявленский А.И.; Лаповок Е.В.; Ханков. С.И. Диагностика климата Земли по пепельному свету луны // Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010». СПб.

2010. С. 11–14.

5. Абдусаматов Х.И., Ханков С.И. Исследование термостабильности солнечного лимбографа при его работе в режиме наблюдения за звездами на борту Российского сегмента МКС // Оптический журнал. Т. 74, № 5. 2007. С. 54–57.

6. Абдусаматов Х.И., Лаповок Е.В., Ханков С.И. Методы обеспечения термостабильности космического телескопа – солнечного лимбографа. Санкт-Петербург. Издательство Санкт-Петербургского политехнического университета. 2008. – 195 с.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября

ФАКТОРЫ, ОПРЕДЕЛЯЮЩИЕ ТЕРМОИНЕРЦИОННЫЕ

ХАРАКТЕРИСТИКИ СИСТЕМЫ ЗЕМЛЯ – АТМОСФЕРА

Абдусаматов Х.И., Лаповок Е.В., Ханков С.И.

FACTORS DEFINING THE THERMAL INERTIA

CHARACTERICTICS OF THE SYSTEM EARTH - ATMOSPHERA

Abdussamatov H.I., Khankov S.I., Lapovok Ye.V.

Pulkovo Observatory, Saint-Petersburg, [email protected] The influence of the thermal inertia of the ocean-atmosphere system on the planetary temperature change with time under the influence of the change of the atmospheric absorption and the ocean absorption for the incoming solar radiation is researched. The change could be forced by variations of the total solar irradiation and (or) Bond albedo. For the cases of the linear, exponential, sinusoidal, or in spurts change of the planetary absorbed power, the formulas describing the temperature changes forced by the change of the planetary absorbed power are obtained.

Целью исследований являлось определение термической инерции планеты и вывод формул, описывающих отставание во времени приращения глобальной планетарной термодинамической температуры = Tp Tpo ( Tp – планетарная температура, Tpo – ее начальное значение) от приращения удельной мощности Q тепловыделений в океане и атмосфере, вызванных вариациями солнечной постоянной и (или) альбедо Бонда.

Исследования проведены для типовых модельных ситуаций изменения во времени приращений Q, что позволяет прояснить сущность термической инерции и в каждом случае механизмы, замедляющие процесс перехода в новое тепловое состояние.

Дифференциальное уравнение для нестационарной планетарной температуры получено из математических моделей, разработанных нами ранее [1, 2], и имеет вид где t p – постоянная термической инерции планеты; c – поверхностная плотность полной теплоемкости системы океан – атмосфера; – коэффициент теплоотдачи излучением от планеты в открытый космос; x – относительное приращение планетарной температуры; o – амплитуда безразмерного приращения поглощаемой планетой удельной мощности солСолнечная и солнечно-земная физика – 2011», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 7 октября нечного излучения; q – отдаваемая в космическое пространство удельная мощность теплового излучения планеты; – постоянная СтефанаБольцмана; a – безразмерный коэффициент, определяемый радиационными характеристиками земной поверхности и атмосферы для ИК-диапазона теплового излучения, определен в [1, 2]; f () – функция, описывающая закон изменения во времени приращения Q.