Аннотация результатов, полученных в 2016 году
За отчетный период были проведены работы по совершенствованию теоретических моделей планетных атмосфер, по развитию методов обработки и интерпретации астрономических наблюдений планет со сверхвысоким спектральным разрешением, и получены следующие результаты: - Исследована проблема влияния хлорида железа FeCl3 на процессы в атмосфере Венеры. На основании опубликованных данных по моделированию FeCl3 , данных по его коагуляции с серной кислотой, турбулентному переносу и осаждению разработана модель, подтверждающая следующие гипотезы: FeCl3 дает вклад в альбедо атмосферы Венеры в ближнем УФ и видимом синем спектральном диапазоне, FeCl3 дает вклад в вертикальный профиль аэрозольных частиц с размером от 0.1 до 0.3 мкм в среднем и нижнем облачном слое и является причиной снижения коэффициента поглощения атмосферы в ближнем УФ спектре на высотах ниже 60 км. Данная модель предсказывает наблюдаемое альбедо в ближнем УФ диапазоне при добавлении FeCl3 к серной кислоте в верхнем облачном слое в пропорции 1:100 по массе. Модель подтверждает, что присутствие аэрозоля FeCl3 в атмосфере Венеры согласуется с наблюдаемыми спектральными характеристиками планеты в коротковолновом видимом и УФ диапазоне; а также объясняет вертикальное распределение моды 1 в среднем и нижнем облачном слое Венеры. Из модели следует, что темп доставки FeCl3 в верхний ярус облачного слоя и продукция серной кислоты по массе составляет лишь ~0.01 от значений, требуемых для объяснения наблюдаемого ультрафиолетового альбедо. Таким образом, хлорид железа может уверенно рассматриваться в качестве компонента венерианской атмосферы. - Проанализированы новые результаты расчетов на основе совместной модели глобальной циркуляции Марса и трехмерной модели динамики экзосферы. В частности, была проверена способность модели описывать такой важный для стабильности атмосферы процесс, как убегание атомарного и молекулярного водорода. Было установлено, что в модели не учитывается вклад от нетепловых процессов утечки водорода из атмосферы Марса. При помощи одномерной модели в рамках приближения турбулентной диффузии было показано, что трехмерные модели общей циркуляции, хотя и обладают возможностью детального описания процессов трехмерной адвекции воздушных масс, однако не всегда способны обеспечить точность расчета таких важнейших глобальных характеристик, как убегание водорода. - Разработан и протестирован новый гидрологический блок модели общей циркуляции атмосферы Марса, разработанной в МФТИ и MPS (Германия), также известной как MAOAM (Martian Atmosphere: Observation and Modeling). Модель имеет спектральное динамическое ядро и успешно предсказывает скорости ветра и температуры благодаря использованию физических параметризаций, характерных как для земных, так и для марсианских моделей. Гидрологический блок включает описание микрофизики аэрозолей, адвекции, турбулентной диффузии, седиментации ледяных и пылевых частиц в зависимости от среднего радиуса и схему взаимодействия атмосферы с поверхностью. Получено хорошее согласие результатов моделирования с данными 10-летнего мониторинга климата Марса. Результаты моделирования доступны онлайн на ресурсе http://mars.mipt.ru - Обновлена фотохимическая модель образования молекулярного азота в атмосфере Титана. Были учтены процессы изотопного фракционирования в процессе предиссоциации молекулярного азота, а также продукция возбужденных состояний атомарного азота N(4S), N(2D), и ионов N+ в процессах диссоциации и диссоциативной ионизации солнечным излучением в дальнем УФ диапазоне, фотоэлектронами, заряженными частицами, инжектированными из магнитосферы Сатурна, а также галактическими космическими лучами. В соответствии с моделью было вычислено изотопное соотношение 14N/15N в нитрилах, равное 57, что согласуется с наблюдениями данного изотопного соотношения в HCN. Оценены темпы образования и потерь молекулярного азота, и вычислено изотопное соотношение 14N/15N в атмосфере Титана на момент формирования Солнечной системы, равное 129, близкое к аналогичному изотопному соотношению в ледяном аммиаке в кометах, равное 127±32. Данный результат подтверждает гипотезу о том, что источником азота в атмосфере Титана мог быть аммиак, привнесенный в процессе столкновения спутника с ядрами комет. Были отработаны методы решения обратных задач зондирования планетных атмосфер при помощи астрономических наблюдений со сверхвысоким спектральным разрешением на примере данных, полученных гетеродинным спектометром. На основе данных наблюдений Венеры на солнечном телескопе Макмата-Пирса обсерватории Китт-Пик (США) области вращательной линии поглощения углекислого газа 963,26 см-1со сверхвысоким спектральным разрешением при помощи гетеродинного спектрометра THIS, восстановлен вертикальный профиль температуры в атмосфере планеты в диапазоне 60-110 км. Профиль хорошо согласуется с данными фурье-спектрометров аппаратов "Венера-15" и "Венера-16" и стандартной моделью атмосферы Венеры VIRA. Показано, что при отношении сигнал-шум не хуже 300, точнось восстановления температурного профиля по полностью разрешенному контуру вращательной линии составляет несколько K и не уступает результатам дистанцоинного зондирования с орбитальных аппаратов. На основе созданного в рамках проекта экспериментального стенда были исследованы основные элементы гетеродинного спектрорадиометра среднего инфракрасного диапазона для астрономических наблюдений и получены следующие результаты: - Исследованна область непрерывной частотной перестройки квантово-каскадного лазера (ККЛ), используемого в качестве локального осцилятора (гетеродина) в разработанном макете гетеродинного спектрометра. В ходе экспериментов, излучение лазера модулированное пилообразным током накачки лазера, пропускалось через кювету, заполненную парами ацетилена при давлении порядка 10 мм рт.ст, а также через эталон Фабри-Перо. Поскольку модуляция тока накачки приводит к модуляции интенсивности и частоты лазерного излучения, в экспериментах были зарегестрированы спектры поглощения ацетилена в режиме прямого детектирования. Полученные в результате экспериментов спектры были сопоставлены с результатами модельных расчетов на основе спектральной базы данных HITRAN 2012, что позволило с высокой точностью определить частотную развертку локального осцилятора. Следует отметить, что использование престраиваемого по частоте локального осцилятора является достаточно новым в технике гетеродинирования в тепловом инфракрасном диапазоне. Данный подход позволяет увеличить диапазон регестрируемых промежуточных частот, а также использовать технику стабилизации циклов перестройки частоты локального осцилятора по реперным линиям поглощения для эффективного подавления дрейфа частоты гетеродина. - Исследованы шумовые характеристики разработанного лабораторного макета гетеродинного спектрометра среднего инфракрасного диапазона. Экспериментально определены относительные шумы интенсивности используемого ККЛ, определяющие эффективность использования ККЛ в качестве гетеродина. - В лабораторных условиях проедмонстрирована возможность гетеродинирования излучения с температурой Т=400 о С с использованием разработанного макета спетрометра. Для этого излучение лабораторного аболютного черного тела (АЧТ) сбивалось с излучением ККЛ на пластине из фторида кальция и поступало на фотодетектор. Регистрация сигнала фотодетектора производилась радиочастотным спектроанализатором с разрешением 10 МГц в диапазоне до 1 ГГц. Эксперимент был проведен несколько раз с целью подтверждения воспроизводимости получаемых данных. Нами были зарегистрированы спектры сигнала фотодетектора при падении на него излучения лазера, а также излучения лазера совмещенного с излучением АЧТ. Во всех экспериментах наблюдалось увеличение уровня сигнала фотодетектора в анализируемом диапазоне частот, при добавлении излучения АЧТ, что обусловлено наличием гетеродинной составляющей. Дополнительно были зарагестрированны спектры сигнала фотодетектора при падении на него только излучения АЧТ, а также темнового сигнала. Данные спектры совпадали с точностью до уровня шумов, что подтверждает вывод о регистрации гетеродинной составляющей сигнала.

Аннотация результатов, полученных в 2017 году
Измерения HBr в атмосфере Венеры Проведены наблюдения атмосферы Венеры с целью поиска HBr по линиям поглощения в диапазоне 3,8 мкм (2605,80 и 2606,20 см−1). Измерения проводились с помощью спектрометра высокого спектрального разрешения (λ/Δλ~104) CSHELL, расположенного на телескопе IRTF. Был проведен поиск линий HBr в 101 измеренном спектре атмосферы Венеры. Полученные значения концентраций варьируются от -8 до +5 ppb со средним значением на уровне -1,2 ppb и стандартным отклонением 2,5 ppb. Отрицательные значения полученных концентраций говорят о систематической ошибке измерений. Оценка верхнего предела содержания HBr вблизи верхней границы облачного слоя Венеры на высоте 78 км от поверхности составляет ~1 ppb. Фотохимическая модель атмосферы Венеры была дополнена основными фотохимическими процессами с участием брома. Исходя из уточненной модели, фотодиссоциация HBr и его реакции с атомарным водородом и кислородом определяют относительное содержание бромистого водорода на высоте 70–80 км над поверхностью в ~300 раз меньшее, чем на высотах ниже 60 км. Повторный анализ данных наблюдения с учетом рассчитанного из фотохимической модели профиля HBr дал для высот ниже 60 км максимальную оценку содержания HBr 20-70 ppb и оптическую глубину аэрозоля для высоты 70 км и длины волны 3,84 мкм ~0,7. Термодинамические вычисления на основе химико-кинетической модели показали, что бромистый водород является основным соединением брома в нижних слоях атмосферы Венеры. Расчет среднегодовых концентраций N2, Ar, O2, и CO в атмосфере Марса Проанализированы данные, полученные квадрупольным масс-спектрометром комплекса MSL на борту марсохода Curiosity. Для измеренных масс-спектрометром концентрации N2, Ar, O2, CO в кратере Гейла рассчитаны нормировочные коэффициенты, позволяющие определить среднегодовую глобальную концентрацию данных газов на Марсе. Для оценки вариаций и средних значений давления использовались данные Mars Climate Database, а также данные первого года наблюдений посадочных платформ Viking 1 и 2. Нормировка данных MSL дает среднегодовые значения концентраций (1.83 ± 0.03)% для N2, (1.86 ± 0.02)% для Ar, (1.56 ± 0.06) * 10-3для O2, 673 ± 2.6 ppm для CO. Рассчитанная концентрация O2 согласуется с измерениями орбитальной обсерватории Herschel в диапазоне 773.84 ГГц, наземными наблюдениями и фотохимическими моделями. Концентрация CO согласуется с измерениями прибора CRISM на аппарате MRO. Такие образом полученные данные могут быть в дальнейшем использованы в качестве стандартных значений для валидации данных со спутников и уточнения моделей общих циркуляций. Критический анализ результатов миссии New Horizons Подробно рассмотрены последние результаты наблюдений Плутона аппаратом New Horizons и обозначены некоторые несоответствия предсказаний существующих моделей его атмосферы и результатов миссии. В частности, описана проблема с несоответствия температуры атмосферы Плутона на высотах более 300 км. По данным наблюдений полосы NH, полученным солнечно-затменным методом в УФ диапазоне, температура атмосферы возрастает от поверхности до 30 км с 39 К до 107 К, далее линейно спадает до 65-68 К на высоте 300 км и до высот 1700 км остается неизменной. Данное наблюдение не соответствует представлениям об адиабатическом охлаждении термосферы Плутона. Данное противоречие потенциально можно решить, добавив в модель радиационного баланса охлаждение за счет термодинамически равновесного излучения молекул H2O и HCN. Еще одним расхождением в моделях атмосферы Плутона является несоответствие количества паров воды. Это может быть связано с неучтенным в ряде моделей процесса фотолиза H2О. Обнаружено существенное несоответствие в расчетах площади поверхности аэрозольных частиц в атмосфере Плутона по данным приборов LORRI и MVIC и существующих моделей, а также рассчитанных на основе этих данных коэффициентов коагуляции и конденсации для C2H2x и HCN. Исследование влияния S2O2 на фотохимические процессы в атмосфере Венеры На основе результатов Frandsen et al. (2016) о фотолизе S2O2 проведен анализ возможного вклада S2O2 в поглощение атмосферы Венеры в диапазоне 500 - 330 нм. Обновлена фотохимическая модель атмосферы Венеры на высотах 47 - 112 км, для S2O2 было рассчитано вертикальное распределение концентрации, а также пересчитаны концентрации других соединений серы в соответствии с обновленной моделью. Далее, было использовано три различных метода оценки концентрации S2O2 , которая соответствует наблюдаемому в атмосфере поглощению. Эти значения превосходят оценки по генерации S2O2 на два порядка. На основании данных оценок можно сделать вывод о том, что S2O2 не может существенно влиять на поглощение в атмосфере Венеры в диапазоне 500 - 330 нм. Численное моделирование гидрологического цикла Марса Представлена новая модель гидрологического цикла в атмосфере Марса и её применение в модели общей циркуляции атмосферы Марса MAOAM, разработанной международным коллективом из России, Германии и Японии. Гидрологическая схема модели включает расчет образования зародышей конденсации, рост частиц, их осаждение на поверхность планеты и сублимацию в ненасыщенной атмосфере. Распределение водяного пара и ледяных облаков и их сезонные вариации сравнивались с данными спектрометров SPICAM, MGS-TES и CRISM, работающих на орбите Марса в составе автоматических межпланетных зондов. Модель корректно воспроизводит горизонтальное распределение водяного пара и симметричные по отношению к северному полюсу пики концентрации водяного пара в сезон между Ls =90◦ и Ls =150◦. Сравнение результатов моделирования с профилями паров воды, восстановленных по данным спектрометра SPICAM, показывает хорошее согласие в средней атмосфере на высотах 40-60 км. Модель предсказывает чрезмерно плотную облачность на севере в период перигелия и отсутствие облаков над северной полярной шапкой в сезон афелия, что также согласуется с наблюдениями. Предсказаннные моделью параметры тропического пояса облаков в течение сезона Ls ~ 40◦ - 110◦ находятся в хорошем согласии с наблюдениями CRISM. Разработка лабораторного макета гетеродинного спектрометра среднего ИК диапазона для астрономических наблюдений на основе квантово-каскадных лазеров. Усовершенствована оптическая схема прототипа гетеродинного спектрометра, определены оптимальные геометрические параметры оптических элементов согласующих волновые фронты исследуемого сигнала и опорного сигнала квантово-каскадного лазера для достижения максимального гетеродинного сигнала. Добавлено поворотное зеркало для переключения измерительных каналов: исследуемый сигнал, реперное черное тело с температурой Т1(“горячее”), реперное черное тело с температурой Т2(“холодное”), фоновый сигнал. На базе программной среды LabView разработана автоматизированная программа для проведения лабораторных измерений и последующих астрономических наблюдений гетеродинным спектрометром. Методом Y-фактора измерена шумовая температура макета гетеродинного спектрометра, которая составила 18 000 К при квантовом пределе на длине 7.8 мкм около 1800 К. Наибольший вклад в шумы системы дает собственный шум фотодетектора (термоэлектрически охлаждаемый КРТ-фотодиод). В гетеродинном режиме зарегистрирована доплеровская линия поглощения ацетилена при давлении около 8 торр в оптической кювете длиной 5 см. Измерены вольт-амперные характеристики сверхпроводникового болометра на эффекте электронного разогрева с планарной спиральной антенной. Болометр будет использован в качестве смесителя-детектора в конечном варианте гетеродинного спектрометра, т.к. обладает предельно низкими собственными шумами и широкой полосой приема. Исследован одномодовый режим распространения излучения квантово-каскадного лазера с длиной волны 7.78 мкм в полом волноводе с покрытием внутренних стенок из Ag, с внутренним диаметром 1 мм и внешним - 1.6 мм. Числовая апертура волновода для одномодового распространения излучения равна 0.03. Проведены оценки возможного детектирования среднего значения концентрации паров воды в надоблачном слое Венеры на высотах от 60 до 90 км гетеродинным прибором в соответствии с моделью расчета уходящего теплового излучения планеты в интервалах (1280, 1295 см-1) и (1852, 1860 см-1). При уровне шума прибора S/N=100 возможно детектировать значения 2 ± 1ppm, а при S/N=300 соответственно 0.4 ± 0.2ppm средней концентрации H2O. Для восстановления профиля температуры получена средняя оценка точности 1.5% для атмосферы Венеры на высотах 60-90 км и 2.5% для атмосферы Марса на высотах 0-40 км. Вертикальное разрешение восстановления температурного профиля как на Венере, так и на Марсе составляет порядка 5 км.

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
В 2018 году достигнуты следующие результаты. 1. Построена фотохимическая модель термосферы Марса, отражающая состав и поведение нейтральных атомов и ионов на высотах 80 - 300 км, а также их взаимодействие с солнечным излучением и водяным паром. В модель встроены вертикальный перенос посредством турбулентной, молекулярной и амбиполярной диффузии, а также тепловое и нетепловое истечение легких атомов (H, H2, D, HD, He) и атомов кислорода. Модель согласуется с измерениями водяного прибора SPICAM IR, которые показывают высокую концентрацию водяного пара на высоте 80 км, а также с измерениями концентрации водорода приборами SPICAM UV и телескопом Hubble. Высокая концентрация водяного пара объясняется нагревом атмосферы за счет раздуваемой пыли, что препятствует конденсации воды. Модель предсказывает истечение водорода со скоростью примерно 1.9E8 cm−2 s−1 на высоте 250 км в течение марсианского сезона Ls=200-330o. Основной химической реакцией, которая влияет на истечение водорода является реакция H2 и CO2+. Основным источником водорода на данных высотах является фотолиз водяного пара солнечным излучением на длине волны 160-180 нм. Продукты фотолиза, далее, посредством взаимодействия с СО2+ и нейтральными молекулами Н2О образуют Н3О. Данные процессы происходят на высотах около 100 км, что недостаточно высоко для существенного истечения водорода из атмосферы. Истечение водорода на высоте 250 км можно оценить как F(cm−2 s−1)=1.6×10Е8 +1.4×10Е7 fH2O (ppm), где fH2O - это концентрация воды на высоте 80 км, которая падает примерно в 5 раз на высоте 150 км. С учетом экспериментально наблюдаемого истечения водорода на уровне 10Е9 cm−2 s−1, требуемая концентрация водяного пара для генерации водорода должна составить порядка 60 ppm на высоте 80 км, что соответствует измерениям SPICAM IR. Высокая концентрация водяного пара не влияет на концентрацию HCO+, измерения которого проводились приборами миссий MAVEN/NGIMS. 2. Завершен гидрологический блок в модели общей циркуляции Марсианской атмосферы. В модель включена полу-Лагранжева схема транспорта воды и водяного пара и льда, и учитывается микрофизика перехода между этими двумя состояниями. В модели учитываются процессы насыщения, нуклеации и роста частиц, сублимации и седиментации с учетом предположения о распределении частиц по размерам. Блок был включен в модель общей циркуляции Марса, разработанной в Институте Макса Планка и проверена для одномодального и бимодального распределения ядер конденсации льда (функция плотности бимодального распределения частиц имеет два пика). Были представлены сравнения вертикального и горизонтального распределения концентрации воды и ее годовых вариаций с наблюдениями космических аппаратов Mars Express, MGS-TES и прибором CRISM. Показано, что бимодальное распределение аэрозольных частиц лучше отражает годовой гидрологический цикл Марса. В модели использовалось сезонное и пространственное распределение пыли, полученное с помощью приборов TES на борту аппарата Mars Global Surveyor и прибором PFS на борту аппарата Mars Express. Рассчитанное общее количество воды на северном полюсе в летний сезон равное 50-70 осажденных микрон соответствует наблюдениям прибора SPICAM. В зимние сезоны в северном и южном полушарии рассчитанная концентрация водяного пара была нулю, что означает корректность перехода водяного пара в лед. Показано, что модель воспроизводит наблюдаемое горизонтальное распределение водяного пара с квазисимметричными относительно северного полюса пиками концентрации при Ls=90o и 150o. Расчеты концентрации воды хорошо сходятся с наблюдениями SPICAM на высотах 40-60 км, однако, расчетная концентрация льда занижена по сравнению с наблюдениями. Тем не менее, данное несоответствие влияет на модель в целом несущественно, т.к. происходит только для ячеек с малой концентрацией воды. 3. Апробирован полевой гетеродинный спектрометр для измерений концентраций парниковых газов в земной атмосфере методом солнечных просвечиваний в ближнем ИК диапазоне. Проведены измерения концентрации СO2 в столбе атмосферы с точностью 0.5% по линии поглощения, измеренной со спектральным разрешением 0.0003 cm-1. Измеренное значение концентрации составило XρCO2 = 402,3 ± 2,2 ppm. Основой методики измерений является перестройка частоты локального осциллятора по частоте, что позволяет расширить полосу регистрации спектра до порядка 30 ГГц. В традиционных астрономических гетеродинных спектрометрах полоса регистрации спектра не превышает 3 ГГц. Концентрация СО2 измерялась в столе атмосферы над МФТИ, при времени накопления порядка 10 минут соотношение сигнал/шум составило - 100. 4. Завершена работа над стендом для гетеродинных астрономических измерений в среднем ИК диапазоне. Для испытаний разрабатываемого спектрометра в условиях реальных астрономических наблюдений оптическая схема прибора была перенесена на передвижной оптический стол. Для калибровки гетеродинного сигнала был установлен вольфрамовый ИК источник с температурой нагрева излучающего элемента вплоть около 950℃. Также было подготовлены точка подведения оптического волокна от телескопа и калибровочного элемента комнатной температуры. Был реализован канал динамической стабилизации частоты локального осциллятора по линии поглощения газа, включающий кювету с реперным газом и КРТ-фотодетектором. Доставка излучения от исследуемого объекта производится с помощью многомодового поликристаллического оптического волокна на основе соединений галогенидов серебра (AgCl-AgBr), прозрачного в диапазоне до 18 мкм. 5. Исследованы свойства сверхпроводниковых болометров, являющихся перспективными приемниками для применения в гетеродинных спектрометрах среднего ИК диапазона. Проведены измерения чувствительности, доли поглощенной мощности и диаграммы направленности образцов в разных спектральных диапазонах (2.25 мкм, 7.8 мкм, 10.4 мкм). Исследовались образцы с интегрированной спиральной антенной с линейными размерами 20 мкм х 15 мкм, помещенные на плоскую поверхность полусферической линзы из германия. Измерены зависимости сопротивления образцов от температуры, а также вольт-амперные характеристики образцов. Показано, что ширины диаграмм направленности на длинах волн 2.25 мкм, 7.8 мкм, 10.4 мкм равны примерно 3 градуса и не зависят от длины волны. Эффективность поглощения мощности измерялась методом изотерм, т.е. при небольших изменениях уровня вольт-амперной характеристики приемника. Полученные значения для длин волн 2.25 мкм, 7.8 мкм и 10.4 мкм составила около 0.01%, 0.03% и 0.2% , что показывает неэффективность работы планарной спиральной антенны, как элемента согласования излучения с приемником. На данный момент в открытых источниках нет информации об эффективности сверхпроводниковых болометров совмещенных с планарными антеннами, поэтому продолжение работ по этой теме представляет высокий интерес. В дальнейшем будут проведены расчеты оптимального элемента согласования излучения с приемником для соответствующих длин волн. Вследствие низкой эффективности поглощения мощности данные образцы приемников невозможно использовать для гетеродинных измерений слабых астрономических сигналов. Результаты измерений представлены в докладе "Ground based mid-infrared heterodyne spectrometer for the Earth and planetary atmospheres observations" на конференции FLAIR 2018.