авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:   || 2 | 3 |
-- [ Страница 1 ] --

1

Направление 9. Методы исследований Солнечной системы

Координаторы: М.В. Герасимов (ИКИ), Г.К. Боровин (ИПМ), В.Ф. Гальченко (ИНМИ)

Направление включает 20 проектов в семи подразделах.

Подразделы раздела 9 программы:

9.1 Новые дистанционные и контактные методы и приборы для научных

исследований

9.2 Перспективные аппараты для солнечных, гелиосферных и планетных исследований 9.3 Баллистические сценарии и необходимые характеристики новых проектов.

9.4 Бортовые приборы ориентации, управления, сбора и обработки научной информации 9.5 Наземные системы обработки и распределения научной информации 9.6 Методы обнаружения биологических и палеобиологических объектов, а также их биомаркеров 9.7 Устойчивость земных биоформ в космической и инопланетной среде Подраздел 9.1. Новые дистанционные и контактные методы и приборы для научных исследований Проект 9.1.1: «Радиолокационное зондирование планет и объектов Солнечной системы»

Научный руководитель: д.ф.-м.н. Смирнов В. М. (ФИРЭ РАН) 1. Введение В настоящее время радиолокационное зондирование является наиболее продуктивным, а зачастую и единственным способом исследования подповерхностной структуры космических тел. Проведённые эксперименты [1–5] по зондированию планет (Венеры, Марса) и их спутников показали перспективность данного метода исследования.

Целью данной работы является разработка основных принципов создания универсального радиолокационного комплекса для проведения подповерхностного зондирования космических тел с различных высот.

2. Основные задачи проекта Постановка задачи сводится к определению радиофизических свойств (толщины слоев, их диэлектрической проницаемости, проводимости) грунта и включенных в него объектов (камней, пустот и пр.) по измеренным характеристикам отраженного радиосигнала [6].

3. Подход Выбор частотного диапазона, типа сигнала и его характеристик определяется характером решаемой задачи: расстоянием до поверхности, шероховатостью поверхности, характерными размерами обнаруживаемых объектов и предполагаемой глубиной их залегания. Схема проведения подповерхностного зондирования грунта заключается в следующем (рис. 1). Космический аппарат с установленным на борту радиолокационным комплексом подповерхностного зондирования находится на расстоянии R от исследуемой. На глубине Zo находится поверхности грунта с диэлектрической проницаемостью или слой ( ) с диэлектрической локальный объект с линейным размером. Для малых высот и малых глубин зондирования (R Zo или R Zo) и проницаемостью ( ) наиболее оптимальным представляется короткий видеоимпульс (моноимпульс) – сигнал, состоящий из одного или нескольких (2-3) полупериодов быстро затухающей синусоиды (рис.2). Такой сигнал обеспечивает хорошее разрешение по глубине, однако при больших дальностях неприменим, так как обладает слабой энергетикой. Повышение энергетики сигнала усреднением по нескольким импульсам возможно только на малых высотах и при малых скоростях движения, когда за время излучения и приема пачки импульсов не происходит существенного изменения фазы принимаемых сигналов.

Рис.1. Общая схема размещения радарного комплекса над объектом исследования Рис. 2. Форма (а) и спектр (б) зондирующего видеоимпульса (моноимпульса).

–верхняя граница частоты, –характерный размер исследуемого объекта, Пусть измеряемый в направлении движения радарного комплекса, R – расстояние до объекта, v – –период следования импульсов при накоплении, – скорость перемещения радара, количество накоплений. Тогда, в предположении, что за время накопления фаза принимаемого сигнала не должна изменяться больше чем на 0,1, можно вывести оценочное соотношение между скоростью движения и количеством накоплений:

где с - скорость распространения электромагнитной волны в вакууме.

На больших дальностях (RZo) более предпочтительными являются сигналы с линейной частотной модуляцией (ЛЧМ-сигналы). Такие сигналы при излучении имеют практически равномерный спектр в заданной полосе частот (рис.3), что существенно упрощает обработку и анализ принимаемого сигнала. Для обработки ЛЧМ-сигналов разработаны специализированные методы, такие как: корреляционный, согласованная фильтрация, фильтрация в частотной области. Одним из дополнительных преимуществ ЛЧМ-сигнала является его высокий коэффициент усиления при постобработке:

, – длительность импульса, где полоса частот сигнала. Таким образом, при увеличении дальности R в несколько раз, во столько же раз можно увеличить длительность импульса, чтобы поднять его энергетику. Этот способ можно использовать только для крупных объектов, там где мощность отраженного сигнала падает пропорционально квадрату расстояния (амплитуда сигнала соответственно будет обратно пропорциональна расстоянию). Для локальных объектов зависимость мощности от расстояния будет вида 1/R3 или даже 1/R4, что простым увеличением длительности импульса компенсировать невозможно. К недостаткам ЛЧМ-сигналов можно отнести наличие мертвой зоны, пропорциональной длительности импульса (особенно это касается космических радаров, где излучение и прием сигнала, как правило производится одной и той же антенной), кроме того предъявляются жесткие требования к температурной стабильности схемы формирования ЛЧМ-сигнала.

Для существенно переменных дальностей (когда расстояние от радара до исследуемого объекта меняется от малых до очень больших значений) оптимальным является использование фазо-кодо-манипулированных сигналов, сформированных по алгоритму М-последовательности: чем больше дальность, тем больше используется элементов М-последовательности. Таким образом, уменьшение уровня принимаемого сигнала, вызванное увеличением дальности R, компенсируется увеличением соотношения сигнал-шум при обработке сигнала:

K где Ku – коэффициент улучшения сигнала за счет обработки, – длительность количество подимпульсов в М-последовательности, a – подимпульса, коэффициент масштабирования отражающего объекта, который меняется в пределах от для плоского слоя до 2 для локального объекта ( ).

Рис.3. Вид ЛЧМ-сигнала (вверху) и его амплитудный спектр (внизу).

5. Результаты В рамках данного проекта была развита методика моделирования приема и обработки ЛЧМ-сигналов. На рис.4 вверху показан вид ЛЧМ-сигнала, отраженного от двуслойной поверхности, внизу – спектр отраженного сигнала. Как следует из анализа рис.4, в спектре сигнала появляются характерные «биения», которые зависят от толщины слоя. На рис. приведен результат моделирования обработки ЛЧМ-сигнала отраженного от одинаковых объектов, находящихся на разных расстояниях от радара. Вверху показан вид отражённого сигнала во временной области, внизу – результат обработки методом согласованной фильтрации. Для упрощения анализа было принято, что амплитуда отраженных сигналов от всех 6 объектов одинакова. Из анализа результатов обработки следует, что итоговые сигналы также имеют одинаковую амплитуду и их взаиморасположение соответствует исходным параметрам выбранной модели.

Рис.4. Моделирование отражения ЛЧМ-сигнала от одного слоя: вверху отраженный сигнал, внизу – его амплитудный спектр.

Рис.5. Моделирование отражения ЛЧМ-сигнала от нескольких объектов (слоев): вверху отраженный сигнал, внизу – результат его обработки методом согласованной фильтрации.

Основные проблемы, которые нужно решить при разработке многоканального радара для космических применений:

калибровка и настройка каналов для формирования одинаковых сигналов по форме, амплитуде и фазе;

устранение влияния соседних антенн на качество излучаемого сигнала путем подбора их оптимального взаимного расположения и изоляции их поглощающим материалом;

теоретически-экспериментальное обоснование оптимального зазора между антенной системой и исследуемым грунтом;

минимизация весовых характеристик прибора;

повышение точности позиционирования антенной системы в процессе проведения экспериментов.

Список использованных источников 1. Porcello L.J., Jordan R.L., Zelenka J.S. et al. The Appolo Lunar Sounder Radar System.

//Proceedings of the IEEE. 1974. V.62. N6.

2..Picardi G., Plaut J., et al. Radar sounding of the surface of Mars. // Science. 2005. V.310.

P.1925.

3. Seu R., Biccari D., Orosei, R. et al. SHARAD: The MRO 2005 shallow radar. //Planet Space Sci. 2004. №52. P.157.

4. Carter L.M., Campbell B.A., Watters T.R. et al. Shallow radar (SHARAD) sounding observations of the Medusae Fossae Formation Mars. Icarus 199 (2009). P.295.

5. Phillips R.J., Zuber M.T.,. Smrekar S.E. and et Mars North Polar Deposits: Stratigraphy, Age, and Geodynamical Response/Scienceexpress www.sciencexpress.org / 15 May 2008 / Page 1 / 10.1126/science. 6. Гринев А.Ю.,. Багно Д. В.,. Темченко В.С.,. Ильин Е.В. Программно-аппаратный комплекс подповерхностного зондирования // 15-я Международная Конференция “Цифровая обработка сигналов и её применение” Москва, Россия 27 - 29 марта 2012 г.

7. Marchuk V. N., Smirnov V. M., Byshevski-Konopko O. A. Multi-channel ground penetrating radar for space applications // The third Moscow Solar System Symposium (3M-S3), Moscow 8-12 October 2012 abst 270-271.

Публикации за 2012 г.:

1. Marchuk V. N., Smirnov V. M., Byshevski-Konopko O. A. Multi-channel ground penetrating radar for space applications / The third Moscow Solar System Symposium (3M-S3), Moscow 8 12 October 2012 abst 270-271.

2. Смирнов В.М., Марчук В.Н., Юшкова О.В., Бышевский-Конопко О.А., Бажанов А.С., Бездудный В.Г. Обработка радиолокационных данных многоканального 3d-георадара. VI Всероссийская конференция “Радиолокация и радиосвязь”, 19-22 ноября 2012 г, Москва.

Проект 9.1.2 «Зондирование грунта и радиопросвечивание атмосферы Венеры методом бистатической локации»

Научный руководитель: к.т.н., Павельев А.Г., ФИРЭ им. В.А. Котельникова РАН, Фрязино, Московская обл., alxndr38@mail.ru Принцип локальности и метод спутникового радиозондирования атмосфер и ионосфер Земли и планет Cформулирован и подтвержден экспериментально для случая сферически симметричной слоистой среды принцип локальности, в соответствии с которым основной вклад в вариации амплитуды и фазы прошедших через неоднородную среду радиоволн вносят окрестности тангенциальных точек, где градиент показателя преломления перпендикулярен лучевой траектории. Принцип локальности утверждает, что при равенстве рефракционных ослаблений, измеренных раздельно по вариациям амплитуды и фазы зондирующих радиоволн, и отсутствии поглощения, тангенциальная точка совпадает с перигеем радиолуча относительно центра сферической симметрии. На основе принципа создан одночастотный метод измерения поглощения, основанный на исключении рефракционного ослабления из измерений интенсивности прошедших через слоистую среду радиоволн. Получены ранее неизвестные соотношения, определяющие высоту и пространственное смещение тангенциальной точки при наличии в среде горизонтальных градиентов, что позволяет определять по экспериментальным данным положение и наклон слоев. Соотношения проверены и подтверждены экспериментально на основе анализа данных спутниковых радиозатменных миссий CHAMP, FORMOSAT-3 и других.

Создана методика, позволяющая раздельно измерять характеристики турбулентных и слоистых образований, а также определять положение фронтов внутренних атмосферных (ионосферных) волн, что существенно расширяет возможности и открывает новое направление геофизических применений дистанционного радиозондирования, в том числе, для исследования слоистых структур и волновых процессов в атмосферах и ионосферах Земли, Венеры и других планет.

Публикации за 2012 г [1-3] Для формулировки принципа локальности применим впервые полученное в [4] соотношение, связывающее ускорение эйконала a и рефракционное ослабление X p (t ) радиоволны, излучаемой передатчиком G и принимаемой антенной L после прохождения через сферически симметричную среду (трасса GTL, рис.1):

d 2 (t ), m = d 2 (1 d 2 / R0 ) / (dps / dt ) 1 X p (t ) = ma, a = dt (1) где d 2 и R0 расстояния вдоль прямых линий DL и GL, соответственно, D GL, p, ps являются проекция центра симметрии O на линию прямой видимости прицельными параметрами, соответствующими лучевой траектории GTL и прямой GL.

Равенство (1) выполняется Величина m определяется из траекторных данных. при условии [5]:

dR1,2 dps ( p ps ) (2) ps dt dt где R1,2 расстояния OL и OG (рис.1). При отсутствии поглощения X p (t ) совпадает с рефракционным ослаблением X a (t ), найденным из амплитудных данных [1]:

X p (t ) X a (t ) ;

X a (t ) = I / I 0 (3) где I 0, I интенсивность радиоволн до и после вхождения радиолуча луча в среду.

Тождество (3) позволяет первую формулировку принципа локальности для случая сферически симметричной среды, однолучевого распространения и отсутствия поглощения радиоволн. Для того, чтобы тангенциальная точка совпадала с перигеем радиолуча, необходимо и достаточно тождественного равенства рефракционных ослаблений, определенных по вариациям фазы (1) и интенсивности (3) прошедших через среду радиоволн. Если тангенциальная точка совпадает с перигеем лучевой траектории, то, в соответствии с принципом локальности, полное поглощение в атмосфере (ионосфере) можно определить из уравнений (1) и (3) путем исключения X p (t ), найденного из измерений эйконала на одной частоте [4-6]:

= 1 X a (t ) / X p (t ) (4) (3) Отклонения от критерия могут быть связаны с многолучевым распространением, дифракцией, рассеянием, влиянием турбулентности и других неоднородностей в атмосфере и ионосфере. Тем не менее, критерий выполняется в случае смещения центра сферической симметрии из точки O в точку O (рис.1), если условие p, ps, R1,2 на p, ps, R1,2, где R1,2 расстояния O L и OG, (2) сохраняется при замене соответственно (рис.1). При этом уравнение (1) примет вид:

d 2 (t ), m = d 2 (1 d 2 / R0 ) / (dps / dt ) 1 X p (t ) = ma, a = (5) dt где m значение параметра m, соответствующее центру O сферической симметрии слоя, d 2 расстояние D L, ps - прицельный параметр, соответствующий линии прямой видимости GL и центру O. Первое уравнение (5) отличается от уравнения (1) другими значениями рефракционного ослабления X p (t ), и множителя m при тех же значениях ускорения эйконала a и рефракционного ослабления X a (t ). Поэтому критерий (3) выполняется в следующей форме:

X a (t ) X p (t ) (6) Тождество (6) обобщает критерий (3) на общий случай, в котором центр O, что позволяет сферической симметрии смещен в произвольную точку O сформулировать принцип локальности при дистанционном зондировании слоистой сферически симметричной среды. Для того, чтобы определенная точка радиолуча являлась тангенциальной, необходимо и достаточно тождественного равенства рефракционных ослаблений: (1) – определенного для этой точки по фазовым вариациям, и (2) – найденного из изменений интенсивности прошедших через среду радиоволн. При этом вариации амплитуды и фазы радиоволн, вызваны, главным образом, влиянием малой окрестности тангенциальной точки.

Принцип локальности позволяет определить положение тангенциальной точки (рис. 1). Для d относительно перигея радиолуча, а также найти высоту и наклон слоя нового центра сферической симметрии O выполняется тождество:

m 1 X a (t ) (1 X p ) (7) m где рефракционное ослабление X p определено из уравнения (1) по вариациям второй производной эйконала, а коэффициенты m, m соответствуют центрам сферической симметрии O и O. Из тождества (7) и уравнения (1) следует:

d (1 d / R )(dp / dt ) m X p X a (t ) = 1 (1 X p ) = 2 2 1 (1 X p ) (8) s m d 2 (1 d 2 / R0 )(dps / dt )2 Если смещение центра сферической симметрии удовлетворяет условиям:

dps dps d 2 / R0, d 2 / R0 (10) 1;

dt dt то из (9) можно найти:

d 2 d 2 d X p X a (t ) = (1 X p ) = (1 X p ) (11) d2 d Соотношение (11) устанавливает закономерную связь между вариациями рефракционных ослаблений, найденных по амплитудным и фазовым данным прошедших через сферически симметричную слоистую среду радиоволн, и смещением тангенциальной точки относительно перигея радиолуча d = d 2 d 2. Из (11) можно получить следующее соотношение для смещения d тангенциальной точки T относительно перигея луча T :

Aa Ap ;

d 2 = R22 ps d = d 2 d 2 = d 2 (12) Ap где Aa, Ap - амплитуды вариаций рефракционных ослаблений X a, X p, которые могут быть определены, например, с помощью численного преобразования Гильберта.

Выражение (12) устанавливает следующее правило: смещение тангенциальной точки (точки поворота) лучевой траектории определяется отношением амплитуд аналитических функций Aa, p, полученных из вариаций интенсивности и эйконала радиозатменного сигнала. Смещение d положительно (отрицательно) в зависимости от знака разности Aa Ap, а тангенциальная точка T расположена на части лучевой траектории GT или TL, соответственно. Заметим, что выражение (12) справедливо в случае, когда один из спутников находится от точки перигея T на расстоянии, много большем, чем соответствующая величина для другого спутника. Это условие выполняется для случая, когда в радиозатменных экспериментах используются линии связи космический аппарат Земля или низкоорбитальный спутник-навигационный спутник [7]. Коррекция высоты слоя h и его наклонение по отношению к локальному горизонту может быть получено по известной величине смещения d [10]:

= d / re, h = 0.5d (13) где re равно расстоянию TO (Рис. 1).

Результаты оценки интегрального поглощения в зависимости от высоты в атмосфере, полученные по данным эксперимента на спутнике CHAMP (№ 0159, 14:54 UT), показаны на рис. 2 а, б. Эксперимент был проведен на 16 июня 2003 года и соответствует полярной области с географическими координатами 83,0 N 258,6 W. Рефракционные ослабления X a ( h), X p (h ) рассчитанные из амплитудных и фазовых данных с использованием формул (1), (3), показаны на рис. 2 а (кривые 1 и 2, соответственно). Плавные кривые 3 получены методом наименьших квадратов.

Вариации рефракционных ослаблений (кривые 1 и 2) практически совпадают и изменяются (в среднем) до 10-15 дБ на высоте около 5 км (рис. 2 а), что подтверждает выполнение соотношения (1). Оценка высотной зависимости интегрального поглощения показана кривыми 1 и 2 на Рис. 2 б. Кривая 1 рассчитана с помощью соотношения (4) из ослаблений X a ( h), X p (h ). Кривая 2 получена путем усреднения методом наименьших квадратов. Влияние поглощения в атмосферном кислороде заметно ниже высоты 15 км (рис. 2 б). Систематические ошибки могут быть оценены при отрицательных значениях полного поглощения и составляют примерно ± 0,01 согласно данным на рис.2 б. На рис. 2 в,г кривые 1-5 показывают вертикальные профили ослаблений X a ( h), X p (h ), а кривые 6-10 демонстрируют соответствующие высотные зависимости интегрального поглощения, полученные в результате обработки данных пяти радиозатменных экспериментов, осуществленных с помощью спутника CHAMP 16 июня 2003 года.

Кривые 1-4, 6, 7, 9, 10 смещены для сравнения вдоль вертикальной оси. Сеансы измерений (№ 122, 02:27 LT, 77,6 N 141,0 W;

№ 173, 17:35 LT, 80,9 N 337,1 W, № 0030, 20:59 LT, 77, N 83,5 W, № 0159, 21 : 40 LT, 83,0 N 258,6 W и № 0203, 16:56 LT, 76,3 N 37,9 W) соответствуют северным полярным регионам. На высотах между 12 и 30 км, профили X a ( h), X p (h ) практически совпадают, ниже 12 км заметно разделение кривых X a ( h), X p (h ), обозначенное индексами a, p на рис. 2 в, что указывает на наличие ощутимого поглощения в атмосфере, величина которого, в среднем, близка к значению 0,0096 ± 0,0024 дБ/км, соответствующему данным измерений на длине волны 32 см [8] и результатам расчетов, проведенных в [9]. Величина интегрального поглощения изменяется в пределах 0,034 - 0,081 в диапазоне высот 12-5 км (рис. 2 г, кривые 6-10).

Методика одночастотных измерений перспективна для изучения географического и сезонного распределения поглощения на основе радиозатменных данных.

Выводы Теоретический и экспериментальный анализ радио голограмм, зарегистрированных радиозатменными миссиями CHAMP, FORMOSAT-3 и другими выявил важную (эйконала), взаимосвязь между изменениями производными по времени фазы доплеровской частоты и интенсивности зондирующих радиоволн. Эта зависимость имеет важное значение для высокоточных измерений поглощения радиоволн, необходимого для измерения содержания водяного пара и малых газовых составляющих атмосферы, планируемых в будущих радиозатменных миссиях. Сформулированный принцип локальности существенно расширяет возможности применения радиозатменного метода к исследованию атмосфер и ионосфер Земли и планет..

Литература 1. A. G. Pavelyev, K. Zhang, Y.A. Liou, C.S. Wang, J. Wickert, T.Schmidt, A.A. Pavelyev, and Yu. Kuleshov Principle of Locality and Analysis of Radio Occultation Data IEEE Trans.

Geosc. Rem. Sens., 2012, in press.

2. А.Г. Павельев, K. Занг, C. Ванг, Й. Лиу, и Ю. Кулешов Аналитический метод определения положения слоев по радиозатменным данным Радиофизика. 2012. Т. 55.

№ 3.

3. A. G. Pavelyev, K.Zhang, A.A. Pavelyev, Y.A. Liou, C.S. Wang, J. Wickert, T.Schmidt, and Yu. Kuleshov Principle of locality and analysis of radio occultation data. The third Moscow solar system 8-12 October 2012 Space Research Institute Moscow Abstr. 3MS3-PS-60.

4. Liou Y.A., Pavelyev A.G. Simultaneous observations of radio wave phase and intensity variations for locating the plasma layers in the ionosphere // Geophys. Res. Lett. 2006. V. 33.

N. 23. L231021-5. doi:10.1029/2006GL027112.

5. Liou Y., Pavelyev A., Liu S., Pavelyev A., Yen Nick, Huang C.-Y., Chen-J. FORMOSAT 3/COSMIC GPS Radio Occultation Mission: Preliminary Results. // IEEE Trans Geosci.

Remote Sensing. 2007. V. 45. N.11. 3813-3826.

6. Павельев А.Г. Радиовидение вертикальной структуры слоев и изучение условий распространения радиоволн в атмосфере с помощью высокостабильных спутниковых сигналов // Радиофизика. 2009. Т. 52. № 5-6. С. 400-407.

7. Pavelyev, A. G.;

Liou, Y. A.;

Zhang, K.;

Wang, C. S.;

Wickert, J.;

Schmidt, T;

Gubenko V.N.;

Pavelyev, A.A.;

and Kuleshov, Y. Identication and localization of layers in the ionosphere using the eikonal and amplitude of radio occultation signals Atmos. Meas. Tech., 5, 1–16, 2012 doi:10.5194/amt-5-1-2012.

8. Pavelyev A.G., A.V.Volkov, A.I. Zakharov, S.A. Krytikh, A.I.Kucherjavenkov: Bistatic radar as a tool for Earth observation using small satellites. Acta Astronautica 1996, V.39. No.9-12.

P.721-730.

9. Кисляков А., Станкевич К. Поглощение радиоволн в атмосфере. // Радиофизика. 1967.

№ 10. 1244.

10. Wickert J., A.G. Pavelyev, Y.A. Liou et al. Geophys. Res. Lett. 2004. 31(12). L24801, 1-4, 2004.

A.G. Pavelyev, K. Zhang, Y.A. Liou, C.S. Wang, J. Wickert, T.Schmidt, A.A. Pavelyev, and Yu. Kuleshov Principle of Locality and Analysis of Radio Occultation Data IEEE Trans.

Geosc. Rem. Sens., 2012, in press.

А.Г. Павельев, K. Занг, C. Ванг, Й. Лиу, и Ю. Кулешов Аналитический метод определения положения слоев по радиозатменным данным Известия ВУЗ-ов Радиофизика. 2012. Т. 55. № 3. С.186-194.

A.G. Pavelyev, S.S. Matyugov, A.I. Zaharov, O.I. Yakovlev Reanalysis of the bistatic radar data of Venera-9,10, and 15,16 satellites. The third Moscow solar system 8-12 October 2012 Space Research Institute Moscow Abstr. 3MS3-PS-35.

A.G. Pavelyev, S.S. Matyugov, O.I. Yakovlev Bistatic radar for subsurface sounding of the moon and planets using powerful artifical and sporadic space radio-emission. The third Moscow solar system 8-12 October 2012 Space Research Institute Moscow Abstr. 3MS3 PS-73.

Проект 9.1.3 «Глубинное зондирование грунта Луны и радиопросвечивание окололунной плазмы методом бистатической радиолокации»

Научный руководитель: д.т.н., Яковлев О.И., Институт радиотехники и электроники РАН (Фрязинский филиал) Проект направлен на решение следующих задач:

1. Получение сведений об электрофизических параметрах грунта Луны на глубину до км.

2. Получение сведений об электронной концентрации окололунной плазмы.

3. Получение сведений о низкочастотных электромагнитных шумах в окололунном пространстве (спорадическое радиоизлучение Земли, Юпитера, космические шумы).

В 2012 г. проведен теоретический анализ радиофизических закономерностей, соответствующих указанным задачам и сформулированы требования на разработку бортового приемника БИСЛОК.

Разрабатываемый приемник БИСЛОК предназначен для:

1. Регистрации напряженности поля и частоты прямого и отраженного лунной поверхностью сигналов, излучаемых мощным наземным передатчиком с частотами несущих f1=8060 кГц, f2=4785 кГц (режим бистатической радиолокации с помощью нагревного стенда СУРА).

2. Регистрации напряженности поля и частоты при заходе спутника за лимб Луны в двух диапазонах f1=8060 кГц, f2=4785 кГц (режим затменного радиопросвечивания плазмы).

3. Регистрации уровня космических шумов и спорадического радиоизлучения Земли в диапазонах f1=8060 кГц, f2=4785 кГц, f3=250 кГц и др. (режим регистрации шумов и бистатической радиолокации с использованием спорадического радиоизлучения Земли).

Анализ показал, что бортовой приемник БИСЛОК должен иметь следующие характеристики:

Приемник БИСЛОК устанавливается на спутнике Луны и предназначен для приема, выделения и регистрации сигналов с привязкой к шкале времени и хранения информации в оперативной памяти до передачи ее в наземный пункт управления.

Укрупненная блок-схема приемника БИСЛОК приведена на рис. 1. Сигнал от антенны (1) (штырь длиной 5-8 м) поступает на переключатель (2), обеспечивающий подключение измерительных каналов (3) на соответствующую частоту несущих и отключение от антенны при работе калибровочного канала эталонного уровня.

А В 2 5 6 С D 1 – антенна.

2 – переключатель входных сигналов и эталонного шумового сигнала.

3 – А, В, С – каналы приемника на частоты f1, f2, f3. D – генератор шумового сигнала.

4 – блок управления переключателями каналов и формирования опорных сигналов (частот).

5 – переключатель каналов.

6 – устройство аналого-цифрового преобразования и обработки сигналов (фильтрация, гетеродинирование, детектирование).

7 – оперативное ЗУ.

Рис. 1. Блок-схема приемника БИСЛОК.

Измерительные каналы должны обеспечивать фильтрацию и усиление входных сигналов до уровня, необходимого для аналого-цифрового преобразования (АЦП) и обработки.

Подключение соответствующих каналов к АЦП осуществляет переключатель (5). В блоке (6) осуществляется преобразование аналоговых сигналов в цифровую форму, фильтрация, гетеродинирование и детектирование. Цифровые массивы значений параметров измеренных и калибровочного сигналов формируются в оперативной памяти (7).

Управление переключателями (2) и (5), каналами (3) и устройством обработки (6) осуществляет блок управления и формирования опорных сигналов (4), работающий либо под внешним управлением, либо автономно по заданной программе.

Необходимые параметры бортового приемника БИСЛОК указаны в таблице 1.

Приемник должен работать в следующих режимах (в соответствии с таблицей):

а) Прием и регистрация монохроматического сигнала с частотой 8060 кГц (канал А), кГц (канал В), сквозная полоса частот приемника до детектора F1= 500 Гц. Частота дискретизации должна составлять не менее 1000 Гц, динамический диапазон около 60 дБ.

б) Прием и регистрация ЛЧМ сигнала с частотой 8060 кГц (канал А), 4785 кГц (канал В) и полосой модуляции 50 кГц.

В режиме б) сквозная полоса частот приемника не менее F= 50 кГц. Частота дискретизации должна составлять не менее 100 кГц.

в) Прием и регистрация широкополосного сигнала со средней частотой f3 около 250 кГц (канал С), возникающего при вспышечном спорадическом радиоизлучении Земли. Частота отсчетов 0,1 Гц.

г). Прием и регистрация вспышечного радиоизлучения Земли при их отражении Луной на частоте f3=250 кГц (канал С). Частота отсчетов 105 Гц, Динамический диапазон измерительных каналов около 60 дБ. Собственные шумы приемника не более 1000 К. Масса приемника около 1,7 кг Необходимые параметры бортовой приемной антенны Приемная штыревая вибраторная антенна длиной 5–8 м должна обеспечить прием сигналов с длиной волны от 30 до 1200 м.

Антенна последовательно подключается к каждому из измерительных каналов с помощью блока подключения, который обеспечивает согласование нагрузки, предварительную фильтрацию по частоте и подключение нужного канала по командам от управляющего устройства. Масса антенны с блоком переключения около 4,6 кг.

Параметры приемника БИСЛОК Напряжен- Плотность Внешние Шум Сквозная Динами- Частота Ка- Частота Структура Полоса ность поля потока шумы, приемни полоса ческий отсчетов, -ка нал сигнала, сигнала сигнал на входе мощности, Т(К) канала диапазон, Гц антенны, Вт/м2Гц10- КГц а, Т(К) приемника, дБ КГц мкв/м КГц (3-6)· 150 50 1000 0,5 60 несущая А (3-6)·105 50 150 50 1000 50 модулир (2-3)· 70 9 1000 0,5 60 несущая В (2-3)·106 50 70 9 1000 50 модулир до 107 250 100 50 - 500 8 1000 100 С шумовой D 200 1000 60 0, уточня- шумовой ется Параметры принимаемых сигналов а). Монохроматический сигнал с частотами 8060 кГц и 4785 кГц.

Напряженность поля сигнала на входе антенны – 0,15 мВ/м.

б). Модулированный линейно по частоте в полосе F= 50 кГц сигнал с центральными частотами 8060 кГц и 4785 кГц.

Напряженность поля сигнала на входе антенны – 0,1 мВ/м.

в). Шумоподобный сигнал, излучаемый ионосферой Земли в диапазоне частот 200 – 300 кГц.

Шумовая температура 3107 К.

г). Параметры космических шумов. Шумовая температура космического излучения на входе изотропной антенны на частоте 8 МГц Тш 4105 К (мощность шумов 10-21 Вт/(м2Гцстеррад)).

Антенная температура изотропной антенны на частоте 8 МГц около 6,5105 К, на частоте 5 МГц 4,2106 К.

б). Шумовая температура космического излучения на входе изотропной антенны в диапазоне 2106 К частот 200 – 300 кГц составляет около Возможность создания такого приемника, технические требования и необходимое финансирование согласовано с руководством Специального конструкторского бюро Института радиотехники и электроники РАН.

Для бистатической радиолокации лунного грунта на большую глубину необходим мощный наземный передатчик относительно низких частот, т.к. глубина зондирования Луны около длин волн. Такой уникальный передающий центр СУРА имеется в Научно-исследовательском радиофизическом институте. Руководство центра СУРА дало согласие на проведение совместных исследований лунного грунта методом бистатической радиолокации и указало на возможность обеспечения следующих параметров стенда:

– Разрешенные частоты: 4300кГц, 4544 кГц, 4785 кГц, 5227 кГц, 5455 кГц, 5750 кГц, 5828 кГц, 6720 кГц, 8060 кГц, 9050 кГц.

– Относительная стабильность частоты передатчика не хуже f/f 10-8, может быть использован рубидиевый стандарт частоты со стабильностью f/f 10-12.

– Полоса излучаемого сигнала с линейной частотной модуляцией (ЛЧМ) или при импульсном кодировании 50 кГц.

– Эффективная излучаемая мощность на частоте около 9 МГц составляет 150 МВт (для зенитного угла 37°).

Параметры наземной антенны стенда «СУРА».

– Сигнал имеет круговую поляризацию (можно обеспечить и правую, и левую).

– Ширина диаграммы направленности в направлении север-юг для f9 МГц под углом 37° от зенита – 7,5°, коэффициент усиления 200;

под углом 40° от зенита – 8°, коэффициент усиления 170.

Стоимость одного часа работы стенда СУРА – 10 тыс.руб.

Для реализации предложенных исследований важно обеспечить большое соотношение сигнала и шума. Расчеты показали, что использование стенда СУРА и приемник БИСЛОК обеспечит отношение сигнала и шума равного 2103 в полосе частот 1 КГц.

Подробный теоретический анализ и экспериментальные данные о структуре отраженных радиоволн при бистатической локации Луны получены в наших работах [2-6], а новые результаты опубликованы в статье [1]. Методика и результаты радиозатменного зондирования окололунной плазмы приведены в [7,8].

Разработку приемника БИСЛОК и проведение указанных исследований следует осуществлять по программе спутников Луна – ГЛОБ. В этой программе предусмотрено зондирование лунного грунта моностатическим радиолокатором РЛК-Л, разрабатываемым Специальным конструкторским бюро ИРЭ РАН совместно с Институтом радиотехники и электроники РАН (руководитель Смирнов В.М.). Этот моностатический радиолокатор имеет длинную вибраторную антенну, которая может быть использована и для целей бистатической радиолокации Луны. Анализ показал, что комплексное использование этой бортовой антенны, приемника БИСЛОК и моностатического радиолокатора РЛК-Л существенно расширяет возможности глубинного зондирования Луны, окололунной плазмы и электромагнитных шумов.

ЛИТЕРАТУРА 1. Pavelyev A.G., Zhang K., Matyugov S.S., Liou Y.A., Wang C.S., Yakovlev O.I. Analytical model of bistatic reflections radio signals // Radio Science. 2012. RS1009, doi: 10.1029/2010RS004434.

2. Яковлев О.И., Ефимов А.И., Матюгов С.С. О рассеянии метровых радиоволн поверхностью Луны // Космические исследования/ 1968. Т. 6. №3. C. 432.

3. Яковлев О.И., Матюгов С.С., Швачкин К.М. Параметры рассеянных радиоволн и характер лунной поверхности по данным спутника «Луна-14» // Радиотехника и электроника. 1970. Т. 15. №7. С. 1339.

4. Матюгов С.С., Яковлев О.И., Грицайчук Б.В. Энергетический спектр радиоволн, излучаемых спутником Луны, при отражении от лунной поверхности // Радиотехника и электроника. 1971. Т. 16. №9. С. 1545.

5. Каевицер В.И., Матюгов С.С., Павельев А.Г., Рогальский В.И., Яковлев О.И.

Энергетические спектры дециметровых радиоволг, отраженных лунной поверхностью, по данным спутника «Луна-19» //Радиотехника и электроника. 1974. Т. 19. №5. С. 936.

6. Зайцев А.Л., Каевицер В.И., Кучерявенков А.И., Матюгов С.С., Павельев А.Г., Петров Г.М., Яковлев О.И. Бистатическая радиолокация Луны с применением модулированного сигнала //Радиотехника и электроника. 1977. Т. 22. №10. С. 2097.

7. Васильев М.Б., Виноградов В.А., Вышлов А.С. и др. Радиопросвечивание окололунного пространства при помощи станции Луна-19 //Космические исследования. 1974. Т. 12.

№1. С. 115.

8. Savich N.A. Cislunar plasma model // Space Res/ 1976. V. 16. P. 941.

Публикации за 2012 г.:

нет Проект 9.1.4: «Активные и пассивные методы антенной и зондовой диагностики неравновесных процессов в космической плазме».

Научный руководитель: д. ф.-м. н., Чугунов Ю.В., ИПФ РАН.

Излучение, распространение и прием квазигармонического импульса волн резонансного конуса в нижнегибридном диапазоне частот.

Проведен анализ поля излучения резонансного конуса при импульсном возбуждении гармонического сигнала дипольной антенной, когда эффекты временной и пространственной дисперсии оказывают существенное влияние на задержку и расплывание квазигармонического импульса. Анализируются пространственно-временная структура медленных квазиэлектростатических волн, возбуждаемых в резонансной полосе частот импульсным дипольным источником, размеры которого много меньше длины электромагнитной волны. Это означает, что рассматриваются направления излучения волн в магнитоактивной плазме в окрестности резонансного конуса, который в пространстве волновых векторов определяется () r асимптотой волновой поверхности k = const.

Показано, что при импульсном возбуждении волн резонансного конуса структура сигнала, распространяющегося в плазме, может существенным образом отличается от случая гармонического сигнала. Это связано с тем обстоятельством, что даже для квазигармонического () r сигнала возбуждается не одна асимптота волновой поверхности k = const, а некоторая их совокупность, определяемая частотным спектром возбуждаемого импульса. Поэтому процесс формирования поля излучения вблизи резонансного конуса при его возбуждении, например, прямоугольным импульсом тока в антенне достаточно сложен. Он зависит, конечно, от распределения тока на антенне и ее геометрии. Но основной эффект связан со сложной интерференцией набора плоских волн, возбужденных антенной и распространяющихся вблизи резонансного конуса. Действительно, в фиксированную точку вблизи резонансной поверхности приходит множество плоских волн с различными значениями волнового числа k, компоненты волнового вектора поперек резонансного конуса. Групповая скорость этих волн U gr = (k q ( )) 1, - плазменный параметр, зависящий от частоты излучения и параметров q ( ) плазмы в точке излучения. Структура поля в фиксированной точке пространства для момента времени t определяется суперпозицией пространственных гармоник с волновыми числами, лежащими в широком интервале значений. Так как максимум в пространственном спектре L1, характерное время источника приходится на гармоники с характерным волновым числом k формирования импульса резонансного поля в заданной точке пространства равно времени группового запаздывания этих гармоник t qR / L, где R-расстояние от точки излучения до точки наблюдения, L-размер диполя. Эти обстоятельства приводят к следующим эффектам. Импульс уже на коротких дистанциях сильно расширяется, имеет достаточно сложную тонкую структуру и значительное время запаздывание переднего фронта.

Построенная теория с учетом сложного отклика приемной антенны позволяет в деталях объяснить, в том числе тонкую структуру импульса огибающей, экспериментальные данные двухточечного (излучатель – приемник) ракетного эксперимента «OEDIPUS-C» в ионосфере Земли. На расстоянии от излучателя до приемника порядка 1 км на частоте 100 кГц наблюдалось запаздывание импульса примерно на 10-4 с, а длительность прямоугольного импульса увеличилась в несколько раз с сильным изменением своей формы при начальной длительности 0.3 мс.

Результаты сравнения теории и эксперимента иллюстрируют Рис. 1-3 для времени излучения и приема, равного 855.99 сек. На Рис.1 приведена экспериментальная форма видеоимпульса на терминале приемной антенны. Хорошо видно характерное время запаздывания импульса и аномальное расплывание импульса. Рис. 2. показывает расчет видеоимпульса без учета отклика приемной антенны. Из сравнения этих кривых видно, что характерное время запаздывания импульса и его ширина совпадают, однако для расчета тонкой структуры импульса необходим учет отклика приемной антенны. Сравнение экспериментальных кривых и теории с учетом отклика приемной антенны и геометрии эксперимента приведено на Рис.3 (верхняя панель). На ней приведены измеренные и расчетные кривые спектрального напряжения на приемной антенне, соответствующие видеоимпульсу на Рис.1.

Рис.1 Видесигнал принимаемого Рис.2. Расчет видеосигнала без учета импульса. Вертикальными штриховыми линиями отклика приемной антенны. По отмечена длительность 0.3 ms. горизонтально оси отложено безразмерное время, вертикальными линиями отмечена длительность 0. ms.

Рис.3. Экспериментальные и расчетные кривые спектрального напряжения на терминале приемной антенны (верхняя панель). Расчетные значения эффективной длины приемной антенны как функции разностной частоты f 100 кГц (нижняя панель).

Публикации за 2012 г.:

1. Е. А. Широков, Ю. В. Чугунов, «Возбуждение и распространение электромагнитного импульса в магнитоактивной плазме в нижнегибридном диапазоне частот» // Космические исследования 2013, т.51, №1, стр. 1-8;

2. Yu. V. Chugunov, V. Fiala, M. Hayosh and H. G. James, “Whistler-mode resonance-cone transmissions at 100 kHz in the OEDIPUS-C experiment.”// Radio Science, 2012, manuscript № 2012RS005054R (принята к публикации).

3. Chugunov Yu. V., Fiala V., Hayosh M. and James H. G. Excitation, Propagation and Reception of Wave Pulses in the Vicinity of the Lower Oblique Resonance. Application to the OEDIPUS-C Ionospheric Experiment. Доклад на конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 6- февраля 2012 г. ИКИ РАН 4. Чугунов Ю.В., Широков Е.А. Нестационарное квазиэлектростатическое поле излучения дипольных антенн в магнитоактивной плазме в резонансной полосе частот. Доклад на конференции «Физика плазмы в солнечной системе», 6-10 февраля 2012 г. ИКИ РАН Проект 9.1.5: “Изучение физической природы процессов ускорения заряженных частиц в солнечных активных областях по радиоизлучению в диапазоне 1011-1012 Гц” Научные руководители: д.ф.-м.н., Базилевская Г.А., д.ф.-м.н., Махмутов В.С., ФИАН 1. Анализ пространственно-временных и спектральных свойств солнечного высокочастотного радиоизлучения, оптического, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучений во время солнечных вспышек.

Анализ вариаций космических лучей, зарегистрированных детектором КОВЕР и наземными нейтронными мониторами во время солнечного протонного события 7 марта 2011 г, вызванных солнечной вспышкой балла М3.7 из активной области NOAA 11164 (координаты N23W50), а также солнечных вспышечных данных, полученных различными приборами на спутниках GOES 13, FERMI и МКС (ISS) позволяет сделать следующее заключение:

1. Возрастание темпа счета в 3-х каналах прибора КОВЕР наблюдалось 7 марта 2011 г. в период 20:10-21:30 UT. Величина возрастания составила (3-10) (до ~ 6%).

2. Учитывая, что жесткость геомагнитного обрезания в месте расположения прибора КОВЕР Rc = 9.65 ГВ, можно предположить, что возрастание его счета во время вспышки могло быть вызвано каскадными вторичными частицами, образованными первичными солнечными протонами с Е 10 ГэВ в земной атмосфере. В пользу такой возможности свидетельствуют результаты независимых наблюдений низкочастотного радиоизлучения (VLF) и наземных риометров в это время.

3. Важной особенностью этого события является наблюдение длительного (более 10 часов) высокоэнергичного солнечного гамма излучения с энергией свыше 100 МэВ и потоков солнечных нейтронов (Е = 44 МэВ). Этот факт является прямым указанием на присутствие высокоэнергичных протонов в области ускорения частиц. Часть таких протонов будет взаимодействовать с солнечной атмосферой, генерируя поток нейтронов, а другая часть может покинуть вспышечную область, распространяться в межпланетной среде и наблюдаться на космических аппаратах и наземными детекторами космических лучей. В это же время несколько всплесков жесткого рентгена были зарегистрированы на аппаратах FERMI (энергия квантов до 300 кэВ;

GBM монитор) и на борту RHESSI (до 300 кэВ).

2. Проведен анализ современной методологической и научно-технической базы, необходимой для исследования солнечного терагерцового излучения.

Проведен анализ экспериментальных измерений радиоизлучения спокойного Солнца и солнечных вспышек в субмиллиметровом диапазоне (200 и 400 ГГц). На основании измеренных характеристик определен желательный частотный диапазон аппаратуры как 3-7 ТГц и выработаны требования к аппаратуре. На данном этапе необходимо создание экспериментальной аппаратуры для измерения солнечного излучения на частотах от 1 до 10 ТГц (ширина окна ± 10%), с временным разрешением не хуже 50 ms. При этом амплитуду выходного сигнала с детекторов фотометров можно обеспечить не выше 10 мВ (разрешение 0,001 мВ). В будущем крайне необходимо разработка более сложной аппаратуры, позволяющей получение солнечного изображения с пространственным разрешением на Солнце не хуже 10 угловых секунд на частоте 3 TНz (100 микрон). При этом необходимо создание автоматизированной системы ориентации прибора на Солнца.

3. Сформирован перечень предполагаемой научной аппаратуры и определена предварительная структура комплекса научной аппаратуры для исследований быстропеременного солнечного терагерцового излучения.

Определен предварительный состав аппаратуры, удовлетворяющей перечисленным требованиям, состоящий из приемника излучения (на базе набора ячеек Голея), фильтров для выделения нужной частотной полосы излучения, фокусирующей системы и вспомогательных блоков.

4. Уточнены параметры и физические характеристики предполагаемого комплекса аппаратуры для измерения солнечного терагерцового излучения.

Уточненные параметры аппаратуры следующие:

Приемник терагерцового излучения - оптоакустический преобразователь Голея (одна • или несколько ячеек).

• Блок частотных фильтров-мембран, для выделения солнечного излучения, центрированного на частоты 3 и 7 ТГц (ширина окна ± 10%).

Телескоп Кассегрена (Cassergrain) диаметром 75 мм • Блок электроники (питание, система телеметрии, система накопления и записи • данных).

Полное энергопотребление, без учета системы передачи данных 30-40 Вт.

Публикации за 2012 г.:

1. В.С. Махмутов, Ж.-П. Ролан, Р.Р.С. Мендонса, Г.А. Базилевская, Э. Коррейя, П. Кауфманн, А. Марун, Г.

Фернандес, Е. Ечер, Вариации космических лучей, зарегистрированные на установке Ковер 7 марта 2011 г., Изв.РАН сер физическая, (в печати).

2. V. Makhmutov, J.-P. Raulin, R R S De Mendonca, G. A. Bazilevskaya, E. Correia, P. Kaufmann, A. Marun, G.

Fernandez, E. Echer, Analysis of cosmic ray variations observed by the CARPET in association with solar flares in 2011-2012, Journal of Physics, 2012, SH-560, (в печати).

3. P. Kaufmann, A.Abrantes, E. C. Bortolucci, E. Correia, J.A. Diniz, G. Fernandez, C. G.Gimnez de Castro, R.

Godoy, G. Hurford, A.S. Kudaka, M. Lebedev, R.P. Lin N. Machado, V.S. Makhmutov, R. Marcon, A. Marun, V.A. Nicolaev, P. Pereyra, J.-P. Raulin, da Silva C. M., Shih A.,Y. I. Stozhkov, J.W. Swart, A.V. Timofeevsky, A. Valio, T. Villela, M.B. Zakia, SOLAR-T: terahertz photometers to observe solar flare emission on stratospheric balloon flights, Space Telescopes and Instrumentation 2012: Optical, Infrared, and Millimeter Wave. Proceedings of the SPIE, 2012,V. 8442, id. 84424L-84424L-9.

Перечень конференций на которых обсуждались полученные результаты по проекту:

1. 23rd European Cosmic Ray Symposium and the 32nd Russian Cosmic Ray Conference, Moscow, Russia, – 7 July, 2012.

Доклад: V. Makhmutov, J.-P. Raulin, R.R.S. De Mendonca, G.A. Bazilevskaya, E. Correia, P. Kaufmann, A.

Marun, G. Fernandez, E. Echer, Analysis of cosmic ray variations observed by the CARPET in association with solar flares in 2011-2012, Journal of Physics, 2012, SH- 2. SPIE Astronomical Telescopes and Instrumentation (AS), Amsterdam, Netherland, 1-6 July 2012.

Доклад: P. Kaufmann, A.Abrantes, E. C. Bortolucci, E. Correia, J.A. Diniz, G. Fernandez, C. G.Gimnez de Castro, R. Godoy, G. Hurford, A.S. Kudaka, M. Lebedev, R.P. Lin N. Machado, V.S. Makhmutov, R. Marcon, A.

Marun, V.A. Nicolaev, P. Pereyra, J.-P. Raulin, da Silva C. M., Shih A.,Y. I. Stozhkov, J.W. Swart, A.V.

Timofeevsky, A. Valio, T. Villela, M.B. Zakia, SOLAR-T: terahertz photometers to observe solar flare emission on stratospheric balloon flights, Space Telescopes and Instrumentation 2012: Optical, Infrared, and Millimeter Wave. Proceedings of the SPIE, 2012,V. 8442, id. 84424L-84424L-9.

Проект 9.1.6: «Исследования методики и новых принципов построения прибора для контактных теплофизических измерений. Определение по данным температурного зондирования поверхностного грунта и его теплопроводности, глубины проникновения тепловой волны в толщу грунта и получения информации о физических свойствах пород на поверхности Луны».

Научный руководитель: академик Маров М.Я, ГЕОХИ РАН Введение. В рамках Программы по разделу 9 проведены методические исследования, направленные на подготовку эксперимента по измерениям теплофизических свойств поверхностного слоя Луны в полярном районе. Они используются при разработке прибора для установки на борту космического «Луна Глоб» и будут анализироваться аппарата совместно с данными прямых физико-химических методов исследований при помощи комплекса бортовых приборов. Данные термометрических измерений предполагается получать в процессе активного теплового воздействия на грунт, что позволит определить основные теплофизические характеристики: теплопроводность и объемную теплоемкость грунта, представляющих большой научный и прикладной интерес. Определение температурной зависимости теплопроводности реголита позволит дать оценку его дисперсности. Результаты измерений будут использованы для расчета тепловой модели лунного грунта. Кроме того, контактные измерения температуры будут служить калибровочными для соответствующих дистанционных методов измерений.

Исходные характеристики. Для правильного выбора метода измерения и определения параметров прибора необходимо максимально использовать имеющиеся данные анализа лунного грунта. По современным представлениям лунный грунт состоит из трех слоев. Верхний слой (2 – 3 см) с плотностью вещества около 0.5 г/см3 имеет твердо-пористую дендритовую (фрактальную) структуру и образован частицами размером порядка десятков микрон, спеченными в ходе бомбардировки поверхности космическим и солнечным излучением. Второй слой включает 3 – 5 метров пористого вещества с плотностью около 1 г/см3. Наконец, далее идет довольно плотный слой, вероятно, скальный грунт.

Имеются данные лабораторного анализа проб лунного грунта из района Моря Изобилия, доставленных на Землю АМС "Луна-16", материкового грунта, полученного АМС "Луна-20", а также данные по грунту, собранному возвратными модулями "Аполлон 11" (Море Спокойствия), "Аполлон 12, 14" (Океан Бурь), "Аполлон 15" (Море Дождей), "Аполлон 16" (материковая область). По этим данным поверхностный реголит Луны представляет собой рыхлый дисперсный материал из частиц двух типов: первичных магматических пород типа базальтов и спекшихся, частично оплавленных с поверхности, почти сферических частиц. Среднечисленный размер частиц близок к 25 мкм, а среднемассовый – к 160 мкм.


Основные характеристики суммированы в Табл.1.

Таблица 1. Характеристики образцов лунного грунта.

·10-3, Вт/(м·K) C, Дж/(см3·K) a, 10-8 м2/с Источник данных, г/см 293 K 216 K 293 K 216 K 293 K 216 K 1.38 2.76 1.07 0. — — — Луна- 2.25 2.0 1.66 0. 1.0 2.55 — 0.8 — 0.32 — Луна- Аполлон 11 1.3 1.85 1.59 0.95 0.776 0.196 0. Аполлон 12 1.3 1.72 1.24 — — — — 1.5 1.35 0.97 1.14 0.94 0.119 0. Аполлон 1.8 1.93 1.63 1.37 1.12 0.141 0. 1.1 0.795 0.58 0.84 0.71 0.095 0. Аполлон 15 1.3 0.92 0.74 0.98 0.84 0.094 0. 1.5 0.97 0.71 1.13 0.97 0.085 0. Аполлон 16 1.5 0.76 0.60 1.15 0.90 0.066 0. 0. Расчет по химическому составу В полярных областях Луны, где обнаружено наличие водородсодержащих соединений, с которыми с высокой степенью вероятности ассоциируется водяной лед, необходимо учитывать также различные формы его содержания и степень дисперсности, влияющие на перенос тепла и, соответственно, определение теплофизических свойств лунного грунта.

Рис. 1. Зависимость теплопроводности лунного грунта из различных областей от температуры по данным (Головкин и др., 1979), (Cremers, Birkebak, 1970), (Cremers, 1975), (Hemingway et al, 1973).

При нагрузке 1 кг/см2 плотность образцов увеличивается почти в два раза по отношению к измеренной при свободной засыпке. Напротив, явной зависимости коэффициента теплопроводности от давления не обнаружено, что наводит на мысль, что теплоперенос в грунте осуществляется, в основном, излучением. Коэффициент лучистой теплопроводности в пористых материалах в первом приближении описывается формулой Лоба k r = 4 d T 3, – постоянная Стефана-Больцмана, d – размер пор, – поглощательная способность, – где коэффициент формы (для сферических пор =2/3). Результаты более поздних исследований лунного грунта в диапазоне температур 90–350K (аппараты "Луна-20", "Аполлон 12, 14, 15") подтвердили наличие двух каналов передачи тепла: лучистого переноса, описываемого формулой Лоба, и теплопереноса через границы гранул с равной эффективностью вклада обоих каналов в области температур 270–300K (рис. 1).

Луна не имеет значимых внутренних тепловых источников, поэтому температура грунта определяется балансом между градиентными потоками тепла (теплопроводность) и теплом, поглощаемым или выделяемым элементом среды при изменении его температуры за счет теплоемкости. В низких и средних широтах должно обеспечиваться динамическое равновесие градиентного потока тепла с разностью потоков поглощенной и излученной оптической энергии.

При этом предполагается, что толщина слоя, в котором происходит поглощение и излучение, является пренебрежимо малой. При малых альбедо эта толщина сравнима с характерной длиной волны излучения (0.5-1 мкм для поглощения и 10-20 мкм для излучения). Дневной разогрев и ночное охлаждение затрагивают ограниченную область грунта вблизи поверхности, в то время как внутренняя зона небесного тела находится при постоянной температуре и может не учитываться в расчетах. В полярных районах, где предполагается посадка КА «Луна Глоб», либо в полностью затененной области, либо при нулевом наклоне солнечных лучей, солнечным тепловым источником и его суточной вариацией можно пренебречь и рассматривать задачу релаксации от внешнего искусственного источника тепла.

Моделирование теплового режима грунта в первом приближении Расчетная модель.

сводится к решению нелинейного одномерного уравнения теплопроводности в конечной области 0 x X:

T T C (T ) = (T ) (1) t x x с граничными условиями второго рода T T (Pi (t ) Pe (T )), = 0. (2) = (T ) x x x =0 x= X Здесь T(x, t) – температура среды, (T),, C(T), – соответственно, коэффициент теплопроводности, плотность и удельная теплоемкость грунта, Pi(t) – поток тепла, получаемый при инсоляции, Pe(t) – поток, уносимый тепловым излучением. Формулы для Pi(t) и Pe(t) имеют вид (1 A) E cos( (t )) cos( (t )) Pi (t ) = (3) cos( (t )) 2 h Pe ( w) = (1 A( ) ) d, (4) exp(h / kw) c где A, A() – интегральное и спектральное альбедо, соответственно, E – солнечная постоянная (t ) – зенитный угол Солнца (для экваториальной (1368 Вт/м2 для Луны и 589 Вт/м2 для Марса), (t ) = 2 t /, где t – местное время, а – продолжительность местных суток).

области Начальные условия задаются произвольно, поскольку ищется установившийся суточный цикл температуры. Например, можно задать T(x, 0) = 0.

На рис. 2 показано стационарное численное решение уравнения (1) с граничными условиями (2) для астрономических параметров Луны, полученное расчетом с использованием неявной разностной схемы Эйлера и алгоритма прогонки для расчетной сетки с количеством узлов Nx = 30...100, Nt = 200...1000. Использованы теплофизические характеристики образцов лунного грунта по данным зонда "Луна-20".

Полученные расчетные значения температуры лунной поверхности (Tmax = 393K, Tmin = 99K, Tср = 225K) хорошо согласуются с контактными измерениями температуры, полученными во время лунных экспедиций в средних широтах. В первом приближении для полярных постоянно затененных областей можно принять Tpol = Tmin = 99K.

По результатам дальнейших исследований это значение подлежит уточнению, как и температурные зависимости и временной ход температурной релаксации при искусственном подогреве.

При малой по сравнению с размером датчика глубине Методическое обоснование.

распространения тепловой волны задачу нестационарного теплообмена при наличии бортового искусственном теплового источника можно в первом приближении считать одномерной, описываемой уравнением Био-Фурье:

2T T = a2 2. (5) t x Для полубесконечной области с начальным условием T ( x,0) = T0 и граничным условием II рода xT = Q (задан поток тепла) это уравнение имеет известное решение:

x2 x t exp 2 Qx erfc T ( x, t ) = 2 Qa + T0, (6) 4a t 2a t где T(x, t) – температура среды, a2 = / C· – коэффициент температуропроводности, – коэффициент теплопроводности грунта, C, – соответственно, его удельная теплоемкость и плотность, Q = P / – градиент температуры при x = 0, P – плотность теплового потока, 2 z erfc z 1 exp( )d.

В лабораторных условиях обычно производится раздельное определение плотности, удельной теплоемкости C и теплопроводности грунта. По полученным данным рассчитывается коэффициент температуропроводности среды. Именно так определялись представленные в табл. характеристики образцов лунного грунта, доставленные на Землю. Естественно, этот подход неприемлем в условиях космического проекта.

При дистанционном анализе свойств грунта по данным термометрических измерений можно определить только произведение удельной теплоемкости на плотность среды (ее объемную теплоемкость), входящее в решение (5). Таким образом, для определения двух независимых параметров среды (C и ) необходимы, как минимум, два датчика температуры. Практически такой подход может быть реализован с использованием методов проникающего или поверхностного зонда.

В первом случае для определения глубины проникновения тепловой волны в исследуемом измеряются три значения температуры: в зоне нагрева (T1), на расстоянии x от материале нагревателя (T2) и в невозмущенной зоне (T0) (на достаточной глубине или до нагрева). По данным = (T2 T0 ) /(T1 T0 ) и из соотношения измерений определяется параметр ( z ) T ( x, t ) / T (0, t ) = exp( z 2 ) z erfc( z ) (7) для нормированного распределения температуры по глубине определяется сначала параметр z = x / 2a t, а затем и коэффициент температуропроводности a.

Метод прост и надежен, однако требует внедрения зонда в грунт на уровень порядка глубины проникновения тепловой волны z0 = a t и обеспечения теплового контакта с исследуемой средой. Очевидно, для эксперимента на КА «Луна Глоб», при котором не предусматривается заглубления температурного датчика, этот метод неприемлем, однако может быть использован на КА «Луна Ресурс».

Метод температурного зонда можно радикально упростить, ограничившись одним датчиком температуры, расположенным на нагреваемой поверхности грунта. Как следует из (6), температура поверхности зависит как от времени, так и от коэффициента температуропроводности грунта, его плотности и теплоемкости 2P t T (0, t ) = + T0, (8) a C По результатам измерений можно определить только произведение aC. Тем не менее, как дополнительный, метод поверхностного зонда вполне подходит для эксперимента "Термодетектор", учитывая многочисленные ограничения проекта. Данная схема (с выключенным нагревателем) особенно хорошо подходит для определения температурного тренда в первые сутки после посадки на Луну. Более точное определение коэффициента температуропроводности возможно при использовании двухдатчиковой схемы (рис. 3).

а) б) Рис. 3. Метод поверхностного зонда с одним (а) и двумя (б) датчиками.

Этот метод эквивалентен методу температурного зондирования с той разницей, что роль слоя грунта между датчиками 1 и 2 здесь выполняет контрольная среда с известными теплофизическими параметрами. Однако, в связи с тем, что характеристики контрольной среды и грунта различаются, формулу (6) нельзя использовать. В любом случае, определение характеристик грунта производится путем сравнения данных измерений с результатами модельных численных расчетов.

Полученные на данном этапе характеристики положены в основу разработки методики измерений и конструирования прибора, включая выбор термодатчиков, тип нагревателя и условий релаксации теплового потока, с целью формулирования требований по циклограмме работы прибора на поверхности Луны в пассивном и активном режимах.

Проект 9.1.7: «Исследования возможностей определения элементного и изотопного состава газосодержания проб лунного вещества по аналитическим данным хромато-масс спектрометрических измерений в проектах "Луна Глоб" и "Луна Ресурс".


Научный руководитель: Москалёва Л.П., ГЕОХИ РАН Введение. Запланированные в рамках Программы Президиума РАН №22, раздел исследования возможностей определения элементного и изотопного состава газосодержания проб лунного вещества тесно связаны с проблемой присутствия летучих компонентов на Луне, имеющей как научное, так и прикладное значение. Определение качественного и количественного состава летучих компонентов эндогенного генезиса позволит приблизиться к решению фундаментальной научной проблемы – происхождению системы Земля – Луна.

Исследование химического и изотопного состава экзогенных летучих компонентов является необходимым условием изучения эволюции Луны и ее поверхности после завершения раннего этапа формирования. Значительную роль могла сыграть последующая бомбардировка поверхности Луны кометами и астероидами класса углистых хондритов, а также микрометеоритами и частицами космической пыли, привнесших экзогенную воду, летучие и вероятно также органические соединения. Определенный вклад, несомненно, внесли космические лучи, в первую очередь, протоны солнечного ветра. С точки зрения проблемы эволюции, важнейшее значение имеет исследование изотопного состава летучих, прежде всего отношения дейтерий- водород D/H в молекуле воды. Для перспективного планирования использования водных ресурсов Луны необходимо знать состав примесей, присутствующих в водяном льде, а также состав водосодержащих горных пород. Эти данные являются исходными при возможной разработке технологий очистки воды, присутствующей на Луне, и использования ее ресурсов.

Состояние проблемы. В последние 5 лет проводятся интенсивные научные исследования, цель которых состоит не только в определении качественного состава летучих в веществе Луны, но и их количественного и изотопного состава. При этом основной интерес представляет исследование регионов, где предположительно находятся основные запасы воды. В основном, это полярные районы, где находятся, в частности, постоянно затененные области, с которыми связывают наличие водных ловушек и наибольшие сохранившиеся обилия летучих. Для этого используются, как дистанционные методы измерения, так и проводимые с использованием новейших аппаратурных методов анализ лунного вещества, доставленного ранее на Землю космическими аппаратами. Однако наиболее полные ответы на эти вопросы могут дать только непосредственные контактные измерения на поверхности Луны в этих районах.

К настоящему времени установлено, что на Луне существуют два источника летучих – внешний (экзогенный) и внутренний (эндогенный). К внешним источникам относятся 1 - воздействие галактического и солнечного космического излучения;

2 - воздействие частиц солнечного ветра;

3 – бомбардировка кометами, метеоритами 4 – привнос летучих микрометеоритами и космической пылью.

В ходе космических экспериментов 2008 – 2012 гг. было установлено, что вода присутствует в лунном реголите практически по всей поверхности спутника (рис. 1).

Рис. 1. Результаты, полученные с помощью КА «Deep Impact», «Cassini», «Chandrayaan-1». Карта из [Clark et al., 2010]. Присутствие на поверхности ОН/Н2О показано синим, голубым, красным и розовым цветами.

Однако наибольшие ее запасы сосредоточены в самых холодных участках приполярных районов, в зоне широт от полюсов до 87,5 град, именно там, где предусматривается посадка КА «Луна Глоб». Как было установлено, в этих регионах существуют постоянно затененные участки поверхности, площадь которых оценивается в районе северного полюса ~ 1000 квадратных км, а в районе южного полюса ~ 2500 км2.

Наибольшая информация о составе летучих экзогенного генезиса была получена в ходе эксперимента «LCROSS», в результате которого был определен состав летучих в выбросах из кратера Кабеус (Южный полюс). Оказалось, что наибольшие обилия имеют H2O=5.6 ± 2.9 и СО=5.7 масс %. Далее в порядке убывания Н2=1.4;

H2S=0.93;

NH3=0.35;

SO2=0.19 масс %.

Были также обнаружены следы (в количестве ~0.2 масс %) С2Н4, СО2, СН3ОН, СН4.

Характерная особенность состава выбросов – это отсутствие в них хлора и фтора и относительно низкое содержание серы по отношению к содержанию воды.

Исследование изотопного состава водорода в воде, входящей в состав агглютинатов лунного реголита (Lui et al., 2012), масса которых оценивается ~ 60% общей массы реголита, подтвердили высказанное ранее предположение, что солнечный ветер может быть главным поставщиком воды на Луне.

Рис. 2. Значение содержания (в ppmw) и D/H воды в различных образцах агглютинатовых стекол. Для сравнения представлены интервалы изменения значений D/HH2O/ОН в различных объектах Солнечной системы, которые потенциально могли являться источником летучих на Луне. Для углистых и обыкновенных хондритов указаны значения D/HОН в водосодержащих минералах (на рис. «ОН») и во входящем в их состав органическом веществе (на рис. «ОМ») (согласно Y.Lui et al., 2012).

Как видно из Рис. 2, большая часть проанализированных образцов имеет D/HH2O D/HVSMOW. А поскольку нет никаких физических механизмов удаления более тяжелого изотопа водорода – дейтерия, единственное приемлемое объяснение обнаруженному факту – это предположение, что при образовании агглютината происходило смешение образованной с участием солнечного ветра воды, имеющей крайне низкое значение D/HH2O 10-7 с водой микрометеоритов, образованных вероятнее всего при распаде комет с D/HH2O 2D/HVSMOW.

Примером такого вещества может служить образец 10084agg2, также представленный на рис.

2.

Начиная с 2008 г. получены свидетельства присутствия на Луне воды эндогенного происхождения. Так летучие компоненты были обнаружены в стеклах разного состава из образцов (Apollo-15 и Apollo-17), образовавшихся при извержении магматического расплава пикритового состава (исследования Saal, Hauri et al., 2008;

Hauri et al., 2009, 2011;

Friedman et al., 2009, Weber et al., 2011). В них было найдено большое содержание серы, преимущественно в форме SO2 (до ppm), воды - до 70 ppm, F – до 40 ppm, и Cl – до 3. Одновременно отмечается отсутствие СО2, наличие которого предполагалось во всех моделях. С учетом потерь при остывании стекол и временным интервалом между извержением и закалкой было определено, что в исходной магме содержалось (в ppm): H2O = 1000-1500, S = 4000-5000, F = 50-100, Cl = 5-6. Эти оценки были подтверждены исследованиями обилий магматических летучих из апатитов различных литологических типов (Greenwood et al., 2010, 2011;

Lui et al., 2010;

McCubin et al., 2010, 2012;

Boyce et al., 2010;

Yang et al., 2012;

Basu et al., 2012;

Wang et al., 2012).

Таким образом, полученные данные свидетельствуют, что количество летучих в магматических расплавах Луны близко к содержанию летучих в базальтах срединно-океанических хребтов Земли (Наумов и др., 2010). Было также установлено, что значения D/HH2O в магматических лунных расплавах несколько выше, чем в мантии Земли (Saal et al., 2012).

Анализ полученных к настоящему времени результатов о Методическое обоснование.

содержании воды и летучих на поверхности Луны, и в частности, в полярных областях, позволяет сформулировать следующие задачи определения элементного и изотопного состава газосодержания проб лунного вещества, которые могут быть решены по аналитическим данным хромато-масс-спектрометрических измерений в проектах "Луна Глоб" и "Луна Ресурс",и соответственно, выработать требования, которым должен удовлетворять разрабатываемый масс спектрометр.

Поскольку эндогенные летучие Луны были найдены в микрофазах, вероятность обнаружить их в ходе планируемого эксперимента не очень велика. Тем не менее, необходимо предусмотреть возможность идентификации, помимо основных породообразующих элементов, также Р, О, Са, Сl, F.

Значительно большая вероятность обнаружить фазы – носители летучих экзогенного происхождения. Для решения этой проблемы предстоит решить следующий комплекс научных задач:

1. Определение изотопного состава водорода в молекуле воды или ОН, которое может быть как в 2-4 раза выше VSMOW (D/H= 1.5810-4), так и существенно, на несколько порядков, ниже его;

это необходимо для получения информации об основном источнике экзогенной воды.

2. Определение различных примесей, содержащихся в воде – от легких щелочных металлов, начиная с Na (молекулярная масса 23) до тяжелых, типа ртути (молекулярная масса Hg = 200.6);

это позволит, в частности, выдать рекомендации для расчета экономической перспективности использования лунной воды при ее освоении.

3. Определение реального содержания СО и возможной связи его происхождения с частицами органического происхождения CHON. Найденное в эксперименте LCROSS необычайно высокое массовое содержание окиси углерода по отношению к содержанию воды (5.7 и 5.6 масс.

%, соответственно, что отвечает мольному соотношению [Н2О]/[CO] 1.5), требует дополнительных исследований с целью верификации, в предположении, что полученный результат не является артефактом. СО имеет очень высокую летучесть – даже в виде клатрата в твердом состоянии при низких давлениях она может находиться только при Т 20К, что в условиях лунной поверхности не реализуется даже в неосвещаемых солнечным светом регионах.

Поэтому можно предположить, что СО является вторичным продуктом, образовавшимся в высокотемпературных условиях взрыва в результате окисления углерода, содержащегося в тугоплавких органических соединениях типа CHON. Такое предположение основывается на результатах термодинамических расчетов, которые однозначно свидетельствуют, что СО является преобладающей углеродсодержащей фазой при высоких температурах (Рис. 3). При этом уменьшение Робщ на порядок понижает на 100К значение температуры, выше которой СО становится преобладающей фазой.

lg(x i ) - CO H 2O -4 N H 2S -6 CO - - NH - CH -14 Рис. 3. Равновесный состав газовой фазы в системе, в которой соотношения элементов отвечают солнечным пропорциям (Lodders, 2010), при Робщ = 10-7 бар.

- 200 400 600 800 1000 Температура, К Окислителем при этом может выступать как вода, так и частично само органическое вещество.

Состав CHON известен лишь приблизительно;

например, по (Pollack et al., 1994) он соответствует формуле C100H100O42N10, хотя по другим данным возможно, что соотношение в нем С и О в 2- раза ниже. Поэтому необходимо предусмотреть возможность анализа составов тугоплавких органических соединений с молекулярной массой, превышающей 250.

4. Определение изотопных отношений для летучих элементов, в особенности, для Н, О, и С.

Изотопное отношение С13/С12 позволит, в частности, идентифицировать принадлежность углерода CHON, которое для этого соединения превышает стандартное значение. Если полученные данные позволят подтвердить гипотезу о том, что источником СО является CHON и при этом уточнить соотношение С/О в его составе, то можно полагать, что реальное содержание экзогенной воды в полярных регионах, по крайней мере, на 50% выше значения, полученного в эксперименте LCROSS.

Исходя из результатов проведенных Предварительные характеристики прибора.

методических исследований, были сформулированы требования к техническим характеристикам прибора для измерений содержания воды и летучих в лунном грунте в полярном районе Луны, который предполагается установить на посадочных космических аппаратах «Луна Глоб» и «Луна Ресурс» в составе хромато-масс-спектрометра. Показано, что масс-спектрометры радиочастотного типа, использовавшиеся ранее для анализа газового состава атмосферы Венеры, для решения данной задачи непригодны, т.к. при хорошем быстродействии они обладают плохой разрешающей способностью (~ 60). Не отвечают требованиям и масс-спектрометры квадрупольного или монопольного типов, поскольку для получения высокого разрешения должны иметь большие геометрические размеры: длина электродной системы анализатора должна быть около 1 м, что не позволяет разместить его на посадочном модуле.

На основе проведенного анализа выбран масс-спектрометр время-пролетного типа, принцип работы которого основан на разделении пакета ионов, образованного в ионном источнике при ионизации поступающего газа, на пакеты ионов одной массы (или одного заряда) в процессе движения в бесполевом пространстве между ионным источником и детектором прибора. Прототипом такого прибора может служить масс-спектрометр, разработанный в швейцарском Институте физики Бернского университета для исследования состава верхней атмосферы Земли. В варианте лунного прибора будет использован анализатор, выполненный по схеме с поворотным отражателем, что при большой длине дрейфового пролетного пространства позволит вдвое уменьшить его габаритные размеры и удовлетворить исходным требованиям, предъявляемым к бортовой аппаратуре.

Согласно предварительной проработке, прибор обеспечит диапазон регистрируемых масс 800 а.е.м. (с возможностью регистрации органических соединений типа СНОN) при разрешающей способности ( М/М ) = 600, динамическом диапазоне 108, чувствительности по Ar не менее 10-14 и скорости развертки спектра масс 1 с. Разработанные проектные характеристики прототипа данного прибора положены в основу разработки соответствующей технической документации.

Проект 9.1.8: «Исследование зависимости преобразования нейтральных атомов в ионы и оптимизация конвертера нейтральных атомов в ионы (выбор мишени и конфигурации конвертера) для их регистрации ионным масс-спектрометром».

Научный руководитель: д.ф.-м.н., проф. Вайсберг О.Л., (ИКИ РАН) Ответственный исполнитель: Шестаков А.Ю., sartiom@iki.rssi.ru Целью работ по данному разделу программы является разработка и создание стенда для наземной отработки методик эксперимента по масс-спектрометрическому анализу частиц лунного (в грунта методом вторичной масс-спектрометрии нейтральных частиц частности, по эксперименту АРИЕС-Л, проекта Луна-Ресурс).

Метод вторичной масс-спектрометрии нейтральных частиц предполагает использование пучка энергичных частиц для бомбардировки мишени и последующий анализ вторичных частиц, выбитых из поверхностного слоя образца. В качестве пучка для бомбардировки лунного грунта мы решили использовать поток ионов солнечного ветра. Частицы, бомбардируя лунный реголит, выбивают из поверхностного слоя вторичные ионы и нейтральные частицы. Вторичные ионы могут быть исследованы непосредственно прибором АРИЕС-Л, однако вторичные нейтральные частицы в силу принципиальных особенностей эксперимента не могут быть измерены прибором.

Для отработки методики исследования вторичных нейтральных частиц мы предполагаем использовать создаваемый в лаборатории пучок нейтральных частиц для выбора материала мишени из различных материалов.

Предложенная методика измерений вторичных ионов и нейтральных частиц у поверхности Луны нуждается в отработке. Для наземных отработок необходимо разработать стенд, позволяющий смоделировать в наземных условиях пучки вторичных ионов и нейтралов, близкие по составу к вторичным частицам лунного грунта. Таким образом, стенд должен обеспечивать исследование материала в наземных условиях при бомбардировке потоком нейтральных атомов выбора материала активной поверхности конвертера нейтральных частиц в ионы.

Наиболее простой реализацией этого технического требования является блочная структура стенда. Стенд состоит из блока конвертера ионов от ионного источника, установленного в камере, в поток нейтральных частиц, блока исследования поверхностей и блока контроля механических устройств.

Для получения пучка нейтральных частиц было принято решение о создании съёмного блока конвертера как части стенда. Блок конвертера ионов в нейтральные частицы преобразует положительно заряженные ионы от источника в нейтральные частицы методом поверхностной нейтрализации на вольфрамовой пластине. Конструкция подобного конвертера нейтральных частиц была предложена P. Wurz с соавторами описана в «Production of a 10 eV – 1000 eV neutral particle beam using surface neutralization» Meas. Sci. Technol. 16 (2005) 2511-2516. Заявленная эффективность такого метода получения нейтральных частиц составляет порядка 1% и позволяет получать пучок нейтральных частиц с энергиями до 1 кэВ.

Рис. 1. Принципиальная схема блока конвертера ионов в нейтральные частицы На рис. 1 показана принципиальная схема блока конвертера ионов в нейтральные частицы.

Во входное окно направляется пучок ионов, попадающих во входной электростатический анализатор (ЭСА). Потенциал на входном ЭСА подбирается таким образом, чтобы фокусировать ионы на вольфрамовой поверхности. Взаимодействуя с вольфрамом, часть ионов нейтрализуется, после чего смешанный ионно-нейтральный пучок попадает в выходной ЭСА, потенциал на котором отделяет заряженные фракции от нейтральных. В результате в выходное окно конвертера попадает пучок нейтральных частиц.

Полученный пучок нейтральных частиц направляется в блок исследования поверхностей (рис. 2), который состоит из двух канальных умножителей типа ВЭУ-6 (1), отклонителя ионов (2), поворотной штанги для размещения ВЭУ и отклоняющего элемента (3), поворотного столика (4), мишени-образца (5) и компонентов для обработки и формирования сигналов с каждого ВЭУ (6).

Пучок нейтральных частиц измеряется с помощью ВЭУ, установленного на поворотном столике, после чего столик поворачивается на необходимый угол для обеспечения необходимого угла падения частиц на поверхность мишени-образца (от 0 до 90 градусов). При взаимодействии нейтральных частиц с мишенью-образцом выбиваются вторичные частицы, разлетающиеся с некоторым распределением по углу. Вторичные ионы могут быть измерены вторым ВЭУ после подбора соответствующего потенциала на отклоняющем элементе, вторичные нейтральные частицы могут быть измерены этим же ВЭУ после установки на позицию измерения нейтральных частиц. Измерения спектра вторичных частиц проводятся в угле от 0 до 90 градусов и обеспечиваются независимым вращением поворотной штанги вокруг оси вращения поворотного столика.

Стенд является многофункциональным изделием, его конструкция позволяет проводить исследования взаимодействия ионов и нейтральных частиц с различными поверхностями для моделирования взаимодействия ионов с лунным реголитом и выбора оптимального материала активной поверхности конвертера нейтральных частиц прибора АРИЕС-Л. Исследование вторичных частиц позволит снять спектр распределения вторичных ионов и нейтральных частиц по углу и энергии, а так же определить угол падения частиц в зависимости от материала, на котором достигается максимальная эффективность метода вторично-ионной масс-спектрометрии.

по теме: «Исследование зависимости преобразования В рамках работ первого года нейтральных атомов в ионы и оптимизация конвертера нейтральных атомов в ионы (выбор мишени и конфигурации конвертера) для их регистрации ионным масс-спектрометром» была разработана схема стенда и проведена его конструкторская разработка. В настоящее время стенд для исследования взаимодействия ионов и нейтральных частиц с различными поверхностями запущен в изготовление.

Проект 9.1.9: «Исследование атмосфер и летучих компонент вещества планет и малых тел методом диодно-лазерной спектроскопии»

Научный руководитель: к.ф.-м.н., Виноградов И.И., ИКИ РАН 1. Проведены расширенные физические калибровки многоканального диодно-лазерного спектрометра (прибор ДЛС/ХМС-1Ф) в составе резервного комплекта научной аппаратуры газового аналитического комплекса (ГАК), разработанного в рамках миссии «Фобос-Грунт», определена экспериментальная методика измерений летучих компонент лунного грунта на основе усовершенствованного многоканального диодно-лазерного спектрометра в составе газового аналитического комплекса для миссий «Луна-Ресурс» и «Луна-Глоб».



Pages:   || 2 | 3 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.