1 Сущность исследуемой проблемы
1.1 Космический эксперимент «Селенометрия» предназначен для проведения систематических фотометрических измерений временных вариаций поверхностной яркости темной центральной части лунного диска размером 16х16 угл. мин при одновременном измерении поверхностной яркости выбранных (эталонных) участков светлого узкого серпа Луны при ее угловом удалении от Солнца на расстояние от 12° до 30°, когда пепельный свет Луны близок к максимальной яркости, на борту РС МКС в течение не менее половины 11-летнего солнечного цикла.
“Селенометрия” использует Луну в качестве зеркала
для исследования вариаций отражаемой и поглощаемой
Землей энергии солнечного излучения.
Наблюдения пепельного света Луны (слабого свечения её неосвещенной Солнцем стороны светом, отраженным от Земли) позволят проводить мониторинг вариаций сферического альбедо (альбедо Бонда) Земли и исследовать временные изменения энергетического состояния Земли как планеты и поглощаемой ею энергии солнечного излучения, что c учетом прогноза вариации солнечной постоянной укажет направление грядущего изменения глобального климата, независимо от причин его изменений. Поскольку солнечная постоянная и альбедо Бонда Земли, определяющее долю отраженной (рассеянной) обратно в космос всей сферической системой Земля–атмосфера энергии солнечного излучения, являются фундаментальными параметрами, определяющими энергетику и радиационный баланс планеты, и, следовательно, ее глобальный климат, это требует тщательного исследования их временных вариаций.
В течение XXI века высока вероятность ускорения наблюдаемых изменений глобальных характеристик климата. Его изменения в любом направлении (глобального потепления или глубокого похолодания) неизбежно отразятся на жизни людей, на состоянии животного и растительного мира во всех регионах планеты, а в некоторых из них станут ощутимой угрозой для благополучия населения, устойчивого развития экономики и пр., т. е. очень существенной национальной проблемой. Грядущее глобальное изменение климата определит все остальные события в политике, экономике и других важнейших сферах деятельности человечества на ближайшие десятилетия. Изучение тенденций климатических изменений национальными средствами и собственными силами может формировать не только национальную и независимую позицию по климатической проблематике, но и обеспечить стратегические геополитические интересы России. Своевременная разработка наиболее надежных методов прогнозирования грядущих изменений климата позволит предотвратить или максимально снизить опасное для национальных интересов России влияние ухудшения природных условий.
Росгидромет сегодня на 97% использует данные с зарубежных космических спутников. А они передают только информацию, касающуюся нашей страны. Да и ту с ограничениями (27.09.2011 г. – *****/society/dontknow/7073). При этом изучение механизма изменения климата приобретает большое практическое значение и требует разработки надежных методов прогнозирования его грядущих изменений на основе исследования наиболее эффективных глобальных параметров, характеризующих климат. К их числу, в первую очередь, относятся солнечная постоянная, в частности, поток солнечного излучения в спектральном диапазоне 0.2 – 3 мкм и альбедо Бонда Земли. Своевременная разработка наиболее надежных методов прогнозирования грядущих изменений климата позволит предотвратить или максимально снизить опасное для национальных интересов России влияние ухудшения природных условий.
Космический эксперимент «Селенометрия» направлен на поддержку Климатической доктрины Российской Федерации, принятой Распоряжением Президента РФ от 01.01.2001 г. N 861-рп.
Мониторинг и исследование долговременных вариаций глобальных параметров, а именно, солнечной постоянной и альбедо Бонда Земли, лежащих в основе климатических изменений, являются задачей фундаментальной важности и уникальным инструментом наилучшего познания физики солнечно-земных связей. В результате мониторинга вариаций этих параметров появится возможность определения направления изменения накопленного Землей избытка энергии или образовавшегося ее дефицита и, следовательно, грядущего изменения климата (c учетом прогноза вариации солнечной постоянной) с высокой надежностью.
1.2 Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит
к дефициту энергетического бюджета Земли
Физическая природа изменений климата в течение последних 7500 лет была непосредственно связана с соответствующими изменениями солнечной постоянной. Поскольку вариации солнечной постоянной и солнечной активности происходят синхронизированно и взаимоскоррелированно как по фазе, так и по амплитуде. Каждый раз, когда наблюдался долговременный максимум солнечной постоянной, начиналось глобальное потепление, а каждое ее глубокое снижение вызывало Малый ледниковый период. Все установленные периоды (их было 18) значительных изменений климата в течение последних 7500 лет были всецело обусловлены соответствующими вариациями солнечной постоянной. В течение последних 7500 лет двухвековая вариация мощности излучаемой Солнцем энергии задавала соответствующие временные масштабы практически всем физическим процессам, происходящим в системе Солнце – Земля.
Однако прямое влияние относительно малой двухвековой вариации солнечной постоянной (по последним реконструированным данным около 0,5% ≈ 6,8 Вт/м2) недостаточно, чтобы объяснить соответствующие циклические изменения температуры на Земле — от глобальных потеплений до Малых ледниковых периодов. Требуется дополнительный «усилитель» прямого влияния вариации солнечной постоянной на наблюдаемые глобальные изменения климата. Таким усилителем прямого воздействия солнечной постоянной на вариацию климата является его дополнительные вторичные влияния в виде эффектов обратной связи: изменения глобального альбедо Земли — альбедо Бонда и концентрации парниковых (прежде всего водяного пара, а также углекислого и др.) газов в атмосфере. Альбедо Бонда — физическая характеристика, определяющая долю отраженной (рассеянной) обратно в космос всей сферической системой Земля–атмосфера энергии солнечного излучения, и поэтому является особо важным физическим параметром в энергетическом бюджете Земли как планеты. Величина альбедо Бонда Земли растет до максимально высокого уровня при глубоком похолодании и падает до минимального уровня — при глобальном потеплении, а вариация концентрации парниковых газов в атмосфере имеет противоположное направление.
Изменение поглощаемой Землей доли энергии солнечного излучения вследствие двухвековой вариации солнечной постоянной в течение периода времени, определяемого термической инерцией Мирового океана, остается некомпенсированным излучаемой ею в космос энергией. Это эквивалентно избытку или дефициту теплового бюджета Земли между поглощаемой и излучаемой мощностью. Поэтому среднегодовой тепловой баланс Земли как планеты практически всегда находится в неравновесном состоянии и колеблется вокруг равновесного, а планета поглощает и излучает неодинаковое количество энергии при двухвековой вариации солнечной постоянной. В результате длительного поглощения и накопления Мировым океаном дополнительной энергии Солнца планета постепенно будет нагреваться, а при дефиците солнечной постоянной — остывать.
Энергетическое сальдо среднегодового бюджета Земли в приходе и расходе тепловой мощности планеты Е на внешней границе ее атмосферы является специфическим показателем дефицита или избытка тепловой энергии [ Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и Малому ледниковому периоду // Труды Всерос. конф. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», СПб, 2011. С. 295-298; Bicentennial decrease of the total solar irradiance leads to deficit of the energy budget of the Earth // Сборник трудов XII Межд. научно-практ. конф. "Фундаментальные и прикладные исследования …", СПб, 2011. Том 3, часть 2. С. 5-9; Bicentennial decrease of the total solar irradiance leads to unbalanced thermal budget of the Earth and the Little Ice Age // Applied Physics Research, 2012, Vol. 4, No. 1. pp. 178-184; Двухвековое уменьшение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и глубокому похолоданию климата // Кинематика и физика небесных , Т. 28, № 2, С. 22-33]:
Е = (S¤+ΔS¤)/4 – (А+ΔA)(S¤+ΔS¤)/4 – εσ(Тр+ΔТр)4; (1)
где S¤ – солнечная постоянная, ΔS¤ – приращение солнечной постоянной, А – глобальное альбедо Земли (альбедо Бонда), ΔA – приращение альбедо Бонда, ε – степень черноты системы Земля-атмосфера, σ – постоянная Стефана–Больцмана; Тр – планетарная термодинамическая температура, Е – удельная мощность изменения теплосодержания активного слоя Океана и атмосферы [Вт/м2], С – удельная поверхностная теплоемкость активного слоя Океана и атмосферы, отнесенная к общей площади поверхности планеты [Дж/м2К], t – время. В правой части уравнения 1/4 – из-за того что поток солнечного излучения проецируется и отражается с площади круга, а Земля излучает со всей, в 4 раза большей площади сферы.
Оценку относительного влияния вариации солнечной постоянной и альбедо Бонда на эффективную температуру Земли можно провести при наличии энергетического баланса планеты (равенства поглощенной энергии солнечного излучения и излучаемой в космическое пространство тепловой энергии) в равновесном состоянии:
S¤/4 = σТ4e + AS¤/4, (2)
где Тe – эффективная температура Земли.
Введем приращение эффективной температуры ΔТe = Тe – Тeо, обусловленное приращениями величин солнечной постоянной ΔS¤ и альбедо Бонда ΔA. В результате можно получить выражение для приращения эффективной температуры Земли, возникающего под действием приращений солнечной постоянной и альбедо Бонда:
ΔТe = [ΔS¤(1 – А – ΔА) – ΔАS¤]/16σТ3e. (3)
При постоянстве солнечной постоянной ΔS¤=0 из (3) получим ΔТe = – 91 ΔА, а при постоянстве альбедо Бонда ΔТe = 0.047 ΔS¤.
Оценку соотношения относительных вкладов приращений DS¤ и ΔА в приращение ΔТe можно провести путем принятия условия их взаимной компенсации при сохранении энергетического равновесия
ΔS¤ (1 – А – ΔА) – ΔАS¤ = 0 (4)
в формуле (3). Следовательно, соотношение их относительных вкладов в приращение ΔТe
ΔS¤ / S¤ = ΔА/(1 – А – ΔА) (5)
или
ΔS¤ = 1366·ΔА/(0.7 – ΔА) (6)
Приращение альбедо Бонда на ΔА=+0.003 (1,0%) приведет к снижению ΔТe≈ – 0.27 К, что практически эквивалентно двухвековому снижению величины солнечной постоянной ΔS¤=–5.88 Вт/м2 (0.435%). Следовательно, долговременное изменение альбедо Бонда является мощным двигателем вариации земного климата.
В результате воздействия цепочки эффектов обратной связи климатические изменения могут усиливаться на величину, сопоставимую с прямым влиянием двухвековой вариации солнечной постоянной. Прямое и вторичное, основанное на эффектах обратной связи, действия долговременной вариации солнечной постоянной определяет соответствующий механизм климатических изменений от глобальных потеплений до Малых ледниковых периодов. Однако изменение термодинамической температуры системы Океан-атмосфера под действием вариации величин солнечной постоянной и альбедо Бонда происходит со значительной временной задержкой (14±6 лет), определяемой постоянной термической инерции планеты [, , Труды Всерос. конф. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011», СПб, 20].
Таким образом, вследствие циклических вариаций солнечной постоянной приходные и расходные части среднегодового теплового бюджета системы Земля–атмосфера практически всегда находятся в несбалансированном состоянии (Е ≠ 0), имея либо положительное, либо отрицательное сальдо. При долговременном понижении солнечной постоянной среднегодовое сальдо теплового бюджета системы Земля – атмосфера станет отрицательным (E<0), а при долговременном повышении солнечной постоянной — положительным (Е > 0). Поэтому несбалансированный среднегодовой тепловой бюджет является основным состоянием климатической системы Земля – атмосфера.
Ускоряющийся рост дефицита солнечной постоянной с 1990 года
привел к снижению поглощаемой Землей ее доли и длительному
дефициту энергетического бюджета Земли
Долговременный космический мониторинг сальдо среднегодового энергетического бюджета системы Земля — атмосфера надежно определит ход и величину накопленного Землей избытка энергии или образовавшегося его дефицита и c учетом прогноза вариации солнечной постоянной может достоверно определить и заблаговременно (за ~10 – 20 лет) предсказать направление и глубину грядущего изменения климата с высокой надежностью (долговременное положительное сальдо Е>0 — к потеплению, а отрицательное сальдо E < 0 — к похолоданию).
Три независимые группы американских ученых, исследующих три разных аспекта 11–летней циклической деятельности Солнца (14.06.11 г.), полностью подтвердили наши ранние прогнозы и выводы 2003 – 2005 гг., и констатировали, что текущий 24-й цикл будет слабым, а следующий 25-й цикл будет гораздо более спокойным, чем нынешний. Они также утверждают, что в перспективе впервые за 400 лет солнечные пятна могут практически исчезнуть с диска Солнца, а, следовательно, солнечная постоянная опустится до минимального уровня, как в период маундеровского минимума, что в 30–х годах XXI века может вызвать новый Малый ледниковый период: http://www. /2011/06/14/american-astronomical-society-joins-the-dark-side/.
В течение XXI века высока вероятность ускорения изменений глобальных характеристик климата. Его изменения в любом направлении (глобального потепления или глубокого похолодания) неизбежно отразится на жизни людей, на состоянии животного и растительного мира во всех регионах планеты, а во многих из них станет ощутимой угрозой для благополучия населения и устойчивого развития экономики. Столь глобальное событие как продолжение катастрофического глобального потепления или начало Малого ледникового периода, которое нас ожидает в ближайшем будущем, определит все остальные события в политике, экономике и других важнейших сферах деятельности человечества на ближайшие десятилетия. Поэтому достоверное прогнозирование грядущих изменений климата представляет стратегический интерес и затрагивает интересы национальной безопасности РФ.
2 Краткая история и состояние исследований
в настоящее время
Диагностике альбедо Бонда Земли уделяется много внимания в мировой науке, и одним из направлений является мониторинг пепельного света Луны, осуществляемый наземными телескопами. На обсерватории Big Bear (США) с 1998 года ведутся систематические измерения глобального альбедо Земли по вариациям пепельного света Луны (Pallé E. et al. Science. 2004, 304, 1299; J. Geophys. Res., 2009, 114, 7). ААНИИ Росгидромета с апреля 2009 года на станции «Новолазаревская» в Антарктиде проводит наземные технологические наблюдения пепельного света Луны с целью определения временных вариаций альбедо Бонда Земли (, , Сборник тезисов МСАРД – 2011, 163). Однако метод измерения яркости пепельного света Луны сквозь атмосферу Земли обладает целым рядом недостатков. Самым большим недостатком наблюдений пепельного света с земной поверхности является искажающее влияние атмосферы, прозрачность которой меняется не только с высотой местности и расстоянием от горизонта, но и со временем, что сложно учесть. Кроме того, невозможно наблюдать пепельный свет Луны на малых ее угловых удалениях от Солнца из-за яркого свечения атмосферы. Вследствие этого при наблюдениях учитывается вклад в альбедо Бонда не от всей поверхности Земли. При наблюдении пепельного света Луны из одного места невозможно учесть вклад участка поверхности с долготой около ±20° от места наблюдений, т. к. все наблюдения ведутся в темное время суток и этот участок Земли не освещен. Также крайне затруднительно определить альбедо сектора земной поверхности с долготой, противоположной долготе места наблюдения. Поэтому попытки решать эти важные фундаментальные проблемы методами наземной астрономии не привели к требуемым надежным результатам. Они не могут быть получены с необходимой точностью в наземных условиях вследствие искажающего влияния земной атмосферы и наличия периодических составляющих во флуктуациях ее нестабильности.
Еще одним направлением являются измерения глобального альбедо Земли из непосредственных наблюдений земной поверхности из космоса. Но прежде всего – это не отечественная аппаратура, предназначенная для выполнения своих специфических научных задач, и измерения альбедо Бонда Земли являются побочной целью. Так, например, аппаратура класса TOMS-OMI (Total Ozone Mapping Spectrometer, Ozone Monitoring Instrument) регистрирует излучение в очень узких спектральных полосах, находящихся в коротковолновом диапазоне спектра Солнца. Приборы CERES (Clouds and the Earth's Radiant Energy System) наблюдают отраженное от Земли излучение в широком спектральном окне (0.3 – 5 мкм), в которое попадает также часть собственного теплового излучения Земли, которое нужно каким-то образом вычесть из полученных данных. А это приводит к неопределенности измерений. К тому же CERES предназначен в первую очередь для наблюдения за верхней атмосферой, а не поверхностью Земли. Спутники международного проекта ISCCP (International Satellite Cloud Climatology Project) предназначены для наблюдения облачного покрова. Несмотря на то, что он вносит основной вклад в альбедо Бонда, этих наблюдений недостаточно для определения вариаций глобального альбедо в полной мере.
Большая часть спутников не позволяет полноценно определять альбедо Бонда Земли, т. к. находятся на низких (350 – 700 км) полярных орбитах и за один пролет (~90 мин) обозревают узкую полосу (длина ~40 000км, ширина ~3000 км) на поверхности Земли. Для полного обзора всей земной поверхности требуются минимум сутки. Поэтому для определения альбедо Бонда приходится «сшивать» полосы локальных измерений, полученных в разное время. Но облачные образования и состояние атмосферы не остаются за это время стационарными. Также в случае большого поля зрения при сканировании плоским зеркалом полосы шириной в несколько тысяч километров осуществляется регистрация потоков солнечного излучения, являющихся результатом отражения от земной поверхности под значительными углами, а атмосферой – не только отраженных лучей, но и прошедших с разных направлений в результате рассеяния. Учет этого затруднителен ввиду отсутствия строгих и достоверных теоретических моделей рассеяния света в атмосфере. Все это приводит к значительным ошибкам в определении альбедо Бонда Земли.
Значения альбедо Бонда Земли, полученные в BBSO (Big Bear Solar Observatory), CERES (Clouds and the Earth's Radiant Energy System) и ISCCP (International Satellite Cloud Climatology Project) в гг.
Геостационарные спутники также не могут выполнять мониторинг альбедо Бонда Земли, так как обозревают лишь около 40% всей поверхности Земли. К тому же время измерений ограничено длительностью нахождения Солнца над полем зрения аппарата. Геостационарные приборы типа GERB (Geostationary Earth Radiation Budget) обладают, как и прибор CERES, широкой спектральной полосой измерения для оптического канала, захватывающей часть собственного теплового излучения Земли.
О неопределенностях результатов спутниковых и наземных наблюдений говорит также несоответствие данных различных проектов. На рисунке приведены ряды наблюдений обсерватории Big Bear, проектов ISCCP и CERES. Заметно несоответствие не только в значениях альбедо Бонда Земли на определенный момент времени, но и в долговременных тенденциях его изменения.
3 Обоснование необходимости проведения КЭ
в условиях космического пространства
Механизм изменения климата приобретает большое практическое значение. Необходима разработка надежных методов прогнозирования грядущих изменений климата с учетом наиболее эффективных глобальных параметров, определяющих климат. К их числу, в первую очередь, относятся солнечная постоянная и альбедо Бонда Земли.
Альбедо Бонда определяется тремя глобальными оптическими параметрами, осредненными по всей поверхности Земли: величинами альбедо атмосферы и земной поверхности, а также величиной пропускания атмосферы в спектре солнечного излучения. Если в результате вулканических извержений или вторжений метеоритов значимо изменится прозрачность атмосферы в спектре солнечного излучения, то изменится и альбедо Бонда, но только в течение не более двух-трех лет. Эти измерения могут привести к заметному возмущению среднеглобальной температуры.
Разрабатывается специальный лунный телескоп СТЛ-200 со световым диаметром главного зеркала 200 мм. Его двухзеркальный объектив системы Ричи-Кретьена с полем зрения 36 угл. мин имеет эквивалентное фокусное расстояние ~2900 мм.
Мониторинг вариаций альбедо Бонда Земли путем измерения яркости пепельного света Луны с борта МКС оправдан тем, что на предыдущем этапе разработки проекта были отработаны все вопросы интеграции НА КЭ «Астрометрия» на СМ РС МКС (Эскизный проект: Служебный модуль. Пояснительная записка. Комплекс целевых нагрузок. 17КС.0000-0ПЗ 53. «Интеграция научной аппаратуры космического эксперимента "Астрометрия" (комплекс солнечного лимбографа СЛ-200)». Королёв: РКК "Энергия", 20с.), в частности, крепления и подключения комплекса НА к Российскому модулю МКС. Мониторинг альбедо Бонда Земли с борта МКС, имеет существенные преимущества перед его возможными измерениями с геостационарной орбиты, поскольку телескоп, установленный на геостационарном КА, будет постоянно наблюдать одну и ту же часть поверхности Земли. При этом оптимальное положение КА – между Солнцем и Землей длится недолго.
4 Краткое описание КЭ
4.1 Целью проекта «Селенометрия» является мониторинг вариаций альбедо Бонда Земли по одновременным измерениям поверхностных яркостей пепельного света центральной площадки лунного диска размером 16х16 угл. мин и узкого серпа Луны при ее угловом удалении от Солнца на расстояние от 12° до 30°, когда пепельный свет Луны близок к максимальной яркости, с помощью двухзеркального специального лунного телескопа СТЛ-200 с главным зеркалом Ø200 мм.
Метод основан на сравнении яркостей центральной темной и краевой светлой площадок лунного диска. Для этого выбираются 6-8 площадок узкого серпа Луны как вблизи западного, так и вблизи восточного краев видимого диска Луны, для которых хорошо известна фазовая функция отражения.
Светозащита от солнечного излучения обеспечивается за счет использования на входном зрачке лунного телескопа специальной полуцилиндрической бленды, исключающей внеосевую засветку объектива и фотоприемника. Бленда всегда будет автоматически (по сигналам ее датчиков света) обращена к Солнцу своей выпуклой стороной так, что его лучи никогда не попадут также и во внутреннюю стенку бленды (см. рис.).
Полуцилиндрическая бленда с автоматическим вращением ее
вокруг оси телескопа, устанавливаемая в его входном зрачке.
Эксперимент проводится только при полном отсутствии прямой и внеосевой засветки объектива БОМ и внутренней стороны светозащитной бленды объектива от Солнца, освещенной части Земли и бликующих (отражающих солнечное, лунное и земное излучения) элементов конструкции станции. Эти условия обеспечиваются путем подбора соответствующего места на корпусе станции для установки СТЛ-200 и проведения наблюдений при соответствующей ориентации СТЛ-200 относительно Солнца и освещенной части Земли.
Измерения яркости пепельного света Луны будут проводиться в течение порядка 30 часов как за сутки до новолуния, так и через сутки после новолуния, продолжительностью до одного часа на каждом витке движения МКС при угловом расстоянии между Солнцем и Луной в пределах от 12° до 30°. Проведенные измерения будут усреднены для получения среднемесячных и среднегодовых значений альбедо Бонда.
Метрологические характеристики измерений полного альбедо Земли определяются следующими обстоятельствами. Интегральный отраженный Землей удельный поток солнечного излучения Q определяется из соотношения
Q = AS¤, (7)
где А – альбедо Бонда Земли; S¤ – солнечная постоянная. Изменение удельного потока отраженного солнечного излучения ΔQ в общем случае равно
ΔQ = АΔS¤+ S¤ΔA, (8)
где ΔS¤ и ΔA – соответственно приращения солнечной постоянной и величины альбедо. На временном интервале, на котором S¤=const и ΔS¤=0, изменение удельного светового потока ΔQ определяется только изменением альбедо Бонда
ΔQ = S¤ΔA. (9)
При нынешних значениях альбедо Бонда А=0.30 и S¤ = 1366 Вт/м2
Q = 409.8 Вт/м2. (10)
Если принять требования по точности измерения вариаций альбедо 0.1% или ΔА=3×10-4, из (9) можно получить
ΔQ = 0.41 Вт/м2. (11)
Интегральный комбинированный коэффициент облученности Луны (как сферического объекта) отраженным Землей солнечным излучением описывается при угловом расстоянии между Солнцем и Луной ψ < 30° формулой
; 
(12)
При расстоянии от Земли до Луны 3.8×105 км и радиусе Земли 6375 км получим φo = 6.88×10-5.
Падающая на Луну удельная мощность лучистого потока равна
Qm = Qocosψ; Qo = φoQ = φoAS¤. (13)
Из формулы (13) с учетом значения φo следует, что величина Qm является малой частью величины Q. Однако при известной величине комбинированного коэффициента облученности φk = 6.88×10-5×cosψ по вариациям величины Qm можно судить о вариациях величины Q.
Из (13) следует, что
, (14)
а приращение альбедо Бонда определяется соотношением
ΔA = aΔQm; a = (φoS¤cosψ)-1. (15)
Таким образом, изменение мощности падающего на Луну лучистого потока ΔQm определяется изменением альбедо Бонда Земли.
Можно принять значение Qo, равное
Qo = 409.8×6.88×10-5= 2.82×10-2 Вт/м2. (16)
При ψ = 0 значение коэффициента
a = 1
При движении МКС по траектории, когда угол y меняется в пределах некоторых значений ψ1 ≤ ψ ≤ ψ2, необходимо домножать значения Qо в (16) на cosψ, а значение a делить на cosψ.
При ΔА=3×10-4, как следует из (15) и (17),
ΔQm ≈ 2.83×10-5 Вт/м2 (18)
Сила излучения пепельного света Луны равна
(19)
где Am – альбедо Луны; Sm – площадь миделя (поперечное сечение Луны); Rm - радиус Луны. Принимая Rm = 1.738×106 м, получим Sm = 9.47×1012 м2. Примем также Аm = 0.12. В результате получим
J = 10.1×109 Вт/ср (20)
Мощность потока излучения на входном зрачке телескопа СТЛ-200 равна
(21)
где D – диаметр оптической системы, для СТЛ-200 равен 0.2 м. Принимая h = 3.844×108 м, получим из (21) с учетом (20)
Р = 2.04×10-9 Вт (22)
При вариации величины альбедо Бонда Земли относительно нынешнего значения А = 0.30 на 0.1%, т. е. на ΔА = 3×10-4 вариации мощности принимаемого сигнала ΔР ≈ 6.1×10-13 Вт. Наблюдение за пепельным светом Луны ведется в пределах центральной площадки лунного диска размером 16х16 угл. мин, что составляет 1/2 углового размера Луны, и при переходе к телесному углу полученные значения Р и ΔР необходимо разделить на 4. В результате получим требования к пороговой чувствительности приемника Рп = 1.53×10-13 Вт. При этом для приемника, чувствительного в спектральном диапазоне 0,2…1 мкм, значения потоков необходимо умножать на долю энергии солнечного излучения, заключенной в этом диапазоне от всей энергии солнечного излучения, которая для абсолютно черного тела с температурой 6000 К равна ~0.74. Окончательные требования к пороговой чувствительности приемника задаются условием Рпо = 1.13×10-13 Вт. Необходимо отметить, что при наблюдении за центральным участком диска Луны регистрируется излучение пепельного света, определяемое площадью миделя (площади проекции на плоскость) участка сферической поверхности Луны.
Таким образом, несмотря на то, что в данных измерениях используются двойное отражение от сферической поверхности Земли и Луны, тем не менее, обеспечивается достоверность и достаточно высокая точность получаемых данных измерений альбедо Бонда Земли. Это подтверждается приведенными выше соотношениями, в частности (13). Точность измерения пепельного света Луны (и, соответственно, альбедо Бонда Земли) определяется окончательным значением принятой пороговой чувствительности Рпо » 1.1×10-13 Вт. По измеренной вариации принимаемого сигнала определяется изменение величины альбедо Бонда Земли.
Одновременная фотометрическая регистрация светлой и темной части лунного диска проводится всегда с одной и той же экспозицией. Но поверхностная яркость светлой части на четыре порядка выше, чем темной. Для центральной области, отвечающей за пепельный свет, будет проводиться биннинг 3×3 пикселя при считывании данных с фотоприемника. Это на порядок снижает динамический диапазон при наблюдениях пепельного света Луны. Динамический диапазон будет снижен еще на два порядка посредством использования плотного кольцевого нейтрального светофильтра, ослабляющего излучение только узкого серпа Луны. При этом динамический диапазон ПЗС фотоприемника около – 104.
В качестве ФПУ будет использоваться ПЗС матрица со строчным переносом с размером рабочей области 30.7×30.7 мм и разрешением не менее 2048×2048 пикселей. Размер пикселя ~15×15 мкм, половина которого (7.5×15 мкм) будет поглощать излучение, а вторая половина (7.5×15 мкм) затенена металлическим покрытием и будет отвечать за межстрочный перенос. Матрица будет иметь возможность проведения биннинга – суммирования зарядов смежных 3х3 ячеек в один суперпиксель в процессе считывания информации с центральной части матрицы (не менее 15×15 мм, отвечающей за пепельный свет, для увеличения уровня сигнала на порядок. Для этого необходимо разделить регистр считывания на три независимо работающие части, каждая из которых будет отвечать за определенную область матрицы, центральная должна иметь возможность биннинга. Считывание с центральной части матрицы размером не менее 15×15 мм будет производиться в режиме биннинга 3×3 пикселя, остальная же часть сигнала будет считываться в нормальном режиме. Матрица должна иметь охлаждение до -40°С и термостабилизацию ±1°С. Перед матрицей, на минимально возможном расстоянии от ее поверхности будет установлен кольцевой нейтральный поглощающий светофильтр с пропускной способностью 0.01. Фильтр будет затенять периферийную область матрицы, отвечающую за светлую часть (серп) Луны, при этом центральная часть останется незатененной. Таким образом, сигнал от излучения серпа Луны будет ослаблен по отношению к сигналу от пепельного света практически в 1000 раз.
По изображению на ПЗС матрице измеряются поверхностные яркости участков. После этого производятся необходимые коррекции данных за расстояние до Луны, вариацию солнечной постоянной, фазовую функцию, либрации. Система контроля фотометрических характеристик осуществляется по излучению Луны в полнолуние.
4.2 Калибровка измерений пепельного света Луны. Проект «Селенометрия» подразумевает измерения поверхностной яркости пепельного света Луны с помощью специального лунного телескопа СТЛ-200 для определения альбедо Бонда Земли. Наблюдения будут выполнены одновременно с центральной пепельной части (16 × 16 угл. мин) и с выбранных отдельных эталонных участков освещенной Солнцем узкой краевой части Луны в качестве опорного светового потока. При этом для пепельного света будет проводиться бининг для увеличения эффективной площади пикселей. На базе регулярных измерений будет строиться временной ряд долговременных изменений среднемесячных и среднегодовых значений альбедо Бонда Земли.
В качестве ФПУ (фотоприемного устройства) будет использоваться специально спроектированная ПЗС-матрица с электронным затвором разрешением не менее 2048 × 2048 пикселей. Данные будут считываться с центральной квадратной области 20 х 20 угл. мин для наблюдения пепельного света и узкой периферийной кольцевой области для наблюдения лунного света. Также планируется установить кварцевый матовый экран на входном зрачке СТЛ-200 для калибровок плоского поля, который будет освещаться полной Луной и создавать ровный световой фон на ПЗС-матрице. Он будет выполнен в виде внутренней крышки, закрывающей входную апертуру телескопа во время сеанса калибровки. Во время съемки темновых кадров будет задействована основная внешняя крышка, закрывающая матовый экран сверху.
В процессе эксплуатации телескопа СТЛ-200 на борту РС МКС для мониторинга альбедо Бонда Земли возможно постепенное неравномерное по полю зрения изменение чувствительности ПЗС-матрицы, строящей изображение Луны в пределах заданного телесного угла наблюдения. Для исключения такой возможной погрешности применяется калибровка каждого отдельного пикселя матрицы по измерению сигнала от Луны в полнолуние, поверхностная яркость которой в долговременной перспективе остается стабильной (с учётом поправки на вариацию мощности солнечного излучения). Для обработки принимаемых сигналов от пепельного света и Луны в полнолуние используются типовые формулы, определяющие алгоритм калибровки ФПУ в целом и каждого пикселя в отдельности.
Величина электрического напряжения сигнала U в вольтах на выходе ФПУ, обусловленного воздействием потока излучения от Луны, может быть описана соотношением
(23)
где 
– коэффициент, учитывающий угловой размер пикселя; Pi – мощность излучения на входном зрачке телескопа, i = 1 – от пепельного света Луны, i = 2 – от излучения Луны в полнолуние; N – общий коэффициент преобразования принимаемой мощности в электрический сигнал. Мощность излучения на входном зрачке телескопа от пепельного света Луны определяется телесным углом и силой излучения пепельного света Луны и может быть вычислена по формуле
(24)
где D – диаметр эффективного входного зрачка объектива [м]; L – расстояние между Землей и Луной [м]; J – сила излучения пепельного света Луны [Вт/ср]. Мощность излучения на входном зрачке телескопа от Луны в полнолуние может быть определена по формуле, аналогичной (2):
, (25)
где I – сила излучения Луны в полнолуние.
Коэффициент преобразования определяется свойствами оптической системы и ФПУ и задается выражением
(26)
где t – коэффициент пропускания оптического канала; ρ – коэффициент использования кружка рассеяния пикселем фоточувствительного элемента (ФЧЭ) ФПУ; No – вольт-ваттная характеристика каждого пикселя ФПУ; K – коэффициент преобразования усилителя фотоприемника [В/электрон]; t – время накопления сигнала [с]; е – заряд электрона [Кулон]; k – чувствительность элемента ФПУ [A/Вт]. При длительной эксплуатации телескопа СТЛ-200 возможные изменения его собственных характеристик определяются снижением пропускания оптического тракта t, изменением коэффициента преобразования усилителя ФПУ К, а также снижением чувствительности элементов ФПУ – величины k. Коэффициент преобразования К может изменяться со временем вследствие деградации элементов электронной схемы, а снижение чувствительности пикселей матрицы k может реализоваться по многим причинам.
Поверхность Луны является серой и диффузной, подчиняющейся законам Кирхгофа и Ламберта. С учетом этого общепринятого допущения сила излучения пепельного света Луны:
, (27)
где Am – альбедо Луны; Sm – площадь миделя (поперечного сечения) Луны [м2]; Qm – освещенность Луны отраженным Землей солнечным излучением до и после новолуния [Вт/м2]. Освещенность Луны отраженным Землей солнечным излучением (светимость пепельного света Луны) определяется из соотношения:
Qm = φoAS¤cosψ, (28)
где φo – комбинированный коэффициент облученности Луны как сферического объекта отраженным Землей солнечным излучением; А – альбедо Бонда Земли; S¤ – солнечная постоянная; ψ – угол с вершиной в центре Земли между направлением на Солнце и Луну. Подставив (6) в (5), получим:
J = AmSmφoAS¤cosψ/2π. (29)
Сила излучения Луны в полнолуние может быть вычислена по формуле:
I = AmSmS¤/2π. (30)
Для учета деградации оптического тракта и ФПУ осуществляется постоянное сопоставление сигналов, получаемых от излучения Луны в полнолуние относительно начального полученного сигнала Uo. С учетом стабильности характеристики излучения Луны в полнолуние можно на основании (1) получить калибровочный коэффициент для любой последующей серии измерения n (n – номер серии). Математически это записывается в виде:
(31)
Следовательно:
(32)
При линейной характеристике ФПУ для корректировки сигнала, получаемого от пепельного света Луны, необходимо учитывать в n –ой серии измерений поправочный коэффициент kn. В результате из (1) с учетом (10) и (9) можно получить:
(33)
В результате осуществляемой калибровки любое изменение электрического сигнала на выходе ФПУ или каждого его пикселя при постоянстве мощности принимаемого потока излучения может быть автоматически учтено введением поправки, описываемой формулой (11). При введенной поправке всякое изменение электрического сигнала на выходе ФПУ соответствует приращению силы излучения пепельного света Луны, обусловленному приращением альбедо Бонда Земли. Таким образом, вопрос калибровки ФПУ решается простым способом. При этом никакой информации о параметрах, определяющих силы излучения Луны J и I, а также определяющих величину N, не требуется.
Вся калибровка сводится к учету плоского поля и темнового кадра по формуле:
, (34)
где I(исп)xy – отсчет на пикселе с координатами (x, y) исправленного изображения; Ixy – отсчет на пикселе исходного изображения пепельного света; Dxy – отсчет на темновом кадре, полученном из кадров до и после сеанса измерений пепельного света; Fxy – отсчет на плоском поле.
Кадр плоского поля определяется по следующей формуле:
, (35)
где I(полн)xy – отсчет на пикселе исходного изображения матового экрана, освещенного полной Луной; D(полн)xy – отсчет на темновом кадре, полученном из кадров до и после сеанса измерений полной Луны; I(теор)xy – теоретически рассчитанная поверхностная яркость матового экрана, освещенного Луной.
Предварительная калибровка ПЗС-матрицы и матового экрана. Перед запуском инструмента на Земле будет проведена калибровка для получения первичного кадра плоского поля. Он необходим для калибровки матового экрана и получения эталонных кадров поверхности Луны во время полнолуния. По ним на орбите будет построена карта альбедо поверхности Луны с высокой детализацией и будут выбраны удобные опорные площадки с низким контрастом. Для этого нужно снять серию кадров равномерного белого фона с известной яркостью с заполнением около 50-70% динамического диапазона ПЗС-матрицы. Для данной калибровки планируется применить широко используемый для фотометрических наблюдений метод съемки сумеречного неба в области зенита. Кадр плоского поля будет использован для учета влияния оптической системы прибора, неоднородностей чувствительности каждого пикселя матрицы на итоговое изображение. Далее нужно сделать серию темновых кадров с той же выдержкой для учета влияния темнового тока и шума переноса. Сразу после этого при помощи источника света с хорошо известной яркостью будет откалиброван матовый экран для получения ежемесячных кадров плоского поля инструмента по полной Луне.
Калибровка по полной Луне. Сразу после запуска и установки комплекса СТЛ-200 на борту РС МКС будет проведена контрольная калибровка плоского поля инструмента перед началом наблюдений. Будет сделана серия кадров освещенного полной Луной матового экрана (I(полн)xy) для уменьшения фотонного и теплового шумов путем усреднения кадров. Далее нужно снять серию темновых кадров (D(полн)xy) с теми же выдержками и вычесть усредненный кадр из кадров полной Луны. Зная точное положение Земли, Луны и Солнца на момент съемки, можно рассчитать создаваемую матовым экраном освещенность матрицы (I(теор)xy). На основании этого будет построен кадр плоского поля (Fxy), на который будут делиться все кадры пепельного света. Кадр плоского поля одновременно учитывает вклад оптической системы и неоднородность чувствительности каждого пикселя матрицы.
Данная калибровка будет производиться каждое полнолуние для учета влияния агрессивной космической среды на инструмент. На основании данных для каждого сеанса измерения пепельного света Луны будут интерполироваться параметры чувствительности инструмента. Реализация проекта «Селенометрия» планируется на период грядущего минимума солнечной активности, что положительно скажется на стабильности работы комплекса СТЛ-200.
Также имеется возможность проводить калибровку плоского поля по изображению полной Луны без использования матового экрана на входном зрачке телескопа. В этом случае кадр плоского поля будет строиться по серии до 1000 кадров полной Луны со смещением центра ее диска относительно центра ПЗС-матрицы. Таким образом, используя усредненные данные до 1000 снимков полной Луны, математически будет высчитан ровный фон единичной яркости для каждого конкретного пикселя. Также будет проведена серия темновых кадров с теми же выдержками.
Получение эталонных снимков поверхности Луны. После калибровки прибора необходимо провести до 1000 эталонных снимков Луны в полнолуние для построения точной карты альбедо поверхности Луны с высокой детализацией. Также до и после сеанса необходимо сделать серию темновых кадров. Далее по данным этих снимков будут выбраны опорные участки в области лунных морей у края диска (для лунного света). Для удобства работы будут выбраны участки с низким контрастом деталей, так как в таком случае можно с большей точностью вычислить интенсивность светового потока, приходящегося от них на каждый конкретный пиксель матрицы. Также эти участки будут выбраны так, чтобы они всегда были видны с учетом либрации Луны. Для измерения пепельного света будет использована одна и та же выбранная нами центральная квадратная часть диска Луны, по которой будет измеряться интегральный световой поток.
Наблюдения пепельного света. При наблюдениях пепельного света будет производиться серия до 1000 кадров (Ixy) для усреднения случайных шумов матрицы. После чего необходимо отснять серию темновых кадров с такой же выдержкой (Dxy) и вычесть усредненный кадр из усредненного кадра пепельного света. Далее очищенные от шума кадры нужно поделить на кадр плоского поля (Fxy), полученный интерполированием из данных от двух ближайших полнолуний. Таким образом, путем усреднения всех очищенных кадров будет получено готовое изображение пепельного и лунного света без искажений (I(исп)xy).
Фазовая функция рассеяния лунной поверхности,
полученная в обсерватории Big Bear во время лунного затмения
Далее, имея результат измерений усреднённого кадра, можно непосредственно сравнить поверхностную яркость пепельного и лунного света. Для вычислений также необходимо знать фазовые функции отражения Земли и Луны. Для Земли в качестве упрощения берется функция Ламберта, которая неплохо ее описывает. Фазовая функция рассеивания Лунной поверхности будет взята из данных обсерватории Big Bear, полученных во время лунного затмения. Эти данные представлены на рисунке. Зная фазовые функции и точное расположение Земли, Луны и Солнца, проведя необходимые вычисления, будет получено непосредственно значение альбедо части Земли, освещенной Солнцем и видимой с Луны на момент наблюдения. На базе цикла наблюдений до и после новолуния ежемесячно будет получаться одно усредненное значение альбедо Бонда Земли. Все значения будут усреднены в течение года для получения среднегодового значения глобального альбедо — альбедо Бонда Земли и последующего анализа его долговременных вариаций.
Таким образом, такая ежемесячная калибровка комплекса СТЛ-200, проводимая в период каждого полнолуния на борту РС МКС, позволяет следить за состоянием прибора и получать неискаженные данные о поверхностной яркости лунного и пепельного света, что позволит выявить долговременные тенденции в изменениях альбедо Бонда Земли с достаточной надежностью.
5 Новизна, оценка качественного уровня по сравнению
с аналогичными отечественными и зарубежными
исследованиями
Мониторинг альбедо Земли путем измерений яркости пепельного света Луны с помощью СТЛ-200, устанавливаемого на борту МКС, имеет существенный преимущество перед возможными измерениями альбедо Бонда ныне существующими методами. Во-первых, как уже было отмечено, геостационарные спутники измеряют не альбедо Бонда, а локальное альбедо только ~60% земной поверхности, время наблюдений ограничено. Во-вторых, полярно-орбитальные спутники наблюдают не всю поверхность, а узкие полосы, в различных, но не подходящих для этой цели спектральных диапазонах. В-третьих, наблюдения пепельного света с поверхности Земли не дают в полной мере глобального альбедо, к тому же не могут охватить поверхность земли с долготами ±20° от места наблюдений и противоположную ему часть. А также они подвержены существенному влиянию нестабильности атмосферы Земли.
Измерения интенсивности пепельного света Луны с борта МКС дают глобальное альбедо Земли в спектре падающего солнечного излучения и не включают в себя части спектра собственного теплового излучения Земли. В силу орбитального расположения прибора нет трудно учитываемого влияния атмосферы на результаты измерений. За одно измерение получаются данные почти для половины подсвеченной Солнцем поверхности земли, что исключает неопределенность при сшивании данных, возникающую из-за нестационарности облачности и состояния атмосферы. В эксперименте «Селенометрия» измерения ведутся в спектре падающего на Землю солнечного излучения без захвата собственного теплового излучения Земли, не испытывают непостоянного и трудноучитываемого влияния атмосферы и охватывают за одно наблюдение почти половину поверхности Земли, что исключает неопределенности при сшивании данных вследствие нестационарности облачного покрова и состояния атмосферы.
Учитывая вышеизложенные недостатки существующих методов, наиболее достоверным и адекватным методом мониторинга вариаций альбедо Бонда Земли следует считать регистрацию пепельного света Луны с борта низкоорбитального космического аппарата (в данном случае МКС). При этом весьма целесообразными являются постановка и осуществление проектов, направленных на формирование национальной позиции по климатической проблематике на основе собственных исследований, причём именно глобальных характеристик, определяющих климат Земли.
6 Ожидаемые результаты и их предполагаемое использование
Наиболее точные измерения для определения характеристик кратковременных и долговременных вариаций альбедо Бонда Земли в течение всего солнечного цикла являются задачей фундаментальной важности и уникальным инструментом изучения тенденций изменения глобального климата Земли. Использование данных об изменении альбедо Бонда и солнечной компоненты климата имело бы огромное практическое значение и для физики солнечно-земных связей.
Предлагаемые в рамках проекта «Селенометрия» исследования альбедо Бонда Земли позволят изучить временные изменения энергетического состояния Земли как планеты и помогут надежно определит ход и величину накопленной Землей избытка энергии или образовавшегося ее дефицита, что c учетом прогноза вариации солнечной постоянной может предсказать направление и глубину грядущего изменения глобального климата Земли независимо от причин его изменений.
Ожидаемые конечные научные результаты, получаемые с помощью КЭ «Селенометрия», существенным образом расширят наши представления о закономерностях формирования и изменения климата Земли, что является одной из наиболее важных проблем для современной цивилизации. Они будут также предоставлять важнейшую информацию для достоверного прогнозирования грядущих изменений климата c учетом прогноза вариации солнечной постоянной.
Если в результате больших вулканических извержений или вторжений метеоритов значимо изменится прозрачность атмосферы в спектре солнечного излучения, то изменится и величина альбедо Бонда Земли, что будет систематически прослеживаться комплексом научной аппаратуры космического эксперимента «Селенометрия». В результате возможно также и предсказание направления грядущих заметных возмущений среднеглобальной температуры Земли.
Получаемая информация будет стратегически важной как для мирового сообщества, так и для страны, располагающей этой информацией, а также ставит ее в более выгодное положение по отношению к конкурентам на мировом рынке. По результатам эксперимента «Селенометрия» (в долгосрочной перспективе) возможно получение прибыли или снижения издержек, в том числе и на космическую деятельность, вследствие предсказания направления и глубины грядущих изменений климата. Кроме того, результаты, получаемые в течение первых нескольких месяцев реализации проекта «Селенометрия», могут быть уже использованы для решения задач КЭ «Альбедо» на РС МКС по исследованию характеристик отраженной всей видимой с борта станции земной поверхностью и атмосферой энергии солнечного излучения в направлении МКС в любой точке ее траектории. Они необходимы при отработке их использования в модели дополнительной генерации солнечными батареями электроэнергии в
