Comparison of the results of theoretical calculations of night glow intensity with measurement data obtained by both ground-based methods and from space shuttles

Full Text

1. Введение

Осознание возможности существования излучения верхней атмосферы на средних и низких широтах в спокойных геомагнитных условиях не возникало до тех пор, пока не появилось стремление оценить освещенность земной поверхности в ночное время [1]. Первые такие работы показали, что излучение космического пространства (звезды, туманности, галактики, зодиакальный свет) в видимой области спектра составляет только часть общей интенсивности свечения ночного неба [2, 3]. Современные данные [4, 5] показывают, что для видимой области спектра величина суммарного звездного излучения составляет ~10 килорэлеев и ~7 килорэлеев для собственного излучения верхней атмосферы при спокойных геомагнитных условиях на средних широтах Земли.

Экспериментальные исследования дневного свечения атмосферы Марса начались в ходе пролетов космических летательных аппаратов (КЛА) Mariner-6 и Mariner-7 [6]. Измерения ультрафиолетового спектра свечения показало наличие полос электронно-возбужденной молекулы угарного газа СО и иона молекулы углекислого газа СО₂⁺ [6]. В дальнейшем с помощью измерений на КЛА Mars Express были открыты ультрафиолетовые авроральные свечения в атмосфере Марса [7], которые аналогично были связаны с полосами СО и СО₂⁺.

Регистрация свечения ночного неба атмосферы Марса на КЛА Mars Express в основном проходила в инфракрасном диапазоне [8–10]. Измерения проводились для Инфракрасной атмосферной полосы 1.27 мкм, излучаемой при спонтанном переходе

O₂(a¹Δ_g, v’ = 0) → O₂(X³Σ_g^–, v’’ = 0) + hv, (1)

(λ = 1.27 мкм).

Недавно были опубликованы результаты измерений ночного свечения атмосферы Марса, полученные на КЛА Trace Gas Orbiter в видимом диапазоне [11]. Как было показано авторами, регистрируемый спектр совпадает с измерениями, выполненными на КЛА “Венера-9” и “Венера-10” [12] и Venus Express [13] в ночной атмосфере Венеры. Свечение в видимом диапазоне связано с полосами Герцберга II молекулярного кислорода, излучаемых при спонтанных переходах

O₂(c¹Σ_u^–, v′ = 0) → O₂(X³Σ_g^–, v′′) + hv, (2)

(λ = 400–650 нм).

Процессы диссоциации молекулярных газов солнечным ультрафиолетовым излучением в атмосферах планет земной группы протекают очень эффективно, что приводит к образованию довольно высоких концентраций атомарного кислорода О в верхних слоях атмосфер планет

О₂ + hv → O + O, (3)

СО₂ + hv → СO + O. (4)

В атмосфере Земли образование атомарного кислорода за счет процесса (3) происходит на высотах выше 80 км, в атмосфере Марса за счет процесса (4) на высотах выше 40 км. В дальнейшем образованные атомы кислорода участвуют в тройных столкновениях

О + О + М → О₂^* + М, (5)

где М = N₂, O₂ в атмосфере Земли и М = СО₂ в атмосфере Марса. В результате таких столкновений (5) образуются электронно-возбужденные молекулы кислорода О₂^*, способные излучать молекулярные полосы в различных спектральных диапазонах при спонтанных излучательных переходах на более низкие по энергии состояния. В табл. 1 приведены энергии двенадцати колебательных уровней v = 0–11 пяти электронно-возбужденных состояний молекулы кислорода. Из табл. 1 видно, что энергии колебательных уровней состояний A³Σ_u⁺ и A′³Δ_u имеют значения, близкие к энергии диссоциации молекулы О₂ (~41300 см^–1), а уровни состояний b¹Σ_g⁺, a¹Δ_g имеют намного меньшие значения энергии. Электронно-возбужденные молекулы кислорода излучают фотоны, являясь источником свечения в различных диапазонах спектра в атмосферах планет.

Таблица 1. Энергии колебательных уровней пяти электронно-возбужденных состояний молекулы О₂

Первые шесть электронных состояний О₂^* (пять из которых приведены в табл. 1, а шестое – квинтетное ⁵П_g) являются метастабильными, переходы между ними обуславливают известные девять систем полос, шесть из которых находятся в ультрафиолетовой области спектра, а три – в инфракрасной [1]. В настоящей работе представлены расчеты интенсивностей полос, излучаемых в ночном небе атмосфер Земли и Марса при спонтанных переходах с электронно-возбужденных состояний A³Σ_u⁺, A′³Δ_u, b¹Σ_g⁺, то есть полосы Герцберга I (6), полосы Чемберлена (7) и Атмосферные полосы (8), соответственно

О₂(A³Σ_u⁺, v′) → O₂(X³Σ_g^–, v′′) + hv, (6)

(λ = 300–370 нм) A(A→X) = 11 c^–1,

О₂(A′³Δ_u, v′) → O₂(a¹Δ_g, v′′) + hv, (7)

(λ = 360–440 нм) A(A′→a) = 0.89 c^–1,

О₂(b¹Σ_g⁺, v′) → O₂(X³Σ_g^–, v′′) + hv, (8)

(λ = 620–900 нм) A(b→Х) = 0.087 c^–1,

причем первые две системы полос (6) и (7) располагаются в ультрафиолетовой области, а третья (8) – в инфракрасной. В уравнениях (6)–(8)A(A→X), A(A'→a), A(b→Х) – характерные вероятности переходов (коэффициенты Эйнштейна) соответственно для процессов (6), (7), (8).

Цель настоящей работы – сопоставление теоретических расчетов интенсивности свечения полос, выполненных как для атмосферы Земли, так и для атмосферы Марса, с экспериментальными данными по интенсивностям ночного свечения молекулярного кислорода О₂^*, полученными с космических шаттлов и с наземных станций.

В работе рассматриваются как наземные измерения в Национальной обсерватории Китт-Пик (США, Аризона, 31° с. ш., 72% ясных ночей), обсерватории Кека (пик Мауна-Кеа, остров Гавайи, США, 19° с. ш.), так и измерения с шаттла “Дискавери” на протяжении его семидневной миссии STS53 в декабре 1992 г. и шаттла Индевор на протяжении его двенадцатидневной миссии STS69 в сентябре 1995 г. [14] в ходе эксперимента Arizona Airglow (GLO). GLO – гиперспектральный тепловизор, состоящий из пяти спектрографов для записи всего спектрального диапазона. В ходе Аризонского эксперимента GLO отслеживался слой ночного свечения на линии горизонта Земли [14].

2. Профили концентраций атомарного кислорода в атмосферах Земли и Марса

Для атмосферы Земли экспериментальные данные о характерных концентрациях O на средних широтах (55.7° с. ш.; 36.8° в. д.), основанные на измерениях звенигородской обсерватории Института физики атмосферы (ИФА) им. А. М. Обухова РАН), представлены на рис. 1а для различных месяцев года (1 – января, 4 – апреля, 7 – июля, 10 – октября) в условиях низкой (F_10.7 = 75, 1976 и 1986 гг.) солнечной активности [1]. Для сравнения на рис. 1а также приведены концентрации O, полученные согласно атмосферной модели NRLMSISE-00 для описанных выше условий.

Рис. 1. Высотные профили концентраций О: Панель (а) – темные линии согласно измерениям [1] на средних широтах Земли для 1, 4, 7 и 10-го месяца; светлые линии – данные с NRLMSISE-00 для тех же условий; (б) – темные линии – данные, полученные со спутника TIMED в области экватора Земли (апрель, август) и на северных тропиках (осень, зима) [15]; светлые линии – данные с NRLMSISE-00; (в) – темные линии данные для атмосферы Марса, полученные с ИК-спектрометра SPICAМ для орбит в точках L_s ≈ 152.1°, L_s ≈ 164.5°, 82° ю. ш. Марса [9]; светлые линии – данные с LMD-MGCM; (г) – данные LMD-MGCM, для области экватора и 67° с. ш. Марса, для точек L_s ≈ 180° и L_s ≈ 0° [16]

Экспериментальные данные о характерных концентрациях O в области экватора и на северных тропиках (23.5° с. ш.) Земли (зимний, весенний, летний и осенний сезоны 1995 г.) представлены на рис. 1б. Данные были получены с помощью зондирования атмосферы на спутнике TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics) [15]. На спутнике использовался инструмент системы OSIRIS [15]. Также на рис. 1б для сравнения приводятся данные, полученные согласно атмосферной модели NRLMSISE-00 для тех же условий.

Как видно из рис. 1а и 1б, данные согласно модели NRLMSISE-00 расходятся с экспериментальными значениями, и в расчетах они не используются. Для профилей температур использовались данные многолетних (1960–2000 гг.) измерений на высотах 30–110 км [1]. Для профилей концентраций N₂, О₂ использовались данные из модели MSIS-90.

На рис. 1в показаны высотные профили О для атмосферы Марса, полученные с ИК-спектрометра SPICAМ для орбит L_s = 152.1°, L_s = 164.5° (месяц февраль, 82° ю. ш.) [9] и созданные с помощью модели LMD-MGCM для тех же условий (светлые линии) [16]. Для атмосферы Марса в расчетах воспользуемся профилями концентраций атомарного кислорода, полученными из модели общей циркуляции французской лаборатории LMD-MGCM, представленными на рис. 1г для широт экватора и для 67° с. ш. Марса, причем для условий весеннего (L_s ≈ 0°) и осеннего (L_s ≈ 180°) равноденствий. Для профилей концентраций СО₂ и температур использовались данные согласно модели LMD-MGCM [16].

3. Расчет концентраций О₂* в атмосфере Земли и Марса

Как упоминалось ранее [17], при расчете концентраций электронно-возбужденного кислорода О₂^* в атмосферах планет Земли и Марса используем следующую формулу:

[О₂^*] = q_v′ α k₁ [O]² ([M₁] +…+ [M_n]) / (A_v′ +

+ k₂^М1 [M₁] +…+ k₂^Мn [M_n]), (9)

где q_v′ – квантовый выход колебательного уровня v′ электронно-возбужденного состояния и α – квантовый выход этого состояния молекулы О₂^* при тройных столкновениях (5); [M₁] … [M_n] – концентрации преобладающих атмосферных газов; k₁ – константа скорости реакции рекомбинации при тройных столкновениях (5), которая рассчитывается в зависимости от температуры атмосферы планеты на рассматриваемых интервалах высот; k₂^М1 … k₂^Мn – константы скоростей гашения электронно-возбужденного состояния атмосферными составляющими M₁ … M_n при бинарных столкновениях; A_v′ – сумма коэффициентов Эйнштейна для всех спонтанных излучательных переходов с колебательного уровня v′ состояния О₂^* на все колебательные уровни нижележащих состояний молекулы. В табл. 2 приводятся значения коэффициентов формулы в зависимости от состояния О₂^* и от земных или марсианских условий.

Таблица 2. Коэффициенты для расчета концентраций электронно-возбужденного кислорода О₂*

Коэффициент k₁(см⁶ c^–1) для атмосферы Земли берется согласно работе [1], для атмосферы Марса согласно работе [16]. Константы скоростей реакций электронно-возбужденного кислорода k₂^O2 (см³ c^–1), k₂^N2 (см³ c^–1) для атмосферы Земли и, соответственно, k₂^CO2 (см³ c^–1) для атмосферы Марса, учитывались согласно исследованиям [18, 19]. Квантовые выходы для состояний A³Σ_u⁺ (q_v'^A3) и A'³Δ_u (q_v'^A'3) учитывались согласно работам [20, 21], квантовые выходы для состояния b¹Σ_g⁺ (q_v'^b) согласно работе [22]. Квантовый выход α^A3 и α^A'3 – согласно работе [23], α^b согласно [22]. Сумма коэффициентов Эйнштейна A_v'^A3 (c^–1) для всех спонтанных излучательных переходов с колебательного уровня v' состояния A³Σ_u⁺ на все колебательные уровни состояния X³Σ_g^– учитывалась согласно работе [24]. Аналогично сумма коэффициентов A_v'^A’3 (c^–1) для всех спонтанных излучательных переходов с колебательного уровня v' состояния A^'3Δ_u на все колебательные уровни состояний a¹Δ_g и X³Σ_g^– учитывалась также согласно работе [24]. Для переходов с колебательного уровня v' состояния b¹Σ_g⁺ на все колебательные уровни состояния X³Σ_g^– значения A_v'^b (c^–1) учитывались согласно работе [1].

4. Сопоставление экспериментальных данных, полученных как наземными измерениями, так и с космических шаттлов, с теоретическими расчетами

В настоящей работе на рис. 2а и 3а представлен фрагмент усредненного спектра свечения ночного неба в диапазоне 620–900 нм, измеренного спектрографом с космического шаттла Индевор на протяжении его 12-дневной миссии STS69 в сентябре 1995 г. [14]. Значения интенсивности излучения I_v'v'' (см^–2 с^–1) (гистограммы) для Атмосферных полос, обусловленных переходом (8), были рассчитаны и представлены для этого диапазона длин волн для средних широт Земли на рис. 2б. Каждая двойка цифр над пиками свечения обозначает колебательные уровни (v'–v'') при излучательном переходе (8). Также значения интенсивности излучения были рассчитаны для области экватора северных тропиков Земли (23.5° с. ш.) для осеннего сезона 1995 г. (рис. 2в). Для атмосферы Марса гистограммы для Атмосферных полос были рассчитаны для широты 67° с. ш. при L_s ≈ 180° т. е. для осеннего равноденствия (рис. 3б).

Рис. 2. Панель (а) – экспериментальные данные, полученные с космического шаттла “Индевор” [14] в диапазоне 620–900 нм (Атмосферные полосы); (б) – рассчитанные значения интегральной светимости Атмосферных полос для атмосферы Земли для средних широт (55.7° с. ш.) для 10-го месяца 1986 г.; (в) – рассчитанные значения для экваториальной зоны и северных тропиков Земли (23° с. ш.) для осеннего периода 1995 г.; (г) – экспериментальные данные с шаттла “Дискавери”, декабрь 1992 г. в диапазоне 300–870 нм (полосы Чемберлена); (д) – рассчитанные значения интегральной светимости полос Чемберлена для атмосферы Земли для средних широт (55.7° с. ш.) для 10-го месяца 1986 г.; (е) – рассчитанные значения для экваториальной зоны и северных тропиков Земли (23° с. ш.) для осеннего периода 1995 г.

Рис. 3. Панель (а) – экспериментальные данные, полученные с космического шаттла “Индевор” [14] в диапазоне 620–900 нм (Атмосферные полосы); (б) – рассчитанные значения интегральной светимости Атмосферных полос для атмосферы Марса на широте 67° с. ш. при L_s ≈ 180°

Как видно из сравнения рис. 2б и 3б, для атмосферы Марса происходит изменение относительных населенностей колебательных уровней состояния b¹Σ_g⁺ и их вклада в свечение Атмосферных полос по сравнению с атмосферой Земли. Так населенность колебательного уровня v' = 1 и v' = 2 относительно уровня v' = 0 значительно увеличивается по сравнению с атмосферой Земли. Объясняется это различным характером гашения этого состояния на молекулах N₂, O₂ и СО₂ [19]. Основное гашение молекулы О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 0) в атмосфере Земли происходит на молекулах N₂, причем константа более чем на два порядка меньше, чем аналогичная константа для столкновений с СО₂ [19]. Для молекул О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 1) и О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 2) в атмосфере Земли гашение происходит на молекулах О₂, а константы для этого процесса превосходят аналогичные константы для столкновений с СО₂. При этом константа для столкновения О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 1) + О₂ на порядок больше, чем для О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 2) + О₂. Для столкновений О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 1) и О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 2) с молекулой углекислого газа константы близки по значению[19]. Поэтому наблюдается рост населенности колебательного уровня v' = 1 относительно уровня v' = 2 для атмосферы Марса.

Также на рис. 2г представлен фрагмент усредненного спектра свечения ночного неба в диапазоне 360–440 нм, измеренного спектрографом с космического шаттла “Дискавери” (STS-53) на протяжении его семидневной миссии в декабре 1992 г. [14]. Рассчитанные значения интегральной светимости полос Чемберлена в этом же диапазоне частот показаны на рис. 2д для средних широт Земли (55.7° с. ш.) для 1 месяца 1986 г. На рис. 2е аналогичные результаты показаны для экваториальной зоны и северных тропиков Земли (23° с. ш.) для зимнего периода 1995 г. При расчетах использовались модельные значения профилей концентраций атомарного кислорода [1, 25], полученные для среднеширотных полуночных условий на основе высотных профилей излучения О(¹S) 557.7 нм, приведенных к средней солнечной активности (F_10.7 = 130) и невозмущенной геомагнитной активности (Kp = 0). Сравнение результатов расчета с экспериментальными данными показывает, что и в эксперименте, и при расчетах наблюдается доминирование вклада в свечение полос Чемберлена, обусловленных спонтанными излучательными переходами (7) с колебательных уровней v' = 3, 5, 6. Однако остается неясным расхождение для полосы (3–4), для которой значения светимости в расчетах получаются завышенными по сравнению с экспериментальными данными.

Кроме того, наряду с экспериментальными данными, полученными с космических шаттлов, здесь представлены результаты наземных измерений. На рис. 4а приведены значения измерений интенсивностей свечения полос Герцберга I, полученных со спектрографа EbertFastie в диапазоне 300–370 нм (Национальная обсерватория Китт-Пик, США, Аризона 32° с. ш.) на высоте 2080 м [26]. В УФ-длинах волн (310–450 нм) использовался ультрафиолетовый источник низкой яркости [27]. Обсерватория функционирует с 1958 г., однако авторы работы [26] описывают наблюдения, ссылаясь на измерения 1961–1964 гг. в период низкой солнечной активности. На рис. 4в приведены рассчитанные значения интегральной светимости полос Герцберга I в этом же диапазоне частот для средних широт Земли (55.7° с. ш.) для 1 месяца 1986 г. Аналогично данные измерений, полученные со спектрографа EbertFastie в диапазоне 360–440 нм, и рассчитанные значения интегральной светимости полос Чемберлена в том же диапазоне для средних широт Земли представлены на рис. 4в и 4г соответственно.

Рис. 4. Панель (а) – экспериментальные данные, полученные со спектрографа EbertFastie в диапазоне 300–370 нм (обсерватория Китт-Пик); (б) – экспериментальные данные, полученные со спектрографа EbertFastie в диапазоне 360–440 нм; (в) –рассчитанные значения интегральной светимости полос Герцберга I для средних широт Земли; (г) – рассчитанные значения интегральной светимости полос Чемберлена для средних широт Земли

На рис. 5 представлены экспериментальные и рассчитанные значения интегральной светимости Атмосферных полос с первых трех колебательных уровней v' = 0–2 состояния b¹Σ_g⁺. На рис. 5а приведены рассчитанные значения для средних широт Земли (55.7° с. ш.) для 1 месяца 1986 г.; на рис. 5б – аналогичные данные измерений, выполненных спектрографом высокого разрешения (HIRES) на крупнейшем оптическом телескопе Keck I (обсерватория Кека, пик Мауна-Кеа, 4145 м, Гавайи, США, 19° с. ш.) [28]; на рис. 5в отражены результаты расчетов для экваториальной зоны, включая северные тропики (23° с. ш.), для зимнего периода 1995 г. Авторы работы [28] отмечают, что с того времени, как вышеназванный телескоп впервые увидел свет, началась новая эра в исследованиях системы Атмосферных полос молекулярного кислорода О₂. Измерения с помощью этого телескопа ведутся с 1993 г., более точного периода представленных на рисунке измерений не указано, однако автор описывает наблюдения, ссылаясь на труды 1994 г. [29], 1996 г. [30].

Рис. 5. Панель (а) – рассчитанные значения интенсивности Атмосферных полос для средних широт Земли (55.7° с. ш.) для 1-го месяца 1986 г.; (б) – данные измерений, выполненных спектрографом высокого разрешения (HIRES) на телескопе Keck I [28]; (в) – результаты расчетов для экваториальной зоны включая северные тропики (23° с. ш.), для зимнего периода 1995 г.

Как видно из сравнения результатов расчетов и экспериментальных данных, населенность колебательного уровня v' = 0 значительно превосходит населенности уровней v' = 1 и 2, что связано с особенностями гашения этих уровней на молекулах N₂ и О₂ [19]. В свою очередь населенность v' = 2 превосходит населенность v' = 1 из-за меньшей константы гашения на молекулах О₂ [19].

5. Заключение

В работе на основании экспериментальных данных по профилям концентрации атомарного кислорода и температуры в атмосфере Земли на средних широтах (55.7° с. ш.) и в экваториальной зоне и в северных тропиках (23° с. ш.) для зимнего, весеннего, летнего и осеннего периодов проведены расчеты объемных и интегральных интенсивностей полос Герцберга I в диапазоне длин волн 300–370 нм, полос Чемберлена в диапазоне 360–440 нм, Атмосферных полос в диапазоне 620–900 нм. Проведено сравнение рассчитанных значений со спектральными измерениями на космических шаттлах “Дискавери” (STS-53) и “Индевор” (STS-69) [14]. Также проведено сравнение рассчитанных значений с эксперментальными данными, полученными со спектрографа EbertFastie (Национальная обсерватория Китт-Пик, США, Аризона 32° с. ш.) [26], и с данными, полученными с помощью телескопа Keck I (обсерватория Кека, пик Мауна-Кеа, 4145 м, Гавайи, США, 19° с. ш.) [28].

Показано, что наблюдается хорошая корреляция результатов расчета с данными измерений с космических шаттлов и с результатами наземных измерений. Так излучательные переходы (7) с колебательных уровней v' = 3, 5, 6 состояния A^'3Δ_u дают доминирующий вклад в свечение в диапазоне 300–870 нм, что согласуется с экспериментальными данными. Излучательные переходы (8) с колебательных уровней v' = = 0–2 состояния b¹Σ_g⁺ дают доминирующий вклад в свечение в диапазоне 620–900 нм. При этом учтены излучательные переходы с b¹Σ_g, v' = 0, что позволило идентифицировать полосы 762 и 865 нм, измеренные как на борту космического шаттла, так и с помощью телескопа. Показано, что результаты расчетов хорошо согласуются с данными, полученными с космического шаттла, но лучшее согласие достигается экспериментальными данными, полученными с телескопа Кеcк I [28].

Расчеты интенсивностей свечения Атмосферных полос в диапазоне длин волн 620–900 нм проведены для условий Марса для широты 67° при L_s ≈ 180°, т. е. осеннего равноденствия. Получено, что для условий Марса происходит изменение относительного вклада колебательных уровней состояния b¹Σ_g⁺ в свечение Атмосферных полос. Так относительный вклад колебательного уровня v' = 1 значительно увеличивается по сравнению с условиями в атмосфере Земли. Объясняется это особенностями гашения молекул О₂(b¹Σ_g⁺, v' = 0–2) при столкновении с основными составляющими N₂ и О₂ в атмосфере Земли и с СО₂ в атмосфере Марса.

About the authors

O. V. Antonenko

Author for correspondence.
Email: antonenko@pgia.ru
Russian Federation, Apatity

A. S. Kirillov

Email: antonenko@pgia.ru
Russian Federation, Apatity

References

Supplementary files

Supplementary Files

Action

1. JATS XML

Download

2. Fig. 1. Altitude profiles of O concentrations: Panel (a) – dark lines according to measurements [1] at mid-latitudes of the Earth for the 1st, 4th, 7th and 10th months; light lines – data from NRLMSISE-00 for the same conditions; (b) – dark lines – data obtained from the TIMED satellite in the region of the Earth’s equator (April, August) and in the northern tropics (autumn, winter) [15]; light lines – data from NRLMSISE-00; (c) – dark lines – data for the atmosphere of Mars obtained from the SPICAM IR spectrometer for orbits at points Ls ≈ 152.1°, Ls ≈ 164.5°, 82° S of Mars [9]; light lines – data from LMD-MGCM; (g) – LMD-MGCM data for the equatorial region and 67° N of Mars, for points Ls ≈ 180° and Ls ≈ 0° [16]

Download (358KB)

Indexing metadata

3. Fig. 2. Panel (a) – experimental data obtained from the Endeavour space shuttle [14] in the 620–900 nm range (Atmospheric bands); (b) – calculated values of the integrated luminosity of the Atmospheric bands for the Earth’s atmosphere for mid-latitudes (55.7° N) for the 10th month of 1986; (c) – calculated values for the equatorial zone and northern tropics of the Earth (23° N) for the autumn period of 1995; (d) – experimental data from the Discovery shuttle, December 1992 in the 300–870 nm range (Chamberlain bands); (d) – calculated values of the integrated luminosity of the Chamberlain bands for the Earth's atmosphere for midlatitudes (55.7° N) for the 10th month of 1986; (e) – calculated values for the equatorial zone and northern tropics of the Earth (23° N) for the autumn period of 1995.

Download (517KB)

Indexing metadata

4. Fig. 3. Panel (a) – experimental data obtained from the space shuttle Endeavour [14] in the range of 620–900 nm (Atmospheric bands); (b) – calculated values of the integrated luminosity of the Atmospheric bands for the atmosphere of Mars at a latitude of 67° N at Ls ≈ 180°

Download (258KB)

Indexing metadata

5. Fig. 4. Panel (a) – experimental data obtained from the EbertFastie spectrograph in the range of 300–370 nm (Kitt Peak Observatory); (b) – experimental data obtained with the EbertFastie spectrograph in the range of 360–440 nm; (c) – calculated values of the integrated luminosity of the Herzberg I bands for the middle latitudes of the Earth; (d) – calculated values of the integrated luminosity of the Chamberlain bands for the middle latitudes of the Earth

Download (236KB)

Indexing metadata

6. Fig. 5. Panel (a) – calculated values of the intensity of the Atmospheric Bands for the middle latitudes of the Earth (55.7° N) for the 1st month of 1986; (b) – data from measurements performed by the High Resolution Spectrograph (HIRES) on the Keck I telescope [28]; (c) – results of calculations for the equatorial zone including the northern tropics (23° N), for the winter period of 1995.

Download (302KB)

Indexing metadata