ВВЕДЕНИЕ
Спектрофотометрические исследования свечения ночного неба являются одним из основных инструментов исследования верхней атмосферы Земли [Шефов и др., 2006]. Специфика генерации оптического излучения в верхней атмосфере, а именно его линейчатый спектр и стратификация свечения для определенных длин волн по высотам, позволяет получать информацию о движении и температуре воздушных масс в различных слоях атмосферы. Физическим явлением, позволяющим определить скорость перемещения и температуру атмосферного газа, является доплеровский сдвиг длины волны регистрируемого излучения, возникающий вследствие коллективного (ветер) или хаотического (температура) движения излучающих частиц. Используя известные выражения (например [Ландау, Лифшиц, 1988])
(1)
(2)
(— длина волны неподвижного излучающего вещества; — центральная длина волны регистрируемой спектральной линии; — регистрируемое уширение спектральной линии; v, T, m — скорость температура и масса частиц светящегося вещества; k — постоянная Больцмана; c — скорость света в вакууме), можно оценить чувствительность, необходимую для успешного применения метода:
(3)
(4)
Для того чтобы аппаратура регистрировала изменения скорости ветра на уровне 10 м/с и температуры на уровне 10 K для длины волны 630 нм, ее чувствительность должна быть такова, чтобы исследователь смог наблюдать изменения положения и ширины спектральной линии на уровне 10–5 и 10–4 нм соответственно.
Одним из известных на сегодняшнее время доступных методов регистрации спектрального состава оптического излучения, обладающим указанной чувствительностью, является метод наблюдения интерференции в параллельных пучках в интерферометре Фабри—Перо [Борн, Вольф 1973]. Существует значительное количество научных установок (например [Wu et al., 2004; Shiokawa et al., 2012; Anderson et al., 2009; Игнатьев и др., 1998]), использующих его для исследования оптического свечения верхней атмосферы Земли. Поле зрения этих установок, за исключением устройства, описанного в [Anderson et al., 2009], составляет единицы градусов, поэтому в однократном сеансе наблюдения можно получить характеристики только некоторой локальной области небесной сферы. Поэтому для расширения функциональных возможностей некоторые из этих установок сканируют небесную сферу при помощи автоматизированных перископических входных окон. Регистрация результатов наблюдений в интерферометрах ведется с использованием цифровых видеокамер, что позволяет хранить интерференционную картину целиком в цифровом виде и обрабатывать результаты измерений уже после проведения сеанса наблюдений. Ключевым вопросом при проведении наблюдений на указанном уровне чувствительности является стабильность параметров наблюдательной системы. Современные интерферометры Фабри—Перо для наблюдения верхней атмосферы Земли оснащаются системами термостабилизации и лазерными калибровочными источниками света, при помощи которых производится мониторинг стабильности работы установки.
В работе описывается одно из таких устройств, установленное в Геофизической обсерватории (ГФО) Института солнечно-земной физики СО РАН (с. Торы, 52° N, 103° Е). Описываются конструкция устройства и методика обработки результатов наблюдений. Приводятся суточные вариации некоторых характеристик верхней атмосферы, полученные при помощи интерферометра, и сравниваются с аналогичными параметрами, зарегистрированными на других установках. Проведено сравнение с параметрами верхней атмосферы, полученными по моделям NRLMSISE-00 [Picone et al., 2002] и HWM14 [Drob et al., 2015]. В работе использовались данные наблюдений ГФО ИСЗФ СО РАН с июня 2016 по февраль 2017 г.
