Фурье-спектрорадиометры для исследования планетных атмосфер

ФУРЬЕ-СПЕКТРОРАДИОМЕТРЫ ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР

Г.Г. Горбунов, Б.Е. Мошкин

Кратко сформулированы технические требования к спектральной аппаратуре для исследования планетных атмосфер Марса и Земли. Описаны основные технические параметры и оптические схемы двух фу-рье-спектрорадиометров ПФС И ФСР-1, предназначенных для исследования этих планет.

Исследование планет со спутников с помощью спектральной аппаратуры стало распространенным явлением. Наиболее часто для этих целей используются фурье-спектрометры (ФС) в силу их известных преимуществ в отношении сигнал/шум по сравнению с классическими спектрометрами [1, 2]. Однако создание каждого космического ФС является сложной научной и технической проблемой, так как необходимо оптимизировать все параметры аппаратуры для решения каждой конкретно поставленной задачи. В этой статье сообщено о создании двух различных ФС для исследования атмосферы планет Марс и Земля.

За последние годы Марс, казалось бы, уже хорошо изучили. Получено множество глобальных изображений планеты и панорам поверхности во все времена марсианского года и даже фотографии отдельных камней. Хорошо изучены рельеф поверхности и состав атмосферы планеты. Тем не менее, вопросы остаются. После того как в 1976 г. жизнь на Марсе не была обнаружена и надежды на ее обнаружение практически не осталось, наиболее интересной проблемой является изучение эволюции поверхности, атмосферы и, в частности, климата Марса. Все это непосредственно связано с драматической историей воды на Марсе. Имеются веские доказательства того, что раньше атмосфера Марса была существенно более массивной, климат - более теплым, а по поверхности планеты текли реки, впадающие в большие водоемы. Куда все это делось? Проблема настолько интересна, что нет необходимости, как часто это делается, пытаться связать эволюцию Марса с земными проблемами для «оправдания» необходимости дальнейших исследований «красной планеты».

Состав марсианской атмосферы хорошо известен: СО2 (95%), N (2,7%), Аг (1,6%). На долю остальных уже обнаруженных и пока еще не обнаруженных газов приходится около 0,1%. Воды в атмосфере и того меньше - порядка 0,01%, однако даже при таком мизерном количестве вода играет заметную роль в атмосферных процессах (фотохимия и динамика) и процессах на поверхности планеты. Кстати, именно на поверхности под слоем грунта, а может быть, и на больших глубинах сосредоточены, как предполагается, основные запасы марсианской воды. Содержание паров воды очень изменчиво: оно зависит от сезона, времени суток, области и высоты. К настоящему времени миграция воды изучена недостаточно: для ее дальнейших исследований нужны новые факты.

С проблемой воды в атмосфере связана другая интересная проблема, важная с точки зрения практики космонавтики - динамика атмосферы и частные ее проявления - ветры и пылевые бури. Как и на Земле, ветер, температура и влажность - главные составляющие понятия «погода». Вот осадков, в земном понимании, на Марсе не бывает, хотя пылевые и конденсационные облака там не редкость.

Чтобы изучить климат планеты, т.е. понять существующие там закономерности настолько полно, чтобы можно было предсказывать погоду, нужно, как и на Земле, создать службу погоды и накопить богатый обширный наблюдательный материал. Среди методов, используемых такой службой погоды, существенным компонентом должна стать инфракрасная спектроскопия, осуществляемая с борта марсианского искусственного спутника. С ее помощью могут быть решены следующие задачи.

1. Восстановление температурного профиля в диапазоне высот 0-40 км. В тепловой ИК области спектра имеются две сильные полосы поглощения углекислого газа,

которые можно использовать для термического зондирования. Первая, лежащая в интервале 600-800 см- с центром при 15 мкм, совпадает по положению в спектре с максимумом спектральной яркости поверхности Марса, и эту полосу почти всегда используют при исследовании марсианской атмосферы. Вторая полоса с центром при 4,3 мкм расположена в спектральной области, где тепловое излучение планеты на 2-3 порядка меньше, чем при 15 мкм, а солнечный свет, рассеянный поверхностью, соизмерим с тепловым излучением. Однако использование именно этой полосы при исследовании атмосферы над ночной стороной планеты позволит точнее измерить приповерхностный температурный профиль и температуру атмосферы выше 30 км.

2. Изучение атмосферного аэрозоля, его оптических свойств, спектра размеров частиц, химического состава и распределения пыли по высоте. Эти свойства комплексно влияют на спектр, внося изменения практически во все его спектральные интервалы. По виду далеких крыльев полосы СО2 при 15 мкм при наблюдении под различными зенитными углами от 0о до 70о оценивается оптическая толщина и высотное распределение аэрозоля, материал минеральных частиц определяется по депрессиям в спектре в областях 400- 500 и 900-1400 см-1, а поглощение ледяным аэрозолем может быть обнаружено в области 3-4 мкм. Для определения размеров частиц требуется изучение спектра в максимально широкой области - от теплового континуума (при 400 см-1) до ближней ИК области (вблизи 1-2 мкм).

3. Определение пространственного и временного распределений воды в атмосфере. Полное количество воды вдоль линии наблюдения над дневной стороной планеты рассчитывается по глубине полос 1,38, 1,87 и 2,7 мкм, а для наблюдения воды над ночной стороной и для оценки ее вертикального распределения необходимо привлекать вращательную полосу в области 20-50 мкм.

4. Химический состав верхнего слоя марсианского грунта. Он может быть найден при анализе инфракрасных спектров в интервале от 3 до 45 мкм в областях, свободных от спектров поглощения СО2 и Н2О. При этом, в частности, может быть изучена динамика осаждения и испарения водяного и углекислотного инеев, определена тепловая инерция поверхности, содержание окислов железа в грунте.

Анализ синтетических спектров излучения марсианской атмосферы и при различных условиях наблюдения, а также анализ результатов аналогичных исследований Марса и Венеры, проведенных ранее, показал, что для решения перечисленных выше задач спектральный прибор должен обладать, по крайней мере, следующими характеристиками: спектральный диапазон 1,25-40 мкм, спектральное разрешение 2 см-1, NESR 10-4-10-5 Вт/м2 ср см- . Необходимое дополнительное требование к прибору: он должен иметь систему наведения, позволяющую осматривать любую точку на видимой со спутника части планеты. Если учесть скорость движения спутника по орбите, то даже при наличии специальной системы отслеживания «смаза» время регистрации спектра во всем диапазоне должно быть не более 5 с.

Такие требования могут быть выполнены только с помощью фурье-спектрометра. Причем для получения максимальной чувствительности при использовании существующих приемников, целесообразно разделить весь спектральный диапазон хотя бы на два поддиапазона: длинноволновый канал (ДК) и коротковолновый канал (КК).

Для проекта «Марс-94» в начале 90-х годов были разработаны и изготовлены опытные образцы двухканального планетного фурье-спектрометра (ПФС) (силами ГОИ им. С.И. Вавилова) и специального двухкоординатного сканатора (силами ИКИ). Оптическая схема модуля ПФС показана на рис.1. Исследуемое излучение, отразившись от последнего зеркала двухкоординатного сканатора, через окно 1 поступает в модуль ПФС. Часть излучения, отразившись от кольцевого зеркала 3, поступает в интерферометр ДК. Центральная часть излучения проходит до концевого зеркала 4 в интерферометр КК. Оба интерферометра помещены в одном гермообъеме. В качестве входных окон используются,

соответственно, окно 5 из КЯ8-5, просветленного на всю рабочую часть спектра, и окно 6 из просветленного кремния. Светоделители обоих интерферометров имеют комбинированное покрытие, которое в центральной части оптимизировано для соответствующего спектрального диапазона измерительного (основного) канала, а по периферии - для видимой области спектра вспомогательных каналов. В интерферометре ДК светоделительный узел (светоделитель и компенсатор) 8 изготовлен из сб1. Эффективность светоделитель-ного покрытия, равная ЯТ, где Я - коэффициент отражения, а Т - коэффициент пропускания, не хуже 95% для всей рабочей области спектра ДК (7-50 мкм). Светоделительный узел КК 12 выполнен из СаБ2 и имеет светоделительное покрытие для работы измерительного (основного) канала в области спектра 1,2-5,5 мкм.

Оба интерферометра, выполненные по схеме интерферометра Майкельсона, имеют подвижные 10, 11 и неподвижные зеркала 8, 9. Подвижные зеркала объединены общим коромыслом и двигаются одновременно с помощью одного магнитодинамиче-ского линейного привода. Движущиеся зеркала закреплены на специальном пружинном подвесе (типа двойного параллелограмма), обеспечивающего угловые отклонения зеркал не более 1' при их перемещении на 3 мм в обе стороны от нулевой разности хода. Параболическое зеркало 15)и трехлинзовый объектив 13 из БаБ2 концентрируют излучения в основных каналах на соответствующие приемники 16, 13. В ДК детектором служит пироэлектрик из ЫТа03, а в КК - фотосопротивление из РЬБе с системой радиационного охлаждения до 190К.

Кроме основного канала, каждый интерферометр включает в себя референтный канал и канал белого света. В качестве источника излучения для референтных каналов используется один Ие-Ке-лазер ГН-1, приспособленный для работы в бортовых условиях. Излучение лазера мощностью 2 мВт при диаметре пучка 2 мм разделяется специальной призмой на два пучка, которые вводятся в периферийные зоны светоделителей обоих интерферометров. При этом их диаметр расширяется линзами до 10 мм. Интер-ферограмма референтного канала представляет собой синусоидальный сигнал с частотой около 4,5 кГц. Этот сигнал используется: а) в цепи обратной связи привода подвижного зеркала для стабилизации скорости перемещения; б) для дискретизации ин-терферограмм основного канала по разности хода (для выработки импульсов запуска АЦП основных каналов по определенной фазе сигнала референтного канала); в) для системы автоматической юстировки каждого интерферометра, так как по требованиям эксплуатации температура прибора ПФС может изменяться в пределах от 5 до 35о С.

Канал белого света служит для точной привязки нулевой разности хода в интер-ферограммах основных каналов обоих интерферометров. В качестве источников излучений в этом канале служат миниатюрные лампы накаливания. Их излучение также проходит через периферийные участки соответствующих светоделителей.

Рис. 1. Оптическая схема ПФС.

Рис. 2. Внешний вид оптико-механического модуля ПФС со снятым гермозащитным кожухом.

Для обеспечения необходимой контрастности - глубины интерференционной модуляции сигнала в процессе длительной эксплуатации прибора - была применена система автоматической юстировки обоих интерферометров. Эта система по специальной программе производит заклоны неподвижных зеркал соответствующих интерферометров по двум осям. Критерием завершения автоюстировки служит получение сигнала референтного канала по величине не менее 90% от полученной при первоначальной юстировке. В случае невозможности достижения этого параметра система переходит на меньшую величину сигнала, предварительно выдав сообщение об этом в систему телеметрии.

Весь блок интерферометров, включающий в себя все оптико-механические и электронные части ПФС, помещен в гермообъем, наполненный сухим азотом (точка росы не более - 50оС). Внешний вид прибора ПФС со снятым кожухом показан на рис. 2. На этом рисунке хорошо видны узлы системы автоматической юстировки.

В гермообъеме находятся также электрические системы: предусилители, усилители и специальные фильтры каналов основных, референтных и белого света; блоки управления приводом подвижного зеркала и приводами автоюстировки, выдачи данных о состоянии прибора и его частей в телеметрию, терморегулирования и вторичных источников электропитания. Там же расположен арретир, который обеспечивает закрепление устройств подвижки зеркала интерферометров в нерабочем состоянии. Для калибровки приборов используется имитатор абсолютно черного тела (позиция 2 на рис.1).

Наведение поля зрения прибора на любую видимую точку поверхности планеты должно было осуществляться с помощью двухкоординатного сканатора. В сканаторе используются два поворотных зеркала, обеспечивающие разворот в угломестном направлении (ось а) и азимутальном направлении (ось в). Входная бленда, первое зеркало, его кожух и тубус вращаются вокруг оси а на один оборот относительно кожуха, в котором установлено второе зеркало. Это зеркало, его кожух, тубус и весь узел первого зеркала могут поворачиваться на один оборот относительно рамы сканера вокруг оси р. Для поворотов зеркал используются линейные моментные двигатели с полым ротором. Двигатель первого зеркала состоит из ротора, который закреплен на тубусе, и статора, закрепленного на кожухе. На роторе размещены 28 СоБш-магнитов, а статор имеет 56 полюсных наконечников. В зазорах статора между полюсными наконечниками уложены две обмотки таким образом, что при последовательной коммутации тока в

них возникает вращающееся магнитное поле. Это поле, взаимодействуя с постоянными магнитами ротора, может вызывать вращение ротора в ту или другую сторону или тормозить его. Характер процесса зависит от фазы тока через обмотки при заданном угловом положении ротора.

Угол поворота ротора измеряется с помощью 9-разрядного кодового диска с соответствующим блоком из девяти оптопар. Постоянное измерение текущего угла поворота необходимо для управления двигателем. Так, если повернуть ротор на угол ф, вращающееся магнитное поле создает постоянный ускоряющий момент до тех пор, пока ротор не повернется на угол, равный примерно 0,6 ф, после чего создается тормозящий момент, останавливающий ротор в пределах ±1о от заданного положения. Точность установки угла и угловой дискрет определяются фиксирующим механизмом, который состоит из закрепленного на тубусе зубчатого колеса, имеющего 360 прорезей, и электромагнитного фиксатора. Зуб фиксатора на время поворота выводится из прорези зубчатого колеса, а после достижения сканером заданного угла зуб фиксатора вводится в ближайшую прорезь. Двигатель вторичного зеркала аналогичен описанному выше, только его вращающий момент больше. Время поворота сканера вокруг каждой оси на полный оборот составляет 2,5 с.

После испытаний разработанного и изготовленного опытного образца прибора ПФС и сканатора были зафиксированы следующие достигнутые характеристики:

КК ДК

Спектральный диапазон, см-1 2000- 8000 200-1660

Спектральное разрешение, см-1 1,6 1,6

Скорость движения зеркала, см/с 0,14 0,14

Время измерения, с (двухсторонняя интерферограмма) 4,3 4,3

Аппертура, см2 7 7

Угол зрения, рад 0,025 0,05

Длина волны рефер. канала, мкм 0,6328 0,6328

Спектральная плотность шумовой мощности, Вт/м2 ср см-1 4*10"8 6*10"4

Как видно, эти характеристики практически полностью совпадают с требуемыми, но, к сожалению, финансовые проблемы не позволили продолжить работу в этом направлении и завершить ее выпуском летного образца.

Созданием аналогичного по назначению прибора, имеющего аббревиатуру РББ, занялся итальянский Институт физики межпланетной среды (1Б81) совместно с учеными России (в том числе и одним из авторов данной статьи), Германии, Испании, Польши и Франции. Летный образец был изготовлен и установлен в 1996 г. на российском космическом аппарате Марс-96 [3, 4]. Прибор содержал сдвоенный интерферометр с зеркальными триэдрами в качестве концевых зеркал интерферометров. Это позволило заменить очень точное линейное перемещение подвижного зеркала на малые повороты зеркальных триэдров вокруг общей оси, как это предлагалось ранее [5]. Для наведения поля зрения на любую точку поверхности Марса использовался описанный выше сканатор. Возможность использования зеркальных триэдров высокой точности в качестве отражающих зеркал интерферометра позволяет значительно увеличить реализуемую разность хода в плечах интерферометра, а, следовательно, увеличить и получаемое спектральное разрешение. Такие задачи актуальны при спектральных исследованиях Земли для метеорологических наблюдений и для экологических исследований со спутников.

В настоящее время ведется работа по созданию двух вариантов прибора ФСР-1 для спектроскопии уходящего излучения Земли с борта искусственных спутников. Первый предназначен для метеорологических наблюдений с борта спутника Метеор-3М а второй - для экологических и геофизических исследований с борта Международной космической станции.

Основной задачей прибора для метеорологических наблюдений является непрерывное определение высотного распределения температуры над видимой поверхностью Земли с требуемой для метеорологических целей точностью (погрешность ±1К) и разрешением по высоте (2-3 км). Предполагается работа только в так называемом на-дирном, или спектрально-угловом, режиме, когда измеряется только уходящее собственное тепловое и рассеянное поверхностью Земли солнечное излучения.

Результаты моделирования решения этой задачи Т(р) с полинейным расчетом функции пропускания СО2 показали, что для восстановления Т(р) с погрешностью 1К требуется спектральное разрешение не хуже 0,5-0,7 см- при уровне шума в измеренном спектре (NESR) не более 1 Вт/м2 ср см-1). Для исключения грубых ошибок, вызванных наложением на полосу СО2 спектра остальных газовых компонентов, таких как Н2О и О3, необходимо выделение «чистых» областей спектра, что становится возможным только при разрешении около 0,1 см-1. Кстати, при уменьшении спектрального разрешения от нескольких обратных сантиметров до примерно 0,1 см-1, что сравнимо с полушириной спектральных линий поглощения СО2 в тропосфере, уменьшается ширина весовых функций для чистой атмосферы СО2.

Таким образом, помимо основного режима работы со спектральным разрешением 0,5 см-1, необходим режим высокого спектрального разрешения 0,1 см-1, использование которого над контрольными полигонами создает методическую основу для повышения точности зондирования. Дополнительные возможности для повышения точности зондирования создает измерение уходящего излучения в полосе СО2 в области 4-4,6 мкм. В этой полосе чувствительность метода к вариациям температуры относительно теплых слоев атмосферы выше, чем для полосы при 15 мкм. Влияние облачности в полосе при 4,3 мкм также меньше. Вследствие этих причин полосу при 4,3 мкм также необходимо использовать при термическом зондировании. В связи с этим в оптической и регистрирующей частях фурье-спектрометра должны использоваться раздельные каналы с ИК детекторами с максимумами спектральной чувствительности при 15 (ДК) и 4 мкм (КК).

Второй задачей метеорологического варианта фурье-спектрометра является определение профиля концентрации водяного пара в атмосфере. Эта задача может быть решена при измерении уходящего излучения в полосах поглощения водяного пара в диапазонах 5-8,3 и 18-50 мкм, а также отраженного солнечного излучения в области 2-2,5 мкм. В этой области спектра содержатся как линии поглощения водяного пара, так и микроокна прозрачности.

Установка фурье-спектрометра на космической станции преследует две цели: во-первых, это выбор оптимальных параметров и режимов работы прибора для осуществления метеорологических измерений, описанных выше, и, во-вторых, контроль за содержанием малых газовых компонентов (H2O, CH4, HNO3, N2O, SO2, CO, CO2, O3, HCl, OCS, HF и некоторых других) в атмосфере. Оценка содержания этих соединений с погрешностью 10-30% над выбранными районами может быть сделана в надирном режиме, а их высотное распределение в надоблачной атмосфере предполагается находить посредством так называемого затменного метода, т. е. по спектру солнечного излучения, прошедшему через атмосферу над лимбом Земли при восходе и заходе Солнца.

Для экспериментального подтверждения возможности создания приборов, удовлетворяющих предъявленным требованиям, и для отработки оптимальных конструкторских решений ключевых узлов силами ГОИ им. С.И. Вавиловав 1995-1996 гг. был создан опытный образец фурье-спектрометра ФСР-1, описанный ниже. Спектральный диапазон работы прибора 2-16 мкм обеспечивается одним интерферометром и двумя фотоприемными устройствами, разделенными дихроичным элементом и работающими в диапазоне 2-4,5 мкм (КК) и 4,5- 16 мкм (ДК). Спектральное разрешение, рассчитанное по двухсторонней интерферограмме с учетом аподизации, не хуже 0,1 см-1. Время регистрации ин-терферограммы не более 4 с, а перерыв между интерферограммами - не более 0,5 с.

Рис. 3. Разрез конструкции оптического модуля ФСР-1

Оптическая схема модуля прибора приведена на рис. 3. Основой оптической схемы является двухлучевой интерферометр с диаметром параллельного пучка лучей 50 мм. В качестве отражательных зеркал используются два зеркальных триэдра 2 (производство США) с диаметром 2 дюйма и взаимной точностью установки зеркал не хуже 1'. Сканирование по разности хода осуществляется одновременным поворотом зеркальных триэдров относительно общей оси. Смещение триэдров на 16 мм в обе стороны от нулевой разности хода обеспечивает требуемое разрешение. В качестве светоде-лительного узла 3 используются светоделитель и компенсатор c диаметром 80 мм из KCl. Светоделительное покрытие для всего рабочего спектрального интервала занимает центральную часть светоделителя размером около 55 мм. Периферийные части светоделителя имеют покрытие, оптимизированное для работы референтного канала. В качестве источника референтного канала используется лазер 5 типа ГН-0,5 с длиной волны 0,6328 мкм. Входное окно 15 изготовлено из Ge. Его пропускание с учетом просветляющего покрытия - не менее 85% во всей рабочей области. Излучение короче 1,9 мкм не пропускается в прибор. Поток, вышедший из интерферометра, разделяется на два пучка с помощью дихроичной пластинки 7 из KRS-5. Спектроделительное покрытие имеет коэффициент отражения в области 2-4,5 мкм, равный 0,9, и коэффициент пропускания в области 5-16 мкм, равный 0,85. В обоих основных каналах установлены сменные объективы 4, переключающиеся по команде с помощью специального механизма. В каждом из каналов расположены охлаждаемые многоэлементные фотоприемники. Размер всей площадки каждого фотоприемника 0,6*0,6 мм при единичной площадке 0,14*0,6 мм, что обеспечивает необходимое пространственное разрешение в угломестном направлении при работе по Солнцу. (Следует отметить, что это одно из первых применений многоэлементного приемника в фурье-спектрометрии, так как данные о подобных использованиях приемников в аппаратуре MIPAS [6] были получены много позже.) Прибор предназначен для работы в двух режимах. Режим 1 - для спектрометрирования поверхности Земли - должен обеспечить максимально возможное поле зрения. Режим 2 - для спектрометрирования Солнца - должен обеспечить угловое поле зрения каждой единичной площадки 4*17'. Объектив КК выполнен из двух линз из ZnSe и Ge; он обеспечивает не менее 85% энергии в пятне с диаметром 0,12 мм в диапазоне 2-4,5 мкм в поле зрения 4'. Объектив ДК для режима 1 имеет поле

зрения 65' и включает в себя 2 линзы из Ое и одну из 2пБе; он обеспечивает 90% энергии в кружке с диаметром 0,16 мм в диапазоне 4,5-16 мкм. Объективы в режиме 2 одинаковы по своим характеристикам. Это зеркально-линзовые объективы, которые содержат большое параболическое зеркало, малое сферическое и компенсирующие линзы из 2пБе и Ое. В пятне с диаметром 0,12 мм собирается 76% энергии во всем спектральном диапазоне 2-16 мкм. Все 4 объектива расположены на револьверной головке и переключаются по специальным командам.

КК ДК

2-4,5 4,5-12,5

0,2 0,2

4 4

Рис. 4. Внешний вид оптико-механического модуля ФСР-1 со снятой пылевлагозащитной крышкой

Внешний вид опытного образца прибора со снятой защитной крышкой показан на рис. 4. Хорошо виден механизм перемещения триэдров, револьверная головка со всеми объективами, кроме того, виден механизм арретирования, предназначенный для предохранения электродинамического привода от повреждений в нерабочем состоянии. Арретир может выключаться как дистанционно, так и вручную. Описанный выше прибор обеспечил получение следующих характеристик:

Спектральный диапазон, мкм Спектральное разрешение, см-1 Время снятия спектра, с Угловой размер поля зрения, угл. мин Режим 1: весь приемник

единичн. площадка Режим 2: весь приемник

единичн. площадка Общее число точек интерферограммы Рабочая полоса частот, кГц основной канал референтный канал Возможные минимальные частоты квантования интерферограммы Динамический диапазон АЦП

Прибор был изготовлен и прошел испытания, показавшие хорошее совпадение экспериментальных результатов с расчетными. На рис. 5 показан пример зарегистрированного спектра метана.

Работа с опытным образцом прибора и его испытания подтвердили техническую возможность изготовления обоих вариантов приборов - для метеорологических и геофизических исследований - и показали, что этот комплекс приборов уверенно может решить все задачи, перечисленные в данной статье.

33x33 48x48

8x33 11x48

17x17 17x17

4x17 4x17

2х105 2x105

8-17 2-8

51 51

36 17

218 218

3U2Q.OO 3024 00 50?« 00 5052 00 ЗОЗй-ОО 3ftW.OO=

Рис. 5. Фрагмент спектра метана, зарегистрированный на ФСР-1.

В заключение авторы хотели бы выразить благодарность конструктору обоих приборов, ПФС и ФСР-1, ведущему конструктору ГОИ им. С.И. Вавилова Н.Ф. Фир-сову, сумевшему создать сложный прибор в малых объемах с надежно работающей оптко-механической частью для работы в условиях космоса, ведущему научному сотруднику Центра Келдыша Ф.С. Завелевичу, организовавшему работы по испытаниям, дальнейшему совершенствованию прибора ФСР-1 и его продвижению на спутники, научному сотруднику МГТУ им. Баумана А.С. Романовскому и руководимой им группе сотрудников - за создание современной процессорной системы управления прибором ФСР-1 и обработки интерферограмм, ведущему научному сотруднику ИКИ РАН А.К. Городецкому - за участие во всех этапах создания прибора, а также директору АО «ДИФО» (ГОИ) С.С. Гулидову, сумевшему в сложное время осуществить изготовление и настройку прибора ФСР-1.

Литература

1. Светосильные спектральные приборы. Сб. статей / Под ред. Тарасова К.И. Л.: Наука, 1988. 264 с.

2. Горбунов Г.Г., Киселев Б.А. Фурье-спектрометрия: состояние и тенденции развития // Оптический журнал.1993. № 12. С. 1-6.

3. Formisano V., Moroz V., Amata E., Baldetti P. et al. Planetary Fourier spectrometer: an interferometer for atmosferic studies on board Mars-94 Mission // Il Nuovo Cimento. 1993. V. 16. P. 575-588.

4. Formisano V., Moroz V., Hirsh H., Orleanski P. et al. Infrared spectrometer PFS for the Mars-94 Orbiter // Adv. Spase Res. 1996. V. 17. P. (12)61-(12)64.

5. Tank V. Pathlength alteration in an interferometer by rotation of a retroreflector // Opt. Engin. 1988. V. 28. P. 188-190.

6. Endemann M., Gare P. UA MIPAS (Michelson Interferometer for Passive Atmosppheric Sounding) // 7th ASSFTS. Oberpfaffenhofen, May 1996. P. 1-14.