SATI es un interferómetro de Fabry Perot adaptado para medir la emisión, integrada en altura, de las emisiones de la banda (0-1) del sistema atmosférico del O2 (capa de emisión centrada a 94 km de altura) y de la banda (6-2) del sistema Meinel del OH (centrada a 87 km de altura); asi como para obtener la temperatura promediada de estas capas, y caracterizar las ondas de gravedad que pasan por las mismas.
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| Figura 1: Instrumento |
Se instaló en el Observatorio de Sierra Nevada en Octubre de 1998. Desde entonces ha estado tomando imágenes de la forma más continuada posible. El análisis de los datos obtenidos contribuye al estudio de:
- Las emisiones de la banda (0-1) del Sistema Atmosférico del O2 y de la banda (6-2) del Sistema Meinel del OH así como de su variabilidad.
- El comportamiento de la temperatura en esta región atmosférica.
- La dinámica de esta región atmosférica.
Instrumento
El campo de visión generado por el espejo cónico de 15o de semiángulo y los 'baffles' es de un cono centrado a a 30o del eje óptico del instrumento con una semianchura angular de 7.10. Esto se corresponde con un anillo en el cielo. Así si estamos mirando una capa de emisión de airglow centrada a 95 km. Realmente estamos viendo un anillo del cielo centrado en el eje óptico del instrumento de un radio medio de 54 km y una anchura 16 km.
| Filtro interferencial | Longitud de onda central | Anchura |
| Filtro de O2 | 867.689 nm | 0.231 nm |
| Filtro de OH | 836.813 nm | 0.182 nm |
Un filtro interferencial centrado en λ0, y teniendo un índice de refracción μ, trasmite líneas espectrales de longitud de onda creciente a angulos decrecientes. Segun la expresión:
Esto hace que una determinada línea espectral de longitud de onda λ, sea transmitida en un determinado ángulo θ sobre la CCD, con lo cual obtendremos el espectro de la región estudiada. Las imágenes obtenidas serán anillos cada uno de los cuales corresponde a las distintas líneas espectrales, y por lo tanto, en la distribución radial de la imagen está contenida la dependencia en longitud de onda.
Por otra parte, existe una correspondencia unívoca entre las distintas orientaciones del anillo de cielo observado con las distintas orientaciones de la imagen obtenida. De tal forma que cada sector del anillo imagen corresponde con un sector del anillo de cielo observado. Por lo cual, en la distribución angular de la imagen está contenida la dependencia espacial de la zona de cielo observada.
Banda (0-1) del sistema atmosférico del O2
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| Figura 2:Espectro sintético de la banda (0-1) del Sistema Atmosférico del O2 |
La Figura 2 muestra un espectro sintético de la banda (0-1) del sistema atmosférico del O2. La transición magnética dipolar b1Σ+g - X3Σ-g consiste en ramas dobles P y R, las ramas PP, PQ, RR y RQ. Las ramas PP y PQ son pares de líneas con una separación de unos 0.15 nm y separados estos pares unos de otros por alrededor de 0.35 nm. Estos pares de líneas en convolución con el filtro interferencial de anchura 0.231 nm producen, como imagen, anillos individuales. Las ramas RR y RQ en longitudes de onda menores que 864.5 nm también son pares de líneas pero mucho más juntas para poder resolvelas como anillos individuales.
La Figura 3 muestra una imagen típica de SATI, obtenida con el filtro interferencial de O2, tomada con un tiempo de integración de 120 segundos. Los seis anillos corresponden a los pares de líneas PP y PQ, correspondientes a las transiciones K=3, 5, 7, 9, 11 y 13.
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| Figura 3: Imagen obtenida por SATI, usando el filtro interferencial de O2 |
Banda (6-2) del sistema de bandas Meinel del OH
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| Figura 4: Espectro sintético de la banda (6-2) del Sistema Meinel del OH |
La Figura 4 muestra un espectro sintético del la banda (6-2) Meinel del OH. Esta banda consta de tres ramas P, Q and R, de líneas dobles. Los pares de líneas de la rama P están mezclados con los pares de líneas de la rama Q. Los pares de líneas de la rama R están mezclados entre ellos y muy cercanos espectralmente para poder resolverlos. Los primeros pares de lineas de la rama Q aparecen como pares de líneas (Q1q1, Q2q2 y Q3q3) con una separación de 0.1 nm a 0.3 nm y separadas por unos 0.7 nm. Estas tres pares de líneas en convolución con el filtro interferencial de OH de anchura 0.182 nm producen una imagen con dos anillos, correspondientes a las transiciones K=1 y K=2, y con un tercer anillo, correspondiente a la transición K=3, que realmente aparece desdoblado.
La Figura 5 muestra una imagen típica obtenida por SATI, con el filtro interferencial de OH, con un tiempo de integración de 120 segundos.
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| Figura 5: Imagen obtenida por SATI, usando el filtro interferencial de OH |
Imágenes
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| Figuras 6 y 7: Transformaciones lineales de las imágenes de O2 y OH obtenidas por SATI | |
Los anillos obtenidos en las imágenes se transforman a líneas una vez conocido el centro de la imagen como se muestra en las Figuras 6 y 7. De estas imágenes lineales, podemos obtener el espectro del anillo del cielo observado integrando la imagen completa (Figuras 8 y 9). Por otra parte, obtendremos información de distintos sectores del anillo de cielo observado por la integración de fracciones parciales de la imagen total.
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| Figura 8: Espectro de O2 obtenido de la imagen tomada por SATI |
Figura 9: Espectro de OH obtenido de la imagen tomada por SATI |
Intensidad y temperatura
Usamos el espectro modelado, spesintetico(λ), para buscar el espectro que mejor se ajuste al espectro medido, espmedido(λ). El espectro modelado de O2 y de OH, espsintetico(λ), se obtienen convolucionando el espectro de emisión con el paso de banda finito de los filtros interferenciales O2 y OH. El epectro observado, espmedido(λ), es el resultado de multiplicar el espectro normalizado, espsintetico(λ), por el factor A, y añadiendo una constante espectral de background, B. La solución de mínimos cuadrados de la ecuación:
para todos los puntos radiales de radio 20 hasta 115 da una estimación de A y B para cada espectro a una temperatura dada. En el ajuste de mínmos cuadrados se usó una librería de 150 esepctros sintéticos para temperaturas entre 1100K to 2600K. El mejor ajuste nos da la temperatura, T la emisión integrada, A, y el valor del continuo de background, B, en la región espectral.
Dinámica atmosférica
La necesidad de programas a largo plazo de observación de las emisiones de luminiscencia atmosférica de latitudes bajas, medias y altas es un requisito para conocer el comportamiento global de estas emisiones y de los diferentes parámetros atmosféricos, incluyendo la temperatura y componentes químicos. Se necesitan datos para comprender los procesos químicos y dinámicos que producen las tendencias estacionales observadas en diferentes latitudes. En este sentido, las medidas proporcionadas por SATI de las tasas de emisión y las temperaturas rotacionales se añadirán a otros conjuntos de datos obtenidos en latitudes similares, además de aquellos procedentes de latitudes más bajas y más altas, con el objeto de realizar un estudio global para comprender los procesos que están produciendo la variabilidad detectada en la atmósfera superior.
El estudio del comportamiento temporal de estas emisiones nos permite detectar la presencia de diferentes ondas atmosféricas: ondas planetarias, mareas y las ondas de gravedad. El análisis de estas ondas en términos de periodos, amplitudes, fases y eventos, nos permiten obtener una valiosa información acerca de la dinámica atmosférica de esta región.
Con este instrumento el IAA participa en el Network for the Detection of Mesopause Change (NDMC). El NDMC es un programa global que tiene la misión de promover la cooperación internacional entre los distintos grupos de investigación dedicados a la investigación de la mesopausa terrestre.
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| Figura 10: Comportamiento de las temperaturas mensuales medias a lo largo del año |