Il recente articolo su Nature conferma indipendente di un picco di metano su Marte e una regione sorgente a est del cratere Gale è interessante e la base è una nuova analisi dei dati del 2013 presi da uno spettrometro X su Marte Esprimi la navicella spaziale in orbita attorno a Marte guardando l'atmosfera marziana.
Il documento stesso è protetto da paywall, ma i dati supplementari descrivono la nuova analisi in grande dettaglio.
Lo spettrometro di Fourier planetario [38] (PFS) su Mars Express 37 è uno spettrometro di Fourier a infrarossi a doppio pendolo ottimizzato per studi atmosferici. Dispone di due canali spettrali distinti che operano simultaneamente e coprono la gamma di numeri d'onda tra 200-2000 cm − 1 (Canale di lunghezza d'onda lunga, di seguito LWC) e 2000-8300 cm − 1 (Canale di lunghezza d'onda corta, di seguito SWC). Entrambi i canali hanno un passo di campionamento di 1 cm − 1 e una risoluzione spettrale di ~ 1,3 cm − 1, quando non viene applicata alcuna funzione di apodizzazione, e ~ 1,8 cm − 1 quando viene applicata una funzione di Hamming agli interferogrammi misurati (come nel caso del presente lavoro).
La chiave del processo è la comprensione di come i dati grezzi vengono preelaborati utilizzando una funzione di apodizzazione di Hamming prima dell'adattamento spettrale.
Passaggio 1: la funzione di apodizzazione di Hamming viene applicata agli interferogrammi PFS. È pratica comune nella spettroscopia della trasformata di Fourier moltiplicare l'interferogramma misurato per una funzione apodizzante al fine di ridurre la quantità di suoneria presente nella forma della linea strumentale risultante [77]. Ciò riduce leggermente la risoluzione spettrale (da 1,3 cm-1 a 1,8 cm-1 nel caso di PFS [78]), ma riduce anche il rumore strumentale e l'ampiezza dei lobi laterali nella forma della linea strumentale, che sono un risultato diretto della differenza ottica massima finita negli interferogrammi misurati [79]. La funzione di Hamming H è definita come H (δ / L) = 0,54 + 0,46cos (πδ / L), dove δ è la differenza del percorso ottico fino a un valore massimo di L.
- Davis, SP, Abrams, MC & Brault, JW, Fourier Transform Spectrometry, Academic Press (2001).
- Giuranna, M., et al., Calibration of the Planetary Fourier Spectrometer short wavelength channel . Pianeta. Space Sci. 53 (10), 975–991 (2005).
- Naylor, D.A. & Tahic, M. K., Funzioni apodizzanti per la spettroscopia della trasformata di Fourier. J. Opt. Soc. Am. A 24, 3644–3648 (2007).
Sono rimasto sorpreso di leggere che i dati grezzi vengono filtrati prima di adattarsi ai modelli spettroscopici per estrarre le concentrazioni. Non sono un FTIRer, ma mi sarei invece aspettato che tutti gli errori strumentali sarebbero stati inclusi nella generazione di spettri teorici adattati e che i dati grezzi sarebbero stati inseriti nella sua forma incontaminata e inalterata. Dopotutto, l'unica cosa che sai con certezza quando ti adatti è che i dati sono i dati, è ciò che hai effettivamente misurato. Tutto il resto è speculazione.
DOMANDA: Supponendo che la citazione in blocco sia corretta ed è effettivamente "pratica comune nella spettroscopia della trasformata di Fourier moltiplicare l'interferogramma misurato per una funzione apodizzante in ordine per ridurre la quantità di squillo presente nella forma della linea strumentale risultante "perché è considerato" sicuro "da fare? Perché non tutti gli effetti strumentali sono incorporati nella funzione di adattamento consentendo invece ai dati grezzi di essere adattati direttamente?
Gli spettri in questione, da Conferma indipendente di un picco di metano su Marte e una regione sorgente a est del cratere Gale: