Die jüngste Veröffentlichung in Nature Unabhängige Bestätigung einer Methanspitze auf dem Mars und einer Quellregion östlich des Gale Crater ist interessant und basiert auf einer erneuten Analyse der Daten von 2013, die mit einem X-Spektrometer über den Mars aufgenommen wurden Express-Raumfahrzeug im Orbit um den Mars mit Blick auf die Marsatmosphäre.
Das Papier selbst ist kostenpflichtig, aber die ergänzenden Daten beschreiben die erneute Analyse sehr detailliert.
Das Planetary Fourier Spectrometer [38] (PFS) auf Mars Express 37 ist ein für atmosphärische Studien optimiertes Doppelpendel-Infrarot-Fourier-Spektrometer. Es verfügt über zwei unterschiedliche Spektralkanäle, die gleichzeitig arbeiten und den Wellenzahlbereich zwischen 200–2000 cm - 1 (Long Wavelength Channel, nachstehend LWC) und 2000–8300 cm - 1 (Short Wavelength Channel, nachstehend SWC) abdecken. Beide Kanäle haben einen Abtastschritt von 1 cm - 1 und eine spektrale Auflösung von ~ 1,3 cm - 1, wenn keine Apodisierungsfunktion angewendet wird, und ~ 1,8 cm - 1, wenn eine Hamming-Funktion auf die gemessenen Interferogramme angewendet wird (wie im Fall)
Der Schlüssel zum Prozess ist das Verständnis, wie die Rohdaten vor der spektralen Anpassung mithilfe einer Hamming-Apodisierungsfunktion vorverarbeitet werden.
Schritt 1: Die Hamming-Apodisierungsfunktion wird auf PFS-Interferogramme angewendet. In der Fourier-Transformationsspektroskopie ist es üblich, das gemessene Interferogramm mit einer Apodisierungsfunktion zu multiplizieren, um das in der resultierenden instrumentellen Linienform vorhandene Klingeln zu verringern [77]. Dies reduziert die spektrale Auflösung ein wenig (von 1,3 cm-1 auf 1,8 cm-1 im Fall von PFS [78]), reduziert aber auch das Instrumentenrauschen und die Größe der Nebenkeulen in der Instrumentenlinienform, die sind ein direktes Ergebnis der endlichen maximalen optischen Differenz in den gemessenen Interferogrammen [79]. Die Hamming-Funktion H ist definiert als H (δ / L) = 0,54 + 0,46 cos (πδ / L), wobei δ die optische Wegdifferenz zu einem Maximalwert von L ist.
- Davis, SP, Abrams, MC & Brault, JW, Fourier-Transformationsspektrometrie, Academic Press (2001).
- Giuranna, M., et al., Kalibrierung des kurzwelligen Planetenkanals des Planeten-Fourier-Spektrometers . Planet. Space Sci. 53 (10), 975–991 (2005).
- Naylor, D.A. & Tahic, M. K., Apodisierungsfunktionen für die Fourier-Transformationsspektroskopie. J. Opt. Soc. Am. A 24, 3644–3648 (2007).
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Ich war überrascht zu lesen, dass Rohdaten gefiltert werden, bevor sie an spektroskopische Modelle angepasst werden Extraktkonzentrationen. Ich bin kein FTIRer, aber ich hätte stattdessen erwartet, dass alle instrumentellen Fehler in die angepasste theoretische Spektrengeneration einbezogen werden und dass die Rohdaten in ihrer ursprünglichen, unveränderten Form passen würden. Schließlich wissen Sie beim Anpassen nur, dass die Daten die Daten sind, die Sie tatsächlich gemessen haben. Alles andere ist Spekulation.
FRAGE: Unter der Annahme, dass das Blockzitat richtig ist und es in der Fourier-Transformationsspektroskopie tatsächlich üblich ist, das gemessene Interferogramm mit einer Apodisierungsfunktion in der richtigen Reihenfolge zu multiplizieren um das Ausmaß des Klingelns in der resultierenden Instrumentenlinienform zu reduzieren "Warum wird dies als" sicher "angesehen? Warum sind nicht alle instrumentellen Effekte in die Anpassungsfunktion integriert, sodass die Rohdaten stattdessen direkt angepasst werden können?
Die fraglichen Spektren ab Unabhängiger Bestätigung einer Methanspitze Mars und eine Quellregion östlich des Gale Crater: