ULTIMI RISULTATI DALLE OSSERVAZIONI VIMS SU TITANO.
A.Adriani1,M.L.Moriconi3,G.Filacchione2,F.Tosi2,A.Coradini1,2
1
IFSI-INAF, Roma, Italia,
2
IASF-INAF, Roma, Italia, 3 ISAC-CNR, Roma, Italia
Una metodologia statistica è stata realizzata per correggere le immagini iperspettrali di VIMS-V dalla loro apparenza a strisce. La procedura destriping
viene applicata pixel per pixel. Il 60% circa dei pixel corretti subisce una correzione inferiore all’1%, il 93% inferiore al 2% e il totale dei pixel corretti
cade entro il 3% del valore iniziale. La procedura si applica indifferentemente ai dati grezzi e calibrati.
Fig.2 - Data la struttura del disturbo, il segnale da correggere viene
calcolato
per ogni colonna mediando il valore di ciascun pixel su tutte le righe.
Per la rimozione del rumore viene applicato l’algoritmo boxcar
Fig.1 - La procedura viene illustrata
applicando la metodologia al cubo
V1514302573_1.QUB_viscal,
immagine relativa a 827.21 nm.
Sono evidenti le disomogeneità
orizzontali del segnale
dove Si è il segnale medio colonnare,Sci è il segnale con rimozione del
rumore,w è il numero di punti del boxcar e N il numero di linee
dell’immagine
La correzione viene calcolata per differenza tra il segnale medio colonnare e il segnale con rimozione del rumore, quindi viene sommata algebricamente al segnale da correggere
Fig.4 – Nell’istogramma a lato sono riportati il
numero di pixel dell’immagine in funzione dello
scarto percentuale tra il segnale corretto e il segnale
da correggere. In questo studio l’errore dovuto alla
correzione non supera il 3% in valore assoluto.
Tuttavia, dall’esame di altri cubi si conclude che
l’attuale caso ha validità generale per quelle
immagini che non comprendano spazio circostante
al limbo o al terminatore, ovvero senza forti
variazioni di intensità.
Fig.3 - La stessa immagine
di Fig.1 dopo l’applicazione
della procedura di
correzione del segnale
E’ stato anche iniziato uno studio di riconoscimento e collocazione delle specie in traccia nell’atmosfera di Titano attraverso l’esame di immagini
VIMS-IR al limbo. Dopo una selezione delle immagini disponibili in archivio, S è stato scelto come caso studio il cubo iperspettrale
V1526796393_1.QUB_ircal dal flyby S20 per l’alta risoluzione spaziale e il favorevole S/N spettrale. Dall’analisi spettrale dei pixel al limbo, risultano
particolarmente evidenti tre picchi a 3.03, 3.33 e 4.78 mm rispettivamente, assegnabili dalla letteratura a fluorescenza di acido cianidrico (HCN),
fluorescenza di metano (CH4) e probabile emissione di ossido di carbonio (CO). Una valutazione della collocazione delle concentrazioni massime dei tre
composti è stata fatta attraverso le stime delle profondità di banda per i tre picchi spettrali a distanze crescenti dalla superficie.
a)
Fig.5 – La risoluzione
spaziale dell’immagine
V1526796393_1.QUB_ircal
è 45.95x45.95 km al nadir e
47.2x 47.2 km al limbo.
Quella riportata in figura è
un RGB alle lunghezze
d’onda: 3032, 3317 e 4990
nm.
NADIR
b)
d)
c)
Fig.6 – Per valutare quantitativamente lo spessore
degli strati di differente composizione al limbo
sono state usate: una tecnica di mascheramento,
basata su calcoli SPICE ed ENVI, e semplici
considerazioni geometriche, basate sulla risoluzione
spaziale, la distanza attuale del satellite Cassini
dalla superficie di Titano (91900 km) e il valore
dell’IFOV efficace di VIMS-IR (0.5x0.5 mrad).
b)
c)
d)
e)
Fig.7 – Gli spettri riportati in a) [1], b) [2] e c) [3] suggeriscono che i gas presenti nell’atmosfera di Titano in grado
di emettere nell’ intervallo 2500-5000 nm sono il cianuro di idrogeno (HCN) per fluorescenza a  3000 nm, il
metano (CH4) per fluorescenza a  3330 nm. Un elenco di idrocarburi, nitrili e ossidi con le rispettive bande
d’assorbimento nelkl’intervallo spettrale 2-5 µm, è mostrato nel pannello d) [4].
3048/3083 nm
3334/3450 nm
4756/4990 nm
a)
Fig.9 – La sequenza di immagini su riportata è stata realizzata applicando la tecnica del band
ratio per sintetizzare graficamente l’informazione spettrale sulla variazione della profondità di
banda con la quota, già contenuta negli spettri di Fig. 8c, 8d e 8e. La tecnica è stata applicata
all’immagine già mascherata per evidenziare il solo contributo atmosferico. Nelle scale
cromatiche riportate (rosso per HCN, verde per CH4 e blu per CO) il bianco indica la massima
profondità di banda quindi la distribuzione spaziale del picco di emissione.
Fig.8 – Nel pannello a) sono riportati otto spettri del cubo V1526796393_1.QUB_ircal (uno per pixel) rilevati lungo
la direzione radiale riportata in Fig.6, per l’intervallo 2500-5000 nm; nei pannelli b), c), d) e e) gli stessi spettri sono
visualizzati ingranditi per i sottointervalli:2600-2900, 2900-3150, 3150-3500, 4500-5000 nm, per evidenziare: il calo
del contributo di scattering superficiale con la quota (b), la diversa intensità di fluorescenza di HCN alle diverse
quote (c), idem per CH4 (d), idem per il forte picco di emissione termica centrato a 4756 nm e attribuito a CO (d).
REFERENCES
[1]
Bernard J. M. et al. (2003), Planetary and Space Science 51, pp.1003-1011
[2]
Yelle R. V. & C.Griffith, (2003), Icarus 166, pp 107-115
[3]
Geballe T. R. et al., (2003), Astrophysical Journal Letters 583, pp 39-42
[4]
Rothman L. S. et al., (2004), HITRAN 2004 Molecular Spectroscopic Database