Le récent article de Nature Confirmation indépendante d'un pic de méthane sur Mars et d'une région source à l'est du cratère Gale est intéressant et la base est une réanalyse des données de 2013 prises par un spectromètre X sur Mars Un vaisseau spatial express en orbite autour de Mars en regardant l'atmosphère martienne.
Le document lui-même est payant mais les données supplémentaires décrivent la réanalyse en détail.
Le spectromètre planétaire de Fourier [38] (PFS) sur Mars Express 37 est un spectromètre de Fourier infrarouge à double pendule optimisé pour les études atmosphériques. Il possède deux canaux spectraux distincts fonctionnant simultanément et couvrant la plage de nombres d'onde comprise entre 200–2000 cm − 1 (Long Wavelength Channel, ci-après LWC) et 2000–8300 cm − 1 (Short Wavelength Channel, ci-après SWC). Les deux canaux ont un pas d'échantillonnage de 1 cm − 1 et une résolution spectrale de ~ 1,3 cm − 1, lorsqu'aucune fonction d'apodisation n'est appliquée, et de ~ 1,8 cm − 1 lorsqu'une fonction de Hamming est appliquée aux interférogrammes mesurés (comme dans le cas du présent travail).
La clé du processus est de comprendre comment les données brutes sont prétraitées à l'aide d'une fonction d'apodisation de Hamming avant l'ajustement spectral.
Étape 1: La fonction d'apodisation de Hamming est appliquée aux interférogrammes PFS. Il est courant en spectroscopie à transformée de Fourier de multiplier l'interférogramme mesuré par une fonction d'apodisation afin de réduire la quantité de sonnerie présente dans la forme de ligne instrumentale résultante [77]. Cela réduit un peu la résolution spectrale (de 1,3 cm-1 à 1,8 cm-1 dans le cas du PFS [78]), mais réduit également le bruit instrumental et la magnitude des lobes latéraux en forme de ligne instrumentale, qui sont un résultat direct de la différence optique maximale finie dans les interférogrammes mesurés [79]. La fonction de Hamming H est définie comme H (δ / L) = 0,54 + 0,46cos (πδ / L), où δ est la différence de chemin optique jusqu'à une valeur maximale de L.
- Davis, SP, Abrams, MC & Brault, JW, spectrométrie à transformée de Fourier, Academic Press (2001).
- Giuranna, M., et al., Calibration of the Planetary Fourier Spectrometer Short wave length channel . Planète. Space Sci. 53 (10), 975–991 (2005).
- Naylor, D.A. & Tahic, M. K., Fonctions apodisantes pour la spectroscopie à transformée de Fourier. J. Opt. Soc. Un m. A 24, 3644–3648 (2007).
J'ai été surpris de lire que les données brutes sont filtrées avant d'adapter à des modèles spectroscopiques afin de les concentrations d'extrait. Je ne suis pas un FTIRer, mais je me serais plutôt attendu à ce que toutes les erreurs instrumentales soient incluses dans la génération de spectres théoriques ajustés et que les données brutes soient adaptées dans leur forme vierge et inchangée. Après tout, la seule chose que vous savez vraiment avec certitude lors de l'ajustement, c'est que les données sont les données, c'est ce que vous avez réellement mesuré. Tout le reste est de la spéculation.
QUESTION: En supposant que la citation de bloc est correcte et qu'il est effectivement "pratique courante en spectroscopie à transformée de Fourier de multiplier l'interférogramme mesuré par une fonction d'apodisation dans l'ordre pour réduire la quantité de sonnerie présente dans la forme de ligne instrumentale résultante "pourquoi est-ce considéré comme" sûr "à faire? Pourquoi tous les effets instrumentaux ne sont-ils pas incorporés dans la fonction d'ajustement permettant d'ajuster directement les données brutes?
Les spectres en question, de Confirmation indépendante d'un pic de méthane sur Mars et une région source à l'est du cratère Gale: