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EVA (Espectrómetro Visible por Absorción)

 

1. DESCRIPCIÓN DEL INSTRUMENTO

1.1. ESPECIFICACIONES TÉCNICAS

1.2. UNIDAD DE CONTROL, PROCESADO Y MONITORIZACIÓN

1.3. UNIDAD DE ADQUISICIÓN

1.4. DESCRIPCIÓN DEL SISTEMA ÓPTICO

2. PRINCIPIOS DE MEDIDA

2.1. INTERVALO DE MEDIDA

3. FOTOS DEL EVA

 

Eva Eva2

 

1. DESCRIPCIÓN DEL INSTRUMENTO

El instrumento EVA ha sido construido y diseñado en su totalidad en el Área de Investigación e Instrumentación Atmosférica del Instituto Nacional de Técnica Aerospacial (INTA).

Es un espectrómetro de barrido, controlado por un motor paso a paso que opera en el UV-Visible y que utiliza la técnica DOAS (Espectroscopía de Absorción Diferencial) durante los crepúsculos para obtener las columnas totales del dióxido de nitrógeno (NO2) y Ozono (O3). Esta técnica es común en aplicaciones de laboratorio pero considerablemente más compleja cuando se trata de aplicar en la atmósfera.

Opera en el rango de 430 - 450 nm para la medida del NO2 y en 470 - 490 nm para la medida del O3. Se basa en un monocromador con un colector de luz y una cadena de detección con un fotomultiplicador. La señal se digitaliza, se acumula y se registra. La electrónica remota controla la secuencia de toma de medidas, que es programada desde el propio ordenador. El programa integra los códigos de toma de datos y de análisis para medidas ininterrumpidas en largos períodos de tiempo sin intervención de un operador. El instrumento óptico y la electrónica asociada se encuentran alojados en una caja estanca situada a la intemperie, termostatizada a temperatura de laboratorio.

El instrumento consta de dos partes claramente diferenciadas: la unidad de control que se encuentra en el interior del laboratorio y la unidad de adquisición, en el exterior. Esta última, a su vez está formada por: el sistema óptico, cuya función es recoger la radiación que llega del cenit y el sistema electrónico de control, adquisición, tratamiento y almacenamiento de muestras (ver 'Esquema del EVA').

1.1. ESPECIFICACIONES TÉCNICAS

· Monocromador: Jobin - Yvon H20VIS (F = 200mm)
· Red de difracción: 1200 líneas.mm-1
· Rendija: 0.25mm Detector: PM Hammamatsu R212. Intensificado en el azul
· Control y diseño electrónico: Diseñado y realizado en LATMOS /   INTA
· Ángulo de visión:0.15 sr.
· Moléculas: NO2, O3, H2O y O4
· Rango espectral: 430-450 nm y 470-490 nm
· Resolución espectral:1.25 nm FWHM
· Número de muestras por espectro: 200
· Número de lecturas por muestra: 128
· Tiempo de adquisición de 1 espectro: 1.7 s
· Número de espectros por medida: 30
· Tiempo total por medida: 3 min.
· Rango de ángulos cenitales : 86-93
· Número de medidas por crepúsculo a latitudes medias: 15 medidas
· Secciones eficaces de NO2 y O3: Graham y Johnston,(1978)
· Secciones eficaces de O4: Greenblatt et al., (1990)
· H2O: Hitran Database, (1996)

1.2. UNIDAD DE CONTROL, PROCESADO Y MONITORIZACIÓN

Esta unidad es la que hace las tareas de control remoto del instrumento por medio de un conjunto de comandos que se activan manual o automáticamente desde un programa gráfico. Permite la monitorización de las variables de interés del instrumento como la temperatura y humedad interna, tensión de la fuente de alta, posición de la red de difracción, espectros capturados (los 12 últimos), etc., y acceso a operaciones de configuración y análisis del instrumento. Se utiliza un PC pentium 230 MHZ, con sistema operativo WINDOWS 95. El software esta escrito en Visual Basic. La temporización del instrumento es crítica para poder calcular de forma exacta la elevación solar o ángulo cenital, por lo que dispone de un receptor de GPS conectado al bus ISA del PC. La comunicación con la Unidad de Adquisición, cuya CPU se encuentra físicamente dentro del PC, se realiza a través de un puerto serie (normalmente el COM1).

 

Visión interna del EVA

 

1.3. UNIDAD DE ADQUISICIÓN

Está formada por una CPU de comunicaciones y control y la sección analógica que contiene la electrónica de proximidad a los sensores.

Tarjeta CPU: Basada en un procesador de 32 bits a 16,8 MHZ de MOTOROLA. Corre un programa alojado en EPROM (128 K) desarrollado a medida para el instrumento en lenguaje C y dispone de 64 KBYTES de memoria RAM.

Unidad de Lectura: Contiene la electrónica de proximidad, formada por una sección analógica de senderos, convertidores, amplificadores y filtros y otra de potencia para calentadores y drivers de motor. El baúl de intemperie que contiene la unidad contiene los elementos ópticos y electro-ópticos del instrumento, como son el monocromador y el fotomultiplicador.

Fuente de alimentación: Tarjeta que contiene dos convertidores DC-DC con entrada de 12V y salida 5V, +15V y -15V para alimentación analógica.

Fuente de Alta Tensión: El sensor luz de que dispone el EVA es un fotomultiplicador que suministra una señal de corriente proporcional a la intensidad de luz a la entrada en la longitud de onda que marca la red de difracción. La alimentación que requiere el sensor es una tensión del orden de los 400V para una situación con sol alto y de hasta los 800 voltios en el amanecer y en el crepúsculo.

Tarjeta EVA_OPTOS: Mantiene el aislamiento entre masas.

Tarjeta EVA_ADQ: Tarjeta de adquisición analógica

Tarjeta EVADIO: Tarjeta con interfaz serie con las funciones Entrada/Salidas Digitales y Salida Analógica.

1.4. DESCRIPCIÓN DEL SISTEMA ÓPTICO

Se utiliza un monocromador Jovin-Yvon H20 con red de difracción holográfica de 1200 líneas/mm. Se trata de una óptica tipo Czerny-Turner, de longitud focal 200 mm y rendijas intercambiables con una luminosidad de f4.

Para conseguir introducir la radiación del fondo del cielo en el monocromador, se utiliza un colector óptico en forma de catalejo con un espejo en su interior a 45º. La tapa superior del alojamiento del instrumento posee una ventana de vidrio Pyrex, en forma semiesférica (domo), en donde va el extremo del colector apuntando de este modo al cenit. El domo en esta versión es desmontable, permitiendo la limpieza de su parte interna en caso de que se produzcan condensaciones.

Para evitar que se introduzca en el monocromador radiación que no va a emplearse y que podría afectar negativamente a la medida por reflexiones múltiples o dispersión en su interior, se ha colocado un filtro azul comercial a la entrada del colector. Con su instalación, la radiación en la región espectral de medida se reduce un 5% pero se consigue reducir un 50% el amarillo, y eliminar casi completamente el naranja y el rojo.

El espejo colector se encuentra a una distancia tal de la rendija de entrada que la cantidad de luz que penetra en el monocromador procede de una superficie de la bóveda celeste de solo 0.134 esteroradianes, es decir, cielo alrededor del cenit un 2.13% de la luz del fondo de él.

La rendija proporciona una resolución espectral de 1.25 nm, suficiente para detectar estructuras de NO2 y O3, y que permiten que el fotomultiplicador reciba, incluso en condiciones de cielo cubierto, una intensidad luminosa detectable para ángulos cenitales de hasta 94º.

Se ha empleado un fotomultiplicador (PM) Hamamatsu tipo R212, intensificado en el visible. En general se alimenta de forma variable, en función de la intensidad luminosa disponible cada día para conseguir una relación señal/ruido adecuada. Las piezas de unión del monocromador con el PM se han reforzado ya que se detectaron pequeñas fisuras por donde entraba luz. El barrido espectral se lleva a cabo por medio de un motor paso a paso que mueve la red de difracción lo justo para que el espectro se desplace 0.1 nm por paso en la rendija de salida. El motor está controlado por la CPU de la unidad de adquisición que determina el numero de pasos que debe dar.

2. PRINCIPIOS DE MEDIDA

El principio de medida se basa en el análisis de espectros obtenidos durante los períodos crepusculares con el instrumento apuntando al cenit. En estas condiciones, el recorrido óptico de los rayos solares en la atmósfera antes de alcanzar el detector, es unas 20 veces mayor que el existente midiendo a sol directo cuando éste se encuentra en la vertical. El espesor óptico de los absorbentes presentes en la atmósfera alcanza así valores entre un 1 y un 3% en algunas bandas, que aunque pequeños, pueden ser medidos por el instrumento. Una de las principales ventajas de este método es que cuando el sol se encuentra en el horizonte, la mayor contribución de la radiación cenital procede de la estratosfera y contiene la información espectral deseada. En latitudes altas, este método es muy útil para medida de ozono en el rango visible durante los períodos en que la altura solar máxima es menor de 10 grados, en donde los instrumentos tradicionales de observación directa (espectrofotómetros Dobson y Brewer) carecen de fiabilidad o, incluso, no son utilizables.

De una manera resumida, la técnica utilizada es la siguiente: el espectro obtenido durante el crepúsculo se compara con uno de referencia tomado con el sol alto, para eliminar las estructuras de Fraunhofer de dimensiones un orden de magnitud mayores que las absorciones que se desean medir. Las columnas slant o sesgadas (según la trayectoria de los rayos crepusculares) se obtienen resolviendo el sistema de ecuaciones lineales generado al aplicar un ajuste de mínimos cuadrados al logaritmo del espectro resultante de dividir el crepuscular y el de referencia, supuesto que los agentes atenuantes (absorbentes y dispersores de radiación Rayleigh) siguen un comportamiento Lambertiano. Para obtener el contenido total o concentración vertical se divide la columna slant por una constante llamada AMF (Air Mass Factor), dependiente del ángulo cenital solar y de la longitud de onda y que ha sido calculada a partir de un modelo de transferencia radiativa. Podemos definir AMF como la relación entre la densidad de columna del constituyente atmosférico a lo largo de la línea de visión o concentración slant y según la línea vertical de observación

2.1. INTERVALO DE MEDIDA

La técnica DOAS que utilizan este tipo de instrumentos hace que las medidas se realicen durante los crepúsculos, en el rango de 87-92 grados de ángulos cenitales solares. Las peculiares condiciones geográficas de las estaciones (como Belgrano) hace que no siempre sea posible la realización de medidas ya que la posición del sol no alcanza esos ángulos o en algunos el crepúsculo matutino y vespertino se solapen (Ver gráfica).

3. FOTOS DEL EVA

Base de Belgrano II

Base Vicecomodoro Marambio

Primera Ubicación

Base Ushuaia

Primera Ubicación