630 nm辐射源于电离层氧原子¹D态至³P的辐射跃迁, ¹D态氧原子有两个来源: (1) 主要来源为夜间电离层中 O2+的解离性复合^[7]: O2++e→ O(¹D, ¹S)+O(³P); (2) 在NO⁺的解离性复合中也会产生少量O(¹D), 反应为: NO⁺+e^-→ N(²D)+O, N(²D)+O₂→ NO+O(¹D)。 主要分布在150~350 km高度, 峰值高度在250 km附近。

电离层中630 nm波段气辉辐射是各向同性的, 使用体辐射率(volume emission rate, V(h))来表示电离层中单位体积的气辉辐射大小, 单位为photons· cm^-3· s^-1。 使用辐射强度(radiation intensity, I)表示单位面积的气辉辐射大小, 单位为Rayleigh^[8], 1 Rayleigh=10⁶ photons· cm^-2· s^-1。 卫星对气辉进行天底观测, 观测到的气辉强度I是对体辐射率V(h)的垂直路径积分效应, 气辉强度I仍然具有各向同性性质。 以Rayleigh为单位表示, I可由式(1)得出, h_SAT为卫星海拔高度

I=10-6∫0hSATV(h)dh(1)

对于气辉体辐射率的计算, 我们利用Vlasov等提出的体辐射率公式^[9], 该公式综合考虑了电离层分子离子的影响

V(h)=A1DμDαO2+[O2+]ne+βαNO+[NO+]neγD[O2]γD[O2]+γO[O]k1[N2]+k2[O2]+k3[O]+A1D+A2D(2)

式中括号代表括号内分子离子的数密度。 公式中涉及到的参数列于表1^[9]。

表1

Table 1

表1(Table 1)

表1 体辐射率公式参数数值 Table 1 Parameters value 参数 数值 跃迁系数A1D 7.1× 10-3 s-1 跃迁系数A2D 2.2× 10-3 s-1 量子产率μ D 1.3 收率β [10] 76%± 6% 反应系数k1 2× 10-11exp(107.8/Tn) cm3· s-1 反应系数k2 2.9× 10-11exp(67.5/Tn) cm3· s-1 反应系数k3 (3.730+0.119 65 Tn0.5-6.589 8× 10-4Tn)× 10-12 cm3· s-1 速率系数 γD[11] 6× 10-12 cm3· s-1 速率系数 γO[11] 5× 10-13cm3· s-1 速率系数 αO2+ 1.95× 10-7(300/Te)0.7 cm3· s-1 速率系数 αNO+ 3.5× 10-7(300/Te)0.69 cm3· s-1

表1 体辐射率公式参数数值 Table 1 Parameters value

反应系数k与速率系数α 的计算涉及到中性物质温度T_n、 电子温度T_e, 体辐射率式(2)涉及到电子数密度n_e、 分子和离子数密度, 这些参数会随时间和空间不断变化。 利用国际电离层经验标准模型IRI2016计算得到两种温度、 电子、 氮离子、 氧离子和氧原子离子数密度, 利用大气模型NRLMSISE-00计算得到氧气、 氮气和氧原子数密度。 为直观显示使用上述方法计算出的气辉辐射特性, 验证模型计算方法的正确性, 计算了典型气辉体辐射率随高度的廓线(太阳活动高年2014年和活动低年2018年3月21日12:00 UT, 180° E, 0° N), 如图2所示, 纵坐标为海拔高度h, 横坐标为体辐射率V(h)。 不同年份的气辉体辐射率均在海拔250 km附近达到最大值, 且体辐射率大小与太阳活动强度有关, 符合预期。

图2

Fig.2

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	图2 典型630 nm气辉体辐射率廓线Fig.2 Typical 630 nm airglow volume emission rate profile

上述气辉辐射模型符合夜间计算, 并且天基电离层气辉成像仪通常在夜间工作, 因此本文只对夜半球气辉情况进行仿真。 根据以上分析, 使用IRI2016和NRLMSISE-00模型获得太阳活动高年2014年和活动低年2018年的电离层参数, 将全球按照经度× 纬度为5° × 5° 划分网格, 由于高纬度地区极光的影响更为复杂, 这里仅计算全球纬度70° 以下地区的气辉强度分布。 分别选择太阳活动高年2014年和活动低年2018年中的四个具有特殊太阳直射角的时间: 春分、 夏至、 秋分和冬至日, 分别去除日落后和日出前1.5 h内仍受太阳直射的曙暮气辉数据, 仿真在这四个时间气辉所能达到的强度和分布, 用以分析成像仪在各种情况下的成像效果。

经过统计, 图3和图4对应的太阳活动高年夜半球平均辐射强度为115 Rayleigh, 为太阳活动低年夜半球平均辐射强度50 Rayleigh的两倍多。 在春分和秋分日, 赤道地区的气辉辐射强度要大于中高纬度地区, 最强可达530 Rayleigh。 在冬至日, 太阳直射点在南半球, 导致夜间气辉强度南半球大于北半球。 夏至日则相反, 此时太阳直射点在北半球, 夜间气辉强度北半球要大于南半球。 仿真结果表明630 nm的气辉辐射强度分布与太阳直射点有着密不可分的关系。 辐射强度仿真结果的大小和分布符合卫星载荷GLO-1^[12]和国际空间站IMAP任务^[13]对630 nm气辉的实际观测结果。 该仿真结果提供了气辉强度的分布和极值情况, 为成像仪指标的设定提供理论依据。

图3

Fig.3

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	图3 太阳活动高年(上)和低年(下)的春分日(左)、 夏至日(右)夜气辉辐射强度分布(Rayleigh)Fig.3 Airglow intensity distribution of spring equinox and summer solstice with high and low solar activity (in Rayleigh)

图4

Fig.4

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	图4 太阳活动高年(上)和低年(下)的秋分日(左)、 冬至日(右)夜气辉辐射强度分布(Rayleigh)Fig.4 Airglow intensity distribution of autumnal equinox and winter solstice with high and low solar activity (in Rayleigh)

3.1.1 光学系统链路分析

对电离层气辉进行天底观测时, 气辉信号成像于光学系统焦平面上, 焦平面中心与CCD中心重合, 如图5所示, 进入CCD灰色区域的光子数即为有效光子数。 设电离层气辉成像仪光学系统视场角为θ , 立体角为Ω , 立体角与视场角的转换关系为式(3)

Ω=2π1-cosθ2(3)

图5

Fig.5

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	图5 焦平面成像示意图Fig.5 Focal plane imaging diagram

这样, 单位时间内到达光学系统焦平面上的光子数N_p与气辉强度I、 立体角Ω 、 入瞳直径D和光学系统透过率τ 的关系为

Np=106IΩ4π×πD22τ(4)

气辉信号在焦平面所成像的圆面积为S₀, 长条形CCD截取其中的灰色面积S作为积分区域, 如图5所示, CCD的宽为l, 区域S半长为d, 所成像的像高即圆S₀的半径r为

r=ftanθ2(5)

通过r, l能够求出d, 从而进一步求出S和S₀的面积。 根据CCD像元尺寸, 计算得到S区域内的像元个数n, 则单位时间内每个像元收集的光子数为

Nps=NpSnS0(6)

3.1.2 光电转换链路分析

电离层气辉成像仪的光电转换部分采取了TDI成像技术, 其成像过程为: 成像仪跟随卫星运动时, 对天底气辉进行长时曝光成像。 在t₀时刻, 气辉在CCD的第一行成像, 产生电荷信号。 经t₁秒后, 由于卫星运动, 同一信号移至第二行成像, 第二行再次对该信号进行累积, 同时时钟信号驱动第一行上产生的电荷转移到第二行, 此时第二行像元就包含了t₀和t₁两个时刻曝光产生的电荷, 使得电荷量增加了一倍。 以此类推, 若CCD级数为M, 则输出信号将增至原来的M倍。 设f为光学系统等效焦距, v为星下点速度, v_p为图像在焦平面上的运动速度, H为镜头与气辉的距离^[14], 由几何光学成像关系得到v_p=v_f/H。 设α 为像元尺寸, 则单个像元曝光时间为α /v_p。 CCD曝光时间为

t=MαHfv(7)

式(7)表明曝光时间和级数M、 像元尺寸α 成正比, 和焦距f成反比。 考虑到CCD量子效率Q的影响, 经过曝光时间t累积, 输出像元中的电子数为

Ns=NpstQ(8)

3.1.3 信噪比分析

成像仪的噪声可分为输入噪声、 读出噪声、 像元区噪声。 输入噪声主要为光子噪声N_np, 是入射光子数的平方根值, 读出噪声N_r为CCD读出电路引入噪声。 像元区噪声主要为暗噪声N_ni, 其等效电子数为暗电流电子数的平方根。 总噪声N_n和信噪比SNR分别为

Nn=Nnp2+Nni2+Nr2(9)

SNR=NsNn(10)

3.1.4 气辉观测幅宽和分辨率

成像仪在进行天底观测时, 气辉幅宽w和单个像元对应成像分辨率a分别为

w=H2df(11)

a=Hαf(12)

为分析成像仪的最终成像效果, 选取某一典型参数进行成像仿真。 CCD芯片规格列于表2。 轨道设计参数和光学参数列于表3。

表2

Table 2

表2(Table 2)

表2 CCD芯片规格参数 Table 2 CCD Specifications 参数 数值 像元数n 1 024× 256 像元尺寸α 26 μ m× 26 μ m 成像区域尺寸S1 26.6 mm× 6.7 mm 量子效率Q(@630 nm) 0.85 读出噪声Nr rms 6 e-/pixel 暗电流(@213 K) 0.07 e-/pixel· s-1 灵敏度 1.5 μ V/e- 峰值信号 5× 105 e-· pixel-1 动态范围 83 000∶ 1

表2 CCD芯片规格参数 Table 2 CCD Specifications

表3

Table 3

表3(Table 3)

表3 天基成像仪参数 Table 3 Parameters of the Imager 轨道参数 数值 光学参数 数值 卫星轨道高度 700 km 镜头视场角θ 34° 星下观测高度 250 km 镜头焦距 24 mm 星下点速度v 7 031 m· s-1 光学系统透过率τ 0.52 轨道倾角 70° 镜头F数 2.2 入瞳直径D 1.1 cm

表3 天基成像仪参数 Table 3 Parameters of the Imager

光学系统透过率τ 为镜头透过率0.8与滤光片透过率0.65的乘积。 为进一步提高信噪比, 我们采用了binning2× 2技术使像元合并2× 2输出, 级数M设定为128。 根据式(7)得到该CCD的延时积分时间为17.75 s。 根据式(11)和式(12)同时考虑binning2× 2技术, 得到CCD成像分辨率为128× 250, 气辉水平分辨率1 km, 气辉扫描宽度w为245km。 由3.1节的分析画出图6气辉辐射强度对应的成像仪观测信噪比。 在对太阳活动高年夜半球平均115 Rayleigh辐射的成像可以实现信噪比16.2, 太阳活动低年夜半球平均50 Rayleigh的辐射成像可实现信噪比为10。 最大辐射强度可达530 Rayleigh, 此时单个像元产生的1.8× 10³个光生电子低于CCD的峰值信号, 不会使电子溢出。 综上所述, 此成像仪的设计参数在多数情况下都能够实现很好的成像观测。

图6

Fig.6

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	图6 气辉辐射强度与成像信噪比的关系Fig.6 Relationship between airglow intensity and SNR

为实现该成像仪在太阳活动高年夜间的扫描成像仿真, 设在2014年3月21日12:00 UT, 卫星从70° S, 170° E上空700 km处开始向东进行扫描观测, 卫星轨道为圆形轨道, 由于卫星只在夜间观测, 因此在每个周期内只仿真夜半球的成像, 总计运行14个周期。 每个周期内卫星星下点的电离层数据时间, 使用该卫星在此周期经过赤道上空的时间, 从全球时来看跨度为2014年3月21日12:00 UT至3月22日9:20 UT。 综合气辉幅宽和水平分辨率计算结果, 并在成像信号中加入呈正态分布的读出噪声、 呈泊松分布的光子噪声与暗噪声, 正态分布数学期望设为mu=6, 标准偏差设为sigma=3。 使用表3的轨道参数和卫星星下点轨迹计算分析方法^[15], 获得了卫星在此时间段内运行的扫描成像信号和信噪比仿真。

在此14个周期内, 较强的信号源主要集中在中纬和低纬地区, 信噪比可以达到10以上。 气辉全球尺度结构能够被清晰观测, 如图7中能够观察到电离层“ 赤道异常” 而引起的气辉双峰结构。

图7

Fig.7

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	图7 太阳活动高年成像仪成像信号(a, 单位为电子数)和信噪比(b)仿真Fig.7 The simulation of imaging signal (a) and SNR (b) for high solar activity

为分析该成像仪在太阳活动低年夜间的成像效果, 将观测时间设为从2018年3月21日12:00 UT开始, 仿真结果显示太阳活动低年时进行的成像效果弱于在太阳活动高年时的成像效果, 较强的信号源主要集中在低纬地区, 因此只能对低纬地区的气辉进行探测, 图8能够观测到位于赤道附近的尺度结构, 比如气辉强度峰值分布与地理赤道的偏离。

图8

Fig.8

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	图8 太阳活动低年成像仪成像信号(a, 单位为电子数)和信噪比(b)仿真Fig.8 The simulation imaging signal (a) and SNR (b) for low solar activity