临边成像探测仪为光栅型成像光谱仪, 其工作在轨道高度520 km, 降交点10:30的太阳同步轨道。 在其飞行方向的后向进行扫描大气层, 扫描高度范围10~100 km, 垂直空间分辨率2 km, 用于获取大气成分和温度廓线。 临边成像探测仪探测方式为垂直扫描水平凝视, 实现水平方向的宽覆盖, 垂直方向高空间分辨率的快速观测。 在轨探测示意图如图1所示。

图1

Fig.1

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	图1 临边成像探测仪在轨探测示意图Fig.1 Limb-viewing geometry of the LIS

临边成像光谱仪在轨工作时, 扫描镜单次扫描间隔为2 km, 因此需要46次扫描覆盖10~100 km。 因低空如10 km大气散射光较强, 扫描观测时曝光时间设置为25 ms, 在高空如60 km以上气辉光谱较弱, 曝光时间为3 200 ms, 完整的一次扫描时间需要92 s, 对应观测区域为690 km。 临边成像探测仪的光谱范围、 光谱分辨率、 垂直分辨率和探测高度等主要指标见表1。

表1

Table 1

表1(Table 1)

表1 临边成像探测仪主要性能 Table 1 Properties of the LIS instrument Properties Parameters Spectral range 500~800 nm (500~700 nm: O3 channel; 750~780 nm: A band at 760 nm channel) Spectral resolution 1.4 nm Horizontal observation field of view 4.5° Vertical scanning resolution ≤ 2 km Vertical scanning range 10~100 km

表1 临边成像探测仪主要性能 Table 1 Properties of the LIS instrument

临边成像探测仪的结构框图如图2所示, 主要由一维扫描系统、 离轴三反望远镜系统、 Offner光谱成像系统和定标系统组成, 重量为65 kg, 其隔热安装到卫星平台上。

图2

Fig.2

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	图2 临边成像探测仪结构框图Fig.2 Composition diagram of the LIS

其探测光路图如图3所示, 一维扫描系统采用45° 平面反射镜扫描, 反射镜基底选择轻量化的碳化硅材料, 优点是尺寸小、 光学稳定性好、 光学口径利用率高以及控制容易。 扫描机构选用电机直驱, 采用位置环、 速度环和电流环三闭环控制方式, 以保证扫描镜的控制精度, 扫描系统用于扫描大气层。 为消除大气散射光的偏振特性, 在扫描镜和望远镜之间放置消偏器, 离轴三反望远镜系统用于将扫描系统指向的目标成像在Offner光谱成像系统的入射狭缝上, 即光线经扫描镜反射到主镜, 经次镜和第三反射镜聚焦到光谱仪入射狭缝处, 在离轴三反镜的次镜位置放置孔径光阑, 从而形成像方远心光路, 像方每一视场的主光线平行于狭缝。 光谱成像系统包括入射狭缝、 凸面光栅、 凹面反射镜以及面阵Charge Coupled Device (CCD), 其对入射狭缝进行色散, 然后按不同波长成像在探测器的不同位置, CCD为e2v公司的面阵帧转移探测器, 像面为1 024× 1 024像元, 像元面积为13 μ m× 13 μ m, 具有制冷功能以降低热噪声的影响, CCD曝光时间为25~3 200 ms, 可根据探测高度进行修改设置。 光谱仪的狭缝为45 μ m, 光栅刻线为180线· mm^-1, 在O₂A波段的光栅衍射效率68%。

图3

Fig.3

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	图3 临边成像探测仪光路示意图Fig.3 Space-borne limb imaging spectrometer Optical Path

为保证在轨探测的稳定性和精度, 临边成像探测仪在轨采用“ 太阳+漫透射板” 的方式进行在轨定标。 定标时刻在进阴影区进行太阳观测, 此时载荷星下点位于地球阴影区, 无地球散射光的影响, 定标时刻杂散光少, 漫透射板材料为石英, 数量为2块, 一块作为工作板用于日常太阳观测, 一块作为参考板用于监测工作板的衰变, 漫透射板透过率为18.2%, 面均匀性优于98%, 根据临边成像光谱仪在轨定标时刻, 太阳入射角度的季节性变化为20° , 首先在设计时保证漫透射板的位置在20° 变化范围内能够完全照亮, 同时也在实验室进行了定标光路的测试, 结果表明能够实现全年全视场定标。 在实验室进行光谱及辐射定标以获取临边成像探测仪光谱及辐射性能参数, 其中光谱定标主要获取CCD探测像元的中心波长, 光谱响应函数, 辐射定标主要获取辐射响应系数。

因临边成像探测仪在轨采用扫描观测的方式, 为实现其扫描方式下的定标, 在实验室搭建了定标装置, 如图4所示。 定标时临边成像探测仪先对光谱定标系统进行扫描定标, 然后对辐射定标系统进行扫描定标, 临边成像探测仪按照在轨工作流程进行实验室定标。

图4

Fig.4

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	图4 实验室定标装置图Fig.4 Calibration system of the LIS

光谱定标系统主要由遮光罩、 光谱定标光源(笔形汞氩灯+氖灯)、 漫透射板组成, 从光谱定标光源发出的特征谱线入射到漫透射板上, 在漫透射后形成漫射光, 临边成像探测仪对漫透射板进行扫描, 得到不同扫描角度下的光谱响应谱线。 辐射定标系统主要为直径1 m开口30 cm的积分球, 积分球内置8盏200 W的卤钨灯, 可以调节卤钨灯功率、 开灯数量来获取不同等级的光谱辐亮度, 光谱辐亮度由光谱辐亮度计测量得到。 辐射定标时临边成像探测仪对积分球开口面光源进行扫描, 扫描镜的指向精度为4.8角秒, 获取不同指向角度下的光谱辐射响应曲线, 定标前需要对积分球开口的面均匀性进行测量以校正其影响。 按照在轨遥感数据的处理流程分析实验室定标数据, 可以保证定标参数计算和应用的一致性。

对数据进行处理时, 首先提取暗背景数据, 对暗背景进行多幅平均后得到暗背景数据库, 用于暗噪声的扣除; 其次查找扫描镜的扫描角度, 对每个角度下的定标数据进行多幅平均, 以提高定标信噪比, 多幅平均后的定标数据扣除掉暗噪声并进行积分时间的归一化处理后, 再根据应用需求对空间维的行进行合并, 以进一步提升探测信噪比, 得到预处理光谱数据; 最后判断光谱数据类型, 如果是光谱定标进行特征峰-像元匹配、 光谱拟合等处理, 得到光谱定标参数, 如果是辐射定标数据, 则读取积分球开口光谱辐亮度值, 进行最小二乘法拟合得到辐射响应系数。 临边成像探测仪单次扫描观测的光谱定标图像如图5所示, 图中水平方向为光谱维, 垂直方向为空间维, 图中垂直亮线为光谱定标光源特征谱线的响应。

图5

Fig.5

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	图5 特征峰光谱图像Fig.5 Spectral peaks image

按照图的处理流程得到预处理后的光谱特征峰响应谱线, 临边成像探测仪采用光栅作为色散元件, 具有较好的色散线性, 临边成像探测仪像元中心波长λ与像元p的关系可表示为

λ=C0+C1·p+C2·p2+C3·p3(1)

将像元序号和特征峰波长进行配对, 通过多项式拟合获得系数C₀~C₃, 据此计算出光谱仪的光谱范围为498.1~802.3 nm。 光谱响应模型为高斯函数模型, 如式(2)所示。

R(λ)=K·e-(λ-λ0σ)2(2)

式(2)中, K为归一化系数, λ₀为探测器中心波长, σ描述高斯函数的宽度, 高斯函数半高宽full width at half maximum (FWHM)可计算为FWHM=2· ln2· σ, 以此可作为成像光谱仪的分辨率。 选取Gauss函数作为临边成像探测仪的光谱响应函数, 对定标灯的特征峰进行Gauss拟合, 光谱定标结果如图6所示。

图6

Fig.6

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	图6 光谱定标结果 (a): 波长图; (b): 高斯拟合结果Fig.6 Spectral calibration (a): Wavelength map; (b): Gaussian fitting result

基于高斯函数半高宽和载荷光谱采样间隔可以得到光谱分辨率为1.38 nm, 基于太阳夫琅禾费线, 光谱定标精度为0.1 nm。 对于辐射定标, 临边成像探测仪在波长λ 处的辐亮度响应系数α(λ)如式(3)所示

α(λ)=Lij(λ)(Nij-b)(3)

式(3)中, L_ij(λ)是第i行、 第j列像元对应的光谱辐亮度, N_ij是像元响应的灰度值, b为响应偏置。 通过最小二乘法拟合积分球不同辐亮度等级和其对应的灰度值可得到响应系数α(λ)。 积分球辐亮度由辐亮度计测量获取, 其精度可溯源至National Institute of Standasds and Technology (NIST)标准卤钨灯, 辐亮度计选用的是Spectra公司的SVC型光谱仪, 光谱范围350~2 500 nm, 此光谱仪具有制冷功能, 能够自动曝光获取高信噪比的目标光谱。 标准灯传递方法为: 利用溯源至NIST的标准卤钨灯照射标准漫反射板, 将卤钨灯的标准辐照度转换成漫反射板处的辐亮度, 利用该辐亮度对辐亮度计进行辐射标定。 积分时间归一化后, 临边成像光谱仪一个扫描序列的辐射响应如图7所示, 图中选取的为600 nm 对应的响应值。 坐标轴表示扫描镜不同的角度, 完整扫描序列是先进行暗背景观测, 然后扫描镜指向光谱或辐射定标源进行扫描观测, 观测结束后再进行暗背景观测。 临边成像光谱仪进行扫描观测时, 不同的扫描指向角度辐射响应存在相对差异, 需要对响应差异进行评估校正, 临边成像光谱仪一个扫描序列中扫描镜不同指向响应的相对偏差如图7所示。

图7

Fig.7

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	图7 扫描响应(a)临边成像光谱仪扫描序列辐射响应; (b)扫描镜不同角度响应的相对偏差Fig.7 Scanning result (a) Radiation response of scanning sequence; (b) Relative deviation of radiometric response

由结果可知, 扫描镜不同指向响应的相对偏差为± 0.5%, 此参数可应用于响应偏差的校正。 辐射定标结果如图8所示。

图8

Fig.8

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	图8 辐射定标结果 (a): 线性拟合; (b): 辐射响应系数Fig.8 Radiometric calibration results (a): Linear fitting; (b): Radiometric coeff

25 ms的短曝光用于探测低空太阳散射光谱, 3.2 s的长曝光用于探测高空气辉谱线。 辐射定标过程的不确定度主要包括: (1)基于光谱辐射计测量的积分球开口辐亮度的不确定度, 包括积分球面非均匀性0.5%, NIST标准辐照度灯传递到光谱辐射计的不确定度为3.3%; (2)载荷响应的非稳定性不确定度0.8%; (3)载荷响应的线性不确定度0.78%。 辐射定标合成不确定度为3.6%。

获取到临边成像光谱仪定标参数后, 以此为基础研究仿真气辉谱线的响应。 首先计算大气层不同高度气辉辐射谱线, 然后基于临边成像光谱仪的光谱响应函数、 探测参数计算得到气辉的响应谱线。

大气氧气辉发射谱线为氧分子的振动-转动辐射光谱, 主要为激发态氧分子第一能级向基态的自发辐射产生^[10]。 对于氧气A(762 nm)气辉为b¹ Σ+g→ X³ Σg-, 其光化学过程主要包括三种过程: 大气共振散射; 基态氧气通过和氧气、 臭氧光解产生的原子氧碰撞湮灭和Barth化学反应。 利用遥感探测数据可以对气辉的分布和特性进行分析^{[11, 12, 13]}。 在温度T时的气辉发射谱线ε(ν₀)和氧气分子吸收谱线强度σ的关系^[14]为

ε(ν0)=c0σν02ec2ν0/T-1(5)

式(5)中, c₀为比例系数, 其与激发态氧分子数 O2*成正比, ν₀为转动谱线的中心波数, c₂为普朗克定律里的第二辐射常数。 根据式(6)即可计算气辉谱线的辐射强度, 其中σ可由HITRAN^[15]数据得到, 线强计算时选取Voigt线型, 激发态氧分子数 O2*, 可由总的积分体辐射率VER [photons· s^-1· cm^-3]得到

VER=O2* ·A21(6)

采用剥洋葱算法对气辉谱数据进行反演得到体辐射率, 剥洋葱算法的前提是假设大气均匀分层, 从最顶层开始反演, 因最顶层高度较高且不受其他层的影响, 可以直接计算得到体辐射率, 对于第二切高层, 从氧气辉谱中去除上一层的辐亮度贡献后, 只剩本层气辉辐亮度进而获得本层的体辐射率, 依次类推能够得到整层大气的体辐射率, 每层大气的温度、 气压、 氧气分子密度等参数由MSIS^[16]数据库得到。 对底层为第一层大气, 最高层为第N层大气。 最顶层大气体辐射率和第j层体辐射率分别由式(7)和式(8)计算得到

rN(H, λ)=4π·RN(H, λ)LN(H, λ)·e-τN(7)

rj(H, λ)=4πLj(H, λ)·e-τj[Rj(H, λ)-∑n=NN-j+1Rn(H, λ)](8)

式(7)和式(8)中, r(H, λ)为氧气体辐射率(单位photons· nm^-1· cm^-3· s^-1), H为SCIAMACHY临边切高, λ为波长, R(H, λ)为气辉光谱辐亮度(单位photons· cm^-2· nm^-1· sr^-1· s^-1), N为垂直扫描次数, L(H, λ)为临边观测的视线长度, e^-τ 为观测视线对应的大气透过率, τ为大气光学厚度。 n为第j层到最顶层的层序号, 即需要剥离的洋葱层。

在轨实测数据来源于SCIAMACHY载荷, 其为欧空局研制的载荷, 于2002年3月1日发射升空, 具有天底、 临边和掩星观测功能, 临边观测范围为垂直方向100 km, 水平方向1 000 km, 垂直方向空间分辨率2.6 km。 SCIAMACHY仪器光谱范围为240~2 385 nm, 仪器设计为八个光谱通道, 每个通道采用线阵探测器。 图10为SCIAMACHY载荷在轨实测气辉谱线。

图10

Fig.10

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	图10 (a)SCIAMACHY在轨观测的气辉谱线; (b)反演的体辐射率Fig.10 (a) Airglow spectral lines observed by SCIAMACHY in orbit; (b) VER retrieved from SCIAMACHY using onion-peeling method

SCIAMACHY的垂直分辨率为3 km, 在60~90 km范围大气分了10层, 每层大气厚度为3 km, 先对垂直方向的单个波长反演然后对所有波长积分, 得到积分体辐射率后, 根据式(4)计算不同切高处的高分辨率气辉发射谱线如图11所示。

图11

Fig.11

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	图11 不同临边切高的气辉谱线计算结果Fig.11 Airglow spectral lines calculated by the forward model

从结果可以看出, 气辉谱线由多条分离的谱线组成, 不同高度气辉辐射强度不同, 在90 km处辐射较强, 是因为此区域激发态氧分子的体辐射率较大, 并且受到大气氧分子吸收作用较小, 在60 km处辐射较弱, 主要原因是此区域大氧分子对气辉有较强的吸收作用。 另外不同切高气辉谱线强度的相对分布不同, 如从90到60 km大气温度是增加的, 对应的气辉谱线两侧辐射强度增强, 表明大气温度决定了气辉谱线的分布, 原因是随着温度的增加, 更高的转动能级对光谱的贡献增加, 影响光谱带的形状^[17]。 计算得到高分辨率的气辉谱线B(λ)与临边成像光谱仪响应函数R(λ)卷积可得到临边成像光谱仪分辨率下的气辉谱线形状, 结合实验室定标获取的辐射响应系数α(λ), 可以模拟得到临边成像探测仪的谱线响应N(λ)

N(λ)=B(λ)⊗R(λ)/α(λ)(9)

由临边成像探测仪光谱定标表明, 式(9)中的R(λ)为高斯函数分布, 半高宽为1.38 nm, 卷积后不同切高在曝光时间3.2 s 对应的气辉响应谱线如图12所示。

图12

Fig.12

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	图12 临边成像探测仪在不同切高处的气辉响应谱线Fig.12 Response simulation of airglow at different target heights

仿真结果表明临边成像光谱仪能够探测出气辉谱线, 谱线形状可以表征其对温度的依赖性, 如临边切高90到60 km大气温度的升高带来气辉谱线展宽。 模拟谱线时CCD设置温度为-20 ℃, 对应的暗噪声DN值为30左右, 谱线DN值达到饱和值的20%~50%, 说明在3.2 s最长曝光时间下载荷能够获取较好的信噪比, 图中气辉响应谱线为仪器中心视场结果, 由于临边大气不同高度目标光谱辐射强度相差较大, 因此扫描镜指向不同高度大气时, 曝光时间、 采集次数等都可以更改, 并且成像电路可以在空间视场不同行像元进行合并, 增加探测电子数, 提升探测信噪比。 基于仿真谱线可应用于温度反演算法中, 相较于干涉仪, 临边成像光谱仪光谱分辨率较低, 反演算法采用光谱的分辨率要求不高的最优估计法^[18], 最优估计算法将测量谱线和仿真的气辉谱线进行迭代, 并加入先验的温度廓线信息, 能够保证反演结果的精度和稳定性, 临边成像光谱仪最优估计算法如式(10)所示。

xi+1=xa+SaKTi(KiSaKTi+Sε)-1[y-F(xi)+Ki(xi-xa)](10)

式(10)中, x_i+1为x_i经过第i次的温度迭代值, x_a为温度先验值, S_a为先验值协方差矩阵, S_ε 为测量协方差矩阵, y为临边成像光谱仪在轨探测气辉谱线, F(x_i)为仿真计算的气辉谱线, K为雅克比矩阵, 此表征了气辉谱线对反演参量的敏感性。 利用参数扰动Δ n和仿真谱线的变化Δ F(x)可得到雅克比矩阵。

K=ΔF(x)Δn(11)

式(11)中, Δ n的扰动量可以根据实际反演需求设置, 根据扰动分析结合最优估计算法可以获取温度廓线^[19], 这里以温度扰度5 K, 大气氧分子密度扰动5%为例, 扰动结果如图13 所示。

图13

Fig.13

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	图13 气辉谱线扰动结果 (a): 温度扰动5 K; (b): 大气氧分子密度扰动5%Fig.13 Disturbance results (a): Temperature of 5 K; (b): O2 number density of 5%

结果表明大气温度增5 K后对应的DN值增加, 相对变化从60 km处的2.5%增加到90 km处的4.1%, 大气氧分子扰动5%后DN值降低, 这是由于大气氧分子对气辉吸收效应, 低空大气氧气密度大对应的吸收效应强, 而高空大气氧气稀薄对应的吸收效应弱, 所以DN值相对变化从60 km处的1.9%降低到90 km处的0.07%。