李 政,涂 翠*,吳小成,胡 雄

1.中國科學院國家空間科學中心，北京 100190 2.中國科學院大學，北京 100049 3.中國科學院空間環(huán)境態(tài)勢感知重點實驗室，北京 100190

引 言

電離層環(huán)境是日地空間環(huán)境的重要組成部分，電離層氣輝是分布于全球全時段的信號源，通過天基成像儀對電離層環(huán)境中的氣輝進行觀測，能夠反映電離層特性如電子總含量、重力波和等離子體泡分布等，是有效的電離層探測方式[1-2]。天基觀測的特點決定了它具有全球范圍觀測的優(yōu)勢，且收到的信號幾乎不被地球大氣吸收。

國外對電離層氣輝的天基觀測方式早已開展，如2002年搭載于TIMED衛(wèi)星上的GUVI通過對電離層135.6 nm臨邊單光譜輻射的探測反演夜間電子濃度剖面[3]。2004年Formosat-2衛(wèi)星上的ISUAL成像儀為研究F層電離層的物理過程，首次對630 nm氣輝進行臨邊成像觀測[4]。2012年在國際空間站上實施的ISS-IMAP任務利用兩個獨立的光譜儀VISI和EUVI，分別用來觀測可見近紅外氣輝和極紫外氣輝[5]，獲得的數(shù)據(jù)用來研究等離子體泡等電離層擾動現(xiàn)象。我國對電離層氣輝探測也進行了研究，搭載于FY-3(04)衛(wèi)星上的電離層光度計是我國第一臺天基電離層光學遙感載荷，該光度計通過對電離層135.6 nm和N2LBH帶輻射強度的探測，獲得了星下點電離層電子密度TEC、NmF2以及氧氮比等信息[6]。目前國外天基氣輝觀測多使用光譜儀，光譜儀設計復雜、成本高昂，而國內(nèi)天基電離層光度計難以獲得空間二維信息。開展天基氣輝成像儀的研究，實現(xiàn)電離層的二維成像觀測，將為電離層探測研究提供更全面的資料，具有重大科學和應用價值。電離層氣輝有135.6和630 nm兩個主要觀測波段，其中630 nm OI氣輝是中緯度夜間最強的可見光氣輝波段之一，該波段輻射強度變化與電離層F2層高度的電子密度和中性成分變化密切相關，選擇對該波段氣輝進行分析，并給出了結合成像儀和軌道參數(shù)的氣輝天底成像仿真，仿真結果有利于推動天基成像儀的設計研制和參數(shù)優(yōu)化，有利于豐富和擴展電離層探測手段。

1 天基電離層氣輝成像原理

在衛(wèi)星上開展電離層氣輝成像觀測時，如圖1所示，成像儀在氣輝距離H處上方以相對速度v運動，并以視場角θ對幅寬為w的氣輝進行掃描成像，單個像元對應的氣輝水平寬度為水平分辨率a，成像儀光學系統(tǒng)內(nèi)部帶有濾光片，只讓特定波段的光通過以濾除雜光。氣輝信號(光子數(shù))通過鏡頭聚焦于焦平面上的CCD(charge-coupled device)，CCD將光子數(shù)轉換為電信號，從而記錄氣輝的二維信息。由于衛(wèi)星的高速運動，在衛(wèi)星上開展對地成像觀測，必然會引起成像模糊，降低成像分辨率。只有盡可能縮短曝光時間，才能提高成像分辨率。但縮短曝光時間，又會導致相機收集到的信號強度減弱，降低信噪比。為解決這一難題，需采用時間延時積分成像方式TDI(time delay and integration)，該成像方式可以極大提高信噪比。

圖1 天基氣輝成像儀成像示意圖Fig.1 Imaging diagram of space borne airglow imager

根據(jù)上述原理，開展電離層氣輝成像儀成像仿真，需進行以下分析：(1)計算電離層氣輝輻射強度；(2)分析成像儀光學系統(tǒng)的信號收集能力；(3)分析成像儀的電子學性能。綜合以上分析，給出電離層氣輝成像儀的設備參數(shù)優(yōu)化和性能評估。

2 氣輝輻射強度仿真分析

2.1 氣輝輻射強度計算理論

電離層中630 nm波段氣輝輻射是各向同性的，使用體輻射率(volume emission rate，V(h))來表示電離層中單位體積的氣輝輻射大小，單位為photons·cm-3·s-1。使用輻射強度(radiation intensity，I)表示單位面積的氣輝輻射大小，單位為Rayleigh[8]，1 Rayleigh=106photons·cm-2·s-1。衛(wèi)星對氣輝進行天底觀測，觀測到的氣輝強度I是對體輻射率V(h)的垂直路徑積分效應，氣輝強度I仍然具有各向同性性質。以Rayleigh為單位表示，I可由式(1)得出，hSAT為衛(wèi)星海拔高度

(1)

對于氣輝體輻射率的計算，我們利用Vlasov等提出的體輻射率公式[9]，該公式綜合考慮了電離層分子離子的影響

(2)

式中括號代表括號內(nèi)分子離子的數(shù)密度。公式中涉及到的參數(shù)列于表1[9]。

表1 體輻射率公式參數(shù)數(shù)值Table 1 Parameters value

反應系數(shù)k與速率系數(shù)α的計算涉及到中性物質溫度Tn、電子溫度Te，體輻射率式(2)涉及到電子數(shù)密度ne、分子和離子數(shù)密度，這些參數(shù)會隨時間和空間不斷變化。利用國際電離層經(jīng)驗標準模型IRI2016計算得到兩種溫度、電子、氮離子、氧離子和氧原子離子數(shù)密度，利用大氣模型NRLMSISE-00計算得到氧氣、氮氣和氧原子數(shù)密度。為直觀顯示使用上述方法計算出的氣輝輻射特性，驗證模型計算方法的正確性，計算了典型氣輝體輻射率隨高度的廓線(太陽活動高年2014年和活動低年2018年3月21日12:00 UT，180°E，0°N)，如圖2所示，縱坐標為海拔高度h，橫坐標為體輻射率V(h)。不同年份的氣輝體輻射率均在海拔250 km附近達到最大值，且體輻射率大小與太陽活動強度有關，符合預期。

圖2 典型630 nm氣輝體輻射率廓線Fig.2 Typical 630 nm airglow volume emission rate profile

2.2 氣輝輻射強度仿真結果與分析

上述氣輝輻射模型符合夜間計算，并且天基電離層氣輝成像儀通常在夜間工作，因此本文只對夜半球氣輝情況進行仿真。根據(jù)以上分析，使用IRI2016和NRLMSISE-00模型獲得太陽活動高年2014年和活動低年2018年的電離層參數(shù)，將全球按照經(jīng)度×緯度為5°×5°劃分網(wǎng)格，由于高緯度地區(qū)極光的影響更為復雜，這里僅計算全球緯度70°以下地區(qū)的氣輝強度分布。分別選擇太陽活動高年2014年和活動低年2018年中的四個具有特殊太陽直射角的時間：春分、夏至、秋分和冬至日，分別去除日落后和日出前1.5 h內(nèi)仍受太陽直射的曙暮氣輝數(shù)據(jù)，仿真在這四個時間氣輝所能達到的強度和分布，用以分析成像儀在各種情況下的成像效果。

經(jīng)過統(tǒng)計，圖3和圖4對應的太陽活動高年夜半球平均輻射強度為115 Rayleigh，為太陽活動低年夜半球平均輻射強度50 Rayleigh的兩倍多。在春分和秋分日，赤道地區(qū)的氣輝輻射強度要大于中高緯度地區(qū)，最強可達530 Rayleigh。在冬至日，太陽直射點在南半球，導致夜間氣輝強度南半球大于北半球。夏至日則相反，此時太陽直射點在北半球，夜間氣輝強度北半球要大于南半球。仿真結果表明630 nm的氣輝輻射強度分布與太陽直射點有著密不可分的關系。輻射強度仿真結果的大小和分布符合衛(wèi)星載荷GLO-1[12]和國際空間站IMAP任務[13]對630 nm氣輝的實際觀測結果。該仿真結果提供了氣輝強度的分布和極值情況，為成像儀指標的設定提供理論依據(jù)。

圖3 太陽活動高年(上)和低年(下)的春分日(左)、夏至日(右)夜氣輝輻射強度分布(Rayleigh)Fig.3 Airglow intensity distribution of spring equinox and summer solstice with high and low solar activity (in Rayleigh)

圖4 太陽活動高年(上)和低年(下)的秋分日(左)、冬至日(右)夜氣輝輻射強度分布(Rayleigh)Fig.4 Airglow intensity distribution of autumnal equinox and winter solstice with high and low solar activity (in Rayleigh)

3 天基成像鏈路與仿真分析

3.1 天基成像仿真分析方法

3.1.1 光學系統(tǒng)鏈路分析

對電離層氣輝進行天底觀測時，氣輝信號成像于光學系統(tǒng)焦平面上，焦平面中心與CCD中心重合，如圖5所示，進入CCD灰色區(qū)域的光子數(shù)即為有效光子數(shù)。設電離層氣輝成像儀光學系統(tǒng)視場角為θ，立體角為Ω，立體角與視場角的轉換關系為式(3)

(3)

這樣，單位時間內(nèi)到達光學系統(tǒng)焦平面上的光子數(shù)Np與氣輝強度I、立體角Ω、入瞳直徑D和光學系統(tǒng)透過率τ的關系為

(4)

氣輝信號在焦平面所成像的圓面積為S0，長條形CCD截取其中的灰色面積S作為積分區(qū)域，如圖5所示，CCD的寬為l，區(qū)域S半長為d，所成像的像高即圓S0的半徑r為

圖5 焦平面成像示意圖Fig.5 Focal plane imaging diagram

(5)

通過r，l能夠求出d，從而進一步求出S和S0的面積。根據(jù)CCD像元尺寸，計算得到S區(qū)域內(nèi)的像元個數(shù)n，則單位時間內(nèi)每個像元收集的光子數(shù)為

(6)

3.1.2 光電轉換鏈路分析

電離層氣輝成像儀的光電轉換部分采取了TDI成像技術，其成像過程為：成像儀跟隨衛(wèi)星運動時，對天底氣輝進行長時曝光成像。在t0時刻，氣輝在CCD的第一行成像，產(chǎn)生電荷信號。經(jīng)t1秒后，由于衛(wèi)星運動，同一信號移至第二行成像，第二行再次對該信號進行累積，同時時鐘信號驅動第一行上產(chǎn)生的電荷轉移到第二行，此時第二行像元就包含了t0和t1兩個時刻曝光產(chǎn)生的電荷，使得電荷量增加了一倍。以此類推，若CCD級數(shù)為M，則輸出信號將增至原來的M倍。設f為光學系統(tǒng)等效焦距，v為星下點速度，vp為圖像在焦平面上的運動速度，H為鏡頭與氣輝的距離[14]，由幾何光學成像關系得到vp=vf/H。設α為像元尺寸，則單個像元曝光時間為α/vp。CCD曝光時間為

(7)

式(7)表明曝光時間和級數(shù)M、像元尺寸α成正比，和焦距f成反比?？紤]到CCD量子效率Q的影響，經(jīng)過曝光時間t累積，輸出像元中的電子數(shù)為

Ns=NpstQ

(8)

3.1.3 信噪比分析

成像儀的噪聲可分為輸入噪聲、讀出噪聲、像元區(qū)噪聲。輸入噪聲主要為光子噪聲Nnp，是入射光子數(shù)的平方根值，讀出噪聲Nr為CCD讀出電路引入噪聲。像元區(qū)噪聲主要為暗噪聲Nni，其等效電子數(shù)為暗電流電子數(shù)的平方根。總噪聲Nn和信噪比SNR分別為

(9)

(10)

3.1.4 氣輝觀測幅寬和分辨率

成像儀在進行天底觀測時，氣輝幅寬w和單個像元對應成像分辨率a分別為

(11)

(12)

3.2 典型成像儀設備參數(shù)觀測仿真

為分析成像儀的最終成像效果，選取某一典型參數(shù)進行成像仿真。CCD芯片規(guī)格列于表2。軌道設計參數(shù)和光學參數(shù)列于表3。

表2 CCD芯片規(guī)格參數(shù)Table 2 CCD Specifications

表3 天基成像儀參數(shù)Table 3 Parameters of the Imager

光學系統(tǒng)透過率τ為鏡頭透過率0.8與濾光片透過率0.65的乘積。為進一步提高信噪比，我們采用了binning2×2技術使像元合并2×2輸出，級數(shù)M設定為128。根據(jù)式(7)得到該CCD的延時積分時間為17.75 s。根據(jù)式(11)和式(12)同時考慮binning2×2技術，得到CCD成像分辨率為128×250，氣輝水平分辨率1 km，氣輝掃描寬度w為245km。由3.1節(jié)的分析畫出圖6氣輝輻射強度對應的成像儀觀測信噪比。在對太陽活動高年夜半球平均115 Rayleigh輻射的成像可以實現(xiàn)信噪比16.2，太陽活動低年夜半球平均50 Rayleigh的輻射成像可實現(xiàn)信噪比為10。最大輻射強度可達530 Rayleigh，此時單個像元產(chǎn)生的1.8×103個光生電子低于CCD的峰值信號，不會使電子溢出。綜上所述，此成像儀的設計參數(shù)在多數(shù)情況下都能夠實現(xiàn)很好的成像觀測。

圖6 氣輝輻射強度與成像信噪比的關系Fig.6 Relationship between airglow intensity and SNR

為實現(xiàn)該成像儀在太陽活動高年夜間的掃描成像仿真，設在2014年3月21日12:00 UT，衛(wèi)星從70°S，170°E上空700 km處開始向東進行掃描觀測，衛(wèi)星軌道為圓形軌道，由于衛(wèi)星只在夜間觀測，因此在每個周期內(nèi)只仿真夜半球的成像，總計運行14個周期。每個周期內(nèi)衛(wèi)星星下點的電離層數(shù)據(jù)時間，使用該衛(wèi)星在此周期經(jīng)過赤道上空的時間，從全球時來看跨度為2014年3月21日12:00 UT至3月22日9:20 UT。綜合氣輝幅寬和水平分辨率計算結果，并在成像信號中加入呈正態(tài)分布的讀出噪聲、呈泊松分布的光子噪聲與暗噪聲，正態(tài)分布數(shù)學期望設為mu=6，標準偏差設為sigma=3。使用表3的軌道參數(shù)和衛(wèi)星星下點軌跡計算分析方法[15]，獲得了衛(wèi)星在此時間段內(nèi)運行的掃描成像信號和信噪比仿真。

在此14個周期內(nèi)，較強的信號源主要集中在中緯和低緯地區(qū)，信噪比可以達到10以上。氣輝全球尺度結構能夠被清晰觀測，如圖7中能夠觀察到電離層“赤道異?！倍鸬臍廨x雙峰結構。

圖7 太陽活動高年成像儀成像信號(a，單位為電子數(shù))和信噪比(b)仿真Fig.7 The simulation of imaging signal (a)and SNR (b)for high solar activity

為分析該成像儀在太陽活動低年夜間的成像效果，將觀測時間設為從2018年3月21日12:00 UT開始，仿真結果顯示太陽活動低年時進行的成像效果弱于在太陽活動高年時的成像效果，較強的信號源主要集中在低緯地區(qū)，因此只能對低緯地區(qū)的氣輝進行探測，圖8能夠觀測到位于赤道附近的尺度結構，比如氣輝強度峰值分布與地理赤道的偏離。

圖8 太陽活動低年成像儀成像信號(a，單位為電子數(shù))和信噪比(b)仿真Fig.8 The simulation imaging signal (a)and SNR (b)for low solar activity

4 結 論

系統(tǒng)地研究了電離層中由氧原子1D態(tài)至3P的輻射躍遷所產(chǎn)生630 nm氣輝輻射的計算和仿真方法，并且得到了太陽活動高年2014年和太陽活動低年2018年不同時節(jié)的全球氣輝輻射強度分布，氣輝強度分布整體趨勢與理論預期相符。通過詳細分析，在太陽活動高年夜間，630 nm氣輝輻射強度平均值達到了115 Rayleigh，是太陽活動低年50 Rayleigh的兩倍多。赤道地區(qū)的氣輝輻射強度大于中高緯度地區(qū)。

本文完整地分析了電離層氣輝成像儀的整個成像鏈路和信噪比。以一個典型成像儀參數(shù)，首次給出了結合軌道參數(shù)的630 nm氣輝天底成像仿真，結果表明該成像儀在太陽活動高年能夠清晰觀測到電離層氣輝全球尺度結構；在太陽活動低年能夠觀測到氣輝低緯地區(qū)尺度結構。對于成像的分析，本文沒有考慮地面光污染的影響，為進行更加完備的觀測仿真，推動電離層氣輝成像儀參數(shù)的進一步優(yōu)化，下一步的工作將進一步分析地面光污染對氣輝成像造成的影響。