利用LBH輻射圖像數據反演大氣O/N2方法

丁廣興，陳 波

（中國科學院長春光學精密機械與物理研究所，長春市 130033）

1 引言

極光LBH輻射是太陽風攜帶能量粒子沿地球磁力線沉降進入極區高層大氣并與高層大氣中的N2分子碰撞激發產生，中低緯度電離層LBH輻射與O135.6 nm輻射是太陽短波輻射電離高層大氣產生的光電子碰撞激發高層大氣中的N2分子與O原子產生［1，2］.通常極光卵位置介于磁緯65°與75°之間，但在磁暴或亞暴發生時，極光會向夜側低緯度偏移.從空間對極光成像可以提供沉降粒子的時空分布信息，推斷出沉降粒子源于磁層位置，進而研究磁層能量傳輸過程［3，4］.綜合利用空間LBH觀測圖像數據和O135.6 nm觀測數據反演電離層O/N2比值，研究高層大氣中粒子組分變化等問題.

針對極光與電離層的空間遙感觀測已經發展了40 余年，在此期間，多種成像相機及光譜儀（工作在X射線波段、遠紫外波段、可見光波段）發射升空用于研究極光電離層現象，這些儀器大致可分為兩類.第一類儀器屬于運行在極軌橢圓軌道上的多光譜相機，如在DE-1 衛星上的極光掃描相機（SAI）［5］，IMAGE衛星上的寬帶成像相機（WIC）和光譜成像儀（SI）［6］，Polar衛星上的紫外相機（UVI）［7］等等.這些儀器工作在遠紫外波段，對極光某些特征譜段（H121.6 nm，O130.4 nm，O135.6 nm和N2LBH）進行成像觀測.由于衛星軌道和儀器設計的原因，這些儀器只能在遠地點獲得相對較大但分辨率較低的極光圖像.另一類儀器搭載在低軌道高度衛星上，能夠獲得較高分辨率的極光圖像，但觀測視場的限制使得無法瞬時獲得極光全貌，例如TIMED衛星上的GUVI和DMSP系列衛星上的SSUSI［8，9］.綜合上述兩類儀器的特點，中國科學院長春光學精密機械與物理研究所研制出的大視場（130°×130°）高分辨率極光觀測設備—廣角極光成像儀（WAI），用于監測極光動態變化，研究磁層動力學過程.

極光形態往往被認為是電離層-磁層系統的投影，在過去的十年中，利用空間極光觀測數據，研究學者發現了許多極光的大尺度結構，對磁層中的物理化學過程有更深入的理解［10，11］.遠紫外波段極光輻射與日輝輻射遙感觀測數據可用來反演計算多種重要空間物理參數，如電離層O/N2比值、極光邊界位置、有效沉降電子通量、電子平均能量和電離層電導率等等［1-4］.電離層O/N2比對大氣組分變化極其敏感，該比值反應了大氣內部加熱等動力學過程［12，13］.當太陽風暴來臨時，太陽風攜帶的大量能量粒子轟擊地球大氣層，產生的焦耳加熱和高能粒子沉降會導致大氣溫度升高和大氣O/N2比值下降，這是由于該過程中O原子含量將減小而N2分子數量相對穩定導致的，所以O/N2比值通常被用作監測熱層擾動的指標.此外，O/N2比值的變化也與電離層F層峰值電子密度和總電子密度含量有關［14］.許多研究表明，綜合利用空間觀測O135.6 nm輻射數據和LBH輻射數據可反演計算電離層O/N2比值［15，16］.參考AURIC計算LBH輻射光譜結果，本文最后給出了利用WAI觀測的LBH輻射圖像數據反演大氣O/N2比值理論計算方法.

2 LBH輻射傳輸機理

N2LBH輻射是分子帶狀輻射，覆蓋遠紫外波段127 nm處至中紫外波段240 nm處的光譜范圍.如式（1）所示，該輻射是N2由激發態（α1∏g）至基態（X1Σg+）的輻射躍遷而產生，此為電偶極禁止躍遷.由選擇定則可知，在這兩個態之間可以發生的是電四極矩躍遷和磁偶極矩躍遷.實際上，在分子光譜中最先被觀測到的是電四極矩躍遷貢獻的LBH帶.每個LBH帶由（O，P，Q，R，S）五個分支組成，其中（P，Q，R）三個分支是由磁偶極矩躍遷和電四極矩躍遷混合組成的，對應于ΔJ=-1，0，1；其余兩個分支（O，S）則為純電四極矩躍遷，對應于ΔJ=-2，2.

每個LBH帶的輻射強度的計算需要實驗室測量的原子物理參數，其中關于基態（X1Σg+）的測量數據由Loftus與Krupenie整理［17］，而激發態（α1∏g）的測量數據是由Vanderslice等人整理［18］.LBH帶的體輻射速率jλ可通過式（2）來計算

式中，fλ表示某個LBH帶占總的LBH帶系的輻射組分，j（z）表示海拔高度z處于α1∏g態氮氣分子的產生速率.對于fλ的值，計算可采用Ajello與Shemansky的實驗室測量結果［19］.處于α1∏g態的氮氣分子的產生速率j（z），可采用電子碰撞直接激發理論來計算，其值等于g 因子與氮氣分子密度的乘積，如式（3）和（4）所示

上式中，φ（E，z）代表海拔高度z處的電子通量，σex（E）表示α1∏g態的激發截面，E0表示α1∏g態的激發勢能閾值，Emax表示所考慮的電子能量的上限.

從空間對LBH輻射進行觀測，觀測量為LBH柱輻射率.某一觀測視線LOS方向的柱輻射率Iλ等于此方向上各點處的體輻射率與一個光子由發射點處傳輸至觀測點處而不被散射的幾率的乘積沿該方向的積分，可通過下式來計算（單位為Rayleigh）

式中，Zt表示輻射產生區域的下邊界；Zu表示輻射產生區域的上邊界；μ表示觀測角的余弦值，即μ=cosθ，觀測角θ的定義如圖1 所示，即觀測視線LOS方向與當地天底方向之間的夾角；jλ表示某個波長的體輻射率；tλ表示氧氣分子對某個LBH波長吸收的光學厚度；表示氧氣分子對某個LBH波長的吸收截面.

圖1 空間觀測儀器觀測視線及觀測角定義圖.Fig.1 Definition of line of sight and observation angle of space observation instrument

LBH帶光子的輻射傳輸過程主要考慮的是氧氣分子的吸收效應，而忽略氮氣分子自身的吸收作用，即氮氣分子對于LBH帶光子是“光學薄”的.因此LBH帶光子的散射幾率可通過計算氧氣分子的吸收光學厚度來解決，氧氣分子的吸收截面數據參考文章［20］.

3 WAI觀測LBH極光輻射

WAI在國內外首次實現通過觀測N2LBH帶輻射對極光和電離層進行大視場、高分辨率成像.WAI觀測波段為140 nm-180 nm，成像儀由兩個相同的成像鏡頭組成，每一個成像鏡頭的瞬時觀測視場為68°×10°，其中68°為跨軌方向，10°為沿軌方向.兩個鏡頭拼接從而使瞬時視場達到130°×10°，通過機身轉動結構，在2 min 時間內實現對極區130°×130°掃描成像.每個光學鏡頭均由一套離軸四反光學系統、氟化鋇濾光片和一個光子計數成像探測器組成.在110 km的參考觀測高度上，WAI的星下點分辨率為10 km，兩個探測頭部的靈敏度均大于0.01 counts/s/Rayleigh/pixel，從而保證了無論是在亞暴發生還是磁暴發生過程中，成像儀能夠觀測到極光的邊界以及內部精細結構［21］.截至目前，WAI在軌成功工作并下傳積累了大量極光與電離層觀測數據，其觀測極光圖像如圖2 所示.

圖2 WAI在2018年5月5 日20 點44 分觀測到的南半球極光圖像.由圖可以得出，WAI在跨軌方向瞬時可觀測范圍達5000 km.Fig.2 The auroral image in southern hemisphere was observed by WAI at 20：44 on May 5，2018.The instantaneous observation range of WAI is 5000 km in the cross orbit direction

4 O/N2比計算

單獨利用高緯度WAI觀測極光數據可用來研究極光動力學過程，綜合WAI觀測的中低緯度LBH輻射數據與空間觀測的O135.6 nm輻射數據，可以反演電離層O/N2柱密度比.Meier和Anderson給出了遠紫外波段O和N2日輝輻射譜線的系統研究，Strickland 給出了O（5S）135.6 nm和N2（α1∏g）LBH輻射譜線柱密度計算公式如下［12］（單位：Rayleigh）

式中，zl和zu分別表示輻射產生區域的上下邊界，μ是觀測角的余弦值，λ表示光譜波長，fλ是體輻射率jLBH在波長λ處占的組分，jOI135.6是包含復合散射效應在內的總的體輻射率，tλ（z）表示在波長λ處O2吸收光學深度，T（z）表示O原子自吸收方程.參考Strickland 等人的研究［12］，O/N2柱密度比值的理論方程可由公式（9）給出

式中，NT表示總的垂直柱密度.公式（9）表明，O/N2柱密度比值與O135.6/LBH比值成線性關系.圖3 是利用AURIC算法計算的電離層中低緯度120 -240 nm波段輻射光譜，圖中藍色實線標注的是O135.6 nm譜線，橘色實線之間譜線表示的是LBH 140 -180 nm輻射譜線［20］.圖4 是利用AURIC算法模擬計算的2018 年5 月5 日和2018年6 月22 日兩天中O135.6 nm輻射強度與LBH 140 -180 nm輻射強度比值與MSISE00 大氣模型計算的大氣O與N2比值關系圖.圖中數據顯示O135.6 nm/LBH與O/N2之間存在高的線性相關關系.紅色實線代表了O135.6 nm/LBH與O/N2的線性擬合，擬合公式如式（10）所示.

該公式給出了利用WAI觀測LBH輻射圖像數據計算大氣O/N2比值的計算方法.

5 結論

本文給出了N2LBH波段輻射產生及傳輸理論計算公式與WAI在軌獲得的極光LBH波段輻射圖像.結合AURIC模擬計算的O135.6 nm輻射數據、LBH 140 -180 nm輻射數據以及MSISE00大氣模型計算的O、N2數據，給出了利用WAI觀測圖像數據反演大氣O/N2比值的計算方法，理論分析表明，該方法反演出的O/N2比與大氣模型計算的O/N2比線性相關性為0.989.在FY-3D衛星上搭載WAI和電離層光度計（IPM）兩臺儀器，可以同時監測全球極光、電離層圖像和O135.6 nm輻射，但是IPM僅觀測到衛星星下點處不同地理位置點的O135.6 nm輻射亮度分布，而WAI拍攝到的是全球140 -180 nm波段內的圖像分布.在后續的WAI和IPM觀測數據反演大氣O/N2比值中，擬根據星上觀測視線采用插值的方法來計算全球大氣O/N2比，獲得全球O/N2比高分辨率分布.

圖3 AURIC算法計算的電離層中低緯度120 -240nm波段輻射光譜，藍色實線標注的是O135.6nm譜線，橘色實線之間譜線表示的是LBH 140 -180nm輻射譜線.Fig.3 The O135.6nm spectral line marked by blue solid line and the LBH 140 -180nm spectral lines marked by orange solid lines are calculated by AURICalgorithm.

圖4 O135.6nm譜線輻射強度與LBH 140 -180nm輻射譜線強度比值與MSISE00 大氣模型計算的大氣O與N2比值關系圖.兩類數據擁有高的線性相關系數CC=0.989，紅色實線表示兩類數據的線性擬合，擬合公式為O/N2=2.305 ×O135.6/LBH140-180nm-0.165.Fig.4 The relationship between the ratio of O135.6nm to LBH 140 -180nm intensity and the atmospheric O/N2calculated by MSISE00 atmospheric model.The two data have a high linear correlation coefficient CC=0.989.The red solid line indicates the linear fitting of the two data，the formula is O/N2=2.305 ×O135.6/LBH140-180nm-0.165.

致 謝：針對文中研究所用到的數據，作者們特此感謝中國國家氣象局氣象衛星中心提供的FY-3D WAI觀測數據，感謝美國計算物理實驗室提供的AURIC算法.感謝中國科學院長春光學精密機械與物理研究所空間一部極紫外研究室各位同事在文章寫作期間給予的指導和幫助.