丁廣興，陳 波

（中國科學(xué)院長春光學(xué)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(fēng)攜帶能量粒子沿地球磁力線沉降進入極區(qū)高層大氣并與高層大氣中的N2分子碰撞激發(fā)產(chǎn)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(chǎn)生的光電子碰撞激發(fā)高層大氣中的N2分子與O原子產(chǎn)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(fā)生時，極光會向夜側(cè)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(shù)據(jù)和O135.6 nm觀測數(shù)據(jù)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(jīng)發(fā)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(yuǎn)紫外波段、可見光波段）發(fā)射升空用于研究極光電離層現(xiàn)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(wèi)星上的極光掃描相機（SAI）［5］，IMAGE衛(wèi)星上的寬帶成像相機（WIC）和光譜成像儀（SI）［6］，Polar衛(wèi)星上的紫外相機（UVI）［7］等等.這些儀器工作在遠(yuǎn)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(wèi)星軌道和儀器設(shè)計的原因，這些儀器只能在遠(yuǎn)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(wèi)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(wèi)星上的GUVI和DMSP系列衛(wèi)星上的SSUSI［8，9］.綜合上述兩類儀器的特點，中國科學(xué)院長春光學(xué)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(shè)備—廣角極光成像儀（WAI），用于監(jiān)測極光動態(tài)變化，研究磁層動力學(xué)過程.

極光形態(tài)往往被認(rèn)為是電離層-磁層系統(tǒng)的投影，在過去的十年中，利用空間極光觀測數(shù)據(jù)，研究學(xué)者發(fā)現(xiàn)了許多極光的大尺度結(jié)構(gòu)，對磁層中的物理化學(xué)過程有更深入的理解［10，11］.遠(yuǎn)紫外波段極光輻射與日輝輻射遙感觀測數(shù)據(jù)可用來反演計算多種重要空間物理參數(shù)，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(dǎo)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(yīng)了大氣內(nèi)部加熱等動力學(xué)過程［12，13］.當(dāng)太陽風(fēng)暴來臨時，太陽風(fēng)攜帶的大量能量粒子轟擊地球大氣層，產(chǎn)生的焦耳加熱和高能粒子沉降會導(dǎo)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(shù)量相對穩(wěn)定導(dǎo)致的，所以O(shè)/N2比值通常被用作監(jiān)測熱層擾動的指標(biāo).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(guān)［14］.許多研究表明，綜合利用空間觀測O135.6 nm輻射數(shù)據(jù)和LBH輻射數(shù)據(jù)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(jié)果，本文最后給出了利用WAI觀測的LBH輻射圖像數(shù)據(jù)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(yuǎn)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(fā)態(tài)（α1∏g）至基態(tài)（X1Σg+）的輻射躍遷而產(chǎn)生，此為電偶極禁止躍遷.由選擇定則可知，在這兩個態(tài)之間可以發(fā)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(yīng)于ΔJ=-1，0，1；其余兩個分支（O，S）則為純電四極矩躍遷，對應(yīng)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(shù)，其中關(guān)于基態(tài)（X1Σg+）的測量數(shù)據(jù)由Loftus與Krupenie整理［17］，而激發(fā)態(tài)（α1∏g）的測量數(shù)據(jù)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(tài)氮氣分子的產(chǎn)生速率.對于fλ的值，計算可采用Ajello與Shemansky的實驗室測量結(jié)果［19］.處于α1∏g態(tài)的氮氣分子的產(chǎn)生速率j（z），可采用電子碰撞直接激發(fā)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(tài)的激發(fā)截面，E0表示α1∏g態(tài)的激發(fā)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(fā)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(chǎn)生區(qū)域的下邊界；Zu表示輻射產(chǎn)生區(qū)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(dāng)?shù)靥斓追较蛑g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(xué)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(yīng)，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(xué)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(xué)厚度來解決，氧氣分子的吸收截面數(shù)據(jù)參考文章［20］.

3 WAI觀測LBH極光輻射

WAI在國內(nèi)外首次實現(xiàn)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(dá)到130°×10°，通過機身轉(zhuǎn)動結(jié)構(gòu)，在2 min 時間內(nèi)實現(xiàn)對極區(qū)130°×130°掃描成像.每個光學(xué)鏡頭均由一套離軸四反光學(xué)系統(tǒng)、氟化鋇濾光片和一個光子計數(shù)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(fā)生還是磁暴發(fā)生過程中，成像儀能夠觀測到極光的邊界以及內(nèi)部精細(xì)結(jié)構(gòu)［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(shù)據(jù)，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(dá)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(shù)據(jù)可用來研究極光動力學(xué)過程，綜合WAI觀測的中低緯度LBH輻射數(shù)據(jù)與空間觀測的O135.6 nm輻射數(shù)據(jù)，可以反演電離層O/N2柱密度比.Meier和Anderson給出了遠(yuǎn)紫外波段O和N2日輝輻射譜線的系統(tǒng)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(chǎn)生區(qū)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(fù)合散射效應(yīng)在內(nèi)的總的體輻射率，tλ（z）表示在波長λ處O2吸收光學(xué)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(guān)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(lán)色實線標(biāo)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(guān)系圖.圖中數(shù)據(jù)顯示O135.6 nm/LBH與O/N2之間存在高的線性相關(guān)關(guān)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(shù)據(jù)計算大氣O/N2比值的計算方法.

5 結(jié)論

本文給出了N2LBH波段輻射產(chǎn)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(jié)合AURIC模擬計算的O135.6 nm輻射數(shù)據(jù)、LBH 140 -180 nm輻射數(shù)據(jù)以及MSISE00大氣模型計算的O、N2數(shù)據(jù)，給出了利用WAI觀測圖像數(shù)據(jù)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(guān)性為0.989.在FY-3D衛(wèi)星上搭載WAI和電離層光度計（IPM）兩臺儀器，可以同時監(jiān)測全球極光、電離層圖像和O135.6 nm輻射，但是IPM僅觀測到衛(wèi)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(nèi)的圖像分布.在后續(xù)的WAI和IPM觀測數(shù)據(jù)反演大氣O/N2比值中，擬根據(jù)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(lán)色實線標(biāo)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(guān)系圖.兩類數(shù)據(jù)擁有高的線性相關(guān)系數(shù)CC=0.989，紅色實線表示兩類數(shù)據(jù)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(shù)據(jù)，作者們特此感謝中國國家氣象局氣象衛(wèi)星中心提供的FY-3D WAI觀測數(shù)據(jù)，感謝美國計算物理實驗室提供的AURIC算法.感謝中國科學(xué)院長春光學(xué)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(dǎo)和幫助.