畢研盟 王倩 ,2,3 楊忠東 劉成保 藺超 田龍飛 張乃強 王雅澄

1 許健民氣象衛(wèi)星創(chuàng)新中心, 中國氣象局中國遙感衛(wèi)星輻射測量和定標重點開放實驗室, 國家衛(wèi)星氣象中心, 北京100081

2 中國科學院合肥物質(zhì)科學研究院安徽光學精密機械研究所, 合肥 230031

3 中國科學技術(shù)大學, 合肥 230026

4 中國科學院長春光學精密機械與物理研究所, 長春 130033

5 中國科學院微小衛(wèi)星創(chuàng)新研究院, 上海201203

6 華云星地通科技有限公司, 北京100081

7 航天恒星科技有限公司, 北京100086

1 引言

探測全球大氣CO2濃度的分布對了解碳源匯，改進對氣候變化的認識都非常重要（Miller et al.,2007; Chatterjee et al., 2017; Schwandner et al.,2017）。中國全球二氧化碳觀測科學試驗衛(wèi)星（TanSat）在2016 年11 月21 日成功發(fā)射，運行在700 km 的太陽同步軌道上，軌道升交點地方時13:30。碳衛(wèi)星探測的主要目標是區(qū)域到大陸尺度的大氣CO2濃度分布，探測精度是1%（1～4 ppm）。碳衛(wèi)星搭載的大氣二氧化碳光柵光譜儀（ ACGS, Atmospheric Carbon dioxide Grating Spectrometer）是一個三譜段光柵光譜儀，探測波段為中心波長在0.76 μm 的O2吸收帶（O2A）,1.61 μm 的弱CO2吸收帶（WCO2） 和2.06 μm 的強CO2吸收帶（SCO2）。ACGS 儀器的一次觀測可以獲取9 個空間像元的數(shù)據(jù)，數(shù)據(jù)采樣率為3.4 Hz, 觀測視場的空間分辨率為2 km（沿軌）× 3 km（跨軌），星下探測幅寬是20 km（Yang et al.,2020）。

ACGS 可以獲取大氣CO2濃度、氣溶膠和云的信息。云會阻擋太陽輻射到達地面，遮擋云下大氣CO2柱含量的探測，因此CO2的反演首先要進行云檢測。O2A 帶的觀測光譜包含云量和地表氣壓信息。XCO2是CO2柱濃度和干空氣柱濃度之比，稱為氣柱平均干空氣質(zhì)量混合比，可通過WCO2和SCO2波段的觀測光譜和模擬光譜的迭代擬合得到（O’ Dell et al., 2012; Crisp et al., 2012）。在迭代過程中，若儀器效應和多普勒效應導致的觀測和模擬光譜偏差較大，可能導致XCO2反演失敗。因此，評估儀器效應引起的光譜變化對XCO2反演至關(guān)重要。

在軌光譜定標涉及到儀器線型（ILS, Instrument Line Shape）定標和波長定標兩個方面。ILS 代表單個像元探測器對單色光的響應。Sun et al.（2017）針對OCO-2 儀器利用不同的分析函數(shù)擬合ILS，分析了儀器在軌的ILS 變化。對TanSat，由于ACGS 的ILS 的頂端和翼區(qū)存在一些不規(guī)則的結(jié)構(gòu)特征，上述分析函數(shù)不能夠完全表征ACGS 的ILS 特征（如圖1 所示）。因此，本文假設(shè)ILS 在軌狀態(tài)保持不變，僅研究儀器在軌運行期間相對于發(fā)射前的波長變化。不同于OCO-2 衛(wèi)星的對日觀測采用的漫透射板，碳衛(wèi)星ACGS 的對日觀測采用了漫反射板，因此對碳衛(wèi)星ACGS，以上線型不變的假設(shè)是合理的。另外，碳衛(wèi)星沒有會引起翼區(qū)加寬的在軌去污染事件 （Crisp et al., 2017），因此，本文假設(shè)在軌ILS 不變，重點在于波長定標。

圖1 實驗室測定的（a）O2A 帶、（b）WCO2 帶和（c）SCO2 帶星下像元的中心區(qū)域的儀器線型（ILS）Fig. 1 Preflight ILS (Instrument Line Shape) functions at three adjacent pixels located in the central section of FPA (Focal Panel Arrays) for (a) O2A band, (b) WCO2 band and (c) SCO2 band

在軌光譜定標通常是利用觀測的太陽輻射光譜和參考太陽光譜擬合計算實現(xiàn)的（Chance, 1998;Liu et al., 2005, 2010; Munro et al., 2016; Sun et al.,2017）。相對于以往擬合全譜段太陽吸收線的方法，本研究利用獨立的太陽夫瑯禾費吸收線作為參考基準。這種方法的特點在于，利用ACGS 在北極附近通過漫反射板觀測的太陽夫瑯禾費吸收線的真實位置直接計算波長偏移量，避免了復雜的擬合匹配過程。但它的缺點是由于吸收線的位置可能受到輻射定標不確定性的影響，分析結(jié)果也輕微依賴于所選的基準吸收線。

本文的分析采用的是ACGS 最新版本的L1 級輻射數(shù)據(jù)。Yang et al.（2020）給出了TanSat 早期在軌測試結(jié)果，在前期工作基礎(chǔ)上，我們對儀器暗背景定標、光譜定標偏差進行了訂正，形成了新版本的一級輻射光譜數(shù)據(jù)；并進一步優(yōu)化我們光譜定標算法，給出了從衛(wèi)星發(fā)射入軌后一年的光譜定標結(jié)果。這一結(jié)果明顯揭示了ACGS 波長對在軌狀態(tài)的依賴，表現(xiàn)為在軌太陽定標觀測模式次數(shù)變化后對光譜定標產(chǎn)生影響，隨后儀器狀態(tài)穩(wěn)定后，O2A帶波長偏差出現(xiàn)減小的趨勢，兩個CO2帶保持穩(wěn)定。

2 基于獨立太陽吸收線的光譜定標方法

碳衛(wèi)星ACGS 通過漫反射板進行對日觀測，如果直接觀測太陽，儀器會飽和。漫反射板的作用是減弱輻射強度，不會改變ILS 線型特征。 在2017 年2～7 月的在軌測試階段，ACGS 在北極附近會進行每兩軌一次的對日觀測，每天可以獲取6～7 次的對日觀測數(shù)據(jù)。在軌測試后，ACGS 對日觀測的頻率降低為每天1 次。對日觀測是在完成科學觀測后，進入陰影區(qū)之前進行的，共10 分鐘的時間，包括3 分鐘的指向準備，5 分鐘的對日觀測和2 分鐘的太陽掩星觀測。中間5 分鐘的對日觀測可以得到一千多幀的太陽光譜數(shù)據(jù)。太陽光譜經(jīng)過多普勒效應修正后，合并成一個過采樣光譜，用于進行光譜定標精度的評估。

ACGS 采用二維探測器對每個譜段的輻射數(shù)據(jù)采樣，探測器的一維是空間維，一維是光譜維。O2A 帶有1242 個光譜像元，兩個CO2譜段的光譜維像元數(shù)均為500。為保證光譜采樣率大于2，同時保持較高的信噪比水平，WCO2和SCO2譜段的光譜分辨率分別設(shè)置為0.14 nm 和0.18 nm，這一光譜分辨率均低于美國OCO-2 的光譜參數(shù)設(shè)置，O2A 帶保持與OCO-2 相等的水平 （Frankenberg et al., 2015; Crisp et al., 2017）。表1 給出了碳衛(wèi)星ACGS 的詳細光譜參數(shù)。

ACGS 每個像元的ILS 和波長都是發(fā)射前由可調(diào)諧激光器測定的（Yang et al., 2018）。 圖1 是星下像元每個譜段三個中間像元的ILS 線型。每個像元的波長λp由5 次多項式計算得到：

其中，p表示像元序號，對應探測器的第一個像元到最后一個像元。每個探測器的像元總數(shù)如表1 所示。c是色散系數(shù)，是實驗室光譜定標測得的，每個空間像元和波長均有各自對應的系數(shù)。圖2 給出了三個譜段，第五個空間像元，波長與光譜像元的函數(shù)關(guān)系。5 次多項式擬合的精度足夠滿足ACGS的1/10 光譜分辨率的光譜定標精度需求。

圖2 星下像元（a）O2A 帶、（b）WCO2 帶和（c）SCO2 帶波長及像元序號的對應關(guān)系Fig. 2 An example of wavelength as a function of pixel index in the focal plane at FOV 5 for (a) O2A band, (b) WCO2 band and (c) SCO2 band

表1 TanSat ACGS 主要光譜參數(shù)Table 1 Spectral parameters of the TanSat ACGS instrument

本研究采用高分辨率的Kurucz 太陽光譜作為參考光譜 （Fontenla et al., 1999; Chance and Kurucz,2010），最早為日本GOSAT 衛(wèi)星研發(fā)，它可以滿足TanSat 高光譜CO2探測儀光譜定標的需求。Kurucz 太陽光譜的采樣分辨率為0.001 nm, 數(shù)據(jù)可以從網(wǎng)站獲取(http://Kurucz.harvard.edu/sun [2020-02-10])。 ACGS 的太陽觀測光譜可以清晰分辨出太陽外層大氣元素吸收形成的太陽夫瑯禾費吸收線。Kurucz 太陽光譜的光譜分辨率比ACGS 高一個量級，因此，Kurucz 太陽光譜可以作為ACGS 在軌光譜定標的參考光譜。

圖3 給出了對應于ACGS 三個譜段的Kurucz太陽光譜和用于ACGS 光譜定標的參考吸收線位置（紅色叉號所示）?；诶碚撎柟庾V的光譜定標方法，首先需要選擇合適的吸收線中心位置作為參考標準。為了能夠清晰從光譜中分辨出來，基準吸收線需要獨立可分辨，并且具有一定的吸收強度。儀器在軌運行后的波長漂移是由儀器在軌運行時的儀器效應和多普勒效應造成的。多普勒效應可以通過衛(wèi)星和太陽的相對速度計算得到，多普勒效應的訂正滿足以下公式：

其中，fd表示多普勒頻移，c是光速，f是原始太陽輻照度的頻率。Vrel是衛(wèi)星和太陽的相對速度，當Vrel為正時，表示兩者相互靠近。圖4～6 為O2A 帶、WCO2帶和SCO2帶在對日觀測時多普勒頻移量的長時間變化序列圖。太陽定標時的Vrel大約為7 km s-1，對O2A 帶而言，多普勒效應引起的波長漂移約為1/2 光譜分辨率。圖中的多普勒頻移量的個別離群值是由于星上計時誤差造成相對速度計算異常導致的。完成多普勒效應訂正后，觀測光譜合并成一個過采樣的太陽光譜，通過選定的吸收線位置，對儀器效應引起的波長偏移進行訂正。

圖4 O2A 帶2017 年多普勒頻移的時間序列Fig. 4 Time series of the Doppler shifts in the O2A band in 2017

圖5 WCO2 帶2017 年多普勒頻移的時間序列Fig. 5 Time series of the Doppler shifts in the WCO2 band in 2017

圖6 SCO2 帶2017 年多普勒頻移的時間序列Fig. 6 Time series of the Doppler shifts in the SCO2 band in 2017

圖7 給出了光譜定標的具體流程。ACGS 對日觀測時間約5 分鐘，共可獲得1457 幀數(shù)據(jù)，選擇其中觀測穩(wěn)定的100 幀輻射光譜數(shù)據(jù)，進行多普勒頻移訂正，將這些訂正好的光譜合并成一個過采樣的太陽觀測光譜，根據(jù)選擇的參考光譜位置，提取對應的太陽夫瑯禾費吸收線的觀測值，進一步采用高斯擬合尋峰確定出中心位置，與Kurucz 參考光譜進行比較，得到觀測光譜的波長偏移量。

圖7 光譜定標算法流程Fig. 7 Flow chart of the spectral calibration algorithm

3 定標結(jié)果

基于上述吸收線選擇標準，對O2A、WCO2和SCO2譜段分別選擇了10、8 和8 條參考吸收線。圖3 給出了ACGS 三個譜段中，高光譜分辨率參考光譜和對應的參考吸收線位置。這些吸收線比較均勻的分布在整個譜段。碳衛(wèi)星ACGS 在軌測試階段，基于選擇的基準吸收線作為參考，完成了ACGS 的光譜定標。這個方法也成功應用于ACGS 的在軌監(jiān)測和原始數(shù)據(jù)到L1 輻射數(shù)據(jù)產(chǎn)品的處理中。

波長偏移是基于多普勒訂正后的觀測光譜與參考夫瑯禾費吸收線計算完成的。圖8～10 給出了2017 年基于太陽觀測光譜計算的波長偏移量的時間變化序列，圖中紅色虛線表示光譜定標精度指標范圍。對每個空間像元，O2A、WCO2和SCO2的平均波長偏移量分別為-0.002 nm、-0.007 nm 和-0.008 nm。三個譜段的波長偏移量存在一定的變化特征，不同空間像元的變化趨勢具有較好的一致性，波長變化范圍滿足光譜分辨率十分之一的精度需求。圖中顯示的每個空間像元間波長偏移的系統(tǒng)偏差可能是由于光學系統(tǒng)和探測器陣列（FPAs）之間存在微小的熱梯度，這種熱變化引起主要光學元件幾何特征可能發(fā)生輕微變化造成的。2017 年5 月24 日（DOY 144）的明顯變化是由于太陽定標觀測頻次從在軌測試期間的每天6～7 次變?yōu)槊刻? 次造成的。這種對日觀測次數(shù)的轉(zhuǎn)換對整個系統(tǒng)熱平衡有顯著影響。

圖8 O2A 帶9 個空間像元波長偏移的時間序列Fig. 8 Time series of the wavelength shift for nine spatial FOVs in the O2 A-band

圖9 WCO2 帶9 個空間像元波長偏移的時間序列Fig. 9 Time series of the wavelength shift for nine spatial FOVs in the WCO2 band

圖10 SCO2 帶9 個空間像元波長偏移的時間序列Fig. 10 Time series of the wavelength shift for nine spatial FOVs in the SCO2 band

根據(jù)上述方法，針對選定的基準吸收線，統(tǒng)計分析了各波段和各空間像元的波長偏移量。圖11～13 給出了2017 年觀測的太陽光譜和參考夫瑯禾費吸收線波長偏移量的統(tǒng)計結(jié)果。由圖可見，SCO2譜段的統(tǒng)計偏差最大，其次是WCO2帶，O2A 帶的偏差最小。SCO2的偏差最大是因為這個波段的噪聲高于其他兩個波段，同時，溫度變化對SCO2波段的影響也顯著大于O2A 帶和WCO2帶。O2A帶采用的是硅探測器，兩個CO2譜段用的是碲鎘汞探測器，碲鎘汞探測器對微小的溫度變化敏感性更高。綜上所述，盡管O2A 帶、WCO2帶和SCO2帶的太陽光譜能量比紫外、可見光波段的弱很多，采用獨立太陽夫瑯禾費吸收線的方法仍然可以評估ACGS 的波長偏移量。

圖11 O2A 帶基準吸收線位置波長偏移量統(tǒng)計結(jié)果Fig. 11 Statistics of the wavelength shift at the locations of the selected Fraunhofer lines in the O2A band

圖12 WCO2 帶基準吸收線位置波長偏移量統(tǒng)計結(jié)果Fig. 12 Statistics of the wavelength shift at the locations of the selected Fraunhofer lines in the WCO2 band

圖13 SCO2 帶基準吸收線位置波長偏移量統(tǒng)計結(jié)果Fig. 13 Statistics of the wavelength shift at the locations of the selected Fraunhofer lines in the SCO2 band

4 結(jié)論

本研究采用獨立太陽夫瑯禾費吸收線的方法評估了TanSat ACGS 的在軌波長變化。該方法不僅可以監(jiān)測波長穩(wěn)定性，還可以獲取數(shù)據(jù)處理中必須的光譜定標精度先驗信息。本文基于ACGS 通過漫反射板對日觀測獲得的太陽光譜和選定的獨立夫瑯禾費吸收線，分析得到了ACGS 在軌波長偏移。高分辨率的太陽光譜可以為選擇的吸收線提供準確的位置，作為參考標準。這種方法計算的偏移量表現(xiàn)出很好的一致性，波長偏移量小于光譜分辨率的10%，滿足ACGS 的在軌光譜定標需求。