大氣風場探測星載干涉光譜技術進展綜述

馮玉濤,李 娟,趙增亮,原曉斌,余 濤,付建國,武魁軍,郝雄波,傅 頔,孫 劍,王 爽

(1.中國科學院 西安光學精密機械研究所,中國科學院光譜成像技術重點實驗室,陜西 西安 710119; 2.北京應用氣象研究所,北京100029; 3.中國地質大學(武漢) 地球物理與空間信息學院,湖北 武漢430074; 4.中國科學院 國家空間科學中心,北京100190; 5.中國科學院 武漢物理與數學研究所,湖北 武漢430071)

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大氣風場探測星載干涉光譜技術進展綜述

馮玉濤1,李 娟1,趙增亮2,原曉斌1,余 濤3,付建國4,武魁軍5,郝雄波1,傅 頔1,孫 劍1,王 爽1

(1.中國科學院 西安光學精密機械研究所,中國科學院光譜成像技術重點實驗室,陜西 西安 710119; 2.北京應用氣象研究所,北京100029; 3.中國地質大學(武漢) 地球物理與空間信息學院,湖北 武漢430074; 4.中國科學院 國家空間科學中心,北京100190; 5.中國科學院 武漢物理與數學研究所,湖北 武漢430071)

綜述了被動光學遙感國外星載大氣風場探測干涉光譜技術的研究進展。闡述了Fabry-Perot干涉儀、Michelson干涉儀、多普勒差分干涉儀及其相應的探測原理，其中從單視場發展到雙視場、四視場臨邊掃描。比較了不同技術體制特點和局限。介紹了國外廣角邁克爾遜多普勒成像干涉儀(WAMDII)、高分辨率多普勒成像儀(HRDI)、多普勒干涉儀(TIDI)等的特點、性能指標及其應用。分析了研制中二維空間轉臺、光纖視場合成技術、窄帶濾光片工藝水平等關鍵技術。歸納了性能指標中測風精度提高、探測范圍擴大、視場增大等進展；數據應用中由反演風速、溫度和輻射率數據向探測重力波、成分密度、氣輝和極光發射率、夜光云和離子流密度等動力學和熱力學參數，大氣有效反射率，氣溶膠相位函數和散射系數等的轉變。展望了技術的發展趨勢。

空間環境； 多普勒效應； 大氣風場； 星載干涉儀； 被動遙感； Fabry-Perot干涉儀； Michelson干涉儀； 多普勒差分干涉儀

0 引言

風場和溫度是表征地球及行星大氣特征的重要參數。如地球風場和溫度直接影響離子體和中性成分摻雜的動力學和耦合過程，通過電離成分相互沖擊、中性成分運動產生電流和電場，風場方向和強度變化導致電離層擾動，對穿過電離層傳播的無線電系統(通信和導航衛星系統)產生不良影響；地磁場活動通過焦耳熱效應影響上層大氣的能量平衡，進一步驅使中性風場強度；對流層向上傳播潮汐和重力波表現為上層大氣的溫度擾動等[1-3]。風場和溫度是表征大氣動力學、熱力學特性的重要參數，也是影響大氣動力學、熱學結構、物質、能量分布及其時空變化的重要因素。

衛星遙感探測大氣風場不受地理條件和天氣限制，可進行全球尺度全天候遙感觀測，更重要的是采用臨邊觀測模式能提供全球尺度水平風場和溫度隨高程分布的長周期觀測結果，這是研究大尺度、長期性空間天氣或氣候所必需的，對更全面理解地球上層大氣的動力學和熱力學特性至關重要，對航天器發射、運行和返回過程的安全保障、空間科學實驗、無線電通信、GPS操作等有重要價值；對預報空間天氣，描繪大氣動態狀況、大氣波現象、季節性和長期性的大氣成分變化及研究上下層大氣之間動量和能量輸運及大氣成分傳輸具有重大意義[3-7]。

星載大氣風場探測技術可分為主動探測技術和被動探測技術。主動探測技術主要指探測過程中主動引入示蹤源或輻射源，通過探測示蹤物或回波信號變化反演大氣運動速度，如探空氣球、微波雷達、激光雷達等[8-12]。被動探測技術則通過探測自然界中客觀存在的示蹤物或輻射源信號變化反演大氣運動速度，如云成像儀、風場干涉儀等[13-15]。本文對被動光學遙感中星載風場探測干涉儀的研究進展進行了綜述。

1 風場被動探測技術

干涉光譜技術是遙感探測大氣精細光譜輻射特征的重要手段之一，通過干涉圖的相位、對比度、幅值變化測量大氣中O2，Na，O，O3，OH等粒子譜線的多普勒頻移、展寬和強度變化，進而反演出風速、溫度、輻射率、粒子流密度等大氣物理參數。目前大氣風場探測干涉儀主要基于三種原理：法布里-珀羅(Fabry-Perot)干涉儀、邁克爾遜(Michelson)干涉儀和多普勒差分干涉儀，它們均具高光譜分辨率、高相位靈敏度和高通量的特點。主要的優缺點是：Fabry-Perot干涉儀依靠高干涉級次實現高光譜分辨率，干涉圖為典型的多光束等傾干涉圓環，自由光譜范圍窄，干涉條紋銳利，但其為多光束等傾干涉原理，依賴不同的入射角獲得不同光程差的干涉圖，視場小、通量低，同時對標準具平板平面度、平行度和穩定性要求極高，另外需要極窄帶濾光片分離單一輻射線，會降低輻射探測能力和溫度穩定性，這樣就需要加大儀器的口徑予以補償，由此會面臨大尺寸高效窄帶干涉濾光片和高質量標準具平板研制的難題；Michelson干涉儀需要動鏡移動改變光程差，其伺服系統將不可避免地造成系統的不穩定，若采用四分區的辦法雖然可省去動鏡掃描，但系統只能對一條極窄的發射線探測，儀器的效率受到限制，且四分區法只能采集到4個相位點，數據反演精度有限，另外該干涉儀同樣需要極窄帶的濾光片分離單一輻射線，限制儀器的能量利用率；與Fabry-Perot干涉儀和Michelson干涉儀相比，多普勒差分干涉儀的原理是雙光束的等厚空間調制干涉，對元件的光學指標要求可放寬，干涉圖的一次采集無需步進掃描，同時不需要極窄帶寬的濾光片分離單一線光譜，此外還可實現與測量同步的定標，定標光源標準譜線與大氣氣輝譜線同時引入干涉儀系統實時監測干涉儀的狀態變化，因此有更高的探測精度。多普勒差分干涉儀的這些特點極大地提高了系統的能量利用率、穩定性和可操作性，非常適于行星大氣風場的星載遙感探測應用。

1.1 測風法布里-珀羅干涉儀

星載測風Fabry-Perot干涉儀系統一般由望遠鏡、準直濾光系統、Fabry-Perot標準具、成像系統、探測器及信號處理系統組成，如圖1所示[16-17]。核心部件Fabry-Perot標準具由兩塊相距一定間隔的鍍有內反射膜的玻璃平板組成，玻璃平板平面度一般為λ/200量級，兩平板內表面嚴格平行。此處：λ為工作波長。Fabry-Perot干涉儀依靠高干涉級次實現高光譜分辨率，干涉圖為典型的多光束等傾干涉圓環，自由光譜范圍窄，干涉條紋銳利。

測風法布里-珀羅干涉儀通過干涉條紋位置和輪廓變化反演大氣風速和溫度值。對中心波長為λ的入射光譜，m級條紋峰值到干涉環中心距離為aλ，當中心波長受風速影響產生多普勒頻移Δλ時，對應條紋峰值到條紋中心的距離為aλ+Δλ，則風速可表示為

(1)

式中：f為條紋成像系統焦距；c為光速。入射光為準單色光，具一定譜線展寬，干涉儀的輸出信號分布不再是理想愛里函數，而是愛里函數與譜線線型函數的卷積，即

(2)

(3)

式中：T，T0分別為溫度及其初值；R為響應度；d，n為折射率；k為波爾茲曼常數；M為原子質量；m為干涉級次。通過測量各級次干涉條紋強度可算出大氣溫度。

上述大氣風速和溫度計算方法僅適于理想條件：儀器響應為愛里函數，輻射線型為Gaussian函數。但實際中由于儀器各種缺陷和輻射線型的影響，反演大氣風速和溫度需采用特定的復雜算法。

1.2 廣角邁克爾遜干涉儀

星載測風廣角Michelson干涉儀系統一般由望遠鏡、準直濾光系統、Michelson干涉儀、成像鏡、探測器及信號處理系統組成，如圖2所示[18-19]。其核心部件Michelson干涉儀的特點有：一是干涉儀兩臂反射鏡相對分束元件非對稱放置，動鏡在較大基礎光程差下進行掃描，以獲得更高的相位靈敏度；二是為提高干涉儀對暗弱輻射的探測靈敏度，在干涉儀兩臂引入玻璃平板實現視場展寬。測風廣角Michelson干涉儀的干涉圖為雙光束等傾干涉圓環。

基于Michelson干涉儀的大氣風場探測也是利用大氣成分輻射線的Doppler效應，通過干涉條紋相位和對比度變化反映譜線頻移和展寬。目前風場探測Michelson干涉儀大多是基于“四步法”探測原理設計：儀器工作在光程差空間，在一定的基準光程差附近，探測相位差為π/4的4個相鄰相位采樣點的干涉強度值，則可計算出在1個干涉周期內的條紋的對比度和位相值。從硬件角度來說，干涉儀實現4個相位干涉圖采集一般可用以下方案：壓電晶體驅動動鏡四步掃描、交替引入相位相差π/4的偏振片、孔徑分為4個分區鍍制不同厚度的膜層或放置不同相位偏振片[20-25]。通過干涉條紋上相位相差π/4的4個采樣點，可計算相位和對比度為

(4)

若大氣多普勒展寬線型函數為高斯函數，則

(5)

式中：v為風速；T為溫度；Ii為干涉強度(i=0，1，2，3，4)；V為干涉條紋對比度；φ為相位；φ0為基礎相位；δφ為相位的頻移量；σ0為波數；Q為譜線特征常數；Δ為基準光程差。

其他譜線線型函數的風速和溫度計算需對上述公式進行特定的復雜化處理。

1.3 多普勒差分干涉儀

測風多普勒差分干涉儀實質是一種非對稱結構的空間外差光譜儀，其基本結構與廣角邁克爾遜干涉儀相似，兩干涉臂相對分束元件呈非對稱結構，平面反射鏡和玻璃平板分別用閃耀光柵和特定楔角棱鏡替代，實現雙光束等厚干涉，干涉圖為平行干涉條紋，如圖3所示[26-29]。與Fabry-Perot干涉儀和廣角Michelson干涉儀相比，該技術有3個特點：原理是雙光束等厚空間調制干涉，這放寬了對元件光學指標的要求，干涉圖一次采集無需步進掃描；依靠干涉圖與光譜圖間的傅里葉變換關系反演風速，不再需要極窄帶寬的濾光片分離單一線光譜；可實現與測量同步的定標，定標光源標準譜線和大氣氣輝譜線同時引入干涉儀系統實時監測干涉儀狀態變化，提高測量精度。上述特點極大地提高了系統的能量利用率、穩定性和可操作性，非常適于精細光譜探測的星載遙感應用。

多普勒差分干涉光譜儀也是通過干涉條紋相位和對比度變化反演大氣譜線的多普勒頻移和展寬，進而反演大氣風速和溫度，但與廣角Michelson干涉儀依靠“四步法”反演風速有本質不同。多普勒差分干涉儀圍繞基礎光程差同時采集數百至上千個干涉圖采樣點，通過干涉圖和光譜圖的傅里葉變換關系，計算任一采樣點對應的相位值和條紋對比度，有

(6)

2 測風載荷應用及研究進展

星載風場探測不受地理和氣象條件的限制，可提供全球尺度的空間覆蓋，且可通過臨邊掃描方式獲得風場高度廓線，對建立全球尺度大氣風場模型有重要意義。目前，用于大氣風場探測的星載干涉儀只有少數成功應用和在軌運營，基本是由美國和加拿大研制，見表1。

1969年發射的OGO-6衛星上的Fabry-Perot干涉儀是第一個星載高層大氣溫度探測干涉儀，也是唯一一臺星載球面標準具的Fabry-Perot干涉儀。標準具由兩塊相距13.2 mm的平凹石英透鏡構成，兩個凹面鍍有多層介質反射膜，利用壓電陶瓷改變標準具間隔實現波長掃描。系統前端安裝掃描平面反射鏡以保證系統光軸始終指向輻射層，探測器采用光電倍增管，系統每2 d進行1次星上定標，利用鎘放電燈對干涉儀進行定標，光電倍增管的靈

敏度和濾光片的透過特性利用兩個鎢燈輻射線進行監測。通過測量氧原子557.7，630 nm氣輝發射線，從譜線線寬反演高度200～300 km范圍的大氣溫度，測量誤差約15 K，但風場數據未見報道。其代表了星載中高層大氣風場探測干涉儀載荷在軌應用的開始。

1982年發射的DE-2衛星上的動力學探測者Fabry-Perot干涉儀(DE-2 FPI)，首次實現了高層大氣風場的星載被動光學探測[30-31]。DE-2衛星應用高穩定性的單標準具Fabry-Perot干涉儀，觀測不同正切高度的地球大氣，探測波段520～770 nm內的氣輝特征線，一次光譜和空間掃描數據能分辨中層大氣的溫度、風速和粒子濃度，最高測風精度約10 m/s。與OGO-6衛星Fabry-Perot干涉儀相比，DE FPI的技術方案和器件工藝有了極大提高。DE-FPI前置望遠物鏡采用了天空光闌加視場內掃描技術，不再采用前置平面掃描鏡的外掃描技術，如圖4所示。提出采用六點懸臂梁式結構突破了高穩定性標準具裝夾工藝，如圖5所示[32-33]。DE-FPI探測器采用成像平面探測器(IPD)，由12個等面積陽極圓環接收相等波長間隔的干涉條紋信號，如圖6所示[34]。數據反演算法采用傅里葉級數擬合儀器函數，通過局部非線性最小二乘算法和傅里葉分解算法反演大氣溫度、風速和輻射率數據。

表1 星載測風干涉儀

1983年加拿大約克大學宇宙空間實驗室成功研制了廣角邁克爾遜多普勒成像干涉儀(WAMDII)[18]。這是用于風場探測的星載邁克爾遜干涉儀的最早雛形，采用動鏡四步掃描方法測量上層大氣發射譜線多普勒頻移和展寬，其結構如圖7所示。計劃在距地335 km處觀測80～300 km上層大氣的溫度和風速，設計風速測量精度10～20 m/s。

1991年在URAS衛星上搭載了高分辨率多普勒成像儀(HRDI)和風場成像干涉儀(WINDII)。HRDI白天測量同溫層10～40 km、中間層和低熱層50～120 km的風場矢量，夜晚測量低熱層95 km風場矢量。WINDII的主要任務是探測中高層大氣(80～300 km)風速、溫度、壓強、氣輝體發射率，并研究潮汐風場、大行星尺度結構，以及由極光產生的加強風場。URAS衛星兩臺風場干涉儀實現了對平流層、中間層和熱層大氣全球水平風場和溫度的星載同時測量，測風精度最高達5 m/s。

HRDI是截止目前為止最成功的一臺星載測風Fabry-Perot干涉儀，多項新技術在該載荷上首次應用，如圖8所示[35]。HRDI的望遠鏡安裝在UARS衛星對地面兩軸轉臺上，可實現軌道兩側任意高度方位和天頂方向的掃描，望遠鏡接收到的目標光譜輻射通過光纖束傳輸到干涉儀系統，并將方視場轉換成圓視場，光纖隨機排列以均勻望遠鏡所成像強度的變化。HRDI由3個間隔不等的平面標準具串聯構成，高分辨率標準具采用微晶固定間隔厚度，中分辨率和低分辨率標準具利用壓電陶瓷改變間隔厚度，從而整個干涉儀可實現透射中心波長掃描。單標準具的透射函數周期性不適于擴展光譜探測，因此采用3個標準具降低單標準具的邊帶，再通過壓 電陶瓷改變標準具的間距對確定波長進行選擇，這樣使HRDI能在白天連續狀況觀測吸收光譜特性[36-37]。另外，HRDI的溫控作為一種新方法從發射開始驗證，最初保持溫度在±1 ℃范圍，新的溫控方法可使溫度變化控制在0.2 ℃，定標顯示儀器的靈敏度變化很小，探測器響應沒有降低，光學系統的透過率無變化[38]。

WINDII是第一個發射升空的用于上層大氣風場被動探測的邁克爾遜干涉儀，如圖9所示[39-41]。其結構與WAMDII基本相似，并做了三個重要改進：一是干涉儀采用楔形設計降低由空氣玻璃界面產生的二級條紋的對比度，干涉儀的反射鏡和接近掃描鏡的空氣玻璃表面都相對光軸稍微傾斜，通過實驗測得儀器對比度可達0.9；二是采用雙望遠鏡和視場合成器組成的前置望遠系統，實現兩個正交視場的同時測量；三是通過遮光罩和孔徑光闌的特殊設計在白天遮擋太陽散射輻射，使WINDII在白天可探測氣輝輻射，系統具備全天工作能力。WINDII的干涉儀為實體結構，六角形分束棱鏡、視場展寬平板和反射鏡膠合成一體，動鏡由壓電陶瓷步進裝置產生“四強度法”的步進光程差，實現1～2個條紋的掃描。干涉儀平衡掃描鏡安裝機構與干涉儀其他部分的熱系數實現552～763 nm光譜范圍的大視場和熱補償設計。WINDII采用面陣CCD作為探測器，測風精度可達5 m/s。

2001年成功搭載于TIMED衛星上的多普勒干涉儀(TIDI)是在DE-FPI，URAS-HRDI成功應用的基礎上進一步開發研制的新一代高分辨率Fabry-Perot干涉儀[42-43]。TIDI由三個子系統構成：4個相同的望遠鏡、單標準具Fabry-Perot干涉儀和電控箱，圖10僅給出了2臺望遠鏡。TIDI首次實現了對與衛星速度方向成±45°和±135°四個方向的同時探測，4個視場輻射均通過光纖束光纖隨機排列實現空間均勻分布。第五個視場由定標系統引出，與其他視場的光纖束結合組成同心90°環楔的輸入視場輪廓，如圖11所示。

TIDI第一次使用環轉線成像光學系統CLIO和高量子效率低噪聲CCD，如圖12所示。環轉線系統(CLIO)的作用是將同心圓環干涉條紋轉換為楔形條紋，與陣列探測器探測匹配，簡化數據處理方法。

上述光學系統的優點有：一是所有望遠鏡視場同時成像到探測器上，這是重要的多路優勢；二是用CCD提供較IPD更大的收集效率；三是CLIO使CCD有效利用，能實現片上信號積分，通過減小片讀出時間提高負載周期，通過減小讀出數據量降低讀出噪聲。TIDI實現了100%的負載周期，能在白天、夜間和極光條件下進行探測。最佳觀測條件下觀測中間層風速測量精度最高3 m/s，熱層精度15 m/s。TIDI是目前唯一在空間正常運行的中高層大氣風場測量的衛星設備。

在WINDII取得成功后，又陸續出現了多種基于不同使用目的的邁克爾遜風場探測干涉儀，在結構及實現形式上也有改變和發展。同樣由加拿大空間署研制的輸運研究同溫層風場干涉儀(SWIFT)是計劃裝載在衛星上用于同時探測全球20～60 km水平風速矢量和臭氧濃度的廣角Michelson干涉儀，具備晝夜探測能力，如圖13所示[44]。設計風場測量精度優于5 m/s，臭氧濃度精度可達5%。先后計劃搭載在日本GCOM衛星和GOSAT衛星上，后又計劃搭載于加拿大航空局2010年發射的第二代科學衛星CHINOOK上。SWIFT利用兩個帶寬分別為0.8，2.5 nm的Ge晶片標準具實現臭氧8.823 μm附近譜線的分離。由于實現足夠窄帶寬的濾光片分離目標輻射線并監測波長變化成為項目研制中的主要難題和挑戰，最終導致項目終止。

NASA的MIDEX計劃中Wave-Michelson干涉儀(WAMI)和加拿大SatSci計劃中的中間層成像Michelson干涉儀(MIMI)是將邁克爾遜干涉儀中一臂上的反射鏡分為4部分，分別鍍上厚度不同的反射膜，以實現同時探測4個不同相位值對應的干涉圖強度[45-46]。這種四分區鍍膜方法的優點是實現四相位強度的同時探測。上述載荷計劃中首次提出將多普勒大氣風場探測擴展到短波紅外區，以波長為1.27 μm O2(1Δg)帶紅外波段發射譜線為探測源。2002年提出的火星大氣動力學觀測者(DYNAMO)載荷方案即擬通過探測火星大氣中O2(a1Δg) 1.27 μm和O(1S) 557 nm附近發射譜線反演火星大氣15～40 km和80～180 km高度范圍的風速與溫度。儀器方案與WIDII基本相同，作為深空探測載荷干涉儀采用緊湊設計，預估總質量15.3 kg[47]。

2006年美國海軍實驗室ENGLERT團隊首次提出多普勒差分干涉光譜技術概念，該技術在提出后受到廣泛關注，在美國航空航天局(NASA)行星儀器定義和發展計劃(PIDDP)資助下，該團隊完成了利用氧原子O(1D) 630 nm紅線探測上層大氣風場的多普勒差分干涉儀(DASH)設計，2008年搭建了多普勒差分干涉儀的原理驗證裝置。2011年在美國空軍實驗室和海軍實驗室聯合支持下，開始多普勒差分干涉儀星載原型樣機的研制，報道了星載多普勒風場測量大氣紅線干涉儀(ARROW)的設計結果，如圖14所示[48-51]。

約克大學研制的用于輸運研究的同溫層風場干涉儀(SWIFT)，最初采用與WINDII相同的廣角邁克爾遜干涉儀原理，2013年該項目組報道了改用多普勒差分干涉光譜技術方案研制的SWIFT-DASH原理樣機(如圖15所示)和實驗結果。SWIFT-DASH可同時測量同溫層風場和臭氧濃度，仿真分析星載數據反演20～55 km臭氧精度達10%，24～60 km風場反演精度達3 m/s[52]。

2013年基于多普勒差分干涉光譜技術原理的全球高分辨率熱層成像邁克爾遜干涉儀(MIGHTI)成為NASA電離層連接探測項目(ICON)中的載荷之一。ICON任務將利用低地球軌道衛星上的一系列載荷進行聯合探測地球電離層的極端變化(如圖16所示)。MIGHTI將用于測量無法進行原位探測高度范圍內的中性風場和溫度的全球分布。利用557.7，630 nm氧原子綠線和紅線多普勒頻移測量風速，利用762 nm附近的氧氣A-band帶的線型測量大氣溫度[53]。MIGHTI載荷由兩臺相同的正交安裝的寬譜段多普勒差分干涉儀組成，每臺干涉儀具備沿臨邊高度方向成像能力，覆蓋高度80～300 km，衛星計劃于2017年發射。

3 關鍵技術分析與展望

Fabry-Perot干涉儀適應星載應用的標準具結構已經成熟，并根據應用目標采用單標準具或串聯多標準具；Michelson干涉儀也出現壓電晶體掃描、四分區鍍膜、旋轉偏振片等多種“四步法”實施方案；多普勒差分干涉儀則是從原理上的技術革新。從儀器研制角度講，星載測風干涉儀探測模式由單視場發展到雙視場、四視場臨邊掃描，將二維空間轉臺、光纖視場合成技術用于望遠鏡掃描系統。探測器由光電倍增管、成像平面探測器IPD發展到采用面陣CCD，使探測方式由單通道掃描發展到多通道探測，能量利用率大幅提高。窄帶濾光片工藝水平的進步使干涉儀穩定性和空間適應性得到提升。

在探測能力方面，由探測主要粒子二三條明亮輻射線發展到利用吸收譜線反演風速和溫度，并利用可見到近紅外甚至長波紅外譜段的多種粒子譜線探測不同時空分布的大氣風場，實現100%負載周期的全天候探測，探測覆蓋高度10～300 km，包括平流層、中間層、低熱層的廣闊高度范圍內的大部分區域，并提出地外行星大氣風場探測計劃，風速測量精度最高已達3 m/s。

在數據應用方面，由反演風速、溫度和輻射率數據發展到探測重力波、成分密度、氣輝和極光發射率、夜光云和離子流密度等動力學和熱力學參數，大氣有效反射率、氣溶膠相位函數和散射系數也能確定。測風干涉儀的發展趨勢如圖17所示。

星載測風干涉光譜技術經過五十多年的研究和應用，為大氣科學、空間物理學研究提供了大量全球尺度風場和溫度的長周期觀測數據，使對地球大氣的動力學和熱力學特性的理解更全面，對推動空間天氣預報、描繪大氣動態狀況、研究大氣成分變化及上下層大氣間動量和能量輸運起到了極為重要的作用。目前，國際上仍不斷將地球和行星大氣風場探測列入探測計劃。隨著新技術涌現和器件、工藝水平進步，星載大氣風場探測干涉儀的探測能力將進一步提高。

總體而言，獲得全球尺度中高層大氣風場(10～100 m/s)觀測數據，揭示其基本規律及其變化、建立預報預測模型，對航天安全、空天飛行器操控、臨近空間平臺投放、空間通信有重要應用價值。目前，國際上采用超高光譜分辨率干涉儀進行被動光學臨邊觀測是獲取全球尺度中高層大氣風場數據的主要手段。國內高精度測風干涉光譜技術研究起步晚，與國外的差距大，限于國內現有的工藝水平，中高層大氣風場探測多仍為理論研究，地基風場測量儀器和研究用測風干涉儀核心部件仍依賴進口，更重要的是星載測風干涉光譜儀器至今仍屬空白。空間物理研究者多用國外數據進行中高層大氣物理研究，全球尺度中高層大氣自主研究受到極大限制，也阻礙了我國航天能力和國防實力的提高。國內尚不具備進行全球尺度中高層大氣風場探測能力，星載中高層大氣風場探測儀器仍是空白，急需開展中高層大氣風場探測技術和載荷研究工作。

4 結束語

中高層大氣與人類的生存和發展密切相關，與全球的氣候和環境變化密切相連，對其進行探測與研究是當今世界各航天大國所面臨的共同挑戰。本文綜述了星載大氣風場探測干涉光譜技術研究進展，展望技術發展趨勢，希望對大氣風場星載遙感探測技術研究有一定借鑒作用。所有的這些研究活動還正在不斷繼續，相信隨著新設備、新技術和工藝的發展和應用，將會對我國中高層大氣風場的研究會有更大的推動作用。

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Development of Interferometric Spectroscopy for Atmosphere Wind Observations Based on Satellite

FENG Yu-tao1, LI Juan1, ZHAO Zheng-liang2, YUAN Xiao-bin1, YU Tao3, FU Jian-guo4,WU Kui-jun5, HAO Xiong-bo1, FU Di1, SUN Jian1, WANG Shuang1

(1. Key Laboratory of Spectral Imaging Technology of Chinese Academy of Sciences, Xi’an Institute of Optics Precision Mechanic, Chinese Academy of Sciences, Xi’an 710119, Shaanxi, China; 2. Beijing Institute of Applied Meteorology, Beijing 100029, China; 3. Institute of Geophysics and Geomatics, China University of Geoscience, Wuhan 430074, Hubei, China; 4. National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100190, China; 5. Wuhan Institute of Physics and Mathematics,Chinese Academy of Sciences, Wuhan 430071, Hubei, China)

The development of passive optical remote sensing of atmospheric wind observation from satellite in abroad was reviewed in this paper. The Fabry-Perot interferometer, Michelson interferometer and Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer were described and so were the basic theories of three type interferometers. The single field of view was developed to dual field of view and quarter view of field. The characteristics and limitations of the three types interferometers were compared. The feature, performance and application of Wind Imaging Interferometer (WAMDII), High Resolution Doppler Imager (HRDI) and TIMED Doppler Interferometer (TIDI) in abroad were introduced. The key technologies of two-dimension space turntable, synthetic technology of fiber field of view and technique of the narrow band filter in development were analyzed. The progress of improving wind measuring accuracy, and enlarging detection scope and field of view in performance were summarized. And so were the transfer from the retrieval of wind velocity, temperature and radiant emissivity to the detection of dynamics and thermodynamics (such as gravity wave, composition density, airglow and aurora emissivity, noctilucent clouds, and ion flow density), atmospheric effective reflectivity, and phase function and scattering coefficient of aerosol. The development trend of the technology was prospected at last.

space environment; Doppler effect; atmosphere wind; space-borne interferometer; passive remote sensing; Fabry-Perot interferometer; Michelson interferometer; Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer

1006-1630(2017)03-0014-13

2016-12-19；

2017-05-04

國家自然科學基金資助(41005019)；“西部青年學者”人才基金資助(XAB 2016A07)

馮玉濤(1980—)，男，研究員，碩士生導師，中科院青年創新促進會會員，主要從事光譜成像及精細光譜探測技術研究。

O439

A

10.19328/j.cnki.1006-1630.2017.03.002