GBAVTII探測西安上空夜氣輝反演O2(0-1)柱濃度及其波動的研究

方妍, 李存霞, 惠寧菊, 劉洋河, 李文文, 李凌青, 唐遠河

西安理工大學理學院, 西安 710048

0 引言

地球中高層大氣的MLT(Mesosphere and Lower Thermosphere)區域是中間層與熱層的重要耦合區域,對該區域進行觀測可以獲取大氣中性風溫數據以及氣輝發射有關數據等,這些數據為研究上下圈層耦合、太陽活動變化、特殊天氣事件等提供了重要的信息.氣輝輻射不僅與發生在MLT區域內的許多化學過程和動力學過程有密切關系,還受到該區域內大氣化學成分的控制,因此我們可利用氣輝輻射特征反演大氣成分.氣輝輻射還對不同大氣尺度的波動特征有響應,可以用于反演各種大氣波動的傳播特征.與此同時,人類新進開展對火星、土星氣輝分布等方面的遙測也已成為行星學的前沿課題(武魁軍等, 2023).對地球大氣MLT區域開展氣輝觀測對于地球或其他行星大氣空間、環境、模式研究等都有重要的科學意義.

人們對大氣氣輝輻射及其波動變化已經做了大量的研究,這些研究使用的觀測儀器按照其載體可以分為星載和地基儀器.星載儀器如1991年搭載在NASA(National Aeronautics and Space Administration)的上層大氣研究衛星UARS(Upper Atmosphere Research Satallite)上的風成像干涉儀器WINDII(Wind Imaging Interferometer)(Shepherd et al., 1993)通過多條氣輝輻射譜線探測高層大氣(80～300 km)的風速、溫度和體發射率,得到OI綠線557.7 nm晝夜氣輝體發射率VER(volume emission rate)峰值分別為280 photons cm-3·s-1和960 photons cm-3·s-1.2001年發射的TIMED(Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics)衛星上的寬帶輻射計SABER(Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry)探測MLT區域的溫度、密度、壓強等隨高度的變化,觀測得到5.3 μm的NO氣輝的VER相對誤差為15%(Oberheide et al., 2013).星載儀器具有很好的全球覆蓋能力,而地基遙感探測中高層大氣氣輝輻射的優勢在于可對特定區域大氣進行長時間、高時間分辨率觀測,可以區分觀測到的波結構中的時間和空間效應的混疊(Sargoytchev et al., 2004).2012年在科爾哈普爾低緯度站(16.8°N,74.2°E)同時測量OI 557.7 nm和OH(7-2)波段氣輝強度變化,提取得到周期在2～12 h的波動,向上傳播的亞諧波潮汐振蕩周期有4、6、8和12 h,速度在1.6～11.3 m·s-1范圍內,垂直波長在28.6～163 km(Ghodpage et al., 2012).2019年在(31.8°S、69.3°W)地區對于OH(6-2)和O2(0-1)的地基觀測得到周期9～15.5 h的半晝夜潮(Reisin et al., 2019).通過地基SATI(Spectral Airglow Temperature Imager)探測得到O2(0-1)及OH Meinel (6-2)氣輝的大氣溫度及VER長期序列中所提取得到強烈的準兩天波和準五天波(López-González et al., 2009),利用SATI 的15年觀測VER和大氣溫度數據提取得到中緯度MLT區域的重力波,發現周期小于3 h的重力波比周期為3～6 h的重力波更普遍,且重力波活動受潮汐和行星波調制的影響(López-González et al., 2020).2023年利用晝氣輝光度計CDAP(CCD-based Daytime Airglow Photometer)觀測OI(630.0)nm的日間體發射率波動變化,其在中午達到峰值,峰值體發射率在4～5 kR(Pallamraju et al., 2023).

2019年,我們課題組研制了地基氣輝成像干涉儀GBAVTII(Ground-based atmosphere VER &temperature imaging interferometer)(Tang et al., 2019; Xue et al., 2023 ),在西安城區盡可能地進行連續的夜間觀測,本文報道了我們得到的西安上空90～100 km夜氣輝O2(0-1)的柱濃度及其波動特征.全文安排如下：第一部分闡述GBAVTII的結構、探測O2(0-1)柱濃度原理及探測結果;第二部分研究O2(0-1)的柱濃度的波動變化,從O2(0-1)柱濃度的單日及多日波動中提取了重力波、潮汐及行星波的周期信息,第三部分給出結論.

1 GBAVTII觀測O2(0-1)夜氣輝

1.1 GBAVTII結構及觀測

GBAVTII用于探測地球上空80～300 km 的高層大氣溫度和氣輝VER(Tang et al., 2019),儀器的實物圖及內部光路圖如圖1所示.GBAVTII由入射光闌、膠合透鏡、可換窄帶干涉濾光片、成像透鏡和一個CCD探測器組成.GBAVTII的視場角為±13.6°,可探測雙原子O2(0-1)、單原子O(1S)綠線、O(1D)紅線以及OH(8-3)Meinel帶氣輝光源,氣輝譜線進入儀器后在CCD上呈現出明暗相間的干涉圓環,經過降噪、平場等處理后可反演大氣溫度和VER等氣輝的信息(Xue et al., 2023).

圖1 GBAVTII實物圖及光路圖

GBAVTII探測地點在西安理工大學教九樓頂(海拔457m,34.23°N,109.01°E),地處中緯度地區中國西部的西安城區燈光較多、沙塵較為嚴重,GBAVTII在晴朗、無月光、云層稀薄的夜晚可整晚進行長達8 h的自動觀測,每次拍攝氣輝的曝光時間為3 min.從2019年12月以來每月對于峰值高度在94 km處的O2(0-1)所輻射的氣輝譜線有效觀測天數如表1所示.雖然GBAVTII的觀測實驗受西安城區環境和天氣等影響較大,觀測數據的分布較離散,有效天數較少,導致其觀測數據很稀缺,但不影響對個例的研究.已有的高質量觀測能為我們提供高層大氣的相關信息,本文從這些觀測中反演得到西安上空94 km處O2(0-1)粒子的柱濃度及其擾動,進而提取波動周期特征.

表1 GBAVTII每月有效觀測的天數Table 1 Monthly effective observation days of GBAVTII

1.2 GBAVTII探測O2(0-1)氣輝原理

氣輝是大氣的“指紋”,氣輝的體發射率表示氣輝在單位體積單位時間內輻射的光子數,單位photons cm-3·s-1,根據Chapman激發機制,O2(0-1)氣輝體發射率可表示為(Murtagh et al., 1990)：

(1)

上式中k1=9.4×10-33(300/T)2cm3/s,k2=3.6×10-18exp(-220/T),k3=5.8×10-18exp(-220/T),k4=1.3×10-16,其中T表示熱平衡狀態下的溫度,VER與氣輝粒子激發態濃度的關系為

VER=A·C,

(2)

其中A是愛因斯坦自發輻射系數,A867.7 nm=0.08 s-1,這一系數本質上是原子或分子能級之間的躍遷概率;C是位于激發態的O2(0-1)粒子的數密度亦,即濃度(單位cm-3).

要用地基儀器探測(2)式中的大氣粒子濃度,必須轉換為地基GBAVTII的CCD探測器上所得到的積分發射率IER(Integrated Emission Rate),亦即單位時間單位面積上得到的光子數,單位為photons cm-2·s-1,我們觀測的其實是O2(0-1)的柱濃度,用c表示(單位為cm-2).VER反映氣輝的亮度,IER則反映出探測的照度,而地面觀測的IER實際上是VER在視線方向上的積分效應(Shepherd, 2002).根據圖2所示GBAVTII 的探測模式,O2(0-1)夜氣輝沿視線方向經大氣傳輸至GBAVTII并成像在CCD上,得到圖1右上角的成像干涉圖,再通過實驗定標、圖像去噪、正演和反演過程處理后,最終得到氣輝干涉圖像的IER探測結果：

其中Ns表示探測信號強度(氣輝成像干涉圖的電子計數值),Nd表示暗噪聲強度,0.0096×0.0096表示CCD上一個像素點的面積,單位為cm2;CADV=2表示CCD的數模轉換效率;η=0.38表示儀器的量子效率;τsys是CCD的透過率,t為曝光時間為180 s.

圖2 地基GBAVTII的探測模式(a) 氣輝輻射與探測模型; (b) GBAVTII的探測模型及探測范圍.

為了獲得地球上空90～100 km的O2(0-1)柱濃度,必須將CCD探測IER的過程關聯起來：圖2a的GBAVTII的鏡筒垂直地面z向朝天空拍攝,以O點為觀測點,建立如圖空間坐標系,假設地球為球體,GBAVTII拍攝氣輝光源O2(0-1)的峰值高度在94 km處,氣輝層厚度約為3～6 km,圖2b是根據GBAVTII的視場角得到單次45.6 km的拍攝范圍.

氣輝光源向各方向輻射,經過大氣吸收和散射后到達GBAVTII的探測器上,我們課題組將高斯線型氣輝的VER隨高度的變化用4段一元三次方程進行離散擬合表示為VER(h)(Tang et al., 2019),于是IER的計算式為

×τ·r2sinθdrdθdφ,

(4)

雖然O2(0-1)輻射的峰值高度在94 km,但是(4)式中我們取高斯線型的O2(0-1)氣輝的擴線范圍r1到r2的范圍為 80～120 km,代入計算得到O2(0-1)的IER：

(5)

最終得到GBAVTII探測得到O2(0-1)柱濃度與IER的關系為

(6)

這里的O2(0-1)柱濃度實際上為GBAVTII在觀測路徑上有關氣輝層的積分(柱含量),單位為cm-2,其中τ表示大氣透過率,根據GBAVTII目標譜線、入射角、實驗環境(晴朗、無云、水汽含量少氣溶膠模型為城市模型),可從MODTRAN(Moderate Spectral Resolution Atmosphere Transmittance)軟件中模擬得到,圖3為2019年12月31日夜GBAVTII探測O2(0-1)所含譜線的大氣透過率,平均大氣透過率為0.5.

圖3 利用MODTRAN模式模擬西安上空于2019年12月31日O2(0-1)氣輝大氣透過率

1.3 GBAVTII探測O2(0-1)柱濃度結果

以2020年9月17日探實驗數據為例,根據O2(0-1)柱濃度與氣輝IER的關系得到的O2(0-1)柱濃度結果如圖4實線所示.為了對結果進行驗證,利用NRLMSISE-00(Naval Research Laboratory Mass Spectrometer Incoherent Scatter)模型中提取的數據進行比較.NRLMSISE-00是一個針對地球大氣層從地面到太空的經驗性全球氣象參考模型,可以用于模擬大氣成分的溫度和密度等,從該模型網站上(https：∥ccmc.gsfc.nasa.gov/models/NRLMSIS～00/)提取出(1)式所需的粒子柱濃度廓線,代入相應的參數,即可模擬得到91～97 km處的O2(0-1)粒子柱濃度的積分值,如圖4虛線所示.由圖4可知,2020年9月17日晚GBAVTII對于西安上空90～100 km高度夜氣輝O2(0-1)的觀測有效時長約8 h,反演得到氣輝柱濃度范圍為(1.5～2.6)×104cm-2,整體呈下降趨勢,同時又有一些小的波動.GBAVTII探測整晚O2(0-1)柱濃度結果與NRLMSISE-00模擬結果具有相同數量級,在變化趨勢上顯示出相同的特征,實驗探測值與NRLMSISE-00理論模擬值相對誤差范圍在0.5%～30%.

圖4 2020年9月17日GBAVTII觀測結果與NRLMSISE-00模擬結果

我們挑選表1所示的不同年份、不同季節4晚GBAVTII連續探測的O2(0-1)氣輝的成像干涉圖,得到柱濃度數據如圖5所示,探測O2(0-1)柱濃度結果為1.5×104～5×104cm-2.

圖5 GBAVTII 4晚觀測O2(0-1)的柱濃度結果

GBAVTII對于整晚的有效觀測結果與晝夜時長、月相有關,夏季夜晚時間較短,觀測時長短,冬季月初和月末夜晚時間長觀測條件好,有效觀測時間可超10 h.由圖5可以看出,GBAVTII探測整晚O2(0-1)柱濃度顯現一定波動特性：傍晚到午夜之前O2(0-1)柱濃度通常呈下降趨勢,這可能與曙暮氣輝以及白天氣輝的余暉輻射有關;午夜后會出現小的峰值,午夜到日出之前又會呈不同程度的上升趨勢.不同實驗日期的柱濃度波動變化形態不同,但總體有占主導作用的波形.GBAVTII通常放置在西安理工大學曲江校區教9樓頂這一固定地點并對某一特定氣輝進行連續觀測,因此可以認為與O2(0-1)氣輝輻射有關的O2(0-1)柱濃度變化來源于大氣波動影響.潮汐對于中緯度大氣MLT區域的溫度及氣輝輻射有很強的調制作用,當較小尺度重力波疊加在較大尺度潮汐波以后,就會使得與氣輝輻射有關的激發態粒子濃度呈現出各種不同形態的波動變化(劉偉軍等, 2015).基于這些討論,下面將從GBAVTII的這些數據中提取波動特征參數.

2 夜氣輝O2(0-1)柱濃度的擾動波動特征

2.1 單日擾動提取大氣潮汐波和重力波周期

地球大氣中存在豐富的波動現象,包括周期在幾日的行星波、一日或半日的潮汐波以及幾分鐘到幾小時的重力波(Ghodpage et al., 2012),這些波動在大氣中的傳播會導致大氣含量的擾動.

根據“轉動譜線測溫法”(Xue et al., 2023),我們得到2020年9月17日整晚GBAVTII探測的大氣溫度和O2(0-1)柱濃度結果如圖6所示,可見大氣溫度和O2(0-1)柱濃度都呈現出明顯的波狀結構.通常來說,對于一個夜晚觀測,O2(0-1)柱濃度和溫度的波動并不是只受單一周期波動的影響,而是多種波動相互疊加的結果.所以我們首先用MATLAB對原始柱濃度序列和溫度序列進行諧波擬合,擬合得到的波動周期約為8～10 h,這一周期范圍的波動符合MLT區域潮汐波的尺度,在以往文獻中被多次提及(López-González et al., 2007; 劉偉軍等, 2015).

為了去除潮汐影響,我們用原始時間序列減去圖6中實線所表示的諧波擬合,進一步得到剩余時間序列即整晚溫度殘差和柱濃度殘差如圖7(a,c)所示,可以看出溫度殘差和柱濃度殘差都存在一系列明顯的準單色波動,波動趨勢比較相近,對于溫度殘差和柱濃度殘差序列進小波分析,小波周期譜如圖7(b,d)所示.由于GBAVTII每張圖片曝光的時間為3 min,即周期信號采樣間隔為3 min,所以在使用小波分析進行周期信號提取時,只針對周期大于12 min的波動.從小波周期譜中可以得到柱濃度殘差序列和溫度殘差序列的波動存在共同周期2.3 h,北半球中緯度地區對于氣輝輻射及旋轉溫度的觀測中,周期小于3 h的重力波最為普遍,這一觀測結果與López-González等(2020)的結論符合得很好.

圖7 GBAVTII觀測的大氣溫度、O2(0-1)柱濃度殘差及小波分析結果(a) 溫度殘差; (b) 溫度殘差小波周期譜; (c) 柱濃度殘差; (d) 柱濃度殘差小波周期譜.

2.2 多日柱濃度擾動提取行星波周期

由于GBAVTII的觀測點固定不變,對O2(0-1)日平均柱濃度進行連續觀測,可提取出行星波周期(López-González et al., 2009).行星波又稱羅斯貝波,在很長的距離范圍(數千km)能重新分配能量、動量和大氣成分的濃度.靜態行星波由于形態相對地球固定,很難用地基觀測進行分辨,因此地基儀器主要用于研究行進中的行星波.在MLT區域的這類行星波在一定范圍內自由傳播,不需強迫來維持并進行準周期(2日、5日、10日、16日)的波動(Sivjee et al., 1994).

圖8a顯示GBAVTII觀測日期為2022年4月21日—2022年5月6日時間跨度17日內(超過16日)的每日柱濃度測量結果,圓點表示日平均數據.由于GBAVTII只能在夜間觀測,且觀測日期由于天氣云層等原因并不連續,有效觀測數據點不是等間距.因此提取行星波周期對每日平均柱濃度數據進行最小二乘擬合,并采用LS (Lomb-Scargle)功率譜進行評估：

(7)

圖8 (a) 2022年4月21日—2022年5月6日GBAVTII每日柱濃度測量數據; (b) LS功率-周期譜

其中P(ω)表示數據與頻率ω的單一諧波函數可能擬合的程度,P(ω)值越大,擬合度越好;在功率譜上表現為峰值的頻率即為與原始數據擬合度最高的頻率.我們對GBAVTII數據進行LS功率譜分析,并將頻率換算為周期,得到功率-周期譜的結果如圖8b所示.

由于樣本數據的不確定性,LS譜上每個點都具有相應的置信度水平,這些置信度通常使用隨機排列測試或Monte-Carlo模擬方法進行估計.通過這些方法,計算出LS譜上每個點的置信度,通常置信度在70%以上的峰值所對應的頻率才認為是原始波動存在的顯著頻率.我們對得到的LS譜進行置信度計算,劃分70%置信度及95%置信度范圍,得到期間存在2.1天及2.8天周期的波動特征,完全符合準2天行星波的尺度范疇,如圖8b所示.這是我們首次在西安上空觀測到90～100 km準2天的行星波,準兩天的行星波在中緯度和高緯度地區有很多報道(Murphy et al., 2007; Jacobi et al., 2008),Lopez-Gonzalez等人也曾在與GBAVTII探測緯度相近的37°N地區利用SATI探測得到周期為2.1±0.4天的準2天波動(López-González et al., 2009).

3 結論

利用安裝在中國西安城區(海拔457 m,34.23°N,109.01°E)的GBAVTII觀測大氣94 km處O2(0-1)夜氣輝,從2019年至今反演得到多日O2(0-1)柱濃度.研究了西安上空夜氣輝O2(0-1)柱濃度變化的單日及多日波動特性,結論如下.

(1) 由GBAVTII探測到的照度IER導出地基儀器探測地球上空90～100 km的O2(0-1)柱濃度表達式,與儀器的參數及觀測模式關聯起來;

(2) GBAVTII探測得到地球上空高度在94 km的O2(0-1)柱濃度數量級在104cm-2,與NRLMSISE-00模型數據具有相同量級, 2020年9月17日兩者相對誤差在0.5%～30%;

(3) 利用諧波擬合及小波分析,從2020年9月17日整夜反演得到的大氣溫度及O2(0-1)柱濃度的擾動中提取得到時間周期在8～10 h的潮汐波動和2.3 h的重力波;

(4) 對2022年4月21日—2022年5月6日期間的日平均柱濃度提取得到時間周期為準2日的行星波.

GBAVTII觀測結果與其他中緯度地區儀器探測得到的結論吻合,但后續仍需要進行連續觀測,同時考慮與過境衛星或附近區域其他地基儀器等的探測結果進行相互驗證.希望通過長期觀測,能夠對西安上空大氣的氣輝輻射與波動數據進行補充.