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出版日期: 2016-07-25
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DOI: 10.11834/jrs.20165302
2016 | Volumn20 | Number 4





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大气遥感专栏
红外临边探测发展现状
expand article info 王雅鹏1,2 , 李小英1 , 陈良富1 , 张莹1 , 邹铭敏1 , 张晗1,2 , 朱松岩1,2
1. 中国科学院遥感与数字地球研究所 遥感科学国家重点实验室, 北京 100101
2. 中国科学院大学, 北京 100049
收稿日期: 2015-12-14; 修改日期: 2016-04-05; 优先数字出版日期: 2016-07-25
基金项目: 国家自然科学基金（编号：41571345，41130528）；遥感科学国家重点实验室自由探索项目（编号：15ZY-09）；国家科技支撑计划项目（编号：2014BAC21B00）
第一作者简介: 王雅鹏(1990-),女,硕士研究生,研究方向为大气定量遥感。E-mail:wangyp@radi.ac.cn
通讯作者简介: 李小英(1975-),女,副研究员,现从事定量遥感、大气遥感方面的研究。E-mail:lixy01@radi.ac.cn
中图分类号: TP701
文献标识码: A
文章编号: 1007-4619(2016)04-0513-15

摘要

临边探测器垂直分辨率高，辐射信号的变化主要受大气参数影响，且辐射校准后几乎不受背景辐射影响，对痕量气体可探测性强，探测高度约为10-100 km，对臭氧层的大气遥感监测具有特殊意义。红外临边传感器经过40余年的发展过程，在通道数目、信噪比、可探测目标种类、冷冻技术、在轨寿命方面都有明显改进。本文以平流层O3及其相关的痕量气体为中心，按照传感器搭载的卫星平台及卫星发射时间的先后顺序，比较了国际上已有的LRIR、LIMS、SAMS、ISAMS、CLAES、MIPAS、HIRDLS、TES共8个星载红外临边探测器的特性、探测目标、技术改进、性能提升等；介绍了红外临边探测大气成分的反演原理；总结了红外临边探测器在痕量气体，平流层云与气溶胶，重力波与极涡，非局部热力学平衡效应4个方面的应用成果。最后对红外临边探测的前景趋势提出了思考。

关键词

红外临边探测器 , 痕量气体 , 正向模型 , 反演原理 , 红外临边探测应用

Overview of infrared limb sounding
expand article info WANG Yapeng1,2 , LI Xiaoying1 , CHEN Liangfu1 , ZHANG Ying1 , ZOU Mingmin1 , ZHANG Han1,2 , ZHU Songyan1,2
1.State Key Laboratory of Remote Sensing Science, Institute of Remote Sensing and Digital Earth, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China
2.University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China

Abstract

Infrared limb sounding technique can detect many species of trace gases; it is an important method forth remote observation of the middle and upper atmosphere of the Earth. The development process of infrared limb sounding and its applications are reviewed in this study to make people focus on limb observation technology and to promote the technology's development in China. This study focuses on eight infrared limb sounders, namely, LRIR, LIMS, SAMS, ISAMS, CLAES, MIPAS, HIRDLS, and TES, and introduces the characteristics of these instruments and their detectable species in chronological order. The inversion algorithms of infrared limb sounding are also described. Lastly, the applications of these limb sounders are summarized. Since 1975, after more than 40 years of development, the detection capability, refrigeration technology, forward model, and inversion algorithm mofinfrared limb sounders have significantly improved. Currently, these instruments can detect numerous species and have high inversion accuracy, long in-orbit life, and broad application scope. The applications of infrared limb sounding are divided into four parts, namely, detection of trace gas, cloud and aerosol, gravity wave, polar vortex, and the non-local thermodynamic equilibrium effect, especially its outstanding contributions to O3 and its related trace gas detection. The development of infrared limb sensors has provided a rich dataset of global coverage atmosphere profile. Infrared limb sensors play an irreplaceable role in studying the stratosphere ozone, polar ozone loss, and the ozone chemical reaction mechanism with stratospheric clouds and aerosols. However, being affected by clouds and aerosols, the limb detection range hardly reaches the lower troposphere. Infrared limb instruments also have a short on-orbit life. Data fusion technology should be investigated to form a long sequence of observed data for environment and climate change research.

Key words

infrared limb sounders , trace gases , forward model , inversion algorithm , application

1 引 言

对流层上部、平流层区域存在复杂的光化学和动力学过程。该区域内的臭氧损耗及其恢复情况一直是人们关注的热点，因此利用遥感探测技术对该区域内O3以及参与O3化学反应的大气成分监测一直都很重要。

在遥感探测方式中，天底探测方式无法获得中高层大气高垂直分辨率的弱痕量气体廓线。临边观测方式(李小英等，2013)在这方面弥补了天底探测方式的不足，为该区域的大气成分与动力学探测提供了高时间分辨率，高垂直分辨率，几乎全球覆盖的数据资料，提高了对平流层和对流层上部O3及其相关的痕量气体的探测水平，有助于对O3变化理化机制及其趋势的了解。

另外，红外波段包含大气分子丰富的吸收谱线，相比于可见光与紫外波段，大气的散射作用可忽略，一直以来是大气成分探测的主要波段。本文基于已有的红外临边探测器，介绍红外临边探测工作原理、仪器特征、红外临边大气成分反演算法及应用。

2 红外临边探测工作原理

临边观测几何如图 1所示的。仪器扫描地球切点以上的大气，在水平与垂直两个方向上进行扫描，并记录大气发射的红外光谱。扫描在水平面内沿着垂直飞行方向进行，在一个水平扫描结束后调整切高，进行下一个水平扫描，如此反复直到最大切高处。仪器以切线形式对大气进行分层探测，对痕量气体而言，可反演上限受制于气体的信噪比(高度越高，信噪比越低)，下限受制于云与气溶胶，当视场角出现云与气溶胶影响时，痕量气体廓线不反演。临边扫描的垂直分辨率受仪器的垂直视场角及大气折射和非局部热力学平衡(Non-LTE)效应的影响，水平分辨率受切点位置和空间覆盖特征的影响。在红外波段内，大气中的很多分子有特征吸收线，可以反演痕量气体的垂直廓线，如O3、H2O、NO、NO2、ClO、CFC-11、CFC-12和HNO3等。


图 1 临边探测几何示意图
Fig. 1 Limb viewing geometry

3 红外临边探测器的发展

星载红外临边探测器从1975年发展至今已有40余年的历史，为对流层上部和平流层的大气成分探测及其动力学研究提供了丰富的资料，下文按照传感器搭载的卫星平台及其发射的时间先后顺序进行介绍。

3.1 Nimbus-6/LRIR与Nimbus-7/LIMS & SAMS

Nimbus系列卫星是美国第二代实验气象卫星系列，从1964年8月到1978年10月共发射了7颗。雨云号卫星的任务是试验新的观测仪器和探测方法。Nimbus-6卫星发射于1975年6月12日，轨道高度1100 km，轨道倾角100°，周期107.3 min，是太阳同步极轨卫星。星上搭载的临边辐射和反演辐射计(LRIR)是第一个星载临边扫描仪，该仪器通过红外临边扫描的方式，探测温度、水汽(为了便于表述，下文水汽都用H2O代替)、O3的全球分布(Gille等，1975)。Nimbus-7于1978年10月24日发射成功，近地点941 km，远地点954 km，轨道倾角99.15°，周期104 min(Gille等，1984)，是雨云系列卫星的最后一颗。星上搭载了两台红外临边探测器：平流层临边红外监测器(LIMS)和平流层和对流层探测器(SAMS)。其中LIMS探测目标为温度、H2O、O3、HNO3、NO2，SAMS的探测目标为温度、H2O、N2O、CH4、CO与NO。

3.1.1 LRIR

LRIR的光谱范围是8.5—30 μm，分为4个探测波段，波段范围与探测目标如表 1所示。可利用两个CO2波段进行温度反演。高层大气对吸收谱线中心区域贡献大，底层大气对谱线翼区的贡献大，因此在CO2强吸收区域15 μm附近CO2宽通道(CO2W)和CO2窄通道(CO2N)，可延伸温度廓线的垂直范围(高层大气用窄波段，低层大气用宽波段)。LRIR的观测数据先进行温度反演，然后基于反演的温度廓线资料，得到O3与H2O的垂直廓线(Gille等，1975)。

表 1 LRIR波段范围与探测目标
Table 1 Wavenumber and detectable species of LRIR

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波段 波段范围/cm-1 探测目标
1 632—680 CO2N
2 581—704 CO2W
3 970—1176 O3
4 333—455 H2O

LRIR所有通道均采用HgCdTe探测器，使用固体冷冻剂冷却到65 K，以降低仪器自身红外发射对观测结果的影响，观测顺序为CO2，O3，H2O。其数据精度如表 2所示(Gille等，1975；Gille和House，1971)。1976年1月7日，该仪器因冷冻剂耗尽停止工作。

表 2 LRIR探测参数与精度
Table 2 Parameter and accuracy of LRIR

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参数 精度 垂直分辨率/km 高度范围/km
温度 ±3°K RMS 2 15—54
O3 ±20% 2 15—48
H2O ±50% 5 15—48
注：RMS(root mean square)均方根。

3.1.2 LIMS

LIMS是在LRIR的基础上发展而来的，不同之处是焦平面上增加了2个探测器，由原来的4通道变为6通道，反演参数由3参数(温度，O3，H2O)增加到5参数(增加HNO3，NO2)。增加的氮族元素探测，可用于研究NOx与O3之间的反应。其水平扫描速度也由原来的1 °/s下降为0.25 °/s，以提高仪器的信噪比。这些性能上的改进，延伸了其可探测的高度范围(10—65 km)，空间覆盖范围为64°S—84°N(Gille等，1984)。LIMS 6个通道的中心波长在6.2—15.0 μm之间，波段范围及探测目标如表 3所示(Gille和Russell，1984)。LIIMS的臭氧通道比LRIR的通道要宽，使其翼区包含更丰富的信息，将O3的探测范围向下延伸，在无云情况下，O3的探测可到达地面(Gille等，1975，1984)。温度探测仍选择15 μm附近偏向短波长的CO2宽通道(CO2W)和CO2窄通道(CO2N)，提高温度反演的垂直范围和精度(Gille等，1980)。通道1—2的水平分辨率为28 km，垂直分辨率为3.6 km；通道3—6的水平分辨率为18 km，垂直分辨率为1.8 km。LIMS的等效噪声辐射(NER)为0.0006—0.05 W/m2。1979年6月，该仪器因制冷剂耗尽停止工作，仅获取了7个月的数据.

表 3 LIMS波段范围与探测目标
Table 3 Wavenumber and detectable species of LIMS

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波段 波段范围/cm-1 探测目标
1 1560—1630 NO2
2 1370—1560 H2O
3 926—1141 O3
4 844—917 HNO3
5 579—755 CO2W
6 637—673 CO2N

3.1.3 SAMS

SAMS是第三次利用多光谱红外临边辐射技术探测高层大气(20—100 km)的传感器。该仪器采用临边探测方式，探测临边路径上大气的热发射与共振荧光散射，空间覆盖范围为50°S—70°N。其目标气体包括CO2、CO、H2O、NO、CH4与N2O。SAMS采用3种不同的类型(A，B，C)的探测器，FOV都为28×2.8 mrad，对应水平分辨率100 km，垂直分辨率10 km。SAMS的通道与探测目标如表 4所示(Taylor等，1981)。

表 4 SMAS波段范围与探测目标
Table 4 Wavenumber and detectable species of SAMS

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探测器类型 波段范围/cm-1 目标气体 探测高度/km
A A1 637—694 CO2 15—150
A2 1852—2439 CO2 15—120
A3 1852—2439 CO 15—50
A4 1852—2439 NO 15—50
B B1 3846—4000 H2O 80—110
B2 15—80
C C1 640—690 CO2 15—150
C2 1282—1316 N2O 20—50
C3 1282—1316 CH4 15—50

与之前的红外临边探测仪器不同的是该仪器采用压力调制技术，提高了仪器的信噪比与通道的选择性，使其能在非常窄的波段间隔内探测到痕量气体的弱发射信号，并使其不受其他气体信号的干扰(Taylor，1983)。该技术将压力调制下的一个气体单元，置于辐射计的光学路径上，气体单元能产生一个类似于实际大气的吸收谱线，谱线的吸收量与谱线形状随气体单元的压力与温度变化。该技术应用于除A1通道之外的气体探测。如果观测的信号中含有多种气体的信息，可使辐射量信号通过一组调制单元，获得每种气体独立的吸收谱线，如CH4与N2O共用7.7μm附近的光谱间隔(C2-3通道)；CO、NO与CO2共享4.3—5.3 μm的光谱间隔(A2-3通道)(Taylor，1987;Rodgers等，1984)。压力调制技术与常规的辐射计探测技术同时使用，可以提供校准信息，提高探测结果的可信度，延伸垂直高度的探测范围(Drummond等，1978，1980)。

3.2 UARS /CLAES & ISAMS

The Upper Atmosphere Resesrch Satellite(UARS)，高层大气研究卫星是美国NASA 20世纪80年代实施的“行星地球使命”中的第一个主要任务(陈洪滨，2009)。该卫星于1991年9月12日发射成功，轨道高度585 km，轨道倾角57°，覆盖范围80°S—80°N。星上搭载10台大气探测仪器，致力于提高人们对平流层，中间层和低热电离层物理化学过程的认识，了解自然和人为的扰动对高层大气的影响，并确定高层大气在气候与气候变化中的作用(Reber等，1993；Taylor等，1993)，其中3台采用临边探测的方式。低温临边阵列标准光谱仪(CLAES)与改进的平流层和中间层探测器(ISAMS)采用红外波段进行临边探测，微波临边探测器(MLS)采用微波波段进行探测。CLAES探测目标包括温度、压力、O3、CO2、NO、NO2、HCl、HNO3、ClONO2、N2O5、N2O、CFC-12、CFC-11、CH4、H2O与气溶胶(Roche等，1993)。ISAMS的探测目标包括温度、压力、O3、H2O、CO、NO、NO2、CH4、N2O、N2O5、HNO3与气溶胶(Taylor等，1993)。

3.2.1 ISAMS

ISAMS是Nimbus 7上SAMS的改进。仪器技术上的改进使其能探测更多的大气成分。ISAMS有8个探测波段，其中心波长及探测目标如表 5所示。ISAMS采用压力调制辐射线测定技术(Taylor，1983)。对于高层大气谱线(未饱和多普勒线型)，压力调制信号响应最强烈的位置位于谱线中心，对于底层大气谱线(饱和线型)，压力调制信号响应最强烈的位置位于谱线翼区。因此，反演低层大气参数时，可以使其调制信号不受高层信号的干扰，从而改善权重函数，提高垂直分辨率。采用压力调制信号反演的气体为CO2、CO、CH4、NO、N2O、NO2和H2O，如表 5所示。两个CO2通道都包含四位滤光片轮，在这些光谱区间内可通过宽频带测量获得不能通过压力调制单元的到的气体，如HNO3(通道3.2)、O3(通道3.3)、N2O5(通道7.2)，还有一个12.1 μm光谱区(通道7.3)的大气窗口通道，基本上不受大气分子吸收的影响，用于反演气溶胶的光学特性(Lambert等，1996)。

表 5 ISAMS波段范围与探测目标
Table 5 Wavenumber and detectable species of ISAMS

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波段 波数范围/cm-1 探测目标 信号类型
0 2139—2221 CO P/W
1 1425—1513 H2O P/W
2 1250—1290 N2O P/W
3.0 626—660 CO2 P/W
3.1 605—625 CO2 P/W
3.2 860—900 HNO3 W
3.3 990—1010 O3 W
4 1839—1941 NO P/W
5 1580—1612 NO2 P/W
6 1320—1380 CH4 P/W
7.0 626—660 CO2 P/W
7.1 605—625 CO2 P/W
7.2 1230—1250 N2O5 W
7.3 821—836 Window W
注: W(Wideband signal): 由干涉滤光片得到的相对宽通道的观测信号; P(Pressure modulated signal): 压力调制信号。

ISAMS探测高度为15—80 km，其垂直分辨率为2.36 km，水平分辨率300 km，全球资料覆盖34°S—80°N或34°N—80°S，体积为1109×1036×975 mm3，质量为175 kg，功率为184 W。ISAMS有两种观测模式：标准观测模式和特殊观测模式。在标准观测模式下，探测器在飞行器朝向太阳的一侧进行扫描。每条廓线包含大约30个临边扫描序列，每个临边序列包含210次观测，每次观测时间约32 s。ISAMS的双轴扫描功能，可使其既获得垂直廓线，又可避免大气与压力调制普线之间发生多普勒频移现象。仪器的在轨工作时间为1991年12月到1992年7月，因冷冻剂耗尽停止工作(Taylor等，1993)。

3.2.2 CLAES

CLAES的空间覆盖范围为80°S—80°N，该覆盖范围可使其观测到极地臭氧损耗区。其波段范围为3.5—13 μm，分为9个探测波段，探测目标如表 6所示。B1波段利用HCl在3.5 μm处的吸收反演HCl廓线，光谱分辨率为0.65 cm-1，有效探测高度25—40 km，垂直分辨率14 km。该波段的波长相对较短，大气的发射信号较弱，需要以降低垂直分辨率为代价获得该波段在垂直方向上较大的能量，其数据要做日平均。除B1通道外，其他通道的波段范围为5.2—13 μm，探测高度为10—60 km，垂直分辨率为2.5 km。CLAES的垂直视场角为±0.6°，FOV的中心对应35 km切高。其水平分辨率是该仪器观测周期(≈65.5 s)的函数，约为500 km。噪声等效功率(NEP)在B3—B9为5×10-16 $\text{W}/\sqrt{\text{Hz}}$在B1—B2为10-15 $\text{W}/\sqrt{\text{Hz}}$(Roche等，1993)。

表 6 CLAES波段范围与探测目标
Table 6 Wavenumber and detectable species of CLAES

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波段 中心波数/cm-1 探测目标
B1 2843 HCl
B2 1897 NO
B3 1605 NO2，H2O
B4 1257 N2O，CH4，N2O5
B5 925 CFC-12
B6 879 HNO3
B7 843 CFC-11，气溶胶
B8 792 温度，压强，O3
B9 780 ClONO2

CLAES位于UARS背向太阳的一侧，这有利于CLAES减少太阳能孔径的热负荷，从而减少冷冻剂的使用量。该仪器在轨工作18个月(1992-01-09-1993-05-05)，最终因冷冻剂耗尽停止工作。

3.3 ENVISAT/MIPAS

ENVISAT卫星是欧空局的对地观测卫星系列之一，于2002年3月1日发射成功。该卫星轨道高度800 km，轨道倾角98.55°，太阳同步极轨卫星，覆盖范围87°S—89°N。The Michelson Interferometer for Passive Atmospheric Sounding(MIPAS)迈克尔逊干涉被动大气探测仪，是搭载于ENVISAT卫星上的主要仪器之一。该仪器通过红外临边探测的方式，提供温度、气压、痕量气体(H2O，O3，CH4，N2O，HNO3，NO2)的垂直廓线及云分布的3维资料。

ENVISAT/MIPAS是在地基MIPAS与空基MIPAS-B(balloon)、MIPAS-A(aircraft)的基础上发展而来。MIPAS的波段范围为4.15—14.6 μm(685—2410 cm−1)，分为五个探测波段(A、AB、B、C、D)。波段范围及探测目标如表 7所示。其光程差为20 cm，光谱分辨率为0.035 cm−1。在大气成分反演过程中，为了减少计算量，MIPAS采用“微窗(Microwindow)”的方法(Echle等，2000)反演大气成分，以降低反演算法对大气气溶胶和薄云的敏感度。微窗的选择与高度、光谱吸收特征有关，强吸收区域用于高层反演，弱吸收区域用于低层反演。例如，H2O的反演在795—960 cm-1以及1220—1655 cm-1选择了11个微窗(Milz等，2005)；O3的反演在A、AB通道选择3个微窗。微窗的方法应用于MIPAS反演的大气参数为温度、压力及6种主要气体O3、H2O、HNO3、CH4、N2O与NO。微窗数据库详见(Echle等，2000)。除此之外，由于MIPAS具有高信噪比、高灵敏度及高光谱分辨率特点，能够探测痕量气体中发射较弱的成分(SF6、OCS、N2O5等)。MIPAS共有6种探测模式：标准观测模式、极地冬季化学模式、高层大气模式、平流层-对流层交换模式、动力模式、交叉追踪和特殊事件模式。不同模式都有特定的科学目标和探测范围，具体情况详见参考文献(Fischer等，2008)

表 7 MIPAS探测频率与探测目标
Table 7 Wavenumber and detectable species of MIPAS

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波段 波数范围/cm-1 探测目标
A 685—970 CO2，O3，HNO3，CFC11，CFC12，
NH3，SF6，ClONO2
AB 1020—1170 O3，CH4，N2O
B 1215—1500 HOCL，H2O2，N2O5，SO2，H2O
C 1570—1750 NO2，H2O
D 1820—2410 NO，O3，CO，CO2

ENVISAT/MIPAS的仪器参数如表 8所示。MIPAS标准探测模式的探测高度为6—68 km，高层大气探测模式可探测高度达160 km。其中标准探测模式占总探测时间的80%，能完成大部分的科学任务。在标准探测模式下，观测方向沿着卫星运行方向后向观测。MIPAS水平分辨率30 km，垂直分辨率随高度变化：3 km(6—42 km)、5 km(42—52 km)与8 km(52—68 km)(Fischer等，2008)。切高处的瞬时视场角(IFOV)为3×30 km。MIPAS每轨的跨度为5°(纬度)×12.5°(经度)，每轨有72个临边扫描序列，一个临边序列扫描17个切高，每个高度耗时4.5 s，一个序列约76 s，每天有14.3轨，重访周期大约为3天。2004年3月，MIPAS仪器因为干涉驱动装置的异常暂停工作，2005年1月恢复工作，其光谱分辨率调整为0.0625 cm−1，垂直分分辨率有所提高(Cortesi等，2007)。

表 8 MIPAS/ENVISAT仪器参数
Table 8 Parameter of MIPAS/ENVISAT

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参数 参数值
噪声等效光谱辐射(NESR) 3-50 nW/(cm2.sr.cm-1)
光谱分辨率 0.035 cm-1/0.0625 cm-1
光程差 20 cm
垂直分辨率 3—8 km
仪器视场角 3×30 km
探测高度 6—160 km

3.4 AURA/HIRDLS & TES

AURA是美国NASA第二代对地观测卫星项目(EOS)中的大气成分监测卫星，于2004年7月15日发射成功，轨道高度705 km，轨道倾角98°，在赤道的升交点为13∶45±15 min，覆盖范围为82°S—82°N(Schoeberl等，2006)。该卫星设计服务年限为6年，至今已在轨工作11年。卫星搭载4台探测器：高分辨率动力学临边探测器(HIRDLS)、微波临边探测器(MLS)、臭氧监测仪(OMI)与对流层辐射光谱仪(TES)。本文介绍红外波段的临边探测传感器HIRDLS与TES，MLS/AURA介绍详见(李小英等，2013)。

3.4.1 HIRDLS

HIRDLS由美国和英国开发研制，是LRIR(Nimbus-6)、LIMS和SAMS(Nimbus-7)、ISAMS和CLAES(UARS)的继承者。该仪器具有21个通道，光谱范围为6—18 μm，每12小时可实现地球覆盖(HIRDLS的轨道偏离AURA的轨道，覆盖范围为90°S—90°N)，包括极夜(Schoeberl等，2006)。与之前的红外临边探测器相比，该仪器采用更窄且干扰最小的光谱通道，使其具有更高的垂直分辨率(1 km)与水平分辨率(10 km)，能探测对流层上部到平流层(8—80 km)的温度、O3、H2O、CH4、N2O、NO2、HNO3、N2O5、CFC-11、CFC-12、ClONO2、气溶胶、极地平流层云及云顶高度。其通道设置及探测目标如表 9所示(Edwards等，1994；Eden等，2010)。此外HIRDLS每个通道还带有一个偏振镜，以获得通道的偏振信息(Eden等，2010)。

表 9 HIRDLS探测频率与探测目标
Table 9 Wavenumber and detectable species of HIRDLS

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通道 波段范围/cm-1 探测目标
1 563—588 N2O，气溶胶
2 600—615 CO2
3 610—640 CO2
4 626—660 CO2
5 655—705 CO2
6 821—836 气溶胶
7 835—853 CFC-11
8 860—904 HNO3
9 915—933 CFC-12
10 990—1010 O3
11 1011—1048 O3
12 1120—1140 O3
13 1200—1220 气溶胶
14 1228—1260 N2O5
15 1256—1282 N2O
16 1278—1298 ClONO2
17 1325—1370 CH4
18 1385—1435 H2O
19 1402—1416 气溶胶
20 1422—1540 H2O
21 1582—1634 NO2

HIRDLS的21个HgCdTe探测器对应其21个通道，采用循环冷却系统，将探测器冷却在62K进行工作。HIRDLS能探测对流层顶附近的组分和结构，该区域对研究辐射能量平衡及定量研究平流层与对流层之间的物质输送具有重要意义。HIRDLS计划在轨工作时间5年，与之前的红外临边探测仪器相比，寿命有所增加。实际上，2008年3月17日该仪器因滤波器故障停止工作。

3.4.2 TES

TES为高分辨率红外傅里叶变换光谱仪，采用临边与星下点相结合的交替观测方式，测量地表和大气的热辐射及反射的太阳辐射。其探测目标为对流层O3及与对流层O3化学反应相关的CH4、NO2、NO、HNO3、CO，H2O。该仪器首次实现了对流层臭氧的全球观测。

TES观测对流层O3需要有更高的灵敏度，信噪比和光学设计。TES的光谱范围为3.2—15.4 μm(650—3050 cm-1)。采用4个光伏碲化镉探测器(1A，1B，2A，2B)，冷却到65K进行工作。每个探测器配置1×16个线性阵列元素，并通过干涉滤光片将其进一步细分为200—300 cm-1间隔的光谱子区间，其波段范围及探测目标如下表所示(Beer，2006；Beer等，2001)。

TES有两种观测模式，即全球观测模式(Global Survey Mode)和特殊观测模式(Special Observation Mode)。全球观测模式下，一个完整的观测序列为81.2 s，包括校准、2次星下点观测(4 s/次)、3次临边观测(16 s/次)外加中间转换的时间间隔。其观测的垂直范围为0—34 km。临边观测方式时，空间分辨率为2.3×13 km，光谱分辨率为0.025 cm-1，光程差为33.8 cm；星下点观测方式时，空间分辨率为0.5×5 km，光谱分辨率为0.1 cm-1，光程差为8.45 cm。全球观测模式采用间隔一天循环的方式(1-day-on，1-day-off cycle)，重访周期为16天，约233轨数据，对应标准产品数据(O3，CH4，NO2，NO等气体廓线)。最常用的特殊观测模式是步进凝视(Step and Stare)，可用于对特殊事件的观测(如火山爆发等)。至今TES仍在轨工作(Beer，2006；Beer等，2001)。

表 10 TES探测频率与探测目标
Table 10 Wavenumber and detectable species of TES

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探测器
类型		 波段范围
/cm-1		 温度
类型		 探测
目标
1A 1A1 1900—2250 Tb O3，CO，N2O，NO，OCS
1A2 2200—2450 Ta CO2，N2
1A3 2425—2650 Tb N2O
1A4 2600—2850 Tb HDO
1A5 2800—3050 Tb CH4，HCl，O3
2A 2A1 1100—1325 Tb O3，N2O，HNO3，CFC-12，
SO2，CH4
2A2 1300—1550 O3，HNO3，CH4
2A3 1500—1750 H2O，NO2
2A4 1700—1950 H2O，NO
1B 1B1 820—1050 Tb HNO3，NH3，CFC-11，
CFC-12，O3
1B2 950—1150 O3，NH3，CFC-11，
CFC-12，N2O
2B 2B1 650—900 Ta O3，HNO3，CFC-11，NO2
注: Ta代表大气温度廓线; Tb代表地表温度和发射率; CFC-11指CCl3F，CFC-12指CCl2F2。

红外临边探测技术的发展与传感器性能的提高息息相关。在仪器探测性方面：压力调制技术与微窗选择方法有效提高了仪器的信噪比和波段的抗干扰能力，提高了仪器对弱信号的可探测性，仪器的探测目标种类也随仪器通道数目的增加和光谱分辨率的提高而增加。在冷冻技术方面：早期的红外临边探测器在轨寿命受冷冻剂制约，后期HIRDLS采用的循环冷却系统延长了其在轨工作时间。

4 红外临边探测大气成分反演系统

临边探测大气成分反演系统包含正向和反向两个过程。正向模型即利用辐射传输方程建立大气参数与辐亮度之间的函数关系，在给定大气状态参数与仪器特征的情况下，得到模拟的辐射值。反演算法则是根据观测的大气辐射值求解大气状态参量的过程。因为临边探测过程是非线性，简单的统计回归分析方法并不适用，因此发展了剥洋葱算法和最优估计算法用于临边传感器的大气参量反演。

4.1 红外临边探测反演原理

对红外临边传感器，当切高为h时，在观测点x0处接收的辐射值R(x0，h)为

$ R\left({{x_0}，h} \right)= \int\limits_{ - \infty }^{{x_0}} {\int\limits_{\Delta v} {B(v，T(x))\frac{{{\rm d{\tau }}\left({v，q\left(x \right)，x} \right)}}{{{\rm d}x}}f(v){\rm d}v{\rm d}x} } $ (1)

式中，x是切高为h时视线上的任意一点，v代表波数，B指普朗克函数，τ指从x到x0的透过率，取决于痕量气体的混合比去q，f(v)指通道的响应函数，$\displaystyle\frac{{{\rm d}{\rm{\tau }}}}{{{\rm d}x}}$指权重函数。

对于波数为v(cm-1)的单通道，在z方向上，经过传输路径dz(cm)时，辐射传输方程包括两部分：从辐射源Zs到观测点Zobs辐射传输和传输路径上的发射辐射的积分。假设在局地热力学平衡的条件下，温度保持不变，根据基尔霍夫定律，发射函数为普朗克函数B(v，T)[W/(m2.sr.cm-1)]。在z方向上的发射辐射为B(v，T)k(v，T)ρa(z)dz。

$ \begin{aligned} I\left({{v}，{Z_{\rm obs}}} \right)= & {I}\left({{v}，{Z_{\rm{s}}}} \right)\tau \left({v，{Z_{\rm{s}}}，{Z_{\rm{obs}}}} \right)+ \\ & \int\limits_{{Z_s}}^{{Z_{\rm{obs}}}} {[B\left({v，T} \right)k\left({v，T} \right){\rho _a}\left({z} \right){\rm d}{z}]\tau \left({v，{Z_{\rm{s}}}，{Z_{\rm{obs}}}} \right)} \end{aligned} $ (2)

式中，I(v，Zobs)指辐射强度，单位为[W/(m2.sr.cm-1)]，ρa是吸收气体摩尔密度，单位为[mol·m-3]，k(v，z)是单色吸收截面，单位为[m2·mol-1]，τ(v，Zs，Zobs)指从Zs到Zobs的透过率。透过率与普朗克函数如式(3)(4)所示

$ {\rm{\tau }}\left({v，{Z_{\rm s}}，{Z_{\rm obs}}} \right)\!=\! \frac{{I(v，{Z_{\rm obs}})}}{{I(v，{Z_{\rm s}})}} \!=\! {\rm exp}(-\! \mathop \smallint \limits_{{Z_{\rm s}}}^{{Z_{\rm obs}}} k\left({v，z} \right){\rho _a}(z){\rm d}z) $ (3)
$ B\left({v，T} \right)= {c_1}{v^3}/\left({{\rm{exp}}\left({\frac{{{c_2}v}}{T}} \right)- 1} \right) $ (4)

式中，c1=2 hc2=1.1904×10-8 W/(m2.sr.cm-4)，c2=hc/k=1.439 k/cm-1。h，k，c分别指普朗克常数、玻尔兹曼常数和光速。$k\left({v，z} \right)$为吸收截面。

在实际计算中，传感器的正向模型模拟该辐射传输过程，如逐线积分模型等。对于TES探测器要探测对流层，需要加入对云和气溶胶的考虑(Clough等，2006)，探测高层大气时，要考虑非局地热力学效应的影响(Stiller，2000；Francis等，2006)。为了缩减正向模型的计算时间，临边传感器也对逐线积分模型进行了改进(Marks和Rodgers，1993；Clough等，1988)。

4.2 红外临边探测技术方法

利用红外临边方法进行大气成分反演时先进行温度和压强的反演，然后将温压廓线和观测通道的观测辐射作为输入值，进行痕量气体成分的反演。

4.2.1 温度和压强的反演算法

温度和压强反演的基本思想是利用大气混合比稳定的CO2在红外通道的吸收带(15 μm，4.3 μm)进行温度探测；利用H2O在红外通道的吸收带(6.3 μm)进行湿度探测。根据温度垂直分布理论，光谱带翼区的观测仅能感知大气的底层，而吸收带中心的观测能感知大气的顶层，因此选择吸收带上一组不用的探测波段，可得温度的垂直分布。

一般认为CO2在大气中的分布可是均匀的，即q(x)已知，可计算该通道的透过率。选择参考切高处的压强p0(z0)，温度可通过理想状态气体方程求的，如式(5)所示：

$ p = \frac{\rho }{{{M_\text{r}}}}RT $ (5)

式中，R指气体常数，Mr指空气相对分子质量。然后引入流体静力学方程，通过积分得到压力廓线，如式(6)所示：

$ {\rm ln}p(z)= {\rm ln}{p_0}({z_0})+ \int\limits_{{E_o}}^z {\frac{{{M_\text{r}}g(z)}}{{RT(z)}}} {\rm d}z $ (6)

式中，g(z)指z处的重力加速度。利用式(5)式(6)可得温度和压力廓线。

温度和压强的反演是痕量气体反演的基础，其反演的精度和不确定性都会直接影响痕量气体的反演精度。

4.2.2 痕量气体反演算法

在临边探测中，正向模型建立起了大气参量到观测值之间的物理过程，实测的观测值可表示为：

$ y = f(x，b)+ {\textit{ò}_y} $ (7)

式中，f代表正向模型函数，x代表真实的大气参数，b为模型参数，$ {\textit{ò}_y} $为观测误差。反演问题即根据观测值y求解大气状态参量x。该问题本身就是就是病态的，解是不确定的。反演过程实际上是利用一些相关算法去估计大气参量，只求解少于观测个数的离散状态参量。红外临边探测的反演算法主要有剥洋葱算法与最优估计。

(1) 剥洋葱算法

剥洋葱算法是一种自上而下的算法，先将大气分层，并假定每一层的痕量气体的浓度保持不变，每层观测辐射的变化仅和本层和相邻上一层的切线高度的观测相关。ISAMS采用剥洋葱算法(Marks和Rodgers，1993)。反演时，给最上层的大气一个初始值，采用最小二乘拟合的方法如式8所示。

$ { {F}}({p_1}，{p_2}，\cdot\cdot\cdot，{p_k})= \sum\limits_{i = 1}^N {{{[{ {B}}_i^m - { {B}}_i^c\left({{p_1}，{p_2}，\cdot\cdot\cdot，{p_k}} \right)]}^2}} $ (8)

式中，${ {B}}_i^m$指观测值，${ {B}}_i^c\left({{p_1}，{p_2}，\cdot\cdot\cdot，{p_k}} \right)$值模式计算结果，${p_1}，{p_2}，\cdot\cdot\cdot，{p_k}$指要反演的大气参数，N指采样数。得到最上层的大气状态参量，并将该参量作为下一层的输入，依次向下进行直到最底层(Auvinen等，2002；汪自军，2011)，如式9所示。

$ {{ {F}}_{ {1}}}({c_1})，{{ {F}}_{ {2}}}({c_1}，{c_2})...{{ {F}}_{ {j}}}({c_1}，...，{c_j})...{{ {F}}_{ {M}}}({c_1}，...，{c_L}) $ (9)

式中，C1，···，CL为大气分层。

(2) 最优估计

最优估计算法(Rodgers，1976，2000)是在先验知识的约束下，使正向模型模拟的观测值${ {F(}}{{ {X}}^{ {'}}})$与传感器实测值y的差在容忍限差内，即通过构造代价函数${ {J(}}{{ {X}}^{ {'}}}{ {)}}$(式10)，求代价函数的最小值，反演得到真实廓线的最佳估计及其误差协方差如(式11，式12)所示；

$ { {J(}}{{ {X}}^{ {'}}}{ {)= ||y - F(}}{{ {X}}^{ {'}}}){ {|| = min}} $ (10)
$ { {\hat x = }}{{ {x}}_{ {a}}}{ { + }}{{ {S}}_{ {x}}}{{ {K}}^{\mathbf{T}}}{ {S}}_{ {y}}^{}{ {(y - f(\hat x))}} $ (11)
$ {{ {S}}_{ {x}}}{ { =(S}}_{{{ {x}}_{ {a}}}}^{{ { - 1}}}{ { + }}{{ {K}}^{\mathbf{T}}}{ {S}}_{ {y}}^{{ { - 1}}}{ {K}}{{ {)}}^{{ { - 1}}}} $ (12)

式中，K为权重函数，${{ {x}}_{ {a}}}$代表先验知识，${{ {S}}_{{{ {x}}_{ {a}}}}}$代表先验知识协方差矩阵，${{ {S}}_{ {x}}}$代表反演的协方差，${{ {S}}_{ {y}}}$代表观测协方差。最优估计算法适用范围广，CLAES、MIPAS、HIRDLS、TES均采用该反演算法(von Clarmann等，2003c，2003d；Ridolfi等，2000；Lambert等，1999，Bowman等，2006)。临边探测为非线性问题，最优估计的解需要牛顿迭代或Levenberg-Marquardt迭代，详见(李小英等，2013)。

剥洋葱算法是临边反演早期采用的一种方法，应用于掩星和临边传感器反演算法上。其优点是计算速度快，缺点是在反演过程中误差积累，反演精度不高。最优估计算法因其普遍使用性及误差可定量估计的优势逐渐替代剥洋葱算法成为后期红外临边传感器所采用的业务反演算法。

5 红外临边探测的应用

红外临边探测的应用是围绕探测器可探测的目标种类展开的。文中所述传感器的探测目标如表 11所示，下文按传感器探测类型分类，将其应用范围归纳为痕量气体，云与气溶胶，重力波和极涡，非局部热力学平衡效应4个方面进行综述。

表 11 红外临边传感器探测目标
Table 11 Detectable species of infrared limb sounding

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LRIR LIMS SAMS ISAMS CLAES MIPAS HIRDLS TES
O3 √ √ √ √ √ √ √
H2O √ √ √ √ √ √ √ √
CO2 √ √ √ √ √ √ √ √
HNO3 √ √ √ √ √ √
NO2 √ √ √ √ √ √
NO √ √ √ √ √
N2O √ √ √ √ √ √
N2O5 √ √ √ √
CO √ √ √ √
CH4 √ √ √ √ √ √
HCl √ √ √
ClONO2 √ √ √
CFC-12 √ √ √
CFC-11 √ √ √
气溶胶 √ √
SF6 √
OCS √ √
NH3 √ √
SO2 √
HOCl √

5.1 痕量气体探测

O3是一种重要的痕量气体。红外临边传感器多以O3为中心，探测与其化学反应相关的痕量气体，研究O3损耗现象，尤其是极地地区。如Glatthor等人(2005)利用MIPAS的O3探测资料，发现了极地臭氧低值现象。北极最大值为7 ppmv(38 km)，南极最大值为8 ppmv(30 km)，并且发现北极臭氧总量在24—32 km的最小值出现在秋季。O3反演结果辅以气象分析可用于研究臭氧的季节变化与演化(Lahoz等，2007)。

除O3外多种痕量气体在红外区域都有特征吸收光谱。如CH4与N2O都是在近地面产生的长寿命气体，在平流层的光化学反应很弱，可以将两者作为示踪剂，研究大气动力学(Lahoz等，1993;Ruth等，1994)。SAMS第一次实现了CH4与N2O的全球卫星观测(Jones，1984；Jones和Pyle，1984)。Jones等(1986)研究了平流层CH4与H2O的关系，证明了CH4氧化性的假说。NOx与氯族元素参与平流层臭氧损耗的催化循环，造成极地春季臭氧洞的形成(贾龙等，2006)。LIMS第一次实现了全球HNO3的卫星观测，并形成了HNO3背景气候(Gille等，1987，1996)；后来Gille又利用CLAES观测的HNO3数据对HNO3参考气候进行了更新(Gille等，1998)。N2O5是夜间氮氧化物存在的主要形式，CLAES与ISAMS第一次实现了N2O5的全球卫星观测，为夜间O3的化学反应机理研究奠定了基础(Kumer等，1996)，并将该数据应用于1992年1月平流层变暖事件的分析。ClONO2是NOx与ClOx的临时存储器，对平流层O3有重要影响。CLAES第一次实现了ClONO2每天超过77%全球覆盖的3维采样(Mergenthaler等，1996)。MIPAS观测到了2003年的10太阳质子事件之后北半球极地平流层HNO3、N2O5和ClONO2浓度的显著提高以及由此引起的臭氧损耗。MIPAS数据还可以用来反演SO2全球分布(Höpfner等，2015)。除此之外，MIPAS还可以探测ClO、PAN、HCN与C2H6等化合物。CLAES还探测平流层的HCl、CFC-11与CFC-12等氯族化合物，用于研究氯族化合物与O3的反应机制。

5.2 气溶胶与云探测

ISAMS、CLAES、MIPAS、HIRDLS可探测平流层气溶胶与云，进行气溶胶参数反演和云检测。ISAMS、CLAES采用中红外波段临边观测方式观测平流层气溶胶，可获得气溶胶特性信息，如粒子有效半径、粒径分布、粒子表面积与体积、气溶胶的时空分布与消光廓线等(Lambert等，1996；Bauman等，2003；Hervig和Deshler，1998)，对研究1991年6月皮纳图博火山(Pinatubo)爆发对平流层气溶胶的影响发挥了重要作用(Lambert等，1997)。火山爆发造成的气溶胶参数(体积密度，表面积密度，有效粒子半径，硫酸质量浓度等)的变化，可引起平流层动力学与化学扰动，如：N2O5与ClONO2在气溶胶表面发生的非匀相化学反应加剧O3损耗。

云对临边探测的影响主要体现在两方面：(1) 发生在极地平流层云上的非匀相化学反应引发O3损耗；(2) 视线上云的出现使辐射的测量出现异常。因此，在进行温度与痕量气体成分反演时要先进行云检测，去除或校正被云污染的观测辐射，保证大气成分廓线反演的精度。当极地温度很低时(400—500 K)容易形成PSCs，并伴随氯的活化与极地O3的损耗。MIPAS是当时唯一能提供整个冬季PSCs全球空间分布的仪器，其观测数据可用来识别PSCs类型，证明北极冬季O3损耗与氯活化的关系，推测O3损耗类型等(Spang等，2005；Tilmes等，2003；Tilmes等，2006)。HIRLDS数据也可进行极地平流层云(PSCs)与卷云的探测识别，其云统计数据可证明PSCs的真实存在性(Massie等，2007)。

5.3 重力波与极涡

重力波与极涡可影响大范围的空气环流，常用来研究探测区域的大气动力学。红外临边探测器可通过温度扰动的方式探测重力波，通过示踪相关的方法探测极涡，为大气环流模式提供全球尺度的重力波量化参数。Lieberman等人(2004)利用LIMS资料反演了1978年11月—1979年5月全日潮和行星波的变化。Shiotani等人(1997)利用CLEAS观测到的赤道附近的温度异常证明了开尔文重力波的存在，并提供了开尔文重力波的全球结构。Glatthor等人(2005)利用MIPAS痕量气体CH4，N2O，CFC-11，O3数据，采用示踪相关分析的方法研究了2002年9月—2002年10月南极极涡分裂的混合过程。HIRDLS的温度廓线可反演重力波特性(Alexander等，2008)。Wright(Wright等，2010)利用HIRDLS数据量化中间层大气的重力波动量通量，探测到了2006年北极平流层突然变暖的现象，以及由此引起的平流层顶的变化。

5.4 非局部热力学平衡效应(Non-LTE)

红外临边探测正向模型是假设在局地热力学平衡的条件下的。但实际观测中，在中高层大气的中间层和低热层区域，分子振动与转动能级分布会偏离局部热力学平衡状态，即非局部热力学平衡状态(Non-LTE)，分子激发态的分布偏离玻尔兹曼分布将会影响辐射带的辐射特征。因此探测中高层大气时要考虑Non-LTE的影响。红外临边探测传感器可以用来研究该效应，并用来改进正向模型。López-Puertas(López-Puertas等，1997)基于ISAMS在CO2 15 μm的辐射和UARS/WINDII获得的动力学温度首次提供了在CO2弱吸收通道存在Non-LTE效应的实验证明。之后，Edward(Edwards等，1996)基于CLAES，研究非局部热力学平衡效应(Non-LTE)对高层(＞38km)临边辐射的影响。Funke等(2001)则提出了一种反演Non-LTE效应的新方法，并应用到MIPAS数据处理系统IMK，使MIPAS的数据处理系统有了对Non-LTE效应影响的处理，提高了痕量气体反演的精度(von Clarmann等，2003a，2003b)。

红外临边探测器以平流层为主要探测区域，探测O3及其相关的痕量气体，云与气溶胶等。首次提供了大量痕量气体的全球分布，证明了重力波的存在并提供了全球范围的重力波结构及其特征，证明了Non-LTE的存在，并将该效应参数化用于改进红外临边探测的正向模型。这些开创性的工作，提高了我们对中高层大气化学与动力学的认识。

6 结 论

红外临边探测技术自1975年以来，经过40余年的发展，从最初的雨云6号卫星上搭载的LRIR传感器(4个通道)，仅能探测温度、H2O、O33参数到AURA卫星上的HIRDLS，TES高分辨率红外临边探测器，可探测O3，氮族，氯族元素，气溶胶，PSCs等多目标。LRIR、LIMS、SAMS，ISAMS、CLAES、MIPAS、HIRDLS、TES在仪器的探测能力、冷冻技术、正向模型、反演算法方面都有显著的改进，使仪器可探测目标种类不断增加，反演精度不断提高，在轨寿命有所增加，应用范围广泛，尤其在O3及其相关痕量气体探测方面贡献突出。

在探测能力方面，红外临边传感器在发展过程中通道数量增加，光谱分辨率提高，向高光谱方向发展。压力调制技术和微窗选择方法的应用提高了仪器的的信噪比和波段的抗干扰能力，提高了对弱信号的探测能力。后期TES传感器将临边与天底探测方式相结合，可进行更灵活更全面的观测，但受云和气溶胶的影响，TES在对流层发挥作用的主要是天底观测方式。

在冷冻技术方面，为了控制仪器本身的噪声影响，前期冷冻技术一直制约着传感器的在轨寿命，制冷剂耗尽是仪器报废的主要因素。后期循环冷却技术的运用改善了这个问题。未来应用更有效的制冷技术对红外传感器有重要意义。

在正向模型方面，改进了逐线积分模型，使其在保证计算精度的前提下节省计算时间，并在模型中加入对Non-LTE、云和气溶胶的考虑，延伸了传感器的垂直探测高度范围。未来为了能够探测更多的大气成分，对已有谱线数据库如JPL、HITRAN的更新也是非常重要的。

在反演算法方面，后期传感器的业务反演算法采用最优估计算法，该算法普适性强，但对先验知识的依赖性大。未来可根据已有的探测资料建立更完善的先验知识库，以弥补在某些区域缺少先验知识的空白。

在应用方面，随着传感器探测能力的提升，更丰富、更高精度的廓线资料将不断提高我们对探测区域大气化学与大气动力学的认识，并验证模式猜想，为模式发展提供数据源。

红外临边探测器的发展，提供了几乎全球覆盖的中高层大气丰富的探测数据。对于研究平流层O3，极地O3臭氧损耗以及与O3相关的化学反应机制，平流层云与气溶胶，对流层顶到平流层的大气动力学发挥了不可替代的作用。但受云与气溶胶的影响，其探测范围很难达到对流层。前期红外临边探测仪器在轨寿命都较短，要形成长序列的观测数据用于环境和气候变化的研究还需要进行数据融合。

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