《大气透过率实时测量技术》由会员分享，可在线阅读，更多相关《大气透过率实时测量技术（8页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、整层大气透过率实时测量技术探讨詹杰 郭瑞鹏 魏合理 黄宏华 徐青山 饶瑞中（安徽光学精密机械研究所 合肥 230031）摘 要 :本文详细叙述了利用 Bear-Langley-Bouguer 定律测量整层大气透过率的原理。 从硬件实现方法上分别介绍了晴朗天气下白天利用太阳直接辐射测量太阳的连续谱和 晚上利用ICCD测量恒星分波段辐射值，通过定标实时计算整层大气透过率。文中概述了 从可见到近红外波段白天透过率测量的硬件实现 ;晚上可根据待测天区的需要, 任意选 择该天区内的 0等到6等恒星，实时测量该天区方向的大气透过率。测量结果和相关仪 器设备测量结果对比，证明该大气透过率的测量技术是可行的。
2、关键词：大气透过率，增强CCD（ICCD）,辐射，定标，整层大气。1. 引 言 在地基测量空间目标的光学特性研究中，由于受到大气的影响，在同样照明条件下， 大气的传输特性不同，导致测量得到的目标光学特性有不同的表观结果。大气传输的影 响是空间目标光学特性定量测量所必须扣除的因素。大气光谱透过率是反映大气辐射传 输性质的重要参数，在大气辐射、地球资源遥感、空气质量监测等问题的研究中具有重 要意义1,2。大气是一个非常复杂的系统，在不同的地区、环境、季节、时间等条件下， 其差别是非常巨大的，大气的变化导致光在大气中的传输有显著不同。美国于上个世纪 70年代开发了低分辨率大气透过率计算软件LOWTR
3、AN，以及九十年代的升级版本 MODTRAN，这些程序根据不同地理纬度和季节建立了不同的大气模型，考虑了各种影响 大气的不同因素，是目前最完整的一种计算大气透过率和背景辐射的软件。然而我国幅 员辽阔，不同地区的地理条件差异非常明显，大气条件同样千差万别，仅仅依靠统计的、 平均的理论模式难以对千变万化的大气现象进行精确的定量描述，因此实时测量显得尤 为重要。大气透过率实时测量可以实时测量出具体地基、具体时域、具体天区内的大气 透过率，由此可以建立可靠的整层大气透过率测量系统，并掌握大气传输特性测量分析 的关键技术和方法。可对其它地基测量的光度数据进行大气传输修正，保证观测数据的 唯一性和可靠性；
4、通过对利用大气透过率谱和光学传感器的响应特性分析，为选择优化 探测光谱波段、提高光学传感器的探测性能提供设计参考。大气透过率是一个多因子函数，它与探测路径长度、视角、辐射波长、气压、气温 和大气成分等有关。大气透过率衰减由大气分子和悬浮在大气中的气溶胶颗粒的吸收和 散射造成的。大气的吸收衰减主要是由于大气中水汽HO、CO和O的强烈辐射吸收造成2 2 33。大气的散射衰减主要是由于大气分子和大气中悬浮的气溶胶粒子如雾和雨滴对光波 的散射造成的，在可见光波段（0.38m -0.77m m）是一个大气窗口，大气吸收在该窗 口很少，辐射在该波段的衰减主要是由于大气分子和气溶胶粒子散射造成，因此，准确、
5、 实时测量和监测可见光波段的大气中传输衰减，对研究大气的光学特性、测量气溶胶浓 度以及辐射测量的大气修正是十分必要的。测量数据可在遥感技术、气象等关系国民经 济建设的其它领域也有广泛的应用。大气透过率的测量方式通常是通过太阳辐射计对太阳直射光谱进行测量4,5，本文的 研究内容是在可见光到近红外波段在同一个系统中实现白天和晚上透过率的测量，白天 利用光栅和线阵CCD测量太阳的连续辐射，晚上利用望远镜从选定星表中记录的恒星光 谱和增强CCD （ICCD）非常直观地分波段测量恒星的弱辐射，利用长法计算大气透过率。2大气透过率测量的定标方法在可见光和近红外波段，经过整层大气到达地表的太阳光或星光（以下
6、简称目标） 光谱强度/（九）可以表示为：I （九）=I （九）exp -T （九）m （9 ）（1）0其中，I （九）为该目标的大气外界的星光光谱强度，（假定目标的大气外光谱已知），工（九）0为总的垂直方向大气消光光学厚度（大气衰减） ， m（9） 为大气质量， 9 为天顶角，m （9 ） = l/co9。大气衰减包括大气分子消光和气溶胶消光。仪器接收星光强度，转化成电信号，其电压输出为：V （九）=I （九）C （九）exp -T （九）m （9 ）（2）0=V （九）exp -T （九）m （9 ）0定标的目的：1）,得到仪器的响应常数C（九）；C（九）=V （九）/1 （九）:（3）00
7、其中，I （九）已知，V （九）：定标拟合直线在Y轴的截距值B, B = In V （九）,V （九）=eB，知道 0 0 0 0I （九）、V （九）就可以计算出C（九）。不同的九对应不同的C（九）。002）,对晚上恒星测量，由每颗星的天外谱I （九）得到该颗星的无大气衰减的0仪器输出信号：v （九）=I （九）C（九）（4）00这样，晚上由任何时刻测量的星光强度就可以得到穿过整层的垂直透过率T （九）v或对应恒星方向的斜程大气透过率T （九）:垂直透过率：T （入）=“m （0）vV （入）0(6)目标方向的斜程大气透过率：T （九）=V0（九）3据恒星测量结果推算其附近空间目标处的整层大
8、气透过率对天体目标的辐射测量进行线性拟合，00 为太阳或恒星的天顶角，工为整层垂直大气光学厚度，则天顶角为0的被测空间目标对应的斜程大气光 0学厚度为T =T /cos 0 =T Dm，相应地斜程大气透过率为T0 = exp（）。0 0 0ln研制该仪器的目的是为了计算地面沿卫星方向的大气透过率T，为了计算T，采 00 取的方法如下。天顶方向的大气透过率为T，光学厚度为t ，00测量目标（太阳、恒星）的大气透过率为T光学厚度T00 00待测目标的大气透过率为T，光学厚度T00贝U： T = T /COS 0 ，T = T DcOS 0000 0 0 0 0 0T = T / cos 0 =T
9、Dcos 0 / cos 0 0 0000T = exp（ -t ）004白天测量设计自动跟踪太阳系统，设计光学镜筒和后接光学系统、截止滤光片、光栅、线 阵 CCD 及驱动系统、数据采集及处理；光栅前放置截止滤光片以消除光栅在宽光谱范 围内的一级和二级（或多级）光谱重叠现象。采用宽光谱范围的平场凹面光栅（光路图 如图1所示）。CCD采用宽响应范围，高灵敏度的线阵CCD。光栅采用平场凹面光栅，其优点是成像光场平场，减小CCD测量的误差，且相当于 平面光栅和会聚透镜的作用。选用法国 JY 公司的平场凹面光栅，波长范围 300nm 1170nm， 根据光栅参数可计算6：线色散：DL=28“m/nm（
10、f=210mm）;谱线的半角宽度：A0 = D /N =2.9nm;LL线阵 CCD 采用美国 PerkinElmer 公司生产的专门用于光谱测量的 R1210LGQ, 像元 2.5mmX 25m峰值相应在650nm处，光谱范围300nmlOOOnm,动态范围达到70000。仪 器定标后测量出以下光谱辐射值如图2所示，通过计算对应的透过率如图3 所示。在可见到近红外波段，主要吸收气体是氧气和水汽。水汽主要集中在对流层下部， 其含量与气温及天气形势有密切关系。在0.83p m和0.94m附近的吸收峰主要是由水 汽造成的；而均匀混合气体在可见光波段的吸收主要是氧气造成的，在 0.68 m、0.73
11、 m 和 0.76 m 附近就是氧气的吸收峰。可见光波段的 0.685 m 至 0.705 m， 0.73 m 至 0.755m,红外波段的0.83m至0.89m, 0.99m至1.05m,大气斜程透过率数值 出现极大值，是比较理想的大气窗口。1100400 500 600 700 800 900 1000 wavelength(nm)450040003500300025002000150010005000.0400 500 600 700 800 900 1000 1100wavelength(nm)ecnatimsnarT图 2 ，实际测量的太阳辐射值图 3 ，实时大气透过率曲线4.晚上测
12、量 不同于白天太阳的测量,晚上以恒星为测量对象。测量恒星辐射有两个特点:一是供 选择测量的目标多,可根据所选择的星表选择某一天区的0等到6等恒星作为被测目标, 这样测量该天区的大气透过率值就不是通过换算得来的,而是实测得到的,准确度较高； 另一个特点是恒星属于弱辐射,不同的星等辐射亮度不一样 ,因此不能象白天太阳辐射 测量那样通过分光谱连续测量,实际测量方法是通过望远镜接受恒星辐射 ,在目镜处加 多个宽带滤光片,光聚焦后入射到增强CCD靶面上，用CCD直观探测，这样可以消除因望远镜视场小而有选择性的去掉视场内的其他恒星的干扰辐射 ,如果用光电倍增管来采集 信号不可能消除其它恒星的影响.望远镜选
13、用美国MEADE公司14 史密特一卡塞格林折反式天文望远镜14 LX200GPS-SMT （实物图见图4）,既有大口径采光特点又有反射后折射到焦点后成像的高 质量和高分辨率，主镜直径370mm，净口径356mm，焦长3556mm，焦比flO,分辨率0.32 弧秒，极限目视星等18.5，望远镜视场： 0.65;能自动驱动望远镜到数据库（145000 个太空目标）中的任何一个太空，能GPS自动定位（经度、纬度、时间信息）和实现全 自动跟踪；可观测陆地和天空任何目标;PC电脑通过RS232接口控制望远镜;微聚焦器调 整目镜焦距。带 8X50 导星镜。跟踪时可先用它来粗定目标; 运行速度分九等可调;
14、可生 成漫游表实现多目标跟踪，可增加观测点到用户定义观测点列表中。ICCD的选取：考虑望远镜接收面直径为356mm，设入射光入=700nm，焦距 f=3560mm,衍射极限半径R=1.22入f/D=8|J m.考虑3倍衍射极限时光斑直径约为50m。 考虑望远镜次镜影响，估计有效接收光面为 320mm， 在望远镜焦面附近光通亮放大倍数估 计为（3 2 0/0. 05）2=4x107倍，考虑大气吸收、镜面效率、接收面偏离焦面等其它影响也有 107的放大倍数，望远镜接收光通亮为3X 1O-i3W/m2的入射光在接收面处估计为 3X10-6W/m2,在 555nm处换算为Lx,大约为2X10-3Lx,
15、当滤光片带宽选50nm时，这个值 会稍高一些。这是选择 CCD 最低照度的主要依据，根据计算选用北方夜视公司生产的 ICCD1XZ18/18WS-7。可以通过电压调整增益值,也可通过脉冲宽度控制曝光时间，试 验中控制增益是用XICOR公司可编程电阻器X9C103，它是数字控制的微调电阻器，包 含有99个电阻单元的电阻阵列，用它调整增益控制电压值，每档精度为0.25V,通过生 产厂家定标得到每一控制电压值所对应的增益值。试验仪器外形图如图 5所示。星表选择依巴谷星表，该卫星是欧洲航天局于 1989 年8月 8 日发射升空，专门用 于天文测量的卫星，所测恒星数据受大气影响很小，在星表中记录了全天118218个天 体非常精确的赤经、赤纬、光谱等数据，其位置中值精度大约为1毫角秒，因此以依巴 谷星表作为数据源，奠定了恒星位置精度的基础。图 4 ，望远镜实物图图 5 ，试验系统外形图恒星跟踪： 光学系统选取适当数量和波长的宽带滤光片组，考虑恒星辐射特点滤光片采中心 波长分别为 300、350、400、450、500、550、600、650、700、750nm，带宽为 50nm 可 基本覆盖整个可见光波段。滤光片由单片机控制定位和自动快速切换。通过计算可以得 到大气透过率。测量结果：参考文
