《行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究.pdf》由会员上传分享，免费在线阅读，更多相关内容在学术论文-天天文库。
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SimulationonMicrowaveandSub-MillimeterWaveRadiationTransmissionofPlanetaryAtmosphereByFuJiaADissertationSubmittedtoUniversityofChineseAcademyofSciencesInpartialfulfillmentoftherequirementForthedegreeofMasterofElectromagneticFieldandMicrowaveTechnologyNationalSpaceScienceCenterUniversityofChineseAcademyofSciencesMay,2016 摘要摘要太阳系行星中，包含大气的星球有地球、火星、木星、金星等。各行星具有不同的大气成分和结构。研究模拟行星大气辐射传输过程对行星大气成分探测、环境变化监测等具有重要的意义。微波-亚毫米波是遥感行星大气和表面的重要手段之一。常用的微波-亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR，只能得到水汽、氧气、氮气在1-1000GHz频段内的吸收系数，无法模拟其它气体成分或更高频率的吸收特性。针对探测地球中高层大气成分或者其它行星大气的需求，本文采用逐线积分方法，基于HIRTRAN数据库中各气体分子的光谱参数，进行各气体分子在微波-亚毫米波波段吸收特征的模拟。利用辐射传输方程，对不同观测方式下的行星大气辐射亮温进行仿真，为后续地球乃至行星大气成分探测模拟、频带的选择以及大气成分廓线反演提供模型及理论依据。本文首先详述了地球及火星的大气成分和结构。阐述了向上观测、垂直观测以及临边观测三种观测方式的探测机理，并对常用微波亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR进行分析。重点分析了国外的微波-亚毫米波大气辐射传输模型的特点。之后，利用逐线积分方法计算行星大气的气体吸收系数。在逐线积分过程中，针对不同压强温度下的谱线线形的选择进行分析。为了在不影响精度的前提下提高计算速度，采用线形截断的方法，并将逐线积分方法与MPM/PWR模式进行了分析比较。通过计算行星大气中各种气体在特定温度、压强、密度下的1-3000GHz范围内的吸收系数，分析了气体在微波-亚毫米波波段的吸收特性，并定量分析了HIRTRAN2012数据库中的谱线强度和空气半展宽的不确定性带来的系统误差。最后，利用辐射传输方程，模拟了行星大气辐射传输过程。进行了向上观测、天底观测、临边观测模式下的地球大气辐射亮温仿真；分析了地基微波-亚毫米波辐射计探测大气污染物的可行性；进行了临边探测下大气成分变化的敏感性分析；根据火星大气探测结果假设火星大气廓线信息，仿真了临边探测下火星大气的辐射亮温。这些为进一步行星大气探测系统的通道设计和科学目I 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究标获取提供理论依据。关键字：逐线积分吸收系数HITRAN数据库大气辐射传输微波-亚毫米波II AbstractAbstractPlanetsincludingatmosphereinsolarsystemhaveEarth,Mars,Jupiter,Venus,andsoon.Theatmosphericcompositionandstructureofeveryplanetisdifferent.Itisofgreatsignificancetodetectoftheplanetaryatmosphericcompositionandmonitorenvironmentalchangestostudyandsimulatetheprocessoftheplanetaryatmosphericradiationtransmission.Microwaveandsub-millimeterwaveisoneoftheimportantmeansforremotesensingofatmosphereandsurfaceofplanet.Microwavewaveandsub-millimeterwaveatmosphericabsorptionmodeMPMandPWRwhicharecommonlyusedcanonlygettheabsorptioncoefficientofwatervapor,oxygenandnitrogeninthe1-1000GHz,andcan’tsimulateabsorptioncharacteristicsofothergasesorathigherfrequencies.Focusingonthedemandofdetectionoftheearth'supperatmosphericcompositionoratmosphereofotherplanets,line-by-lineintegrationmethodisusedinthisthesis.BasedontheparametersofgasmoleculesinHITRANdatabase,theabsorptionfeatureofeverygasmoleculeissimulatedinmicrowaveandsubmillimeterwaverange.Theplanetaryatmosphericradiationbrightnesstemperatureusingdifferentsoundingmethodsissimulatedbyusingradiativetransferequation.Theworkprovidesmodelandtheoreticalbasisforatmosphericcompositiondetectionsimulation,selectionofdetectionfrequencybandandretrievalofatmosphereprofilesofEarthandotherplanets.AtmosphericcompositionandstructureoftheearthandMarsarefirstdescribedindetail.Thedetectionmechanismofthreekindsofobservationmodesaredescribed,whichareupward-looking,nadirobservationandlimbsounding.Themicrowavewaveandsub-millimeterwaveatmosphericabsorptionmodeMPMandPWRwhicharecommonlyusedareanalyzed.Inaddition,thecharacteristicsofmicrowaveandsubmillimeterwaveatmosphericradiationtransmissionmodelinforeigncountriesareintroduced.Absorptioncoefficientofgasesiscalculatedbyusingline-by-lineintegrationIII 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究method.Intheprocessoflinebylineintegration,howtochooselineshapeindifferentpressureandtemperatureisanalyzed.Inordertoimprovecalculationspeedwithoutaffectingaccuracy,truncationmethodisadoptedandlinebylineintegrationmethodandMPM/PWRMmodelarecompared.Absorptioncoefficientfrom1to3000GHzofthegasesincludedinplanetaryatmosphereatagiventemperature,pressure,anddensityarecalculated,analyzingabsorptioncharacteristicsofeachgas.Systemerrorcausedbyintensityandair-broadenedhalf-widthfromHITRNA2012isquantitativelyanalyzed.Processofplanetaryatmosphericradiationtransmissionissimulatedbyusingradiativetransferequation.Atmosphericradiationbrightnesstemperatureofearthusingupward-looking,nadirobservationandlimbsoundingmodeissimulated.Thefeasibilityofdetectingatmosphericpollutantsbymicrowaveandsubmillimeterradiometerandthesensitivityofatmosphericcompositionchangeusinglimbviewingmodeareanalyzed.AccordingtotheresultsofMarsatmosphericexploration,theatmosphericprofileinformationofMarsisassumed,andatmosphericradiationbrightnesstemperatureofMarsusinglimbsoundingmodeissimulated.Theworkprovidesatheoreticalbasisforthechanneldesignofplanetaryatmospheresoundingsystemandtheacquisitionofscientificgoal.KeywordsLine-by-lineintegration,Absorptioncoefficient,HITRANdatabase,Atmosphericradiationtransmission,MicrowaveandsubmillimeterwaveIV 目录目录摘要................................................................................................................................IAbstract........................................................................................................................III目录..............................................................................................................................V图目录.......................................................................................................................VII表目录.........................................................................................................................IX第1章绪论.................................................................................................................11.1研究背景及意义............................................................................................11.2地球大气微波-亚毫米波被动探测技术的发展及国内外现状...................21.2.1引言.....................................................................................................21.2.2星载微波-亚毫米波大气探测系统....................................................21.2.3地基微波-亚毫米波大气探测系统....................................................51.3火星探测国内外现状....................................................................................51.4本论文的选题、研究目的与章节安排........................................................7第2章大气成分微波-毫米波被动探测原理..........................................................112.1行星大气简介..............................................................................................112.2微波-亚毫米波大气辐射传输.....................................................................142.2.1微波-亚毫米波大气辐射传输概述..................................................142.2.2黑体...................................................................................................142.2.3大气辐射传输过程描述...................................................................152.2.4向上观测模式...................................................................................162.2.5天底观测模式...................................................................................182.2.6临边探测模式...................................................................................192.3常用微波-亚毫米波大气吸收模式.............................................................202.4微波-亚毫米波大气辐射传输模型.............................................................23第3章逐线积分方法计算气体分子吸收系数.......................................................273.1概述..............................................................................................................273.2逐线积分方法..............................................................................................283.2.1原理...................................................................................................283.2.2线强...................................................................................................283.2.3线形...................................................................................................303.3HITRAN数据库..............................................................................................32V 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.4计算各气体的吸收系数..............................................................................343.4.1气体吸收系数的仿真流程...............................................................343.4.2水汽与氧气分子的吸收系数计算...................................................343.4.3各种气体分子在1-3000GHz范围内的吸收系数...........................383.5不确定度分析..............................................................................................42第4章行星大气亚毫米波辐射亮温模拟...............................................................444.1模拟技术流程..............................................................................................444.2地球大气辐射亮温仿真..............................................................................444.2.1地球大气廓线数据分析...................................................................444.2.2地基探测系统亮温仿真...................................................................464.2.3地基污染成分微波-亚毫米波探测的可行性分析..........................474.2.4星载探测器天底观测亮温仿真.......................................................504.2.5星载临边探测亮温模拟...................................................................504.3火星大气辐射亮温模拟..............................................................................594.4小结..............................................................................................................61第5章结论与展望...................................................................................................625.1论文总结和结论..........................................................................................625.2已经完成的工作..........................................................................................635.3未完成的工作及后续研究内容..................................................................63参考文献.....................................................................................................................66发表文章.....................................................................................................................70致谢.............................................................................................................................73VI 图目录图目录图2-1地球大气的气体数密度与高度的关系........................................................12图2-2地球和火星的大气温度剖面........................................................................13图2-3黑体发射强度随着物理温度和频率的变化...........................................15图2-4微波辐射强度的传播....................................................................................16图2-5向上观测的辐射传输示意图........................................................................17图2-6向下观测的大气辐射传输方程意图............................................................18图2-7临边观测几何................................................................................................19图2-8水汽吸收系数与频率的关系........................................................................21图2-9氧气吸收系数与频率的关系........................................................................21图3-1HIRTRNAN2012中H2O分子的吸收谱线的线强与跃迁频率的关系......29图3-2臭氧在240.018GHz的谱线的洛伦兹线宽及多普勒线宽.........................31图3-3H2O分子的跃迁频率为183.4370GHz的谱线的洛伦兹线形....................32图3-4气体吸收系数的仿真流程............................................................................34图3-5单条谱线的吸收系数与频率之间的关系....................................................35图3-6截断波束为900GHz时，H2O分子吸收系数的相对误差........................36图3-7截断波束为990GHz时，H2O分子吸收系数的相对误差........................36图3-8H2O、O2分子吸收系数与频率的关系.........................................................37图3-9H2O分子在183.3GHz处的吸收峰..............................................................37图3-10O2在50-70GHz范围内的吸收系数...........................................................37图3-11不同模型的H2O的吸收系数与频率的关系.............................................38图3-12O3气体吸收系数与频率的关系..................................................................39图3-13O3分子在237.90GHz处的吸收峰.............................................................39图3-14NO气体吸收系数与频率的关系................................................................40图3-15N2O气体吸收系数与频率的关系...............................................................40图3-16CO2气体吸收系数与频率的关系...............................................................40图3-17SO2气体吸收系数与频率的关系................................................................41图3-18CH4气体吸收系数与频率的关系...............................................................41图3-19ClO气体吸收系数与频率的关系...............................................................41图3-20吸收系数的相对误差与频率的关系..........................................................43VII 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究图4-1辐射传输正向过程仿真框图........................................................................44图4-2温度与高度的关系........................................................................................45图4-3压强与高度的关系........................................................................................45图4-4地球大气中各气体混合体积比的廓线........................................................45图4-5球面大气分层方法示意图............................................................................46图4-6地基观测系统的模拟亮温............................................................................47图4-7不加O3时的亮温差......................................................................................48图4-8N2O造成的亮温差.........................................................................................49图4-9CH4造成的亮温差.........................................................................................49图4-10NO造成的亮温差........................................................................................49图4-11ClO造成的亮温差.......................................................................................50图4-12天底观测模式的模拟亮温..........................................................................50图4-13H2O、O3、N2O、ClO四种大气成分在4个频率区间（105-135、180-210、225-255、630-660GHz）范围内的谱线的线强。...................................................53图4-14100-150GHz范围内不同切高下的大气的透过率.....................................54图4-15临边观测的大气辐射传输示意图..............................................................55图4-16临边观测系统亮温仿真图（(a)(b)(c)(d)图分别为105-135GHz,180-210GHz,225-255GHz,630-660GHz范围内的亮温图）..............57图4-17临边切高为20km时N2O廓线增加10%的亮温差..................................58图4-18临边切高为20km时包含ClO气体廓线与不包含时的亮温差..............59图4-19火星大气的温度廓线..................................................................................59图4-20火星大气中气体的分子数密度..................................................................60图4-21考虑CO2、H2O、O2三种气体廓线时的亮温..........................................60图4-22考虑CO2、H2O、O2、O3四种气体廓线时的亮温..................................61VIII 表目录表目录表1-1探测仪的探测成分与所对应的探测目标......................................................4表1-2火星探测器......................................................................................................6表2-1地球大气气体成分的体积比........................................................................12表2-2火星大气气体成分的体积比........................................................................13表2-3MPM-93中44条氧气吸收谱线和30条水汽吸收谱线的中心频率.........22表2-4大气各部分的吸收系数计算模型................................................................22表2-5大气辐射传输模型........................................................................................23表3-1HITRAN2012中谱线的光谱参数................................................................33表3-2HITRAN2012中包含的分子........................................................................33表3-3HITRAN2012中谱线的强度和空气半展宽的不确定度代码.....................42表4-1探测O3可供参考的频率及对应的亮温差..................................................48IX 第1章绪论第1章绪论1.1研究背景及意义太阳系行星中，包含大气的星球有地球、火星、木星、金星等。行星大气中含有各种气体成分。行星大气成分探测在大气科学研究、环境监测以及气象预报等领域有着广泛的应用和重要的意义。目前，对大气的探测技术已经较为成熟并且应用广泛，涉及覆盖了多种频段观测，如可见光、紫外、红外以及微波等。在进行大气痕量成分遥感时，主要利用红外波段对大气成分进行探测。这是由于绝大部分微量气体在红外区域都有丰富的吸收线。随着技术的不断发展已证明，可以利用微波-亚毫米波来探测大气。微波-亚毫米波遥感涉及到的频段范围是300MHz到3THz。在微波-亚毫米波波段内，行星大气成分都存在一定的吸收谱线，利用这些谱线特性，可以对行星大气进行遥感探测，反演大气温湿度廓线及大气成分气体垂直廓线。例如，对地遥感中，可以利用183.31GHz的水汽吸收峰进行大气湿度廓线的探测，利用50-60GHz和118.75GHz氧气吸收峰实现对于地球大气氧气进而对地球大气温[1]度廓线的探测。另外，利用地球大气痕量气体在微波-亚毫米波波段的特征吸[2]收线，可以进行大气成分的临边探测。微波-亚毫米波之所以受到很多关注，是由于其具有一定的突出特点，使其优于可见光和近红外光。首先，基于一些天文现象，地球上经常有某些区域处于黑夜无光状态，导致可见光遥感无法获得有效信息，相比之下，微波不依赖于太阳作为照射源，可以全天时、全天候进行工作。其次，红外遥感虽然能在黑夜情况下工作，但是对一些特定的环境条件诸如云、雨、雾等状况，由于其本身工作机理的缺陷而无法穿透厚厚的覆盖层，从而导致对有效信息的获取困难。与之相比，微波具有很强的穿透云层和雨层的能力，方向性好，克服了红外遥感的缺点。第三，微波比光波能更深入植被、土壤等目标，有很强的表层探测能力，可以有效地提取植被下层信息。除此之外，由于不同波段的电磁波频率和波长的不同，在与物质的相互作用中所表现出来的工作机理是不一样的，所以在微波频段可以得到与可见光、红外波段不同的目标信息。例如，对于可1 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究见光和红外遥感来说，其电磁波的波长远远小于目标的宏观结构尺寸，所以可以提供关于目标表面的一些物理信息。而微波波段的波长与很多自然目标的宏观结构尺寸相近，可以提供关于这些目标物质宏观结构的信息，如研究对象的几何特性、物理特性和介电特性等，这些特点使得微波辐射领域的探测在军事领域、民事领域都获得了更多的关注和更广泛的应用。同时，毫米波-亚毫米波[3]波段具有瞬态性、宽带性、相干性、低能性和透视性等特征。1.2地球大气微波-亚毫米波被动探测技术的发展及国内外现状1.2.1引言微波遥感可按照接收电磁辐射方式的不同，分为有源微波遥感和无源微波遥感。其中，有源微波遥感，也称为主动微波遥感，通过主动发射电磁波并且接收目标物质反射或散射出的电磁波，来获取关于目标的信息。常见的有雷达散射计、雷达高度计以及合成孔径雷达(SAR)等。无源微波遥感，又称为被动微波遥感，是被动地接收目标自身所辐射的微波信号，来获取目标的相关信息，常见的是微波辐射计。合成孔径雷达等主动微波遥感存在一些不足之处，比如重量、功耗较大，隐蔽性较差等。而被动微波遥感具有体积小、重量轻、隐蔽性强、稳定性高等优势，并且具有全天时、全天候、强穿透等特点，特别适合于微小卫星以及无人机载。主动式的雷达图像测量主要是反映测量目标的反射率，而微波辐射计则是通过被动接受目标的辐射和散射特性，这些特性与目标的发射率有直接关系。在没有透射的情况下，发射率和反射率之和等于1。因此，微波辐射图像与雷达图像在某种程度上可以形成良好的互补。目前，被动微波-亚毫米波大气遥感技术已经得到了广泛应用，发展出来各[4]种运载平台的大气探测系统。例如，地基、空基和星载大气探测系统。1.2.2星载微波-亚毫米波大气探测系统人类利用微波辐射计从太空进行对地观测已经有四十多年的历史。利用卫星进行大气遥感探测，可以进行实时、连续观测，具有覆盖范围广的独特优势。通过卫星观测，可以获取大气温度、湿度的垂直分布。同时，还可以推导出风2 第1章绪论向、风速等气象要素。按几何方式，卫星探测可分为天底观测、掩星观测和临边观测三种观测方式。1.2.2.1天底观测天底模式的仪器直接朝下观测星下点的辐射。2002年12月30日，我国第一部进入太空的微波遥感器—多模态微波遥感器（M3RS）随我国载人航天工程神舟四号（SZ-4）飞船成功发射。它包括高度计、散射计和辐射计三个模态，获取了大量有效的科学数据。我国第二代极轨气象卫星—“风云三号”卫星的A星、B星和C星，采用了天底观测方式，频率达到183GHz。A星、B星上有三个微波有效载荷：微波湿度计、微波温度计和微波成像仪。其中微波湿度计包括150和183GHz两个频段的5个通道，已经成功应用于大气水汽廓线的反演。微波温度计工作频率为50-60GHz，共有四个通道，用于探测大气不同高度的温度分布。微波成像仪探测通道包括10.65、18.7、23.8、37.0和89GHz，用来获取大气、海洋、陆地微波辐射图像，进行降水、地表参数和水汽等参数的反演。“风云三号”C星上先进的微波探测仪（AMAS）增加了90GHz的窗区通道和118GHz的通道，通道数增加为15个，可以同时探测大气的水汽和温度廓线，以及地球表面的辐射特征。国内还在进行静止轨道微波大气探测仪的研究，频率从50GHz到425GHz，涵盖其中的水汽通道和氧气通道，以及大气的窗区通道。主要用于大气的湿度和温度廓线探测，此外还用于大气的降水、卷云参数等的测量。1.2.2.2掩星观测[5]掩星(occultation)模式包括掩日方式、掩月方式和掩星模式。自从1995年以来，美国、丹麦、阿根廷和德国分别成功发射了MicroLabl、[6]Orsted、SAC-2C和CHAMP等卫星。欧洲共同体、日本、澳大利亚等国均有相应的掩星观测计划。我国台湾与美国联合发射的COSMIC卫星，利用GPS无线电[7-8]掩星技术进行地球大气廓线反演，提供了更丰富的GPS掩星资料。中国风云三号卫星上搭载的掩星探测仪成功获得了大气温湿度廓线。1.2.2.3临边观测临边观测方式是一种新的观测方式。临边观测既具有掩星观测方式的高垂直分辨率，又具有天底观测方式的高空间覆盖范围。3 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究目前，国际上美国等已经率先发展了临边探测器，并取得显著成果。下面简单介绍几个主要临边探测仪的科学目标和技术指标。各探测仪的探测成分与所对应的探测目标如AURA卫星是2004年7月由美国发射的大气成分和环境监测卫星。其上搭载的EOS/MLS(EarthObservingSystem/MicrowaveLimbSounder)的有五个探测频带，主要是为了探测平流层、对流层的𝑂3与污染物。Odin卫星是2001年2月由瑞典航天公司联合法国、芬兰、加拿大发射的极轨卫星。其上搭载的亚毫米波与毫米波辐射计具有4个波段。JEM/SMILES是2009年9月11日由日本的H-IIB发射器发射升空的超导亚毫米波临边辐射探测仪，主要探测640GHz频段的大气辐射信号，关注臭氧及与臭氧消解有关的卤素元素丰度及变化。JEM/SMILES有3个探测波段，它的探测目标包括𝑂3及其同位素、𝐻𝐶𝑙、𝐶𝑙𝑂、𝐻𝑂2、𝐻𝑂𝐶𝑙等。表1-1所示。AURA卫星是2004年7月由美国发射的大气成分和环境监测卫星。其上搭载的EOS/MLS(EarthObservingSystem/MicrowaveLimbSounder)的有五个探测频带，主要是为了探测平流层、对流层的𝑂3与污染物。Odin卫星是2001年2月由瑞典航天公司联合法国、芬兰、加拿大发射的极轨卫星。其上搭载的亚毫米波与毫米波辐射计具有4个波段。JEM/SMILES是2009年9月11日由日本的H-IIB发射器发射升空的超导亚毫米波临边辐射探测仪，主要探测640GHz频段的大气辐射信号，关注臭氧及与臭氧消解有关的卤素元素丰度及变化。JEM/SMILES有3个探测波段，它的探测目标包括𝑂3及其同位素、𝐻𝐶𝑙、𝐶𝑙𝑂、𝐻𝑂2、𝐻𝑂𝐶𝑙等。表1-1探测仪的探测成分与所对应的探测目标临边探测仪探测频段探测目标118GHz大气温度与压强廓线，冰云190GHz𝐻2𝑂,𝐻𝑁𝑂3,𝑁2𝑂,𝐶𝑙𝑂,𝑂3,𝐻𝐶𝑁,𝐶𝐻3𝐶𝑁,火山𝑆𝑂2和冰云EOS/MLS240GHz𝑂3,𝐻𝑁𝑂3,𝐶𝑂,火山𝑆𝑂2和冰云640GHz𝐻𝐶𝑙,𝐵𝑟𝑂,𝑁2𝑂,𝐶𝑙𝑂,𝐻𝑂2,𝑂3,𝐻𝑂𝐶𝑙,𝐶𝐻3𝐶𝑁,火山𝑆𝑂2,冰云2.5THz𝑂𝐻,𝑂3和冰云4 第1章绪论541.0-558.0GHz𝐻𝑁𝑂3,𝑂3,𝐻2𝑂,𝑁𝑂486.1-503.9GHz𝐻2𝑂,𝐶𝑙𝑂,𝑁2𝑂,𝑂3,𝐻𝑁𝑂3Odin/SMR547.0-564.0GHz𝐻2𝑂2563.0-581.4GHz𝐶𝑂,𝐻𝑂2,𝑂3,𝑁2𝑂118.25-119.25GHz气温与气压廓线624.32-625.52GHz𝑂,𝐻37𝐶𝑙,𝐶𝐻𝐶𝑁,𝐻𝑂𝐶𝑙,𝐵𝑟𝑂,𝑆𝑂,𝐻𝑁𝑂3323JEM/SMILES625.12-626.32GHz𝑂3,𝑆𝑂2,𝐻𝑁𝑂3649.12-650.32GHz𝑂2,𝐻𝑁𝑂3,𝑂3,𝐶𝑙𝑂,𝐵𝑟𝑂,𝐻𝑂2,国内对临边探测器的研究起步较晚，研究和利用相对薄弱，目前并无在轨临边探测器。1.2.3地基微波-亚毫米波大气探测系统与探空雷达相比，地基微波-亚毫米波大气探测维护成本低、运行可靠。与星载大气探测系统相比，不受观测几何限制，受云的遮挡和强吸收影响小。在低空具有较高的垂直分辨率，且地基微波/毫米波大气探测对云中液态水的灵敏度较高，是目前陆地上空垂直液态水通量探测的最有效、最准确的手段。在地基微波-亚毫米波大气探测方面，美国Radiometric公司生产的地基多通道微波辐射计是目前国际上较为先进、功能较为完善的产品。德国RPG公司的地基多通道微波辐射计HATPRO具有先进的独立工作能力，几乎能在各种环境条件下工作，适合于自动天气站，反演数据和原始数据全部保存，可用于反演完整的大气廓线，提供完备的顾客定制或全球标准算法。目前国内尚缺乏较为成熟的用于大气探测的多通道地基微波-亚毫米波大[9]气探测系统。1.3火星探测国内外现状自从人类进入太空时代以来，火星就是一个航天器探测的主要目的地。从1960年以来，美国、俄罗斯（前苏联）、欧洲、日本、印度等在积极开展火星探测计划。但是，火星探测并不容易，大约三分之二的火星探测器部分或全部失败。表1-2列出了比较成功且有代表性的火星探测器。2013年初，俄罗斯联邦航天局与欧洲航天局达成合作项目，将共同开展5 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究“ExoMars(ExobiologyonMars)”任务。计划分别于2016年和2018年进行两次火星发射任务，目的是为了寻找火星上现在和过去曾经存在生命的痕迹。ExoMars火星计划的痕量气体轨道器TGO计划2016年到达火星，其入选了三个载荷：MATMOS，SOIR/NOMAD和EMCS。这些仪器工作在可见光、近红外和热红外波段，SOIR/NOMAD有一个紫外波段。它们的科学目标是获得火星大气可能起源的线索，同时获得火星大气化学成分的时间和空间的变化特征，这需要非常高的探测灵敏度。日本正在研讨一个新的2020年火星探测计划，MELOS。其中的一个轨道器用于火星气象和气候系统的探测，特别是探测沙尘气象、水循环、大气环流、大气化学，沙尘暴形成机理等。为了实现这些目标，同时为了进一步了解火星大气物理和化学驱动机制，以及沙尘的辐射过程，不再像TGO红外和光学设备那样受到局地时间和沙尘不透明度的影响，提出了一个亚毫米波大气辐射探测仪方案，采用被动的超外差波谱仪，即远红外试验（FIRE），实现远轨道上的表面天底观测和低轨道的临边观测。我国也在积极开展火星探测计划。2011年11月8日，中国第一个火星探测器“萤火一号”搭乘在俄罗斯的福布斯号采样返回探测器上一起发射升空，开始对火星的探测研究，但是福布斯探测器因主动推进装置未能点火而变轨失败。“萤火一号”也宣告失败。中国首次火星探测任务已于2016年1月批准实施，工程研制工作已经全面启动。火星探测器计划2020年前后择机实施发射，2021年到达火星进行环绕和着陆巡视探测。探测目标主要是通过光学遥感探测火星形貌，通过光谱等探测火星土壤元素、矿物成分及岩石类型。探测火星空间环境，包括火星大气，探测火星土壤结构及水冰，火星表面甚至地下浅层是否有水。表1-2火星探测器名称国家发射时间主要情况1964.11.2Mariner4美国1965年7月传回了火星近距离的照片。8Mars-3苏联1971.5.28在火星表面软着陆，是第一个到达火星表面的探测器。Mars-5苏联1973.7.26成为火星的人造卫星，并发回首批火星照片。Mars-6苏联1973.8.5在着陆过程中对火星大气进行观测，发回火星大气参数。6 第1章绪论1976年7月20日在火星表面成功软着陆，分析了火星土Viking1美国1975.8.20壤，测量了风速、气压和温度，并确定了火星大气成分。Viking2美国1975.9.91976年9月3日，在火星表面成功软着陆。Mars1997年9月进入预定火星轨道，饱览火星地貌，取得大气Global美国1996.11.7资料。SurveyorMars1997年7月在火星着陆后，首次用“索杰纳”火星车进行了美国1996.12.4Pathfinder较大范围的考察，发回了火星全色全景照片。Odyssey美国2001.4.7用于火星环境测量和表面测绘。欧洲利用俄罗斯火箭发射的其第一个火星探测器。轨道器顺Mars航天2003.6.2利进入火星轨道，并发回大量有用数据，但“猎兔犬2”Express局号着陆器在即将着陆时失踪。2004年1月3日着陆火星表面。首次对火星土壤进行了取Spirit,美国2003.6.10样分析，发现火星土壤里含有橄榄石，首次发现镍和锌MER-A化学元素镍和锌。Opportunity2004年1月25日安全着陆火星表面，发现火星上温暖和湿美国2003.7.7,MER-B润，存在过含有盐分的液态海洋。MarsReconnaiss美国2005.8.122006年3月发回了首批火星照片。anceOrbiterThe2008.5.25在火星北极成功着陆，首次获得冰冻水样本，phoenix美国2007.8.4探测到来自火星云层的降雪。Marslander2012年8月6日成功降落在火星表面。发现火星表面土壤2011.11.2Curiosity美国按重量算约2%是水分。在火星表面探测到复杂的有机化6学环境。MOM印度2013.11.52014年9月24日，成功进入火星轨道。MAVEN美国2013.11.12014年9月22日成功进入火星轨道。87 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究1.4本论文的选题、研究目的与章节安排模拟计算行星大气的微波-亚毫米波波段的辐射亮温是定量被动遥感大气参数与浓度的重要基础。在利用微波-亚毫米波探测地球中高层大气成分或者其他行星大气时，需要利用微波-亚毫米波大气辐射传输模型进行大气辐射亮温模拟。目前，国外有一些大气辐射传输模型，比如ARTS,LBLRTM,LOWTRAN,MODTRAN,FASCODE等。但是，这些大气辐射传输模型这些模型是特定的研究机构为了特定的应用目的而开发，在吸收气体种类选取，积分方法选择，频率分辨率等方面各不相同，因此适用条件有所不同。而且，有些模型并不对外开放，因此应用起来受到限制。目前，国内还没有较为成熟的大气辐射传输模型。在进行地球大气温湿度廓线探测时，利用微波-亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR等进行地球大气辐射亮温模拟。但是，MPM/PWR具有一定的局限性，只能得到水汽、氧气、氮气在1-1000GHz的吸收系数，无法考虑其他气体成分或者更高频率的影响。针对探测地球中高层大气成分或者其它行星大气的需求，本文开展逐线积分大气辐射传输仿真和分析。以行星大气微波-亚毫米波辐射传输理论为基础，基于HIRTRAN数据库，采用逐线积分方法，计算在特定温度、压强、密度下的每种气体的吸收系数，分析各种气体在微波-亚毫米波波段的吸收特性。利用行星大气廓线数据，对行星大气的透过率及不同探测方式下的亮温进行仿真，为行星大气中各种气体成分探测频带的选择及大气信息反演提供模型及理论依据。论文主要内容安排如下：第二章介绍被动大气成分微波-亚毫米波探测原理。首先详述地球及火星的大气成分和结构。阐述大气微波辐射传输过程以及向上、垂直观测以及临边探测的探测机理。对常用微波亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR进行分析。介绍国外的微波-亚毫米波大气辐射传输模型。第三章采用逐线积分方法，计算大气成分气体的吸收系数。详细阐述逐线积分原理及HITRAN数据库。基于HITRAN数据库中的大气成分光谱参数信息，针对不同压强温度下的谱线线形的选择进行分析。采用线形截断的方法提高计算速度。将通过逐线积分方法计算的𝐻2𝑂分子的吸收系数与利用常用的微波亚毫8 第1章绪论米波大气吸收模式MPM、PWR计算得出的水汽的吸收系数进行分析对比。进行吸收系数的不确定度分析，定量计算数据库中光谱参数的不确定性带来的系统误差。第四章利用逐线积分方法，根据辐射传输方程，进行行星大气辐射传输过程模拟；进行向上观测、天底观测、临边观测模式下的地球大气亮温仿真；分析地基微波-亚毫米波辐射计探测大气污染物的可行性；分析研究地球星载临边探测下大气成分变化的敏感性，为地球大气临边探测系统的通道设计提供理论依据；根据火星大气探测结果假设火星大气廓线信息，仿真临边探测下火星大气的辐射亮温。第五章总结与展望，对本论文的主要工作及结果进行总结分析，指出了论文中的不足，提出了后续的研究方向及内容。9 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究10 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理第2章大气成分微波-毫米波被动探测原理2.1行星大气简介太阳系行星中，包含大气的星球有地球、火星、木星、金星等，行星大气中含有各种气体成分。为了描述行星大气对微波-亚毫米波辐射传输的作用，首先需要了解行星大气的成分和结构。地球大气的成分和结构比较复杂，由于地球的自转，地球大气在水平方向上分布比较均匀。但是地球大气在垂直方向上呈现较为明显的层状分布，这是由于不同海拔高度的大气对太阳辐射的吸收程度不同造成的。地球大气温度随着海拔高度的增加，总体呈现为先减小后增加、再减小又增加的变化趋势。因此，按照地球大气在垂直高度上的温度结构特征，将地球大气划分为四层。从地球表面往上，依次分为对流层（Troposphere）、平流层（Stratosphere）、中间层（Mesosphere）和热层（Thermosphere）。对流层距离地球表面最近，其中靠近地球表面的1-2km高度内称为大气边界层。人类生活区域就在这一层中，因此与人类的生产生活相关。对流层中包含了大气中几乎所有的水汽、云和降水，受天气和云的影响，对流层在垂直方向上对流混合较为严重。由于大部分的可见光辐射均被地球表面吸收，对流层内的大气温度随着高度的增加而降低。对流层顶的高度随地球经纬度的不同而发生变化，比如在极区约8km，在赤道上空约为18km。对流层顶往上至大约50km的高度范围内为平流层，平流层内含有地球大气中约90%的臭氧，分布在15至35km的高度范围内，对地球生态环境影响较大。由于臭氧吸收了太阳[10]辐射，因此大气温度随高度的上升而上升，在大气高层，臭氧的加热效应降低，所以附近温度达到峰值。中间层是平流层顶往上至90km的大气区域，这一层的基本特征是大气温度随着高度的增加而降低。在这一层内，臭氧和水汽的含量基本可以忽略不计，因此中间层的大气只能吸收非常少的太阳UV辐射，温度比中低层大气的温度更低。中间层区域往上的大气区域称之为热层，也常常被称为高层大气。地球大气由多种气体分子组成，有𝑁2、𝑂2、𝐶𝑂2、𝐻2𝑂、𝑂3、𝑁等。其中，11 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究最主要的成分为𝑁2、𝑂2，按体积比占大气的99%以上。按照气体浓度的变化，将地球大气气体成分分为两类：一类是浓度几乎恒定的气体，另外一类是浓度在变化的气体。实际上，恒定气体的体积比直到海拔高度60km左右都保持不变。表2-1中列出了地球大气中恒定和变化的气体成分的体积比。地球大气的气体密度随着海拔高度的增加而逐渐减小，图2-1给出1976年美国标准大气中[11]地球大气的气体数密度随高度变化的趋势。表2-1地球大气气体成分的体积比恒定气体变化成分成分体积比（%）成分体积比（%）氮（𝑁2）78.084水汽（𝐻2𝑂）0-0.04氧（𝑂2）20.948二氧化碳（𝐶𝑂2）0.036氩（𝑟）0.948臭氧（𝑂）0-1.20×10−33氖（𝑁）1.82×10−3氢（𝐻）0.50×10−42氦（𝐻）5.24×10−4二氧化硫（𝑆𝑂）0.10×10−62氪（𝑟）1.14×10−4氨（𝑁𝐻）0.10×10−64氙（）0.89×10−5一氧化氮（𝑁𝑂）0.40×10−6硫化氢（𝐻𝑆）0.50×10−62硝酸蒸汽（𝐻𝑁𝑂）0.50×10−63甲烷（𝐶𝐻）1.70×10−44氧化亚氮（𝑁O）0.30×10−42一氧化碳（𝐶𝑂）0.80×10−5氯氟氮化物微量（𝐶𝐶𝑙3、𝐶𝐶𝑙4等）10090807060/km50高度40302010000.511.522.53-119大气分子数密度/cmx10图2-1地球大气的气体数密度与高度的关系12 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理火星是太阳系九大行星之一，按离太阳由近及远的顺序排列为第四颗。火星周围有一层稀薄的大气，密度不到地球大气的百分之一，它由𝐶𝑂2、𝑁2、𝑟、𝑂2、𝐶𝑂、水蒸气、惰性气体等组成，表2-2中列出了火星大气中各气体成分的[12]体积比。其中，主要成分是𝐶𝑂2，其次是𝑁2，𝐻2𝑂含量较低。火星表面大气的平均压力约为7.7mbar（770Pa）。火星表面的温度平均约为210K，变化范围为140-300K，南北半球的热状况很不对称，有很大的季节变化和明显的纬度[1315]变化。火星大气可分为低层、中层和高层。低层大气在45km以下，在这一层，大气温度随着高度的增加而逐渐减小。45-110km高度范围内的大气为火星的中层大气，温度基本上保持不变。110km以上的大气是火星的高层大气，[16]温度随着高度的增加而增高加，这一层也称为热层。图2-2为地球和火星的大气温度剖面。表2-2火星大气气体成分的体积比成分体积比（%）成分体积比（%）二氧化碳（𝐶𝑂2）95.32氧（𝑂2）0.13氮（𝑁2）2.7水汽（𝐻2𝑂）0.03氩（𝑟）1.6一氧化碳（𝐶𝑂）0.01150100高度/km50地球火星0100150200250300350400温度/K图2-2地球和火星的大气温度剖面13 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究2.2微波-亚毫米波大气辐射传输2.2.1微波-亚毫米波大气辐射传输概述[17]大气辐射传输是指电磁波在大气中的传输过程。当微波-亚毫米波在大气[18]中传播时，会受到大气自身的辐射以及大气的衰减，若存在雨或者云，还需要考虑大气的散射效应。由热辐射传输理论可知，任何温度处在绝对零度以上的物体都存在热辐射，因此，大气本身是会辐射能量的，辐射能量以电磁波的[19]形式传播出去。同时，当外来电磁波照射到大气层时，会发生吸收、反射、透射和散射等现象。大气本身的微波辐射和散射特性是由大气成分的内部原子、分子结构和物理特性决定的。电磁波在大气中传输过程中，与大气发生的相互作用，随着传播波的特性（主要是波长）、大气的物理性质（压强、温度、悬浮粒子）以及大气成分不同而变化。[20]大气微波辐射的特征可以用大气吸收谱来描述。在微波-亚毫米波波段，行星大气成分都存在一定的吸收谱线，例如水汽与氧气。水汽在22.235GHz、183.3GHz以及远红外的频率上有转动谱线；氧气有一簇转动谱线，组成峰值在60GHz附近的谱带，在118.75GHz处有一孤立的谱线。利用这些谱线特性，可以对行星大气进行遥感探测。微波辐射计的亮度温度（简称亮温）中包含了大气层不同高度的信息，可以根据微波辐射计的亮温，反演大气温湿度廓线及痕量气体垂直廓线。2.2.2黑体当我们利用微波-亚毫米波大气探测系统探测大气信息时，实质是在测量目[21]标的微波辐射强度，由于目标的微波辐射信号一般是非相干的极其微弱的信号，这种信号的功率是比探测系统本身的噪声功率小的多，因此，微波-毫米波大气探测系统实质上是高灵敏度的接收机。为了表示大气的热辐射，首先我们引入黑体的概念。黑体是一个理想的，完全不透明的材料。它能够吸收所有频率的入射光谱。一旦达到热力学平衡后，它会重新发射出所有吸收的光谱。因此，黑体能吸收所有的入射光谱，不依赖于波长和方向。将黑体的辐射谱作为标准，利用辐射强度来表示任何物体的14 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理[22]辐射。Planck定律表示了黑体发射功率与物理温度和频率的关系。用𝐵()表示在频率下温度为的黑体的辐射强度。32hvBT()（2-1）2hvkTce(1)式中，𝐵()—黑体谱亮度，单位−2𝑟−𝐻−，—Planck常数，-34-23-16.63×10J,为频率，Hz,—Boltzman常数，1.38×10J⋅K，—绝对温度，8-1单位K,—光速，3×10m⋅s。通过式2-1可以得出黑体发射强度随着物理温度和频率的变化，如图2-3所示。从图中可以看出，黑体辐射能量随着温度的升高而增大，最大辐射强度的频率随着温度的升高而增大。-11x101.4T=100K1.2T=200K-1T=300K·Hz-11T=400K·sr-20.8/W·m0.60.4黑体谱亮度0.2001234567频率/GHz4x10图2-3黑体发射强度随着物理温度和频率的变化2.2.3大气辐射传输过程描述在理想情况下，只考虑大气的发射和吸收过程，忽略散射作用。辐射场使[23]用微波辐射强度来描述，如图2-3所示。它沿某一方向进行传播，传输方程如下：15 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究dIvIS（2-2）vvvds其中，表示大气吸收系数，表示在大气中沿方向传输的频率为的微波辐射强度，𝑆表示源因子，它们分别描述了在某一传播方向上能量的损失与获得。源因子𝑆可以用吸收系数和黑体辐射强度𝐵()来表示：32hvv（2-3）SBT()vvv2hvcekT1图2-4微波辐射强度的传播2.2.4向上观测模式[24]对于向上观测的地基微波-亚毫米波大气探测系统来说，辐射传输主要包括大气层的下行辐射以及宇宙背景的贡献，大气的辐射传输示意图如图2-5所示。16 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理图2-5向上观测的辐射传输示意图将式（2.3）代入式（2.2），求得方程的解为：(0,)(0,)sIIeBvs(,)()seds（2-4）vv00其中，0为背景辐射强度，()为点的吸收系数，𝐵(,)为点的黑体辐射强度，𝜏(0,)为𝑜点到点的光学厚度，表示为：s(0,)s(')sds'（2-5）v0当使用Rayleigh-Jeans近似表示Planck黑体辐射定律时，使用辐射强度来表示亮温：2TI（2-6）bvv2k因此，对于向上观测的地基微波-亚毫米波大气探测系统，以天顶角为0度，不同观测角下的亮温可以表示为：(0,)secT()TeTbb0DN（2-7）(0,)sec(0,)secs=TesecTs()()sedsbv00式中，𝐷𝑁表示为大气的下行辐射亮温。()为大气高度处的热力学温度。𝑏0表示所有来自宇宙背景的辐射，()为点的吸收系数，𝜏(0,)为𝑜点到点[9]的光学厚度，𝜃为观测角。17 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究2.2.5天底观测模式对于向下观测的星载微波-亚毫米波大气探测系统来说，辐射传输主要包括经过大气衰减的地面的辐射和地面反射的大气下行辐射、达到地表的宇宙背景[25]辐射，以及大气层的上行辐射，大气的辐射传输示意图如图2-6所示。其中，𝑏0表示宇宙背景辐射，𝐷𝑁表示大气下行辐射，𝑢𝑝表示大气上行辐射。𝑒表示地表辐射，𝑟表示大气下行辐射以及达到地表的宇宙背景辐射经过地面的反射。图2-6向下观测的大气辐射传输方程意图以天底角为0度，观测角为𝜃时的亮温可以表示为：T()T(,)v(0,)[Tv(,)T(,)]v（2-8）bUPvBsSC其中,𝑈𝑃(,𝜃)表示频率为,观测角为𝜃时的大气上行亮温，是遥感的关键项，表示为：(,)secsTsecTs()()seds（2-9）UPv0𝛾𝜃(0,∞)为整个大气的透过率，表示为：(0,)secsec0v(')sds'(0,)ee（2-10）v第二项𝛾𝜃(0,∞)𝐵𝑠(,𝜃)表示地球表面的辐射经过大气层衰减后的结果。表面辐射项𝐵𝑠(,𝜃)表示为：Tv(,)ev(,)T（2-11）Bsss18 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理其中，𝑠(,𝜃)表示表面的发射率，𝑠为表面的物理温度。第三项𝛾𝜃(0,∞)𝑆𝐶(,𝜃)为表面散射贡献，表示表面反射（散射）的大气下行辐射到达探测系统天线端的部分。一般将𝑆𝐶(,𝜃)近似表示为：T(,)v(,)vTv(,)[1ev(,)]Tv(,)（2-12）SCsdnsdn其中，Γ𝑠(,𝜃)=[1−𝑠(,𝜃)]表示表面反射率。𝑑𝑛(,𝜃)是大气下行辐射以及达到地表的宇宙背景辐射。2.2.6临边探测模式[26]临边观测方式是一种具有高垂直分辨率和高空间覆盖性优点的大气遥感探测方式。当探测器从上往下扫描大气的临边切点时，测量大气的毫米波-亚毫米波热辐射。[27]在临边观测模式下，探测器对大气进行分层探测。临边探测的垂向分辨率会受仪器的稳定性、几何视场及大气的多次散射效应影响，而水平分辨率受切点位置和空间覆盖特征影响。临边探测几何如图2-7所示，设行星半径为，选取行星中心为球心，临边探测器距离行星表面的高度设为。忽略折射作用，假设探测器视线与球面相切于点𝑆0。称为相切高度，表示切点与行星表面的距离，简称为切高。相切半径以𝑟表示，𝑟=。𝜃是观测点与切点间对应行星大圆的角度，由几何关系可以得到Rhtcos（2-13）Rho图2-7临边观测几何临边探测具有比垂直观测更高的垂直分辨率，通常情况下为2-3km。相比19 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究垂直探测，临边探测的辐射传输较为简单。临边探测对对流层上部云的探测更[28]为可靠。在临边探测时，可以从成分的辐射测量中得到大气分子丰度廓线、[29]温度、压强、风场和磁场。微波临边观测可利用的频段为60GHz-3.5THz，[29]频谱分辨率可以达到较高精度，其唯一的限制条件是大气谱线的重叠。临边探测观测的是大气的热辐射，因此不需要任何背景噪声源，例如太阳。也不需要中间过程，比如后向散射。此外，临边观测下是不需辅助数据。可以选择对[30]温度较为敏感的气体分子的热发射谱线进行成分测量。2.3常用微波-亚毫米波大气吸收模式对于大多数的地球大气层的微波遥感观测而言，低层大气是人们关心的区域，因为低层大气包含了整个地球大气质量的大部分，对地球表面遥感观测产生很大的影响。在对地球的微波遥感中，对大气微波-亚毫米波辐射过程起主要作用的大气成分包括氧气、水汽、氮气等。其他气体的含量非常稀少，作用影[31]响较小，普遍使用微波-亚毫米波大气吸收模式MPM、PWR等计算大气吸收。下面我们主要介绍两种常用微波-亚毫米波大气吸收模式：Liebe的毫米波传输模式MPM和Rosenkranz的PWR模式。这两种模式是建立在实验的基础上的，经历了几次版本的更新。为了将一个模式的不同版本区分开来，把版本的年份[32]加入到模式名称中，这样，Liebe的MPM模式版本包括：MPM87、MPM92、MPM93。Rosenkranz的PWR模式版本包括：PWR93、PWR98、PWR04。MPM模式是Liebe通过收集实验和理论数据，总结出的大气的毫米波传输模式。可用于1-1000GHz频率的大气吸收系数模式。其中的微波衰减是大气的温度、压力、湿度的函数，适用的大气条件比较广泛。该模式考虑了44条氧气吸收线，其中37条建立于60GHz附近，30条水汽吸收线、由红外谱段水汽强吸收谱造成的远翼吸收、氧气的非共振吸收以及大气压力引起的氮气连续吸收。表2-3中列出了MPM-93中44条氧气吸收谱线和30条水汽吸收谱线的中心频率。PWR模式考虑了40条氧气线，其中33条在60GHz附近，水汽谱线、水汽连续吸收谱、氮气的吸收。表2-4中统计了计算地球大气中各部分的吸收系数常用的模型。图2-8和图2-9分别给出了利用不同模型计算的水汽和氧气的吸收系数与20 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理频率的关系。从图中可以看出，通过MPM与PWR计算的水汽吸收系数吻合度较好。氧气吸收系数在峰值吻合度较好，在窗区有一定偏差。410P=1000mbT=296Kwv=1g/m3210/dB/km010吸收系数-2MPM8910MPM93PWR98PWR04-4100100200300400500600700800频率/GHz图2-8水汽吸收系数与频率的关系110P=1000mbMPM89T=296KMPM9330wv=1g/mPWR9810PWR04-110/dB/km-210吸收系数-310-4100100200300400500600700800频率/GHz图2-9氧气吸收系数与频率的关系21 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究表2-3MPM-93中44条氧气吸收谱线和30条水汽吸收谱线的中心频率氧气吸收谱线水汽吸收谱线中心频率中心频率中心频率中心频率中心频率50.47423858.32238765.76477222.235080488.49113350.98774958.44659066.30209167.813960503.56853251.50335059.16420766.836830119.995940504.48269252.02141059.59098367.369598183.310074556.93600252.54239460.30606167.900867321.225644620.70080753.06690760.43477668.431005325.152919658.00650053.59574961.15056068.960311336.187000752.03322754.13000061.800154118.750343380.197372841.07359354.67115962.411215368.498350390.134508859.86500055.22136762.486260424.763124437.346667899.40700055.78380262.997977487.249370439.150812902.55500056.26477563.568518715.393150443.018295906.20552456.36338964.127767773.839675448.001075916.17158256.96820664.678903834.145330470.888947970.31502257.61248465.224071474.689127987.926764表2-4大气各部分的吸收系数计算模型大气吸收成分仿真模型氧气谱线吸收O2-MPM87,89,93、O2-PWR93,98,04非谐振氧气吸收O2-MPM87,89,93、O2-PWR93,98,04水汽谱线吸收H2O-MPM87,89,93、H2O-PWR98,04水汽连续谱吸收H2O-MPM87,89,93、H2O-PWR98,04氮气吸收N2-MPM89,93、N2-PWR98,04云、雾的吸收MPM89,93雨的吸收MPM89,9322 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理通过以上分析发现，MPM/PWR模式具有一定的局限性，只能得到水汽、氧气、氮气在1-1000GHz的吸收系数。当研究地球中高层大气或者其它行星的表层大气时，这些简化模型是不够的，必须要考虑𝑂3、𝑆𝑂2等其它气体在微波亚毫米波波段的吸收谱线的影响。MPM/PWR等常用模式无法满足其它气体成分或更高频率的吸收特性的仿真需求，需要利用微波-亚毫米波大气辐射传输模型进行大气辐射传输亮温模拟。2.4微波-亚毫米波大气辐射传输模型[33][34][35]在微波波段，国外有很多大气辐射传输模型，比如ARTS,LBLRTM,[36][37][38][39][40]LinePak,LOWTRAN,MODTRAN,FASCODE,RTTOV等。这些模型的开发目的、适用条件等各不相同。它们的比较和特点如表2-5所示。表2-5大气辐射传输模型模型名称散射极化工作频段吸收模型主要吸收气体RRTM/RRTMG是是微波-可见光逐线积分𝐻2𝑂,𝑂2,𝑂3,𝑁2𝑂,𝐶𝐻4ARTS是是微波-热红外逐线积分𝐻2𝑂,𝑂2,𝑂3,𝑁2𝑂,𝐶𝑂2MODTRAN是否微波-紫外带宽积分𝐻2𝑂,𝐶2𝐻2,𝑂2MOSART是否微波-可见光带宽积分𝐻2𝑂,𝑂2,𝑂3,𝐶𝑂2等可见光、红外、RTTOV是是带宽积分𝐻2𝑂,𝑂2,𝑂3,𝐶𝑂2微波LBLRTM是否微波-紫外逐线积分𝐻2𝑂,𝑂2,𝐶𝑂2ARTS辐射传输模型适用于微波到热红外波段的辐射传输计算。吸收模型采用基于HITRAN数据库的逐线计算。散射处理使用了两种方法：MonteCarlo和DOIT(DiscreteOrdinateIterativesolutionmethod)；采用了吸收查找表的方法，使效率更高；适用于向上、向下、临边和从大气内或外观测等所有的观测。允许极化辐射传输计算4个Stokes矢量。大量状态参数采用解析或半解析雅可比形式。但是，ARTS大气辐射传输模型也具有一定的局限性：需要外部预先计算单散射特性，没有复杂的表面模型。LOWTRAN，MODTRAN和FASCODE是由美国空军地球物理实验室(AFGL)开发的大气辐射传输模型。它们的应用目的各不相同，分别采用宽带、23 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究窄带和逐线计算。在0-50000−电磁波谱范围内使用。包括了水平、垂直、向上和向下传输等各种几何关系。考虑了大气折射和地球的曲率。LBLRTM是一种精确有效的逐线辐射传输模型，是FASCODE模型的一种衍生；可以计算从紫外到亚毫米波的辐射；使用Voigt函数模拟谱线线形，合并了连续模型MT_CKD，包括自加宽和外部加宽水汽、二氧化碳、氧气、臭氧的连续吸收以及瑞利近似引起的衰减；使用了HITRAN线数据库的所有参数，例如压力频移系数，半带宽温度相关性和水汽自增宽系数。RTTOV是欧空局开发的是针对载荷的辐射传输模型，工作的频率段为可见光/红外波段（0.4-20微米），吸收系数依赖于LBLRTM逐线数据集。在10-200GHz的微波频段，吸收系数使用Liebe-89逐线积分模型计算。此外，THz大气辐射传输模型主要有微波观测仿真和反演模型(Moliere)，球形大气辐射传输模型（SARTre）和大气太赫兹辐射分析和仿真先进模型（AMATERASU）。[41]Moliere模型是通用的毫米和亚毫米波观测的前向和反演模型，它包括非散射辐射传输模型、接收仿真器和反演代码。前向模型包括光谱参数、大气辐射传输模型和仪器特性，前向模型可以模拟和计算未知的大气参数。同时，模型可以根据遥感观测频谱得到物理参数（如温度和微量气体混合比）。[42]SARTre模型是计算气溶胶和云（例如雨滴或冰粒）影响的连续模型，它考虑了吸收、源散射和来自太阳与球形大气的陆地源的下行辐射，该模型涉及的频率范围为紫外到红外波段。SARTre模型是一种单色的，高光谱分辨率的前向模型，适用于各种观测几何学，特别适用于临边观测。[43]AMATERASU是在NICT太赫兹工程框架的基础上研发出来的，研究对象为THz频率段的大气遥感。该模型由Moliere和SARTre模型发展而来，初级的AMATERASU基于模型Moliere的接收仿真器和反演代码，假定大气为非散射和均匀的，模型的吸收系数模块扩展到太赫兹区域和能够处理不同光学路径和不同位置接收器的几何学的辐射传输模块。高版本的AMATERASU模型考虑了散射的影响，继承了SARTre模型的大气粒子的光学特性模块和散射模块。同时太赫兹波段的气溶胶的复折射率是辐射传输算法中的一个重要因素。目前，国内还没有较为成熟的大气辐射传输模型。国外的大气辐射传输模型是特定的研究机构为了特定的应用目的而开发，在吸收气体种类选取，积分方法选择，频率分辨率等方面各不相同，因此适用条件有所不同。并且有些模24 第2章被动大气成分毫米波-亚毫米波探测原理型并不对外开放，因此应用起来受到限制。因此，在接下来的章节中，以行星大气微波-亚毫米波辐射传输理论为基础，采用逐线积分方法计算气体在微波-亚毫米波波段的吸收系数，并进行行星大气辐射亮温的模拟。25 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究26 第3章逐线积分方法及相关的理论知识第3章逐线积分方法计算气体分子吸收系数3.1概述在仿真行星大气辐射传输过程时，必须得到大气的吸收系数廓线。对于混合气体，总吸收系数为每种气体的吸收系数之和。对于每种气体在微波波段的吸收系数，需要通过微波-亚毫米波大气辐射传输模型进行计算。但是，采用国外的大气辐射传输模型具有一定限制，国内还没有较为成熟的大气辐射传输模型。另外，常用的微波-亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR模型只能得到水汽、氧气、氮气在1-1000GHz的吸收系数，无法满足其它气体成分或更高频率的吸收[44]特性的仿真需求。因此，本章基于HIRTRAN数据库，利用逐线积分方法进行计算。逐线积分法是处理大气非均匀路径和不同气体吸收带重叠等大气辐射传输问题最精确的方法。利用逐线积分法可以直接对波束进行积分，进而计算行星大气中各气体分子在微波-亚毫米波频段的吸收系数。在我们实际利用逐线积分法进行大气辐射传输模拟，计算各目标气体的吸收系数时，需要利用大气成分气体的光谱参数信息，例如谱线强度、谱线跃迁频率、谱线宽度等。这些参数信息可以通过现有的光谱数据库获得，较为典型[45]的数据库有JPL、HIRTRAN和GEISA。JPL（JetPropulsionLaboratory）专门工作在毫米波和亚毫米波频段，HIRTRAN和GEISA包含红外波段的大多数转动跃迁。但是JPL不包含模拟大气谱线的所有信息，比如谱线增宽参数是完全没有的，这就需要数据合并，而且其谱线假设温度为300K，很多参数被过高估计，需要纠正。因此，它是不能满足微波-亚毫米波频段所有要求的数据库。HITRAN数据库谱线覆盖波段广泛，谱线信息全面，是使用比较广泛的一个数据库。下面，详细讲述逐线积分原理及HITRAN数据库。基于HITRAN数据库中的大气成分光谱参数信息，利用逐线积分方法，计算大气成分气体的吸收系数。最后，进行不确定度分析，定量计算数据库中光谱参数的不确定性带来的系统误差。27 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.2逐线积分方法3.2.1原理逐线积分（line-by-line）是逐条计入气体吸收谱线贡献的精确透过率计算[46]模型，即逐条计算加入对某一频率处有作用的所有大气气体分子吸收谱线的贡献，累加得到该频率处的大气吸收系数。在微波-亚毫米波波段，大气气体呈现转动跃迁。从一种能级跃迁到另一种能级时会发生能量的吸收或辐射。当分子从高能态跃迁到另一低能态时，能量降低。设能量减少∆𝐸，按爱因斯坦公式，∆𝐸=，它就向周围空间辐射频率∆𝐸为=的辐射能。所以各种可能的跃迁就组成该种气体的辐射光谱，每种跃ℎ迁对应于一条光谱线。如果吸收了频率为的入射辐射能，分子就会被激发，由低能态跃迁到高能态。各能级对于确定的分子是完全确定的，因此只要入射的辐射频率满足一定数值时，才可能被气体吸收。故气体分子吸收和发射对频率具有强烈的选择性，并且吸收和辐射光谱都是一致的。气体分子的吸收能力可以用吸收截面来描述。吸收截面的意义是：单位面[47]积接收到的辐射通量就等于粒子吸收的辐射能。当已知单条谱线的线强与线形时，单条谱线的吸收截面可表示为：()vSfv()（3-1）其中，𝑆为谱线线强，𝑓()为谱线线形。单条谱线的吸收系数为：vn()v（3-2）其中，𝑛为数密度，单位−3。当已知一种气体分子的每条谱线的形状和强度信息，频谱上任意点处的吸收系数就是所有谱线在该点处的贡献总和：vi()v（3-3）i3.2.2线强在微波-亚毫米波频段，各气体具有较多的特征吸收线。图3-1中显示了28 第3章逐线积分方法及相关的理论知识Hirtran2012数据库中，在1000mb,296K条件下，𝐻2𝑂分子的吸收谱线的线强与跃迁频率的关系。总共有224515条谱线，跃迁频率从1-800THz。其中在1-3THz范围内共3093条。-18x103.5P=1000mbT=296K3)-22.52/(molecule·cm-11.5/cm线强10.50012345678频率/GHz5x10-18x101.2P=1000mbT=296K1)-20.80.6/(molecule·cm-1/cm0.4线强0.20050010001500200025003000频率/GHz图3-1HIRTRNAN2012中H2O分子的吸收谱线的线强与跃迁频率的关系谱线在特定温度下的强度，变换到其他温度时的强度表示式为：'T00β1.439ETT()STST()exp[](3-4)0TTT0式中，𝑆(0)为参考温度为0时的线强，𝐸′为跃迁低态能量，为玻耳兹曼常数，指数𝛽可因分子不同而异。一般来说，对线性分子，可取1，对非线性分子，可取1.5，对𝑂3，可取2.5。29 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.2.3线形实际当中，气体分子的每条吸收谱线，并不是只在一个频率上存在吸收的直线形式。三种效应会影响吸收谱线的宽度和形状，使吸收谱线发生谱线展宽，具有一定的宽度。当气体分子稀薄，分子间碰撞很少时，多普勒加宽占主要作用。多普勒加宽的谱线形状函数：21vv0Fvexp[](3-5)DDD其中，𝛾𝐷为多普勒加宽的线宽，表示为：v2kT0(3-6)DcM其中，0为谱线中心频率，为光速，为Boltzmann常数，为温度，𝑀为分子质量。当气体密度较大时，分子间碰撞激烈，起主要作用的是压力加宽，多普勒加宽基本可以忽略。假定分子间碰撞的持续时间远小于碰撞间隔，用洛伦兹(Lorentz)函数估计线形：1LFv(3-7)L22vv0L其中，𝛾𝐿为洛伦兹线宽，表示为：296n（）P(3-8)LairtT其中，𝛾𝑎𝑖𝑟为空气增宽半宽，𝑃为总气压，𝑛是与温度相关的系数，介于0-1之间。在远离谱线中心的翼区，需要对Lorentz函数进行纠正，由VanVleck及[48]Weisskopf发展的模型得到VVW谱线v02L11Fv()()[](3-9)VVW2222v(vv)(vv)00LL当−0≪0，上式与Lorentz函数相同。𝑉𝑉𝑊()可看作是中心频率为0，30 第3章逐线积分方法及相关的理论知识−0的两个Lorentz函数的组合线性函数。在压力增宽和多普勒加宽影响都很强的区域，需要采用伏伊特(Voigt)线形函数来近似。伏伊特(Voigt)线形函数是洛伦兹函数和多普勒函数的卷积：FFvvFvvdv,',''(3-10)VoigtLD图3-2中显示了利用1976年美国标准大气中的地球大气廓线数据计算的不同海拔下的臭氧在240.018GHz的谱线的洛伦兹线宽及多普勒线宽。从图中可以看出，洛伦兹线宽随高度的增加而减小，而多普勒线宽随高度几乎不变。根据经验，在中间层，多普勒展宽较为重要，而在平流层压力加宽占主导地位。在计算地球大气吸收时，在30km以下的低层大气中，采用洛伦兹线形。在70km以上的高层大气，采用多普勒线形。而在30km-70km之间，使用伏伊特线形。在向上观测几何中，利用平流层中的线宽对压力的依赖性，可反演得出化合物的混合比廓线。而多普勒宽度不依赖于压力，因此70km以上的中间层无法获得高度信息。图3-3为𝐻2𝑂分子在1000mb,296K条件下，跃迁频率为183.4370GHz的谱线的洛伦兹线形。100洛伦兹线宽多普勒线宽80O在240.018GHz时360高度/km40200-4-20241010101010线宽/MHz图3-2臭氧在240.018GHz的谱线的洛伦兹线宽及多普勒线宽31 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.53.5P=1000mbP=1000mbT=296KT=296K33v0=183.4370GHzv=183.4370GHz02.52.522线型/cm1.5线型/cm1.5110.50.500050010001500200025003000150160170180190200210频率/GHz频率/GHz图3-3H2O分子的跃迁频率为183.4370GHz的谱线的洛伦兹线形通常翼区谱形函数与理论值有较大偏差，且在吸收带远翼谱线强度很弱，吸收较弱，随频率变化缓慢，称作连续吸收区。将吸收系数表示成两部分之后比较方便。()vci()vli()v(3-11)ii∑𝑖𝑐𝑖()为中心在附近谱线的贡献，是主要部分；∑𝑖𝑙𝑖()是除此之外的所有远距离谱线翼区的贡献，是对∑𝑖𝑐𝑖()的修订值，需要由经验和实验测量得到。3.3HITRAN数据库HITRAN数据库的全称是高分辨率传输分子光谱数据库（High-resolutionTransmissionMolecularSpectroscopyDatabase），它对多种气体的光谱参数进行了汇总[49]，主要用于0−20000−频带的大气研究。从上世纪60年代后期开始，剑桥空气动力研究实验室（AFCRL）着手构建HITRAN数据库。最初于1973年推出，并在1978年、1983年、1992年、1996年、2000年、2004年、[50][51]2008年、2012年进行了补充修订，形成了不同版本的HITRAN数据库。为了将不同版本区分开来，将版本的年份加入到名称中，例如HITRAN2012。[52]使用不同版本的HITRAN数据库，会影响计算的精度。本文中使用的HITRAN2012数据库包含了𝐻2𝑂、𝐶𝑂2、𝑂2等47种气体分子的吸收谱线参数。根据HITRAN2012数据库，及其应用软件JavaHAWKS，可以得到在设定的温度、压力、波长等条件下，目标气体分子的光谱参数。表3-1列出了每条谱线32 第3章逐线积分方法及相关的理论知识所包含的光谱参数，表3-2列出了HITRAN2012中包含的气体分子及谱线数量。表3-1HITRAN2012中谱线的光谱参数参数名参数字母参数名参数字母参数名参数字母分子编号𝑀跃迁低态能量𝐸′错误代码𝑒𝑟𝑟同位素编号温度依赖系数𝑛参考文献𝑟𝑒𝑓谱线跃迁频率压力漂移𝛿谱线标识符∗谱线强度𝑆高能态全量子数𝑉′高能态权重g′爱因斯坦系数低能态全量子数𝑉′′低能态权重g′′空气展宽半宽度𝛾𝑎𝑖𝑟高能态局域量子数𝑄′自展宽半宽度𝛾𝑠𝑒𝑙𝑓低能态局域量子数𝑄′′表3-2HITRAN2012中包含的分子序分子谱线序分子谱线序分子谱线序分子谱线号符号数量号符号数量号符号数量号符号数量1𝐻2𝑂22451513𝑂𝐻3197925𝐻2𝑂212698337𝐻𝑂𝐵𝑟43582𝐶𝑂247184714𝐻3437626𝐶2𝐻22041038𝐶2𝐻4183783𝑂342211615𝐻𝐶𝑙8369127𝐶2𝐻64962939𝐶𝐻3𝑂𝐻198974𝑁2𝑂4784316𝐻𝐵𝑟898028𝑃𝐻32218940𝐶𝐻3𝐵𝑟369115𝐶𝑂460617𝐻475129𝐶𝑂218410441𝐶𝐻3𝐶𝑁35726𝐶𝐻446801318𝐶𝑙𝑂1150130𝑆6288906542𝐶4600337𝑂21397519𝑂𝐶𝑆2936131𝐻2𝑆5432543𝐶4𝐻21241268𝑁𝑂10507920𝐻2𝐶𝑂4460132𝐻𝐶𝑂𝑂𝐻6268444𝐻𝐶3𝑁1803329𝑆𝑂29512121𝐻𝑂𝐶𝑙1627633𝐻𝑂23880445𝐻2914610𝑁𝑂210422322𝑁2126834𝑂246𝐶𝑆207811𝑁𝐻34639223𝐻𝐶𝑁425335𝐶𝑙𝑂𝑁𝑂23219947𝑆𝑂31088112𝐻𝑁𝑂96196224𝐶𝐻𝐶𝑙21249636𝑁𝑂+12063333 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.4计算各气体的吸收系数3.4.1气体吸收系数的仿真流程图3-4为利用逐线积分方法计算气体吸收系数的流程框图。首先根据输入的大气参数以及HIRTRAN数据库中的光谱参数，选择合适的线形，计算单条谱线吸收截面和气体分子密度，从而计算出单一气体单条谱线的吸收系数。之后利用逐线积分方法，计算单一气体的吸收系数。对于混合气体，总吸收系数为每种气体的吸收系数之和。本文的仿真中，如无特殊说明，光谱分辨率取为0.01cm−，即0.3GHz。图3-4气体吸收系数的仿真流程3.4.2水汽与氧气分子的吸收系数计算以𝐻2𝑂分子为例，在1000mb,296K条件下，假设𝐻2𝑂分子质量浓度为1𝑔3。图3-5中，显示了跃迁频率分别为22.2507GHz，67.8508GHz，183.4370GHz，321.4479GHz，390.8782GHz，437.6495GHz，557.3216GHz的谱线的吸收系数与频率之间的关系。34 第3章逐线积分方法及相关的理论知识410P=1000mbv=22.2507T=296K3v=67.85082wv=1g/m10v=183.4370v=321.44790v=390.878210v=437.6495v=557.3216-210/dB/km-410吸收系数-610-810-1010050010001500200025003000频率/GHz图3-5单条谱线的吸收系数与频率之间的关系当计算吸收系数时，在不影响计算精度的前提下，为了尽量提高计算速度，将线形进行截断。一般，截断是随半宽而变化的。就是说，截断波数𝑐=𝛽𝛾𝐿，这里𝛽是一个常数。在洛仑兹线形的情况下，由于线形的远翼区较强，线翼截断对计算结果影响很大。图3-6显示的是在1000mb,296K条件下，气体密度为1𝑔3，截断波束为𝑐=30cm−，即900GHz时，𝐻2𝑂分子在11000GHz吸收系数的相对误差。从图中可以看出，在1-100GHz频率以内，𝐻2𝑂分子的吸收系数产生了较大的相对误差。这是由于𝐻𝑂分子在32.9537cm−（988.611GHz）、232.3662cm−（970.986GHz）、30.5602cm−（916.806GHz）频率处有较强的吸收谱线，会影响到1-100GHz频率处的吸收。当截断为30cm−，即900GHz时，这些谱线在1-100GHz频率范围内的影响就会被忽略，进而产生了较大的误差。图3-7是当截断波束为=33cm−，即990GHz时的相对误差。显然，相对误𝑐差较小，基本可以忽略。因此，在本文的仿真中，我们取截断为33cm−。0.12P=1000mbT=296K0.13wv=1g/m0.080.06相对误差0.040.020-0.0201002003004005006007008009001000频率/GHz图3-6截断波束为900GHz时，H2O分子吸收系数的相对误差35 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究-5x103P=1000mb2T=296Kwv=1g/m310相对误差-1-2-3-401002003004005006007008009001000频率/GHz图3-7截断波束为990GHz时，H2O分子吸收系数的相对误差利用逐线积分方法，取截断波束为33cm−（990GHz），在1000mb,296K条件下，水汽密度为1𝑔3时，𝐻2𝑂和𝑂2分子在1-3000GHz范围内的吸收系数，如图3-8所示。为了突出计算的细节，图3-9显示了𝐻2𝑂在183.3GHz处的吸收峰。从图中可以看出，183.3GHz水汽吸收峰具有很对称的吸收特性。图3-10中给出了根据1976年美国标准大气中的地球大气廓线数据计算的垂直高度为0km、6km、12km、18km，对应压强为1013mb、472mb、194mb、75.65mb的𝑂2在50-70GHz范围内的吸收系数。从图中可以看出，随着压强的减小，50-60GHz频段范围内的一些细小吸收峰显现出来。这是由于，在底层大气，氧气的洛伦兹线宽较大，无法将各谱线区分开来。随着高度的增加，压强减小，洛伦兹线宽越来越小，因此各谱线开始区分开来。610P=1000mbH2OT=296K34Owv=1g/m102210/dB/km010吸收系数-210-410050010001500200025003000频率/GHz图3-8H2O、O2分子吸收系数与频率的关系36 第3章逐线积分方法及相关的理论知识5P=1000mbT=296Kwv=1g/m34.54/dB/km3.5吸收系数32.5179180181182183184185186频率/GHz图3-9H2O分子在183.3GHz处的吸收峰210110/dB/km010P=1013mb吸收系数-110P=472.2mbP=194mbP=75.65mb-2105055606570频率/GHz图3-10O2在50-70GHz范围内的吸收系数在1000mb,296K条件下，假设𝐻2𝑂密度为1𝑔3时，将采用逐线积分方法得出的吸收系数与常用微波亚毫米波大气吸收模式MPM89，MPM93，PWR98，PWR04在1-1000GHz范围内的吸收系数进行对比，结果如图3-11所示。可以看出，在1-1000GHz范围内，利用逐线积分方法计算得到的水的吸收系数与通过MPM和PWR得出的水汽的吸收系数在吸收峰处的吻合度良好，反向验证了逐线积分方法的可行性。在窗区，利用逐线积分方法计算得到的水的吸收系数与通过MPM和PWR得出的水汽的吸收系数有一定的差异。这可能是由于MPM和PWR模型中的吸收系数是通过较少的较为重要的吸收谱线拟合得到的，虽37 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究然计算速度较快，但是存在一定的误差。通过对比发现，MPM89，MPM93，PWR98，PWR04之间就存在一定的偏差。逐线积分方法逐条计入气体的吸收谱线贡献，是较为精准的一种方法。因此，可以利用逐线积分结果优化水汽模式选择。当采用MPM/PWR模式计算水汽、氧气、氮气在1000GHz以下频率的吸收时，可以选择与利用逐线积分方法计算得到的吸收系数最为接近的模式。此外，由于MPM和PWR模型只能计算1-1000GHz范围内的水汽、氧气、氮气分子的吸收，因此，在定量计算水汽、氧气、氮气在1000GHz以上频率的吸收或其它分子的吸收时，需要利用逐线积分方法计算。410P=1000mbT=296K2310wv=1g/m/dB/km010MPM89吸收系数-210MPM93PWR98PWR04-4Line-by-line1002004006008001000频率/GHz图3-11不同模型的H2O的吸收系数与频率的关系3.4.3各种气体分子在1-3000GHz范围内的吸收系数利用逐线积分方法，可以计算在特定温度、压强、浓度下的，各种气体在1-3000GHz范围内的吸收系数。以𝑂3气体为例进行说明，图3-12给出了在1000mb,296K条件下，假设𝑂3气体密度为1𝑔3时，𝑂3气体在1-3000GHz范围内的吸收系数。从图中可以看出，𝑂3在微波-亚毫米波波段存在多个吸收峰，可以选择合适的吸收频带对特定气体进行探测。例如，𝑂3分子在237.90GHz处有较强吸收，如图3-13所示，光谱分辨率为0.15GHz。美国的EOS-MLS(EarthObservingSystem-MicrowaveLimbSounder)临边探测器上选取240GHz频带进行𝑂3的探测。在选择气体探测频带时，不仅要考虑该气体的明显吸收峰，还要考虑那些可能在该频段对该气体探测产生干扰的其他气体的吸收。而且，当有多条谱线可选的情况下，需要考虑是否可以与其他成分实现共同观测。38 第3章逐线积分方法及相关的理论知识310P=1000mbT=296Kρ=1g/m3210110/dB/km010吸收系数-110-210050010001500200025003000频率/GHz(a)210P=1000mbT=296Kρ=1g/m3110/dB/km010吸收系数-110100200300400500600700频率/GHz(b)图3-12O3气体吸收系数与频率的关系4.85P=1000mb4.8T=296Kρ=1g/m34.754.74.65/dB/km4.6吸收系数4.554.54.454.4236236.5237237.5238238.5239239.5240频率/GHz图3-13O3分子在237.90GHz处的吸收峰图3-14至图3-19中是利用逐线积分方法计算得出的在1000mb,296K条件下，气体密度为1𝑔3时，𝑁𝑂、𝑁2𝑂、𝐶𝑂2、𝑆𝑂2、𝐶𝐻4、𝐶𝐿𝑂气体在1-3000GHz39 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究范围内的吸收系数。210P=1000mbT=300K1ρ=1g/m310010/dB/km-110吸收系数-210-310-410050010001500200025003000频率/GHz图3-14NO气体吸收系数与频率的关系110P=1000mbT=300K0310ρ=1g/m-110/dB/km-210吸收系数-310-410-510050010001500200025003000频率/GHz图3-15N2O气体吸收系数与频率的关系-610P=1000mbT=300K-7310ρ=1g/m-810/dB/km-910吸收系数-1010-1110-1210050010001500200025003000频率/GHz图3-16CO2气体吸收系数与频率的关系40 第3章逐线积分方法及相关的理论知识310P=1000mbT=300Kρ=1g/m3210110/dB/km010吸收系数-110-210050010001500200025003000频率/GHz图3-17SO2气体吸收系数与频率的关系-110P=1000mbT=300K-210ρ=1g/m3-310/dB/km-410吸收系数-510-610-710050010001500200025003000频率/GHz图3-18CH4气体吸收系数与频率的关系310P=1000mbT=300K2310ρ=1g/m110/dB/km010吸收系数-110-210-310050010001500200025003000频率/GHz图3-19ClO气体吸收系数与频率的关系41 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究3.5不确定度分析数据库中光谱参数的不确定性会影响大气中吸收系数、光学厚度等的计算，从而会使大气混合体积比、温湿度廓线反演存在系统误差。在这一部分中，利用HIRTRAN2012数据库中给出的谱线强度和空气半展宽不确定性分析大气分子吸收系数的不确定度。表3-3列出了HIRTRAN2012数据库中给出的谱线强度和空气半展宽的不确定度代码。为了定量计算吸收系数的不确定度，我们使用每条谱线的不确定度参数。当不确定度代码大于3时，我们取不确定度的值为不确定度范围的中间值。例如，当不确定度代码为5时，不确定度的值设置为7.5%。当不确定度代码为3时，不确定度的值设置为20%。当不确定度代码小于3时，我们使用所有比2大的不确定度代码的均值。表3-3HITRAN2012中谱线的强度和空气半展宽的不确定度代码不确定度代码线强、空气半展宽参数的不确定度范围0未报告或者不可用1默认或者常数2平均或者估计3≥20%4≥10%且<20%5≥5%且<10%6≥2%且<5%7≥1%且<2%8<2%下面我们以𝐻2𝑂分子为例，计算在1-1000GHz频率范围内，由于光谱参数的不确定性，所引起的吸收系数的相对误差。结果如图3-20所示，其中，实线表示取线强和空气半展宽的不确定度造成的最大值时的相对误差。虚线表示取线强和空气半展宽的不确定度造成的最小值时的相对误差。从图中可以看出，光谱参数的不确定性引起的吸收系数的相对误差在5%以内。与图3-6对比发现，在𝐻2𝑂分子的吸收峰所在的频率上，相对误差较小。例如，在183.31GHz的水汽吸收峰上，谱线强度和空气半展宽的不确定最大值引起的误差只有0.37%，基本可以忽略不计。而在窗区频率，误差相对较大。例如，在522.0GHz处，谱线强度和空气半展宽的不确定最大值引起的相对误差达到了4.30%。实际上，对于每一条谱线来说，谱线强度和空气半展宽的不确定度造成的最大值或最小42 第3章逐线积分方法及相关的理论知识值不总是同时达到，而且相关光谱区所有谱线的线强和空气半展宽同时达到不确定度造成的最大值或最小值的可能性微乎其微，因此，在这里仿真的不确定度是理论上的最大值，远远大于实际值，但是，说明了系统误差的存在及对应频率上的大小。5P=1000mb最大值4T=296K最小值wv=1g/m33/%210-1吸收系数相对误差-2-3-402004006008001000频率/GHz图3-20吸收系数的相对误差与频率的关系43 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究第4章行星大气亚毫米波辐射亮温模拟4.1模拟技术流程当已知行星大气廓线参数时，根据逐线积分方法，利用HIRTRAN数据库中的光谱参数，计算大气总的吸收系数。进而计算大气光学厚度及透过率，并利用辐射传输方程，进行行星表面观测系统的亮温仿真，计算框图如图4-1所示。对于地球来说，1976年美国标准大气中给出了地球大气廓线数据，其中包含了高度、压力、温度、密度、各气体的混合体积比。对于火星来说，水手9号（Mariner9）、海盗1号、2号(Viking1,2)等火星探测器得到了一些火星大气探测数据。图4-1辐射传输正向过程仿真框图4.2地球大气辐射亮温仿真4.2.1地球大气廓线数据分析对于地球大气辐射亮温模拟，利用1976年美国标准大气中的地球大气廓线数据，其中包含了高度、压力、温度、密度以及各气体的混合体积比。图4-2至图4-4为大气参数之间的关系。44 第4章大气廓线模拟亮温10090807060/km50高度403020100180200220240260280300温度/K图4-2温度与高度的关系10090807060/km50高度403020100020040060080010001200压强/mb图4-3压强与高度的关系10090HO280O3NO702CO60CH4/kmO502N高度240NOO302SO220100-10-505101010101010混合体积比/ppmv图4-4地球大气中各气体混合体积比的廓线45 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究从上图可以看出，地球廓线数据在垂直方向上具有非均匀性，在利用辐射传输方程计算大气辐射亮温时，需要对大气进行分层处理。以地球球心为圆心，地表为大气层的底部，100km处为大气层的顶部。将0-100km高度范围内的大气按垂直高度划分为一系列对称同心球面层。在每一层大气的底高和顶高内，进一步细分为，，…，𝑛个高度，如图4-5所示。一般情况下，在底层大气，分层较为细致。在高层大气，可以适当粗略。基于大气廓线数据，采用插值算法，计算得到新高度处的压强、温度和气体分子密度。在每层大气中，大气温度可认为是线性变化的，而压强和密度可认为是指数变化的。在i和𝑖+之[53]间高度为处的大气密度𝜌可表示为：hhi()zexp[](4-1)iH()hhii1H(4-2)ln(/）ii1其中，𝐻𝜌为密度标高。由于每层大气中的压强和密度各不相同，密度标高的值会随着各层大气的变化而变化。图4-5球面大气分层方法示意图4.2.2地基探测系统亮温仿真下面，利用1976年美国标准大气廓线数据，进行1-1000GHz地基观测系统亮温仿真。假设是理想情况下，只考虑大气的辐射和吸收，不考虑电磁散射。46 第4章大气廓线模拟亮温选取观测角度为天顶方向，频率分辨率为0.3GHz。对于地基观测系统，底层大气压强高、密度大，廓线变化比较剧烈，对亮温影响较大，分层应该较为细致，这样有利于得到大气信息。在0-50km高度范围内，按垂直高度每0.1km分一层。中高层大气的压力小，密度小，廓线变化较为平缓，分层可以适当粗略。在50-100km高度范围内按垂直高度每1km分一层。当考虑𝐻2𝑂、𝑂2、𝑂3、𝑁2𝑂、𝐶𝑙𝑂、𝑁𝑂、𝐶𝑂2、𝑆𝑂2、𝐶𝐻4气体对大气辐射传输的影响，得到地基观测系统的亮温，如图4-6所示。300250200/K150亮温10050001002003004005006007008009001000频率/GHz图4-6地基观测系统的模拟亮温4.2.3地基污染成分微波-亚毫米波探测的可行性分析大气中污染物成分主要包括，氮氧化物、碳氢化合物、一氧化碳等。地基微波-亚毫米波大气探测维护成本低，运行可靠，不受观测几何限制，受云的遮挡和强吸收影响小，在低空具有较高的垂直分辨率，因此我们考虑利用地基微波-亚毫米波辐射计进行污染气体探测的可行性。以𝑂3为例，分析污染气体的整体亮温敏感性。不加𝑂3之后进行地基观测系统亮温仿真，并与之前的亮温结果图4-6进行对比，得到亮温差，如图4-7所示。可以看出，对于地基观测系统而言，在1-1000GHz频率范围内，𝑂3分子引起的大气辐射亮温差在8K之内。在655.5GHz处的亮温差有3.63K，在843GHz处达到7.84K。因此，选择特定频率上高灵敏度的地基辐射计有可能实现𝑂3的探测。表4-1中列出了探测O3可供参考的频率及对应的亮温差。47 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究87654/K亮温3210-101002003004005006007008009001000频率/GHz图4-7不加O3时的亮温差表4-1探测O3可供参考的频率及对应的亮温差频率/GHz亮温差频率/GHz亮温差286.51.5825814.51.0116316.51.1686826.51.1484333.01.1002838.51.6236352.51.0476840.01.4546463.51.9070841.57.0177655.53.6326843.07.8412657.01.6705883.51.3199658.52.1687945.51.1817图4-8至图4-11分别为𝑁2𝑂、𝐶𝐻4、𝑁𝑂、𝐶𝑙𝑂造成时的亮温差值。分析发现，𝑁2𝑂气体在1-1000GHz范围内造成的亮温差在0.3K以内。而𝐶𝐻4、𝑁𝑂、𝐶𝑙𝑂气体，整体上对地基探测系统接收亮温影响较小，基本可以忽略。这是因为，在向上观测时，底层大气的压力高、密度大，而且水汽、氧气含量较多，使得大气的光学厚度较大，透过率很小。𝑁2𝑂、𝐶𝐻4、𝑁𝑂、𝐶𝑙𝑂气体的含量少，谱线强度弱，其辐射不易透过底层大气到达探测器，因此，对亮温的影响较小。在1-1000GHz范围内的地基微波辐射计，不易探测出它们含量的变化。48 第4章大气廓线模拟亮温0.30.250.20.15/K亮温0.10.050-0.0501002003004005006007008009001000频率/GHz图4-8N2O造成的亮温差-10x10654/K3亮温21001002003004005006007008009001000频率/GHz图4-9CH4造成的亮温差-4x1087654/K亮温3210-101002003004005006007008009001000频率/GHz图4-10NO造成的亮温差49 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究-4x107654/K3亮温210-101002003004005006007008009001000频率/GHz图4-11ClO造成的亮温差4.2.4星载探测器天底观测亮温仿真利用1976年美国标准大气廓线数据，进行地球的天底观测模式的大气辐射传输亮温仿真。计算的频率范围设为1-1000GHz，频率分辨率设为0.3GHz，地表发射率设为0.95，图4-12为模拟的亮温结果。280270260250/K亮温24023022021001002003004005006007008009001000频率/GHz图4-12天底观测模式的模拟亮温4.2.5星载临边探测亮温模拟在向上观测时，𝑂3等痕量气体的辐射不易透过底层大气到达探测器，对亮温的影响较小。为了能够模拟出痕量气体明显的吸收峰，下面主要利用微波辐射传输模式，进行地球临边探测系统的亮温信号模拟，分析研究其相对于多种50 第4章大气廓线模拟亮温大气成分（变化）的敏感性，为后续临边辐射计组合研制方案提供理论依据。4.2.5.1气体探测频带选择选择气体探测频率时，需要选择观测气体理想的吸收线，综合考虑气体谱线的强弱位置，其他气体成分产生的影响以及与其他共同观测的可能性。图4-13给出了在1000mb,296K条件下，𝐻2𝑂、𝑂3、𝑁2𝑂、𝐶𝑙𝑂四种大气成分在４个频率区间（105-135GHz、180-210GHz、225-255GHz、630-660GHz）范围内的所有谱线的强度。从图中可以看出，一些频率上的谱线强度很弱，需要将之排除在考虑范围之内。考虑一些较强的谱线，例如𝑁2𝑂在653.283GHz处的谱线。在中低层大气中，大气压强较大，气体的谱线展宽较大，有可能对附近频率的谱线产生影响。在选择谱线时，需要着重考虑。𝑂3气体在４个频率区间内谱线较多，可以考虑与其他气体共同观测，同时也需要避免探测通道内出现与被观测气体无关的强吸收线。-26-23x10x101.881.67-21.4-261.2514/moleculecm/moleculecm-10.8-13/cm0.6/cm2线强0.4线强0.2100105110115120125130135180185190195200205210频率/GHz频率/GHz-25-23x10x1013.530.8-2-22.50.62/moleculecm/moleculecm-1-11.50.4/cm/cm1线强线强0.20.500225230235240245250255630635640645650655660频率/GHz频率/GHz(a)𝐻2𝑂51 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究-23-23x10x101.81.63.5-21.4-231.22.512/moleculecm/moleculecm-10.8-11.5/cm0.6/cm1线强0.4线强0.20.500105110115120125130135180185190195200205210频率/GHz频率/GHz-23-22x10x108574-26-2534/moleculecm/moleculecm-1-123/cm/cm2线强线强1100225230235240245250255630635640645650655660频率/GHz频率/GHz(b)𝑂3-24-23x10x1093.583-27-22.5652/moleculecm/moleculecm-14-11.5/cm3/cm1线强2线强0.5100105110115120125130135180185190195200205210频率/GHz频率/GHz52 第4章大气廓线模拟亮温-23-22x10x1063.535-2-22.5423/moleculecm/moleculecm-1-11.5/cm2/cm1线强线强10.500225230235240245250255630635640645650655660频率/GHz频率/GHz(c)𝑁2𝑂-23-22x10x1062.552-2-241.53/moleculecm/moleculecm-1-11/cm2/cm线强线强0.5100105110115120125130135180185190195200205210频率/GHz频率/GHz-22-21x10x103.5332.5-2-22.5221.5/moleculecm/moleculecm-11.5-1/cm/cm11线强线强0.50.500225230235240245250255630635640645650655660频率/GHz频率/GHz（d）𝐶𝑙𝑂图4-13H2O、O3、N2O、ClO四种大气成分在4个频率区间（105-135、180-210、225-255、630-660GHz）范围内的谱线的线强。4.2.5.2不同切高亮温模拟以1976年美国标准大气中的地球大气廓线数据作为模式大气，进行临边观测亮温仿真。首先，设置观测点所处高度为100km，输入大气模式为H2O、O2、53 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究O3、N2O、ClO、NO、CO2、SO2、CH4的大气廓线，频率分辨率设定为0.3GHz。在临边探测方式下，观测路径会受到地球曲率的影响。从视线远端大气顶部沿临边方向到达探测器，整个视线路径可达数千公里。在视线路径上的不同垂直高度处，大气温度、压强以及各种大气分子的密度，随着高度的不同而变[54]化明显。临边切向高度不同，所需计算的大气层数将会不同。图4-14显示了临边探测下，100-150GHz范围内的不同切高下的大气的透过率。从图中可以看出，随着切向高度的降低，大气的透过率逐渐变小。这是因为切向高度的降低会使视线路径变大。而且，地球大气密度随着高度的减小逐渐增大，低层大气的消光能力较强。10.90.80.70.60.5透过率0.40.30.2切高20KM0.1切高30KM切高40KM0100110120130140150频率/GHz图4-14100-150GHz范围内不同切高下的大气的透过率探测器接收到视线路径上的临边大气辐射亮度，可分为左半球贡献和右半球贡献之和，如图4-15所示。其中，下行辐射是沿视线路径从远端大气顶部到切点处的大气辐射亮度。上行辐射，沿视线路径从切点到近端大气顶部的大气辐射亮度。54 第4章大气廓线模拟亮温图4-15临边观测的大气辐射传输示意图在按照辐射传输方程计算亮温时，可逐层计算左、右半球内各层的大气辐射亮温。再结合各层的大气透过率，将左、右半球的大气辐射亮温进行叠加，[55]即可得到总的大气辐射亮温。亮温仿真结果如图4-16所示。其中(a)(b)(c)(d)图分别为105-135GHz,180-210GHz，225-255GHz,630-660GHz范围内的亮温图。可以看出，图中有多个亮温峰值。通过与数据库中各气体分子谱线的跃迁频率和线强以及图4-13对比分析可以发现对应峰值起主要作用的气体分子。图(a)中，在118.8GHz处有明显的亮温峰值，是氧气的谱线的作用。在图(b)中，水汽在183.3GHz处的谱线很明显，在20km切高处的亮温值为231.78K，这主要是由𝐻2𝑂分子的跃迁频率为183.43701GHz处的谱线造成的。在201.0GHz处的峰值是𝑁2𝑂分子的作用。𝐶𝑙𝑂分子在204.0GHz的吸收谱线也显现出来。206.4GHz处的吸收峰是𝑂3造成的。在图(c)中的亮温峰值多为𝑂3分子的作用。例如在235.8GHz、233.4GHz、229.8GHz处的峰值，都是由于𝑂3分子的谱线造成的。图(d)中，在649.0GHz处的峰值是𝐶𝑙𝑂分子引起的，𝑁2𝑂分子也在652.2GHz处产生了影响。通过对每幅图中不同切高的亮温进行对比发现，随着切点高度的增加，一些亮温峰值的大小在减小。有些在较低高度显现出来的弱谱线的亮温峰，随着临边切点高度增加而消失。55 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究300切高为20KM切高为30KM250切高为40KM200/K150亮温100500105110115120125130135频率/GHz(a)300切高为20KM切高为30KM250切高为40KM200/K150亮温100500180185190195200205210频率/GHz(b)300切高为20KM切高为30KM切高为40KM250200/K150亮温100500225230235240245250255频率/GHz(c)56 第4章大气廓线模拟亮温切高为20KM300切高为30KM切高为40KM250200/K150亮温100500630635640645650655660频率/GHz(d)图4-16临边观测系统亮温仿真图（(a)(b)(c)(d)图分别为105-135GHz,180-210GHz,225-255GHz,630-660GHz范围内的亮温图）4.2.5.3敏感性分析为了选择目标气体的可选探测，进行目标气体的敏感性分析，以亮温差值大于0.5K为基本的探测精度需求。以𝑁2𝑂气体为例，选取切高为20km，先输入标准大气廓线得到亮温，之后将𝑁2𝑂廓线增加10%，模拟得到亮温，两者相减之后得到𝑁2𝑂变化10%的亮温差，结果如图4-17所示。从图中可以看出，亮温差的最大值为5.9752K，出现在201.0GHz频率处。同时，在100.5GHz处，也存在1.6651K的亮温差。因此，在选择𝑁2𝑂气体临边探测频率时，我们需要折中考虑探测频率硬件实现难易程度、探测精度以及与其他气体共同探测的可能性。6543亮温/K210-102004006008001000频率/GHz(a)57 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究6543亮温/K21050100150200250频率/GHz(b)图4-17临边切高为20km时N2O廓线增加10%的亮温差接着分析单一成分的整体敏感性。以𝐶𝑙𝑂分子为例。选取切高为20km，首先计算输入模式包括𝐶𝑙𝑂廓线的亮温，之后，计算不包括𝐶𝑙𝑂廓线的亮温，两者相减之后得到了𝐶𝑙𝑂气体分子的整体敏感性。图4-18显示了包含ClO气体廓线与不包含时的亮温差。从图中可以看出，亮温变化值在18K以内。1816141210/K8亮温6420-202004006008001000频率/GHz(a)58 第4章大气廓线模拟亮温1.51/K亮温0.5080100120140160180200220240频率/GHz(b)图4-18临边切高为20km时包含ClO气体廓线与不包含时的亮温差4.3火星大气辐射亮温模拟根据火星着陆器得到的火星大气探测结果假设火星的大气廓线信息。假设火星大气的温度廓线如图4-19所示。火星大气比地球大气稀薄得多，火星大气中的𝐶𝑂2、𝐻2𝑂、𝑂2、𝑂3等分子具有较强谱线，𝐻2𝑂与𝑂3的分布有很强的季节性。假设𝐶𝑂2、𝑂2在0-150km范围内气体混合体积比随高度恒定。𝐻2𝑂分布在0-100km范围内，𝑂3分布在35-60km内，火星大气中气体的分子数密度如图4-20所示。150100/km高度500100150200250300温度/K图4-19火星大气的温度廓线59 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究150CO2O2H2OO3100/km高度500051015201010101010分子数密度/cm-3图4-20火星大气中气体的分子数密度下面，进行1-1000GHz频率范围内的火星大气临边观测模式下的辐射亮温。假设临边观测点为150km，切高为20km，无背景辐射。输入𝐶𝑂2、𝐻2𝑂、𝑂2三种气体的廓线，得到的亮温结果如图4-21所示。当输入𝐶𝑂2、𝐻2𝑂、𝑂2、𝑂3四种气体的廓线时，亮温结果如图4-22所示。160140120100/K80亮温604020001002003004005006007008009001000频率/GHz图4-21考虑CO2、H2O、O2三种气体廓线时的亮温60 第4章大气廓线模拟亮温160140120100/K80亮温604020001002003004005006007008009001000频率/GHz图4-22考虑CO2、H2O、O2、O3四种气体廓线时的亮温4.4小结本章主要是利用行星大气廓线数据进行行星大气辐射传输过程模拟。利用1976年美国标准大气中的地球大气廓线数据，进行了地球大气在向上观测、天底观测、临边观测模式下的亮温仿真。分析了地基微波-亚毫米波辐射计探测大气污染物𝑂3、𝑁2𝑂、𝐶𝐻4、𝑁𝑂、𝐶𝑙𝑂的可行性。分析研究了临边探测下地球大气成分变化的敏感性，为地球大气临边探测系统的通道设计提供理论依据。同时，根据火星大气探测结果假设火星的大气廓线信息，仿真了临边探测下火星大气的辐射亮温，为进一步火星探测研究提供参考。61 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究第5章结论与展望5.1论文总结和结论本文以行星大气微波-亚毫米波辐射传输理论为基础，介绍了国内外被动微波-亚毫米波大气探测的发展和现状。阐述了被动大气成分微波-亚毫米波探测原理。阐述了大气微波辐射传输过程以及地基、星载垂直观测以及星载临边探测的探测机理。首先，系统分析了常用微波亚毫米波大气吸收模式MPM/PWR发现，MPM/PWR等常用微波亚毫米波大气吸收模式只能得到水汽、氧气、氮气在1-1000GHz的吸收系数，无法满足其它气体成分或更高频率的吸收特性的仿真需求。针对探测地球中高层大气成分或者其它行星大气的需求，基于HIRTRAN2012数据库的光谱参数，利用逐线积分方法计算气体吸收系数。在逐线积分过程中，针对不同压强温度下的谱线线形的选择进行分析。在逐线积分过程中，为了在不影响精度的前提下提高计算速度，采用线形截断的方法。通过分析发现，将截断波束设为33cm−，对精度的影响可以忽略。比较了逐线积分方法与MPM/PWRM模型得出的𝐻2𝑂分子的吸收系数，发现在吸收峰处的吻合度良好，反向验证了逐线积分方法的可行性。计算了各种气体在特定温度、压强、密度下的1-3000GHz范围内的吸收系数，并以𝑂3为例分析气体在微波-亚毫米波波段的吸收特性。从模拟结果可以看出，在微波-亚毫米波波段，气体存在多个吸收峰，可以选择合适的吸收频带对特定气体进行探测。在选择气体探测频带时，不仅要考虑该气体的明显吸收峰，还要考虑那些可能在该频段对该气体探测产生干扰的其他气体的吸收。而且，当有多条谱线可选的情况下，需要考虑是否可以与其他成分实现共同观测。以𝐻2𝑂分子为例，定量分析了HIRTRAN2012数据库中的谱线强度和空气半展宽的不确定性带来的系统误差，发现在吸收峰所在的频率上，相对误差较小。而在大气窗区频率，误差相对较大。根据逐线积分方法计算行星大气光学厚度及透过率，并利用辐射传输方程，进行行星大气辐射亮温模拟。利用1976年美国标准大气廓线数据，进行了向上62 第5章结论与展望观测、天底观测、临边观测模式下的地球大气辐射亮温仿真。分析了地基微波-亚毫米波辐射计探测大气污染物𝑂3、𝑁2𝑂、𝐶𝐻4、𝑁𝑂、𝐶𝐿𝑂的可行性。在地球星载临边观测模式下，分析发现切向高度越低大气透过率越小。将105-135GHz,180-210GHz，225-255GHz，630-660GHz范围内的亮温与数据库中各气体分子谱线的跃迁频率和线强对比可以发现对应峰值起主要作用的气体分子。以𝑁2𝑂气体为例，进行临边探测下地球大气成分变化敏感性分析，为地球大气临边探测系统的通道设计提供理论依据。最后，根据火星大气探测结果假设火星的大气廓线信息，仿真了临边探测下火星大气的辐射亮温，为进一步火星探测研究提供参考。5.2已经完成的工作（1）系统分析了MPM/PWR微波-亚毫米波大气吸收模式的计算过程及使用范围。（2）利用逐线积分方法，计算了在特定温度、压强、密度下1-3000GHz范围内的各种气体的吸收系数。采用线形截断的方法，在不影响精度的前提下提高计算速度。比较了逐线积分方法与MPM/PWRM模型得出的𝐻2𝑂分子的吸收系数，反向验证了逐线积分方法的可行性。（3）模拟了向上观测、天底观测和临边观测模式下的地球大气以及临边模式下的火星大气在1-1000GHz范围内的辐射亮温。为气体探测频带的选择和各种大气信息反演提供了模型及理论依据。5.3未完成的工作及后续研究内容（1）本文中模拟计算得到的亮温，是理想状态下的到达探测器天线端的亮温，并没有考虑大气散射、天线波束宽度等问题。但是，这些问题在以后仪器实际设计以及数据资料处理中是必须考虑的。（2）在计算亮温时，使用了Rayleigh-Jeans近似Planck黑体辐射定律，在高频时会有一定误差，需要进一步考虑。（3）在进行临边观测模式下辐射传输仿真时，简化考虑了视线路径，没有考虑大气对电磁波的折射作用，需要进一步完善。（4）由于其它行星的准确的大气廓线数据有限，本论文在进行火星大气辐63 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究射亮温的模拟时，使用的是假设的火星大气廓线。接下来需要进一步获取火星大气准确数据进行仿真。64 第5章结论与展望65 行星大气微波-亚毫米波辐射传输模拟研究参考文献[1]JINGL,SHENGWEIZ,JINGSHANJ,etal.In-orbitperformanceofMicrowaveHumiditySounder(MWHS)oftheChineseFY-3meteorologicalsatellite[C].GeoscienceandRemoteSensingSymposium(IGARSS),2010IEEEInternational,2010:574-577.[2]NathanielJ.Livesey,W.VanSnyder,WilliamG.Read,etal.RetrievalAlgorithmsfortheEOSMicrowaveLimbSounder(MLS)[J].IEEETRANSACTIONSONGEOSCIENCEANDREMOTESENSING,2006,44(5):1144-1155.[3]LiXiaoying,ChenLiangfu,SuLin,etal.Overviewofsub-millimeterlimbsounding[J].JournalofRemoteSensing,2013,17(6):1325-1344.[4]亚毫米波辐射计设计与研究[D].华中科技大学,2008.[5]NoelS,BovensmannH,WuttkeMW,etal.Nadir,limb,andoccultationmeasurementswithSCIAMACHY[J].Adv.SpaceRes.,2002,29(11):1819-1824.[6]HajjGA,AoCO,IijimaBA,etal.CHAMPandSAC2Catmosphericresultsandintercomparisons[J].JournalofGeophysicalResearch,2004,109:doi:10.1029/2003JD003909[7]AnthesRA,CRockenandY2HKuo.ApplicationsofCOSMICtometeorologyandclimate[J].TerrestrialAtmospheric&OceanicSciences,2000,11(1):115-156.[8]RockenC,Y-HKuo,WSSchreiner,etal.COSMICsystemdescription.TerrestrialAtmospheric&OceanicSciences[J].2000,11(1):21-52.[9]何杰颖.微波/毫米波大气温湿度探测定标与反演的理论和方法研究[D].中国科学院研究生院(国家空间科学中心),2012.[10]Fuller-Rowell,T.andD.Rees.Numericalsimulationsofthedistributionofatomicoxygenandnitricoxideinthethermosphereanduppermesosphere[J].AdvancesinSpaceResearch,1996.18(9):p.255-305.[11]G.P.Anderson,S.A.Clough,F.X.Kneizys,etal.AFGLAtmosphericConstituentProfiles(0-120km)[R].AFGL-TR-89-0110,1986,9-35.[12]吴季,朱光武,赵华,等.萤火虫一号火星探测计划的科学目标[J].空间科学学报.2009,29(5):449-455.[13]OwenT,BiemannK.ThecompositionoftheatmosphereatthesurfaceofMars[J].JournalofGeophysicalResearch,1977,82(28):4635-4639.[14]BarthCA.TheatmosphereofMars[J].AnnualReviewofEarthandPlanetarySciences,1974,2:333-367.[15]SeiffA.StructureoftheatmospheresofMarsandVenusbelow100km[J].AdvancesinSpaceResearch,1987,7(12):5-16.[16]史建魁,刘振兴,程征伟,etal.火星探测研究结果分析[J].科技导报,2011,29(10):64-70.[17]廖国男,周诗健,阮忠永,etal.大气辐射导论[M].气象出版社,1985.66 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致谢致谢值此论文完成之际，我衷心的感谢我的导师王振占研究员。王老师作风严谨，学识渊博，待人平和。在学业和生活上始终给予我细心的指导和不懈的支持，鼓励我敢于面对困难、勇于克服困难，让我始终坚持正确的方向。在王老师的耐心细致的指导下，我的专业知识得以扩充，科研能力得以提高，论文的工作也得以顺利的进行。在此，向尊敬的王振占老师表达我最诚挚的感谢！感谢微波室的张德海老师、董晓龙老师、张云华老师、张升伟老师等为本文的开题报告和中期报告提供了很多宝贵的意见和建议，在此向他们致以诚挚的谢意。感谢课题组的何杰颖师姐、陆浩师兄、李彬师兄、殷晓斌师兄、贺秋瑞师兄、董帅师兄、张雷师兄、谢莹师姐，他们耐心地帮助我解决学习科研上的问题，让我少走了很多弯路，也让我真正懂得了助人为乐的博大内涵。感谢微波室朝夕相处的同学们，尤其是金梦彤、李丹霜等同学对我的陪伴，是你们给我三年研究生的学习和生活带来了很多温暖与快乐。感谢研究生部的李燕秋老师、许贺楠老师和云婷老师，他们不仅为同学们做了大量的研究生工作，而且还努力满足我们的各项要求，给同学们创造了非常舒适的科研和生活条件，也给同学们组织了丰富多彩的活动。感谢爱护我的家人、朋友，你们是我坚强的后盾，在我遇到困难的时候寄予我无限的力量。最后感谢在百忙中参与本论文评审和答辩的各位专家和老师，谢谢您提出了宝贵的意见和建议！72
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