太阳光谱的连续偏振（加主页资料扣扣免财富值）
摘要：我们提出一个由可见太阳光谱中的辐射散射引起的连续偏振的理论研究。比较了来自九个不同的太阳模型大气的结果。断定了中心—边缘变化(CLV)以及依赖于连续偏振的波长，并且确定了模型大气依赖的来源。关键的物理量是散射系数和偏振形成层的温度梯度。
这里发展了可见光每个波长的接近理论连续偏振CLV的一个简单解析函数。假设产生偏振的散射层光学性地稀薄，并位于连续强度的形成层，然后建立在第一近似值上。解析函数的应用范围从偏振规模有用的零电平测定到使用经验性的中心—边缘曲线来约束太阳模型大气的诊断工作。
1.简介
最近的观察显示了太阳结构丰富的偏振，被称为“第二个太阳光谱”，因为它与普通未极化的强度谱没有丝毫相似之处，因此包含至少部分互补信息。这个结构是由于来自连续介质和线条同样重要的混合影响。连续谱通过辐射散射获得线性极化，主要是来自中性氢的瑞利散射和自由电子的汤森散射在。谱线的极化是由于原子束缚跃迁的相干散射引起的，并且由普遍存在的磁场而发生改变。
为了充分理解涉及到的不同的物理过程，我们需要解决它们。在本文中我们从连续谱开始。除了更好地理解物理学，这样一个研究在限制太阳模型大气和决策观测的极化规模零水平上很有用处。
利用太阳模型大气，输入通过数值解决偏振辐射的传输方程来获得的连续介质极化。不同的模型大气给出了不同程度的极化。因此和实验数据的比较可以使我们在几个太阳大气模型中进行选择。这种从4500?到8000?对于连续介质窗口的具有10-5的偏振灵敏度的观测在计划中但尚未提供。
对于具有汉勒效应的湍流磁场的诊断，需要精确知道真正的极化规模的零水平。汉勒效应，一个发生在当前磁场中的相干散射的相干现象在，导致了谱线核心的去极化。由于谱线和连续介质的极化通常是同一个数量级的，因此不能使用连续水平作为线性极化的参考。真正的极化零水平必须作为参考。由于仪器影响，真正的极化规模的零水平不具备足够的精度。然而，从理论思考中了解连续介质的极化程度，观察中的零水平可以确定。
在第二节中我们将描述相关的物理理论，数值技术和太阳模型大气的使用。在第三节中给出了两个计算机代码的测试。在第四节中我们通过阐述吸收，散射系数和温度梯度的角色，加强了对有关数量物理性的深刻理解。这是特别重要的是要知道连续介质极化形成层，因为它通常被假定位于连续介质强度形成层的上面。我们将说明这两层实际上是重叠的。最后，在第五节中，用以描述整个可见光谱范围连续介质极化的中心—边缘变化（CLV）的一个简单解析表达式被推导出并与理论数据作了拟合，提供整套计算极化值的一个便捷的近似算法表示。
2.理论方法
2.1.相关物理过程
为了定量描述辐射传输，物理过程必须被理解。传统上的区别是由纯吸收和散射之间产生的。这里我们关注导致连续谱的流程。
辐射场能量的纯吸收部分转换成气体的动能，从而被热化。作为第一次被Wildt 提出的，氢阴离子H?主宰了太阳光球中的连续介质吸收，也就是可见的连续介质
形成的位置。
我们计算机代码中的散射系数包含自由电子的汤姆逊散射和中性氢的瑞利散射两者的联合效应，前者独立于波长，后者遵循众所周知的λ?4定律。两个流程是一致的。在散射过程中入射的，各向异性的辐射场被极化。各向异性是散射偏振必备的先决条件，主要是强度CLV的结果，即临边昏暗。
2.2.偏振辐射传输问题的公式化
我们考虑一个具有平行平面，静态，均匀层的大气。磁场没有包括在计算之内。极化辐射场通过四个斯托克斯参数I，Q，U，V来描述，例如在Stenflo的结论中定义。如果我们选择坐标系，如斯托克斯参数Q代表关于平行方向到最近的太阳边缘的线性极化，上述假设说明斯托克斯参数U和V在本质上是零：
由此，我们可以将斯托克斯参数U和V从我们的考虑中排除，并定义斯托克斯向量为
我们引入μ=cosθ，这里θ是表面法线方向和视线的夹角。光学深度被定义为
z为几何高度，κc连续介质吸收系数，σc为散射系数。缺乏磁场时的偏振辐射传输通过方程描述为
总源函数为
（5）式中的第一项，与纯吸收相关，通过普朗克函数B v决定，如下
（5）式中的第二项包含所有于散射相关的辐射源，可以被写为
这里μ′代表在微元立体角dΩ′内的入射辐射方向。P R为瑞利位相矩阵，它控制着角相关的瑞利散射和汤姆逊散射。由下式给出
E11表示唯一非零元素E11=1的矩阵，代表非极化的各项同性的散射，而矩阵P2控制着线性极化散射并由下式给出
2.3.数值方法
计算机代码的结构如下：最重要的输入是太阳模型大气。第一步，在忽略偏振的情况下计算吸收和散射系数，κc和σc。这通过是用Carlsson的代码MULTI，在非长期演进技术的基础上解决氢辐射传输问题。在MULTI中κc和σc通过Gustafsson 的不透明程序包获得，将非长期演进技术考虑在内。第二步包括是用先前计算得到的κc和σc解决偏振传输方程（4）。
对于（4）式的解决方法，使用了一个标准技术，也就是所谓的辐射传输方法。辐射传输方法的思想是以限制于两个边界条件的二阶微分方程体系的形式写下每个深度点的传输方程，分别位于大气的顶部和底部。积分通过高斯求积和微分的不同公式近似，这可以得到一系列仍未解决的块方程组结构的线性方程。辐射传输方法详尽的描述由Mihalas给出。
下面是使用的边界条件：没有辐射从顶部进入大气，而在大气底部应用了扩散近似法。
2.4.考虑的太阳模型大气
我们考虑的九太阳模型大气用缩写来标签。脚注的数字表明当大气模型从最热过渡到最冷的大气的时候，如图1所示，给出了温度，它作为几何高度的函数。
3.计算机代码的检验
我们已经执行了两个测试以检查计算机代码。，第一个检验，在3.1节中讨论，包括计算一个特殊的情况下，也就是一个理想的散射大气。第二次检验，连续介质强度理论和观察的CLV在3.2节中比较。
3.1.纯散射大气
Chandrasekhar已经推导出辐射平衡时纯粹的散射大气情况下传输方程的精确解，其中角相关的散射由瑞利位相矩阵（8）控制。纯散射指的是一种具有恒净通量的守恒大气，其中不透明是由散射引起的，所以没有纯吸收发生。斯托克斯参数I/I center，这里I center表示光盘中心的强度，大气顶部的连续介质辐射场成分Q/I被证明是独立于频率和所有的热力学性质的，因为在辐射场和气体之间缺乏热耦合。我们已经利用下面的方式在计算中获得了一个纯粹的散射大气：散射系数被人为地重新定义为原始的κc和σc之和，而吸收系数设定等于零。在这些重定义之后大气不再是均一的。然而，Chandrasekhar的解决方案应该是与依赖于温度、密度和压力的深度无关的。
所有太阳模型大气对于所有考虑在内的波长，从4000?到8000?，极化和强度的中心—边缘变化确实呈现处相同的情况。此外，这些曲线正好再现了精确解，见图2。这证明了散射一直在代码中正确地运行。
3.2.与观测临边昏暗的比较
很多观测者已经测量了太阳临边昏暗。强度的CLV曲线由此获得，然后拟合到合适的分析函数或临边昏暗规则中，它通常含有多达五个拟合参数。一般来说这些
参数取决于波长。
通过计算与观测的CLVs的比较，我们选择了Neckel给定的解析临边昏暗法则L4（μ）。它不是声称函数L4（μ）代表太阳，但它预计能最好地描述平均太阳。由于临边昏暗可变性，任何新的测量会与这个表达式有所不同。同样的，我们的计算完美地复制它也是不可能的。然而我们期望平静的太阳模型计算得到的临边昏暗与经验数据很好地吻合。
图3给出了两个不同波长下FALC5的临边昏暗的观察值（实线）与计算值的比较（注意，MACKKL6与FALC5呈现处相同的结果）。右边的图代表的在考虑的光谱范围内最糟糕的情况。将利用Neckel法则的太阳实际CLV中的自然变化考虑存在内，我们可以得出结论，安静太阳的临边昏暗在我们的代码中得到了很好的再现。
4.连续介质偏振的情况
我们应用了2.4节中引入的在九种不同模型大气的计算机代码。在描述了连续介质极化结果之后，我们确定了波长依赖和不同模型大气之间差异的原因。散射系数和温度梯度被证明是最重要的物理量。
图4给出了计算的不同模型大气的连续介质极化，作为μ和波长的函数。我们可以总结得到最重要的结果：
—CLV主要由简单的几何学决定，因为瑞利和汤姆逊散射作为偶极散射。由于轴向对称散射，对于所有的模型，偏振在光盘中心消失。
—随着波长的增加，偏振降低的很快。主要是因为波长依赖于瑞利散射。在4.1.2节中我们将会给出由于波长依赖的普朗克函数造成的进一步影响。
—在模型组的每一个模型，对于较热的大气，偏振较小。
—对于没有色球层的两个模型大气AYCOOL8和AND9，偏振与其它模型大气相似。因此色球层对于偏振的形成看起来并不非常重要。AYFLUXT1和AYP2是这种规则的例外情况并且对色球层具有较小的影响，在4.2节中将会给出。
—两个平均太阳模型大气，FALC5和MACKKL6，只有在色球层的上部才显著不同。然而，它们的偏振几乎是相同的，这再一次证明上部色球层的低相关性。4.1.波长相关性
该部分致力于波长相关的连续介质极化的定性研究。基本点在图5中总结。下面的结果对所有模型都是有效的。下面的讨论分为两个部分，对应于两个最重要的物理量，即散射系数和温度梯度。
4.1.1. 散射系数
在4000?和8000?之间散射系数在光球中降低了大约10倍，见图5中的面板b和e。波长依赖的散射系数来自瑞利散射。较小的散射系数引起单位体积较小数量的散射过程，因此导致较低的极化。此外，4000?和6000?之间σc的差异比6000?和8000?之间要大，它通过较小波长时偏振的迅速下降很好地反映出来。
4.1.2. 温度梯度
温度梯度是直接对临边昏暗造成影响的。图5的面板c和f给出了斯托克斯参数Q 的影响函数达到最大值时的大气高度下的强度的CLV。在这样的高度，波长和模型都与之相关，临边昏暗与偏振形成最为相关。这在大气层的顶端将不是真的，
因为斯托克斯参数I和Q的形成高度会重叠。
临边昏暗范围越大，辐射场的各向异性越明显，产生的偏振就越强烈。图5清楚地表明昏暗范围随着波长的增大而降低。这增强了散射系数在较大波长时产生较小偏振的影响。
很有趣地指出波长与临边昏暗相关的事实至少可以部分地通过普朗克函数的属性来解释，如同S.K.Solanki向我们指出的那样。为简单起见，我们假设吸收系数是独立于波长的，并且连续介质强度是黑体辐射。我们考虑普朗克函数Bλ并利用T1> T2修正两个温度T1和T2。两个普朗克函数之间的比率，一个在温度T1，另一个在T2，如下给出
它有渐进值
若T1> T2，比值bλ是波长的单调递减函数，如图5的面板d所示，这里bλ在光球的两个典型温度上绘制。
在灰色大气中温度和光学深度之间的关系是独立于波长的。因此bλ在较大波长的下限值对应于一个不太明显的临边昏暗，与图5中的面板c和f一致。这反过来导致极化随着波长而减少，甚至是在灰色大气的情况下。
4.2. 模型相关源
在本节中调查了模型与连续介质极化相关的原因。由于总源函数（5）的形式，检测相对散射系数的影响是很自然的
然而这对于解释模型与连续介质极化的相关被证明是无意义的。而我们发现温度梯度结合散射系数σc，看来是最重要的，在图6中证明。现在我们讨论图中绘制的各种数量。
4.2.1. 影响函数
为了诊断工作知道出射辐射在大气中产生的位置是有用的。这个信息包含在影响函数C z中。比较不同太阳模型大气对极化的影响，我们引入了关于几何学高度z的影响函数，通过方程定义
(14)式的积分边界是为了正式的便捷而选择的。然而，积分从负无穷大到正无穷大产生的误差，而不是只在考虑的大气平板上积分整合，因此误差可以忽略不计。
图6 的面板e给出了斯托克斯参数I，C z
，I 和Q，C z
，Q
在6000?和μ=0.2时的影
响函数。在所有的模型中，C z
，I
在几何高度100km左右达到最大值，这表明连
续介质强度在较低的光球处形成。C z
，I
的最大值更大但仍然在光球内部。事实上极化主要在光球层形成，这解释了在冷却模型中色球层缺失的无关性。AYCOOL8和AND9，以及FALC5和MACKKL6模型极化的相等。只有在AYFLUXT1和AYP2中大气在色球层是斯托克斯参数Q的一个相关部分，这表明计算非长期演进技术的情况下计算不透明性的重要性。
需要指出根据式（14）的定义，影响函数C z
，Q
与σc成比例而不是ρ。因此，当解释影响函数时，σc是一个相关量。
4.2.2. 相对散射系数
在九个模型大气光球层中ρ的值都是非常相似的。因此ρ不会导致光球中托克斯参数Q形成的大气之间极化的不同。虽然AYFLUXT1和AYP2在色球层中有一个非常小的ρ，它们的出射极化并不是相应地减少的。我们认为ρ在不同的模型大气解释连续介质极化的多样性上是微不足道的。
4.2.3. 散射系数
对于所有的模型大气，在光球层中散射系数也差不多是相同的，因而不会导致模型的依赖。只有在AYFLUXT1和AYP2的情况下色球层不能被忽视的。尽管与AND9相比AYFLUXT1具有较弱的临边昏暗，前一个模型的色球层中一个显著更高的σc导致相应的更大的极化。
4.2.4. 温度梯度
根据图6中的面板e，在所有模型大气中强度产生在光球层。因为强度源函数一阶近似于普朗克函数，连续介质强度的CLV直接与温度梯度相关，这已经被面板b 和c的检验确认：光球层中更大的温度梯度（大约在0到500km之间），临边昏暗更为明显。
现在让我们考虑模型大气FALF4，FALA7和AND9。σc和ρ之间的差异很小。然而，临边昏暗曲线并不相同，更大的强度的CLV对应于这些大气更高程度的极化。
5.分析表示
为了简化与实验数据的比较，我们确定了一个解析表达式，与Stenflo等人引入的表达式相似，接近所有可见波长和九个太阳模型大气的连续介质极化的CLV曲线。因为这个函数主要是基于物理的考虑，它为我们提供了太阳大气中连续介质极化形成一个更好的理解。
这里我们研究了分析表示的适用性和准确性。之后我们的目的就是利用它来观察连续介质极化的中心—边缘变化来确定极化规模的零水平并将它应用到诊断工作中。
5.1. 分析函数
Stenflo等人引入了当散射层光学地稀薄并且位于强度的主要部分形成层的上部时，可以描述连续介质极化的CLV函数。关于μ的函数如下给出
这里qλ为一个比例常量。然而，由于连续介质极化是独立于波长的，qλ为测量极化的程度量，必须是波长的函数。
让我们总结一下函数（15）的特殊形式被选中的原因。假设大气是成平行面的，其中散射是局限于一个强度产生的平板的上方层。这对应于舒斯特尔—史瓦西模型。在光学稀薄散射层中的路径长度以1/μ来衡量。出射斯托克斯参数Q与Q的源函数是成正比，由于瑞利相矩阵，它以（1-μ2）来衡量，从方程（9）中可以看出。这些考虑暗示
从部分偏振的方面来表达，我们可以得到式（15）。按照光盘中心将强度正常化使的Q无量纲。
在图6中我们注意到斯托克斯参数I和Q的影响函数实际上部分重叠。测试运行显示重叠甚至向更小的μ值增加。这表明舒斯特尔—史瓦西模型不是一个理想的描述。不过，由于斯托克斯参数Q的影响函数的峰值位于对斯托克斯参数I影响最大的点上方，我们可以预计舒斯特尔—史瓦西模型作为一阶近似值是有用的。为了修正高阶偏差，我们在函数（15）中引入第二个参数mλ，如下：
至于qλ，我们假设参数mλ是独立于μ的，尽管它可能随波长而变化。
而（15）式形式的选择基于简单的物理参数，mλ的引入通过数学简化比物理推理而更具有目的性。物理学如下进入:：我们将在下一节中看到mλ是正值并且远小于单位一。因此它只与较小的μ值相关，从而说明斯托克斯参数I和Q的影响函数在较小的μ值下增加的情况的原因，这导致与简单的舒斯特尔—史瓦西模型更大的偏差。此外原始函数（15）在μ→0时发散。这显然是非物质性的，因为对于足够小的μ，散射层沿着视线光学性地变厚。只要mλ是正值，通过保持μ=0时偏振的有限，mλ的引入会改进这个情况。
我们已经对（17）式执行最小二乘法拟合到极化CLV的计算。这给了我们在不同波长和模型大气下的qλ和mλ的值。波长和模型依赖的两个参数在下面将明确给出。
计算结果表明mλ虽然需要改进拟合度，对模型大气的选择相当迟钝。因此当mλ修正之后函数（17）适合理论的CLV曲线。因此只有qλ是不受约束的，模型依赖的参数。在图7中参数qλ和mλ作为波长和模型大气的函数。
5.2. 依赖波长的参数mλ
依赖波长的参数mλ通过线性方程表达
这里系数b i对于所有的模型是相同的，它们的值由表1列出，波长通过?表示。
5.3. 依赖波长的参数qλ
依赖波长的参数qλ通过表达式很好地描述
需要指出左手边给出了qλ以10为底的对数而不是qλ本身。系数a i在表1中列出，波长通过?表示。至于mλ我们发现令a2在模型之间自由变化是不需要的，但是我们可以保持它对于所有模型都是一个固定值。
保持表中给定的a i的四位有效数字是绝对必要的。原因是通过解析函数得到的中心—边缘曲线对qλ的微小变化非常敏感。表1说明a2可能被忽视，因为它一个比a1小104的因素。然而，这个巨大的因子是波长通过?来测量的原因。式（19）中包含a0，a1和a2的这一项实际上具有相同的数量级。
5.4. CLV曲线
我们测试了不同模型大气下式（17）与我们连续介质极化CLV的计算结果。图8显示了两个不同的模型大气和两个固定波长下的测试结果。左边的面板代表最好的拟合结果，而右边的面板显示了最糟糕的拟合结果。
mλ的引入已经大幅改进了理论数据的表示。当μ<0.05时，对于大多数模型大气和波长，来自理论曲线的解析函数的主要偏差非常接近边缘。由于接近边缘的观察值由于观测非常困难，又因为解析函数（17）的引入主要是为了简化同观察值的比较，我们可以得出结论，采用的用来描述连续介质极化的CLV的函数形式是适当的。
6.结论
我们使用计算机代码实施了辐射转移方法，解决了连续介质中极化辐射的辐射传递方程，它是由瑞利和汤姆森散射产生的。我们已经给出了定性物理论证来解释在连续介质极化的波长和模型大气上的相关性。
波长相关性是由于散射系数，根据瑞利散射已知的λ-4定律和连续介质强度CLV 而变化。有趣的是需要注意，即使对于灰色大气，在长波长时偏振是较小的，因为普朗克函数的属性。对于一个给定的温度差异，普朗克函数的相对变化向着长波长而单调减少，从而导致强度的中心—边缘变化更少的陡峭。
模型对连续介质极化的依赖主要是由于临边昏暗和温度梯度。散射系数是不那么重要，因为所有的模型中在光球层它是几乎相同的。然而，它在磁流管模型（AYFLUXT1）和色球模型大气中确实起到作用，其中给出了存在非常高的散射系数的色球层对连续介质极化的影响。
我们引入了解析函数（17）来描述所有9个模型大气和所有可见光波段计算的连续介质极化的CLV。对于mλ=0这个函数形式从一个位于连续介质强度形成层上方的光学稀薄散射层的简单假设产生。因为我们的理论计算表明这种假设只是部分满足，参数mλ被引入。
表达式（17）很好地适于计算连续介质极化的CLV曲线，这证明了这种表示的有效性。qλ和mλ的波长变化通过简单解析表达式给出，它允许我们检索所有可见波长和μ>0.05下极化的CLV。接近边缘（在反正割）近似表达式（17）变得更糟。在未来的工作中我们计划测量可见部分太阳光谱选定窗口的连续介质极化。分析函数适合观察的CLV曲线。这使我们能够确定有问题的极化规模的零点。拟合值qλ也可以被用来约束模型大气。我们进一步打算探索连续介质和线系之间的非线
性耦合以获得第二个太阳光谱更完整的理解。
图1
图2
图3
图4
图5
图6
图7
图8 表1
主要用途： 圆偏振荧光在发光材料、生物蛋白、信息显示存储、电子学、非线性光学等领域有广泛的用途和应用前景，引起科学家极大的关注和兴趣。采用圆偏振荧光光谱仪可提供分子激发态的结构信息，表征聚合物结构，成为研究有机化合物的立体构型的一个重要方法。工作原理： 光是一种电磁波，可用振动的电场和与之垂直的磁场来描述，若光波在其传播途径中具体某一点上只有一个振动方向，但振动方向随光波的传播而有规律的偏转一定角度但振幅不变，其电场矢量末端的运动轨迹为螺旋状，该螺旋的横截面为圆形，这种偏振光为圆偏振光。人们在圆二色的基础上，发现圆偏振荧光的左、右圆偏振光的强度不同。通常以左、右圆偏振荧光的强度差CPL=△F= FL-FR，作为圆偏振荧光的量度。
之前文献报道的圆偏振荧光检测都是在相关科研工作者自己设计和建造的仪器上进行的。直到1972年以色列魏茨曼科技学院Steinberg和Gafni (SG) 提出图一A所示的圆偏振荧光调制测量方法，基本组成部分为：激发源、单色器、样品、光学弹性调制器、偏光片、发射单色器、光电倍增管、锁相放大器及计算机。该方法将调制后的光电信号和PEM光学弹性调制器信号输入给锁相放大器，通过二者频率与相位锁相从荧光中提取圆偏振荧光。 1982年荷兰莱顿大学的Schippers，van den Beukle和Dekkers (SBD)提出了图一B所示的圆偏振荧光测量方法，该方法利用光子计数取代锁相放大器，解决了锁相放大器的输出不稳定问题。其后复杂蛋白结构测量主要采用的是该方法，但是对于弱的圆偏振荧光测量还是速度很慢。 1992-1995年期间，随着TDC时间数字转换器等电子技术的发展，美国密西根大学的Schauerte，Steel，和Gafni (SSG) 进一步提出了图一C所示的圆偏振荧光直接相减测量方法。该方法采用DGG延迟选通脉冲发生器，分别测量△F= FL-FR公式中的FL左圆偏振荧光和FR右圆偏振荧光，两者相减直接得到真正的圆偏振荧光△F，利用公式glum=2（FL-FR）/（FL+FR）求得不对称因子。该方法同时解决了以上两种方法中锁相环输出不稳定与测量速度慢的问题，使用该方法商业化生产的圆偏振荧光光谱仪主要是美国Olis公司圆偏振荧
空间目标轨道分布特性分析实验报告 一、实验目的 1、了解空间目标轨道分布规律； 2、掌握TLE数据格式分析方法； 3、掌握空间目标高度分布特性分析方法与过程。 二、实验环境 Matlab或C语言 三、实验原理 1、空间目标及其分布 空间目标广义是指离地球表面120公里以外空间的所有目标，包括自然天体和人造天体。本研究报告中的空间目标系指环绕在地球周围数万公里内的人造天体，包括卫星、平台和运载，以及上述目标解体后形成的空间碎片。对这些人造目标进行监视属空间目标监视系统的范畴。 根据有关研究，环绕地球的空间目标数目大约为35,000,000，其中大小在1～10cm的约110,000个，大于10cm的在8000个以上。目前美国空间目标监视系统可对30cm以上的空间目标进行例行的日常观测，对10cm以上的目标可能观测到，但不能保证例行的日常跟踪。上述空间目标中，到2008年8月24日，被美国空间目标监视系统编目过的空间目标数目为33311个，其中21597个已经陨落，11714个仍在轨。 } 空间目标都有一定大小、形状，运行在一定轨道上，使得每一空间目标都有其独特的轨道特性、几何特性和物理特性。这些特性奠定了对空间目标进行定轨和识别的基础，尤其是在用航天器一般都有特定的外形、稳定的轨道、姿态、温度等特性，是空间目标识别的主要技术支撑。 空间目标监视的核心任务是对空间目标进行探测、跟踪和识别。获取空间目标的几何特征、物理特征和运动参数等重要目标信息，进而确定目标威胁度、警戒空间碰撞、提供安全告警信息，是实施防御性空间对抗和进攻性空间对抗的基础。其中在空间目标的识别过程中，空间目标的轨道特性是主要依据，而其几何特性和物理特性则是对其轨道特性的进一步补
第37卷第7期 光电工程V ol.37, No.7 2010年7月Opto-Electronic Engineering July, 2010 文章编号：1003-501X(2010)07-0024-06 空间目标的光学偏振特性研究 李雅男，孙晓兵，乔延利，洪津，张荞 ( 中国科学院通用光学定标与表征技术重点实验室；安徽光学精密机械研究所，合肥 230031 ) 摘要：偏振特性是光与物质相互作用所表现的重要特性之一，与物质的性质密切相关。空间目标偏振特性可能会因为特定空间目标组成材料和空间目标轨道不同而存在差异，因此为空间目标的探测和识别提供了科学依据。本文通过空间目标材料以及典型空间目标模型的多角度偏振成像特性试验测量，分析了空间目标偏振特性及其变化机理。结果表明，空间目标表面材料的偏振特性对于目标的识别具有很重要的作用，太阳能电池板的姿态对卫星的偏振特性影响尤为明显。本文研究可以为空间目标光学偏振探测与识别提供应用基础研究支持。 关键词：物理光学；目标探测；偏振特性；空间目标 中图分类号：O436.2 文献标志码：A doi：10.3969/j.issn.1003-501X.2010.07.005 Photopolarimetric Characteristic of Space Target LI Ya-nan，SUN Xiao-bing，QIAO Yan-li，HONG Jin，ZHANG Qiao ( Key Laboratory of Optical Calibration and Characterization, Anhui Institute of Optics and Fine Mechanics, Chinese Academy of Sciences, Hefei 230031, China ) Abstract：Polarization is one of the important optical characteristics of target. Certain materials used in constructing satellites possess unique polarization because of certain space target designs and different orbits. Thus polarization can be considered for target detection and recognition. Photopolarimetric characteristic of space target materials and model are measured and analyzed. Results show that the polarization properties of material are significant for target detection, and the attitude of solar panel has great effect on the polarization of satellite. This research can give support to the application for space target detection and recognition. Key words：physical optics; target detection; polarization; space target 0 引 言 地基光学探测系统对深空目标的探测有重要的作用，为了达到探测和识别目标的目的目前已经发展了若干种探测手段[1]，例如，Sanchez等根据高轨碎片的光度特性来判断目标的生存状态以及特征[2]，通过同时性的多色测光来判断不同卫星平台[3]。Jorgensen等人表明由于不同材料的空间目标具有不同的光谱反射率，因此采用低色散光谱观测对于目标的识别有重要的作用[4]。而目标的偏振特性由于反映了材料的本征特性也在空间目标的探测中也得到了应用，Stead在美国俄亥俄州Sulphur Grove观测站，在光电望远镜上加上偏振分析器完成空间目标的偏振观测，测量到一个卫星的偏振度最大达39％[5]。Kissel研究表明空间目标反射太阳光的偏振程度是很高的，并将偏振结果看成由漫反射和镜反射混合而产生的，按照这种假设理论计算与观测结果符合的比较好，他认为这足以证明偏振特性可以作为研究空间目标材料在太空中所受的影响[6]，Beavers等人通过不同形状的卫星的光学偏振观测，表明偏振观测可以作为测试在轨目标状态、判断目标材料、探测目标在深空中暴露对其光学特性影响的一种手段，并将铝质材料和太阳能板表面的卫 收稿日期：2010-01-11；收到修改稿日期：2010-05-11 基金项目：国家863计划资助课题(2002AA731041)；安徽省红外与低温等离子体重点实验室基金项目资助课题(2007C003018F) 作者简介：李雅男(1984-)，女(汉族)，江西九江人。博士生，主要从事遥感信息定量化的研究。E-mail：yananli@https://www.doczj.com/doc/107899231.html,。
太阳光谱的连续偏振（加主页资料扣扣免财富值） 摘要：我们提出一个由可见太阳光谱中的辐射散射引起的连续偏振的理论研究。比较了来自九个不同的太阳模型大气的结果。断定了中心—边缘变化(CLV)以及依赖于连续偏振的波长，并且确定了模型大气依赖的来源。关键的物理量是散射系数和偏振形成层的温度梯度。 这里发展了可见光每个波长的接近理论连续偏振CLV的一个简单解析函数。假设产生偏振的散射层光学性地稀薄，并位于连续强度的形成层，然后建立在第一近似值上。解析函数的应用范围从偏振规模有用的零电平测定到使用经验性的中心—边缘曲线来约束太阳模型大气的诊断工作。 1.简介 最近的观察显示了太阳结构丰富的偏振，被称为“第二个太阳光谱”，因为它与普通未极化的强度谱没有丝毫相似之处，因此包含至少部分互补信息。这个结构是由于来自连续介质和线条同样重要的混合影响。连续谱通过辐射散射获得线性极化，主要是来自中性氢的瑞利散射和自由电子的汤森散射在。谱线的极化是由于原子束缚跃迁的相干散射引起的，并且由普遍存在的磁场而发生改变。 为了充分理解涉及到的不同的物理过程，我们需要解决它们。在本文中我们从连续谱开始。除了更好地理解物理学，这样一个研究在限制太阳模型大气和决策观测的极化规模零水平上很有用处。 利用太阳模型大气，输入通过数值解决偏振辐射的传输方程来获得的连续介质极化。不同的模型大气给出了不同程度的极化。因此和实验数据的比较可以使我们在几个太阳大气模型中进行选择。这种从4500?到8000?对于连续介质窗口的具有10-5的偏振灵敏度的观测在计划中但尚未提供。 对于具有汉勒效应的湍流磁场的诊断，需要精确知道真正的极化规模的零水平。汉勒效应，一个发生在当前磁场中的相干散射的相干现象在，导致了谱线核心的去极化。由于谱线和连续介质的极化通常是同一个数量级的，因此不能使用连续水平作为线性极化的参考。真正的极化零水平必须作为参考。由于仪器影响，真正的极化规模的零水平不具备足够的精度。然而，从理论思考中了解连续介质的极化程度，观察中的零水平可以确定。 在第二节中我们将描述相关的物理理论，数值技术和太阳模型大气的使用。在第三节中给出了两个计算机代码的测试。在第四节中我们通过阐述吸收，散射系数和温度梯度的角色，加强了对有关数量物理性的深刻理解。这是特别重要的是要知道连续介质极化形成层，因为它通常被假定位于连续介质强度形成层的上面。我们将说明这两层实际上是重叠的。最后，在第五节中，用以描述整个可见光谱范围连续介质极化的中心—边缘变化（CLV）的一个简单解析表达式被推导出并与理论数据作了拟合，提供整套计算极化值的一个便捷的近似算法表示。 2.理论方法 2.1.相关物理过程 为了定量描述辐射传输，物理过程必须被理解。传统上的区别是由纯吸收和散射之间产生的。这里我们关注导致连续谱的流程。 辐射场能量的纯吸收部分转换成气体的动能，从而被热化。作为第一次被Wildt 提出的，氢阴离子H?主宰了太阳光球中的连续介质吸收，也就是可见的连续介质
空间目标特性分析与成像仿真技术研究 英文题名 Small Target Characteristical Analysis and Imaging Under Space Clutter 关键词运动特性; 温度场; 动能拦截器; 探测距离; 信噪比; 英文关键词 movement characteristics; temperature field; EKV; detection distance; signal-to-noise ratio; 中文摘要大气层外动能拦截弹在进行弹道导弹防御以及空间对抗环境中,大量采用了可见光红外等光学成像探测器。分析与研究空间目标在光学探测器上的成像特征,是实现空间目标探测、识别以及系统评估的关键。空间目标特性分析与成像仿真技术是一项综合讨论空间目标所处环境状态、目标材料特征、目标形状特征、目标运动姿态变化特征、热辐射特征、空间辐射传输理论、探测器性能以及目标成像特点的课题,是为进行空间目标检测以及识别而开展的先导性研究。本课题立足于理论建模,对空间目标在探测器中的成像特性进行研究,最后得到包含目标以及诱饵在内的红外图像序列。论文的主要研究内容如下: 1、提出矢量分解与坐标系映射法,很好的解决了空间非圆对称凸体目标在同时受到自旋运动以及进动影响下的面元法线方向的变化建模难题。 2、提出目标中心坐标系,研究了在此坐标系中各种辐照的实时方向矢量计算方法,详细推算了太阳高度角以及方位角。采用面元分割法,分析了空间凸体目标的表面几何结构。 3、建立了矢量表示的面元热平衡方程,对方程中的多项参数计算进行了优化,大大减少了计算量。 4、研究了温度对于光谱辐射亮度的影响。为得到较高信杂比,提出最优... 英文摘要Many visiable light and infrared detectors have been adopted for Exoatomospheric Kill Vehicle(EKV) usage in Ballistic Missle Defence and Space Countermeasure. Optical characteristics’analyse and study of spacial targets in the view field of EKV is the key technology for target detection, target identification and system efficiency estimation 摘要 9-10 ABSTRACT 10 第一章绪论 11-16 1.1 课题背景 11-12 1.2 国内外研究现状 12-14 1.3 课题的主要研究内容 14-15 1.4 本文的篇章结构安排 15-16 第二章空间目标的运动特性分析 16-35 2.1 引言 16 2.2 目标中心坐标系以及面元分割16-19 2.3 空间目标的几何模型分析 19-33 2.3.1 太阳光照模型 20-24 2.3.2 目标运动模型 24- 31 2.3.3 目标辐射成像模型 31-33 2.4 小结 33-35 第三章空间目标的温度特性分析 35-59 3.1 引言 35 3.2 目标面元受热模型 35-41 3.2.1 太阳直接辐照功率 36 3.2.2 地球自身辐照功率 36-38 3.2.3 地球反射太阳光辐射功率 38-39 3.2.4 目标对外能量辐射功率 39 3.2.5 目标升温吸热内能增加 39- 40 3.2.6 目标表面各个面元温度不均引起的传热效应 40- 41 3.2.7 目标自身的内部器械产生的热能 41 3.2.8 热平衡方程 41 3.3 目标温度特性仿真 41-53 3.3.1 球形目标 42-44 3.3.2 锥形目标44-46 3.3.3 碎片目标 46-48 3.3.4 三角棱台目标 48-53 3.4 空间目标辐射成像分析 53- 57 3.4.1 目标波段因素 53-56 3.4.2 探测
第四章振动光谱Chapter Four Vibrate Spectroscopy
4.1、基本原理Principles 4.2、红外光谱Infrared spectroscopy 4.3、红外光谱实验技术Experiment Technique of IR
4.1 基本原理Principles 4.1.1 光谱学基础Spectroscopy 4.1.1.1 光谱Spectroscopy 4.1.1.2 光的波粒二象性Wave-particle duality 4.1.1.3 光的能量组成The Compose of light 4.1.1.4 分子的能量组成The Compose of Molecular energy 4.1.2 分子振动模型 The model of Molecular Vibration 4.1.2.1 双原子分子的弹簧模型 The Spring Model of diatomic molecule 4.1.2.2 基本振动的类型 The Type of Fundamental Vibration 4.1.2.3 红外吸收产生的必要条件
4.1 基本原理principles 4.1.1 光谱学基础Spectroscopy 4.1.1.1 Spectroscopy Spectroscopy 光谱 研究光谱理论及其应用的光学学科分支 IR、UV-Vis、NMR、AAS…spectroscopy
4.1 基本原理principles 4.1.1 光谱学基础Spectroscopy 4.1.1.2 光的波粒二象性wave-particle duality 光是一种电磁波(electromagnetic wave)，同时具有粒子性，具有波粒二象性(wave-particle duality) 波动性可用波长(wavelength) （λ），频率(frequency)（ν）和波数(wavenumber)（σ）来描述。
一、偏振探测原理 在介质中传输的光，与介质发生相互作用后，其偏振状态的斯托克斯参数或琼斯矩阵会发生变化，改变的程度与介质的物理特性（如其介质特性、结构特征、粗糙度、水分含量、观察角、辐照度等条件）密切相关。 利用光（主要为偏振光）来照射被测物质，经被测物与偏振光的相互作用后偏振光的偏振信息将按规律产生相应的变化，通过检测这种偏振信息的变化来实现测量该被测物的属性，是偏振探测的物理基础。 偏振光的检测是偏振光的应用和偏振探测的一个重要问题，偏振光的检测主要包括偏振光的强度、相位、和取向三个参量的定性分析和定量测量，其基本方法是把上述三个参量的测量转化为光强的测量。 二、偏振探测与雷达探测的对比 在目标识别应用上,与主动雷达扫描方式不同,偏振成像设备体积小、功耗低,探测对象是物体主动发射或反射的电磁波中的偏振部分,便于自身隐蔽。 三、偏振探测与传统成像的对比 在传统的图像处理、分析过程中所使用的技术都是基于光的强度特征和波长特征所提供的信息,这使现有的图像处理、分析以及理解算法很复杂,并且只能对图像中目标的轮廓、类别等做一些初步的分析和理解[5];而偏振图像有其自己统一简单的算法[6],其结果在图像
目视效果方面明显。偏振探测的特点（相对于普通成像技术）： ①偏振探测有助于辨别具有不同质地的目标; ②偏振图像与光强度图像相比,对比度提高; ③偏振图像对置于在背景之上物体的边缘增强效果明显; ④偏振图像与波段有依赖关系; ⑤偏振度与物体表面粗糙度、观测角等依赖关系较 四、多光谱技术 物质的化学组成或结构的不同,导致它们的能带结构以及转动、振动能级不同,其结果使它们的发射光谱、反射光谱、荧光光谱或拉曼光谱也会不同。因此,可通过探测空间光谱分布来探测物质及其在空间上的分布特性。这种技术称为多光谱技术,它建立在能带理论基础之上,其技术基础是光谱分辨和光谱探测技术。 目前多光谱技术有两种不同的含义[1]:一是利用物体的发光或反射光特性,通过光谱分辨技术获取物体的特征光谱信息,来识别物体;二是利用光与物质的相互作用使光发生某种变化,并探测光的变化来获取物质的有关特征信息。后一种多光谱技术所探测的光的变化可能是光谱的变化,或是光强度、偏振等参量的变化。
太阳辐射 一、太阳辐射光谱和太阳常数 太阳辐射光谱 太阳辐射中辐射能按波长的分布，称为太阳辐射光谱，见图2.4。从图中可看出，大气上界太阳光谱能量分布曲线，与用普朗克黑体辐射公式计算出的6000K的黑体光谱能量分布曲线非常相似。因此可以把太阳辐射看作黑体辐射。太阳是一个炽热的气体球，其表面温度约为6000K，内部温度更高。根据维恩位移定律可以计算出太阳辐射峰值的波长λmax为0.475μm，这个波长在可见光的青光部分。太阳辐射主要集中在可见光部分（0.4～0.76μm），波长大于可见光的红外线（＞0.76μm）和小于可见光的紫外线（＜0.4μm）的部分少。在全部辐射能中，波长在0.15～4μm之间的占99%以上，且主要分布在可见光区和红外区，前者占太阳辐射总能量的约50%，后者占约43%，紫外区的太阳辐射能很少，只占总量的约7%。 太阳常数 太阳辐射通过星际空间到达地球表面。当日地距离为平均值，在被照亮的半个地球的大气上界，垂直于太阳光线，每秒每平方米的面积上，获得的太阳辐射能量称为太阳常数，用Rsc (Solar constant)
表示，单位为（W/m2）。太阳常数是一个非常重要的常数，一切有关研究太阳辐射的问题，都要以它为参数。关于太阳常数的研究已有很长历史了，早在20世纪初，人们就已经通过各种观测手段估计它的取值，认为大约应在1350～1400W/m2之间。太阳常数虽然经多年观测，由于观测设备、技术以及理论校正方法的不同，其数值常不一致。据研究，太阳常数的变化具有周期性，这可能与太阳黑子的活动周期有关。在太阳黑子最多的年份，紫外线部分某些波长的辐射强度可为太阳黑子最少年份的20倍。近年来，气候学家指出，只要地球的长期气候发生1%的变化，就会引起太阳常数的变化。目前已有许多无人或有人操作的空间实验对太阳辐射进行直接观测，并在宇宙空间实验站设计了名为“地球辐射平衡”的课题，其中一个重要项目就是对太阳辐射进行长期监视。这些观测数据将对进一步了解大气物理过程及全球气候变迁的原因有很大帮助。1981年世界气象组织推荐的太阳常数值Rsc=1367±7（W/m2），通常采用1367W/m2。 二、太阳辐射在大气中的衰减 太阳辐射通过大气层后到达地球表面。由于大气对太阳辐射有一定的吸收、散射和反射作用，使投射到大气上界的辐射不能完全到达地表面。图2.4最下面的实曲线表示太阳辐射通过大气层被吸收、散射、反射后到达地表的太阳辐射光谱。
国内空间目标散射建模总结 2011年，南京理工大学的徐实学在其博士论文《材质表面散射光偏振特性分析用于空间目标探测的研究》中，研究了典型空间目标材料散射光的偏振度等偏振特性，对不同飞行姿态和探测环境的空间目标偏振特性分析方法进行了讨论。文中的讨论是基于实验测量的数据进行的，没有应用具体形式的BRDF模型。 2004年，63916部队和中科院光电技术研究所的李淑军等人在《带太阳能帆板的卫星光度特性分析》中，研究了卫星主体和帆板两种基本结构在一定漫反射率情况下的地面照度计算公式，理论计算表明，虽然太阳能帆板的漫反射率要比卫星主体低30倍，但在卫星地面照度的计算和实际观测中仍不应忽略。 2010年，咸阳师范学院的王明军等人在《复杂环境下具有轨道特征目标模型光散射特性研究》中，将BRDF应用于卫星散射特性研究，但是都是测量获得而没有理论模型，文章给出了空间目标模型表面不同反射率材料对可见光散射光谱特性，以及在相同反射率条件下光散射强度随轨道高度分布特性。 2009年，长春光机所的张景旭在《国外地基光电系统空间目标探测的进展》中，介绍了国外先进地基空间监视系统的发展现状，从地基光电系统观测空间目标的角度介绍了美国星火靶场和毛伊岛光学站的情况和设备，提供了国外地基空间目标光学探测的重要参考资料。 2010年，电子工程学院的杨明等人在《基于BRDF条件下卫星可见光散射特性分析》中，将单一波长BRDF测量方法扩展到可见光波段的加权平均测量，利用实验测量的BRDF数值求解出卫星表面材料的BRDF的三维特性。 2008年，西安电子科技大学和安徽光机所的吴振森、曹运华、魏庆农等人在《基于粗糙样片光BRDF的空间目标可见光散射研究》中，利用遗传算法，结合实验测量的五参量BRDF模型参数，获得了目标样片平均BRDF的参量化统计模型。结果显示因为卫星包覆材料和太阳能电池板都比较光滑，所以整个卫星的可见光散射强度仅在卫星某些面的镜反射方向有较大值，而在其它方向的值都很小。 2009年，哈尔滨工业大学的汪洪源等人在《基于双向反射分布函数的空间卫星紫外动态特性研究》中，面向天基探测对卫星紫外特性进行建模，BRDF模型选用Davies模型，由于地球大气层吸收紫外光，文章考虑太阳光和月球漫反射光对卫星反射紫外光进行计算，给出了比较完整的目标特性计算流程。空间目标
椭偏光谱原理和技术 本章通过介绍椭偏光谱的基本原理、光度型椭偏光谱仪以及椭偏光谱分析特点，给出了椭偏光谱技术在离子注入的辐照损伤以及材料光学性质研究中的应用和局限。利用椭偏光谱技术，结合其它分析手段并建立精细的分析模型，椭偏光谱技术能够从复杂的材料结构中，快速、精确和方便地测量并分析各层结构的厚度、成份、气孔率和光学常数。椭偏光谱技术将在材料的光学性质研究和离子注入的辐照损伤研究等方面发挥积极的作用。 §3.1 引言 椭偏术（Ellipsometry）起源于一百多年前，它是一种用来研究媒质界面或薄膜特性的光学方法[1-2]。其原理是利用偏振光束在界面或薄膜上的反射或透射时出现的偏振态的改变来研究表面薄膜厚度、光学常数、膜性质和结构以及基体光学性质和结构等。早期的椭偏术多半采用消光方式，它的结构简单，已被沿用了上百年。这种方式在实验中需要使用一个1/4波片，这限制了工作波长范围，因此难以被用于材料的光谱学研究。此外，测量过程多半靠手动完成，比较费时。为了克服这些缺点，实现研究材料的光学特性随光子能量变化的关系，人们对实验方法进行了改进，考虑省去1/4波片，而采用光度型的椭偏检测方法[3]。在实验中，固定起偏器方位角，同时连续旋转检偏器。因此，只要读取不同检偏方位角的光信号强度，就能通过计算分析得到完整的椭偏参数。但由于实验中涉及到大量的数据处理和繁复的三角函数计算，为获得一条谱线所消耗在测量操作和计算上的时间太多使得这种有用的方法在很长一段时间没有得到广泛的应用。计算机（尤其是PC机）的出现和计算技术的不断提高给这种方法注入了新的活力，并得到了迅速的发展。目前，随着计算机制造业的迅猛发展，超大型集成电路对芯片不断提高质量和扩大用途的要求，促进了椭偏仪制造业和SE技术的发展。以90年代初至今为例，美国的椭偏仪生产厂家已
空间目标温度的地面测量 WANG Guo-qiang,WU Yuan- hao,WANG Jian-li,ZHAO Jin-yu Changchun Institute of Optics, Fine Mechanics and Physics, Chinese Academy of Sciences,Changchun 130033, China 摘要：空间目标的多波段红外数据可用于目标识别与空间监视等领域。目标的这些辐射特性可以通过分析相关数据来获得。这些辐射特性包括温度、辐射范围、发射率、吸收率、反射率和时间趋势。空间目标的红外辐射温度是一个重要的特点，从这个特点出发可以判断空间目标在轨道中的运行状态。我们采用测量目标的光谱分布和与普朗克公式对比数据的方法来确定红外辐射温度。为了提高测量的精度，我们有效地优化了中心波长和中心带宽。我们还使用了一个简单的程序来实现温度测量。 关键词：温度；波长；带宽 一、引言 温度是空间目标的一个主要的红外特性，我们不仅可以通过测量空间目标的温度来判断其性质和运行状态，还可以通过测量空间目标的温度来提供升级和检测其装备使用情况的基站来检测目标。在较低温度（180k—360 K）和距离观测站较远的情况下，由于空间目标的红外辐射信号模糊不清，衡量空间目标的温度显得非常困难。目前，通过测量双波长通量并将数据拟合普朗克公式来确定物体温度的测量方法正成功地运用于高温测量。然而，关于物体的低温测量，尤其是空间目标的低温测量的报告却是少之又少。在本文中，我们尝试利用优化中心波长（测量空间目标温度的一个重要指标）的方法来完成温度测量。 空间目标的通量辐射需要在两个窄带中测量得来。我们构建了两个窄波段通量的比例，然后将这些数据与普朗克公式相拟合以便计算温度。为了确保较高的精度和较强的抗干扰能力，这是测量温度的一个常用方法。该方法的要点是选择合理的中心波长和带宽来提高计算精度。
第2卷第3期2015年9月 深空探测学报 J o u r n a l o fD e e p S p a c eE x p l o r a t i o n V o l.2 N o.3 S e p t e m b e r2015空间碎片偏振光谱成像探测技术研究 姜会林,江伦,付强,董科研 (长春理工大学空地激光通信国防重点学科实验室,长春130022) 摘要:随着太空探索活动的逐年增多,人类对空间碎片的探测显得越发重要三文章首先介绍了探测空间碎片的意义及其常规的光电探测方法,并分析了探测空间碎片的主要难点;在此基础上,结合空间碎片的具体特征,提出一种对空间碎片进行探测与识别的新方法,即将成像二光谱二偏振三个光学基本量同时使用,通过多元特征融合等识别技术,实现对空间暗二弱二小碎片的高效探测,并对新方法中的关键技术进行了分解和可行性分析三关键词:空间碎片;偏振光谱成像;光电探测 中图分类号:V520文献标识码:A 文章编号:2095-7777(2015)03-0272-06 D O I:10.15982/j.i s s n.2095-7777.2015.03.014 0引言 空间碎片是指宇宙空间中除正常工作的飞行器外所有人造物体,大到卫星残骸,小到发动机点火产生的粉末[1]三随着人类探索太空活动的逐年增多,太空中空间碎片数量也呈爆发式增长,空间碎片的存在严重威胁着在轨运行航天器的安全,它们和航天器的碰撞能改变航天器的表面性能,造成表面器件损伤并导致航天器系统故障三1996年7月24日,法国 樱桃色 (C e r i s e)卫星的重力梯度杆被欧洲 阿里亚 (A r i a n e)火箭助推器的残片撞断,导致卫星姿态失控三2009年2月11日,俄罗斯废弃的 宇宙2251 军用通信卫星和美国铱卫星公司的 铱33 卫星在西伯利亚上空800k m相撞,这次相撞不仅导致了巨大的经济损失,更重要的是产生了新的碎片,给空间环境带来了新的安全隐患,据统计20%~40%的航天器异常或故障是由空间碎片诱发的三因此,对空间碎片进行监测,及时对其进行定轨预报二识别编目与侦查分析对保障航天活动的安全具有重大意义三 本文在分析目前空间碎片光学探测方法的基础上,针对空间碎片光学探测的技术难点,提出将光强信息二光谱信息二偏振信息融合的三合一探测方法,以对目前的空间碎片光测方法进行有益的补充三 1空间碎片光学探测方法及技术难点 目前空间碎片光学探测主要采用的是基于空间碎片物理特性的探测手段,可分为基于光强信息探测二基于光谱的探测以及基于偏振信息的探测等三1.1光学探测方法 1)基于光强信息的探测 空间目标反射太阳光的亮度与目标本身的材质二形状二运动状态以及探测视线与太阳的夹角等因素有密切关系,目标亮度信息中包含有目标本身的参数信息三通过光学望远镜可实现对空间碎片的光强探测,通过长时间大量探测数据的分析,能确定出目标亮度变化的特征曲线,从而确定目标的形状二在轨状态等某些特性[2]三如稳定卫星的太阳帆板提供较明亮的反射,随着相位角的降低星等信号也随之减低三而失效的卫星或碎片处于不稳定的翻滚状态,其光流量强度随着相位角的变化,没有增大或减小的长周期趋势,是短周期的无规律变化三这种特性可用于空间目标的工作状态的判定三图1是R u b i n2卫星的几何形状以及反射的光度信号[3]三2)基于光谱信息的探测 空间目标的光谱测量,实质上是利用光谱仪测量卫星的反射能量随波长的变化三已有研究表明,不同卫星平台的光谱存在差异,可利用光谱对卫星进行分类,同时可利用光谱分析空间碎片的物理属性,根据不同金属和涂料的吸收性特征来确定目标的材料类型三图2所示为美国M a u i岛光学探测设备获取的某个正在工作的卫星和火箭残骸的光谱信 收稿日期:2015-01-12修回日期:2015-06-28基金项目:国家自然科学基金资助项目(91338116)
太阳光谱 太阳光谱是指太阳辐射经色散分光后按波长大小排列的图案。太阳光谱包括无线电波、红外线、可见光、紫外线、X射线、γ射线等几个波谱范围。 1 太阳光谱- 简介 太阳光的极为宽阔的阳光连续谱以及数以万计的吸收线和发射线，是一个极为丰富的太阳信息宝藏。太阳光谱属于G2V 光谱型，有效温度为5770 K。太阳电磁辐射中99．9%的能量集中在红外区、可见光区和紫外区。 太阳辐射主要集中在可见光部分（0.4～0.76μm），波长大于可见光的红外线（>0.76μm）和小于可见光的紫外线（<0.4μm）的部分少。在全部辐射能中，波长在0.15～4μm之间的占99%以上，且主要分布在可见光区和红外区，前者占太阳辐射总能量的约50%，后者占约43%，紫外区的太阳辐射能很少，只占总量的约7%。 在地面上观测的太阳辐射的波段范围大约为0．295～2．5μm。短于0．295 μm和大于2．5 μm波长的太阳辐射，因地球大气中臭氧、水气和其他大气分子的强烈吸收，不能到达地面。
2 太阳光谱- 功率分布 太阳是能量最强、天然稳定的自然在太阳光谱中远红外线辐射源，其中心温度为1.5*107K，压强约为1016Pa。内部发生由氢转换成氦的聚核反应。 太阳聚核反应释放出巨大能量，其总辐射功率为3.8*1026W，其中被地球接收的部分约为1.7*1016W。太阳的辐射能量用太阳常数表示，太阳常数是在平均日地距离上、在地球大气层外测得的太阳辐射照度值。从1900年有测试数据以来，其测量值几乎一直为1350W/m2。对大气的吸收和散射进行修正后的地球表面值约为这个值的2/3。 通常假定太阳的辐射温度为5900K，则其辐射温度随波长的增加而降低。根据黑体辐射理论，当物体温度升高时，发出的辐射能量增加，峰值波长向短波方向移动。 太阳辐射的波长范围覆盖了从X射线到无线电波的整个电磁波普。在大气层外，太阳和5900K黑体的光谱分布曲线相近。受大气中各种气体成分吸收的影响，太阳光在穿过大气层到达地球表面时某些光谱区域的辐射能量受到较大的衰减而在光谱分布曲线上产生一些凹陷。 3 太阳光谱- 利用 利用太阳光谱，可以探测太阳大气的化学成分、温度、压力、运动、结构模型以及形形色色活动现象的产生机制与演变规律，可以认证辐射谱线和确认各种元素的丰度。利用太阳光谱在磁场中的塞曼效应，可以研究太阳的磁场。 太阳光谱的总体变化很小，但有的谱线具有较大的变化。在太阳发生爆发时，太阳极紫外和软X射线都会出现很大的变化。利用这些波段的光谱变化特征可以研究太阳的多种活动现象。因此，提高对太阳光谱的空间分辨率和拓展观测波段，可以大大增强对太阳和太阳活动的认识。现在已探测到了完整的，称之为第二太阳光谱的偏振辐射谱。利用第二太阳光谱，又可以进一步开展多项太阳物理研究，也可能成为探测太阳微弱磁场和湍流磁场的有效方法。
中波红外光谱偏振成像技术及系统研究 光谱偏振成像技术是一种将光谱测量技术和偏振成像技术融为一体的新型 光学探测技术,它不仅可以获得被测目标物体的光谱信息,还可以获得被测目标 物体的图像信息和偏振信息,为目标物体的全方位准确识别提供了有力地保障。目前光谱偏振成像技术广泛应用于生物医学诊断、目标探测与识别、空间遥感、环境监测等领域。 为了能够准确理解光谱偏振成像技术的工作原理以及研究新型的光谱偏振 成像系统,本文依托于中波红外微型光谱测量系统、中波红外分孔径同时偏振成像系统对光谱偏振成像技术的光谱测量技术和偏振成像技术进行了研究。在此基础上,构建了中波红外光谱偏振成像系统。 中波红外光谱偏振成像系统是在传统的迈克尔逊系统的基础上,通过引入偏振调制模块和多级阶梯微反射镜,实现了偏振信息的测量和干涉系统的静态化。与传统的傅里叶变换型成像光谱系统相比,此系统除了具有光通量大、多通道的优点外,还具有信息量大的优点。 本论文的主要工作有以下三个部分:一、光谱测量技术研究:提出一种轻型的基于微光学元件的傅里叶变换光谱测量系统,并对系统进行了设计。改进了传统折衍混合单透镜光焦度的分配,得到了可应用于光谱测量系统的单片式准直系统。 基于波像差理论和Sellmeier色散公式,分析了前置准直系统残存的像差以及折衍混合单透镜的衍射面的衍射效率对光谱复原的影响。分析了微光学元件的衍射对光谱复原的影响。 与此同时,分析了微透镜阵列的像面和中继系统的物面的轴向装配误差对光谱复原的影响。最后借助光学分析软件ASAP对空间调制型的傅里叶变换红外光
谱测量系统进行了建模。 二、偏振成像技术研究:结合孔径分割技术和偏振探测技术,提出并设计了一种静态的中波红外分孔径同时偏振成像系统。采用等权重方差的优化方法对系统各通道线偏振片的偏振轴方向以及波片的快轴方向进行了优化,并通过仿真论证了优化方法的正确性。 基于分时偏振成像系统的傅里叶分析法和偏振测量结构的特点,提出一种误差标定和校准的新方法,并对标定理论进行了推导。对中波红外分孔径全偏振成像系统进行了装调、原理样机的集成和校准,并利用校准后的系统进行了偏振成像实验,观察到了明显的偏振现象。 最后对获得的偏振图像进行了图像融合,融合后的图像相较于普通光强图像,图像的细节更加清晰,图像的信息量更大,为目标景物的准确识别提供了有力的保障。三、光谱偏振成像技术研究:提出了一种基于微型静态干涉系统的中波红外傅里变换型线偏振干涉成像系,完成了系统的参数计算。 根据近轴光学理论,采用物镜像方远心和中继系统物方远心的设计方案,使物镜和中继系统很好的匹配,降低了能量损失。当入射光为非偏振光和线偏振光两种极端情况下,对系统的透过率进行了分析,进而对系统获取信息的能力进行评估。 采用邦加球螺旋线的采样方式,分析了旋转偏振的旋转误差,入射光的偏振度、偏振态对偏振信息准确测量的影响,并给出了旋转公差容限,为实际的装配提供指导。
太阳辐射.
太阳辐射 一、太阳辐射光谱和太阳常数 太阳辐射光谱 太阳辐射中辐射能按波长的分布，称为太阳辐射光谱，见图2.4。从图中可看出，大气上界太阳光谱能量分布曲线，与用普朗克黑体辐射公式计算出的6000K的黑体光谱能量分布曲线非常相似。因此可以把太阳辐射看作黑体辐射。太阳是一个炽热的气体球，其表面温度约为6000K，内部温度更高。根据维恩位移定律可以计算出太阳辐射峰值的波长λmax为0.475μm，这个波长在可见光的青光部分。太阳辐射主要集中在可见光部分（0.4～0.76μm），波长大于可见光的红外线（＞0.76μm）和小于可见光的紫外线（＜0.4μm）的部分少。在全部辐射能中，波长在0.15～4μm之间的占99%以上，且主要分布在可见光区和红外区，前者占太阳辐射总能量的约50%，后者占约43%，紫外区的太阳辐射能很少，只占总量的约7%。
太阳常数 太阳辐射通过星际空间到达地球表面。当日地距离为平均值，在被照亮的半个地球的大气上界，垂直于太阳光线，每秒每平方米的面积上，获得的太阳辐射能量称为太阳常数，用Rsc (Solar constant)表示，单位为（W/m2）。太阳常数是一个非常重要的常数，一切有关研究太阳辐射的问题，都要以它为参数。关于太阳常数的研究已有很长历史了，早在20世纪初，人们就已经通过各种观测手段估计它的取值，认为大约应在1350～1400W/m2之间。太阳常数虽然经多年观测，由于观测设备、技术以及理论校正方法的不同，其数值常不一致。据研究，太阳常数的变化具有周期性，这可能与太阳黑子的活动周期有关。在太阳黑子最多的年份，紫外线部分某些波长的辐射强度可为太阳黑子最少年份的20倍。近年来，气候学家指出，只要地球的长期气候发生1%的变化，就会引起太阳常数的变化。目前已有许多无人或有人操作的空间实验对太阳辐射进行直接观测，并在宇宙空间实验站设计
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太阳辐射 一、太阳辐射光谱和太阳常数 太阳辐射光谱 太阳辐射中辐射能按波长的分布，称为太阳辐射光谱，见图。从图中可看出，大气上界太阳光谱能量分布曲线，与用普朗克黑体辐射公式计算出的6000K的黑体光谱能量分布曲线非常相似。因此可以把太阳辐射看作黑体辐射。太阳是一个炽热的气体球，其表面温度约为6000K，内部温度更高。根据维恩位移定律可以计算出太阳辐射峰值的波长λmax为μm，这个波长在可见光的青光部分。太阳辐射主要集中在可见光部分（～μm），波长大于可见光的红外线（＞μm）和小于可见光的紫外线（＜μm）的部分少。在全部辐射能中，波长在～4μm之间的占99%以上，且主要分布在可见光区和红外区，前者占太阳辐射总能量的约50%，后者占约43%，紫外区的太阳辐射能很少，只占总量的约7%。 太阳常数 太阳辐射通过星际空间到达地球表面。当日地距离为平均值，在被照亮的半个地球的大气上界，垂直于太阳光线，每秒每平方米的面积上，获得的太阳辐射能量称为太阳常数，用Rsc(Solar constant)表示，单位为（W/m2）。太阳常数是一个非常重要的常数，一切有关研究太阳辐射的问题，都要以它为参数。关于太阳常数的研究已有很长历史了，早在20世纪初，人们就已经通过各种观测手段估计它的取值，认为大约应在1350～1400W/m2之间。太阳常数虽然经多年观测，由于观测设备、技术以及理论校正方法的不同，其数值常不一致。据研究，太阳常数的变化具有周期性，这可能与太阳黑子的活动周期有关。在太阳黑子最多的年份，紫外线部分某些波长的辐射强度可为太阳黑子最少年份的20倍。近年来，气候学家指出，只要地球的长期气候发生1%的变化，就会引起太阳常数的变化。目前已有许多无人或有人操作的空间实验对太阳辐射进行直接观测，并在宇宙空间实验站设计了名为“地球辐射平衡”的课题，其中一个重要项目就是对太阳辐射进行长期监视。这些观测数据将对进一步了解大气物理过程及全球气候变迁的原因有很大帮助。1981年世界气象组织推荐的太阳常数值Rsc=1367±7（W/m2），通常采用1367W/m2。 二、太阳辐射在大气中的衰减 太阳辐射通过大气层后到达地球表面。由于大气对太阳辐射有一定的吸收、散射和反射作用，使投射到大气上界的辐射不能完全到达地表面。图最下面的实曲线表示太阳辐射通过大气层被吸收、散射、反射后到达地表的太阳辐射光谱。 图大气上界和地面的太阳辐射光谱 与大气上界的太阳辐射光谱相比较，可以看出：通过大气层后，太阳总辐射能有明显地减弱；波长短的辐射能减弱得最为显着；辐射能随波长的分布变得极不规则。产生这些变化有以下几方面原因：1大气对太阳辐射的吸收太阳辐射穿过大气层到达地面时，要受到一定程度的减弱，这是因为大气中某些成分具有选择吸收一定波长辐射能的特性。大气中吸收太阳辐射的成分主要有水汽、液态水、二氧化碳、氧、臭氧及尘埃等固体杂质等。太阳辐射被吸收后变成了热能，因而使太阳辐射减弱。水汽吸收最强的波段是位于红外区的～μm,据估计，太阳辐射因水汽的吸收可减弱约4%～15%。氧只对波长小于02μm的紫外线吸收很强，在可见光区虽然也有吸收，但较弱。臭氧在大气中的含量很少，但在紫外区和可见光区都有吸收带，在～μm波段的吸收带很强，由于臭氧的吸收，使小于μm波段的太阳辐射不能到达地面，因而保护