利用光谱分析验证高分辨率温度廓线的GOMOSEnvisat

V.F. Sofieva, J. Vira, F. Dalaudier, A. Hauchecorne和GOMOS团队

Envisat卫星上的GOMOS(全球臭氧掩星监测)仪器配备了两个快速光度计，工作频率为1千赫，在蓝色和红色波长。由光度计记录的双色闪烁允许测定折光角度，折光角度与光度计信号之间的时间延迟成正比。高分辨率密度和温度根据这些数据，可以在15-35千米的高度范围内重建剖面(垂直分辨率约200米)。验证HRTP的小尺度波动需要在时间和空间上非常紧密地搭配具有可比或更好的垂直分辨率的高质量数据。比较温度剖面波动的空间谱需要不那么严格的搭配标准。在本文中，我们比较了在HRTP和配置的探空数据中温度波动的垂直波数谱。我们发现，在明亮恒星垂直掩星的情况下，HRTP和探空仪温度波动的垂直波数谱非常相似。在斜掩星或昏暗恒星的情况下，HRTP波动通常具有较大的光谱幅度，尽管有几个良好的一致性。光谱分析证实HRTP的实际分辨率为150 ~ 200 m。

1 HRTP:测量原理与检索

Envisat上的GOMOS是第一个在两个波长进行同步闪烁测量的仪器。它配备了两个快速光度计，工作在蓝色(470- 520nm)和红色(650- 700nm)波长，采样频率为1khz (http://envisat.esa.int/instruments/gomos， Bertaux et al. 2004;Kyrola et al. 2004)。

高分辨率的检索温度和密度利用大气中的彩色折射。由于空气密度的依赖性(因此，

芬兰气象研究所，地球观测，芬兰赫尔辛基，电子邮件:(电子邮件保护)

图1 GOMOS的色折射示意图和折光角测量原理

在波长上，蓝光比红光更容易弯曲(图1)，因此GOMOS较晚观测到。

强度结构(闪烁峰值)，这是由大气密度两种光度计观测到的波动，其时间延迟tB-tR(图2)与折光角的差Aa = aB-aR成正比。在HRTP处理中，时延估计为光度计信号互相关函数最大值的位置。

折光角的差Aa转化为参考波长的折光角aB。在此之后，检索方法类似于无线电掩星．假设大气局部球面对称，折射率剖面是利用阿贝尔变换从折光角剖面中提取出来的。折射率与空气密度成正比。相应的压力

图2 GOMOS快速光度计信号(蓝色为FP1，红色为FP2)在光度计数据中可以清楚地看到时间延迟

通过积分得到轮廓线流体静力学方程最后，从完美气体的状态方程得到了温度分布。Dalaudier等人(2006)描述了HRTP处理的细节。

在海拔~ 18 ~ 35 km, HRTP的估计精度为1 ~ 2 K。最好的精度是在垂直(轨道平面)的明亮恒星掩星。在~15 km以下，由于低信噪比，由于彩色平滑导致闪烁峰展宽，以及违背了反演中使用的假设(特别是弱闪烁假设)，HRTP的质量下降。HRTP剖面的垂直分辨率为~200 m。

在本验证中使用的HRTP剖面是用研究软件处理的，该软件是在欧空局资助的项目“从GOMOS测量中估算高分辨率温度和密度剖面的算法”范围内开发的，旨在优化HRTP反演。本文使用了2002年9月至2005年1月的GOMOS数据。在NILU(挪威空气研究所)的Envisat校准/验证数据库和shadows(南半球附加臭氧)数据库(Thompson et al. 2001)中使用了配置的测深数据进行验证。

2使用光谱分析进行HRTP验证:动机

HRTP的优点是具有较好的垂直分辨率。为了验证假定由内重力波(IGW)引起的HRTP的小尺度波动，相关测量应在相同高度范围内提供具有相似或更好分辨率的高质量温度。

让我们讨论数据搭配标准，即时空窗口，其中温度场变化不大，我们可以预期温度分布的相似性，包括它们的小范围波动。在平流层中，水平尺度和垂直尺度的特征比通常等于引力波场的最大本征频率和最小本征频率之比(N/f通常大于100,N为布伦特-维萨拉频率，f为科里奥利参数)。由于HRTP的垂直分辨率为~200 m，理想情况下，配置测量的水平分离应小于20 km。HRTP对垂直方向波长小而水平方向波长大的引力波最为敏感，即固有频率低的引力波(Fritts and Alexander 2003)。由于这种引力波的演化特征时间为数小时，因此各配置剖面之间的时间差不应超过2-3小时。

上述数据选择的标准非常严格。在HRTP高度范围内，只有探空数据满足垂直分辨率要求。值得注意的是，由于气团平流，时间分离导致大气中额外的空间分离。例如，提供了一个非常温和的风速对于高度15-30公里的20米/秒，在同一地理位置以30分钟的时间间隔探测的空气包裹将在大气中分离36公里。在气球飞行过程中，探空仪测量温度廓线的时间相对较长(气球从10-30公里上升大约需要1小时)，也有类似的效果。如果卫星(几乎瞬时)测量在时间和空间上与10公里处的无线电探空仪测量完美匹配，那么由于风的位移，它们将在30公里处在大气中分离几十公里。

要找到满足这些非常严格的搭配标准的数据几乎是不可能的(到目前为止，我们的所有搜索都没有成功)。根据对共置探空数据的分析(Sofieva et al. 2008)，温差随着分离距离的增加而迅速增大。垂直分辨率为~200 m的剖面，分离40 km时温差均方根为~0.4 K，分离80 km时温差均方根为~0.7 K，分离200 ~ 1000 km时温差均方根为~ 1 ~ 1.5 K。

如果大气中测量的距离超过20-30公里，温度廓线的小尺度结构不应重合。然而，我们可以预期在一段时间内(几小时)，在相距不远的地点(例如小于500公里)，温度场的光谱性质相似。对无线电探空仪配置剖面的光谱分析(Sofieva et al. 2008)证实了这一假设:即使在时间和空间上明显分离(几百公里，几个小时)的剖面，温度波动的光谱看起来也是相似的。剖面波动均方根值彼此非常接近(距离越小，波动均方根值的差异越小)。对于在平流层中间隔300-600公里的探空仪剖面，在大多数情况下，温度波动的均方根在±40%以内(Sofieva等，2008年)。

光谱分析方法允许在更宽的时空窗口中使用数据，因此有更多的数据适合验证。此外，HRTP谱的验证是非常重要的，因为HRTP可能的应用之一是研究平流层的内部重力波活动。

HRTP的垂直分辨率预计为~200米(比探空仪剖面差，但比无线电掩星测量结果好)。该分辨率足以探测重力波的垂直光谱。比较HRTP温度波动的垂直光谱和与之匹配的探空仪剖面，可以对实际HRTP垂直分辨率进行实验估计:它对应于大波数垂直光谱的截断。

然而，比较HRTP和配置的无线电探空仪剖面的温度波动谱应谨慎进行，因为地面(HRTP)和GW本然参照系(气球测量)的温度波动的垂直波数谱可能因风移效应而有所不同(例如，Eckermann 1995年)。Gardner和Gardner(1993)估计了水平风对垂直波数谱的影响。他们发现，由背景风引起的垂直波数谱的变化可以忽略不计，前提是:

(i)水平风速与气球上升速度之比远小于各向异性系数n(在Gardner and Gardner(1993)中取n ^ 22)。这意味着通过具有特征垂直尺寸的温度不规则上升所需的时间比使气球水平平流通过具有特征水平尺寸的不规则所需的时间短。

(ii)通过具有特征垂直维度的温度不规则体所需的上升时间与不规则体的寿命相比较短。

第二个条件可以认为总是满足的，因为气球以4-5米/秒的平均速度上升。只有在水平风非常强的情况下才能违反第一个条件。

对于HRTP，掩星倾角对垂直波数畸变的影响也可以用类似的方法估计。如果掩星的倾角a满足tana <

3.1数据选择

我们选取了NILU数据库中PTU(压力、温度、湿度)和臭氧探测的高纬度和中纬度的温度廓线，距离< 300 km，与相应的GOMOS测量值有< 4 h的时间差。台站位置和探空仪特性收集于表1。共有63个配置满足搭配准则。然而，只有27个测深剖面覆盖了HRTP高度范围的很大一部分，即高度~ 18-30 km。大多数所选的GOMOS掩星都是在“杂散光”照明条件下(即，不是完全黑暗)和倾斜的(偏离轨道平面)。明亮恒星的垂直掩星(|a|<5°)，期望HRTP的最佳精度，在这个选定的集合中没有出现。为了有可能估计“最佳”掩星中的HRTP质量，我们找到了12个明亮恒星的垂直掩星，并与shadowz测深相匹配。然而，这些掩星与shadowz测深的空间距离较大，为300- 600km，时间差约为12h

表1中高纬度测深台站位置及部分测深特征

站	位置	探空式和典型的垂直分辨率
Legionowo	52.40°N, 20.97°E	50m (PTU)
Uccle	50.8°N, 4.35°E	75米(PTU和臭氧探空仪)
Jokioinen	52.40°N, 20.97°E	10米(PTU)， 50米(臭氧探空仪)
Sodankyla	67.37°N, 26.63°E	10米(PTU和臭氧探测仪)
新奥勒松	78.92°n, 11.93°e	50米(臭氧探空仪)
Scorebysund	70.50°N, 22.00°W	50米(臭氧探空仪)
马拉姆比奥	64.2°s, 56.7°w	50米(臭氧探空仪)
杜蒙特维'Urville	66.67°s, 140.01°e	90米(臭氧探空仪)

图3 2002年9月25日在Jokioinen的S018星掩星的GOMOS HRTP和与之匹配的探空温度剖面。轮廓之间的距离、时间差和掩星倾角a(相位屏中局部垂直线与恒星运动方向的夹角)在图头中指定

图3 2002年9月25日在Jokioinen的S018星掩星的GOMOS HRTP和与之匹配的探空温度剖面。轮廓之间的距离、时间差和掩星倾角a(相位屏中局部垂直线与恒星运动方向的夹角)在图头中指定

HRTP meas.err。

探头

HRTP

温度，K

HRTP meas.err。

探头

HRTP

温度，K

有关shadowz测深站的位置及探空仪特性的资料，请参阅http://croc.gsfc.nasa.gov/shadoz/andThompson et al.(2001)。

配置HRTP和测深剖面的示例如图3所示。HRTP显示了两个误差估计:测量误差(阴影区域)和总误差估计，其中包括测量误差和上限初始化误差(虚线)。还显示了掩星位置的ECMWF温度剖面。

3.2光谱比较结果

为了计算功率谱密度，将剖面插值到一个公共等距30m高度网格中。对于温度波动的检测，利用截止尺度为3 km的汉宁滤波得到平滑分量。

采用平均周期图法估算了温度相对波动的功率谱密度。在我们的分析中，我们关注低于0.01 cy/m的波数，因为频谱的高频部分受到混叠的影响。对于光谱分析，我们使用了20-30公里海拔范围内的剖面。

图4显示了中高纬度HRTP和探测剖面的几个相对温度波动谱(不同类型的掩星，大多是斜掩星)。“模型”线对应于饱和引力波模型，预测了相对温度波动的垂直波数谱V5T/T的kz~3形状:

10-3 10-2 10-3 10-2 10-3 10-2垂直波数，cy/m

图4测深剖面和HRTP的相对温度波动谱，o的高纬度和中纬度配置

10-3 10-2 10-3 10-2 10-3 10-2垂直波数，cy/m

图4探测剖面和HRTP的相对温度波动谱，高纬度和中纬度的搭配

其中kz为垂直波数，g为重力加速度，A«0.1为实验常数(Smith et al. 1987)。它们仅供参考，因为目前的分析并不是为了检验GW垂直光谱的普适性假设。众所周知，光谱(1)的偏离在平流层中相当普遍(Eckermann 1995;Fritts和Alexander 2003)。

温度波动的均方根(作为样本标准差计算)和GOMOS掩星和探空测量的信息也在图4中指定。

图4所示HRTP波动的谱密度通常比测深波动的谱密度大。水平风速不超过气球上升速度的10倍在所有考虑的搭配中。因此，HRTP和探空仪波数谱的差异不太可能用Gardner和Gardner(1993)估计的本章第2节讨论的背景风的影响来解释。我们没有发现谱差与水平风的大小有明显的相关性。所有掩星选择在高和中纬度是要么是暗淡的恒星(因此测量噪声很重要)，要么是倾斜的。在斜掩星中，湍流引起的各向同性闪烁扰乱了光度计信号之间的相关性。因此，基于发现光度计信号之间的相关性的HRTP检索精度在斜掩星中下降。因此，这些掩星在光谱特征上的分歧并不令人惊讶。对于明亮恒星的垂直掩星，情况发生了巨大的变化(图5，这些掩星与热带地区的shadowz测深相匹配)。HRTP和探空仪的垂直波数谱非常相似，波动的均方根也是如此。

图6显示了这两个数据集的HRTP和探空仪剖面中温度波动均方根的散点图。图6总结了上述观察结果。对于明亮恒星的垂直掩星，HRTP波动的均方根

探头-HRTP——模型

R03875/S012 At = 14.5 h, As = 385.8 km,a = 5°a。= 0.99 K, au " " = 0.95 K

R03875/S012 At = 14.5 h, As = 385.8 km,a = 5°a。= 0.99 K, au " " = 0.95 K

R09300/S010 At = 10.8 h, As = 358.1 km, a = -4°a。= 0.83 K, au " " = 1.49 K

R09300/S010 At = 10.8 h, As = 358.1 km, a = -4°a。= 0.83 K, au " " = 1.49 K

R11891/S009 At = 15.1 h, As = 432.9 km, a = 6°a " =1.19 K, au " TO = 1.75 K

R11891/S009 At = 15.1 h, As = 432.9 km, a = 6°a " =1.19 K, au " TO = 1.75 K

探头HRTP

R14310/S020, a = 2°At = 10.6 h,As = 441.6 km

HRTP

R08535/S029 At = 12.9 h, As = 106.9 km, a= 3°a " =1.29 K, au " =1.29 K

R14297/S012 At = 12.8 h,As = 550.1 km,a = 2°a " = 0.72 K, a " " TO= 1.26 K

R14297/S012 At = 12.8 h,As = 550.1 km,a = 2°a " = 0.72 K, a " " TO= 1.26 K

10-2 10-3 10-'垂直波数，cy/m

R14180/S012 At = 11.8 h,As = 616.2 km, a= -6°a " = 0.97 K,au__ = 1.33 K探空仪HRTP

R14180/S012 At = 11.8 h,As = 616.2 km, a= -6°a " = 0.97 K,au__ = 1.33 K探空仪HRTP

图5 shadowz测深剖面和HRTP相对温度波动谱

探头HRTP

十年代

探头

HRTP

O高纬度和中纬度，斜掩星O高纬度和中纬度，明亮恒星的垂直掩星*热带，明亮恒星的垂直掩星

O高纬度和中纬度，斜掩星O高纬度和中纬度，明亮恒星的垂直掩星*热带，明亮恒星的垂直掩星

图6 HRTP剖面与测深剖面温度波动的均方根。实线:y=x，虚线:y=1.2x和y=(1/1.2) x;虚线:y=1.5x和y=(1/1.5)x

图6 HRTP剖面与测深剖面温度波动的均方根。实线:y=x，虚线:y=1.2x和y=(1/1.2) x;虚线:y=1.5x, y=(1/1.5)x与无线电探空仪温度剖面中的值接近。数据的散射与在共置无线电探空仪数据中观察到的散射非常相似(Sofieva et al. 2008)。在斜掩星或昏暗恒星的情况下，HRTP的波动比探空仪温度剖面的波动大，但也观察到几个很好的一致性。

在HRTP光谱中观察到一个对应于150-200 m尺度的明确边界(图5)。这证实了HRTP的实际垂直分辨率为150-200 m。

4结论与展望

高分辨率剖面中小尺度结构的验证是一个高度复杂的问题，因为需要在几乎相同的时间和位置获得具有相同垂直分辨率的配置数据。在这项工作中，我们基于并描述了光谱分析方法来验证高分辨率剖面，这需要较少严格的搭配标准。

该方法用于验证GOMOS快速光度计从双色恒星闪烁测量中获得的高分辨率温度剖面，表明在明亮恒星的垂直掩星中HRTP波动是真实的(就其1D垂直光谱而言)。在斜掩星或昏暗恒星的情况下，HRTP波动通常具有较大的光谱幅度，尽管有几个良好的一致性。光谱分析证实HRTP的实际分辨率为150 ~ 200 m。

大类别的掩星——接近垂直的中等亮度恒星掩星(视星等1 < m < 2.5)没有出现在考虑的数据集中。由于适度的噪声不影响互相关函数的计算，从而不影响时延重构的精度，我们期望从这类掩星中获得HRTP剖面的精度接近明亮恒星。这些掩星的验证是未来工作的主题。

此外，也有可能使用全世界所有可用的无线电探空仪数据，并找到与GOMOS掩星的适当搭配，以进行HRTP的光谱验证。这可能会提供一个更大的统计数据，并更好地覆盖不同类型的掩星。

在本研究中，在暗淡恒星或斜掩星的情况下，HRTP波动的振幅过大，可以通过在检索中应用正则化来潜在地降低。本研究中提出的HRTP剖面在反演中使用了最小的先验信息。基于统计优化的反演方法(贝叶斯方法)也在“从GOMOS测量中估计高分辨率温度和密度廓线的算法”项目范围内得到了发展。对应用正则化的检索进行验证也将是今后工作的主题。

这项工作是在ESA资助的项目“从GOMOS测量中估计高分辨率温度和密度剖面的算法”(合同号17895/04/I-LG)的范围内完成的。作者感谢欧空局和GOMOS团队提供的GOMOS数据。作者非常感谢NILU ENVISAT Cal/Val数据库的相关数据的使用，并感谢无线电探空仪和shadow z探空仪的主要研究人员。V.F. Sofieva的工作得到了芬兰科学院(博士后研究项目)的支持。

参考文献

Bertaux JL, Hauchecorne A, Dalaudier F, Cot C, Kyrola E, Fussen D, Tamminen J, Leppelmeier GW, Sofieva V, Hassinen S, Fanton D 'Andon O, Barrot G, Mangin A, Theodore B, Guirlet M, Korablev O, Snoeij P, Koopman R, Fraisse R (2004) GOMOS/Envisat的首次结果。Dalaudier F, Sofieva V, Hauchecorne A, Kyrola E, Blanot L, Guirlet M, Retscher C, Zehner C(2006)利用双色闪烁测量平流层的高分辨率密度和温度剖面。Eckermann SD(1995)背景风对大气重力波垂直波数谱的影响。刘志刚，刘志刚(2003)地球物理学报，21(4):457 - 457。牧师

贾志强，刘志强(1993)大气密度和温度摄动谱在飞机、航天飞机和气球观测中的测量失真。地球物理学报41(1):1003,doi:10.1029/2001RG00106地球物理学报，32 (2):344 - 344

Kyrölä E, Tamminen J, Leppelmeier GW, Sofieva V, Hassinen S, Bertaux JL, Hauchecorne A, Dalaudier F, Cot C, Korablev O, Fanton d'Andon O, Barrot G, Mangin A, Theodore B, Guirlet M, Etanchaud F, Snoeij P, Koopman R, Saavedra L, Fraisse R, Fussen d, Vanhellemont F (2004) Envisat的GOMOS:概述。Adv Space Res 33:1020-1028, doi:10.1016/S0273-1177(03)00590-8

史密斯SA, Fritts DC, VanZandt TE(1987)大气重力波饱和谱的证据。大气科学44(10):1404-1410

孙晓明，王晓明，王晓明(2008)平流层温度分布的变化特征。地球物理学报，2008GL035539

Thompson AM, Witte JC, McPeters RD, Oltmans SJ, Schmidlin FJ, Logan JA, Fujiwara M, Kirchhoff VWJH, Posny F, Coetzee GJR, Hoegger B, Kawakami S, Ogawa T, Johnson BJ, Vomel H, Labow G(2001)南半球附加臭氧(SHADOZ) 1998-2000热带臭氧气候学与总臭氧测绘光谱仪(TOMS)和地面测量的比较。中国地质大学学报(自然科学版)，28 (2):381 - 381,doi:10.1029/2001JD000967

继续阅读:德国气象局全球气象模型GME中无线电掩星数据的同化

这篇文章有用吗?

0 0