VIIRS和AVHRR海表溫度場空間精細度估算?

吳 凡， Peter Cornillon， 管 磊

(1.中國海洋大學信息科學與工程學院，山東 青島 266100； 2.羅德島大學海洋研究所， Narragansett 02882)

由于對海氣相互作用的重要影響，上層海洋的次中尺度(1～10 km)過程對于更大尺度的全球過程的作用至關重要。迄今為止，學界對上層海洋次中尺度的物理結構和過程已有了較為全面的認識。然而這些研究主要基于數值模擬，基于觀測的次中尺度研究十分有限。作為海洋上層次中尺度觀測的重要手段，衛(wèi)星海表溫度(Sea Surface Temperature, SST)場的精確度一直是相關研究的焦點，但對表征空間內容質量的精細度卻未能進行全面深入的研究[1-6]。

1 研究背景

衛(wèi)星SST場的空間精細度主要表征單幅圖像中像素間的不確定性，對于SST梯度相關的研究非常重要。目前無法全面深入地研究空間精細度的主要原因，一方面是噪聲帶來的不確定性對次中尺度觀測的空間精細度具有重要影響[7]，目前上層海洋次中尺度的業(yè)務化取樣不夠精細，即使衛(wèi)星觀測的最高分辨率達到了～1 km，但由于儀器和地理噪聲引入的不確定性，這些數據集對10 km以下尺度的研究作用非常有限[8-9]。此外，衛(wèi)星產品的反演過程中引起的像素尺度的不確定性的一個主要原因是大氣干擾，其空間尺度要大于紅外探測器的像素間距，這導致像素間的不確定性通常小于由實測數據的匹配決定的衛(wèi)星產品精度。因此，相比其他正在運行的相近分辨率的衛(wèi)星紅外儀器，較低的儀器噪聲是本研究選擇SuomiNational Polaro-rbiting Partnership衛(wèi)星VisibleInfrared ImagerRadio-meter Suite(Suomi-NPP/VIIRS)SST為研究對象的重要原因。另一方面，當前正在運行的多平臺實驗(如LatMix、OSMOSIS)在觀測的時間和空間上都受到較大限制，由采樣頻率和船速決定的上層海洋船測數據在空間尺度上總體較衛(wèi)星觀測粗糙，實測數據的空間尺度和重復性也大多無法滿足對次中尺度衛(wèi)星觀測參考的要求。這些因素使得衛(wèi)星數據與實測數據在時間和空間上無法進行高質量和高覆蓋的匹配，從而對衛(wèi)星產品反演的像素尺度的不確定性所能提供的參考信息非常有限。

本研究旨在估算度衛(wèi)星SST場次中尺空間精細度?；陂L時間在同一航線往返觀測的高分辨率船測海溫數據，通過對空間能量譜(Power Spectra Density, PSD)的比較和分析，估算了具有較低噪聲水平的VIIRS SST場的空間精細度。作為對照參考，同時估算了連續(xù)業(yè)務化觀測時間最長的NOAA系列衛(wèi)星NOAA-15Advanced Very High Resolution Radiometer(NOAA-15/AVHRR)SST場的空間精細度。

2 數據和研究區(qū)域

本研究使用的數據包括船載溫度計實測數據，VIIRS SST場數據和AVHRR Pathfinder SST場數據。

2.1 實測溫度數據

實測溫度計搭載于Oleander號考察船上，該船在美國新澤西州伊麗莎白港和百慕大漢密爾頓港間每周往返(見圖1)。溫度計的測量數據來自2個測量儀，一個安置在船內部，另一個直接在船體外部進行測量。由于船內部溫度計受到船體溫度影響，故本研究僅使用相對更為準確的船外部溫度計的測量數據(Exterior Temperatures)，后文以“TEX”指代。溫度計的測量部件是SBE38遠距離溫度傳感器，其精度為0.001 K，分辨率為0.000 25 K，響應時間為0.5 s，采樣間隔為10 s，當船速保持在巡航速度16 kn，數據的空間分辨率為75 m，目前已采集了從2007年9月到2013年秋季的數據。TEX數據的質量控制第一步是判斷網格點位置在陸上還是水上，該部分由NOAA完成，然后對實測數據進一步的質量控制，包括溫度值是否在0～33 ℃范圍內等[10]。

2.2 衛(wèi)星SST數據

本研究使用的衛(wèi)星SST數據是Level-2數據，這一級別的數據是由探測器觀測得到的更高級別數據的基礎。相較于其他級別的數據，其在小尺度上的反演噪聲相對較低，對譜能量的影響較小。

2.2.1 VIIRS SST VIIRS搭載在2011年10月發(fā)射的Suomi國家極地軌道伴隨衛(wèi)星(Suomi National Polar-orbiting Partnership，Suomi-NPP)上，它是高分辨率輻射計AVHRR和地球觀測系列中分辨率成像光譜儀(Moderate-resolution Imaging Spectroradiometer，MODIS)系列的拓展和改進。VIIRS的SST數據是由中分辨率波段反演得到，星下點分辨率為750m。由于儀器的配置方法，分辨率從星下點到掃描線邊緣緩慢降低至1 600 m，掃描線邊緣距星下點距離1 500 km[11-12]。本研究使用的VIIRS SST產品來自NOAA制作的綜合大數組數據管理系統(tǒng)(Comprehensive Large Array-data Stewardship System，CLASS)[13]，使用質量級別最高的1級質量數據，該級別的數據在最大程度去除了云。

2.2.2 AVHRR SST 為了估算分辨率相近的衛(wèi)星SST產品的噪聲對能量譜的不同影響，本研究還對1 km分辨率的NOAA-15 AVHRR Pathfinder SST產品進行了與VIIRS相同的分析作為參考。該產品是使用邁阿密大學[14]開發(fā)的Pathfinder反演算法，由羅德島大學反演。本研究使用質量級別3級及以上的像素。

2.3 數據時間

為了去除云的影響，本研究使用相比其他季節(jié)云的影響最小的夏季數據[10]。此外，由于本研究使用的多個數據集在時間范圍上不完全一致：TEX數據是由2007—2013年，羅德島大學處理的AVHRR Pathfin-derSST數據是從1981—2015年春季。為了去除潛在的年際和季節(jié)際變化對能量譜的影響，本研究統(tǒng)一使用各數據集2012年夏季6—8月的數據。

2.4 研究區(qū)域

本研究通過解析衛(wèi)星SST場的空間能量估算空間精細度，因此所選區(qū)域SST場的地理變化量不能超過由大氣變化或儀器/定標問題造成的SST反演不確定性，既所選的海區(qū)在動力變化上要盡可能平穩(wěn)。Oleander號考察船航線經過包括馬尾藻海、墨西哥灣暖流和沿岸流在內的多個海洋動力特征明顯的區(qū)域。包括墨西哥灣暖流和沿岸流在內的其他海域SST場能量譜比馬尾藻海域具有更高能量分布，大氣活動的空間尺度也比馬尾藻海域更大[10]，這些因素會影響SST譜能量信號，因此馬尾藻海域滿足本研究要求。為了盡可能增加本研究可使用的衛(wèi)星數據量，選擇馬尾藻海域內統(tǒng)計上與Oleander號航線相近的32°N～36°N，63°W～72°W矩形區(qū)域(見圖1)為研究區(qū)域。

(黑色線段為Oleander號航線；藍色矩形框內為研究區(qū)域。Black line indicates the nominal Oleander track; Blue frame denotes the region of the Sargasso Sea considered in this study.)

3 研究方法

本研究對衛(wèi)星 SST場空間精細度的估算基于與Oleander號實測數據的能量譜，尤其是小空間尺度(大波數)部分的比較。能量譜由基于離散傅里葉變換(Discrete Fourier Transform，DFT)的快速傅里葉變換(Fast Fourier Transform，FFT)計算得到[10,15]。FFT的應用要求樣本數據無缺失且等間距，在應用FFT前需要將原始樣本數據中缺失的采樣點填充，并對樣本進行網格化。衛(wèi)星數據場的數據缺失是由于云的覆蓋和掃描錯誤造成的。本研究使用的Level-2產品的像素間距和面積隨距星下點的距離變化，在沿掃描方向變化較大，沿衛(wèi)星軌跡方向變化則較小。實測樣本點的缺失是由間歇性的系統(tǒng)錯誤造成的，少于衛(wèi)星數據缺失。實測數據的采樣間距取決于變化的船速。缺失數據填充和等間距化都需要對樣本進行插值，插值會造成譜能量的下降，下降的程度隨尺度減小而增大。

3.1 數據預處理

對衛(wèi)星和實測數據應用FFT算法之前進行的預處理包括：數據分類、數據篩選、缺失數據填充以及等間距插值。

3.1.1衛(wèi)星數據預處理

數據分類 由掃描輻射計獲得的SST場的特性在沿掃描方向和沿衛(wèi)星軌跡方向存在差異，例如VIIRS的每次掃描由多探測器共同完成，使得數據場存在條帶[16]，因此將數據在這兩個方向分別處理。此外，由于衛(wèi)星SST場譜能量與日變化相關，針對本研究所選擇的日變化顯著的夏季SST場[17]，我們進一步將數據分為白天場和夜晚場分別分析比較，以觀察由日變化造成的能量譜差異。對于實測數據，Oleander號穿過研究區(qū)域需要約20 h，雖然這期間的日照會發(fā)生變化，但由于TEX的測量深度約為水面下5 m，日變化對其并無較大影響[17-18]，故無需對其進行日/夜分類。

數據篩選 衛(wèi)星圖像的像素間距和像素面積會隨距星下點距離的增加而增加，這會對能量譜的小尺度部分產生影響。在沿掃描方向，刈幅邊緣像素的面積相較于星下點像素增加較多，該變化在沿衛(wèi)星軌跡方向則比較微小(VIIRS和AVHRR變化均小于0.5%)。衛(wèi)星圖像像素的數值實質上是對該像素掃描區(qū)域內輻射量值的平均，隨著像素遠離星下點，像素對應的掃描區(qū)域面積也相應增大，相當于移動平均進行平滑，這會造成譜能量尤其在小尺度有所下降。為了評價這種效應對能量譜的影響，對像素間距變化較大的AVHRR數據分別按距星下點400 km以內、400～600 km以及超過600 km將數據進行分類，并分別計算其能量譜(見圖2，計算方法見3.2)。結果顯示在沿掃描方向的能量譜在5 km以下尺度受到距星下點距離的影響較大，距離星下點越遠，譜能量下降越快。為了減小這種效應對能量譜造成的影響，本研究只選擇距星下點400 km以內的數據進行分析。

圖2 AVHRR SST距星下點不同距離的能量譜

缺失數據填充 提取無重合的，長度為256個像素的衛(wèi)星數據線段，從中選擇距星下點400 km以內的線段進行缺失數據填充。本研究使用Barnes濾波[19]進行插值填充，其基本原理是對衰減半徑內的像素加權平均。由于云覆蓋的影響，紅外衛(wèi)星圖像存在大面積像素缺失的區(qū)域(見圖1中白色區(qū)域)，對這些區(qū)域使用Barnes濾波插值時，衰減半徑內有可能納入過多缺失數據，造成插值準確性降低。為此，在保證篩選得到足夠的無缺失數據線段的前提下，為了最大限度減小插值半徑內缺失數據的影響，保證填充值的準確性，經過不同閾值的測試，對線段上的缺失像素進行如下的篩選：若在以目標缺失像素為中心的1.5 km(VIIRS)或2 km(AVHRR)衰減半徑內的像素中晴空像素超過40%，則將該目標像素標記為可填充，然后選擇全部缺失數據都可填充的線段進行插值填充。通過這種方法篩選得到的線段中，只有少于10%的線段具有超過6%的缺失像素, 對填充值的準確性影響較小。

由于Barnes濾波插值對原始數據具有一定平滑效應，為了評價其對能量譜造成的影響，將全部像素線段分別逐點替換為缺失數據并進行Barnes濾波填充，然后計算能量譜(見圖3)，計算方法如3.2中所述。由于需要填充的缺失像素僅占已選像素的0.6%，故可以認為缺失數據填充對能量譜的影響較小。

圖3 VIIRS SST全部替換為缺失數據前后的能量譜

數據網格化 在網格化方法的選擇上，為了檢驗不同插值方法對能量譜的影響，以使插值對數據的改變量最小，對經過缺失數據填充的不等距線段分別進行鄰近插值、線性插值和三次樣條插值并計算能量譜，方法如3.2中所述。結果顯示只有鄰近插值沒有降低小尺度的譜能量，在3種插值方法中對能量譜的影響最小。故將VIIRS和AVHRR像素線段分別鄰近插值到間距為750 m和1 km的等距線段上。

經過上述一系列預處理，得到了衛(wèi)星SST場中距星下點400 km以內，無缺失，無重合，等間距的衛(wèi)星SST像素線段。

3.1.2 實測數據預處理 本研究所使用的2012年夏季實測數據大部分測段是完整的，僅有27個樣本點缺失，使用衰減半徑為0.2 km的Barnes濾波填充這些缺失樣本點。TEX測段的平均采樣間距為74.38 m, 將各測段以75 m為間距進行鄰近插值。表1是經預處理后符合研究要求的衛(wèi)星像素線段及TEX測段數量。

表1 衛(wèi)星像素線段數及實測數據測段數量

Note：①Daytime；②Nighttime；③Along-scan；④Along-track

3.2 譜分析

信號的能量譜是信號經傅里葉變換得到的頻譜密度的模的平方，它表示單位頻帶的信號能量。使用相同方法計算衛(wèi)星SST和實測數據的能量譜，首先對數據段去趨勢，然后加Blackman窗函數以減少能量泄露，最后應用FFT計算能量譜(見圖4)。

圖4 衛(wèi)星SST和TEX能量譜

4 結果和討論

本研究對VIIRS和AVHRRLevel-2SST場能量譜與TEX能量譜進行了比較和分析，結果如下。

4.1 VIIRS

總的來說，VIIRS在從1.5～400 km的全部尺度上譜能量表現均高于TEX(見圖4)。對衛(wèi)星SST和實測溫度在測量和數據上的基本差異進行了比較分析，討論了引起二者譜能量差異的可能原因。

測量深度 衛(wèi)星數據基于對海表皮溫的觀測，而實測數據的測量深度約為水面下5 m。然而VIIRS SST夜晚場的譜能量也高于TEX，說明測量深度的差異并不是譜能量差異的主要原因。

測量方向 相比于實測數據段與船航線一致的西北—東南采樣方向，衛(wèi)星像素線段的采樣方向更接近地球經緯度方向，假設研究區(qū)域SST場存在各向異性，則測量方向的差異會導致結果的不確定性。根據Tandeo[20]提出的各向異性比Lmin/Lmax(Lmin和Lmax為正交方向去相關尺度的最小值和最大值)，馬尾藻海域的比值為0.70，表明該區(qū)域內各向異性整體差異較低。并且相較本研究針對的～1 km尺度，該算法是基于相對較大的尺度。此外，沿掃描方向和沿衛(wèi)星軌跡方向的譜能量均高于TEX。綜上，可以認為衛(wèi)星數據與實測數據測量方向的差異并不是二者譜能量差異的主要原因。

取樣面積 VIIRS SST的像素數值是對面積為750 m×750 m的區(qū)域進行平均得到，實測數據經處理是對10個連續(xù)樣本點，即約750 m長的測段進行平均得到。平均的范圍越大，像素間的變化量越小，但平均范圍較大的VIIRS的譜能量高于TEX，這說明取樣面積的差異也非譜能量差異的成因。

氣象變化 實測船只穿過研究區(qū)域約需要20 h，這期間研究區(qū)域內的氣象條件有可能發(fā)生變化，從而與衛(wèi)星觀測時的氣象條件存在差異，但尚不清楚這一因素是否會造成衛(wèi)星SST場譜能量的增加。

如圖4所示，VIIRS夜晚的能量譜(紅色曲線)對實測數據能量譜(黑色曲線)的估計較好，其中夜晚沿掃描方向的能量譜在1.5～50 km尺度范圍對TEX能量譜估計準確。在沿掃描和沿衛(wèi)星軌跡方向白天譜能量在10 km以下尺度較夜晚均有所升高，譜能量差異(綠色曲線)從10 km到～4 km逐漸增大，在～4 km達到最大后逐漸減小。VIIRS能量譜的日/夜差異是由于日變化對衛(wèi)星SST白天場引入了不確定性，造成白天場空間能量相對于夜晚有所提升。

如圖4 (b)所示，VIIRS沿衛(wèi)星軌跡方向能量譜在～12 km、～3 km和2～1.5 km等尺度存在若干明顯的能量峰，這是由VIIRS的多探測器效應導致。由于VIIRS反演SST所使用的中分辨率波段具有16個探測器，因此每次掃描會產生16條掃描線[16]。各個探測器的增益存在細微的不規(guī)則的差異，掃描線間的增益變化造成了譜能量峰?！?2 km尺度的能量峰是由于距離為16個像素的探測器重復掃描，～3 km和2～1.5 km尺度的能量峰是由于各探測器掃描線間存在1～3個像素的間隙。

4.2 AVHRR

相比VIIRS，AVHRR能量譜沒有表現出明顯的日/夜差異，但其在沿掃描和沿衛(wèi)星軌跡方向20 km以下尺度譜能量均高于VIIRS。這種較高的譜能量推測是由于AVHRR相比VIIRS具有更高的儀器噪聲，超過了日變化的影響。

AVHRR沿衛(wèi)星軌跡方向的譜能量在5 km以下尺度下降快于沿掃描方向的譜能量。如3.1.1的介紹，本研究對數據的預處理已經相當程度上去除了插值的平滑效應導致的小尺度譜能量的下降，且在沿衛(wèi)星軌跡方向像素面積變化很小，但AVHRR的能量譜依然存在小尺度能量的加快下降，并且僅存在于沿衛(wèi)星軌跡方向，其原因有待進一步研究。

5 結語

本研究對VIIRS 750m分辨率和AVHRR 1 km分辨率的Level-2 SST場的空間精細度進行了估算和分析。對衛(wèi)星SST場進行數據分類、數據篩選、缺失數據填充和數據網格化等處理，使用離散傅里葉變換估算了衛(wèi)星SST場的能量譜，并與船載溫度計的實測數據能量譜進行了比較。結果表明：VIIRS SST夜晚場能量譜的變化趨勢與實測數據非常接近，夜晚沿掃描方向能量譜在1.5～50 km尺度對海表溫度的分布特征和變化趨勢描述準確。VIIRS SST白天場在10 km以下尺度比夜晚場具有更高的譜能量，認為是由于日變化對白天場引入不確定性導致。VIIRS的多探測器掃描效應導致沿衛(wèi)星軌跡方向能量譜在～12 km～1.5 km尺度存在若干能量峰。AVHRR SST場譜能量在次中尺度相比VIIRS有較大升高，可能是由于AVHRR較高的儀器噪聲。此外，AVHRR沿衛(wèi)星軌跡方向能量譜在5 km以下尺度譜能量下降快于沿掃描方向，原因有待進一步研究。