太陽遠(yuǎn)紫外在臨近空間的輻射特性研究

張軒誼， 韋 飛*， 彭松武， 馮鵬遠(yuǎn)， 冷 雙

1. 中國科學(xué)院國家空間科學(xué)中心， 北京 100190 2. 中國科學(xué)院大學(xué)， 北京 100049 3. 天基空間環(huán)境探測北京市重點實驗室， 北京 100190

引 言

太陽耀斑是太陽爆發(fā)活動的一種表現(xiàn)， 是由太陽表面局部區(qū)域的磁場突然強烈爆發(fā)引起的， 在能量釋放過程中引起局部大氣瞬時加熱， 向外輻射從伽馬射線至無線電波的電磁輻射， 并伴隨突然增強的粒子輻射[1]。 耀斑根據(jù)地球附近測量的0.1～0.8 nm軟X射線的峰值流量劃分等級[2]， 從小到大依次為A， B， C， M和X。

太陽遠(yuǎn)紫外輻射(FUV)是臨近空間能量輸入的主要來源之一， 短時的太陽爆發(fā)活動存在時間短、 可預(yù)知性差等特點， 其導(dǎo)致的輻射劇烈變化將對20～100 km臨近空間區(qū)域內(nèi)的亞軌道飛行器、 長期駐留的浮空器和高超聲速巡航飛行器等科研和戰(zhàn)略設(shè)備造成潛在威脅。 臨近空間環(huán)境對太陽爆發(fā)活動的響應(yīng)是有待深化研究的重要科學(xué)問題， 對太陽遠(yuǎn)紫外在中高層大氣的輻射特性進(jìn)行研究， 是研究臨近空間大氣成分與密度變化、 光化學(xué)反應(yīng)以及動力學(xué)過程的重要基礎(chǔ)。 120～190 nm的FUV在臨近空間的輻射強度主要受大氣成分和密度、 太陽天頂角及探測高度等因素影響； 發(fā)生太陽爆發(fā)活動時的輻射特性是本文的主要研究目標(biāo)。 本文主要內(nèi)容分為兩部分： (1)探索太陽遠(yuǎn)紫外在臨近空間的輻射特性以及對耀斑的響應(yīng)； (2)獲得太陽遠(yuǎn)紫外輻射在地球大氣中的沉積情況。

在國際上， 太陽短波輻射缺乏連續(xù)的、 高時間分辨率的光譜數(shù)據(jù)， 尤其缺乏太陽耀斑期間的短波輻射探測數(shù)據(jù)。 Mitra-Kraev等[3]利用XMM-牛頓太空望遠(yuǎn)鏡(XMM-Newton)對dMe型耀斑星的觀測數(shù)據(jù)， 分析了恒星耀斑爆發(fā)時X射線和紫外線的關(guān)系。 Chamberlin等[4-6]基于多種星載儀器的實測數(shù)據(jù)， 開發(fā)了波長覆蓋0.1～190 nm的耀斑輻照度光譜模型(FISM2)， 用于填補太陽耀斑爆發(fā)時的光譜和時間空白。 Woods等[7]結(jié)合FISM模型， 利用搭載于SORCE衛(wèi)星的總輻照度監(jiān)測儀(TIM)數(shù)據(jù)， 分析了大耀斑期間太陽紫外線輻照度對太陽總輻照度的影響。 Meier[8]基于物理模型分析了120～310 nm波段的太陽輻射在臨近空間區(qū)域的光譜-吸收高度關(guān)系， 預(yù)測了該波段范圍的太陽輻射可到達(dá)的大氣高度。

2018年， 依托于“臨近空間科學(xué)實驗系統(tǒng)”(簡稱“鴻鵠專項”)， 中科院承擔(dān)了“臨近空間對太陽風(fēng)暴響應(yīng)特征觀測研究”的任務(wù)， 于2021年—2023年進(jìn)行探測實驗。 該專項旨在深度刻畫臨近空間天氣與電磁輻射環(huán)境， 搶占臨近空間戰(zhàn)略制高點。 在該實驗中， 本項目研制的太陽紫外光譜儀作為載荷之一[9]， 搭載于載荷艙中[10]， 利用高空氣球在臨近空間進(jìn)行高分辨率太陽遠(yuǎn)紫外-紫外光譜探測。

本文所用數(shù)據(jù)來自于太陽耀斑模型和地球大氣模型， 使用基于Lambert-Beer定律的大氣輻射傳輸方法， 探索太陽遠(yuǎn)紫外在臨近空間的輻射特性， 為“臨近空間對太陽風(fēng)暴響應(yīng)特征觀測研究”的實際探測與科學(xué)問題提供理論依據(jù)。

1 實驗部分

1.1 耀斑輻照度光譜模型(FISM2)

FISM2是一種耀斑輻照度光譜的經(jīng)驗?zāi)Ｐ停?用于填補太陽耀斑爆發(fā)時的光譜和時間空白， 模型的光譜范圍為0.1～190 nm， 分辨率為0.1 nm， 時間間隔為60 s。 該模型以太陽極紫外實驗(SEE)[11]和太陽恒星輻照度比較實驗(SOLSTICE)[12]提供的數(shù)據(jù)為基礎(chǔ)。 FISM2作為FISM1的改進(jìn)版， 利用更精準(zhǔn)的太陽耀斑實測數(shù)據(jù)對太陽光譜中的耀斑分量和耀斑時間演變進(jìn)行了優(yōu)化， 數(shù)據(jù)來自于極紫外變化實驗(EVE)[13]、 太陽恒星輻照度比較實驗(SOLSTICEII)[14]和X射線光度計系統(tǒng)(XPS)[15]。 FISM2的高時間分辨率給太陽遠(yuǎn)紫外輻射在臨近空間對耀斑的響應(yīng)這一科學(xué)問題提供了數(shù)據(jù)基礎(chǔ)。

其輻照度算法如式(1)所示， 對于給定的時間t和波長λ， 太陽輻照度

I(λ,t)=Imin(λ)+ΔISC(λ,t)+ΔISR(λ,t)+

ΔIGP(λ,t)+ΔIIP(λ,t)

(1)

式(1)中，Imin為太陽輻照度最小值， ΔISC為太陽周期變化(solar cycle)， ΔISR為太陽活動區(qū)自轉(zhuǎn)變化(solar rotation)， ΔIIP和ΔIGP分別為太陽耀斑的脈沖階段(impulsive phase)和衰減階段(gradual phase)。 在該模型中， 根據(jù)輻射在太陽大氣層中形成的位置與溫度， 使用MgⅡ c/w和Ly-α作為參考值進(jìn)行遠(yuǎn)紫外波段(120～190 nm)的建模。

圖1為FISM2提供的太陽輻射數(shù)據(jù)，Y軸使用對數(shù)坐標(biāo)， 圖1(a)為不同波段的太陽輻射流量， 圖1(b)為X9.3級耀斑爆發(fā)前與耀斑峰值的光譜輻照度。

圖1 2017年9月5日至9月9日的太陽輻射流量(a)； 耀斑爆發(fā)前(黑色)和耀斑峰值(紅色)的光譜輻照度(b)Fig.1 Solar flux from September 5th—September 9th, 2017 (a); Spectral irradiance of pre-flare (black) and flare peak (red) (b)

如圖1(a)所示， 耀斑爆發(fā)在FUV波段可見明顯響應(yīng)， 軟X射線的耀斑峰值流量與爆發(fā)前相差一到三個數(shù)量級左右， 但FUV只在一個數(shù)量級之間波動； 耀斑爆發(fā)時FUV具有更強的脈沖特性， 時間尺度更短， 軟X射線在峰值過后有一個較長的衰減階段； 在輻射強度方面， FUV波段整體呈現(xiàn)出波長越長， 流量越大的特點。 圖1(b)可知耀斑爆發(fā)的輻照度增長在各個波長具有不同響應(yīng)， 如133.6 nm的CⅡ發(fā)射線、 139.4和140.3 nm的Si Ⅳ發(fā)射線、 164.0 nm的He Ⅱ發(fā)射線以及180.8nm和181.7nm的Si Ⅱ發(fā)射線都具有明顯的增強。

1.2 大氣輻射傳輸計算方法

要計算FUV在大氣中的吸收和沉積高度， 需要利用吸收氣體的光譜吸收截面和垂直分布廓線， 對光學(xué)路徑上的輻射吸收量進(jìn)行積分， 并計算不同波長、 不同高度的光學(xué)深度， 然后在光譜范圍內(nèi)求解給定光學(xué)深度的大氣高度。

對于120～190 nm的FUV， 在平流層及以下主要被臭氧、 氧氣吸收， 在平流層以上直至熱層， 主要被氮氣、 氮原子、 氧氣和氧原子吸收， 本文使用上述五種成分進(jìn)行計算與分析， 大氣廓線的高度分辨率為1 km， 吸收截面的光譜分辨率在各成分各波段從0.001至0.2 nm不等。

太陽輻射穿越大氣的吸收情況由Lambert-Beer輻射傳輸方程計算

I(λ)=I0(λ)e-τ

(2)

式(2)中，I0為太陽輻射強度，I為到達(dá)探測器的輻射強度，λ為波長，τ為光學(xué)深度， 可由式(3)表示

(3)

式(3)中，N為吸收氣體的種類總數(shù)，σ為氣體吸收截面，n為氣體數(shù)密度，l為吸收路徑長度。

光學(xué)透過率T與光學(xué)深度的關(guān)系為

T=e-τ

(4)

太陽的11年周期性變化影響著地球高層大氣中各種氣體的含量， 為了獲得太陽周期性活動對臨近空間輻射沉積情況的影響， 如表1所示， 選擇太陽活動峰值和谷值日期及坐標(biāo)等參數(shù)， 利用對應(yīng)的大氣數(shù)據(jù)進(jìn)行計算與分析。 圖2為表1對應(yīng)的大氣數(shù)據(jù)， 包括溫度和吸收氣體的垂直廓線，X軸為溫度(單位為K)和數(shù)密度(單位為cm-3)，Y軸為高度。 臭氧分布于平流層中， 主要受季節(jié)性大氣環(huán)流影響， 故使用典型的北半球冬季垂直廓線。

表1 太陽活動峰谷值參數(shù)Table 1 Peak-valley parameters of solar activity

圖2 太陽峰谷值對應(yīng)的大氣參數(shù)， 峰值(實線)和谷值(虛線)氮氣、 氧氣、 氧原子和氮原子的數(shù)據(jù)來自MSIS-E-00 (mass spectrometer incoherent scatter)大氣模型[16]， 臭氧的數(shù)據(jù)來自MODTRAN輻射傳輸模型[17]Fig.2 Atmospheric parameters corresponding to peak-valley parameters of solar activity: solar max (solid line) and solar min (dashed line)Nitrogen, oxygen, oxygen and nitrogen atoms were obtained from the MISSS-E-00 (mass spectrometer incoherent scatter) atmospheric model[16], and ozone was obtained from the MODTRAN radiative transfer model[17]

設(shè)太陽光從天頂垂直入射， 以300 km大氣高度為起始點， 分別對每種吸收氣體的垂直分布廓線沿下行路徑進(jìn)行積分， 即在各個高度垂直向上至300 km的柱密度(單位為cm-2)， 所得積分含量如圖3所示， 實線和虛線分別代表太陽峰值和谷值。

圖3 吸收氣體從300 km向下的積分含量，太陽峰值(實線)和谷值(虛線)Fig.3 The integral content of absorbed gas from 300 km: solar max (solid line) and solar min (dashed line)

圖4分別為氮氣、 氮原子、 臭氧、 氧氣和氧原子的光譜吸收截面，X軸為波長， 單位為nm，Y軸為吸收截面， 單位為cm2。

圖4 不同氣體的光譜吸收截面N2的吸收截面數(shù)據(jù)來自Stark， Shaw和Chan等[18-20]， O2來自Yoshino， Lu和Holland等[21-24]， O3來自Serdyuchenko和Mason等[25-26]， 氧原子和氮原子來自Fennelly等[27]Fig.4 Absorption cross section of different gasThe absorption cross-section data of N2 comes from Stark, Shaw, and Chan[18-20], O2 comes from Yoshino, Lu, and Holland[21-24], O3 comes from Serdyuchenko and Mason[25-26], oxygen and nitrogen atoms comes from Fennelly[27]

2 結(jié)果與討論

2.1 臨近空間遠(yuǎn)紫外輻射對太陽耀斑的響應(yīng)

2.1.1 FUV與軟X射線的互相關(guān)

FUV和軟X射線的流量呈現(xiàn)出較好的相關(guān)性， 對于每一個FUV的脈沖增強， 都有軟X射線波段的增強與之對應(yīng)。 利用時間滯后互相關(guān)(TLCC)評估了二者在時間上的關(guān)聯(lián)， TLCC函數(shù)由式(5)給出

(5)

式(5)中， -∞

圖5(b)的X軸為FUV與軟X射線的時間差，Y軸為相應(yīng)的歸一化相關(guān)系數(shù)。 可見相關(guān)系數(shù)的函數(shù)曲線有明顯峰值， 最大值為0.312， 相應(yīng)的時間差為-4 min， 表明在耀斑爆發(fā)時， FUV比軟X射線更早到達(dá)峰值， 在FISM2的時間分辨率下， 軟X射線峰值具有240 s左右的時間延遲。 從以往對太陽耀斑的理論研究中可知， 最有可能的原因是耀斑爆發(fā)時的加速電子撞擊色球?qū)釉斐傻腇UV脈沖發(fā)射要優(yōu)先于加熱產(chǎn)生的軟X射線發(fā)射。

圖5 FUV和軟X射線的流量圖(a)以及時間滯后互相關(guān)(b)紅色虛線代表耀斑峰值位置(a)和相關(guān)系數(shù)最大值(b)Fig.5 Flux of FUV and soft X-ray (a) and their time lagged cross-correlation (b) The red dotted vertical lines indicate flare peak (a) and maximum correlation coefficient (b)

2.1.2 FUV與軟X射線耀斑峰值流量關(guān)系

選取2010年1月至2020年12月共11年間的150個耀斑進(jìn)行分析， 發(fā)現(xiàn)FUV與軟X射線的耀斑峰值流量關(guān)系近似為線性相關(guān)， 大于140 nm的波段呈現(xiàn)出波長越長， 一次項系數(shù)越大的特性， 此函數(shù)關(guān)系符合預(yù)期情況[3]。 波長小于140 nm的太陽光譜主要由不連續(xù)的元素特征發(fā)射譜線構(gòu)成， 其耀斑流量增長與各類元素發(fā)射線的生成位置及強度有關(guān)； 而波長大于140 nm的太陽光譜主要為連續(xù)譜， 發(fā)射線較少。 表2為FUV與軟X射線的耀斑峰值流量函數(shù)的參數(shù)，IFUV為遠(yuǎn)紫外波段的峰值流量， 其中發(fā)射線帶寬為0.3 nm，Isoft_Xray為軟X射線(0.1～0.8 nm)的峰值流量。 圖6給出了不同計算精度下(1和10 nm)的擬合函數(shù)的參數(shù)值。 圖7展示了部分特征譜線的耀斑數(shù)據(jù)與擬合函數(shù)。 考慮到大氣的吸收效應(yīng)、 輻射流量的強度以及擬合函數(shù)的系數(shù)， 若想在臨近空間感知太陽耀斑活動， 180～190 nm是FUV波段中最佳的選擇。

圖6 不同計算精度下的擬合函數(shù)參數(shù)值： k(紅色)、 c(藍(lán)色)與太陽光譜(黑色)Fig.6 Fitting function parameter values at different computational precisions: k (red), c (blue) and solar spectrum (black)

圖7 FUV與軟X射線的耀斑峰值流量函數(shù)關(guān)系星點為耀斑數(shù)據(jù)， 實線為擬合函數(shù)Fig.7 Function of FUV and soft X-ray flare peak flux Star points are flare data and solid lines are fitting functions

表2 函數(shù)關(guān)系式： IFUV=kISoft_Xray+cTable 2 Function: IFUV=kISoft_Xray+c

2.1.3 FUV在臨近空間的特性與耀斑響應(yīng)

在臨近空間的太陽遠(yuǎn)紫外輻射， 隨著吸收氣體含量的增大而減小， 耀斑爆發(fā)時輻射強度會出現(xiàn)短時的提升， 如圖8所示， 使用1.2節(jié)所述大氣輻射傳輸方法計算臨近空間FUV光譜特性與耀斑響應(yīng)， 發(fā)現(xiàn)20～100 km的臨近空間區(qū)域， FUV處于從吸收到透過的過渡狀態(tài)， 光譜在不同高度展現(xiàn)出不同的太陽光譜特征與地球大氣吸收特征。 圖8為不同高度下耀斑爆發(fā)前后的FUV光譜與輻照度差值， 耀斑爆發(fā)時， 在100 km高度可見180.8和181.7 nm的Si Ⅱ發(fā)射線具有明顯增強， 分別增強了214%和216%， 121.6 nm處流量較大， 但其增幅僅為21.5%； 80 km處吸收效應(yīng)更加明顯， 部分短波被完全吸收； 50 km高度的光譜則呈現(xiàn)出明顯的階梯狀氧氣吸收特征； 20 km處大部分短波被吸收， 185～190 nm的部分光譜可到達(dá)20 km高度。

圖8 FUV在臨近空間100， 80， 50和20 km處的光譜(a)以及耀斑爆發(fā)的輻照度差值(b)耀斑爆發(fā)前(黑色)和耀斑峰值(紅色)； 耀斑數(shù)據(jù)取自2017年9月6日的X9.3級耀斑Fig.8 Spectra of FUV at 100, 80, 50 and 20 km in near space (a) and the irradiance difference of flare eruptions (b) Pre-flare (black) and flare peak (red)； Flare data were taken from a class X9.3 flare on September 6th, 2017

圖9為太陽耀斑爆發(fā)時在臨近空間的FUV變化特性， 圖9(a)為輻射流量， 因為大氣的吸收作用， 隨高度的降低而減小， 且對波長敏感， 大于140 nm的波段呈現(xiàn)出波長越長， 流量越大、 流量驟減高度越低的趨勢； 圖9(b)給出了耀斑峰值流量與爆發(fā)前流量的比值， 在2.0左右波動； 圖9(c)給出了FUV的單位體積加熱率廓線， 在忽略散射的情況下， 上行輻照度為零， 波長為λ的輻射單位體積加熱率為

圖9 耀斑爆發(fā)前(黑線)和耀斑峰值(紅線)的FUV輻射流量(a)、 耀斑峰值流量與爆發(fā)前流量的比值(b)以及單位體積加熱率(c)Fig.9 Downward FUV flux (a), the ratio of the flux at the flare peak to the flux before the flare erupts (b) and volume heating rate (c) of pre-flare (black line) and flare peak (red line)

(6)

2.2 太陽遠(yuǎn)紫外輻射在大氣中的沉積情況

利用式(2)—式(4)， 輸入太陽谷值的大氣參數(shù)， 得到遠(yuǎn)紫外輻射在不同高度的光學(xué)深度， 如圖10所示， 小于200 nm的FUV在各個高度的光學(xué)深度的光譜特性較為一致， 絕對值隨高度的降低而增大； 1 km為地面高度， 此高度200 nm的光學(xué)深度為34， 透過率的數(shù)量級為10-15， 可視為完全吸收。

圖10 遠(yuǎn)紫外輻射在不同高度的光學(xué)深度使用太陽谷值的大氣參數(shù)， 其中200 km處不包含臭氧Fig.10 Optical depths at different altitude in FUV The atmospheric parameters of solar minimum are used in the figure, where ozone is not included at 200 km

給定光學(xué)深度后， 在光譜范圍內(nèi)求解對應(yīng)的大氣高度， 如圖11所示， 圖中給出了5種吸收氣體對應(yīng)的波長范圍以及光學(xué)深度為0.5， 1和2時的輻射沉積高度， 光學(xué)深度對應(yīng)的光學(xué)透過率分別為0.61， 0.37和0.14。 由圖11可知在太陽活動峰年的大氣參數(shù)下， 輻射沉積高度大于太陽活動谷年。 若大氣成分保持不變， 則太陽輻射強度的變化不會影響圖中所示的沉積高度。 圖11的早期版本參考Andrews[28]， 本文對比Andrews的主要優(yōu)勢與區(qū)別在于計算中考慮了更多的吸收氣體， 數(shù)據(jù)上采用了更高光譜分辨率、 測量時間更接近現(xiàn)代的光譜吸收截面和垂直分布廓線， 比早期數(shù)據(jù)更準(zhǔn)確， 同時清晰地展示了因分辨率不高而被掩蓋的精細(xì)結(jié)構(gòu)。

圖11 太陽遠(yuǎn)紫外輻射在地球大氣中的沉積高度太陽活動峰谷值對應(yīng)的大氣參數(shù)詳見表1及圖2Fig.11 Deposition altitude of solar FUV radiation in earth’s atmosphere Atmospheric parameters corresponding to solar peak and valley are shown in Table 1 and Figure 2

波長小于100 nm時， 大部分輻射在100～250 km的高度被氧原子、 氮原子和氮氣吸收， 產(chǎn)生電離產(chǎn)物， 此區(qū)間受太陽峰谷年影響最大； 在80～120 km之間， 輻射被130～175 nm氧氣的舒曼-龍格帶(Schumann-Runge)吸收， 發(fā)生光解離反應(yīng)； 80 km以下的FUV主要被氧氣的赫茲堡帶(Herzberg)與臭氧的哈特萊-哈金斯帶(Hartley-Huggins)吸收。

3 結(jié) 論

利用太陽耀斑數(shù)據(jù)以及地球中高層大氣數(shù)據(jù)， 使用基于Lambert-Beer定律的大氣輻射傳輸方法， 將太陽遠(yuǎn)紫外輻射分為7段進(jìn)行數(shù)值模擬， 探索耀斑爆發(fā)如何影響臨近空間的遠(yuǎn)紫外輻射特性。

通過FUV(120～190 nm)與軟X射線(0.1～0.8 nm)的時間滯后互相關(guān)評估了二者在時間上的關(guān)聯(lián)， 發(fā)現(xiàn)耀斑爆發(fā)時FUV比軟X射線更早到達(dá)峰值， 軟X射線峰值具有240 s左右的時間延遲。 選取2010年1月至2020年12月共11年間的150個耀斑， 使用最小二乘法進(jìn)行分析， 發(fā)現(xiàn)遠(yuǎn)紫外輻射與軟X射線的流量峰值近似線性相關(guān)， 7個波段的系數(shù)分別為1.70， 0.62， 0.24， 0.74， 0.95， 1.05和3.70。

使用基于Lambert-Beer定律的大氣輻射傳輸方法計算了臨近空間的FUV輻射特性以及耀斑響應(yīng)， 發(fā)現(xiàn)在20～100 km的臨近空間范圍， 太陽遠(yuǎn)紫外光譜幾乎被完全吸收， 但由于大氣成分特殊的吸收窗口結(jié)構(gòu)， 185～190 nm波段的部分光譜可到達(dá)20 km高度； 太陽耀斑爆發(fā)時與爆發(fā)前的遠(yuǎn)紫外流量比值在7個波段均在2.0左右波動， 單位體積加熱率對波長變化敏感， 大于140 nm的FUV波長越長， 峰值所在大氣高度越低、 峰值越大， 峰值加熱率的比值在7個波段分別為1.22， 1.88， 1.35， 1.42， 1.23， 1.08和1.11。

最后分析了太陽遠(yuǎn)紫外輻射在地球大氣中的沉積情況， 發(fā)現(xiàn)在100～50 km的高度， 小于100 nm的輻射主要被氧原子、 氮原子和氮氣吸收； 在80～120 km之間， 130～175 nm的輻射主要被氧氣吸收； 在80 km以下的FUV主要被氧氣和臭氧吸收。 100～250 nm的輻射沉積情況受太陽峰谷年影響最大， 小于100 km高度受太陽峰谷年影響較小， 呈現(xiàn)太陽峰年沉積高度大于太陽谷年的特性。