微振动对星载傅里叶变换光谱仪的影响分析

范东栋 白绍竣

（1航天东方红卫星有限公司，北京100094）

（2北京空间机电研究所，北京100076）

1 引言

由于红外傅里叶变换光谱仪具有光谱分辨率高、光谱范围宽和光谱一致性好等诸多优势[1]，常被用来测量各种物质的精细光谱。星载傅里叶变换光谱仪则是通过卫星平台实现对地球大气圈中各种气体分子的精细光谱探测。作为高精度的星载精密设备，星载傅里叶变换光谱仪需要适应空间环境和卫星平台各种环境，尤其是平台的振动环境。因为振动对干涉效果产生严重影响，增大了光谱探测数据的误差。

因此，需要分析卫星平台的微振动条件对星载傅里叶变换光谱仪采样信号的影响。本文通过开展建模等仿真分析，对经过特殊设计的干涉仪微振动影响进行综合评估，为验证星载红外傅里叶变换光谱仪的设计能否适应卫星平台力学环境提供理论依据。

2 星载红外傅里叶变换光谱仪的工作原理

2.1 在轨工作模式

星载超高光谱分辨率光谱仪在轨采用太阳掩星工作模式，其主要过程如图 1所示[2]。首先要求光谱仪建立对日定向关系，卫星运行到图1左中的光线1所示的位置时，这时获得了没有经过大气吸收的太阳光谱。当卫星运行到一定的位置时，如图1左中的光线2-4所示，光谱仪探测到了经过大气吸收的太阳光谱，将经过大气层的光谱与没有经过大气的光谱进行差分比较，得出了不同高度的大气中的化学成分的吸收光谱[3]。图1右中还给出了不同高度的太阳吸收光谱曲线，结果显示随着高度的降低，大气中各种气体浓度增加，吸收路径延长，大气对太阳光谱吸收也更加强烈。由于不同气体分子吸收产生不同波长的吸收光谱，通过光谱探测就可以实现不同气体的成分和浓度探测[4]。

图1 大气成分探测系统工作原理Fig.1 Principle of atmosphere composition observing system

光线经过了大气层后，携带了反映了不同高度的吸收光谱信息，经过复杂的正反演处理得到不同轨道高度的各种气体成分和浓度的空间分布。如果卫星的采样周期越小，得到垂直分辨率越高。通过这种太阳掩星观测模式，可以得到8～100km内大气成分的垂直分布。

2.2 系统组成

太阳掩星工作模式和太阳辐射信号的强度，是进行星载傅里叶变换光谱仪设计的重要输入条件。考虑到大气分子的特征吸收光谱分辨率、输入信号光谱辐亮度等要求，光谱仪采用空心角镜的摆臂结构，同时以计量激光作为干涉信号的触发采样信号。该光谱仪系统主要包括太阳跟踪器、前置光学系统、干涉仪、后继光学系统、探测器组件等，如图2所示。系统中太阳跟踪器用于完成对日捕获和对太阳的精确对准，并将太阳光谱信号引入由主次镜组成的前置光学系统，适当压缩光学口径后进入干涉仪；干涉仪是光谱仪的核心组成部分，由分束器补偿器、角镜、摆臂机构、激光光学、干涉仪模拟信号处理器、干涉仪控制器等部件组成，用于完成对输入光谱信号的干涉调制，实现干涉数据的采集；后置光学系统则实现干涉仪干涉输出信号汇聚到探测器焦面，经过探测器的光电转换和信号处理器得到干涉信号。

图2 光谱仪系统组成Fig.2 Composition of high resolution Fourier Transform Spectrometer

空心角镜的摆臂扫描方式以及计量激光触发采样的方式的应用，使得光谱仪对卫星平台微振动环境的适应性得到很到提高。

2.3 干涉模块的光学系统

光谱仪的核心模块——干涉仪，采用了8倍放大的光路设计，这种设计在保证获取足够光程差同时使得仪器更加紧凑。

分析微振动对光谱仪的影响需要结合光路进行，干涉仪的光路如图3所示。干涉仪系统为摆动式干涉仪，由分束器、补偿器、两个角镜和一个端镜共同组成。系统工作时，一个角镜靠近分束器，另一个角镜远离分束器，从而使两路干涉光产生光程差。摆动周期内，摆臂获得最大机械扫描距离为 L，通过“端镜—角镜”和差动的摆臂系统，可以实现最大光程差MOD为8L。

干涉仪系统的光路设计中，使用了同一面静止的端镜和角反射镜配合，消除了角镜在移动中可能出现的倾斜、剪切等误差。

以上针对太阳掩星工作模式的独特设计，确保星载傅里叶变换光谱仪的方案先进，即指标先进。但必须对其是否适应卫星平台的力学环境进行仿真分析，以验证其工程可实现性。

图3 干涉仪光路Fig.3 The interferometer layout of the optical system

3 微振动对干涉信号影响分析

3.1 微振动对干涉信号的影响分析[5-7]

干涉仪对振动环境较为敏感，而卫星上具有飞轮、扫描机构、机械制冷机等多个振动源，可能会影响干涉信号的品质，进而影响最终的探测精度。

首先，考虑一束波数为v0的单色光的干涉情况，在光程差有一定扰动的情况下干涉光强I可以表示为

式中 t为时间； uO′PD为实际光程差； B （ν0） 为光强随波数的分布。且有

式中 uOPD为理想工作状态下的光程差； uVIB为振动位移，假设

式中 A为振动幅值；Ω为振动频率。

干涉仪采用等光程差采样的方式，即根据计量激光的干涉信号过零点触发干涉图的采样形式。计量激光干涉信号的过零点发生偏移，将造成采样误差，如图4所示。图4中黑色曲线为无扰动情况下的计量激光干涉信号，粉色曲线为有振动情况下计量激光的干涉信号，红色曲线为主光路干涉图。理想情况下，根据计量激光干涉信号为谐波信号，其零点位置为

对应的过零点时间为

在有振动影响的情况下，零点的位置为

对应的过零点时间为

理想情况下计量激光干涉信号过零点nt和有扰动情况下计量激光干涉信号过零点nt′之间偏差为

图4示意了由振动引起的计量激光过零点的偏移情况。

图4 计量激光干涉信号过零点偏移引起的采样误差示意Fig.4 Sample error of meterology laser interfere signal over zero position

3.2 微振动对光谱信号的影响分析[8-10]

为了显示激光干涉信号过零点偏移对光谱图的影响，根据有振动情况下的激光干涉信号过零点时刻，对一个单色光束的干涉图进行采样，复原后光谱图如图5所示，从图中可以看出主谱线附近出现了鬼线。

实际上，计量激光和红外干涉光路为共光路设计，同时又采用等光程差采样的采样方式，可以有效避免采样误差。但是，由于电子学采样链路的延迟，使得探测器采样的时刻相对激光干涉信号的过零点有一段时间的延迟 td。微振动的影响主要与延迟失配时间有关。

计算相同振动环境下，不同延迟匹配时间对光谱图的影响，计算结果如图6所示。图6为频率为83.3Hz、振动幅度为13.5×10-3gn时，延迟时间分别为0.1μs、1μs、10μs时的光谱图，右图为左图的局部放大。图7～8分别为44.8 Hz、16.7 Hz时，振动幅度30×10-3gn、50×10-3gn条件下，延迟时间分别为0.1μs、1μs、10μs时的光谱图。比对以上各个工况条件下的光谱图，可以看出延迟匹配也会使光谱图产生鬼线，且延迟匹配时间越长产生的鬼线幅值越大；随着振动量级增大，光谱图上的鬼线幅值明显增大。选择振动幅度为30×10-3gn、50×10-3gn，主要考虑多数卫星平台的综合振动幅度在这个范围内。

图5 有无振动影响情况下的光谱图对比Fig.5 Spectrum comparison w ith and w ithout-vibration

图6 不同延迟匹配时间引起的光谱图变化（右图为左图的局部放大）Fig.6 Changes of spectrum w ith different delay match time

图7 在振动频率为44.8Hz时的振动工况下光谱图Fig.7 Spectrum under

表 1为延迟匹配为1μs时各扰动工况引起的次谱线强度对比。从表中可以看出延迟匹配误差为1μs时不同振动工况引起的次谱线相对强度变化值接近1%。

表1 延迟匹配误差为1μs时不同振动工况引起的次谱线相对强度Tab.1 Relative spectral signal under various vibrations

4 结束语

本文详细分析了微振动可能引起的干涉信号变化对光程差、计量激光过零点位置及延迟匹配时间的影响。文中干涉仪光学系统采用角镜和端镜的组合，有效地避免了剪切、倾斜等误差的影响。综合以上分析，对于摆臂式空心角镜干涉仪，其对干涉信号影响最大的因素来自于延迟匹配的误差。文中仿真结果显示这种干涉仪系统具有较强的振动环境适应能力，在小于的振动环境下，可以保证次谱线相对强度小于1%，证明了本文采用星载傅里叶变换光谱仪可以适应卫星平台的微振动环境。

References)

[1]邢廷，龚惠兴.大气探测傅里叶变换光谱仪[J].遥感技术与应用,1999, 14(1): 7-11.XING Ting, GONG Huixing. Spaceborne Fourier Transform Spectrometer for Atmospheric Sounding[J]. Remote Sensing Technology and Application, 1999, 14(1):7-11. (In Chinese)

[2]Marc-Andre Soucy, Francois Chateauneuf, Christophe Deutsch, et al. ACE-FTS Instrument Detailed Design[J].Proceedings of the SPIE,2002, 4814: 176-188.

[3]巫晓丽, 范东栋, 王平. 空间大气成份探测傅立叶变换红外光谱仪[J]. 航天返回与遥感, 2007, 28(2): 63-67.WU Xiaoli, FAN Dongdong, WANG Ping. Fourier-transform Infrared Spectrometer for Space Atmospheric Composition Detecting [J]. Spacecraft Recovery & Remote Sensing, 2007, 28(2): 63-67.(In Chinese)

[4]Nassar R, Boone C, Walker K A, et al. SciSat-1: Retrieval A lgorithms, ACEFTS Testing and the ACE Database[J]. Proceedings of SPIE, 2004, 5151: 173-183.

[5]Saggin B, Comolli L, Vittorio Form isano. Mechanical Disturbances in Fourier Spectrometers [J]. Applied Optics,2007, 46(22):5248-56.

[6]Comolli L, Saggina B. Evaluation of the Sensitivity to Mechanical Vibrations of an IR Fourier Spectrometer [J]. Review of Scientific Instruments, 2005, 76:123112-8.

[7]Comolli L, Saggina B. Analysis of Disturbances in the Planetary Fourier Spectrometer Through Numerical Modeling [J].Planetary and Space Science, 2010, 58:864-874.

[8]Luca Palchetti, Davide Lastrucci. Spectral Noise Due to Sampling Errors in Fourier Transform Spectroscopy [J]. Applied Optics, 2001, 40(19): 3235-43.

[9]曾立波，尹邦胜，何冰，等. 傅立叶变换红外光谱仪动镜倾斜误差分析[J]. 光学精密工程, 2006, 14(2): 191-196.ZENG Libo, YIN Bangsheng, HE Bing, et al. Error Analysis of Moving M irror in Fourier Transform Interferometer [J]. Optics and Precision Engineering, 2006, 14(2): 191-196. (In Chinese)

[10]Jyrki Kauppinen, Pekka Saarinen. Line-shape Distortions in M isaligned Cube Corner Interferometers[J]. Applied Optics,1992,31(1): 69:74.