中高層大氣風場探測多普勒差分干涉技術（特邀）

肖旸，馮玉濤，文鎮清，傅頔

（1 中國科學院西安光學精密機械研究所 光譜成像技術重點實驗室，西安710119）

（2 中國科學院大學，北京100049）

0 引言

風場作為表征中高層大氣動力學特征的重要參數，是認識高層大氣的物理現象和過程、揭示基本規律及其變化、研究與下層大氣之間動量、能量和成分輸運、建立預報預測模型所不可或缺的基礎數據［1］。同時也對理解當前地球科學研究中廣泛關注的日-地系統的天氣和氣候變化及能量收支平衡、地球系統的氣候變化和環境變遷及預測等重大科學問題有重要幫助。高層大氣風場還對電離層預報模式的精度具有不可忽略的影響，進而影響無線電傳輸及通訊［2］。在應用領域，中高層大氣風場還是航天器發射、運行和返回過程的安全保障、亞軌道飛行器和臨近空間平臺的運行控制、無線電通信等領域的重要環境保障要素。因此中高層大氣風場觀測技術也一直是大氣探測和空間環境監測領域的重要研究方向。

天地基被動光學遙感是獲取中高層大氣風場直接觀測數據的重要手段，20 世紀60年代國際上開始利用地基光學干涉儀開展高層大氣風場探測，并同步開展天基中高層大氣風場探測干涉儀載荷技術試驗研究。先后基于法布里-珀羅（Fabry-Pérot interferometer，FP）干涉儀、廣角邁克爾遜（Wide Angle Michelson Interferometer，WAM）干涉儀兩種體制發展出了一系列代表性科學儀器和衛星載荷。據MERIWETHER J W 統計截止2006年全世界至少有10 個天文臺擁有有效工作的地基中高層大氣風場測量Fabry-Perot 干涉儀和廣角邁克爾遜干涉儀，這些天文臺觀測得到的數據幫助人們理解中間層和熱層過去三十年不同地區包括赤道、中緯度、極地區域的動力學特征［3］。隨著國家重大科技基礎設施—空間環境地基綜合監測網“子午工程”和國家氣象局空間天氣監測預警中心監測網的建設推進，國內也已有近十個臺站安裝了地基高層大氣風場探測儀器，以引進的美國研制Fabry-Perot 干涉儀為主［4］。

天基中高層大氣風場探測不受地理和氣象條件限制，可提供全球尺度的空間覆蓋，對建立全球尺度大氣風場高分辨率高效率探測具有更加重要的意義。1969年發射的軌道地球物理觀測臺6 號（Orbiting Geophysical Observatory-6，OGO-6）衛星上的Fabry-Perot 干涉儀是第一個星載高層大氣溫度探測的F-P干涉儀，也是唯一一臺星載球面標準具F-P 干涉儀［5］。1982年發射的動力學探測2 號（Dynamics Explorer-2，DE-2）衛星上的動力學探測者F-P 干涉儀（Dynamics Explorer-Fabry Perot Interferometer，DE-FPI），它首次實現了高層大氣風場的衛星測量［6］。1991年高層大氣研究衛星（Upper Atmosphere Research Satellite，URAS）上搭載的高分辨率多普勒成像儀（The High-Resolution Doppler Imager，HRDI）第一次直接測量了同溫層、中間層和低熱層地球大氣的水平風場［7］。2001年搭載于電離層中層能量學和動力學（Thermosphere，Ionosphere，Mesosphere Energetics and Dynamics，TIMED）衛星上的多普勒干涉儀（TIMED Doppler Interferometer，TIDI），它是在DE-FPI 和HRDI 成功應用的基礎上，進一步開發研制的新一代高分辨率F-P 干涉式光譜成像儀。TIDI 首次實現了對與衛星速度方向成±45°和±135°四個方向同時探測，第一次使用環轉線成像光學系統和高量子效率低噪聲CCD［8］。由于系統方案過于激進，雜散光未得到有效抑制導致風速測量精度較低，風場觀測數據未得到廣泛應用。1991年搭載在美國宇航局UARS 上的風場成像干涉儀（Wind Imaging Interferometer，WINDII）是第一個發射升空的用于上層大氣風場被動探測的邁克爾遜干涉儀，該載荷由加拿大空間署和法國國家空間研究中心聯合發起研制，主要任務是探測中高層大氣（80～300 km）風速、溫度、氣輝體發射率［9］。

F-P 干涉測風技術具有精度高、光程差對溫度依賴性小以及結構簡單的優點，但是視場較小難以展寬，而且標準具對制造工藝要求極高。邁克爾遜干涉儀克服了F-P 干涉儀對制造工藝的高要求，可以通過擴視場技術提高光通量，提高信噪比，但邁克爾遜干涉儀依賴四步相位法的原理，需要獲得相位不同的四幅干涉圖進行反演計算，對機械結構和鍍膜工藝的要求較高，導致結構復雜，裝配難度變高，成本提升。

多普勒差分（Doppler Asymmetric Spatial Heterodyne，DASH）干涉技術是2006年由美國海軍實驗室ENGLERT C R 研究團隊提出的一種全新的大氣風場探測技術。該技術實質為一種非對稱形式空間外差干涉儀，其通過差頻干涉獲得高光譜分辨率，通過兩臂非對稱設計產生大基礎光程差實現高相位靈敏度，其利用干涉圖和入射光譜之間的完善傅里葉變換關系，通過計算復數干涉圖相位來反演入射光譜的多普勒頻移。2010年，HARLANDER J M 設計了地基多普勒差分干涉光譜儀（Redline DASH Demonstration Instrument，REDDI），成功對250 km 高度附近的熱層風速和風向進行了測量，測量結果與法布里-珀羅干涉儀技術觀測到的風速總體上一致［10］。2012年ENGLERT C R 團隊公布了DASH 地基單波段（630 nm 氣輝源）原理樣機對250 km 高度熱層風場的觀測結果，并與成熟商品化Fabry-Perot 干涉儀進行對比，觀測結果優異［11］。2013年加拿大約克大學GORDON G S 教授團隊將同溫層輸運研究風場干涉儀（Stratospheric Wind Interferometer for Transport studies，SWIFT）技術體制由基于廣角邁克爾遜干涉體制調整為基于多普勒差分干涉體制（Stratospheric Wind Interferometer for Transport studies-Doppler Asymmetric Spatial Heterodyne，SWIFT-DASH），擬通過觀測臭氧分子8.822 7 μm 發射譜線測量平流層、中間層的風場和臭氧濃度［12］。2013年全球高分辨率熱層成像干涉儀（Michelson Interferometer for Global High-resolution Thermospheric Imaging，MIGHTI）入選NASA 電離層連接探測項目（Ionospheric Connection，ICON），該載荷通過觀察557.7，630 nm 氧原子綠線和紅線的多普勒頻移，對80～300 km 的高度區域進行全球風場探測［13］。

國內中科院西安光機所提出了雙波段多普勒差分干涉儀技術方案［14］和高時間分辨率地基多普勒差分干涉儀方案，并研制了分別以氧原子630 nm 和氧分子867 nm 氣輝輻射線為目標源的單通道DASHI 原理樣機［15-16］。中科院空間中心、安徽光機所、成都光電所等團隊在多普勒差分干涉儀技術原理、數據反演、相位分析、系統仿真等方面也取得了一系列研究成果［17-20］。

與Fabry-Perot 干涉儀和廣角Michelson 干涉儀相比，多普勒差分干涉儀具有以下優點：1）雙光束等厚空間調制干涉，放寬了對元件光學指標的要求，2）干涉圖一次采集不需要步進掃描；3）依靠干涉圖與光譜圖之間的傅里葉變換關系反演風速，不需要極窄帶寬（＜1 nm）的濾光片分離單一線光譜；4）可實現同步定標，定標光源標準譜線和探測源目標譜線同時引入干涉儀系統實時監測干涉儀狀態變化，進一步提高測量精度。這些特點使多普勒差分干涉光譜技術被稱為“行星風場探測的革新性概念”［21］。本文將系統回顧多普勒差分干涉儀的基礎理論、干涉儀設計、系統研制工藝、數據處理與風速反演等方面取得了一系列研究進展，討論其技術特點和應用潛力，為推動多普勒差分干涉測風技術進步和儀器裝備天地基應用提供參考。

1 多普勒差分干涉測風技術原理

光學干涉儀探測大氣風場的基本物理原理是測量大氣成分光譜的多普勒效應，大氣成分（O2，Na，O，O3，OH 等）的精細發射譜或吸收光譜會隨著大氣運動和溫度變化產生多普勒頻移和展寬，天基和地基測風干涉儀采用臨邊觀測模式（圖1（a））和方位掃描模式（圖1（b）），獲取大氣目標源精細光譜的干涉圖數據，通過干涉圖的相位、對比度、幅值變化可獲得大氣光譜的多普勒頻移、展寬和強度變化，進而反演出沿觀測視線方向的風速、溫度、輻射率等大氣物理參數。對于天基大氣探測還需要對應的迭代優化算法進一步從直接反演相位中解離出風場高度廓線，地基探測則需要利用四個傾斜觀測方向上的視線速度合成出經向風和緯向風數據。

圖1 天基和地基被動光學遙感大氣風場探測觀測模式Fig.1 Space-based and ground-based passive optical remote sensing atmospheric wind field observation mode

多普勒差分干涉光譜技術是在廣角邁克爾遜干涉儀和空間外差干涉光譜儀的基礎上發展出來的。其基本結構與廣角邁克爾遜干涉儀相似（如圖2 所示），兩干涉臂相對分束元件呈非對稱結構設置，從而為兩臂相干光引入一個大的基礎光程差，以實現高的相位靈敏度；但平面反射鏡和玻璃平板分別用閃耀光柵和特定楔角棱鏡替代，實現雙光束等厚空間調制干涉，干涉圖為平行干涉條紋［22］。

圖2 多普勒差分干涉儀示意圖［60］Fig.2 Schematic of Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer［60］

從干涉原理和傅里葉變換光譜學基礎理論角度講，其與廣角邁克爾遜干涉儀和空間外差干涉儀在理論上有顯著差異。首先與測風廣角邁克爾遜干涉儀相比，多普勒差分干涉儀的干涉圖采集是以基礎光程差為中心的完整光程差采樣點序列，不是“四步法”對應的四個光程差采樣。仍滿足光譜復原的最大光程差采樣要求，因此對干涉圖進行逆傅里葉變換后，在光譜維可以高光譜分辨區分目標源譜線和臨近非目標譜線，這是廣角邁克爾遜干涉儀無法做到的。所以多普勒差分干涉儀可以降低對工作波段濾光片帶寬的要求，且能夠實現同步相位定標。

與空間外差干涉光譜技術相比，由于多普勒差分干涉儀引入一個大基礎光程差，復原光譜會存在十分巨大的相位誤差，由傅里葉變換光譜學理論可知，這將導致復原光譜幅值錯誤，因此無法像空間外差光譜儀那樣進行連續光譜輻射的正確測量（如圖3 所示）。在相同Littrow 波數、相同光譜分辨率條件下，對于相同入射光譜輻射曲線，空間外差干涉光譜儀可以反演出完全相同形狀的復原光譜曲線，而多普勒差分干涉儀復原光譜譜形是完全錯誤的。

圖3 SHS 與DASH 光譜反演能力比對Fig.3 Comparison of spectral inversion capabilities between SHS and DASH

反之，空間外差干涉技術面向精細光譜輻射曲線準確探測，雙邊采樣情況下理想干涉圖采樣中心點光程差為零；工程實踐中，干涉儀追求兩臂相對分束元件盡量對稱以減小零光程差采樣點的相位誤差，且光譜復原過程中需要采用校正算法消除相位誤差對光譜譜型的影響。所以，空間外差光譜儀對入射光譜多普勒頻移的相位響應靈敏度極低，不能用于基于相位反演的目標光譜多普勒效應測量。如圖4 所示在相同Littrow 波數、相同光譜分辨率條件下，對于相同的頻移量0.052 9 cm-1，空間外差光譜儀最大相位變化量僅為0.18 rad，多普勒差分干涉儀的相位變化量達到1.5 rad。

圖4 SHS 與DASH 多普勒頻移靈敏度比對Fig.4 Comparison of Doppler shift sensitivity between SHS and DASH

多普勒差分干涉技術與空間外差干涉技術分別面向高靈敏度相位測量及高精度光譜測量的差異化應用場景，具備不同的儀器特點。由于多普勒差分干涉技術需要在較大的光程差下實現極高的相位靈敏度，其要求干涉儀具有極高的自身穩定性，且非對稱結構的干涉效率保持、干涉儀熱補償設計及工程實施均更均有挑戰性，而空間外差干涉儀不面臨上述技術問題。

2 多普勒差分干涉儀理論研究進展

2006年ENGLERT C R 提出多普勒差分干涉光譜技術，國內外大氣探測和精細光譜探測領域多家研究機構隨即跟進研究。理論研究方面，在干涉圖相位解析表達、直接相位反演方法、干涉圖缺陷及預處理方法、干涉圖質量與相位反演不確定度的理論關系、熱補償設計理論、基準相位定標理論、星載觀測風廓線反演方法等方面均取得了系統性進展。

2.1 干涉圖解析表達及相位反演理論

ENGLERT C R 基于空間外差干涉光譜技術和傅里葉變換光譜學理論給出了多普勒差分干涉公式的解析表達，如式（1）所示，該表達式數學形式規整，但不能準確反應基礎光程差變化對相位穩定性影響的敏感性［22］。ZHANG Yafei 提出了多普勒差分干涉儀相位精確表達式（2），并通過實驗證明基礎光程差變化帶來的相位變化與目標光譜波數成正比［23］。

ENGLERT C R 給出基于傅里葉變換光譜學理論的復干涉圖虛部與實部比值反正切計算多普勒差分干涉儀相位反演方法，并指出多譜線同步探測下采用窗函數提取單一譜線，再通過復干涉圖反演相位的理論方法，確立了多普勒差分干涉儀最核心的數理模型［22-24］?；谏鲜隼碚摽蚣?，國內外學者進一步對影響相位反演精度的因素進行了理論分析。ENGLERT C R 給出了干涉圖噪聲向反演相位傳遞的理論關系，指出反演相位噪聲與干涉圖信噪比成反比、與干涉圖采樣點和窗函數寬度的平方根成正比。SUN Chen 進一步指出上述信噪比為有效信噪比，等于干涉圖直接信噪比和干涉圖條紋對比度的乘積［15-16］。沈靜、陳潔婧等討論了窗函數類型對相位反演精度的影響，得出通常情況下漢寧窗為單線提取的最優選擇［25-26］。

LIU Jilin 等提出一種基于Hilbert 變換的干涉圖相位反演方法，主體思路是將零風速和有風速兩組干涉數據去基線之后的余弦信號yi(x)=A(x)cos(ωx+φi)進行Hilbert 變換得到共軛信號yi(x)，再計算得到兩組干涉數據的相位差。這種反演方法的優點在于省略了傅里葉方法分別求兩組數據各自相位再求相位差的中間過程，避免了一些算法自身帶來的誤差，基于Hilbert 變換的方法相較傳統的傅里葉方法在數據低信噪比時有精度優勢［27］。

多普勒差分干涉儀通過計算相位變化反演入射光譜的多普勒頻移，基準相位標定是計算相位變化的基礎，ENGLERT C R 研究了穩頻線譜標準燈相位與大氣氣輝光譜基準相位傳遞的理論關系，并指出多普勒差分干涉儀同步定標的技術優勢。面向天基應用，MIGHTI 載荷提出采用衛星機動前后兩個方向觀測同一大氣區域進行零風速相位定標的技術方案［22，28-29］。

2.2 干涉儀設計及熱補償理論

相比于空間外差光譜儀，多普勒差分干涉儀設計還需解決在大光程差采樣情況下干涉效率優化和保持基準相位穩定性的熱補償問題。多普勒差分干涉儀基礎光程差由兩臂視場棱鏡尺寸及視場棱鏡與分光棱鏡間距共同確定，兩臂呈現明顯非對稱性，HARLANDER J M 從幾何光學角度指出干涉儀兩臂光柵像垂直于光軸且相互重合時干涉儀干涉效率最優［30］。另外提出了視場棱鏡材料折射率溫度系數與光柵基底熱膨脹系數之間的匹配關系，并參考廣角邁克爾遜干涉儀熱補償設計方法，提出實體化多普勒差分干涉儀間隔支撐元件材料與視場棱鏡材料熱膨脹系數的匹配關系［10］。另外，為拓展多普勒差分干涉儀的探測能力，借鑒寬譜段空間外差光譜譜段拓展方法，國內外提出了多種多普勒差分干涉儀設計方案，包括基于中階梯光柵多級衍射［10，31］、雙通道分色共用分光棱鏡［32-33］、光柵堆疊共用分光棱鏡等［34］。并提出了適用于寬譜段干涉儀的視場展寬棱鏡設計方法［35］，多通道干涉圖同步獲取方法，如分色條紋成像系統［36］，視場耦合前置系統等［37-38］。形成了四類有代表性的干涉儀結構形式，如圖5。

圖5 多普勒差分干涉儀四種典型結構形式（Zemax 圖）Fig.5 Four typical structural forms of DASH（Zemax diagram）

第一種是HARLANDER J M 等提出的基于Koster 棱鏡的準共路多普勒差分干涉儀［10］，這種形式干涉儀兩臂共用同一視場棱鏡和光柵的不同部分，有利于熱補償和干涉儀集成誤差控制，但相同指標下干涉儀尺寸較大。第二種是與廣角邁克爾遜干涉儀完全相同的結構形式，采用90°或120°的分束元件，兩干涉臂采用不同厚度的視場棱鏡和不同材料的間隔元件實現基礎光程差和熱補償，這種形式的干涉儀應用最為普遍［10］。第三種形式是在第二種形式的基礎上將長臂視場棱鏡差分成一個平行平板和一個與短臂視場棱鏡相同的楔形棱鏡，平行平板可單獨集成到干涉儀光路中，例如GORDON G S 報道的SWIFT-DASH［12］，也可以和分光棱鏡做成一體，例如WEI Dakang 報道的DASH［39］，這種結構可以解決紅外材料尺寸受限的問題，但會增加干涉儀元件加工和組件集成的難度。第四種結構是HARLANDER J M 等提出的實條紋多普勒差分干涉儀結構［40］，采用偏振分束元件、波片和不同色散率的光柵組成第二種形式的差分干涉儀，再將兩套分辨率不同的干涉儀組合使干涉圖定域面轉移到干涉儀出口之外，從而可以在不增加其他二次成像鏡組的情況下，直接可以用探測器接收到干涉圖，這種干涉儀結構緊湊，但能量利用率低、雜散光大和集成復雜，未見實際應用。

2.3 干涉圖預處理理論及方法

多普勒差分干涉儀與其他傅里葉變換光譜儀類似，在實踐應用中原始干涉圖數據質量會受到光學元件、光電傳感器、光學系統的各種誤差或缺陷的影響，進而會降低相位反演精度，因此自該技術提出以來，干涉圖預處理方法的研究一直是相位反演技術研究的重要環節。由于多普勒差分干涉儀是由空間外差干涉光譜技術衍生而來，國內外學者首先研究了干涉圖平場對相位反演不確定度的影響，平場主要是為了消除干涉儀兩臂元件光學性能不一致性或不均一性、探測器響應非均勻性引起的干涉圖對比度降低或局部相位畸變［41-42］。對于天基多普勒差分干涉儀系統臨邊高度方向的數據反演要求儀器響應與觀測臨邊高度無關，平場可修正垂直方向響應不均勻；水平方向干涉圖相位反演受像元響應變化的影響，平場可修正水平方向行像元響應不均勻，提高相位反演精度。于婷婷等分析了宇宙射線和探測器熱像元形成的干涉圖沖擊噪聲對相位反演精度的影響及近鄰插值處理方法［43］。多普勒差分干涉儀的干涉圖定域面與光電探測器感光面互為物像共軛關系，干涉圖投射到面陣探測器上的成像位置的變化會導致反演相位的漂移，KENNETH D M 提出在光柵面上刻蝕周期標尺圖案并用擬合算法監測光柵與探測器之間共軛成像位置關系的變化，用以修正由于成像位置變化導致的相位漂移［44-45］。周冠系統分析了干涉圖相位畸變來源及畸變對反演相位的影響，指出局部相位畸變對相位反演精度影響有限［46］。

2.4 風廓線反演算法

面向天基臨邊觀測模式，HARDING B J 提出了基于“剝洋蔥”思想的風場廓線反演方法［47-48］?；谂R邊觀測模式及多層大氣模型，進入儀器視場的光譜輻射信號包含了沿觀測視線所穿過的所有大氣光譜信號的累加，基于多層大氣模式可將連續輻射積分干涉信號轉化為不同大氣區域干涉信號的累加，表示為

其中各層大氣區域干涉信號可表示為

式中，Φn為第n層大氣風速引起的相位變化量，αmn為觀測第m層大氣時的觀測視線方向與第n層大氣水平方向的夾角，Φncosαmn表示觀測第m層大氣時第n層大氣風速引起的相位變化量在觀測方向的投影值。ωmn為觀測第m層大氣時第n層大氣信號所占的權重。

基于多層大氣模型，觀測每層大氣所獲取的干涉圖均受到該層大氣以上的各層大氣的影響，每層大氣風速均會對該層大氣以下的大氣觀測結果造成影響。根據上述多層大氣模型，采用“洋蔥剝皮”的多層大氣修正方法。首先反演0 層大氣（頂層），再根據頂層大氣風速反演結果，逐層向底層反演，即能獲取各高度大氣切點區域干涉信號，表示為

基于上述目標層干涉圖求解流程，首先剝離目標層干涉圖，再利用相位風速反演方法獲取各層各切點區域對應視線風速信息。

3 多普勒差分干涉儀儀器研究進展

自2006年多普勒差分干涉測風技術被提出以來，美國海軍實驗室、空間實驗室、加拿大約克大學、德國于利希研究所、中科院西安光機所等國內外多家研究機構相繼開展硬件設計及研制工藝研究。2010年HARLANDER J M 報道了基于Koster 棱鏡的氧原子紅線（630 nm 氣輝源）多普勒差分干涉儀原理儀器（REDDI）設計及實驗室測試結果，通過測試干涉圖對比度與干涉光束孔徑角、譜線半寬的關系驗證了干涉儀設計［10］，通過溫度拉偏測試驗證了干涉儀熱補償效果，并指出干涉儀組件0.1 ℃的主動溫控要求［10］，見圖6。2012年公布了紅線多普勒差分干涉儀（REDDI）在北卡萊羅那州皮斯加天文研究所對250 km 高度熱層風場的觀測結果，并與成熟商品化Fabry-Perot 干涉儀進行對比，觀測結果符合良好［11］。

圖6 地基多普勒差分干涉儀［10］Fig.6 The redline DASH demonstration instrument［10］

在美國空軍實驗室小型商業創新研究計劃第一、二階段項目支持下，面向天基中間層低熱層/電離層（Mesosphere，Lower Thermosphere and lower Ionosphere，MLTI）大氣風場探測發展了航天多普勒差分干涉儀原型樣機的設計和研制，命名為多普勒風場大氣紅線干涉儀（Atmospheric Redline Interferometer for Doppler Winds，ARROW）［49］，見圖7。ARROW 原型樣機以氧原子紅線630 nm 譜線為觀測目標源，采用雙視場共用一臺Koster 棱鏡分光的多普勒差分干涉儀的系統方案，該樣機經實驗室多普勒源測試，結果顯示速度反演精度優于2 m/s。為開展地基外場試驗，樣機前置系統更改為三視場拼接方式，在佛羅里達州代托納比奇由安博瑞德航空大學研究團隊與地基Fabry-Perot 干涉儀開展為期一周的對比觀測試驗，但僅公開報道了原始干涉圖數據。

圖7 多普勒風場大氣紅線干涉儀［49］Fig.7 The atmospheric redline interferometer for Doppler winds［49］

加拿大約克大學SHEPHERD G G 教授團隊將同溫層輸運研究風場干涉儀（SWIFT）技術體制由基于廣角邁克爾遜干涉體制調整為基于多普勒差分干涉體制（SWIFT-DASH），擬通過觀測臭氧分子8.822 7 μm 發射譜線測量平流層、中間層的風場和臭氧濃度，并研制了國際上首臺長波紅外多普勒差分干涉儀樣機，光譜分辨率達到0.029 cm-1，干涉儀采用全玻璃和晶體一體化膠合集成工藝［50］，見圖8。

圖8 同溫層輸運研究多普勒差分干涉（SWIFT-DASH）［50］Fig.8 Stratospheric wind interferometer for transport studies—Doppler asymmetric spatial heterodyne［50］

2011～2015年西安光機所開展寬譜段多普勒差分干涉光譜技術研究。針對以氧原子557.7 nm 和630 nm發射譜線為目標源進行中高層大氣風場地基觀測，開展寬譜段多普勒差分干涉儀中階梯光柵參數優化、消色差視場展寬設計、視線風速反演等理論研究?；诳叹€密度為46.1 gr/mm 的中階梯光柵、K9-BaF8 消色差視場棱鏡和120°分光棱鏡的寬譜段多普勒差分干涉儀研制了地基原理樣機（如圖9），光譜分辨率0.29 cm-1，基礎光程差31 mm，氧原子綠線和紅線對應衍射級次分別為35級和31級。在實驗室采用Kr燈、Na燈、Ne燈對原理樣機寬譜段干涉特性實現了驗證。2016年1月原理樣機在云南麗江天文觀測站進行了外場觀測試驗，成功獲取到氧原子630 nm 和557.7 nm 氣輝外場觀測干涉圖，見圖10。

圖9 寬譜段多普勒差分干涉儀原理樣機及標準光源干涉圖Fig.9 Prototype of broad-band Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer and interferogram of standard source

圖10 外場試驗采集到的630 nm 和557.7 nm 氣輝的干涉圖Fig.10 Interferogram of the airglow 630 nm and 557.7 nm

2016年開始，西安光機所將研究重點由多普勒差分干涉儀技術研究轉向工程關鍵技術和核心工藝攻關。在中科院西部青年學者項目支持下開展多普勒差分干涉儀熱穩定性工藝研究，著重研究實體化多普勒差分干涉儀熱補償方法、干涉儀玻璃元件成型方法、干涉儀組件膠合集成工藝、干涉儀支撐結構組件設計及集成工藝等［47-48］。研制了以氧原子紅線630 nm 氣輝為觀測目標源的多普勒差分干涉儀穩定性工藝試驗件，利用穩頻精度為2 MHz 的He-Ne 激光器測試干涉儀組件長期相位穩定性優于5 mrad，已達到工程實用化要求，標志著多普勒差分干涉儀核心干涉儀組件設計和研制工藝得到了系統性的突破［51］，見圖11。

圖11 多普勒差分干涉儀結構及穩定性測試結果Fig.11 DASH structure and result of the phase stability experiment

德國Jülich 研究中心（2020年）針對多普勒差分干涉儀的干涉儀設計和熱穩定性等關鍵問題取得了多項研究成果，并研制了以630 nm 氣輝輻射線（發射光譜）為探測源的地基單波段多普勒差分干涉儀原理樣機［39］。該干涉儀采用第三種干涉儀結構形式，并將長臂視場棱鏡拆分出來的平行平板與分光棱鏡做成一體。干涉儀實驗室測試相位穩定性為0.469 rad/℃，也獲得了外場觀測的原始干涉圖［52］，見圖12。

圖12 Jülich 研究中心研制的多普勒差分干涉儀［39］Fig.12 DASH developed by Jülich Research Center［39］

基于多普勒差分干涉儀（DASH）技術體制的全球高分辨率熱層成像干涉儀（MIGHTI）2013年入選NASA 電離層連接探測項目（ICON），MIGHTI 由美國海軍實驗室主導研制。載荷由兩臺正交安裝（與衛星飛行方向45°和135°）的單機組成，載荷功能是測量全球尺度90～300 km 水平大氣風場矢量高度廓線和90～140 km 大氣溫度廓線。載荷的垂直空間分辨率為5 km，水平空間分辨率為500 km。目標是為研究電離層強烈的擾動、底層大氣與外層空間的能量和動量傳輸以及太陽風和磁場效應改變大氣-空間系統相互作用的機制提供動力學和熱力學基礎觀測數據［13］。該載荷采用中階梯光柵譜段展寬、星上同步定標、雙色分光條紋成像系統方案，可同時測量557.7 nm 和630 nm 兩個波段目標光譜和相應的定標譜線的干涉圖（2020）［54-55］，ICON 衛星2019年8月發射，使得MIGHTI 成為國際上首臺在軌應用的多普勒差分測風干涉儀載荷，經與地基FPI 測風干涉儀和流星雷達交叉檢驗（2021年），結果顯示數據一致性良好，首次證明了DASH 天基應用潛力［56-57］，見圖13。HARLANDER J M 等進一步將MIGHTI 干涉儀組件改造成用于微納衛星的小型化測風載荷，由于衛星姿態控制精度和星上資源條件的限制，載荷的空間分辨率和風速測量精度均會存在不同程度的降低［58］，見圖14。

圖13 MIGHTI 儀器圖［29］Fig.13 Instrument diagram of MIGHTI［29］

圖14 mini-MIGHTI 實驗室測試圖［58］Fig.14 Laboratory test diagram of mini-MIGHTI［58］

2017年至2020年，中科院西安光機所牽頭聯合中科院空間中心、武漢物數所、北京應用氣象研究所、中國地質大學等單位開展了星載寬譜段多普勒差分干涉儀關鍵技術研究工作，見圖15。面向全球尺度平流層、中間層、熱層大氣風場探測，突破了星載中高層大氣風場探測總體技術、臨邊觀測雙視場耦合技術、星載可見光寬譜段多普勒差分干涉儀技術和長波紅外多普勒差分干涉儀設計技術、星載高熱穩定干涉儀技術、多普勒差分干涉儀高精度相位定標、中高層大氣風場數據反演與質量控制等關鍵技術。實現了基于反射棱鏡的雙視場拼接和分色成像系統方案的驗證；實現了可見光雙波段和近紅外單波段實體多普勒差分干涉儀的成功研制，并通過了航天環境適應性試驗驗證［59］，見圖16。

圖15 星載寬譜段多普勒差分干涉儀工程樣機Fig.15 Prototype of space-borne broad-band Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer

圖16 長波紅外差分干涉儀原理樣機Fig.16 Prototype of long-wave infrared spatial heterodyne spectroscopy

2020年受中科院空間中心委托研制“子午工程”Ⅱ期--地基高層大氣風場探測干涉儀630 nm 通道多普勒差分干涉儀核心模塊，見圖17。標志著研究所地基高層大氣風場探測多普勒差分干涉儀步入應用階段，今年630 nm 通道裝備將投入外場觀測應用，通過與科學研究團隊聯合推進，未來有望替代進口同類科學觀測儀器。

圖17 地基多普勒差分測風干涉儀Fig.17 Ground-based Doppler asymmetric spatial heterodyne interferometer

4 結論

經過近二十年的發展，多普勒差分干涉測風技術已經形成建立了探測技術原理、干涉儀優化設計、風場溫度場數據反演等方面的系統理論基礎，國際上多家研究機構開展了干涉儀核心組件研制工藝探索，成功研制出了覆蓋從可見光到長波紅外多個波段的多普勒差分干涉儀樣機，地基儀器和天基載荷也已經發展到應用推廣階段。多普勒差分干涉儀具有元件光學指標要求相對寬松、干涉圖一次采集不需要步進掃描、反演過程中依靠算法提取目標譜線從而降低了工作通道濾光片極窄帶寬要求、可實現與觀測同步定標等原理性特點，且均已通過實驗證明。這使得該技術成為中高層大氣風場探測領域的研究熱點，未來該技術將在地基、天基中高層大氣風場探測領域獲得廣泛應用，也將為中高層大氣風場探測儀器水平帶來新的提升。

國內對該技術的研究始于2010年前后，經過十余年研究積累，在天地基大氣風場探測多普勒差分干涉儀總體技術、核心干涉儀設計與研制、風場數據反演理論與算法等方面均取得了長足進步。尤其，系統掌握了測風多普勒差分干涉儀的譜段拓展、視場展寬、熱補償設計、風廓線反演、相位標定等關鍵技術，以及高靈敏度、高穩定干涉儀組件的核心制造工藝，使得地基大氣高層大氣風場探測多普勒差分干涉儀已步入應用推廣階段，也已具備面向星載應用的多普勒差分干涉儀研發能力，為我國天、地基大氣及空間環境參數遙感探測奠定了堅實基礎。