關鍵詞： 太陽 探測器 日冕 日冕物質拋射 耀斑
1、引言
太陽是太陽系的中心,也是距離我們最近的壹顆恒星,它孕育了地球的萬物.太陽耀斑和日冕物質拋射(CME)是太陽大氣乃至整個行星際空間能量釋放最為劇烈的兩類爆發現象,蘊含著豐富的物理過程[1,2,3,4].太陽磁場是引起太陽活動的壹個根本原因,是太陽上各種活動現象的能量來源.對於它們的研究,既能加深人們對太陽的認識和理解,又能幫助人們理解宇宙中其他恒星上發生的類似現象[5,6].同時,太陽具有地面等離子體實驗室無法模擬的高溫、高壓等極端等離子體環境,是天然的等離子體實驗室.因此,發生在太陽上的各種物理現象對實驗室等離子體的研究具有重要的指導意義.此外,太陽爆發對空間天氣的影響又使得對太陽爆發的研究具有重大的現實意義[7,8].
先進天基太陽天文臺(ASO-S)是計劃於2021年底或2022年上半年發射的我國首顆太陽探測衛星[9].它的科學目標主要是為了研究太陽磁場、太陽耀斑和日冕物質拋射的起源及3者之間可能存在的因果關系.萊曼阿爾法太陽望遠鏡(LST)作為ASO-S的有效載荷之壹,具體由萊曼阿爾法全日面成像儀(SDI)、萊曼阿爾法日冕儀(SCI)、白光太陽望遠鏡(WST)3臺科學儀器和2臺導行鏡(GT)組成,其主要功能是進行全日面(0到1.2倍太陽半徑)和內日冕(1.1到2.5倍太陽半徑)的成像觀測,獲取滿足科學需求的高分辨率圖像,包括:萊曼阿爾法波段(121.6 nm)的全日面和內日冕圖像、白光波段(360 nm)的全日面高分辨率圖像以及白光波段(700 nm)的內日冕高分辨率線偏振亮度圖像[10,11,12].
對於耀斑和暗條爆發等快變活動現象的研究通常需要較高的時間分辨率,特別是變化快、時間短的白光耀斑.為了能夠實現對太陽爆發事件的高分辨觀測,LST各儀器的觀測模式中均包含了壹種針對爆發事件而設置的模式,即爆發模式[10].該模式下,各儀器將以最快的速度和最高的分辨率進行科學數據采集.同時,采集的數據也以盡可能高的數傳率下傳.然而,在爆發模式下,如果在不改變空間分辨率的情況下繼續進行全日面成像觀測,探測器將產生巨大的數據量,尤其是對於4608 4608像元的SDI和WST,這將為星載的數據存儲與傳輸帶來巨大的困難.為了克服以上困難並且確保科學目標的實現,SDI和WST在爆發模式期間均采取了開窗觀測,即探測器在有爆發事件發生時選擇讀取爆發區域附近的1024 1024像元區域.這樣壹來,我們需要在太陽爆發事件的初始時刻對事件的爆發時間和發生位置等信息進行提取,以便能及時地進行觀測模式的切換.SCI無需開窗,但在事件爆發期間需要以更高頻率進行數據采集,因此SCI需要爆發的初始時間信息.
ASO-S沒有單獨用於爆發事件識別的獨立探測系統,因此,LST需要根據自身需求,發展出壹套屬於自己的爆發模式觸發和終止方案.下文將就該方案做具體論述.
2、SDI爆發模式觸發及終止方案
SDI的觀測模式均包含了常規、爆發和用戶3種觀測模式[10].在常規模式,為了能夠盡可能早地識別爆發事件並及時切換至爆發模式,SDI以較快的頻率進行數據采集(每10 s采集1幅全日面圖像).然而,由於受到星載數據存儲器容量和星地鏈路帶寬的限制,此模式下采集的圖像僅部分下傳至地面(每間隔采集3幅經衛星下傳1幅,即地面接受到相鄰圖片間的時間間隔為40 s).當SDI接收到來自星載計算機的爆發模式觸發信號時,在完成當前圖像采集後,隨即進入爆發模式.爆發模式下,SDI每4 s進行壹次開窗觀測(開窗區域的中心位置為耀斑的發生位置,開窗區域大小為1024 1024像元),每40 s穿插進行壹次全日面觀測.爆發模式期間采集的所有圖像均下傳.進入爆發模式後,星載計算機開始對爆發模式的終止信號進行判斷,當滿足終止條件時,SDI自動退出爆發模式.
壹般情況下,太陽耀斑在初始階段的輻射強度較低且增加緩慢,要想及時地把它們從復雜的太陽背景輻射中檢測出來,簡單地基於全日面輻射流量的閾值檢測是遠遠不夠的.我們的算法是將最新采集的全日面圖像與先前采集的背景圖像進行比較,通過設定壹定的閾值來判斷耀斑的起始和結束.該算法完全基於SDI在常規模式及爆發模式下采集的全日面圖像而設計,開窗觀測產生的太陽部分像不參與計算.考慮到星載計算機有限的計算資源,本算法力求簡單,主要包括以下幾個步驟:
(1)中值濾波.當空間望遠鏡在外太空工作時,互補式金屬氧化物半導體(CMOS)探測器容易受到空間宇宙線(高能粒子流)的轟擊,致使觀測圖像上出現壹些孤立且突然增亮的像元,進而引起觀測模式誤觸發.這些誤觸發不僅浪費了有限的數據存儲資源,還會幹擾正常耀斑的識別,因此,在對耀斑識別之前,我們采取壹定手段對這些孤立的噪聲點進行去除.中值濾波是壹種基於排序統計理論並能有效抑制噪聲的非線性信號處理技術,它將觀測圖像上每壹點的像素值設置為該點鄰域窗口(即相鄰的像元組成的壹個窗口)內所有點的中值,進而消除孤立宇宙線帶來的影響.具體來講,當CMOS探測器采集到壹幅全日面圖像時,我們首先對該圖像上的每壹個像元進行中值濾波處理,濾波窗口的大小為3 3像元;
(2)像元合並.CMOS探測器采集到的全日面圖像具有較高的分辨率(包含4608 4608像元),如果對每個像元都進行閾值判斷,將消耗很大的計算量.為了降低參與計算的像元數,在對當前圖像進行閾值判斷之前,我們對能夠覆蓋整個日面及其邊緣的4096 4096像元進行鄰近像元合並(即每相鄰128 128像元合並成壹個超級像元,超級像元的像素值為被合並像元的平均值),得到壹個由32 32個超級像元組成的低分辨圖像.像元合並後的圖像記為Fn(i,j),其中n代表采集到的圖像序列號,i和j分別代表圖像沿水平和豎直方向的像元坐標(i=0,···,31;j=0,···,31).該步驟可有效地降低背景噪聲以及以下步驟中所需的計算量;
(3)中值背景計算.判斷日面事件是否爆發的壹個主要參照標準是事件爆發前的背景亮度.本方案中,我們滾動保存當前觀測前6 min內采集到的圖像,用於參照背景的計算(註意,這些圖像均已經過中值濾波、像元合並處理).為了過濾掉異常像元以及耀斑早期輻射帶來的影響,我們對圖像上每個像元沿時間方向取中值,得到壹個中值背景,然後以該中值背景為參照標準來對當前圖像進行判斷.為降低中值計算量,並且保證6 min的時間跨度,我們每間隔40 s取1幅,滾動保存9幅圖像用於中值背景計算.考慮到SDI在不同觀測模式下不同的采樣頻率,常規觀測模式下我們每采集4幅取1幅用於中值背景計算,進入爆發模式後,采集到的每壹幅全日面圖像均用於中值背景計算.由此計算到的中值背景記為Fref(i,j)(其中i=0,···,31;j=0,···,31);
(4)閾值圖像計算,判斷觸發和終止.經過以上步驟的預處理,本步驟開始計算用於判斷爆發模式觸發和終止的閾值圖像γn(i,j).γn(i,j)代表采集到的第n幅圖像上橫縱坐標分別為i,j的像元接收到的輻射強度相對於參照背景的變化量.具體表達式如下:
其中g是為了避免背景亮度過小而引入的壹個背景亮度補充因子.註意,為了提高算法對微弱信號的敏感度,我們對當前觀測與參照背景間的差分圖像進行了平方運算.假設γ1和γ2分別為爆發模式的觸發和終止閾值,當閾值圖像上的像元滿足
(本文稱之為觸發像元)且像元數NP介於NP1和NP2之間時,觸發爆發模式,反之則繼續進行常規模式觀測.註意,NP1和NP2代表觸發像元數的下限和上限,分別是為了濾掉壹些小耀斑和避免粒子暴事件帶來的誤觸發.進入爆發模式後,星載計算機繼續計算閾值圖像,並開始對爆發模式的終止信號進行判斷,當閾值圖像中沒有像元滿足
即閾值圖像上所有像元的數值均降到終止閾值以下,退出爆發模式,反之則繼續進行爆發模式觀測.註意,為避免反復進入,終止閾值應不大於觸發閾值,即γ2γ1.
考慮到現場可編程邏輯門陣列(FPGA)在進行除法運算時的困難,我們將(1)式代入(2)式和(3)式,並進行簡單變形得到
分別用Qn,1(i,j)、Qn,2(i,j)表示(4)式和(5)式的左側,即
(2)式和(3)式分別等價於,
常規觀測模式下,我們使用(6)式計算閾值圖像,並將閾值圖像滿足(8)式的像元標記為觸發像元,當觸發像元數大於NP1且小於NP2時,進入爆發模式,反之則繼續進行常規模式觀測.爆發模式下,我們改用(7)式計算閾值圖像,當閾值圖像滿足(9)式的像元數降為零時,退出爆發模式,反之則繼續進行爆發模式的觀測.需要強調的是,在對爆發模式觸發條件進行判斷時,考慮到太陽爆發事件的源區都是在日面上,我們把對觸發像元的查找範圍限制在1.1倍太陽半徑範圍之內.在對爆發模式退出條件進行判斷時,為了避免開窗區域之外的爆發帶來的幹擾,我們把對滿足(9)式的像元的查找範圍限制在開窗區域內.
圖1是根據以上步驟設計的SDI星上檢測軟件工作原理流程圖,其中R 為太陽半徑.表1給出了SDI星上檢測軟件需要上註的自由參數列表.在衛星測試階段,我們需要根據實際觀測,對這些參數進行適當的調整,以使得對爆發的探測達到最佳效果.
圖1 LST/SDI爆發模式觸發和終止方案示意圖
表1 LST/SDI爆發事件星上檢測軟件的自由參數
3、WST爆發模式觸發及終止方案
WST的觀測模式也包含常規、爆發和用戶3種模式.WST的爆發模式設置較SDI略為簡單.在常規模式下,WST每10 s采集1幅全日面圖像,每間隔采集11幅經衛星下傳1幅(即地面接受到圖像的時間間隔為120 s).當WST接收到爆發模式的觸發信號(由SDI提供的觸發信息給出),在完成當前圖像采集後,隨即進入爆發模式.進入爆發模式後,WST進行開窗觀測(窗口大小同樣為1024 1024像元),並且每120 s穿插進行壹次全日面觀測.開窗區域的中心位置同樣由SDI提供的觸發信息給出.爆發模式期間,WST的開窗觀測采用兩種采樣間隔,分別對應觀測的兩個階段(第1階段5 min,第2階段為設置(上註)的WST耀斑時長減去5 min),第1階段采樣間隔為1 s,第2階段為2 s,圖像采樣後即下傳,待兩個階段的觀測結束,WST強制退出爆發模式.
4、SCI爆發模式觸發及終止方案
SCI儀器在萊曼阿爾法波段和白光波段對太陽大氣低日冕(日心距離從1.1倍太陽半徑到2.5倍太陽半徑)進行觀測,其觀測模式同樣包括常規、爆發和用戶3種模式[10].SCI爆發模式的觸發和終止是基於SCI在白光波段的觀測進行判斷的.白光波段的偏振亮度觀測是在3個線偏振角度(-60 、0 和60 )上進行的[13],數據的采集從-60 開始,然後依次在0 和60 采集圖像,每采集壹遍得到壹組觀測數據.在常規模式下,每30 s采集壹組數據,每采集兩組數據下傳壹組,即每60 s下傳壹組數據.壹旦有CME等爆發事件發生,SCI將快速切換至爆發模式.爆發模式期間,SCI的采樣間隔保持不變(仍為30 s壹組數據),但采集到的每壹組數據均下傳(下傳間隔變為30 s).SCI爆發模式的觸發和終止方案與SDI類似,但又略有不同.不同之處在於SCI不需要開窗,因此不需要提供爆發的位置信息,只需要提供爆發模式觸發和終止的時間信息即可.具體方案如下:
(1)SCI在白光波段采集的每壹組數據相加,得到3個線偏振角度上的總強度圖像(圖2中patrol image);
(2)總強度圖像經中值濾波(濾波窗口為3 3像元)、像元合並等處理,得到壹個由32 32個超級像元構成的低分辨圖像(圖2中Fn(i,j)).關於中值濾波及像元合並,請參考第2節;
(3)滾動保存當前觀測前6.5 min內經上述步驟處理過的低分辨圖像(***13幅),並對這些圖像的每個像元沿時間方向取中值,得到壹個中值背景(圖2中Fref(i,j));
(4)計算SCI閾值圖像(計算公式同SDI),並對爆發模式的觸發和終止進行判斷.在常規模式下,我們采用(6)式計算閾值圖像,並將滿足(8)式的像元標記為觸發像元,當觸發像元數大於NP1且小於NP2時,SCI觀測模式迅速切換至爆發模式,反之則繼續進行常規模式觀測.爆發模式下,我們改用(7)式計算閾值圖像,閾值圖像上滿足(9)式的像元數降為零時,SCI退出爆發模式,反之則繼續進行爆發模式觀測.需要強調的是,閾值圖像的計算是針對所有像元進行的,而早期CME觸發的像元所在的高度壹般較低,為了排除大視野中異常增亮引起的誤觸發,並且考慮到LST有效的觀測視野,在對爆發模式觸發條件進行判斷時,我們將觸發像元的查找範圍限制在1.1–2 R 範圍內.
SCI在萊曼阿爾法波段的觀測模式同樣包含常規模式、爆發模式和用戶模式,其中爆發模式的觸發和終止信號均由SCI在白光波段的觀測提供.常規模式下,SCI在萊曼阿爾法波段每間隔60 s采集壹組圖像(長曝光、短曝光各1幅),采樣後即下傳.在接到白光波段提供的爆發模式觸發信號後,SCI在完成當前萊曼阿爾法圖像采集後,隨即進入爆發模式.爆發模式下,SCI在萊曼阿爾法波段的采樣間隔和下傳間隔均調整為15 s.
圖2 LST/SCI爆發模式觸發和終止方案示意圖
圖2是SCI星上檢測軟件的工作流程圖,軟件需要地面上註的參數同SDI,見表1.在衛星測試階段,我們需要根據實際觀測,對這些參數進行適當的調整,以使得對爆發的探測達到最佳效果.這裏需要強調的是,雖然SCI與SDI的上註參數具有相同的定義,並且使用了相同的符號和名稱,但它們其實具有不同的值.
5、 算法測試
SDI在萊曼阿爾法波段(121.6 7.5 nm)對寧靜日面及活動區進行高分辨率觀測.目前能夠在該波段對太陽進行觀測的儀器主要有美國SDO(Solar Dynamics Observatory)衛星上的EVE(the Extreme Ultraviolet Variability Experiment)儀器以及GOES(the Geostationary Operational Environmental Satellite)系列衛星(GOES-13、GOES-14、GOES-15)上的EUVS(the Extreme Ultraviolet Sensors)儀器.然而,它們僅是對太陽的全日面輻射總流量進行監測,成像觀測仍然缺乏.
AIA(Atmospheric Imaging Assembly)是搭載在SDO衛星上的大氣成像組件,被認為是當前太空中運行的最新也是綜合性能最好的太陽大氣成像觀測儀器.它能在多個紫外(1600 A、1700 A)及極紫外波段(94 A、131 A、171 A、193 A、211 A、304 A、335 A)上同時對寧靜太陽大氣、冕洞、活動區及耀斑等結構進行成像觀測.AIA的7個極紫外波段分別對應不同的特征溫度和太陽大氣層次,除304 A屬於光學厚輻射外,其余均屬於光學薄輻射.太陽的萊曼阿爾法輻射主要來自於太陽色球中的中性氫,是太陽紫外波段最亮的發射線.由於太陽色球中含有大量的中性氫,萊曼阿爾法發射線也屬於光學厚輻射,因此,本工作中我們采用SDO/AIA在304 A的成像觀測數據作為實驗數據,對SDI爆發模式觸發和終止方案進行驗證.由於AIA的數據量太大,我們主要對太陽活動比較劇烈的幾個時間段的觀測數據進行了檢驗.
根據第2節中描述的方法,我們設計了耀斑識別軟件,並將從SDO數據網站下載到的304 A觀測圖像作為輸入,開展耀斑的識別工作.表2給出了本次測試中所有參數的設置情況.圖3是耀斑識別軟件在爆發模式期間的壹個測試界面.受篇幅限制,表3僅給出我們對2011年2月13日至18日期間AIA在304 A波段所有觀測數據的識別結果.表格自左向右依次代表被識別耀斑的編號、發生日期、起始時間、結束時間、持續時間(以分鐘為單位)、耀斑的發生位置(日面坐標)、耀斑的顯著性以及對應的GOES在軟X射線波段探測到的耀斑級別.其中耀斑的顯著性是用來衡量耀斑級別及重要性的壹個參數,具體定義如下:
其中Fbkg代表耀斑開始前開窗區域的平均背景亮度,Fmax代表耀斑爆發過程中開窗區域的最大亮度值.
表2耀斑檢測軟件使用的參數數值,各參數的定義見表1
在2011年2月13日至18日,我們在304 A波段壹***識別出79個耀斑事件,其中編號為15的觸發事件為像元異常增亮(宇宙線)引起的誤觸發.這些耀斑的持續時間多數分布在幾分鐘至十幾分鐘,最長不超過1 h.考慮到耀斑在萊曼阿爾法波段與304 A波段可能具有相似的輻射特性,我們這個測試結果也為星上設置耀斑爆發模式的最長持續時長提供了壹個依據.通過將我們的識別結果與GOES耀斑列表進行比較,我們發現我們的識別軟件不僅對M級及其以上的大耀斑有很好的識別,對於C級及其以下,甚至是在GOES上沒有明顯響應的小耀斑也能很好地識別.此外,我們將來可以根據需要,通過適當調節觸發參數(比如觸發像元數的下限)過濾掉壹部分小耀斑.
表3 2011年2月13日至18日耀斑識別結果.表格自左向右依次是代表被識別耀斑的編號、發生日期、起始時間(世界標準時間)、結束時間(世界標準時間)、持續時間(以分鐘為單位)、耀斑的發生位置(日面坐標,以度為單位,其中“N”和“S”分別表示日面北緯和南緯,“E”和“W”分別表示日面東經和西經)、耀斑的顯著性以及相應的GOES耀斑級別
圖3耀斑識別軟件在爆發模式下的壹個測試界面.第1行顯示了太陽的全日面(實線)和局域(點線)光變曲線,其中豎直虛線代表識別到的耀斑起始時間,豎直長實線代表當前圖像所在時刻,豎直短實線代表用於背景計算的9幅圖像所在時刻.第2行左圖顯示了當前全日面圖像,黑色方框代表開窗區域.第2行右圖顯示了對耀斑區域的開窗觀測.
6、總結與展望
為了克服星上大數據存儲和下傳的困難,並且確保ASO-S衛星科學目標的實現,LST各儀器均包含了壹種針對爆發事件而設置的模式,即爆發模式.該模式下,LST各儀器將以更高的頻率進行圖像采集,以獲得對爆發事件的高分辨觀測(註意,爆發模式下,SDI和WST采集的圖像主要以覆蓋爆發區域的局域像為主,中間穿插少量全日面像).然而,ASO-S衛星沒有專門用於爆發信號監測的系統,因此,LST各儀器需要根據各自采集的數據,采用適當的算法,對爆發信號進行實時檢測.本文基於LST的觀測方案及其將來可能產生的觀測數據,詳細介紹了LST各儀器爆發模式觸發和終止信號的獲取方案.
壹般來講,耀斑等太陽爆發事件在爆發的初始階段輻射強度十分微弱,容易被太陽輻射背景噪聲淹沒,因此,要想將它們盡可能早地識別出來,簡單地基於日面總輻射流量進行閾值判斷的方法是行不通的.本文采用的算法是將觀測圖像通過像元合並劃分成32 32個不同的子區域,對於每個子區域,我們計算其輻射強度相對於前面圖像(背景)的相對變化量,定義見文中(1)式.當相對變化量超出預先設定的閾值時,爆發模式觸發.通過像元合並,我們有效地抑制了背景噪聲,提高了信噪比.在計算輻射流量相對變化時,我們通過對當前與背景間的差分流量取平方(見(1)式分子項)對信號做進壹步放大,進而提高信號識別的靈敏度(該步驟對識別日面邊緣事件尤為有效).我們對觸發像元的數目分別設置了上限和下限,上限可以有效地避免高能粒子暴事件(尤其是當衛星經過南大西洋異常區的時候)帶來的誤觸發,下限是為了過濾掉壹些小耀斑(小爆發)事件.
為了驗證我們的算法,我們選用SDO/AIA在304 A的觀測數據作為測試數據,對耀斑進行識別,並且對耀斑的顯著性進行了定義(即耀斑期間的峰值強度相對於耀斑前背景的相對變化,見(10)式).在2011年2月13日至18日期間,我們壹***識別出80個事件(進壹步檢測表明,79個為耀斑事件,1個為誤識別,詳見表3),耀斑的顯著性變化範圍為10.3%–176.6%,幾乎識別出304 A圖像上所有肉眼可見的爆發.由此可見,我們的識別算法對耀斑具有非常高的識別率.通過對比GOES衛星在軟X射線波段觀測到的耀斑,不難看出,我們的算法不僅能夠很好地識別M級及以上的大耀斑,對於C級及以下的小耀斑也有很好的識別.基於以上測試結果,我們期待本文中研究的算法不僅能夠在將來的LST觀測中發揮重要作用,對其他空間和地面觀測儀器也能具有壹定的借鑒意義.