遥感干涉高光谱成像仪定标技术

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书名：遥感干涉高光谱成像仪定标技术

ISBN：978-7-115-58945-3

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版　　权

编　　著 计忠瑛 胡炳樑 王 爽

责任编辑　李永涛

人民邮电出版社出版发行　　北京市丰台区成寿寺路11号

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内容提要

遥感光谱成像技术的快速发展，对遥感光谱成像的定量化水平和数据质量提出了更高的要求。定标是遥感器输出数据定量化的主要手段，研究、改进定标技术，提高定标精度，对提高遥感数据产品质量、推动遥感光谱成像技术的应用具有重要意义。遥感干涉高光谱成像技术具有独特的优势，其定标技术也具有特殊性。

本书介绍辐射传输、辐射定标的理论基础和干涉型高光谱成像仪的定标原理；遥感干涉高光谱成像仪在卫星发射前和在轨运行后的定标技术（发射前的地面定标、星上定标、在轨场地定标、交叉定标，利用云、冰等场景和月亮辐射进行定标，以及近年发展的场地自动化定标和全球定标场网定标）；各定标技术的原理和方法、数据处理方法；遥感干涉高光谱成像仪定标实例等。

本书适合从事遥感光学仪器开发、研制、应用的专业人员和相关专业的本科生、研究生参考阅读。

序

随着遥感技术的发展，人类对地球和太空的探索有了有效的手段，而20世纪80年代光谱成像技术的出现，更使遥感技术产生了革命性的飞跃。

遥感技术研究的主要目的之一是探测目标的特性。遥感成像技术可以获得目标的二维或三维空间信息。光谱技术可以获得目标的光谱信息，由此可以分析了解目标的物质组成和属性。遥感成像技术与光谱探测技术的结合，使遥感探测对研究目标有更全面的认识，大大拓展了遥感探测的应用范围。在遥感技术应用的地质、海洋、农业、林业、城市、环境、军事等领域，光谱成像技术不但可以识别目标的形态、分布、位置，还可以识别目标的类型、成分、生物物理状态，甚至可以识别伪装目标。光谱成像技术这种深层次的探测能力，正是其快速发展的重要原因。

在遥感光谱成像技术的发展进程中，随着精密光学和机械、微电子、计算机、探测器、数字图像处理等技术的快速发展，已有多种类型的光谱成像仪应用于遥感领域。在光谱性能方面，由多光谱发展到高光谱、超高光谱；从可见、近红外，发展到长、短波红外，甚至紫外。在光谱成像方式上，从最早的棱镜分光、光栅分光，发展到干涉分光，现在还出现电光调制、声光调制、滤光片分光等新的光谱成像方式。在多种类型的光谱成像仪中，干涉型光谱成像仪具有独特的优势。

干涉型光谱成像仪一般是指通过入射光的分光、干涉、成像，获得目标的图像、干涉信息，由干涉图反演入射光谱的仪器。干涉型光谱成像仪中又以傅里叶变换光谱技术较为成熟，现已应用于星载遥感器。

Albert A. Michelson在1880年提出了傅里叶变换光谱方法，并获得诺贝尔奖。20世纪60年代，随着计算机技术的迅猛发展，傅里叶变换光谱技术得到了广泛的重视和应用，之后又发展了光谱成像技术，使傅里叶变换光谱成像技术成为光学探测仪器发展史上的一次重大飞跃，并很快成功应用于遥感领域。遥感傅里叶变换光谱成像技术现已演化出多种类型，包括时间调制型、空间调制型、时空联合调制型、外差型等，它们各自在不同的应用领域中发挥着十分重要的作用，国外已形成了许多系列产品。在我国，不少单位也在研制傅里叶变换光谱成像仪，它主要应用于分析化学、大气探测、对地遥感等方面。

傅里叶变换光谱成像仪具有高通量、高光谱分辨率等特点，较经典的棱镜型、光栅型光谱成像仪呈现明显的优势，因此近年在航空航天领域发展较快。新发展的时空联合调制的大孔径光谱成像仪，比时间调制的傅里叶变换光谱成像仪有更强的能量通透力，可以有效地提高仪器的信噪比，降低了对探测器的苛刻要求，同时为减小曝光时间、提高空间分辨率和图像质量提供了有利条件。大孔径光谱成像仪的光学系统口径小，可使仪器体积小、重量轻，利于提高整体的稳定性，更好地适应了遥感空间的恶劣环境。时空联合调制的大孔径光谱成像仪的窗式光谱成像，具有光谱、空间信息量大且冗余信息多的特点。利用图像处理技术，可以实现光谱分辨率的提高，采用图像匹配等方法可以增强图像的空间分辨率。

光谱成像定量化技术是遥感光谱成像技术中的关键技术之一。对遥感器的定标是标定其接收到的电磁波信息与其量化的数字信号之间的定量关系。这个标定结果是遥感器定量化应用的基本依据。遥感器在发射前的定标是获得基础数据；在轨运行后，遥感器寿命结束前，都需要随时进行定标，监测遥感器数据定量化的变化，保证定量化数据的质量。定标的精度、数据定量化的质量直接关系到光谱成像仪的应用水平和质量。目前遥感光谱成像技术向着高光谱分辨率、高空间分辨率、高定量化水平发展，对定标技术也提出了更高的要求。因此，对遥感光谱成像仪定标技术的研究，是整个光谱成像仪研究和应用阶段的重要任务。

中国科学院（简称中科院）西安光学精密机械研究所（简称西安光机所）的光谱成像技术重点实验室，是中科院在光谱成像技术研究领域的第一个重点实验室。实验室自2004年建立以来，组建了光谱成像技术研究的多学科、实力雄厚的研究团队，承担了多项遥感光谱成像仪器和遥感技术方面的研究任务，取得了多项重大成果，为我国的遥感技术发展做出了突出贡献。中科院光谱成像技术重点实验室主任、现西安光机所副所长胡炳樑研究员长期从事光谱成像技术研究工作，组织并带领团队研制了数套遥感干涉光谱成像仪载荷，为推动我国光谱成像技术事业的发展做出了贡献。中科院光谱成像技术重点实验室计忠瑛老师，从事成像光谱仪研制工作已有20余年，尤其对遥感高光谱成像仪的发射前定标、星上定标等定标技术的研究、工程设计具有丰富的经验。

高光谱成像技术是近年来发展的一种新兴技术，国内外至今很少有高光谱成像仪和定标技术的相关专著。中科院光谱成像技术重点实验室在已发表论文和项目资料的基础上，现借本专著的出版，使该领域更多的科研工作者和研究生受惠。

本书在介绍高光谱遥感概念、国内外高光谱成像仪发展现状的基础上，系统、全面、深入地介绍干涉型高光谱成像仪定标技术的基础理论和基本方法。本书重点论述了辐射度测量和辐射传输的基础理论，遥感干涉高光谱成像仪的发射前定标、星上定标、辐射校正场定标、交叉定标，并讨论了除上述定标方法外的其他定标方法和定标技术的发展趋势，尤其介绍了近年发展的场地自动化定标和全球定标场网定标。本书除了简要介绍每种定标方法的基本理论和实现方法外，还结合中科院光谱成像技术重点实验室人员自身工程技术经验，介绍了大量在实际研究工作中遇到的问题，其中大量内容是首次公开的科研成果，对工程设计人员具有重要的指导意义。

相信本书将会对当今高光谱成像仪定标技术的研究和发展，对光谱成像仪的研制、工程化及应用均具有重要的指导意义；对高空间分辨率、高光谱分辨率的空间对地观测、空间探测、深空探测、航空航天等领域的研究和技术进步起到积极的推动作用；对仪器设计人员具有直接的参考价值。

中国科学院院士

2022年4月

前　言

遥感光谱成像技术可以同时获得探测目标的影像和光谱信息，影像可以使人们从探测目标的空间布局识别物体的位置和分布，而光谱信息则可以使人们从物体本征的辐射光谱中分辨其物质特性，进而分辨物质的成分、种类及其变化，更精准地识别探测目标的属性。光谱成像遥感技术的发展拓展了人们探测目标的能力，推动了遥感技术应用的发展。进入高光谱成像遥感时代，遥感应用从地形、地质制图、灾害监测评估等空间图像应用，发展到利用物质辐射光谱进行农业植被、土壤成分、海洋生物、大气成分、矿物成分分析的研究，乃至全球气候变化、环境监测评估等多个领域的应用，在军事领域更有伪装识别、武器化学性能分析等具有重大意义的应用。

遥感光谱成像技术应用的基础是遥感定量化，而遥感定量化的前提是遥感器的定标，即将遥感数据量化为具有一定精度的辐射度量标准值。在遥感数据的应用中，只有用标准尺度对探测目标进行测量、评价、比对，遥感定量化的结果才具有可靠性。遥感数据的可靠性及应用的深度和广度在很大程度上取决于定标的精度。因此，遥感定量化研究不但以遥感器的定标为基础，而且对定标的精度也提出了更高的要求。

辐射定标是遥感定量化的关键技术，为满足遥感高光谱成像技术快速发展的要求，迫切需要深入进行高光谱成像仪辐射定标技术的研究，提高定标技术水平和定标精度，提高遥感器的数据产品质量，这对推动高光谱成像遥感技术的应用有重要意义。

遥感器辐射定标的工作分搭载平台发射入轨前和入轨工作后两个阶段进行。遥感高光谱成像仪在发射入轨前的辐射定标，主要对遥感器的辐射响应性能、光谱响应性能进行定标测试。遥感器入轨工作后，还需进行定期的定标测试，以对遥感器响应性能的变化进行监测，及时调整响应性能参数，保证输出数据定量化的有效性，才能保证遥感定量化的可靠性。

近阶段，遥感高光谱成像技术发展很快，各应用领域的飞行平台大都搭载高光谱成像仪，并不断向高光谱分辨率、高空间分辨率、高辐射定标精度发展，对遥感的定量化水平和数据质量都提出更高的要求。同时，随着科学技术的不断进步，还有一些新型的遥感高光谱成像仪研制成功，并逐步进入实用。

干涉型傅里叶变换光谱成像仪具有高光谱分辨率和高能量利用率等优点，因此近年来受到人们的广泛关注和研究。特别是在20世纪90年代以后，出现了静态傅里叶变换光谱成像技术，这种新型光谱成像技术保留了傅里叶变换光谱成像技术的主要优点，并且这种新型光谱成像仪的可靠性和稳定性好、体积小、光谱线性度高、光谱范围宽，适合在飞机和卫星等飞行器上搭载，在国际上引起广泛的重视。干涉型高光谱成像仪将成为遥感高光谱成像技术领域新的典型代表和新的发展方向。

现在光学成像遥感的定标和应用技术较为成熟，但遥感高光谱成像技术，尤其是干涉型高光谱成像仪的应用刚步入快速发展阶段，由于其工作原理的特殊性，光学成像仪的定标技术不能通用，而适应干涉型光谱成像原理的辐射定标技术尚不够成熟和完善，数据质量的水平还不能满足使用的要求。因此，迫切需要进一步深入研究遥感干涉高光谱成像仪的定标技术，但是目前有关遥感干涉光谱成像仪辐射定标的理论和技术的专著很少。

中科院西安光学精密机械研究所的光谱成像技术重点实验室，在遥感干涉光谱成像仪的研究方面已有20余年的历史，已研制了数台（套）遥感干涉光谱成像仪，具有丰富的研究经验和技术基础，培育了具有实力的研究队伍，近年来先后建立了陕西省光学遥感与智能信息处理重点实验室、陕西省“四主体一联合”光谱成像工程技术研究中心、陕西省光谱成像技术工程研究中心、西安市生物医学光谱学重点实验室。为了推动干涉型光谱成像仪辐射定标技术的发展和应用，为了与高光谱成像遥感领域的科学家进行技术交流，我们编写了本书。

本书介绍了干涉型高光谱成像技术的特点和优势，及其定标技术在国内外的发展现状，使读者能够对此技术有深入的认识。本书也介绍了辐射定标的理论基础──辐射传输和干涉型高光谱成像仪定标原理，便于读者由浅入深掌握此技术。结合编者的工程经验，本书还介绍了干涉型高光谱成像仪定标工作的实例，供读者参考。

全书共8章，主要内容介绍如下。

● 第1章介绍高光谱遥感的基本概念、特点、发展及应用，遥感高光谱成像仪的分类，国内外典型的遥感高光谱成像仪，其中较详细地介绍我国环境卫星HJ-1A高光谱成像仪的光学系统、设计方法和干涉型光谱成像仪的特点。本章还介绍辐射定标的意义、遥感干涉高光谱成像仪辐射定标的特点。

● 第2章介绍辐射度测量和辐射传输的基础理论、辐射传输的计量工作器具，以及辐射定标测量误差分析理论和测量不确定度的评定。

● 第3章介绍遥感干涉高光谱成像仪发射前的定标，包括实验室定标、真空试验定标和外场定标，以及定标方法、设备、数据处理。

● 第4章介绍遥感干涉光谱成像仪在轨星上定标的意义、星上定标的主要方法和器具、国内外典型遥感干涉光谱成像仪的星上定标机构和定标方法。

● 第5章介绍遥感干涉高光谱成像仪辐射校正场定标的基本要求和定标方法，国内外主要的辐射定标实验场、基本测试设备和数据处理，典型高光谱成像仪的场地定标方法、结果及真实性检验。本章还介绍高光谱成像仪遥感图像条带噪声处理方法、干涉光谱成像仪在飞行中的光谱定标和相对辐射度定标方法，以及场地自动化定标。

● 第6章介绍遥感干涉高光谱成像仪交叉定标的目的、要求，交叉定标的主要方法、数据处理和定标精度分析，以及国内外典型遥感器的交叉定标。

● 第7章介绍遥感干涉光谱成像仪的其他定标方法：利用沙漠、极地、海洋、云等场景及利用月亮辐射进行辐射定标。本章最后介绍全球定标场网辐射定标。

● 第8章介绍遥感干涉光谱成像仪定标技术发展趋势和讨论。

本书由中科院光谱成像技术重点实验室原主任、现西安光机所副所长胡炳樑研究员总策划、组织编写，由胡炳樑、王爽研究员审核大纲，由计忠瑛高级工程师执笔编写。白加光研究员、石大莲副研究员参与了部分内容的编写（白加光：HJ-1A高光谱成像仪光学系统设计；石大莲：时空调制干涉型光谱成像仪实验室绝对定标数据处理）。

中科院光谱成像技术重点实验室的创建者、第一任主任，西安光机所前所长，现中科院副院长、院士相里斌研究员，领导西安光机所领先发展了干涉型光谱成像技术的研究和工程应用，取得了重大成果；本书中的某些干涉型光谱成像仪设计、定标工程实例是光谱成像技术重点实验室科研团队科研成果的总结。这些科研与工程应用的成果为本书的创作奠定了基础。

在本书编写过程中，西安光机所情报资料室王亚军、陈晓颖协助提供参考文献，中科院光谱成像技术重点实验室的研究生刘文龙、李洪波、杨凡超、余璐、杜剑、孙晨、袁博、张智南、费小云、李朝、刘慧、张学军查阅了相关文献，夏璞在文献查阅、协调出版方面做了大量工作。这里对于大家对本书的贡献表示感谢。在此特别要感谢的是在高光谱成像仪研制、在轨飞行的定标工作中做出贡献的原中科院光电研究院、中科院安徽光学精密机械研究所（简称安徽光机所）、原中科院遥感应用研究所、国家航天局航天遥感论证中心等兄弟单位的专家们。

由于编者水平有限，相关资料的查阅可能不够全面，本书在理论、技术方面尚存在很多不足之处，欢迎广大学者批评指教、深入交流，以促进遥感高光谱成像定标技术的进一步发展。

编者

2022年4月

第1章 概述

遥感是在远距离对探测目标进行探查、测量，利用探测仪器记录探测目标的电磁波数据，通过数据处理、分析，得到探测目标相关信息的探测技术。光学遥感是重要的遥感技术，通过获取探测目标的光学图像和辐射光谱，并进行定量化处理来研究探测目标的辐射特性，且可以由此分析探测目标的生物或物理特性。目前发展最快的是高光谱（Hyperspectral）遥感技术，即可以同时获得探测目标的空间、光谱、时间信息的遥感技术。

高光谱成像仪有多种类型，技术成熟较早的是色散型光谱成像仪，干涉型光谱成像仪虽发展较晚，但其高光谱分辨率、高通量、高信噪比的突出优势，使其成为极具发展前景的高光谱成像仪。

在光学遥感信息定量化过程中，辐射定标是遥感数据量化和应用的前提与基础。

本章介绍高光谱遥感的基本概念、特点、应用及发展现状，光谱成像仪的分类；几种国内外典型的高光谱成像仪的特点及其定标技术；光学遥感器辐射定标的意义和干涉型高光谱成像仪辐射定标的特点。

1.1　高光谱遥感

本节首先介绍高光谱遥感的基本概念、特点、发展现状及应用，接下来介绍遥感光谱成像仪的分类。高光谱成像仪有多种类型，技术成熟较早的是色散型光谱成像仪，干涉型高光谱成像仪虽发展较晚，但其高光谱分辨率、高通量、高信噪比的突出优势，使其极具发展前景。

1.1.1　高光谱遥感的基本概念

高光谱遥感使用的光学遥感器（成像仪、光谱仪）通过系统中的光电探测器实现目标图像、光谱信息的采集和存储，其光学成像系统的性能使用一些参量进行评价，并通常作为光学遥感器的光学性能评价指标，主要有视场角、瞬时视场角、空间分辨率、光谱分辨率、时间分辨率、光谱响应函数、信噪比、探测器凝视时间、光谱采样间隔、调制传递函数（Modulation Transfer Function，MTF）等。

光学遥感器（成像仪、光谱仪）通过系统中的光电探测器实现目标图像、光谱信息的采集和存储，因此光学遥感器的光学成像系统性能同样使用这些参量进行评价。

1．视场角

在光学仪器中，以光学仪器的镜头为顶点，以被测目标的物像可通过镜头的最大范围的两条边缘构成的夹角，称为视场角。视场角的大小决定了光学仪器的视野范围，视场角越大，视野范围就越大，光学倍率就越小。

2．瞬时视场角

瞬时视场角是指探测器内单个探测元件的观测视野，又称为探测器的角分辨率，单位为毫弧度（mrad）或微弧度（μrad）。

3．空间分辨率

空间分辨率是指遥感图像中单个像素所代表的地面范围的大小，表示遥感图像上能够识别的两个相邻地物的最小距离。空间分辨率在地面上的实际尺寸也称为地面分辨率。对于扫描影像，空间分辨率则是成像像素所对应的地面实际尺寸（单位为m），即扫描仪的瞬时视场，或是地物能分辨的最小单元。空间分辨率是评价探测器性能和遥感信息的重要指标之一，也是识别地物形状、大小的重要依据。

4．光谱分辨率

光谱分辨率是指探测器在接收目标辐射的光谱时能分辨的最小波长间隔。间隔越小，分辨率越高。对于探测器的每个响应波段，光谱分辨率为达到50%光谱响应最大值处的波段宽度。图1.1所示为一个波段的光谱响应曲线。

图1.1　一个波段的光谱响应曲线

5．时间分辨率

时间分辨率是指对同一地点进行遥感采样的时间间隔，也称重访周期。

6．光谱响应函数

光电探测器对单色辐射的相对响应率即为探测器的光谱响应函数。光学遥感器的光谱响应函数，是遥感器在工作谱段对于遥感器接收的单色辐射的相对响应率，这个光谱响应率除了主要反映成像面光电探测器的光谱响应性能外，还受到遥感器光学系统各器件对光谱的吸收、反射的影响。图1.2所示为一个典型碲镉汞短波红外探测器的相对光谱响应曲线。

图1.2　典型的碲镉汞短波红外探测器的相对光谱响应曲线

7．信噪比

信噪比（Signal-Noise Ratio，S/N或SNR）是指一个电子设备或电子系统中信号与噪声的比例。信号是指来自设备外部、需要通过这台设备进行处理的电子信号，噪声是指经过该设备后产生的原信号中并不存在的无规则的额外信号（或信息），并且额外信号并不随原信号的变化而变化。

信噪比是探测器的一个极其重要的性能参数，信噪比的高低直接影响了图像的分类和图像目标的识别等处理效果。信噪比和图像的空间分辨率、光谱分辨率相互制约，后两者的提高都会降低信噪比。实际应用中需在一定的要求下权衡利弊，综合考虑这3个指标的选择。

8．探测器凝视时间

探测器的瞬时视场角扫过地面分辨单元的时间称为凝视时间。凝视时间越长，进入探测器的能量越多，光谱响应越强，图像的信噪比就越高。

9．光谱采样间隔

光谱采样间隔是指相邻波段通道的光谱峰值响应点间的波长间隔。

10．调制传递函数MTF （Modulation Transfer Function）

MTF是评价光学成像系统的成像质量的指标。对于光学成像系统，可以利用拍摄正弦光栅（测试标板中的黑白相间的栅格）的方法进行测试，以评价光学成像系统的成像质量。

亮度按正弦变化的周期图形称为“正弦光栅”。正弦光栅的空间频率就是单位长度（每毫米）内亮度按照正弦变化的图形的周期数。典型的正弦光栅如图1.3所示。

图1.3　典型的正弦光栅

相邻的两个最大值的距离是正弦光栅的空间周期，单位是mm。空间周期的倒数就是空间频率（Spatial Frequency），单位是线对/毫米（lp/mm）。正弦光栅最亮处与最暗处的差别，反映了图形的反差（对比度）。设最大亮度为I_max，最小亮度为I_min，我们用调制度（Modulation）M表示对比度的大小。调制度M定义如下：

M=(I_max − I_min)/(I_max + I_min)

正弦信号通过镜头后，它的调制度的变化是正弦信号空间频率的函数，这个函数称为调制传递函数MTF。对于原来调制度为M的正弦光栅，如果经过镜头到达像平面的像的调制度为Mʹ，则MTF的值为：

MTF= Mʹ/M

光学遥感器成像系统的MTF表征了其空间传输特性，是影响图像分辨率和清晰度的重要因素。遥感器成像系统的MTF由探测器件、光学系统性能、对焦精度、像元配准精度及大气等各种因素共同决定。

1.1.2　高光谱遥感的特点

高光谱遥感是指以高光谱分辨率（甚至高达10⁻³λ）为探测目标的光学遥感技术，特别是20世纪80年代光谱成像技术的出现，将光学遥感技术带入了一个崭新的阶段。

高光谱成像技术是现代科学技术高度集中的产物，是一种集光学、光谱学、精密机械、电子技术、计算机技术及信息处理技术于一体的新型遥感技术。它将成像技术和光谱测量技术有机地结合在一起，在获得目标地物空间影像信息的同时，获得每个地面像元在数十或数百个狭窄（通常小于10nm）而连续的波段上的光谱信息，实现了地物空间信息、辐射信息、光谱信息的同步获取。这样，不仅可以得到多个狭窄光谱波段的目标地物图像，还可以得到每个地面像元的光谱曲线。这极大地提高了从遥感数据中定量获取并判别关注信息的能力，因而高光谱成像技术的应用被誉为光学遥感领域的一次飞跃，是20世纪80年代遥感领域最重要的成果之一。

将高光谱成像技术应用于遥感领域的仪器是光谱成像仪（Spectral Imager），也可称为成像光谱仪（Imaging Spectrometer）。高光谱成像仪获取的三维图谱数据可显示为不同波段的图像数据，被称为数据立方体（Data Cube），能够从中提取不同像元的光谱曲线。图1.4描述了高光谱数据立方体及其像元光谱信息提取。

图1.4　高光谱数据立方体及其像元光谱信息提取

光谱成像技术随着数据立方体波段数的增加，从仅包含几个波段的多光谱（Multispectral）遥感发展为包含上百个波段的高光谱遥感。

传统的多光谱扫描仪通常只记录10个左右的光谱波段，光谱分辨率在可见-近红外线（简称红外）通道达到100nm量级，而高光谱成像仪却能够得到上百个通道、连续波段的图像数据，从而可以从每个像元中提取一条完整的光谱曲线。与地面光谱辐射计相比，光谱成像仪不在“点”上进行光谱测量，它在连续空间上进行光谱测量，因此它是光谱成像的。与传统多光谱遥感相比，高光谱的光谱通道不是离散的，而是连续的，因此从它的每个像元均能提取一条平滑而完整的光谱曲线，如图1.5所示。

图1.5　多光谱与高光谱对比

图1.5描述了多光谱数据与高光谱数据之间的区别，高光谱数据中每个像元的光谱有更多的采样点，因此光谱曲线更为连续，包含了丰富的光谱信息量。

高光谱数据包含的信息主要有空间图像信息和光谱信息，在不同时间对同一地物进行观测还可获得时相信息。对高光谱数据进行特征变换，可以得到每一个像元的数学特征信息。

在国际上，根据传感器波段数的多少，将高光谱技术做如下分类。

（1）光谱分辨率在10⁻¹λ数量级范围内的遥感称为多光谱遥感，这类传感器在可见光和近红外光谱区只有几个波段。其代表主要有Landsat-7卫星上搭载的ETM+，第一颗地球观测系统（Earth Observation System，EOS）卫星上搭载的先进空间热发射和反射辐射仪（Advanced Spaceborne Thermal Emission and Reflection Radiometer，ASTER）。ETM+在0.45～12.5μm的谱段范围内具有8个谱段，ASTER在0.52～11.7μm的谱段范围内具有14个谱段。

（2）光谱分辨率在10⁻²λ数量级范围内的遥感称为高光谱遥感，其光谱分辨率在可见光和近红外光谱区高达纳米（nm）量级，在可见-近红外光谱区的波段数多达数十甚至数百个。这类仪器的研制开始于20世纪80年代，典型代表有美国研制的机载可见/红外成像光谱仪（Airborne Visible/Infrared Imaging Spectrometer，AVIRIS）、地球观测-1（Earth Observation-1，EO-1）搭载的高光谱成像仪Hyperion。AVIRIS在0.4～2.45μm的谱段范围内具有220个谱段，Hyperion在0.4～2.5µm的谱段范围内具有220个谱段。

（3）当光谱分辨率达到10⁻³λ时，遥感即进入了超高光谱（Ultraspectral）阶段，获取的图谱数据超过1000个谱段。这类光谱仪主要用于大气探测等需要较高光谱分辨率的应用方向，主要代表是美国在静止实验卫星EO-3上搭载的地球同步成像傅里叶变换光谱仪（Geosynchronous Imaging Fourier Transform Spectrometer，GIFTS），覆盖中波红外4.4～6.1μm谱段和长波红外8.85～14.6μm谱段的光谱，具有高光谱分辨率（0.6cm⁻¹）和高空间分辨率（4km）。由EOS研制的对流层发射光谱仪（Tropospheric Emission Spectrometer，TES），是一个高分辨率红外成像傅里叶变换光谱仪，主要用于对流层大气探测。TES覆盖的谱段范围为650～3050cm⁻¹ （3.3～15.4μm），光谱分辨率为0.1cm⁻¹（天底观察），或0.025cm⁻¹（边缘观察）。

遥感光谱成像技术就是利用超多波段遥感图像与高光谱分辨率光谱合二为一的特点，研究地球表层物质，识别其类型并鉴别物质成分，分析其存在状态、变化动态的新技术。它的理论基础就是地物与电磁波的相互作用及其所形成的光谱辐射特性。遥感光谱成像技术所研究的光谱波长范围包括可见光（Visible Light，VIS）、近红外（Near-Infrared，NIR）、短波红外（Shortwave Infrared，SWIR）以及中-热红外（Middle Infrared-Thermal Infrared，MIR-TIR）波段（5.0～14.00μm）。

在可见光、近红外以及短波红外波段，地物以反射太阳的能量为主，除了固体岩矿物质具有明显的特征谱带之外，水体、冰雪、植被及土壤等物质也都具有可诊断性识别的特征谱。

在热红外波段，一些特征吸收带与岩石、矿物及土壤中所含硅酸盐或碳酸盐的成分有直接关系。随着岩石中碳酸盐比例的增加，其吸收峰向长波方向移动；而硅酸盐的比例增高时，其吸收峰的位置向短波方向移动。这些光谱特征都可作为物质识别的判据。

高光谱遥感在地质制图、植被调查、海洋遥感、农业遥感、大气研究、环境监测及军事侦察、军事测绘等相关领域具有巨大的应用价值和广阔的发展前景。

D. Manolakis总结了高光谱成像遥感在不同波段的应用，如图1.6所示。

图1.6　高光谱成像遥感在不同波段的应用

高光谱成像遥感技术的特点如下。

（1）图谱合一，即可提供空间域信息，同时可获得光谱域信息。高光谱遥感还可以提供探测目标反射、辐射能量的信息。不同时间对同一目标的探测可获得目标的时相信息。空间、光谱、辐射、时间等多域信息的融合能力，正是遥感高光谱成像技术得以迅速发展的优势。

（2）高光谱分辨率。高光谱成像仪光谱分辨率高，一般为10nm左右，更高的可以达到nm级。探测光谱的高光谱分辨率能够反映地物光谱的细微特征，为地物或地物成分的遥感识别奠定了基础。例如在地物波谱中，地表物质在0.4～2.5μm光谱范围内均有可以作为识别标志的光谱吸收带，带宽为20～40nm。光谱分辨率高于这个水平的高光谱遥感才能够识别这些地表物质的成分。用于大气研究的高光谱遥感器的光谱分辨率更高，例如我国风云四号A星（FY-4A）干涉式大气垂直探测仪，工作波段为700～1130cm⁻¹（长波）和1650～2250cm⁻¹（中波），配置912个光谱探测通道，光谱分辨率为0.8cm⁻¹。

（3）光谱波段多。与传统的多光谱遥感相比，高光谱遥感在电磁波谱的紫外线（简称紫外）、可见光、近红外及短波红外区域，可以获取许多精细且光谱连续的光谱图像数据，谱段数达到数十、数百甚至上千个，为探测目标提供了完整而连续的光谱曲线。不同地表物质的反射光谱和吸收光谱的光谱特征和形态是千差万别的，只有获得它们的精细、连续光谱，才能更好地进行识别和比对。因此高光谱分辨率、更多的光谱波段数是高光谱遥感的又一优势。

（4）信息冗余度增加。由于相邻波段的相关性强，信息冗余度增加。

（5）数据量大。由于光谱分辨率高、波段多、信息冗余度增加等，数据量相当大。

1.1.3　高光谱遥感的发展

20世纪80年代国际遥感技术发展最具标志性的成果就是光谱成像仪的产生，这个成果大大提升了人类地物观测、大气研究乃至太空探测的能力。自从1983年美国喷气推进实验室（Jet Propulsion Laboratory，JPL）研制第一台航空成像光谱仪（Aerial Imaging Spectrometer-1，AIS-1）以来，对光谱成像的研究日趋活跃，有许多国家相继研制出各种光谱成像仪，其中，日本、澳大利亚、加拿大等国家投入力量较大、实力较强。

几十年来，光谱成像仪的搭载平台也从飞机发展到卫星和太空船。在光谱成像的技术指标方面，谱段数不断提高，从几个谱段的多光谱发展到几十、上百甚至上千个谱段的高光谱。光谱成像仪的光谱分辨率逐步提高，从μm量级发展到nm量级，甚至达到10⁻³λ量级。成像的空间分辨率从km量级发展到dm量级。由于光学仪器、探测器件、电子技术的快速发展，利用新型成像分光原理的光谱成像仪也不断涌现，技术日趋成熟并逐步走向商业化。目前全世界正在业务运行的各种类型的光谱成像仪约有几十台/套。高光谱遥感技术将成为光电遥感最主要的手段，也是当今及今后几十年内遥感领域的前沿技术。

我国光谱成像技术的研究工作始于20世纪90年代，高光谱遥感技术的发展与国际基本同步，在国家和省部级科研项目的支持下，紧跟国际前沿技术迅速发展。我国在光谱成像技术的研究方面已跻身国际先进行列，解决了高光谱遥感信息机理、图像处理和多学科应用等方面的多项世界性难题，实现了在农业、地矿、环境、文物保护等多领域的成功应用，产生了显著的社会效益和经济效益。

我国光谱成像仪的主要研究单位有中科院西安光机所、中科院上海技术物理研究所、中科院长春光学精密机械与物理研究所（简称长春光机所）、原中科院光电研究院、中科院安徽光机所、北京空间机电研究所等。经过几十年的发展，我国在高光谱成像技术研究方面的科研队伍已具有一定的研究基础，已将高光谱成像仪载荷运用到载人航天、月球探测、高分专项、环境和海洋遥感卫星等重大工程项目中，已获得大量中、高分辨率的高光谱遥感数据，产生了一批高质量的应用数据产品，服务于国民经济和国防建设。

一、航空光谱成像仪

机载光谱成像仪自20世纪70年代开始发展，技术日臻成熟，已进入商业运行阶段，国际上具有代表性的有加拿大的CASI、芬兰的AISA系统。中科院上海技术物理研究所于1997年开始在“863计划”下研制成功了系列化、实用型机载128波段、可见-近红外/短波红外/热红外模块化成像光谱仪（OMIS）和机载244波段可见-近红外推扫式高光谱成像仪（PHI）。

（1）美国在高光谱遥感领域远远领先于世界其他国家。从20世纪80年代以来，美国已经成功研制出了3代高光谱成像仪。1983年，AIS-1获取了第一幅机载高光谱分辨率图像，标志着第一代高光谱分辨率传感器面世。美国国家航空和航天管理局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）的下属机构JPL设计的第一代高光谱成像仪（AIS）共有两种，分别是AIS-1（1982—1985年，128波段）和AIS-2（1985—1987年，128波段），其光谱覆盖范围为1.2～2.4μm。第一代高光谱成像仪的成功应用具有开创性的意义，极大地推动了高光谱遥感技术的发展和应用。

（2）第二代高光谱成像仪以航空机载可见光/红外光成像光谱仪（Airborne Visible Infrared Imaging Spectrometer，AVIRIS）为代表。AVIRIS是NASA JPL于1987年研制成功的。从AIS-1的32个连续波段，到AVIRIS的224个波段、10nm带宽，光谱分辨率在不断提高，AVIRIS是首次测量全反射波长范围（0.4～2.5μm）的光谱成像仪。

（3）与此同时，日本、澳大利亚、加拿大等国家也投入了机载高光谱成像仪的研制。加拿大先后研制成功了机载FLI/PML（1984—1990年，288波段）、CASI（1989年，288波段以内）以及SFSI（1993年，122波段）等几种光谱成像仪。澳大利亚研制了Geosan MarkII（1985年，64波段）高光谱成像仪。

（4）美国地球物理环境研究公司（GER）研制了一台主要用于环境监测和地质研究工作的、64通道的高光谱分辨率扫描仪（GERIS）。该高光谱分辨率扫描仪的通道中，第64通道用来存储航空陀螺信息，其他63个通道均为高光谱分辨率扫描仪所用。

（5）1996年美国华盛顿大学研制了机载双折射干涉型光谱成像仪DASI，分别有可见光和短波红外两种工作波段，光谱范围分别为0.4～1.0μm和1.2～2.2μm。

（6）中国科学院上海技术物理研究所研制了模块化的OMIS成像光谱仪（1991年），光谱范围为0.4～12.5μm，128通道。其中0.4～1.1μm有64通道，1.1～2.0μm有16通道，2.0～2.5μm有32通道，3.0～5.0μm有8通道，8.0～12.5μm有8通道；采用了挥扫工作模式，可视视场角为80°，瞬时视场角为3mrad。

（7）中科院上海技术物理研究所于1997年研制了244波段的机载推扫式高光谱成像仪（PHI），光谱范围为0.4～0.85μm，光谱分辨率优于5nm。中国的OMIS和PHI代表了亚洲航空光谱成像仪的水平，并多次参与同国外遥感器的合作，到国外执行飞行任务。

（8）无人机载高光谱成像仪（Unmanned Aerial Vehicle Based Hyperspectral Imaging System）。此系统可以从多光谱相机、数字相机和全球定位系统（Global Positioning System，GPS）获得全部光谱范围的数据，具有机动性强、重量轻、成本低的优势，可以更好地适应频繁的环境监测任务。在自然灾害监测、探测、评估方面，它具有高空间、光谱、时间分辨率的优势。无人机遥感系统已经迅速成为研究的主流。为了加速无人机载高光谱成像仪的发展，需要覆盖全光谱范围的光谱仪，并将高光谱图像获取和处理系统组合到其中。

二、航天光谱成像仪

国外的高光谱遥感技术发展较早，空间运行的遥感高光谱成像仪也较多。

（1）1999年12月，NASA EOS系统的AM-1卫星发射升空，其Terra平台携带的第一台星载中等分辨率成像光谱仪（Moderate-resolution Imaging Spectroradiometer，MODIS）成功实现在轨运行。MODIS有36个光谱通道，覆盖0.459～14.38μm的光谱范围，空间分辨率有3种：250m、500m、1km，最佳光谱分辨率达到10nm。2002年5月，EOS-PM1卫星发射，还装载了一台MODIS。

（2）2000年7月美国空军研究实验室发射的强力小卫星MightySat II.1号搭载的干涉型高光谱成像仪，是世界上第一台真正成功用于航天遥感的高分辨率光谱成像仪。FTHSI是基于Sagnac干涉仪的空间调制干涉型光谱成像仪，光谱范围为350～1050nm，光谱分辨率为2.7～10nm，共有256个通道，空间分辨率为30m，视场角为15°，其重量却仅为35kg。仪器表现出了极强的稳定性、极高的辐射灵敏度和光谱测量精度。其入轨后的工作被美国空间机构评价为近乎完美。

空间调制傅里叶变换光谱成像技术在短短8年左右时间里，走过了原理研究、地面装置试验、机载飞行试验及卫星发射成功全过程。代表性空间调制傅里叶变换光谱成像仪如表1.1所示。

表1.1　代表性空间调制傅里叶变换光谱成像仪（黄旻）

（3）NASA空间飞行中心2000年12月发射的EO-1卫星搭载的Hyperion高光谱成像仪，是新一代航天光谱成像仪的代表，空间分辨率为30m，光谱范围为0.40～2.50μm，谱段数为220，其中在可见-近红外（400～1000nm）范围有60个波段，在短波红外（900～2500nm）范围有160个波段。该高光谱成像仪可以提供经过定标的高质量图像数据，用于进行高光谱对地观测技术的评估，因此也成为高光谱遥感应用和传感器比对的数据来源。

在EO-1卫星上还有一个大气校正仪（Leisa Atmospheric Corrector，LAC），具有256个谱段，光谱范围为890～1600nm，其主要功能是对星上的成像仪遥感数据进行水汽（H₂O）校正，其1380nm光谱段也能获得卷云的信息。

（4）2000年美国在海军地球测绘观测者（NEMO）卫星上搭载了高性能高光谱成像仪COIS，采用像移补偿棱镜，可以实现较高的空间分辨率，地面分辨率为30m（补偿方式）/60m（非补偿），刈幅宽度为30km，光谱范围为0.4～2.5μm，具有210个通道，光谱分辨率为10nm。主光学系统采用离轴三反系统，光谱仪系统采用Offner光栅分光的方式实现光谱分光。

（5）2001年10月欧洲航天局发射的星上自主项目（Project for On-Board Autonomy，PROBA）卫星上搭载了欧洲第一台星载高光谱成像仪CHRIS，光谱范围为400～1050nm，在成像范围内有谱段数、光谱分辨率、空间分辨率不同的5种工作模式，谱段数分别为18、37和62，光谱分辨率为5～15nm，空间分辨率为17～20m或者34～40m。CHRIS有一个突出的优点，能够从5个不同的角度（观测模式）对地物进行观测，可以获得地物的方向性特征。该载荷设计寿命为1年，实际在轨工作时间大于9年。

（6）2002年3月欧洲航天局发射的Envisat卫星搭载的中分辨率光谱成像仪（Medium Resolution Imaging Spectrometer，MERIS），在可见-近红外光谱区内有15个波段，地面分辨率为300m。但MERIS可通过程序控制选择和改变光谱段的布局，实现了星上探测波段和光谱分辨率的选择，可以达到576个通道，最高光谱分辨率为1.8nm，光谱位置精度为1nm，采用5台14°视场光谱成像仪拼接，地面刈幅宽度达到230km（视场角68.5°），地面分辨率为300m。

（7）2002年12月日本发射了ADEOS-2，其携带的GLI光谱成像仪主要用于海洋、陆地观测，在可见-近红外区有23个波段，在短波红外区有6个波段，在中红外和热红外区有7个波段。GLI的优点是比其他海洋水色遥感器和大气观测遥感器在可见光区域波段多，且具有海洋水色观测所需的大气定标波段及陆地观测所需的高动态范围波段，还有此前没有的近紫外（0.38μm）、氧气（O₂）吸收（0.76μm）、水汽吸收（1.4μm）波段。

（8）澳大利亚在2005年运行的高光谱遥感卫星ARIES-1，空间分辨率为30m，光谱范围为0.4～2.5μm，有220个谱段，其中在可见-近红外区（0.4～1.0μm）内有60个谱段，在短波红外区内（0.9～2.5μm）有160个谱段，在短波红外区有较高的分辨率。

（9）CNES研制了干涉型红外大气探测仪（Infrared Atmospheric Sounding Interferometer，IASI），它搭载在欧洲第一颗极轨卫星METOP-A上，于2006年10月19日成功发射。IASI的干涉仪采用角立方体的Michelson干涉仪，动镜的直线运动产生2cm的光程差，以获得精细的光谱分辨率。IASI被分为3个波段，645～1190cm⁻¹、1190～2000cm⁻¹、2000～2760cm⁻¹，分别成像在3个焦平面探测器上。IASI的谱段范围为3.62～15.5μm，具有8461个通道，光谱分辨率为0.5cm⁻¹，视场角为48°20′。IASI的干涉图通过星载数字信号处理子系统，完成图像数字化、逆傅里叶变换和辐射度定标，每8s，通过观测内部热黑体和深冷空间完成定标。IASI的数据产品可用于大气、海洋、云和大气成分等的反演，同时还可提供晴空条件下地表发射率和海洋表面温度资料。

（10）德国的MIPAS（Michelson Interferometer for Passive Atmospheric Sounding）、日本的SOFIS（Solar Occultation FTS for Inclined-orbit Satellite）等也都是目前国际上具有代表性的干涉型光谱成像仪。

（11）2009年美国发射的Tacsat-3卫星上搭载的高分辨率光谱成像仪Artemis将空间分辨率提高到4m，光谱范围为0.4～2.5μm，谱段数为200，其任务的重点是验证高分辨率高光谱成像仪在战场指挥决策中提供实时、精准的战术信息的能力。Artemis标志着星载光谱成像仪遥感进入米级空间分辨率时代。

（12）2005年8月发射的火星勘测卫星轨道飞行器（Mars Reconnaissance Orbiter，MRO）上携带的火星勘测成像光谱仪（Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars，CRISM），是色散光谱仪，光谱范围从紫外383nm到中波红外3960nm，视场为2.12°。光射入CRISM后被分为两个光束，紫外、可见、近红外（383～1071nm）和红外（988～3960nm），光谱采样间隔每通道6.55nm，瞬时视场角为60μrad，高度300km的空间脚印为18m/每像元，刈幅宽度11km（穿轨）× 20km（沿轨），扫描范围为±60°（沿轨）。

（13）德国宇航中心在2006年年初通过了EnMAP（Environmental Mapping and Analysis Program）的研制计划。它主要用于对植被分布、土壤分类及水资源等领域的监测，轨道高度为643km。

EnMAP的光谱范围为0.42～2.45μm，谱段数为227个（420～1000nm有93个通道，900～2450nm有134个通道），光谱分辨率在0.5～0.85μm波段为5nm，在其余波段为10nm，空间分辨率为30m，幅宽为30km，SNR在0.5～0.85μm波段大于500，在0.85～2.45μm波段大于150。

探测器在0.5～0.85μm波段采用电荷耦合元件（Charge-Coupled Device，CCD），在0.85～2.45μm波段采用碲镉汞（Mercury Cadmium Telluride，MCT）探测器，制冷温度为120K。

EnMAP采用棱镜色散分光和面阵推扫成像方式，帧频为230Hz。主光学系统采用离轴三反镜头，后端布置两个棱镜光谱仪，分别对可见光谱段、近红外-短波红外谱段进行成像。棱镜光谱仪采用Offner结构形式，对透过一次焦面上狭缝的像进行视场分光。星上定标手段包括太阳漫射板定标、内定标灯定标和光谱积分球定标，实现绝对和相对辐射定标、光谱定标、探测器暗电流和响应非均匀性定标等。

（14）此外，许多具有高空间分辨率和高光谱分辨率的光谱成像仪正在或即将进入实用阶段，例如，美国的高光谱数字图像收集实验仪器（Hyperspectral Digital Imagery Collection Experiment，HYDICE）、SEBAS，加拿大的FLI、CASI和SFSI，德国的ROSIS及澳大利亚的HYMAP等。这些传感器有的已经进入了商业运营阶段，技术比较成熟。特别是美国的HYDICE和AVIRIS多次参与军方的试验，提供了大量的军事应用的第一手资料。

（15）目前，国内外已经开发了一些高光谱图像处理、分析的软件，如美国JPL和USGS开发的SPAM、SIS、ENV I软件，加拿大的PCI软件中的高光谱分析模块，以及中科院遥感与数字地球研究所开发的高光谱图像处理分析系统（Hyperspectral Image Processing and Analysic System，HIPAS）和中国地质调查局自然资源航空物探遥感中心开发的成像光谱数据处理系统（Imaging Spectrum Data Processing System，ISDPS）。

我国从“七五”计划期间开始光谱成像仪的研制，紧跟国际前沿技术迅速发展，至今已取得了很大的进展，在光谱成像仪研究方面已跻身国际先进行列。经过近几十年的发展，随着高光谱遥感图像-光谱变换、光谱信息提取以及光谱匹配和识别等技术的不断成熟，高光谱遥感已经得到了广泛的应用。至今，我国已有许多服务于多领域应用的遥感高光谱成像仪在太空中运行。

（16）中科院国家空间科学中心于2002年3月25日发射升空的“神舟三号”（SZ-3）太空飞船，把中科院上海技术物理研究所研制的中分辨率光谱成像仪CMODIS带入太空。CMODIS的光谱范围为0.4～12.5μm，光谱通道为34个，空间分辨率可达500m。这是人类第二次将中分辨率光谱成像仪送上太空，我国也因此成为世界上第3个拥有星载光谱成像仪的国家。

（17）中科院西安光机所研制的光谱成像仪IIM搭载在嫦娥一号（CE-1）卫星上，于2007年10月24日发射升入太空，落在月球上。IIM的光谱范围为480～960nm，谱段有32个。

IIM在2009年3月1日结束了它的使命，在495天的寿命中采集了大量的月球高光谱数据，这些数据向全世界展示了月球高空间分辨率的图像。

（18）中科院西安光机所研制的高光谱成像仪HSI，搭载在环境与灾害监测预报小卫星（即环境卫星）HJ-1A上，于2008年9月6日发射成功，升入太空。HSI的光谱范围为0.4～0.9μm，拥有115个探测谱段，平均光谱分辨率为5nm。HSI是我国第一台对地观测星载高光谱成像仪，是国内采用静态干涉型光谱成像技术研制而成的，是继美国强力小卫星后，第二台运用该技术的相机，也是世界上第一个用于业务卫星的空间调制型干涉光谱成像仪。目前它已在轨运行超过10年，获取了海量数据。

（19）FY-2卫星是我国在轨业务运行的第一代静止气象卫星，迄今为止，已成功发射了6颗，在轨后分别命名为FY-2A、FY-2B、……、FY-2F。FY-2卫星采用自旋稳定工作方式，星上主要气象探测仪器——可见红外自旋扫描辐射计（Visible and Infrared Spin Scan Radiometer，VISSR），具备从可见光到热红外的多波段探测能力。表1.2介绍了FY-2卫星VISSR的主要性能指标。

表1.2　FY-2卫星VISSR的主要性能指标

注：*代表 FY-2F及其后续星中，VIS波段范围高端调整为0.75μm。星上主要气象探测仪器VISSR分两代产品，第一代产品搭载于FY-2A、FY-2B卫星上，第二代产品搭载于FY-2C、FY-2D、FY-2E、FY-2F卫星上。

（20）FY-3是中国第二代极轨气象卫星，FY-3A卫星于2008年5月27日发射入轨，FY-3B卫星于2010年11月5日发射入轨。其上搭载的MERSI为最新一代光谱成像仪。MERSI和可见光红外扫描辐射计VIRR是FY-3上最主要的两个多光谱成像载荷。

MERSI由中科院上海技术物理研究所研制。搭载于前3颗FY-3系列卫星上的第一代MERSI传感器，共有20个通道，其中19个为太阳反射通道（0.4～2.1μm），1个为红外发射通道（10～12.5μm）。每次扫描提供2900km（跨轨）×10km（沿轨，星下点）刈幅带，实现每日对全球覆盖。它采用多探元（10或40个）并扫，其星下点地面瞬时视场为250m或1000m。它有5个通道，星下分辨率为250m，其余15个通道的空间分辨率为1000m。MERSI采用分色片实现光谱分离，光谱域分成4个光谱区，即可见光（412～565nm）、近红外（650～1030nm）、短波红外（1640～2130nm）以及热红外（12250nm）。MERSI的星上可见光定标器用于监视太阳反射波段辐射响应的相对衰减趋势。

2017年11月15日，FY-3D发射成功，FY-3D搭载的中分辨率光谱成像仪与前几颗卫星相比有较大的改进，通道数从原来的20个增加到25个，新增250m分辨率红外分裂窗通道及其他多个红外和近红外通道，地表红外监测能力、云与气溶胶定量遥感能力均显著增强。

（21）2010年8月24日，测绘一号卫星01星的成功发射，标志着我国传输型立体测绘卫星实现了零的突破。时隔2年，测绘一号卫星02星圆满完成历时110天的在轨测试任务后，与01星一起首次实现测绘卫星的组网运行。测绘一号卫星装有5台相机、3台星敏感器、2台测量型GPS接收机，为中国自主研发的最复杂、功能密度最高的小卫星。其中搭载的多光谱相机包括4个工作谱段，即蓝谱段（0.43～0.52μm）、绿谱段（0.52～0.61μm）、红谱段（0.61～0.69μm）以及近红外谱段（0.76～0.90μm）。通过这些配置，能获取地面像元分辨率5m、幅宽60km的全色立体影像。高分辨率相机可以获取2m分辨率的全色地物影像。

（22）中科院长春光机所研制的棱镜分光高分辨率光谱成像仪CHRIS，于2011年9月29日搭载天宫一号（TG-1）卫星发射升空。CHRIS的光谱范围为0.4～2.5μm，可见-近红外通道（410～1030nm）中有66个有效波段，短波红外通道（930～2510nm）中有70个有效波段。其光谱分辨率为10nm，空间分辨率最高达10m，是2012年前国内技术指标最高的高光谱成像仪。

（23）遥感25（YG-25）是中国首颗具备高敏捷、亚米级成像能力的光学遥感卫星，于2014年12月发射，其主要目的是科学实验、国土资源普查、农作物估产及防灾减灾等。YG-25携带的传感器由8片CCD拼接组成，具备5个光谱谱段，其中全色波段的空间分辨率为0.5m，多光谱波段（蓝、绿、红、近红外）分辨率为2m。

遥感系列卫星搭载了多台套高光谱成像仪。至2015年11月8日成功发射了YG-28号卫星，中国遥感系列卫星已形成的网络服务平台，在促进航天科技研究、灾情核实、抗灾救助等方面发挥了重要作用。

（24）FY-4A于2016年12月11日成功发射，是我国第二代地球静止轨道（GEO）定量遥感气象卫星。FY-4A卫星在国际上首次实现地球静止轨道的大气高光谱垂直探测，可在垂直方向上对大气结构实现高精度定量探测，这是欧美第3代静止轨道单颗气象卫星无法实现的。干涉式大气垂直探测仪是以红外干涉探测三维大气垂直结构的精密遥感仪器，其核心部分是一个带有动镜的迈克尔逊干涉仪，工作波段为700～1130cm⁻¹（长波）和1650～2250cm⁻¹（中波），每个波段对应一个32×4像元的探测器。大气垂直探测仪配置有912个光谱探测通道，光谱分辨率为0.8cm⁻¹。

（25）全球二氧化碳（CO₂）监测科学试验卫星（简称碳卫星）于2016年12月22日在酒泉卫星发射中心成功发射。卫星主载荷为高光谱、高空间分辨率CO₂探测仪（简称CO₂探测仪）与云和气溶胶偏振成像仪（Cloud and Aerosol Polarization Imager，CAPI）。

CO₂探测仪采用光栅衍射分光技术方案，用结构相似的3套光谱仪系统，分别对应3个谱段（O₂-A谱段：758～778nm，Weak CO₂谱段：1594～1624nm，Strong CO₂谱段：2041～2081nm），最高可达0.04nm的光谱分辨率。CO₂探测仪将空间维多个像元合并使用，采用约3Hz的帧频，实现2km×2km的地面分辨率。

在发射前的光谱定标系统中，采用旋转半积分球的方法，消除可调谐激光源的散斑效应，使用时间序列暗背景采集方案，精确校正MCT探测器背景的热漂移。

（26）2016年12月22日，我国在酒泉卫星发射中心成功将一颗超分辨率多光谱成像卫星和两颗高光谱成像卫星（SPARK01、SPARK02）组成的微纳组星发射升空。该组星运行轨道为700km的太阳同步轨道。中国科学院微小卫星创新研究院是这两颗新体制卫星的总体研制单位，超分辨率多光谱相机和高光谱成像仪由原中科院光电研究院承担研制。

SPARK卫星高光谱成像仪具有50m的地面分辨率，光谱范围覆盖可见光至近红外（420～1000nm），谱段数多达148个，平均光谱分辨率优于5nm，幅宽超过100km，采用双星协同合作，幅宽可达200km。SPARK卫星高光谱成像仪的突出特点是重量轻、成本低，重量仅为10kg，比国内外同等指标的高光谱成像仪重量轻至少；研制成本更是不到同类航天载荷的。

超分辨率多光谱相机首次采用计算光学成像方法设计，兼具20km大幅宽、1.4m高分辨率、20kg轻质量的优点，首次将计算方法融入系统设计过程，实现了全局最优化设计，提升了成像质量；首次实现全色/多光谱/视频复合成像，提升了信息获取能力；首次实现载荷与整星联合热控调焦，提升了调焦的灵活性和可靠性；首次采用数字超分辨方法实现2倍的成像分辨率提升，缩小了系统的体积和减轻了质量。

微纳组星可以为农业估产、林业调查、环境监测、灾害评估、土地规划、城市智能交通等领域提供数据服务，并带动卫星平台技术、光学成像技术、信息处理技术以及数据应用技术等方面的发展和变革。

（27）2018年5月9日2时28分，高分五号（GF-5）卫星在太原卫星发射中心成功发射升空。

GF-5卫星是我国高分辨率对地观测系统重大专项规划（简称“高分专项”）的唯一一颗陆地环境高光谱观测卫星，是实现高分专项“高空间分辨率、高时间分辨率、高光谱分辨率”目标的重要环节，是实现我国高光谱分辨率对地观测能力的重要标志。GF-5卫星运行于高度为705km的太阳同步轨道，装载可见-短波红外高光谱相机、全谱段光谱成像仪、大气主要温室气体监测仪、大气痕量气体差分吸收光谱仪、大气气溶胶多角度偏振探测仪、大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪共6台有效载荷。该卫星的光谱分辨率高且谱段全，具备高光谱与多光谱对地成像、大气掩星与天底观测、大气多角度偏振探测、海洋耀斑观测等多种观测模式，可获取从紫外至长波红外（0.24～13.3μm）的高光谱分辨率遥感数据；辐射分辨率高，载荷的光谱分辨率最高达0.03cm⁻¹，具备在轨定标功能，绝对辐射定标精度优于5%，光谱定标精度最高0.008cm⁻¹；长波红外空间分辨率高；数据传输码速率高；可靠性高、寿命长。

2018年6月2日，高分六号（GF-6）卫星发射成功。GF-6卫星具备红边谱段的多光谱遥感技术，至此，高分专项继高分一号到高分五号之后，又迎来一位步入太空的新成员。

1.1.4　高光谱遥感的应用

高光谱遥感虽然只有短短二十几年的发展历史，但已受到了国内外广泛的关注，在民用和军用等很多领域发挥着越来越重要的作用。其在民用和军用方面的应用如下。

一、高光谱遥感在精细农业中的应用

土壤的水分含量、有机质含量、土壤粗糙度等特性是精细农业中的重要信息，而传统遥感技术无法提供这些信息。高光谱遥感凭借其极高的光谱分辨率，可以提供土壤特性的光谱，为精细农业的发展提供数据来源。利用高光谱遥感技术，可以快速精确地获取作物生长状态和生长环境的各种信息，从而相应调整投入物资的施入量，实现减少浪费、增加产量，达到保护农业资源和环境质量的目的。高光谱遥感是未来精准农业和农业可持续发展的重要手段。

二、高光谱遥感在地质调查中的应用

地质调查是高光谱遥感应用得最成功的一个领域，区域地质制图和矿产勘探是高光谱遥感技术主要的应用领域之一。

光谱成像图像具有光谱图像三维信息。我们可以在探测光谱上进行矿物成分信息展开，可以直接从高光谱数据中识别地表矿物成分、确定混合矿物成分的百分比，产生矿物成分分布图，可以进行地表裸露环境下的岩层填图。高光谱遥感在矿物识别与填图等方面有着广泛的应用价值。

三、高光谱遥感在城市研究中的应用

城市环境是人工环境与自然环境的综合体，人类的社会活动使得城市下垫面的组成成分复杂多样，光谱特性复杂，而且在自然界与人类活动的共同作用下，地表组成均质性较差。高光谱成像技术具有高光谱分辨率的特点，而且能用低空飞行获取高空间分辨率的图像。采用高分辨率的光谱成像数据，可以从物质组成成分上对城市进行土地覆盖分类，很好地满足城市用地和建筑物分类的需要，进而通过相关分析获得城市社会、经济活动的有关信息，还可以进行城市通信和交通线路的测量等。

四、高光谱遥感在植被生态学研究中的应用

植被生态学研究是高光谱遥感的另一个重要的应用领域。研究表明，叶片的基本生物物理化学成分，如叶片水分、叶绿素、木质素、淀粉等的含量与光谱吸收特征之间存在密切关系。高光谱遥感数据大大改善了对植被的识别和分类精度。

高光谱植被遥感包含了生态遥感所涉及的植被类型的识别、植物化学成分的估测、植物生态学评价、冠层水文状态与冠层生物化学性质的估计、植被制图、土地覆盖利用变化探测、生物物理和生物化学参数提取与估计等。

近年来植被冠层的生物物理化学信息的反演是高光谱植被遥感的研究热点之一，植被冠层的生物物理化学信息直接关系到植被的净生产力，它们对于描述和模拟生态系统的物质和能量循环，以及生态模拟输入均有重要意义。

五、高光谱遥感在沿海和内陆水域环境中的应用

由于高光谱遥感具有光谱覆盖范围广、分辨率高和波段多等特点，其已成为海洋水色、水温的有效探测工具。它不仅可以用于海水和江河湖泊中叶绿素浓度、悬浮泥沙含量、污染物的探测和表层水温探测，也可用于水生环境状况探测、海洋生态研究、海水深度测量，以及海冰、海岸带的探测等。

六、高光谱遥感在大气遥感中的应用

大气中的分子和粒子成分在太阳反射光谱中有强烈反应，这些成分包括H₂O、CO₂、O₂、云和气溶胶等。利用高光谱遥感，可以进行大气光学性质的测量、大气气溶胶的分类、水蒸气的测量和分析等。通过这些研究，可以进一步进行全球天气状况和气候变化等的分析和监测。

七、高光谱遥感在环境遥感中的应用

高光谱遥感通过对矿物、土壤、植被等的监测研究，被广泛用于自然灾难环境的监测和预报、农林探测及林业遥感等环境遥感中。利用高空间分辨率和高光谱分辨率的数据，结合光谱识别技术，还可进行城市环境的监测、火灾危险区的测量、地质灾害测量等。

八、高光谱遥感在军事方面的应用

1．目标识别和分析

高光谱成像仪可以获得各种景物目标的精细光谱，从而可以进行目标的识别与目标特性的确定和分析，还可以进行旱地、沼泽等战场类型的探测，用于军事侦察、目标分析等。

2．目标监测和去伪装

利用图像和光谱信息分析光学和物理模型，可获得目标的动态特性，准确地探测目标的变化过程和区域。通过光谱信息分析，还可以进行目标的去伪装、识别等。

3．武器生产调查

通过采集炮弹烟雾、工厂生产过程中产生的烟雾等，分析其光谱特征，从而确定生产弹药的性质等，可对武器生产情况进行调查，如生产何种弹药、是否含生态武器等。

4．作战情况观测和打击效果评价

通过观察和分析目标的光谱曲线，可以对战场的人力分布、武器部署及所用武器装备类型等进行确定，从而进行相应的作战准备。通过观测战场的光谱变化，可获得大规模战争的情况和变化信息，进行打击效果的评价。

美国在高光谱遥感的军事应用方面的研究开展得较早。美国海军研究实验室（United States Navel Research Laboratory，NRL）在1991年主持开发了高光谱数字图像收集实验仪，它是一种机载的推扫式高光谱仪，分别在1995年、1999年进行了多次飞行试验。后期数据分析结果表明：高光谱图像识别伪装的能力较强，可以分辨出绿色植被（自然草地）背景下的真实目标和诱饵目标（假目标）；在沙漠背景下可以快速地检测出战术小目标（军用车辆和导弹发射架等）。高光谱数字项目主要研究高光谱图像实时地、自动地检测地面军事目标的能力，为将来搭载在无人机上进行战场侦察提供数据处理方面的支持。关键的数据处理系统有：传感器接口计算机，其主要工作是对数据进行预处理，如几何校正、图像配准以及数据降维等；数据处理计算机，其主要工作是利用RX算法进行高光谱图像异常检测，这两部分都是在无人机上完成的。处理后的数据传输到地面后由地面工作站计算机进行显示。系统在试飞后对数据处理的结果表明：通过结合高分辨率全色图像，高光谱图像能为战略级的侦察提供良好的辅助，特别是在对战术目标自动、实时的检测方面为战略级侦察提供较好的帮助。

2000年5月，NRL利用低光能高光谱成像仪进行了飞行试验，这一试验为美军的两栖作战提供了帮助。试验表明，高光谱图像能为战场指挥官提供如登陆点选择、障碍物识别、地表特征识别、水下障碍物判断、地表对机动部队和火力的影响，以及敌军力量分布等情报。

在天基侦察方面，由美国军方支持，1996年制订了综合空间技术展示计划（Integrated Space Technology Demonstration，ISTD），利用星载高光谱系统和地面控制系统进行军事侦察和战场指挥。当卫星移动到战场上方时，地面移动控制系统将通知战场指挥官，并控制卫星，提供图像数据。一旦收集到数据，它将被传输到地面控制系统进行分析。当发现数据中有光谱匹配的目标时，系统将把此目标和其相关的几何信息传输到指挥、控制、通信、计算机及情报（Command，Control，Communication，Computer and Intelligence，C4I）网络上。战场中的指挥官和士兵就能通过便携式终端及时看到整个战场上的情况。该系统还可以对其他有意义的目标进行自动提示。在战场外，对卫星的跟踪、测绘和控制是在固定地面站完成的，这其中涉及了数据压缩、自动目标提示等处理技术。

1.1.5　光谱成像仪的分类

一、空间成像方式类型

光谱成像仪的空间成像方式可划分为凝视（Staring）、摆扫（Whiskbroom）和推扫（Pushbroom）3种类型。

凝视型光谱成像仪每次通过地面瞬时视场获得目标的二维图像信息和一维光谱信息，目标的二维视场与二维面阵探测器（Array Detector）相对应。凝视系统对目标的响应时间决定于探测器对信号的响应时间，不受扫描速度的影响，因此提高了系统的响应灵敏度。图1.7为遥感相机凝视成像示意。

图1.7　遥感相机凝视成像示意

凝视型光谱成像仪可以采用声光可调谐滤波器、液晶光阀、可变滤光片等实现分光。对于具有运动平台的凝视型光谱成像仪，空间维（Spatial Dimension）与光谱维（Spectral Dimension）的图像信息不是同时获得的。例如采用楔形滤光片分光的光谱成像仪，需要通过运动平台的运动扫描，经过复杂的后处理才能得到同一目标在不同波段的信息，并得到二维目标的光谱图像。凝视型光谱成像仪结构简单、体积小、功耗低、响应灵敏度高，但空间分辨率和光谱通道数受限。

摆扫型光谱成像仪每次通过瞬时视场，就获得一个地面分辨单元的一维光谱信息，利用摆扫镜（Rotating Scan Mirror）的左右摆扫完成一维空间（穿轨方向）成像，同时利用飞行平台的向前运动完成另一维（沿轨方向）空间信息的获取。在摆扫光谱成像仪中，电机（Electric Motor）带动有45°斜面的扫描镜进行360°旋转，其旋转轴与遥感平台前进方向平行，扫描运动方向（Cross-track Scanning）与遥感平台运动方向垂直，其成像方式如图1.8所示。

图1.8　摆扫型成像光谱仪成像方式

摆扫型光谱成像仪的光学分光系统多采用光栅和棱镜分光，分光系统在望远成像系统后面，对瞬时视场物元的光辐射进行分光，并成像于线阵探测器上，形成该物元的一维光谱。

摆扫型光谱成像仪的优点在于可以得到很大的总视场（视场角可达90^o），像元配准较好，不同波段任何时候都凝视同一像元；每个波段只有一个探测元件需要定标，增强了数据的稳定性；由于进入物镜后再分光，一台仪器的波段范围可以很宽，可以从可见光一直到热红外波段。所以目前波段全、实用性强的光谱成像仪多属此类，如美国JPL的AVIRIS系统和美国GER公司的GERIS系统。其不足之处是，由于利用电机扫描，每个像元的凝视时间相对很短，要进一步提高光谱分辨率、空间分辨率以及信噪比比较困难。

推扫型光谱成像仪每次通过瞬时视场仅能获得一维空间信息（穿轨方向）和一维光谱信息（沿轨方向），必须利用飞行平台沿轨方向的扫描，完成另一维空间信息的获取，得到三维的数据立方体。

推扫型光谱成像仪采用面阵探测器，其垂直于运动的方向在飞行平台向前运动中完成二维空间扫描，其成像方式如图1.9所示。在瞬时视场中，与一维物元对应的一维空间图像，由于光栅和棱镜（或干涉仪）的分光，形成每个物元的一维光谱，光谱维与空间维垂直。当平台运动时，可以完成每个空间像元的光谱维扫描，图1.10所示为推扫型光谱成像仪的光谱获取方式。

图1.9　推扫型成像光谱仪成像方式

图1.10　推扫型光谱成像仪的光谱获取方式

推扫型光谱成像仪的优点是像元的凝视时间大大增加了，因为它只取决于平台运动的地速，相对于摆扫型光谱成像仪，其凝视时间增加量可以达到10³数量级。如前文所述，凝视时间的增加可以大大提高系统的灵敏度和信噪比，从而使系统的空间分辨率和光谱分辨率方面有更大的提高余地。另外由于没有光机扫描运动机构，仪器的体积相对比较小，如中科院上海技术物理研究所的推扫型成像光谱仪PHI、加拿大的CASI，它们的波长范围均为可见光到近红外。而美国原定为EOS研制的HIRIS（High Resolution Imaging Spectrometer）和HYDICE同样采用推扫方式，但波长范围从可见光延伸到了短波红外（0.4～2.5μm）。

推扫型光谱成像仪的不足之处是，由于探测器器件尺寸和光学设计的困难，总视场角不可能很大，一般只能达到30^o左右。另外，面阵探测器的上万个探测元件的标定也很困难。

二、光谱成像方式类型

根据分光原理的不同，光谱成像仪可分为色散型，如棱镜色散型（Prism）、光栅衍射型（Grating）、滤光片型（Filter）和干涉型（Interferometer），此外还有计算层析型、二元光学元件型、三维成像型光谱成像仪。下面重点介绍已经成熟应用于航空、星载遥感的光谱成像仪。

1．色散型光谱成像仪

（1）棱镜色散型光谱成像仪的分光元件为色散棱镜，光学系统的入射狭缝位于准直系统的前焦面上，入射光准直后经棱镜色散，再经汇聚成像后按波长顺序成像于探测器的相应位置。

棱镜分光存在色散非均匀的问题。宽谱光源经棱镜色散后，出射光各谱线的角距离不成正比，色散是非均匀的。棱镜色散光谱中，紫光展开的范围比红光展开的范围大。此外，为了加大角色散，需加大棱镜顶角，使入射角增大，这会增加光线的反射损失。由于棱镜的三角形截面，通过底边的光学路径较长，吸收损失较大，因此红外波段一般不用棱镜分光。

棱镜色散型光谱成像仪的入射光经狭缝入射，狭缝长度决定了空间线视场。采用棱镜分光时，长狭缝会造成谱线弯曲，造成空间信息和光谱信息的混杂，且波长越短弯曲越严重。

棱镜色散型光谱成像仪的典型代表有NRL的高光谱数字图像收集仪HYDICE，日本ALOS卫星上搭载的全色遥感立体测绘仪（Panchromatic Remote-sensing Instrument for Stereo Mapping，PRISM）、欧洲航天局研制的机载光谱成像仪APEX。

（2）光栅衍射型光谱成像仪的分光元件为衍射光栅。与棱镜色散型光谱成像仪相似，光栅衍射型光谱成像仪光学系统的入射狭缝位于准直系统的前焦面上，入射光准直后经光栅衍射分光，再经汇聚成像后按波长顺序成像于探测器的相应位置。

基于光栅分光的推扫型成像光谱仪，物镜将一行地物目标成像在狭缝上，与狭缝对应的探测器阵列做像方固体自扫描，完成一维空间扫描。该狭缝也是光谱仪的入射狭缝，入射光色散后经过汇聚镜，到达焦面上面阵探测器的另一维，完成光谱扫描。这种像方探测器自扫描系统中没有光机扫描的运动器件，而且以凝视方式工作，增加了像元滞留时间，有利于提高系统的信噪比和光谱分辨率。光栅式分光计的分辨本领RO与它们的入射狭缝宽度有关，狭缝越宽，则分辨本领越低，但能进入分光计的辐通量E越多，越需要对RO与E做权衡处理。

实用光栅通常具有每毫米几百条以至上千条刻线，即光栅常数d很小，因此光栅具有很好的色散本领，这一特性使光栅光谱仪成为一种优良的光谱分光仪器。光栅的角色散是常数，衍射光谱线间的角距离与波长差成正比，光谱在所有波长范围均匀展开，这是光栅分光优于棱镜分光的特点之一。

光栅可以分为平面闪耀光栅、透射光栅、凹面光栅、凸面光栅等几种。它们在机载设备中均已有所应用，在星载设备中，早期Lewis的HSI采用凹面光栅，ARIES、LAC、Hyperion、COIS均采用基于凸面光栅的Offner光谱仪。我国上海技术物理研究所研制的机载模块光谱成像仪OMIS就是光栅衍射型光谱成像仪。

2．滤光片型光谱成像仪

滤光片型光谱成像仪的分光元件为多种形式的滤光片。

传统使用的滤光片主要有楔形滤光片和线性可变滤光片。新型的电控可调谐滤光片有液晶可调谐和声光可调谐滤光片。

（1）光楔光谱成像仪和风场光谱成像仪-湿度探测器（WISH）采用的是楔形滤光片，是美国雷神公司和威斯康星大学联合研制的。楔形滤光片成像探测器技术在1990年提出并获得专利，可以提供需要的湿度图像，并已经应用于地球同步轨道卫星。使用光楔光谱成像仪（Wedge-filter Imaging Spectrometer，WIS），可以采集地球的辐射，具有2km空间分辨率、1%的光谱分辨率，覆盖宽红外光谱范围710～2900cm⁻¹。光楔成像光谱仪结构紧凑、重量轻，图像粗糙，但具有较高的灵敏度、光谱分辨率、空间分辨率。

如图1.11所示，光楔成像光谱仪是一个基于杂混传感器芯片的集合体，在基片上集成了多层楔形干涉滤光片和具有读出电路的探测器阵列（Detector Array）。光谱维平行于滤光片锥度方向，锥角的薄边区传输短波，锥角厚边区传输长波。在探测器平面上，空间维与光谱维垂直。整个光锥由不同顶角的光楔组成，入射光线由于不同波长具有不同的相位延迟和偏转角，分离成不同的波段。使用截止滤光片（Blocking Filter）减少滤光片交叉部分的带外响应。

图1.11　光楔成像光谱仪原理

面阵探测器的一维随飞机的前向运动完成空间扫描（推扫），另一维则因光楔的位置不同所以接收的波长不同，从而完成在光谱维的扫描。光楔分光部件结构紧凑，因此光谱成像仪光学系统也较简单。相对于其他类型的光谱成像仪，光楔光谱成像仪容易实现牢固的设计机构和简单的装配，减少了装配和测试的时间，可以降低仪器的成本。图1.12为光楔成像光谱仪光学系统示意。

图1.12　光楔成像光谱仪光学系统示意

光楔光谱成像仪具有重量轻、数据获取技术简单的优点，但是不能同一时间采集每一幅光谱图像中的所有行，因此数据处理困难，影响了光楔光谱成像仪的实用化发展。

（2）线性可变滤光片成像光谱仪。线性可变滤光片是指一种集成阶跃干涉滤光片，可用作光谱分光器件。以此分光器件建成的光谱成像仪体积小、重量轻，可靠性和稳定性高。

干涉滤光片是以多光束干涉的原理、运用镀膜技术制成的滤光片，可以从连续光谱中选择透过窄带宽的单色光，其膜层的材料、厚度、反射率决定了选择透过的中心波长和透光率。

欧洲航天局研制了使用线性可变滤光片的光谱成像仪。线性可变滤光片的膜层镀制在CCD探测器的石英保护玻璃上，膜层区域按照参考标记与探测器阵列相对应。镀膜区域的一个方向膜层是均匀的，另一个方向（光谱方向）膜层具有不同厚度的梯度，从而可以输出不同波长的光谱，如图1.13所示。

图1.13　电路试验面板扫描方向和滤光片光谱梯度方向之间的关系示意

光谱方向的膜层呈等间隔阶梯分布，使得线性可变滤光片的出射光谱波长成为位置的线性函数，现制作的膜层厚度梯度达到250nm/mm。图1.14显示了线性可变滤光片的输出光谱曲线［见图1.14（a）］和输出波长与位置关系曲线［见图1.14（b）］。

图1.14　线性可变滤光片的输出光谱曲线和输出波长与位置关系曲线

美国OKSI公司与JPL联合开发的热红外光谱成像仪（TIRIS），使用线性可变滤光片做分光组件。TIRIS中的线性可变滤光片的干涉膜层是多层窄带宽的，具有楔形形状，因此滤光片的中心波长的变化依赖于覆盖膜层的插入位置。干涉膜层被制作在一个矩形的硅底层上，尺寸严格与焦平面匹配。滤光片在6.4mm的长度上覆盖7.5～14μm的光谱范围，则产生1μm/mm的梯度。

瑞典国防部的Ingmar等研制了使用线性可变滤光片、具有高空间分辨率的高光谱成像仪。线性可变滤光片LVF安装在一个有5760像元×3840像元的大焦平面阵列（Focal Plane Array，FPA）上，LVF覆盖450～880nm的可见光至近红外的光谱范围。设计通过信号处理解决了LVF制作误差和离轴波长位移的问题。小型轻量级、低能耗高光谱成像仪的快速发展，也显示了其在基于地面和微型无人机的小等级系统中的应用的发展空间。

Thomas等制作的线性可变滤光片，具有非常高的波长梯度。线性可变滤光片可见波长梯度为50～100nm/mm，红外的波长梯度覆盖500～ 900μm/mm的范围。滤光片的有效面积在波长变化梯度方向达到5～30mm，在波长不变的方向达到30mm，且性能变化小于1%。

（3）液晶可调谐滤光片（Liquid Crystal Tunable Filter，LCTF）光谱成像仪。LCTF是一种Lyot型可调谐双折射器件，由依次排列的许多片组级联而成，每一级包含两个相互平行的偏振片，中间夹着液晶延迟片。当光源通过其中一级单元时，由于偏振片的作用，使得沿着液晶快、慢轴传播的两束光（o光、e光）的投影分量振动方向相同、具有一定的相位差，因此发生干涉。光程差（相位差）决定了不同波长光的透过率，改变加在双折射液晶的电压，可以调节液晶延迟片的相位差。Lyot型组件可以实现某个波长总透过率最高，因此通过在液晶上施加不同的电压，可以实现Lyot型组件透过波长的选择，成为液晶可调谐滤光片。

以LCTF建成的光谱成像仪，相机在每次调整波长后曝光一次，系统记录此波段的二维图像。设定波长调整间隔，循环完成系列波长图像的采集记录。这种光谱成像仪的光谱分辨率可以达到10～20nm。液晶的波长更换开关的切换时间较长，一般需50ms，快速的达到20ms，如果无须波长有序排列，可缩短到5ms。

（4）声光可调滤光片（Acousto-optic Tunable Filter，AOTF）成像光谱仪。当一种频率的声波辐射到声光介质中时，材料的晶格排列发生变化，材料的光学密度和折射率发生变化，形成一种光栅。此光栅将使入射的复色光发生衍射，使正、负第一级衍射为单色光。这就是声光效应。如果改变辐射声波的频率，则声光效应的光栅参数会发生变化，衍射光的波长也随之改变。只要将声波的频率设定为对应特定波长的频率，就可以实现该波长的分离，因此这样的声光调制器起到了滤光片的作用。AOTF分为共线型与非共线型。非共线型AOTF具有较大的口径和视场角，衍射光与零级光有一定的分离角，材料易获得，因此应用较多。

AOTF控制声波频率的变化速度，主要取决于材料的声速和通光孔径，一般可达微秒量级。最普通的AOTF可运行在从近紫外到短波红外范围，运行在长波红外范围则需要低温的材料。光的波段宽度依赖于设计和运行波长，最窄的峰值半宽可达到1nm。传输效率可达到98%，在正、负一级光束间分配。例如Jun WANG等设计的AOTF光谱成像仪，运行波长范围为0.4～1.0μm，光谱分辨率≤8nm，衍射效率为50%，视场角为5°，帧频为200Hz。

AOTF具有调制速度快、调谐范围宽、入射孔径角大，以及易于实现计算机控制等特点。

3．干涉型光谱成像仪

在光谱成像仪载荷研究中，首先进入工程应用的是基于光栅或棱镜的色散型光谱成像仪，但是随着科学技术的不断发展，特别是航空航天技术的飞速发展，人们对光谱成像仪的技术指标要求越来越高，主要表现在空间分辨率、光谱分辨率和对弱信号的探测能力等方面。色散型光谱成像仪存在着能量利用率低等原理性缺陷，使它的进一步发展具有局限性。相反，干涉型、傅里叶变换光谱成像仪在原理上具有高光谱分辨率与高能量利用率等优点，因此近年来受到人们的广泛关注和研究。特别是在20世纪90年代以后，出现了静态傅里叶变换光谱成像技术，这种新型光谱成像技术在原理上保留了傅里叶变换光谱成像技术的主要优点，并且可靠性和稳定性好、体积小、光谱线性度高、光谱范围宽，适合在飞机和卫星等飞行器上搭载，在国际上引起广泛的重视。美国林肯实验室光谱成像技术专家Persky认为，静态傅里叶变换光谱成像技术将成为光谱成像技术领域的典型代表和发展方向。

1.1.6　干涉型光谱成像仪

作为本书的重点之一，本小节将详细介绍干涉型光谱成像仪的工作原理和基本结构。

干涉型光谱成像仪通过获取目标的光谱干涉图信息，利用目标辐射的光谱干涉图与光谱之间的傅里叶变换关系，使用计算机技术对干涉图进行傅里叶变换，获得目标的光谱分布。获取探测目标辐射的光谱干涉图的不同方法，就形成了不同类型的干涉型光谱成像仪。目前应用于遥感干涉光谱成像技术中的方法主要有迈克尔逊干涉法、三角共路干涉法、双折射干涉法。

一、时间调制干涉光谱成像仪

时间调制干涉光谱成像仪采用动镜迈克尔逊干涉结构，其干涉成像光路原理如图1.15所示。

图1.15　时间调制傅里叶变换光谱成像仪的干涉成像光路原理（相里斌）

前置光学成像系统透镜1将目标成像于大孔径的视场光栏面，即透镜2的前焦面上；视场光栏面上任意一点发出的光束，经过准直系统透镜2后变为平行光。分束器将平行光按照相同的强度分为反射和透射的两束光，分别到达静镜和动镜，经静镜和动镜反射回来的两束平行光经分束器和透镜3汇聚，在像面成像并形成干涉图。通过动镜的前后平移，可以改变两束相干光线的光程差。在完整的干涉图采样过程中，系统一直“凝视”目标，每次采样对应动镜的一个位置，即对应干涉的一个光程差，因此可以采集到一系列具有不同光程差的二维干涉图像，形成干涉图像的数据立方体。对干涉图像的数据立方体进行多行的一维傅里叶变换，就可得到光谱图像数据立方体。

由于两相干光束的最大光程差取决于动镜的最大可移动长度，且最大光程差与光谱分辨率成正比，因此增加动镜的最大可移动长度可以提高仪器的光谱分辨率，使得时间调制干涉光谱成像仪能够实现高精度的光谱测量。但是此类光谱成像仪有两个明显的缺点：一是动镜的晃动、倾斜会造成成像与干涉图的偏差，因此此类光谱成像仪需要高精度的动镜系统，这将使得其结构复杂、成本高，且不适合高空间分辨率的光谱成像；二是目标的干涉图是时间调制的，完整的干涉图依赖于动镜的全程扫描，实时性不好，不适合测量运动或瞬变目标的光谱。

时间调制干涉光谱成像仪的主要代表是美国NASA研制的GIFTS和TES。

二、空间调制干涉光谱成像仪

1993年夏威夷大学与佛罗里达理工学院等在ONR支持下联合研制了空间调制干涉光谱成像仪，即空间调制成像傅里叶变换光谱仪（Spatially Modulated Imaging Fourier Transform Spectrometer，SMIFTS），光谱范围为1～5μm，光谱分辨率为100～1000cm⁻¹，采用256×256 InSb探测器，该仪器对檀香山国际机场进行了成功的测量实验，得到了光谱图像。该仪器的成功为星载傅里叶变换光谱成像仪的研制奠定了基础。

1995年，在美国空军支持下，Kestrel公司与佛罗里达理工学院等合作，对前期研制的SMIFTS进行改进、提高，研制了机载傅里叶变换可见光高光谱成像仪（Fourier Transform Visible Hyperspectral Imager，FTVHSI），光谱范围为0.44～1.1μm，波段数为256，视场角为15°，瞬时视场角为0.8mrad，采用了1024×1024面阵CCD，两行、两列相加为一行、一列（binning模式）。FTVHSI是对传统色散型光谱成像原理的突破，它的诸多原理性优点和很好的机载飞行试验结果，引起国际上广泛的关注。

在SMIFTS和FTVHSI的研制基础上，干涉型高光谱成像仪很快地得到美国空军的进一步支持，他们开始研制星载仪器，在短短3年时间里，美国Kestrel公司及原SMIFTS（或FTVHSI）研究小组（现密歇根理工大学）一起成功研制了强力卫星MightySat II.1搭载的傅里叶变换高光谱成像仪（Fourier Transform Hyperspecrral Imager，FTHSI），它于2000年7月19日在美国加利福尼亚州范登堡空军基地发射成功。至此，空间调制傅里叶变换光谱成像技术在短短8年左右时间里，走过了原理研究、地面装置试验、机载飞行试验和卫星发射成功全过程。（黄旻）

由中科院西安光机所研制的CE-1（2007年发射）光谱成像仪，和HJ-1A（2008年发射）高光谱成像仪，都是空间调制干涉光谱成像仪。

空间调制干涉光谱成像仪的光谱系统采用横向剪切双光束干涉原理，按照分光元件的不同主要可分为萨格奈克（Sagnac）三角共光路干涉型及其变体、萨伐尔（Savart）偏振干涉型、马赫-曾德（Mach-Zehnder）干涉型及电子计算机断层扫描（Computer Tomography，CT）投影干涉型。下面主要介绍前两种实用的干涉型光谱成像仪。

1．空间调制萨格奈克三角共光路干涉光谱成像仪的工作原理

在空间调制干涉光谱成像系统中，萨格奈克三角共光路干涉光谱成像仪即萨格奈克傅里叶变换光谱成像仪无疑是目前最具有代表性的系统之一，它采用的是无动镜三角共光路结构，是航天遥感中一种先进的干涉型光谱成像仪，它具有高通量、无动镜、数据处理简单等特点。由于它是一种共光路干涉仪，所以两路相干光所处的外界环境，不论是力学条件还是温度环境都是相同的，因此它具有非常强的航天环境适应能力。

此类系统目前有带狭缝的推扫式（Push-brooming）和不带狭缝的窗扫式、大孔径静态光谱成像仪（Large Aperture Static Imaging Spectrometer，LASIS），窗扫式的是时空联合调制成像的光谱仪。

图1.16是空间调制傅里叶变换干涉光谱成像仪光路原理。该仪器采用的是萨格奈克三角共光路实体结构。

图1.16　空间调制傅里叶变换干涉光谱成像仪光路原理

其光学系统由前置镜、狭缝、干涉仪、傅里叶变换镜（简称傅氏镜）、柱面镜和探测器（FPA）组成。前置镜将被测目标聚焦于入射狭缝处，狭缝垂直于纸面，并用来限制被测目标的视场，则在像面有相应的一维线状目标的图像（方向垂直于纸面）。傅氏镜的前焦面与狭缝平面重合，傅氏镜后焦面与FPA重合；柱面镜组的母线平行于纸面，其后焦面也与FPA重合。

萨格奈克干涉仪由两个结构尺寸相同的半五角棱镜组合而成，其中一个棱镜在分束面内沿与光轴成45°方向平移一个偏移量，形成一个横向剪切干涉仪。在空间调制傅里叶变换光谱成像仪中，狭缝表面发出的每一条光线入射到干涉仪时，被具有半透半反膜层的分光面（Beamsplitter，BS）分成反射光和透射光，再经棱镜组两个半五角棱镜反射面及分光面的再次反射和透射后，被剪切成两条相互平行的相干光，这两条光线之间的横向距离即为干涉仪的横向剪切量。具有相同视场角的、被横向剪切的两束光，通过傅氏镜聚集到FPA的同一点上并发生干涉。由于入射光经过干涉仪的分光面被分光时，一束是两次反射光，另一束是两次透射光，因此分光膜的光强分光比直接影响着条纹的对比度，必须对分光膜的光学性能进行严格控制。图1.17所示为空间调制萨格奈克三角共光路干涉光谱成像仪剪切干涉等效光路示意（图中f_F为傅氏镜焦距），横向剪切棱镜的作用相当于把一个点光源分解为两个位于无限远的虚拟光源，并且这两个虚拟光源之间的距离等于该仪器的横向剪切量。随着光束视场角的变化，两个虚拟光源发出的光束在FPA上的交点干涉的光程差也发生变化，因此在FPA上产生沿水平视场方向的干涉图。这个干涉图是所有单色光干涉叠加合成的傅里叶合成干涉图。由于光程差是沿FPA平面空间变化的，干涉图由空间序列像元图像产生，称为空间调制干涉。由于光束通过干涉仪分光面时存在半波损失，因此在零光程差位置对应的干涉极大值是暗纹。空间调制干涉型光谱成像仪的干涉光程差范围受到焦平面宽度的限制。

图1.17　空间调制萨格奈克三角共光路干涉光谱成像仪剪切干涉等效光路示意

图1.16中所示的平行于纸面的截面内，干涉仪、傅氏镜与柱面镜构成了干涉仪系统，在FPA上得到干涉图。在此系统中，柱面镜仅相当于玻璃平板。在垂直于纸面的截面内的成像系统中，干涉仪相当于玻璃平板，傅氏镜与柱面镜构成了成像仪，在FPA上得到了狭缝的像。这样，在FPA上就得到了一维光谱图像和一维空间图像，像面图像如图1.18所示，即每幅干涉图与一维线状目标对应，通过沿干涉图方向的光谱维推扫就可以获得二维目标的干涉立方体。

图1.18　空间调制萨格奈克三角共光路光谱成像仪像面图像（均匀目标图像）

理论上，横向剪切干涉仪产生的光程差χ随入射视场角α变化：

χ = dsinα　　（1.1）

式中，d ——光束的横向剪切量；α——入射视场角。

在空间调制干涉光谱成像仪中，准直光学系统采用了傅氏镜，傅氏镜的像高y与焦距f的关系为：

　　（1.2）

将式（1.2）代入式（1.1），可得到光程差χ的线性表达式：

χ = dy/f　　（1.3）

在空间调制干涉光谱成像仪的单帧图像中，对空间维每个像元抽取光谱维的干涉图数据I(x)，通过傅里叶变换和光谱复原，即可得到入射光谱分布B(σ)（σ为光谱的波数）。

干涉图交流部分的表达式为：

　　（1.4）

式中，σ₁——光谱仪的起始波数；σ₂——光谱仪的终止波数；χ ——光程差；y ——焦平面上坐标点距零光程差点的距离。

则复原光谱B(σ)是干涉图I(x)的傅里叶逆变换，表示为：

　　（1.5）

经数据图像系统合成处理后，可以得到目标的黑白快视图、各单谱段图像及合成彩色图像。

2．空间调制干涉光谱成像仪光学系统设计（白加光）

（1）主要性能参数的选择。

① 探测器的选择。

根据干涉型光谱成像仪的成像原理，像面探测器需要同时获取空间维和光谱维的信息，则在成像平面应选用面阵探测器。光谱维的像元数量（或采样点数量）直接限制了干涉图的最大光程差，空间维的像元数量则影响空间维成像的视场宽度，因此面阵探测器的二维像元数量应尽量多。需根据仪器设计的总体要求选择探测器的工作性能。对于探测器的响应特性，需考虑响应度、光谱响应范围、噪声、动态范围。对于探测器的时间特性，要求可以满足不同的曝光时间和帧频的需要。对于探测器的总体尺寸和像元尺寸的选择，则需与光学系统及仪器的总体设计综合考虑。

② 光学系统焦距的确定。

高光谱成像仪光学系统焦距与轨道高度、探测器像元大小和地面像元分辨率（又称地面瞬时视场）有如下关系。

　　（1.6）

式中，f ——光学系统焦距，单位为mm；H ——卫星运行轨道高度，单位为km；Δl ——地面像元分辨率，即与探测器像元对应的地面单元的投影长度，单位m；S ——探测器单元尺寸，单位为μm；J ——成像方向上一个单元包含的像元个数，J=1,2,……

③ 幅宽和视场角。

高光谱成像仪光学系统的视场决定了地面成像幅宽，地面瞬时视场（像元中心对光学系统后主点所张的平面角）乘以探测器空间方向的像元数可得空间方向视场角。光谱方向的视场角由光谱采样定理所确定的像元行数计算。光学系统光谱方向视场角fov按式（1.7）计算。

　　（1.7）

式中，N ——探测器在干涉图方向上的总采样点数。

在小视场角，即fov小于10°的条件下，空间方向fov可近似地按式（1.8）计算。

　　（1.8）

式中，w ——成像幅宽，单位为km。

④ 相对孔径。

相对孔径或相对孔径的倒数F#（F数，F# = f/D，D为光学系统的入瞳孔径）是光谱成像仪的重要参数，与曝光量、输出信号强度、动态范围、信噪比、MTF及图像质量等许多重要参数密切相关。在设计中，要根据太阳高角、目标反射率、工作波段的条件，采用Modtran软件计算光学系统的入瞳辐亮度，选取照度和动态范围的信号强度，做信噪比复核复算，直到满足要求。

首先需考虑光学系统的能量利用率，应使几何像差的弥散斑尺寸Δyʹ小于探测器的像元尺寸。

Δyʹ = 2.44F#λ　　（1.9）

式中，λ——成像光的波长。

例如：对于工作波段在可见-近红外波段0.45～0.95μm内的光谱成像仪，最大波长为0.95μm，选用像元尺寸18μm，则系统F#必须小于7.7。为了实现高分辨率观测，衍射极限的分辨角要小于瞬时视场20.8μrad，综合光学系统的遮拦、透镜界面反射损失、干涉仪实际效率等各种因素，取系统的焦距为117mm，选取光学系统的入瞳口径为36mm，F#为3.25。

⑤ 光谱分辨率。

实际的干涉图总是测量到某一有限的极大光程差L_m为止，所以，通常是用式（1.10）来计算光谱分布函数B(σ)的：

　　（1.10）

式中，I(x)——干涉强度分布函数；L——可测量的最大光程差；T(x)——截断函数。

　　（1.11）

当|x|≤L时，T(x) = 1；当|x|＞L时，T(x) = 0。

令t(σ)为截断函数T(x)的逆傅里叶变换，也称为仪器的线性函数。当T(x)为矩形函数时：

　　（1.12）

令B₀(σ) = F⁻¹[I(x)]，按照卷积定理，则B(σ)由B₀(σ)和t(σ)的卷积计算，即：

　　（1.13）

对于波数为σ₁的单色光，其光谱函数为B(σ₁)，则复原光谱为：

　　（1.14）

由此可见，受仪器线性函数的影响，波数为σ₁的单色光的复原光谱不再是一个脉冲函数，而是中心在σ₁处的sinc函数。

仪器的线性函数与傅里叶变换光谱成像仪的光谱分辨率直接相关，不同的线性函数，光谱可分辨的判据也不同。对于三角形截断函数，其光谱分辨率为：

　　（1.15）

对于矩形截断函数，光谱分辨率为：

　　（1.16）

通常情况下，干涉型光谱成像仪的分辨率介于1/L到1/(2L)，而且最大光程差L越大，光谱分辨率越高。

波数分辨率与光谱分辨率的换算关系为：

　　（1.17）

反之为：

　　（1.18）

⑥ 干涉图的采样步长分析。

干涉图的采样步长即光程差的采样间隔。根据香农采样定理，至少需要两个像素才能检测一对条纹，可以实现无损失记录。因此采样步长至少是一个像素。

（2）干涉仪的光学结构及优化设计。

萨格奈克直角三角共光路横向剪切分束器是静态空间调制干涉光谱成像仪的关键部件，它的作用是将一束入射光沿垂直于光轴的方向（横向）剪切成两束相互平行的相干光，这两束光之间的横向距离称为横向剪切量。目前常用的横向剪切分束器主要是萨格奈克直角三角共光路干涉仪，其结构如图1.19所示。

图1.19　萨格奈克直角三角共光路干涉仪结构

从图1.19可以看出，干涉仪是由两个光轴转角为45°的半五角棱镜胶合而成的，其中一个半五角棱镜的胶合面必须镀高效、宽带半透射半反射、消偏振分光膜，且其中一个半五角棱镜在分光面内沿平行主平面方向平移，形成一定错位量。入射光束经分光面后，一路按顺时针方向在分光面上经二次反射，一路按逆时针方向在分光面上经二次透射，使出射光束形成相互平行的横向剪切干涉光。

两块半五角棱镜是具有相同折射率的实体型干涉仪结构，孔径光阑位在棱镜展开空气层的对称中心，这样可以使干涉仪的结构尺寸最小化。棱镜的展开厚度L_P和干涉仪五角棱镜的直角边长l的关系为：

　　（1.19）

图1.19中，h为棱镜底边到入射光束光轴的高度，按式（1.20）计算：

　　（1.20）

式中，θ——入射光线的发散角。

剪切量d与棱镜错位量cʹ的关系为：

　　（1.21）

由于干涉仪剪切干涉的二路光共光路，因此它的优点是可降低干涉仪本身加工精度和装配精度的要求，对环境的适应能力强，性能稳定。

图1.20是萨格奈克分体式干涉仪，由一个立方棱镜和两个按照五角棱镜反射面位置布局的分体平面镜M1、M2组成。萨格奈克分体式干涉仪对光束的剪切原理与实体型干涉仪相同，立方棱镜底边到入射光束光轴的高度为h，立方棱镜的分光面BS也需镀高效、宽带半透射半反射、消偏振分光膜。设分体式干涉仪中一块反射板M2反射面的平移量为c，横向剪切量d与平移量c之间的关系可表示为

　　（1.22）

图1.20　萨格奈克分体式干涉仪结构

图1.21是萨格奈克干涉仪光程差计算的等效光路示意。一条光线被剪切为相距d的两条光线，两条光线通过傅氏镜后在焦平面的成像面处相交并干涉，两条光线的光程差x为：

x = d·sinα ≈ dy/f_F　　（1.23）

式中，y ——成像面光谱维干涉点到轴上点O（零光程差点）的距离；f_F——傅氏镜的焦距；α——视场角。

图1.21　萨格奈克干涉仪光程差计算的等效光路示意

使用单边过零采样的方法采集干涉图数据，探测器在干涉图方向上单边总采样点数为N_M，y_M为干涉点到轴上点O的最大距离，则FPA上产生的最大光程差L_M为：

L_M = dy_M/f_F = (d·N_M·S)/f_F　　（1.24）

式中，S ——采样像元尺寸。则有

d = (L_M·f_F)/(N_M·S)　　（1.25）

由式（1.25）看出，剪切量与最大光程差、傅氏镜的焦距成正比，与探测器像元尺寸成反比。

3．空间调制干涉光谱成像仪的主要特点

（1）狭缝的长度和宽度只确定成像的空间分辨率，而不影响光谱分辨率。

（2）没有运动部件，面对外界扰动和振动，具有良好的稳定性，适合对地遥感测量。

（3）高光通量、高输出，这又称为贾奎诺特优点，在同等情况下，傅里叶变换光谱仪的光输出量要比采用光栅分光的光谱仪大得多。

（4）多通道，与色散型光谱成像仪相比，可测光谱范围更宽，这又称为Fellgett优点。傅里叶变换光谱仪的信噪比比常规光谱仪有很大提高，可以是传统的光栅光谱仪的(N/2)^1/2倍，N为光谱通道数。尤其在红外波段的辐射源都比较弱时，傅里叶分光计比一般光栅或棱镜分光计优越得多。

（5）实时性好，目标点的光谱和空间信息同时获得，适合测量光谱和空间变化的目标。

（6）光谱定标精度、消杂散光特性、体积重量及制造成本较色散型光谱成像仪系统也有明显优势。

但是此类光谱成像仪要求视场与推扫运动高度配准，对平台稳定性要求比较高。

美国2000年7月发射的实验卫星MightySat II.1上搭载的FTHSI就是空间调制的光谱成像仪。我国HJ-1A高光谱成像仪和CE-1卫星搭载的高光谱成像仪，就是利用萨格奈克干涉仪分光的空间调制干涉光谱成像仪。

三、时空联合调制干涉光谱成像仪

时空联合调制干涉光谱成像仪能够获得地物“图谱合一”的信息。相里斌提出一种基于横向剪切干涉仪的时空联合调制干涉光谱成像仪方案，这种光谱仪没有入射狭缝，没有运动部件，其能量利用率优于空间调制干涉光谱仪。与时间调制型光谱仪相比，其在结构上更加可靠，也更容易实现。

中科院西安光机所于1999年研制了时空联合调制的大孔径静态干涉光谱成像仪LASIS和配套的高稳定度工作平台。图1.22为时空联合调制干涉光谱成像仪原理样机［见图1.22（a）］及其获取的单帧图像［见图1.22（b）］。

（a）时空联合调制干涉光谱成像仪原理样机

（b）获取的单帧图像

图1.22　时空联合调制干涉光谱成像仪原理样机及其获取的单帧图像

如图1.23所示，LASIS主要由5部分组成，前置光学系统、干涉仪、成像镜、探测器和数据采集系统等。其基本原理是在无限远成像系统中加入横向剪切分束器，前置光学系统的作用是可以压缩后续光学零件的尺寸和体积。光路原理基本与空间调制傅里叶变换光谱成像仪相同，只是在前置光学系统的后焦面处将视场光栏的狭缝改为大孔径的窗式光栏，因此在光谱成像仪的像面FPA上可以形成目标的二维图像。与此同时每束光线被萨格奈克干涉仪剪切，在像面FPA上形成干涉。与空间调制相同，干涉的光程差由干涉仪的剪切量d、傅里叶镜的焦距f和干涉点距零光程差点的距离y决定，在干涉仪的剪切方向产生干涉图，就形成了一维光谱信息。由于y值与光谱仪在剪切方向的视场角对应，像面处像元的响应实为该目标对应此视场角的干涉数据。LASIS每次采样的单帧图像如图1.22（b）所示，在二维图像上叠加了干涉条纹，即包括了两维的空间信息也包括了一维光谱信息。在采样过程中，FPA表面每一点产生的光程差是恒定的，属于空间调制干涉系统。但对于每个目标点，要获得一副完整的、包括全部光程差的干涉图，还需要进行全视场连续帧的推扫成像（沿光谱维推扫）才能完成。在推扫过程中，每个像点在不同时刻被不同的光程差调制，推扫达到最大光程差后才能得到完整的干涉图数据，得到时间序列的干涉图。对该干涉条纹数据进行傅里叶变换，即可得到所对应物点的光谱信息。所以说LASIS具有时间、空间调制的型式。

图1.23　LASIS干涉光谱成像仪光学系统原理

LASIS的原始图像数据需经过重新排列：在推扫的时间序列图像中，对空间维、零光程差列的每个像元，沿光谱维依次抽取各光程差的干涉数据，得到该空间像元的点干涉图，再通过傅里叶变换和光谱复原处理，得到共轭物元的辐射光谱。以同样的方法，在依次抽取的图像中计算空间维、零光程差列各像元的复原光谱，最终得到全视场二维空间像元的辐射光谱。理想情况下，利用全视场推扫的所有图像帧序列，即可获得地物目标的点干涉数据，其提取过程如图1.24所示。

图1.24　点干涉数据提取过程

由图1.24可以看出，要准确提取目标的干涉数据，需要满足两个条件，一是对目标进行全视场推扫，二是提取的图像帧满足特定的对应关系。

图1.25　LASIS获得的单色图像

通过辐射定标和合成图像处理，可以得到二维空间的单色图像、复色图像和色彩更真实的彩色图像。图1.25、图1.26分别为LASIS获得的单色图像和合成彩色图像。

图1.26　LASIS获得的合成彩色图像

LASIS干涉图调制度与曝光时间内像点移动的距离有关，因此需对光谱仪装载平台的运动稳定性提出较高的要求。此外，在能量通量足够的前提下，可以采用电子快门缩短曝光时间，提高干涉图的调制度。

高通量和高稳定度的特性，给LASIS带来了许多优点：由于高通量，光学系统的口径可以很小，从而减轻重量、缩小体积；由于高通量，探测器的噪声影响相对降低，从而放松了对探测器的要求，或省略制冷环节以减轻重量、缩小体积，或采用制冷技术以提高信噪比；由于高通量，探测器的曝光时间可以缩短，从而提高空间维和光谱维的信号质量；由于高稳定度，其适用于苛刻环境；由于高稳定度，其寿命大大延长。

LASIS虽然是画幅式光谱成像仪，它的推扫仍然是逐行进行的。因此，在推扫方向上有许多冗余图像信息，一方面，可以利用这些信息获得高光谱图像，另一方面，也可以将它看作类似时间延迟积分（Time Delay Integration，TDI）照相机。这样，通过图像处理，能够同时获得高光谱图像和高灵敏度直接图像，二者甚至可以相互校准、融合。利用线性预测、自回归、奇异值分解等方法，在干涉图（看作时域信号）域中，可以实现光谱分辨率的提高；利用面阵探测器逐行推扫的冗余图像之间的匹配、数据融合等方法，可以实现空间分辨率的提高。

但是，由于LASIS获取完整干涉图不是实时进行的，要依靠载体的运动来推扫，因此对载体姿态的要求比较高，这也是该方案突出的缺点之一。LASIS的研究提出了利用图像匹配修正载体姿态误差的高精度算法，获得了很好的实验结果，大大降低了LASIS对载体姿态的要求。此外，对于卫星载荷的时空调制干涉光谱成像仪，在高帧频工作条件下，获取全光程差干涉图的实际时间可以达到10⁻¹s级，在对地观测中可以满足采样时间的要求。例如：帧频为500，最大光程差采样点数为200，则获取全光程差干涉图的实际时间为0.4s。

目前中科院西安光机所已经为几个高分探测卫星研制生产了此类光谱成像仪，它已应用于地球观测工作。

四、偏振干涉光谱成像仪

利用具有双折射特性的光学元件实现分光干涉的光谱成像仪，即为偏振干涉型光谱成像仪。用于偏振干涉光谱成像仪的双折射光学元件主要有：偏光棱镜、液晶可调谐滤光片（Liquid Crystal Tunable Filter，LCTF）以及非共线性声光调制滤光片（Acousto-Optic Tunable Filter，AOTF）。下面主要介绍偏光棱镜分光的偏振干涉光谱成像仪。

偏振干涉成像光谱仪的光学系统与采用萨格奈克干涉仪的光谱成像仪相似，由前置光学系统、一次像面视场光栏、准直镜、干涉仪、成像系统和FPA组成。偏振干涉成像光谱仪的核心是偏振干涉仪，它主要由双折射分束器和位于其前后的两个偏振器（偏振片）组成。双折射分束器分为横向剪切和角剪切两类，目前代表性的方案有基于萨伐尔板的横向剪切分束器和基于渥拉斯顿（Wollaston）棱镜的角剪切分束器，二者虽然在结构和性质上有所不同，但都能起到将一束线偏振光分割成振动方向相互垂直的二束线偏振光的作用。

偏振干涉成像光谱仪同样可分为空间调制和时间、空间联合调制两种形式。一种是一次像面视场光栏为狭缝，成像系统中有柱面镜。图1.27是1996年美国华盛顿大学研制的双折射（Birefringent）干涉光谱成像仪DASI的光学系统示意，干涉仪采用渥拉斯顿棱镜干涉仪。前置光学系统将目标成像于一次像面的狭缝上，经准直镜入射到偏振器（Polarizer），沿起偏器偏振化方向的线偏振光入射到渥拉斯顿棱镜，渥拉斯顿棱镜将入射光分解为两束强度相等的寻常光（o光，振动方向垂直于主平面）和非寻常光（e光，振动方向平行于主平面）。这两束振动方向垂直的线偏振光经检偏器后，成为与检偏器偏振化方向一致的两束线偏振光，经成像系统聚集于成像平面处的探测器上，在剪切方向上得到干涉图。因此在成像平面探测器上形成一维空间图像，同时经偏振棱镜的剪切干涉在垂直于狭缝方向形成物面像元的干涉图，通过推扫获得二维空间信息，成为空间调制光谱成像仪。

图1.27　双折射干涉光谱成像仪DASI的光学系统示意图（具有离轴前置镜）

DASI有可见光和短波红外两种，光谱范围分别为0.4～1.0μm和1.2～2.2μm。DASI在1994年进行了机载飞行实验，获得地面机场跑道、农田植被等目标的图像和干涉图。（Smith）

另一种如图1.28所示的稳态偏振干涉成像光谱仪（USIP1S）的光学系统示意。在采用双折射棱镜（萨伐尔板）的偏振干涉仪的光谱成像仪中，光学系统的前置镜L₁后焦面处使用大孔径的视场光栏，就成为时间空间联合调制的光谱成像仪。此类光谱成像仪可以获得很大的光通量。

图1.28　稳态偏振干涉成像光谱仪（USIP1S）的光学系统示意

比利时的Dewandel等及我国西安交通大学的张淳民对这种大孔径、双折射棱镜的光谱成像仪进行了研究，并取得实验室验证结果。

大孔径、双折射棱镜的干涉光谱成像仪的主要特点是高通量、高稳态。

1.1.7　不同类型光谱成像仪的性能比较

前面介绍了不同空间成像、光谱成像形式的各种类型的光谱成像仪，现就使用较多的时空调制干涉光谱成像仪LASIS、空间调制干涉光谱成像仪SMIS和色散型光谱成像仪的性能特点做比较，详见表1.3。

表1.3　3种类型光谱成像仪性能比较

1.2　国外遥感高光谱成像仪及采用的定标技术

本节主要介绍国外典型的高光谱成像仪的特点及其定标技术。

1.2.1　MODIS

美国NASA制定了对地观测系统计划EOS，分别于1999年和2002年发射了Terra及Aqua卫星。Terra卫星因每日上午过境，称为上午星，Aqua卫星每日下午过境，称为下午星。两个卫星上的主要载荷都是中分辨率光谱成像仪MODIS，其数据产品主要应用于自然灾害、生态环境监测，以及全球气候、环境变化的综合性研究。

MODIS的工作谱段覆盖了从可见光、近红外到热红外（0.41～14.4μm）的光谱区间，共设置了36个谱段。空间分辨率有3种，即250m、500m和1km，各谱段的空间分辨率不同。

谱段band 1～19、band 26的波长范围是0.41～2.2μm，是反射太阳谱段（Reflective Solar Bands，RSB），在白天采集数据。谱段band 20～25和band 27～36是热辐射谱段（Thermal Emissive Bands，TEB），在白天和夜间连续测量数据。MODIS的观测数据可以生产出约40种科学数据产品。

MODIS由一个双面扫描镜旋转对地扫描，以穿轨扫描的方式、以每次10km的宽度获取地物目标的光谱图像信息。目标的辐射光通过MODIS的扫描孔进入扫描腔及扫描镜。连续运转的双面扫描镜将入射光反射至一个折叠镜，同时进入由两个离轴、共焦抛物面镜组成的望远镜。不同光谱波段的光通过3个分光镜和滤光片，分别由4个光路进入不同的焦平面组件，由不同的光电探测器阵列接收。这4个焦平面组件为：可见光组件、近红外组件、短波红外和中波红外组件、长波红外组件。后两个焦平面组件设有辐射制冷器，需制冷到约85K。在焦平面组件上分别安装有各波段的光电探测器和A/D变换器，它们将图像变为数字信号，然后通过格式化器和缓冲器将信号输出。

MODIS的光学孔径是18cm，又由于扫描列宽的要求，使得扫描镜的设计尺寸较大，达到57.8cm×21.0cm×5.0cm。

MODIS设计了较完善的星上定标设备。MODIS在发射前须经过不同级别和环境下的定标和性能测试。在轨运行期间，MODIS利用星上定标装置和多种定标方法对仪器进行定标和性能变化的监测，保证了数据产品的质量。

MODIS携带的星上定标器（On-Board Calibrators，OBC）共有4个部分：（1）太阳漫射板（Solar Diffuser，SD）；（2）太阳漫射板稳定性监测器（Solar Diffuser Stability Monitor，SDSM）；（3）光谱辐射定标装置（Spectral-Radiometer Calibration Assembly，SRCA）；（4）V形槽黑体（V-Grooved BlackBody）。仪器还设置了空间观察窗口（Space View，SV），可以进行仪器背景的测量。为了监测太阳反射波段辐射定标的稳定性，MODIS还定期进行对月球的观测。当月亮相位角约为55.5°时，控制整个飞行器变更姿态，使MODIS 可以通过对地观测区或空间观测区对月亮进行观测，以及进行遥感器的辐射定标和辐射响应长期稳定性的监测。到2018年，Terra 和Aqua上的MODIS已经分别运行了18年和16年，Truman Wilsona介绍了在此期间采用月亮观测监测的MODIS各波段增益的变化结果。图1.29所示是MODIS解剖图和星上定标机构。

图1.29　MODIS解剖图和星上定标机构

显示定标机构有：太阳漫射板（SD）、太阳漫射板稳定性监测器（SDSM）、黑体（BB）、光谱辐射定标装置（SRCA）。

MODIS在轨运行期间利用白沙等多个辐射定标场进行遥感器的替代定标、交叉定标。

2000年6月11日、11月2日，2001年1月5日，以Landsat-7卫星的载荷ETM+作为参考遥感器，利用两个遥感器在Railroad Valley试验场的观测数据，对MODIS进行了交叉定标。

2001年7月16日，对5个星载传感器在Railroad Valley试验场的所有成像进行了交叉比较。这些传感器包括ALI、EO-1上的Hyperion、Landsat-7上的ETM+、Terra上的MODIS和Space Imaging的 Ikonos。

MODIS数据主要有以下4个特点。

（1）全球免费：MODIS数据从2000年4月开始由NASA正式发布，并以广播X波段向全球免费发送。相对于其他遥感器数据的公开有偿接收或者有偿使用，MODIS数据的使用和接收政策使其成为大多数科学家廉价、实用的数据资源。

（2）光谱范围广：MODIS数据涉及的波段范围较广，包括了从大气到海洋、陆地的全方位观测所需的可见光和红外波谱数据。这些数据对于地球科学和对陆地表面、大气及海洋等进行的各种综合研究具有较高的实用价值。

（3）数据接收简单：MODIS数据的接收相对简单，它采用微波的X波段向地面发送，并在数据发送中使用了大量的纠错措施，来保证用户能用很小的天线（仅需3m）得到优质的信息。

（4）更新频率高：Terra和Aqua卫星都是太阳同步极轨卫星，Terra在上午过境，Aqua在下午过境。两颗卫星上的MODIS数据在时间更新频率上相配合，加上晚间过境数据，每天最少可以得到2组白天和2组黑夜的更新数据。这样的数据更新频率，对实时地球观测和应急处理（例如森林和草原火灾监测和救灾）有较大的实用意义。

MODIS在光谱、空间、时间分辨率以及更严格的定标条件上都超过了传统遥感器，它具有完善的星上定标设备，在轨运行中采用多种定标方法进行辐射定标和衰变监测，因此MODIS具有理想的定标精度，在太阳反射波段的不确定度小于2%。加之MODIS的数据发布特点，在许多遥感器的交叉定标中，常选用MODIS作为参考遥感器。（Thome，宋碧霄）

1.2.2　Hyperion

EO-1是美国NASA面向21世纪的新千年计划中为了接替Landsat 7而研制的新型地球观测卫星，于2000年11月21日发射升空。EO-1卫星为太阳同步卫星，轨道高度为705km，倾角为98.7°，同Landsat 7处于同一轨道，两者间隔1min飞过相同的地面目标，并保持间隔2s的精度，因此两颗卫星的数据可以实现相互比对。

EO-1上搭载的高光谱成像仪Hyperion是当时集高空间分辨率与高光谱分辨率的光谱成像仪，可广泛应用于地质调查与找矿、土壤退化动态监测、精准农业和森林防护以及水资源监测等方面。

Hyperion刈幅宽度为7.7km，视场角为0.624°，瞬时视场为0.043mrad，空间分辨率为30m，帧频为25Hz，数据编码为12bit。Hyperion是推扫式光栅色散型光谱仪，在前置光学系统后，光束由分光镜分成两路，反射光路是可见光，工作波段为400～1000nm，透视光路是短波红外，工作波段为900～2500nm，两路光分别通过光栅进入焦平面装置。可见光波段采用硅CCD阵列，短波红外波段采用HgCdTe探测器，制冷温度为120K。Hyperion共有220个波段，光谱分辨率为10nm。不同波段的Hyperion数据信噪比存在较大差异，可见光波段信噪比可达190︰1，而短波红外波段的信噪比低于40︰1。

Hyperion的星上辐射定标的内部定标光源，使用4个石英卤素灯（1.06A，4.25 V），灯用于照明处于关闭状态时的望远镜盖子。盖子涂层为美国伊利诺伊理工大学（Illinois Institute of Technology，IIT）研制的S13GP/LO-1硅树脂，是白色漫射热控涂层。定标灯需成对使用，每对分为一主灯一副灯，以使照明达到适当的辐射量级。这种灯在地面经过了寿命实验。以灯为基础的定标是在太阳定标之后，盖子处于关闭状态时进行的，之后就会进行暗电流测试。在卫星发射的最初3年，灯定标频率较高。2009年的数据显示，仪器运行8年后，灯的辐射强度有些下降。

Hyperion在轨观察太阳，可以测量太阳的光谱辐射。太阳照射到Hyperion望远镜盖子背面的入射角是53°，Hyperion在此时采集太阳定标数据。但Hyperion的视场角只有0.43°。为了确保指向正确，航天器要进行姿态调整，使太阳光的入射角在法线周围6°范围内变化，并避开由太阳挡板引起的太阳辐射的渐晕。2000年12月12日，Hyperion第一次通过可见-近红外和短波红外焦平面采集了太阳数据，而第一个有太阳确定位置的太阳定标出现在2001年2月16日。太阳定标每周进行一次。此外，Hyperion接收穿过大气层的太阳光，利用大气层中气体的吸收峰来进行光谱定标的验证。通过采集太阳穿过大气的光谱数据、仪器盖板的反射光谱与标准的大气光谱，进行对比分析，验证在轨光谱与发射前光谱定标结果的变化，进行光谱定标。

月亮定标：每月一次的观察值是在一个经过全月的、确定的相位角采集的，同SeaWiFS和ASTER一致。Hyperion的月亮定标模式同仪器的对地观测光路一致，是全系统定标。

Hyperion的星上定标详见第4章。

Hyperion在轨运行后还利用美国的白沙试验场和澳大利亚的Lake Frome试验场进行场地定标。Hyperion还多次与其他遥感器进行交叉定标。2001年7月借助美国Railroad Valley试验场的观测数据，ALI、 Hyperion、ETM+、MODIS和 Ikonos这5个遥感器实现了交叉定标。

1.2.3　FTHSI

2000年7月19日，美国空军研究实验室发射的MightySat II.1号搭载了一个干涉型高光谱成像仪FTHSI和星上处理器Quad-C40 。卫星飞行在高575km、倾斜角为97.8°的太阳同步轨道上。

FTHSI是基于Sagnac干涉仪的空间调制干涉光谱成像仪，光谱范围为475～1050nm，共有256个通道（可用146个谱段），空间分辨率为30m，光谱分辨率为2～10nm，视场角为3°，其重量却仅为20.45kg。

FTHSI是第3代高光谱成像仪的代表，是世界上第一台真正成功用于航天遥感的高分辨率光谱成像仪。FTHSI是干涉型光谱成像仪的成功典范，仪器表现出了极高的稳定性、辐射灵敏度和光谱测量精度，其入轨后的工作被美国空间研究实验室评价为“近乎完美”。由于MightySat II.1出色的性能和成功运行，其研究组获得了美国空间研究实验室的“司令杯团体奖”和“空间运载工具董事会年度团体奖”。

空间调制傅里叶变换光谱成像技术在短短8年左右时间里，走过了原理研究、地面装置试验、机载飞行试验，于1998年完成了有效载荷的鉴定，最后装载在卫星上发射成功。

MightySat II.1号上搭载的有效载荷除FTHSI外，还有Quad-C40处理装置。FTHSI使用Quad-C40进行一些实时图像采集和采集后的图像处理，主要的处理工作还是依赖数据下载后的地面处理。

FTHSI是一个基于萨格奈克干涉仪、推扫成像的空间调制高光谱成像仪。图1.30是FTHSI光学系统原理。该光学系统由前置镜组、狭缝、干涉仪、傅氏镜组、柱面镜和探测器组成。由前置镜组将被测目标成像于狭缝处，狭缝的长度方向垂直于纸面，并用来限制被测目标的视场。

图1.30　FTHSI光学系统原理

光线通过干涉仪被剪切、调制，形成一维干涉图。来自干涉仪的光线通过傅氏镜组和柱面镜，成像在探测器上，形成一维空间图像和干涉图。空间调制的光谱成像仪像面一次曝光的单帧图像，是由空间维、零光程差列每个像元的图像与其在光谱维的光谱干涉图组成的，沿光谱维的一行数据即为空间像元的点干涉图，由点干涉图就可得到复原光谱。光谱仪沿光谱方向推扫，获取逐帧二维空间信息。探测器使用硅CCD阵列，整帧读出频率高于100帧/s。FTHSI在轨运行时，实际使用的是15帧/s。

图1.31为搭载在MightySat II.1卫星上的FTHSI的解剖示意。望远镜的口径为165mm，空间维相对孔径为F/3.4，光谱维相对孔径为F/5.3。仪器的设计中没有运动部分，可以防止发射时引起的偏移。干涉仪由两块作为半分光镜的玻璃组成，被装在一个铝制基座上。整个结构被紧密地安装在机架上。系统实施了热控，以保持−20～20℃的温度环境。

图1.31　搭载在MightySat II.1卫星上的FTHSI的解剖示意

FTHSI在轨运行时，于2001年1月前，利用采集期间已知反射率和辐射度的目标，进行了替代定标；从2001年开始，完成了大量的与AVIRIS、Hyperion、地面团队类似的对同样场地的图像采集。

图1.32为采用2001年1月5日的数据成功得到的辐射度替代定标的曲线，较好的向下凹的曲线是在500～900nm的遥感器工作谱段实现的，曲线两端的变化与硅探测器在这两端的量子效率降低有关。

图1.32　采用2001年1月5日的数据得到的辐射度替代定标的曲线

卫星越过夜晚的海洋上空，可以采集暗电流，并检测焦平面的热像元，每月可以采集一次。当卫星飞过加拿大冰面上空时，可以检测焦平面的冷像元。检测出的坏像元可以用平滑的方法修正。

光谱定标：图1.33为光谱定标曲线，显示传感器的光谱分辨率在焦平面上的变化。光谱分辨率变化了0.05%，是由萨格奈克干涉仪10cm长度上的偏置量里有8μm偏移造成的。这个光谱变化不校正，将造成数据中的光谱偏移。图1.34为O₂吸收波段（760nm）在焦平面不同位置的光谱偏移。图1.34中横坐标Bin#为与波长相应的记数值，纵坐标DU为光的响应幅值。Tile A、Tile B、Tile C、Tile D为焦平面空间不同位置的数据处理及结果的存储器。这些光谱偏移可以应用图1.33中的光谱定标记录进行调整。

图1.33　FTHSI传感器基于2000年12月16日数据的光谱定标曲线

图1.34　于2000年12月16日采集的760nm吸收波段在焦平面不同位置的光谱偏移

若获取的图像中出现鬼像和条带，在地面处理时采用最大期望值的计算方法，可以消除大部分鬼像。

图1.35为FTHSI在2000年8月26日获取的数据处理后所得的图像，图像中显示出茁壮的植被（红色）和水系（蓝色）。光谱数据的进一步开发将可以确定地区的植被类型和人造的建筑物。

图1.35　FTHSI在2000年8月26日获取的数据处理后所得的图像

1.3　国内遥感高光谱成像仪及采用的定标技术

本节主要介绍国内典型的遥感高光谱成像仪的特点及其定标技术。

1.3.1　环境卫星HJ-1A高光谱成像仪HSI

中科院西安光机所研制的高光谱成像仪HSI，搭载在环境卫星HJ-1A上，并于2008年9月6日发射成功，升入太空。HSI的光谱范围为0.4～0.9μm，拥有115个探测谱段，平均光谱分辨率为5nm。HSI是我国第一台对地观测星载高光谱成像仪，是国内采用静态干涉成像光谱技术研制而成的，是继FTHSI后第二台运用该技术的相机，也是世界上第一个用于业务卫星的空间调制干涉光谱成像仪。高光谱成像仪HSI目前已在轨运行超过10年，已获取了海量观测数据。（相里斌等）

一、高光谱成像仪总体方案和主要技术指标

高光谱成像仪主要由光学主体和星上定标系统两部分组成，其总体方案如图1.36所示。

图1.36　高光谱成像仪总体方案

高光谱成像仪光学主体由保护窗、指向摆镜、前置光学系统、狭缝、干涉仪、傅氏镜组、柱面镜组和像面探测器等组成。星上定标系统由装有定标灯的积分球、光谱玻璃和准直镜组成。由积分球产生的均匀面光源经光谱玻璃的吸收，使其光谱存在特定吸收峰。由于光谱分布已知，可以进行相对光谱辐射定标。指向摆镜可以实现高光谱成像仪侧视成像及星上定标两个功能。表1.4为高光谱成像仪的主要技术指标。图1.37为HSI的光机主体。

图1.37　HSI的光机主体

表1.4 高光谱成像仪的主要技术指标

高光谱成像仪的关键技术包括了宽波段光谱系统设计、干涉仪镀膜及微应力装夹、柱面镜精密装夹、高性能电子学系统设计、全系统装测、定标和光谱复原技术等几个方面 。

二、高光谱成像仪光学系统设计

HSI的光学主体主要由前置光学系统、狭缝、横向剪切干涉仪、傅氏镜组、柱面镜组和像面探测器等组成，采用实体型萨格奈克干涉仪作为系统横向剪切干涉仪。

根据1.1.6小节中介绍的空间调制光谱成像仪工作原理和光学系统参数的计算方法，工作波段在可见-近红外0.45～0.95μm的光谱成像仪，最大波长为0.95μm，选用像元尺寸为18μm，则系统F#需小于7.7。为了实现高分辨率观测，衍射极限的分辨角要小于瞬时视场20.8μrad，综合光学系统的遮拦、透镜界面反射损失、干涉仪实际效率等各种因素，选取系统的焦距为117mm，光学系统的入瞳口径为36mm，F#为3.25，视场角fov为4.4°，光谱分辨率δσ为97.47cm⁻¹，谱段数n为120，最大光程差L_max为51.3μm，干涉仪横向剪切量d为0.678mm，具体计算如下。

光谱范围：Δσ = σ_max−σ_min = 22222cm⁻¹−10526cm⁻¹ = 11696cm⁻¹

光谱分辨率：δσ = (σ_max−σ_min)/n = 11696cm⁻¹/120 = 97.47cm⁻¹

最大光程差：L_max = 1/(2δσ) = 51.3μm

有效采样点数：N_S = 2 L_max σ_max = 228

采用单边过零28像元采样，光谱方向二合一，像元尺寸s为0.036mm，傅氏镜的焦距f为108.5mm，则干涉仪横向剪切量为：

干涉仪的错位量为：

Cʹ = d/0.5858 = 1.158mm

波长分辨率为 ：

1．高光谱成像仪光学系统焦距分配

图1.38所示为高光谱成像仪主光学系统结构原理图。

图1.38　高光谱成像仪主光学系统结构原理图

高光谱成像仪主光学系统相当于在柱面光学系统前加了一个无焦望远系统，整个系统的焦距绝对值就是柱面镜有限焦距乘以望远系统的视角倍率Γ：

　　（1.26）

式中，f ʹ₁——前置镜的焦距；f ʹ₂——傅氏镜的焦距；f ʹ₃——柱面镜的焦距。

由式（1.26）可知，在一个无焦系统后面放置一个有限焦距系统后，合成光组也是有限焦距系统（定焦物镜），此时合成光组焦距等于无焦系统后面放置的有限焦距系统的Γ倍。

由近轴光学像方焦点距离计算公式，得：

　　（1.27）

　　（1.28）

将式（1.28）代入式（1.27）得：

　　（1.29）

式中，β——中继镜组（狭缝到FPA中的傅氏镜与柱面镜的组合光学系统）的横向放大率。式（1.29）证明了整个系统的等效像方焦距等于前置镜焦距的β倍。

各分系统光学性能参数分配如表1.5所示。

表1.5 各分系统光学性能参数分配

2．光学系统结构形式选择

光学系统结构形式选择是在确定了系统焦距、通光口径和视场的基础上进行的。同样，各分系统焦距、通光口径和视场确定后，首先计算和优化各分系统的光学设计，然后再连接成全光学系统进行详细设计。

前面已经论证并确定了各分系统的设计参数与相互关系。由于前置光学系统与傅氏光学系统焦距较长，而柱面镜焦距较短，所以整个系统在图像传递过程中是一个缩小系统。傅氏镜与柱面镜构成了一个缩小倍率为1.6倍的中继系统。柱面镜前相当于加了一个望远镜系统，望远镜的视角倍率为1.67倍。这样的系统构成有利于前置镜与傅氏镜的几何像差校正，可采用折射式远心光学结构优化设计。

前置镜的作用是收集目标的辐射能，压缩后续光学部件的横向尺寸。对于高空间分辨率和宽光谱特性要求的光谱成像仪，前置光学系统多采用R-C折反射式系统和离轴三反无焦结构。对于焦距较短的像方远心可见近红外光学系统，一般采用折射式光学结构。

根据表1.5中的光学性能，前置镜焦距属于较短远摄型系统，可采用外置光阑的改进型双高斯结构消除轴外像差和轴上的二级光谱。全透射式系统是一个无遮拦的光组，其孔径光阑（即入瞳）位于前置镜的物方焦点上，构成像方远心系统，以消除光谱成像仪轴外视场的附加光程差。前置镜的像面上设置狭缝，狭缝正好是一个条带目标的一次像面。

傅氏镜是高光谱成像仪光学系统中重要的一个部件，根据性能参数要求，可采用全折射式结构。由于像质需满足瑞利判据，所以设计时的约束条件如下。

● 在狭缝与傅氏镜之间需加入一块厚度为80 mm的平板玻璃，这是萨格奈克干涉仪的棱镜展开长度。

● 在CCD和傅氏镜之间，需插入一个柱面镜光组，柱面镜零件按中心厚度的平板玻璃计算。

● 傅氏镜与柱面镜共焦，在焦面上放置CCD，全系统出射光瞳与CCD焦面重合，亦即傅氏镜焦平面、柱面镜焦平面、系统出瞳与CCD共面。

● 傅氏镜为物方远心光路。

● 选择正-负-负-正较对称结构，由于视场角不大，所以主要校正轴上色差和二级光谱像差。

● 需留5～10mm空气间隔，以满足结构设计需要。

● 柱面镜是一个非旋转对称结构，它对空间分辨率有重要的影响。柱面镜的作用是把二相干平面波的干涉条纹压缩成一条线，以被干涉图方向上的一列CCD所探测。柱面镜的焦距选择，应能满足结构的后工作距离和系统的相对孔径。由于像质要满足瑞利判据，需要多片平凸和平凹镜片组合。

3．高光谱成像仪的光学系统结构及设计结果

通过优化设计和计算结果，高光谱成像仪主光学系统的主要性能参数为：系统焦距f ʹ为117.36mm，视场角2ω为4.5°，F#为3.26，狭缝宽度为28μm，狭缝长度为14.34mm，CCD工作面对角线尺寸为18.8mm，系统出瞳直径Φ为21.5mm。光谱仪弥散斑最大半径为8.5μm，最小半径为5.7μm，弥散斑半径均小于像元尺寸的一半。

高光谱成像仪主光学系统结构如图1.39所示。高光谱成像仪主光学系统成像质量用MTF评价。图1.40为高光谱成像仪主光学系统全（1ω）视场、0.707ω视场和轴上复色光的MTF曲线，各视场复色光MTF奈奎斯特空间频率为28lp/mm（对应CCD像元尺寸为18μm）。由图1.40看出，各视场MTF值均大于0.7，远高于0.5的设计目标，满足光谱分辨率和空间分辨率的要求。

图1.39高光谱成像仪主光学系统结构

图1.40　高光谱成像仪主光学系统的MTF曲线

4．星上定标系统设计

星上定标系统由内置定标灯的积分球、光谱玻璃和准直镜组成。由积分球产生的均匀面光源，经已知透射光谱分布的光谱玻璃后，使定标光谱存在特定吸收峰。定标光辐射经准直镜成为平行光。当摆镜处于定标位置时，定标平行光进入主系统，实现全系统的相对光谱辐射定标。

星上定标系统的准直镜焦距可以是前置镜焦距的1/2～1倍，但相对孔径往往要求与前置镜相同，即与成像光学系统的相对孔径一致，将定标系统积分球的出口位置作为物平面，成像在前置镜的焦平面（狭缝）处。需使定标系统在全孔径、全视场或局部视场的照度均匀清晰，实现星上定标。

三、几项关键技术

1．干涉仪镀膜及微应力装夹

高光谱成像仪光学零件需要镀制宽带高反射膜、高内反膜、宽带截止滤光膜以及高效分光膜。尤其是干涉仪分光膜，其膜系设计与镀膜工艺将直接影响系统的能量利用率、系统的偏振度、图像的信噪比等。仪器研制过程对干涉仪分光膜的要求很高，这样才能保证同一偏振态下的反射率与透射率基本相同。由于干涉仪的主要应力源为装夹应力以及温度变化和力学振动产生的应力，因此，在干涉仪部件的装调过程中，应将材料相同的玻璃作为缓冲基座并与底座相粘接，底座材料选用钛合金，基本消除温度变化时带来的应力。此外，利用消应力槽，进一步隔离螺钉连接产生的应力。

2．柱面镜精密装夹

与国外采用光学加工工艺保障柱面镜同心度不同，我们采用了精密机械的方法，同样保证了其结构的稳定性和高精度，大大降低了对光学加工装调的要求。设计时借鉴球面镜的对心装调思路，为了便于调整，为每一块柱面镜片设计了一个镜框，简化了精密调整环节，增强了可靠性。调整好后再灌胶固定，以满足柱面镜母线互相平行、偏差小于10"的要求。

3．高性能电子学系统

高光谱成像仪电子学系统主要包括CCD焦面电路、前端控制器和信号处理器三大部件。CCD焦面电路主要完成光/电信号的转换；前端控制器向CCD传感器提供正常工作所需要的各种电源偏压和驱动脉冲，并对CCD传感器输出的视频信号进行预处理；信号处理器对预处理后的视频信号进行放大、箝位、增益控制、A/D转换、数据缓存、格式转换等处理，最后形成完整的干涉数据。

4．全系统装调

空间调制干涉光谱成像仪的全系统装调过程为：以干涉仪的方位为基准点，分别调整入射狭缝及柱面镜组件方位，使得入射狭缝的方向与干涉仪剪切方向垂直，柱面镜的母线方向与剪切方向平行；最后调整探测器，使其行方向与狭缝方向平行，列方向与剪切方向平行。指向摆镜是唯一的运动系统，要通过精密装调，保证它在空间环境中顺畅转动。

四、定标技术

高光谱成像仪的定标包括地面定标、星上定标和在轨定标。地面定标进行了实验室定标和外场定标。

1．实验室定标工作有光谱定标、光谱辐射度定标和仪器性能测试

光谱定标的测试设备包含5个波长稳定的激光光源和准直镜。定标结果：光谱中心波长平均偏差为0.156nm，半高宽偏差率为2%。光谱辐射度定标的测试设备包含太阳模拟器光源（积分球）、景物模拟器（准直系统），采用光谱辐射度计（Spectroradiometer）作为辐射标准传递仪器，完成相对辐射定标和绝对辐射定标，定标不确定度分别为2.46%和8.2%。

2．地面定标中的外场定标

高光谱成像仪外场定标的主要目的，是与实验室定标结果进行相对光谱的比对。

外场定标试验中，对基于太阳-大气-漫射板方法的辐射定标与基于实验室标准的辐射定标结果进行了比对，二者相对百分差小于6%。基于太阳-大气-漫射板的定标方法精度高些，达5.7%。偏差在短波处大，反映了外场太阳光源与室内光源定标的差别，此光谱相对定标比对得到的偏差系数，可用于光谱的修正。

3．星上定标主要完成相对辐射定标和光谱定标

在地面进行的热真空测试中，在常温常压、室温常压、高温真空、低温真空、常温真空的不同条件下，星上定标复原光谱的两个典型吸收峰位置不变，两个吸收峰为807.49nm和 741.91nm，星上相对定标总误差为3.35%。

4．高光谱成像仪的在轨定标

2008 年10月10日至10月25日，多家企业在敦煌辐射校正场联合开展了环境卫星的在轨辐射定标实验。此次实验由中国资源卫星应用中心牵头，联合中科院遥感应用研究所（简称中科院遥感所）、国家减灾委员会、国家环境保护总局、安徽光机所和东方红公司等共同展开。

中科院遥感所以内蒙古2008年9月和澳大利亚弗罗姆湖2009年2月两次野外实验数据为基础，通过地面实测数据的处理，计算出场地上空的表观辐亮度值，并根据敦煌辐射校正场2008年的定标系数，反演出高光谱成像仪图像各通道表观辐亮度，将两者进行比对，对高光谱成像仪的定标系数进行真实性检验。内蒙古和澳大利亚两次实验结果表明，2008年敦煌辐射校正场定标系数具有较高的可信度，至少有100个通道的表观辐亮度相对误差率小于10%。误差率较大的通道主要位于部分蓝、绿通道和臭氧（O₃）、水汽吸收通道。

2009年8月，中科院遥感所定标与真实性检验实验室同中国资源卫星应用中心、国家减灾委员会、自然资源航空物探遥感中心、北京大学、武汉大学等，在敦煌辐射校正场又开展了针对环境卫星的辐射定标实验，进行环境卫星高光谱成像仪在轨辐射定标。

五、光谱复原技术

对于傅里叶变换光谱成像仪的光谱复原处理，至今未见有全面的文献报道。根据我们多年的研究攻关，光谱复原依次需要经过数据预处理、切趾、相位修正、快速傅里叶变换和光谱辐射定标等处理环节。单边干涉图的复原方法还有其特殊性。光谱复原的基本流程如图1.41所示。基本流程中的数据预处理和光谱辐射定标与仪器直接相关。预处理主要用于修正干涉数据中存在的误差，包括探测器误差和光学系统误差等。

图1.41　光谱复原的基本流程

六、在轨探测结果

HSI自2008年9月6日发射升空后，经历了在轨测试等环节，于9月9日成功下传高光谱探测数据。它先后完成了指向镜侧摆成像、增益调节等测试，对部分数据进行了光谱复原，得到地物的高光谱数据立方体。

图1.42给出了HSI首轨探测数据复原获得的某戈壁高山地区的高光谱数据立方体，其中的雪盖区域、植被等典型目标区分明显，细节突出。

图1.42　HSI获得的某戈壁高山地区的高光谱数据立方体图

图1.43给出的是HSI获得的某沿海地区的高光谱数据立方体，包括了植被、水体及泥沙等特征地物信息，特别是沿海泥沙的分布特征明显。

1.43　HSI获得的某沿海地区的高光谱数据立方体

图1.44给出的是HSI获得的某城镇地区的高光谱数据立方体，其中的居住区域与周围的环境形成了鲜明的对比。

图1.44　HSI获得的某城镇地区的高光谱数据立方体图

图1.45给出的是HSI获得的某平原地区的高光谱数据立方体，其中的河流干道脉络清晰，分布于河道旁的种植区清晰易辨。

1.45　HSI获得的某平原地区的高光谱数据立方体

图1.46给出的是HSI获得的某平原地区的高光谱图像数据，其中的点状目标近乎规则分布，大面积的土地与植被存在很大的反差。

图1.46　HSI获得的某平原地区的高光谱图像数据

图1.47给出的是HSI获得的某沿海地区的高光谱图像数据，可以清晰地看到其中的植被、河道，特别是沿海的规则目标及其分布。

图1.47　HSI获得的某沿海地区的高光谱图像数据

图1.48给出的是HSI获得的某海边农业地区的高光谱图像数据和目标点的光谱曲线。

图1.48　HSI获得某海边农业地区的高光谱图像数据和目标点光谱曲线

1.3.2　CE-1

探月工程是继载人航天工程之后我国航天领域又一重大项目，首颗月球探测卫星嫦娥一号CE-1于2007年10月24日成功发射。中科院西安光机所研制的干涉型光谱成像仪搭载在CE-1卫星上升入太空、落在月球上。干涉型成像光谱仪是CE-1卫星的有效载荷之一，用于获取月球矿物的光谱信息和全月球分布信息。（赵葆常等）

2008年CE-1卫星圆满完成了绕月探测任务，迈出了我国深空探测领域里程碑的第一步。到2008年12月，干涉型光谱成像仪的工作时间已超过设计寿命一年，仪器在轨工作一直正常，已获得了大量中、高纬度清晰的多光谱图像。CE-1的干涉型光谱成像仪在2009年3月1日结束了它的使命，在495天的寿命中，它在84%的月球表面、月球纬度为70°N～70°S的范围，采集了大量的月球表面高光谱数据，由这些数据向全世界展示了月球高空间分辨率的图像。这是国际上首次采用干涉型光谱成像技术，实现对月球的可见-近红外连续宽谱段的多光谱探测，它与X/γ射线谱仪共同完成了分析月球表面有用元素成分及物质类型的含量与分布的科学目标。

当轨道高度H为200km时，CE-1卫星干涉型光谱成像仪应达到的技术指标为：（1）月表地元分辨率GSD为200m；（2）月表成像宽度L为25.6km；（3）光谱范围λ为0.48～0.96μm；（4）光谱通道数N为32个谱段；（5）光谱分辨率δσ为325cm⁻¹；（6）量化等级为12 bit；（7）MTF值大于等于0.2；（8）信噪比大于等于100；（9）太阳高度角θ大于等于15°。满足这些条件，仪器可以获得有用数据图像。

CE-1的干涉型光谱成像仪选用萨格奈克空间调制光谱成像技术。图1.49为萨格奈克空间调制光谱成像仪的工作原理示意。（图中：M1、M2为反光镜，BS为分光面。）

图1.49　萨格奈克空间调制光谱成像仪的工作原理示意

萨格奈克空间调制光谱成像仪是一个二次成像光学系统，在一次像面上插入一个狭缝，狭缝宽度经前置物镜投影到月表上的尺寸，即为月表的空间地元分辨率，狭缝长度与月表成像宽度相对应。狭缝位于前置光学系统的后焦面上，同时又位于傅氏镜的前焦面上。

萨格奈克干涉仪横向剪切作用产生的一对孪生相干虚光源，位于傅氏镜的前焦面上，所以经傅氏镜后出射的光束结构为两个平面波。两个平面波在傅氏镜的后焦点上相交并发生干涉，并沿剪切方向形成以轴上零光程差点对称的干涉图。为使轴上物点与轴外物点等光程，前置物镜为像方远心，傅氏镜为物方远心，从傅氏镜出射的光束为平行光，柱面透镜在一个方向上把由傅氏镜出射的相干平面波压缩为一条线，它对应面阵CCD的一列，傅氏镜与柱面透镜像方共焦，面阵CCD位于两者共同的焦平面上，狭缝的长度方向与柱面镜母线相垂直。面阵CCD垂直于飞行方向的称为行，对应空间方向；沿飞行方向的称为列，对应干涉图方向。空间方向上每一个像元都具有一条干涉强度分布曲线I(x)，经滤波、去基线（Bias）及位相修正，再经余弦傅里叶变换，即可得到该地元的光谱强度分布B(σ)，即

　　（1.30）

CE-1干涉型光谱成像仪的光学系统设计是一个二次成像光学系统，可以把它看作前置物镜加上一个由傅氏镜与柱面镜组成的投影物镜。设系统总焦距为fʹ_G，前置物镜焦距为f_Fʹ，由傅氏镜与柱面镜组成的投影倍率为β，则有：

fʹ_G = f ʹ_F × β　　（1.31）

由于前置物镜处于对月观察窗口附近，温度环境条件最差，所以在总体方案考虑上必须使其具有宽松的公差以及对空间环境条件引起的变化不敏感，由此决定它们的参数分配。表1.6为组成干涉型光谱成像仪各分系统的参数分配。

表1.6　组成干涉型光谱成像仪各分系统的参数分配

CCD像元尺寸为17μm×17μm，采用了2×2像元合并，以消除盲元并增强像元间响应的均匀性，同时它还增大了单个采样点的信号强度。从表1.6可以看出由傅氏光学系统与柱面光学系统组成的投影物镜为缩小3.08× ，沿轴方向缩小近10× ，因此由于空间环境条件造成前置镜的变化，最终图像质量灵敏度大大降低，而且这样的系统容易达到好的像质。2像元× 2像元合并降低了奈奎斯特空间频率，实际的空间频率为15 lp/mm。图1.50是CE-1卫星干涉型光谱成像仪光学系统，图1.51是其全系统白光MTF曲线，表1.7为全系统各视场在奈奎斯特空间频率（15lp/mm）上的白光MTF值，MTF均值为0.9133，与均值的最大差值为0.0163。

图1.50　CE-1卫星干涉型光谱成像仪光学系统

图1.51　干涉型光谱成像仪全系统白光MTF曲线

表1.7　全系统各视场的白光MTF值

CE-1卫星干涉型光谱成像仪在交付前进行了实验室定标。辐射定标采用内置卤钨灯和氙灯的积分球作为光源，将经检定的ASD光谱辐射度计作为辐射度标准传递仪器。采用2个HeNe激光器和两个半导体激光器进行光谱定标。干涉型光谱成像仪的相对定标（平场）方法与普通相机不同，输入均匀物光时的像面图像是干涉图，干涉条纹是以零光程差行对称分布的。CE-1干涉型光谱成像仪采用对称行平场的方法解决了干涉图的相对定标问题。在干涉型光谱成像仪与卫星联试的现场，又使用设计的专用辐射定标装置进行了辐射定标。

CE-1号卫星在轨运行中，选用3.2km×3.2km区域（占16×16个地元）的图像，可以获得16×16=256个可分辨地元的复原光谱图，计算32个谱段中每个谱段的256点的标准差，再计算32个波长的标准差的均值，最后得到256个地元间的相对光谱辐射度不确定度，检测结果为2.5%～9.5%。

图1.52所示为CE-1号卫星干涉型光谱成像仪的外观。图1.53所示为CE-1号卫星干涉型光谱成像仪获得的月球各谱段图像。

图1.52　CE-1号卫星干涉型光谱成像仪的外观

图1.53　CE-1号卫星干涉型光谱成像仪获得的月球各谱段图像

1.3.3　时空调制干涉光谱成像仪

时空调制干涉光谱成像仪没有入射狭缝，没有运动部件，其能量利用率优于空间调制干涉光谱成像仪。与时间调制光谱成像仪相比，其在结构上更加可靠，也更容易实现。其光学系统的基本原理是在无限远成像系统中加入横向剪切分光器，前置光学系统的目的是压缩后续光学零件的尺寸和体积。其光路原理基本与空间调制干涉光谱成像仪相同，只是在前置光学系统的后焦面处将视场光栏的狭缝改为大孔径的窗式光栏，因此在光谱成像仪的像面FPA上可以形成目标的二维图像。与此同时，每条光线被萨格奈克干涉仪剪切，在像面FPA上形成干涉。与空间调制相同，干涉的光程差由干涉仪的剪切量d、傅氏镜的焦距f和干涉点距零光程差点的距离y决定，在干涉仪的剪切方向产生干涉图，就形成了一维光谱信息。由于y值与光谱仪在剪切方向的视场角对应，像面处像元的响应实为该目标对应此视场角的干涉数据。

时空调制干涉光谱成像仪一次曝光的单帧像面图像中，每像元的输出值为共轭物元在相应视场角、某光程差的干涉强度，空间维同一行、同一光谱维的各像元虽对应不同物元，但光程差相同，而光谱维的各列像元则对应不同物元的不同光程差。

光谱仪沿光谱维方向推扫时（每帧推扫一个单元光程差），每个像元逐帧获取逐级光程差干涉值，最后可获得共轭物元全部光程差的干涉图，因此每像元点干涉图的数据需逐帧逐列抽取。

中科院西安光机所于1999年研制了大孔径静态干涉光谱成像仪原理样机后，先后为遥感、高分等卫星研制了多台时空调制干涉光谱成像仪，工作谱段从可见光、近红外到短波红外，谱段数可达数十个，平均光谱分辨率达到10nm，空间分辨率达到10～30m，信噪比高于120。高光谱成像仪还设计了星上光谱定标机构，详见4.6.2小节，提供了高光谱成像仪在轨工作后的有效的光谱定标手段。

由于时空调制干涉光谱成像仪高通量、高稳定度、高信噪比的优势，这些高光谱成像仪的在轨工作都取得了良好的成绩，在对地观测中为高光谱遥感提供了大量的高光谱信息。图1.54～图1.59 是高光谱成像仪2013年7月进行机载飞行试验时采集的一组图像中的部分单帧原始图像。

图1.54　第4800帧

图1.55　第4900帧

图1.56　第6100帧

图1.57　第6200帧

图1.58　第6800帧

图1.59　第6900帧

图1.60为经图像处理、逐帧抽取某行空间像元的逐级光程差干涉值后，拼接的此行空间像元的干涉图。

图1.61为经图像处理、光谱复原后再次拼接的多谱段合成的彩色图像。

图1.60　逐帧抽取逐级光程差干涉值后拼接的干涉图

图1.61　经光谱复原、拼接后多谱段合成的彩色图像

1.3.4　风云气象卫星

近20年来，中国风云气象卫星完成了从试验应用型向业务服务型、从第一代到第二代、从单一探测到综合探测、从定性到定量的转变，实现了业务化、系列化、定量化的发展目标，风云气象卫星数据预处理、产品生成、数据应用技术取得全面进步。在地理定位方面，通过发展自主的地理定位算法，持续优化算法精度，业务定位精度提高到1个像素。在辐射定标方面，发展了基于月球订正的星上内黑体定标算法、深对流云定标、月亮定标和交叉定标等算法，建立了综合定标系统，太阳反射波段平均定标偏差小于5%，红外通道平均定标偏差小于0.5K。建立了风云气象卫星产品生产及质量控制体系，具备数十种大气、陆地、海洋、空间天气定量遥感产品生产能力，部分产品质量达到或接近国际同类产品先进水平。风云气象卫星资料在天气、气候、生态、环境等领域得到广泛应用，特别是通过欧洲中期天气预报中心（European Centre for Medium-Range Weather Forecasts，ECMWF）的严格测试评估，在国际顶级数值预报模式中得到同化应用，标志着风云气象卫星部分仪器数据质量接近或达到国际先进水平。

从1997年开始的近20年，先后发射了十几颗气象卫星，中国气象卫星逐步走上业务化、系列化的发展轨道，详见表1.8、表1.9。

表1.8　风云系列极轨气象卫星列表

表1.9　风云系列静止气象卫星列表

第二代极轨气象卫星FY-3在有效载荷技术方面取得较大突破，FY-3 A/B星上分别搭载11台有效载荷（见表1.10），光谱范围从紫外、可见光、红外一直覆盖至微波波段，具备光学和微波成像、大气温湿廓线垂直探测、太阳及地球辐射收支监测、O₃总量及垂直廓线监测、空间环境监测等能力，可提供全球陆地、海洋、大气、空间环境多参数综合观测，实现了从单一遥感成像到地球环境综合探测、从光学遥感到微波遥感、从公里级分辨率到百米级分辨率的跨越。2013年发射的FY-3 C星在FY-3 A/B星的基础上，有效载荷性能全面提升，微波温度计（MWTS）通道从4个增加至13个，微波湿度计通道从5个增加至15个，同时新增一台掩星大气廓线探测载荷（GNOS），大气垂直廓线探测能力及探测精度显著提高。FY-3 D星（2017年11月15日FY-3D星发射成功）将新增温室气体探测载荷（ G A S ）和高光谱大气探测载荷（HIRAS），温室气体监测及大气垂直探测能力将进一步增强。FY-3 D星搭载的中分辨率光谱成像仪与前几颗星相比有较大的改进，通道数从原来的20个增加到25个，新增250m分辨率红外分裂窗通道及其他多个红外和近红外通道，地表红外监测能力、云与气溶胶定量遥感能力均显著增强。其他已经列入发射计划的低轨气象卫星还将搭载风场测量雷达、降水测量雷达、微光成像、广角极光成像、太阳极紫外成像等新型有效载荷，从而进一步增强低轨气象卫星在主动风场及降水测量、微光成像、空间环境等方面的监测能力。表1.10为FY-3 A/B星与FY-3 C星上的有效载荷参数。

近20年来，风云气象卫星数据预处理技术有了很大的进步，主要包括地理定位技术与辐射定标技术等。

在地理定位技术方面，已从FY-1和FY-3的姿态校正通过地标点匹配计算的方法，转变到FY-3上搭载了高动态GPS接收机，可以实时提供卫星的三维位置信息。同时，采用先进的星敏感器和陀螺等器件自动测量卫星姿态，并改进了FY-3卫星的高原定位算法，产品的业务定位偏差由原来的2～3像素提高到1像素。

在辐射定标技术方面，对于可见-近红外波段辐射定标，近年来，国家卫星气象中心先后研发了交叉定标、地球稳定目标定标、月亮定标、深对流云定标等多种定标技术，建立了一套将发射前实验室定标、多场地定标、深对流云定标、月亮定标和交叉定标融为一体的综合定标系统。该系统利用不同定标技术的优势，经综合分析得到太阳反射波段在轨响应变化特征，有效解决了固定场地定标方法存在的问题。目前风云气象卫星太阳反射波段平均定标偏差率在5%左右。对于红外与微波通道辐射定标，近两年来，国家卫星气象中心先后发展了FY-2卫星交叉定标技术和基于月球订正的星上内黑体定标技术，显著改善了FY-2卫星红外通道数据质量，使其达到与国外同类卫星相当的水平。FY-3卫星的红外和微波通道星上定标技术相对成熟，目前红外通道定标偏差平均在0.5K左右，微波通道定标偏差平均在1K以内。

风云气象卫星在天气、气候、生态、环境等领域得到广泛应用。近年来，随着气象卫星数据和产品质量的提升，风云气象卫星在定量应用方面也取得显著进展，特别是在数值预报模式应用方面。发达国家的经验表明，天气预报准确率的提高必须依靠数值预报模式。近年来国际上数值天气预报的改善，主要是通过同化卫星资料而获得的。数值预报模式对卫星观测数据定量化水平要求非常高。2014年，ECMWF经过严格的质量控制和测试评估，正式宣布实现FY-3微波湿度计资料在其业务模式中的同化应用。这是中国气象卫星资料首次在国际顶级数值预报模式中得到业务同化应用，标志着风云气象卫星部分仪器数据质量已经接近或达到国际先进水平。现在，风云气象卫星已经成为气象业务服务中的主要数据源，在全球天气气候监测、生态环境监测、灾害监测、作物长势监测与粮食估产等方面发挥重要作用。

表1.10　FY-3 A/B星与FY-3 C星上的有效载荷参数

风云气象卫星未来的发展需重点考虑以下6个方面。

（1）建立合理的多星综合观测体系。重点是优化高、中、低气象卫星轨道配置，建立包含小卫星在内的多星联合组网观测体系，增强全球监测能力，提高时空分辨率。

（2）提高探测精度。主要包括发展先进的卫星平台，发展高精度星上定标、定位系统，提高观测仪器的精度和稳定度，发展先进的卫星数据处理技术和产品反演算法等。

（3）增强探测能力。重点是加强新型探测方法、探测技术研究，逐步实现对气象全要素，特别是三维大气风场及平流层气象要素的遥感探测。

（4）增强应急响应能力。部分中小尺度气象灾害持续时间短、危害大，对这些灾害的监测需要卫星具备应急响应能力。增强卫星应急响应能力，需要解决机动观测、多星联合观测、星上快速数据处理、星-地快速数据传输、地面快速数据处理等诸多关键技术问题。

（5）增强卫星观测的连续性和稳定性。气候和气候变化研究对卫星数据精度，特别是对数据的连续性和稳定性要求较高。为了满足气候变化研究的需求，需要进一步增强气象卫星观测的连续性和稳定性。

（6）提升多源数据综合应用能力。由于受到卫星过境时间、轨道覆盖、遥感仪器探测能力的影响，卫星遥感产品在时空上并不连续，探测能力也相对有限。要使气象卫星的应用效益得到充分发挥，必须进一步提升多源数据综合应用的能力。（唐世浩）

1.3.5　FY-4

FY-4星于2016 年12 月11 日成功发射，是我国第二代地球静止轨道（GEO）定量遥感气象卫星，采用三轴稳定控制方案，其连续、稳定运行大幅提升了我国静止轨道气象卫星的探测水平。FY-4卫星的技术指标充分体现了“高、精、尖”特色，如扫描控制精度、姿态测量精度、微振动抑制能力、星上实时导航配准精度、星敏支架温控精度等，多项技术指标体现了我国现有的工业基础能力。作为新一代静止轨道定量遥感气象卫星，FY-4卫星的功能和性能实现了跨越式发展。FY-4卫星搭载了多通道扫描成像辐射计、干涉式大气垂直探测仪、闪电成像仪和空间天气监测仪等多种观测仪器，代表着当今气象卫星的先进水平。

FY-4卫星与其他卫星的多通道扫描成像辐射计的性能指标如表1.11所示。其中：SNR为可见光波段信噪比；NEΔT为红外波段噪声等效温差。表1.11中数据显示，FY-4卫星的辐射成像的波段数由FY-2G星的5个增加到14个，覆盖了可见光、短波红外、中波红外和长波红外等波段，接近欧美第三代静止轨道气象卫星的16个通道。FY-4卫星的扫描成像辐射计指标与欧美的第三代地球静止轨道气象卫星相当。

表1.11　FY-4卫星与其他卫星的多通道扫描成像辐射计的性能指标

FY-4卫星将在国际上首次实现地球静止轨道的大气高光谱垂直探测，可在垂直方向上对大气结构实现高精度定量探测，这是单颗欧美第三代静止轨道气象卫星无法实现的。干涉式大气垂直探测仪是以红外干涉探测三维大气垂直结构的精密遥感仪器，其核心部分有一个动镜的迈克尔逊干涉仪，工作波段为700～1130cm⁻¹（长波）和1650～2250cm⁻¹（中波），每个波段对应一个32 × 4像元的探测器。大气垂直探测仪配置有912个光谱探测通道，光谱分辨率为0.8cm⁻¹。探测仪采用驻留凝视观测，对同一目标位置驻留观测的多帧干涉图进行叠加处理，从而可以有效提高仪器的信噪比。大气垂直探测仪的主要功能是高频次地获取观测地区的大气温度、湿度廓线和痕量气体含量，了解和掌握三维大气的动力、热力和组分结构及其变化的信息，为天气预报、气候和环境变化预测的业务和科研应用服务。

干涉式大气垂直探测仪与成像辐射计在同一个平台上，可联合进行大气多通道成像观测和高光谱垂直探测，垂直探测性能指标已达到MTG卫星的性能指标。

另外，星上闪电成像仪的空间分辨率、观测频次、星上对闪电事件处理的灵活性等指标均与欧美同类载荷性能指标一致。

星上辐射定标精度为0.5K、灵敏度为0.2K，可见光空间分辨率为0.5km，与欧美第三代静止轨道气象卫星水平相当。

FY-4卫星采用了多项国内首次、国际先进的创新技术，如扫描镜转角测量和高精度控制、先进辐射和光谱定标、安静平台的微振动抑制、平台-载荷统一基准和在轨测量、星上实时补偿的图像导航配准，以及高精度卫星质心测量和控制等。

在高精度定标方面，在轨飞行中采用冷空间定标、全口径全光路黑体定标组合的技术，实现星上红外波段3.5μm及以上的高精度定标。用漫射板定标机构并辅以月亮定标等，实现波段0.55～2.15μm的全光路定标。预期辐射计在轨红外定标精度可达约0.5K。干涉式大气垂直探测仪作为国内首台同类型载荷，除高精度辐射定标外，还设计并实施了真空红外光谱定标和在轨大气特征谱线标定方案。在真空条件下，用冷/热黑体、气体池、中长波稳频激光器等设备，测得系统的仪器谱线（Instrumental Line Shape，ILS）函数、灵敏度、光谱稳定度和光谱定标精度等指标，均达到国际先进水平。在轨用定标黑体和晴朗大气谱线反演，可以灵活实现对地面定标系数的修正及仪器稳定工作状态的监测。

微振动是卫星在轨运行期间，主要由活动部件（如动量轮、扫描机构、驱动机构、制冷机等）正常运动产生的振动或振荡，其幅值小、频谱宽。微振动会诱发干涉仪动镜倾斜或动镜运动系统共振，造成光程差超差，导致光谱图无法反演或出现“鬼线”，且技术上难以甄别或消除，其高频频率成分直接进入分析光谱内，混淆真实谱线。试验结果证明：在探测仪动镜模态频率附近，1mg的微小线振动就会导致其光谱性能的明显退化，在特定频段内，10mrad/s²量级的角振动就能使载荷的扫描镜控制精度明显下降，不能满足1″的性能指标。

FY-4卫星采用的微振动抑制与测量技术主要包括以下内容。

● 规划整星级频谱，有效避开探测仪动镜模态频率附近极其敏感的谱段，以及其他潜在的耦合共振因素。

● 研究星上所有振源的特性，识别微振动产生机理及频谱成分，为星上主要振源产品的选配验收、布局、减振提供依据。

● 研究微振动在复杂星体内传播的机理，识别微振动非线性传递及局部共振特性，为卫星平台微振动抑制设计提供依据。

● 对动量轮进行隔振设计，从源头控制主振源传递至卫星平台的微振动干扰。试验表明：隔振支架对频率为30～100Hz的振动的隔振效率大于80%。

● 对垂直探测仪进行二级隔振设计，采用隔振组件和解锁组件并联方式，进一步抑制卫星平台传递至探测仪的微振动干扰。

● 在探测仪内部采用对置双活塞压缩机与主动平衡减振膨胀机分置的方式，有效抑制探测仪内部的振动干扰，使压缩机振动干扰力小于1N（rms），膨胀机振动干扰力小于0.2N（rms）。

● 研制振动测量系统，实现卫星主动段、变轨段、在轨段的振动测量，测量通道有66路，分辨率优于0.1mg，为载荷的微振动监测、隔振效果评估，以及星上运动部件故障诊断等提供依据。

整星微振动试验结果表明：隔振后探测仪与隔振器安装面的微振动小于0.89mg，角振动量级小于10mrad/s²，满足了星载仪器的正常工作要求。

作为我国第二代地球静止轨道的定量遥感气象卫星，FY-4卫星的主要性能指标直接对标了欧美先进的第三代气象卫星，并首次实现在静止轨道的大气垂直探测。卫星设计和研制攻克了一系列高精度、定量化的技术难题，其研究成果将显著提升我国后续定量遥感卫星的研制水平，相信FY-4卫星将会为我国乃至世界气象组织的数字天气预报做出应有的贡献。

1.3.6　高分-5号（GF-5）

2018年5月9日 2时28分，GF-5卫星在太原卫星发射中心成功发射升空。

GF-5卫星是实现我国高光谱分辨率对地观测能力的重要标志。该卫星设计运行于高度为705km的太阳同步轨道，装载可见短波红外高光谱相机、全谱段光谱成像仪、大气主要温室气体监测仪、大气痕量气体差分吸收光谱仪、大气气溶胶多角度偏振探测仪、大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪共6台有效载荷。卫星的光谱分辨率高且谱段全，具备高光谱与多光谱对地成像、大气掩星与天底观测、大气多角度偏振探测、海洋耀斑观测等多种观测模式，获取从紫外至长波红外（0.24～13.3μm）高光谱分辨率遥感数据的能力；数据辐射分辨率高，载荷的光谱分辨率最高为0.03cm⁻¹，具备在轨定标功能，绝对辐射定标精度优于5%，光谱定标精度最高为0.008cm⁻¹；长波红外空间分辨率高；高码速率数据传输；高可靠、长寿命设计。

卫星将在环境综合监测、国土资源调查和气候变化研究等方面发挥重要作用。其典型应用有陆表环境综合观测、陆表局地高温和城市热岛效应监测、矿物填图、大气成分全球遥感监测和大气污染气体监测等。

高光谱观测卫星具备滚动机动和偏流角补偿能力，探测谱段涵盖紫外至长波红外波段，星上多项技术填补了国内空白，技术指标达到国际先进水平。卫星的技术特点如下。

● 光谱分辨率高且谱段全。在国际上首次具备紫外-可见-红外（短波、中波、长波）全谱段的高光谱观测能力，观测光谱分辨率最高为0.03cm⁻¹，光谱定标精度最高为0.008 cm⁻¹。

● 卫星观测模式多。国内首次应用高光谱-多光谱对地成像观测模式，以及天底观测、掩星观测、海洋耀斑观测等多种大气探测模式，采用大幅宽高光谱成像、高分辨率长波红外分裂窗观测、多角度偏振探测，实现对大气及地表目标的高光谱综合观测。

● 卫星数据辐射分辨率高，设置了在轨光谱定标和辐射度定标，定标精度高。

可见-短波红外高光谱相机的可见-近红外通道的信噪比大于200，短波红外通道的信噪比大于100。在轨定标采用漫射板和比辐射计方案进行辐射定标，绝对辐射定标精度优于5%，相对辐射定标精度优于3%。

全谱段光谱成像仪可见-近红外谱段信噪比大于200，短波红外谱段信噪比大于150，中长波红外谱段噪声等效温差小于0.2K。可见至短波红外通道采用漫射板和比辐射计方案进行在轨辐射定标，绝对辐射定标精度优于5%，相对辐射定标精度优于3%；中、长波红外通道采用变温黑体进行在轨辐射定标，定标精度优于1K（300K）。

大气主要温室气体监测仪采用4路高通量、一体化空间外差干涉仪，可实现CO₂、CH₄通道信噪比大于250。在轨定标采用漫射板、光陷阱及比辐射计方案进行辐射定标，绝对辐射定标精度优于5%，相对辐射定标精度优于2%。

大气痕量气体差分吸收光谱仪的紫外谱段信噪比大于200，可见光谱段信噪比大于1300。在轨定标采用灯、漫透射板和太阳漫射板方案进行辐射定标，绝对辐射定标精度优于5%，相对辐射定标精度优于3%。

大气气溶胶多角度偏振探测仪信噪比大于500。通过地面实验室大口径积分球和陷阱探测器（Trap Detector）实现辐射定标，结合在轨场地定标，可实现辐射定标精度优于5%。利用实验室高精度偏振光源对其偏振探测精度进行测试和验证，偏振探测精度优于2%。

大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪选择了单色调谐激光器的两个通道作为光源进行光谱定标，这两个通道的中心波长为4.0μm、8.0μm ，激光器的输出激光波长通过波长计进行测试。高精度的气体池系统能够精确控制气体池内的气体压力、温度等因素，可呈现单一气体的精细吸收峰。因此在光谱定标的最后一个环节，采用CO、CH₄气体池进行光谱定标验证试验。通过激光光谱定标系数对气体吸收峰进行校正，得到CO、CH₄ 两种气体吸收峰的校正曲线。与HITRAN数据库进行比对，可知InSb通道光谱定标精度优于0.0029 cm⁻¹，MCT通道光谱定标精度优于0.0006 cm⁻¹。

● 长波红外空间分辨率高。全谱段光谱成像仪配置了长波红外分裂窗通道（10.3～ 11.3μm，11.4～12.5μm），保证分裂窗通道噪声等效温差小于0.2K，且空间分辨率为40m，幅宽为60km，可实现温排水监测、旱情/洪涝监测、地表能量平衡评估等红外遥感定量应用。

● 高码速率数据传输技术。数据传输综合处理器采用新型的Flash存储技术，内部读写处理速率达到5.12Gb/s；采用高速串行传输技术（由TLK2711提供），数据传输速率达到2.0 Gb/s。采用双通道混合传输模式，提高了星地数据传输利用率，最大化利用星地传输信道；采用极化复用二维驱动点波束天线，可实现450Mb/s×2的对地数据传输速率。

● 微振动抑制。高光谱观测卫星装载的大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪核心部件，是具备8倍光程放大能力的傅里叶变换干涉仪，其对振动环境较敏感，为此设计了专用的高性能隔振装置。该装置主要由4个隔振单元、4个压紧释放单元和若干直属件构成，可将各方向的频率为20～500Hz的扰动衰减至10mg级以下。

● 高可靠、长寿命设计。GF-5卫星的设计寿命为8年，它是目前国内设计寿命最长的光学遥感卫星。

表1.12为GF-5卫星6个载荷的技术参数。

表1.12　GF-5卫星6个载荷的技术参数

可见-短波红外高光谱相机采用离轴三反望远镜，经基于高效凸面闪耀光栅的Offner光谱仪进行精细分光，实现幅宽60km、光谱范围400～2500nm、共330个通道的高光谱成像；设置星上定标装置，可实现在轨光谱及辐射定标；可进行光谱在轨实时编程并选择任意谱段下传。

全谱段光谱成像仪采用离轴三反主光学系统，利用组合滤光片方式实现谱段12个、幅宽60km、空间分辨率20m（VIS、SWIR）/40m（MWIR、LWIR）的多光谱对地成像；采用漫射板组件和黑体实现不同谱段高精度在轨辐射定标。

大气主要温室气体监测仪利用二维指向镜获取来自地球的反射太阳光，经主光学、４个独立的一体化空间外差干涉仪获取干涉数据；在轨定标由漫射板、比辐射计、光陷阱和挡门机构共同实现。该载荷获取的高光谱数据，可用于定量反演CO₂、CH₄等气体的平均柱浓度，监测大尺度范围内大气主要温室气体的全球变化。

大气痕量气体差分吸收光谱仪采用推扫方式及４路光栅光谱仪获取紫外至可见光波段高光谱大气探测数据；可通过星上定标装置实现在轨光谱及辐射定标。

大气气溶胶多角度偏振探测仪采用超广角镜头实现画幅式成像，通过检偏/滤光组件转动，获取大气气溶胶和云的多角度、多波段偏振辐射信息。利用该载荷获取的沿轨9个角度、3个偏振方向的多光谱偏振辐射数据，可提供全球大气气溶胶和云特性产品，同时为其他载荷提供大气校正数据。

大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪通过自动跟踪太阳完成掩星观测，获取在750～4100cm⁻¹光谱范围内的目标光谱的干涉信号。大气环境红外甚高光谱分辨率探测仪的探测谱段范围为2.4～13.3μm，可以探测超过11万个谱段的信息，光谱分辨率达到0.03cm⁻¹，与加拿大的ACE水平相当；可以探测多达45 种气体，是国内目前可探测气体种类最多的卫星载荷。探测仪采用了大光程差、高效率的傅里叶变换干涉分光技术。探测仪系统设计为双角镜摆臂式干涉仪，由分束器（Beamsplitter）、补偿器（Compensator）、两个角立方反射镜（Cube-corner Reflector，简称角镜）和一个端镜（End Mirror）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，将干涉仪光路沿着光线的方向展开，通过干涉光路折叠，将光程放大到8倍，如图1.62所示。

图1.62　干涉仪的光路设计

端镜的应用，不仅增加了光程放大倍数，还补偿了角镜装调引入的剪切误差，保证了高调制效率，而且采用了高稳定性参考激光作为频率基准。同时，针对微振动对干涉仪机构运动均匀性的影响，采用高稳定性摆臂运动控制设计，使得摆臂速度的不稳定度优于0.3%。

探测仪采用了太阳跟踪机构控制技术。经过分析研究发现，由于指向镜在摆动过程中的速度过低，普通滚动轴承存在摩擦且容易产生爬行现象。而且，机构两轴的摆动范围小，会严重影响其滚子在非整周受力工况下的寿命。因此，二维转轴同时采用了无摩擦、长寿命的挠性枢轴支撑方案，其运动及锁定机构经过了精密的设计、加工和装调。该方案属国内首次应用。为保证足够的跟踪精度，采用百万像素的高速大规模太阳跟踪相机对日进行连续拍摄，对得到的太阳辐射质心图像进行实时处理，控制指向镜跟踪质心位置。通过实验室模拟在轨跟踪太阳过程，得到探测仪在跟踪过程中的跟踪精度为0.06 mrad，优于设计指标0.1mrad。

探测仪获取的不同高度（20～100km）高光谱分辨率、高信噪比和宽波段的大气精细吸收光谱，可用于分析大气成分的切向分布，为气候变化研究和大气环境监测提供科学依据。

高光谱观测卫星具备可见至短波红外高光谱成像、可见至长波红外多光谱成像、紫外至短波红外高光谱大气探测、可见至近红外多角度偏振成像、红外掩星高光谱大气探测、海洋耀斑观测等多种观测能力。星上多项技术填补了国内空白，技术指标达到国际先进水平，获取的紫外-可见-红外谱段的高光谱探测数据，将实现对大气环境、水环境、生态环境的综合观测，为我国提供急需的各类高光谱遥感数据，进一步提升我国高光谱遥感信息获取能力。面向国家各行业迫切的业务需求，依托高光谱观测卫星遥感技术，后续将大力发展大气环境监测、水资源及生态环境观测卫星，逐步发展高轨高光谱观测卫星，形成面向多用户、高-低轨联合观测的高光谱卫星综合观测体系。

1.4　辐射定标的定义和定标的意义

在遥感技术中，遥感器探测信息的输出是其探测器的输出数据，需要通过信息定量化处理，才能得到人们可以用于分析利用的有效信息。遥感信息定量化处理的基础就是遥感信息定标。

国际地球观测卫星委员会（Committee on Earth Observation Satellites，CEOS）的定标和真实性检验工作组（Working Group on Calibration and Validation，WGCV）将遥感定标定义为：定量地确定系统对已知的、可控制的信号输入响应的过程。光学遥感系统需要定标的主要内容是电磁辐射的响应与以下变量的函数关系。

● 波长、波段（光谱响应）。

● 输入信号的强度（辐射响应）。

● 在不同瞬时视场角、全景的位置差异（空间响应或一致性）。

● 不同的积分时间和镜头或光圈设置。

● 噪声信号，例如杂散光和其他光谱波段泄漏的光。

当假设遥感器的辐射响应为线性时，最简单的传感器定标模型是一个线性公式，表达了传感器输出值（Digital Number，DN）与传感器入瞳处辐射亮度L之间的关系。

Y − Y₀ = AL　　（1.32）

式中，Y ——DN值；Y₀——传感器的暗电流输出值；A——绝对定标系数矩阵。

在遥感辐射定标中，式中的L为辐射亮度，也可为反射率ρ，则绝对定标系数将有相应的物理量纲。

在遥感定量化中，遥感辐射定标具有十分重要的意义。

（1）辐射定标是对遥感器辐射性能进行测试、评价和监测的手段。

在卫星发射前需要对遥感器进行辐射定标，以确定其辐射响应性能的水平及这些性能参数的精度。卫星发射后，由于发射过程及空间运行环境因素的影响，遥感器的辐射响应性能会发生变化。此外，遥感器自身结构、元器件的逐步老化，也会使遥感器的响应性能退化。例如陆地卫星4-TM在天上工作600天后，其2、3和4通道的增益变化分别为6.6%、2.4%和12.9%。SMS-2卫星上的VISSR在一年内增益下降25%。又如FY-1卫星上的甚高分辨率扫描辐射计，根据1990年9月3日发射的FY-1B在轨测试结果表明：A辐射计红外通道信号有衰减，至1991年5月，已衰减了15.2%；可见光通道1灵敏度衰减约为21.4%。美国1984年和1986年发射了NOAA-9和NOAA-10卫星，到了1988年，这两颗卫星的AVHRR传感器0.58～0.68μm通道的灵敏度分别衰减了27%和29%，0.725～1.1μm通道的灵敏度分别衰减了29%和37%。这些例子充分证明遥感器在轨运行后进行辐射定标的必要性，而且在遥感器运行期间应该定期进行辐射定标，实现对遥感器性能变化的监测，及时修正其辐射响应参数，以保证遥感定量数据的有效性和高质量，实际上也可以达到延长遥感器在轨工作寿命的目的。

（2）辐射定标是遥感信息定量化的基础，是遥感数据定量应用的依据。

近年来遥感技术快速发展，遥感信息的应用也越来越广泛，各应用领域的发展重点是定量遥感。

辐射定标将遥感器的输出转化为具有一定精度的辐射度量标准值。在遥感数据的应用中，只有用标准值对探测目标进行测量、评价、比对，遥感数据的应用才具有可靠性。

遥感数据的可靠性及应用的深度和广度在很大程度上取决于定标的精度。

高光谱遥感的输出数据（DN值）经光谱定标和辐射定标后，即可反演出探测目标的光谱辐射度特性。在高光谱定量遥感中，定标是定量分析的基础，同时定标的精度也直接影响定量分析和应用的结果和水平。

在地质学领域，矿物中不同的金属元素在可见-近红外光谱区域形成典型的辐射光谱波形，矿物中不同的化学结构在短波红外光谱区域具有一些光谱特征。这些光谱波形和光谱特征就是遥感成像光谱信息识别矿物的依据，其定量化研究的基础就是辐射定标和光谱定标。在植被生态学研究领域，利用定标的成像光谱数据可以进行不同类型植被的生物化学成分含量的分析、估算，包括叶子水分、叶绿素、纤维素、木质素和其他色素含量，进而研究植被的生态信息。在大气研究中，通过定标后的高光谱遥感数据，可以分析大气层中分子、粒子成分，如水蒸气、CO₂、O₂、气溶胶等的光谱信息。在土壤研究方面，利用定标后的高光谱遥感数据进行土壤有机含量、离子含量、湿度、土壤侵蚀退化研究，完成土壤评价与检测工作。在水环境研究方面，定标后的高光谱遥感数据被用于近岸和陆地水质分析，用于叶绿素浓度的定量测定。在对地观测、目标识别方面，通过辐射、光谱定标后的高光谱遥感数据，可以更精准地识别目标的属性，如水泥、土地、金属、植被。

在遥感应用于全球变化的研究中，定量化研究更需要进一步提高定量遥感的精度。遥感器只有通过辐射定标，确定其自身性能的衰减度，才能准确地测定地物或大气的时相变化。

在全球气候变化、环境灾害监测中，需要综合应用不同卫星遥感器长期连续观测的遥感数据，实现多种卫星遥感器数据与同一卫星遥感器不同时相数据的比较和融合。实现不同遥感数据的综合应用，要保持不同遥感器数据解释的一致性，使各个数据产品之间具有一定的可比性。要确定不同遥感数据同类产品的差异，就必须通过遥感器的精确定标，将卫星遥感器输出的计数值转换为卫星入瞳辐射亮度或表观反射率等有实际物理意义的参数，同时将多个遥感器数据和同一遥感器的不同时相数据进行归一化处理，生成不依赖遥感器的数据。

因此，遥感定量化研究不但以遥感器的定标为基础，而且对定标的精度也提出了更高的要求。

1.5　遥感干涉光谱成像仪定标的方法和特点

遥感干涉光谱成像仪可以获得探测目标的空间信息、辐射信息、光谱信息等，根据测量特性的不同，其定标可分为光谱定标、光谱辐射度的相对定标和绝对定标。遥感干涉光谱成像仪的定标在卫星发射前/后两个阶段进行，每个阶段又采用不同的定标方法。卫星发射前的定标方法有实验室定标和外场定标，卫星发射后的定标方法有星上定标、场地定标、交叉定标及稳定场景定标等。

光学遥感器的功能主要是探测地物目标的图像和光谱信息，因此基本定标方法一般是可以通用的，但针对不同原理和结构的载荷，具体的定标方法将有所不同。遥感干涉高光谱成像仪由于其原理、结构的特点，也产生了相应的定标方法。

1.5.1　光谱定标

光谱成像仪光谱定标的目的是测定每个光谱通道的中心波长、光谱分辨率和光谱响应。

干涉型光谱成像仪的光谱定标与色散型光谱成像仪不同。色散型光谱成像仪通过光线的色散直接在像面探测器的不同像元位置形成不同的光谱通道，光谱定标测定每个像元所对应的光谱通道的中心波长、光谱分辨率及该谱段的光谱响应。干涉型光谱成像仪的光谱定标是测定光谱仪干涉光程差因子，这对空间调制干涉光谱成像仪而言是测定光谱仪像面探测器光谱维单个采样单元对应的光程差，对时间调制干涉光谱成像仪而言则需测定单位采样时间间隔内的光程差。光程差因子是干涉型光谱成像仪光谱复原程序的核心参数，在对干涉型光谱成像仪获取的干涉图数据进行光谱复原计算时，需使用光程差因子反演出目标的光谱信息。

干涉型光谱成像仪光谱定标的基本方法是利用标准窄谱线光源测定光谱成像仪的干涉光程差因子，进而计算最大光程差、谱段数，确定各谱段的中心波长和谱段宽度，其实质是利用傅里叶谱线合成的原理，使用单个标准窄谱线光源的干涉余弦曲线周期，测量光谱仪的光程差。由于光谱仪有限的最大光程差和有限的采样点数，单色光的余弦曲线周期与采样周期间存在误差，定标中需寻找最小误差或零误差的周期数，计算出干涉光程差因子（单个采样间隔的光程差值），以提高光谱定标的精度。此外，光谱定标需要使用多个单色标准光源展开测量，通过多个定标结果的相互验证，选用标准偏差最小的优化值。

1.5.2　光谱辐射度的相对定标

当干涉型光谱成像仪探测一个辐射度均匀的目标时，由于探测器像元间响应的不一致性，以及光学系统光能传输的不均匀性，仪器输出的数据会产生响应不一致误差。辐射度相对定标就是对光谱成像仪探测器全视场内辐射度响应的非一致性校正，也可称为平场校正。

由于探测器对光强的非线性响应以及光学系统杂光等因素的影响，当干涉型光谱成像仪输入的光强不同时，辐射度响应的非均匀性会有变化，因此平场校正应在光谱成像仪工作的动态范围内，分若干亮度等级进行测试。

一般的成像相机和动镜干涉光谱成像仪可以采用对均匀目标成像的方法进行光谱辐射度的相对定标，通过相机像面全视场响应数据的归一化处理，测定响应非一致性系数。但对于空间调制、时空联合调制的静态干涉光谱成像仪，当对均匀目标成像时，像面探测器输出的图像数据是目标的干涉图，在光谱方向形成大小起伏的干涉数据，直接、简单的归一化处理不能达到均匀性校正的目的，而且将响应的非均匀性起伏与干涉值的起伏混淆，会直接影响干涉图复原光谱的精度。因此，这种类型的干涉型光谱成像仪的辐射度相对定标，需设法消除干涉图的影响，测定响应非均匀性系数。

在发射前做此类仪器的相对定标时，可以采用两步定标方法。第一步，对探测器组件进行相对定标，测定探测器像元间响应的高频不一致性。第二步，对光谱成像仪全系统进行相对定标，对取得的图像数据进行空间坐标和光谱坐标的二维拟合，获得全视场的低频响应非均匀性系数。最后，将两步中获得的系数合成得到光谱成像仪的非均匀性校正系数，完成仪器的相对定标。

卫星在轨运行后，搭载的干涉型光谱成像仪将下传其数据产品，原始数据产品可能还有残留的图像不均匀问题。对于干涉型光谱成像仪，这时相对定标的非均匀性校正需要克服叠加在图像上的干涉条纹问题。一些学者研究采用了长期遥感图像统计分析的方法解决了这些难题。

此外，在经地面系统处理并进行光谱复原后的二级产品图像中，还有某些谱段图像存在条带噪声，还需再次进行相对定标修正。许多学者已经进行了消除条带噪声的研究工作，取得了较好的效果。

相对定标的校正效果可以用面阵数据的均方差的绝对值或均方差与面阵均值的相对值来表示，相对定标的精度用误差分析方法进行评定，详见第3章和第5章。

1.5.3　光谱辐射度的绝对定标

光谱辐射度的绝对定标测定光谱成像仪输出数据与入瞳光谱辐亮度的定量关系。为了减小干涉型光谱成像仪辐射非线性响应的影响，光谱辐射度的绝对定标需在光谱成像仪响应的动态范围内分若干亮度等级进行测试。绝对定标的精度用误差分析方法进行评定。

对于干涉型傅里叶变换光谱成像仪，遥感器获取干涉图后必须经过傅里叶变换复原光谱，才能得到需要的测试光谱信息。因此在数据处理中，每个计算环节选取的方法和参数都会对复原光谱的结果产生影响，需要对数据处理的方法进行更深入的研究，才能提高干涉型光谱成像仪的光谱测量和辐射定标的精度。

1.5.4　卫星发射前的实验室定标

卫星发射前的实验室定标是遥感干涉成像光谱仪的基础定标方法，需测试产品的光谱响应、辐射响应性能。要求对光谱成像仪的增益、动态范围、信噪比、噪声等效响应、偏振灵敏度等辐射响应性能进行测试，需进行光谱定标、辐射度的相对定标和绝对定标。实验室定标应在模拟空间真空环境下进行测试。

卫星发射前的实验室定标可以精确地测定光谱成像仪的性能，并提供光谱成像仪的基础定量数据。

1.5.5　卫星发射前的外场定标

发射前的外场定标在室外使用与在轨工作相同的太阳光源进行辐射定标，可与实验室定标结果进行比对，可以测试、分析定标光源光谱对定标结果的影响。

1.5.6　卫星发射后的星上定标

卫星发射后，由于发射时的冲击作用、入轨后空间环境的影响、仪器各元器件的老化等因素，遥感器的性能会发生变化，因此在轨后必须进行定期的定标和测试。在轨后的定标就是为了监测和修正高光谱成像仪光谱响应、辐射响应性能的变化。

星上定标使用高光谱成像仪自身内部的星上定标装置进行定标，一般可以要求实现辐射定标或光谱定标。

星上定标系统需测试光学遥感器主光学系统的辐射或光谱性能，定标光源需引入主光学系统且不能影响其性能，因此，空间载荷重量、空间位置、功耗等限制，给星上定标系统的设计带来了很多困难和局限。

按照遥感器定标的基本要求，定标光源应对遥感器实现全系统、全视场定标。但具体设计星上定标结构时，需根据遥感器的具体结构形式选择定标结构。例如干涉型光谱成像仪的干涉光谱是在主体光学系统的后半部分产生的，即入射光线从干涉仪开始产生干涉的条件，因此星上光谱定标的光源可以采用从主光学系统的一次像面入射，经过干涉仪到二次像面产生干涉的方法，这样完全可以表现光谱仪的干涉性能，再结合主系统的具体结构，设计星上光谱定标机构。

1.5.7　卫星发射后的场地定标

场地定标是当卫星在辐射定标场地上空过境时，遥感高光谱成像仪与地面（或飞机）同步对辐射场进行测试，从而进行在轨光谱定标和辐射定标的定标方法。场地定标通过同步测量的地物光谱反射率、大气参数等相关数据，利用大气辐射传输模型计算出遥感器入瞳的光谱辐亮度，与相应的遥感高光谱成像仪输出数据进行定标计算，解出定标系数。

场地定标的测试过程与遥感器在轨运行工作的状态一致，可以真实地反映遥感器的工作性能，可以实现对遥感器的全系统、全孔径、全视场的定标，可以在卫星运行期间进行测试。

场地定标的常用方法有反射率基法（Reflectance-based Method）、辐照度基法（Irradiance- based Method）、辐亮度基法（Radiance-based Method）。

1.5.8　卫星发射后的交叉定标及其他定标方法

交叉定标是在遥感器在轨运行期间，利用其他成熟、定标精度较高的参考遥感器的测试结果进行定标的定标方法。交叉定标需解决不同卫星数据中的光谱匹配、时间匹配、几何匹配、视角匹配，利用较高定标精度的卫星数据计算出被定标卫星的入瞳辐射值，完成定标。

其他定标方法还有稳定场景定标、全球定标场网定标、月亮定标等。

稳定场景定标具有定标频率高，所需费用少，可实现历史数据定标等优点。稳定场景定标的特点是在卫星过境目标场景时，不必对场地进行同步测量。稳定场景定标根据地表下垫面的不同，又可分为沙漠场景定标、极地场景定标、海洋场景定标和云场景定标等。

全球定标场网定标通过构建覆盖全球的高密度的全球定标场网，增加卫星过顶次数，建立全球定标场网数据库；通过收集全球可用的业务化观测数据，丰富定标基础数据库的基础数据，为卫星遥感器的有效过境提供可用的定标参数；实现卫星遥感器的在轨高频次绝对辐射定标，实时跟踪遥感器在轨辐射性能的变化，及时校正遥感器的性能衰变，提高辐射定标的频次和精度，为遥感定量化应用提供数据支持。

以上各种定标方法的原理、方法、设备、定标精度等详细内容，见后文。

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