ASO-S衛(wèi)星工程LST爆發(fā)模式觸發(fā)和終止方案?

盧 磊 黎 輝 黃 宇 封 莉? 朱 波王 彭 宋得朝 甘為群

(1中國科學(xué)院紫金山天文臺暗物質(zhì)與空間天文重點實驗室南京210023)

(2中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)空間科學(xué)與天文學(xué)院合肥230026)

(3中國科學(xué)院西安光學(xué)精密機械研究所西安710119)

(4中國科學(xué)院長春光學(xué)精密機械與物理研究所長春130033)

1 引言

太陽是太陽系的中心,也是距離我們最近的一顆恒星,它孕育了地球的萬物.太陽耀斑和日冕物質(zhì)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(fā)現(xiàn)象,蘊含著豐富的物理過程[1–4].太陽磁場是引起太陽活動的一個根本原因,是太陽上各種活動現(xiàn)象的能量來源.對于它們的研究,既能加深人們對太陽的認(rèn)識和理解,又能幫助人們理解宇宙中其他恒星上發(fā)生的類似現(xiàn)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(huán)境,是天然的等離子體實驗室.因此,發(fā)生在太陽上的各種物理現(xiàn)象對實驗室等離子體的研究具有重要的指導(dǎo)意義.此外,太陽爆發(fā)對空間天氣的影響又使得對太陽爆發(fā)的研究具有重大的現(xiàn)實意義[7–8].

先進(jìn)天基太陽天文臺(ASO-S)是計劃于2021年底或2022年上半年發(fā)射的我國首顆太陽探測衛(wèi)星[9].它的科學(xué)目標(biāo)主要是為了研究太陽磁場、太陽耀斑和日冕物質(zhì)拋射的起源及3者之間可能存在的因果關(guān)系.萊曼阿爾法太陽望遠(yuǎn)鏡(LST)作為ASO-S的有效載荷之一,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(yuǎn)鏡(WST)3臺科學(xué)儀器和2臺導(dǎo)行鏡(GT)組成,其主要功能是進(jìn)行全日面(0到1.2倍太陽半徑)和內(nèi)日冕(1.1到2.5倍太陽半徑)的成像觀測,獲取滿足科學(xué)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(nèi)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(nèi)日冕高分辨率線偏振亮度圖像[10–12].

對于耀斑和暗條爆發(fā)等快變活動現(xiàn)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?qū)崿F(xiàn)對太陽爆發(fā)事件的高分辨觀測,LST各儀器的觀測模式中均包含了一種針對爆發(fā)事件而設(shè)置的模式,即爆發(fā)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(jìn)行科學(xué)數(shù)據(jù)采集.同時,采集的數(shù)據(jù)也以盡可能高的數(shù)傳率下傳.然而,在爆發(fā)模式下,如果在不改變空間分辨率的情況下繼續(xù)進(jìn)行全日面成像觀測,探測器將產(chǎn)生巨大的數(shù)據(jù)量,尤其是對于4608×4608像元的SDI和WST,這將為星載的數(shù)據(jù)存儲與傳輸帶來巨大的困難.為了克服以上困難并且確保科學(xué)目標(biāo)的實現(xiàn),SDI和WST在爆發(fā)模式期間均采取了開窗觀測,即探測器在有爆發(fā)事件發(fā)生時選擇讀取爆發(fā)區(qū)域附近的1024×1024像元區(qū)域.這樣一來,我們需要在太陽爆發(fā)事件的初始時刻對事件的爆發(fā)時間和發(fā)生位置等信息進(jìn)行提取,以便能及時地進(jìn)行觀測模式的切換.SCI無需開窗,但在事件爆發(fā)期間需要以更高頻率進(jìn)行數(shù)據(jù)采集,因此SCI需要爆發(fā)的初始時間信息.

ASO-S沒有單獨用于爆發(fā)事件識別的獨立探測系統(tǒng),因此,LST需要根據(jù)自身需求,發(fā)展出一套屬于自己的爆發(fā)模式觸發(fā)和終止方案.下文將就該方案做具體論述.

2 SDI爆發(fā)模式觸發(fā)及終止方案

SDI的觀測模式均包含了常規(guī)、爆發(fā)和用戶3種觀測模式[10].在常規(guī)模式,為了能夠盡可能早地識別爆發(fā)事件并及時切換至爆發(fā)模式,SDI以較快的頻率進(jìn)行數(shù)據(jù)采集(每10 s采集1幅全日面圖像).然而,由于受到星載數(shù)據(jù)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(jīng)衛(wèi)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(dāng)SDI接收到來自星載計算機的爆發(fā)模式觸發(fā)信號時,在完成當(dāng)前圖像采集后,隨即進(jìn)入爆發(fā)模式.爆發(fā)模式下,SDI每4 s進(jìn)行一次開窗觀測(開窗區(qū)域的中心位置為耀斑的發(fā)生位置,開窗區(qū)域大小為1024×1024像元),每40 s穿插進(jìn)行一次全日面觀測.爆發(fā)模式期間采集的所有圖像均下傳.進(jìn)入爆發(fā)模式后,星載計算機開始對爆發(fā)模式的終止信號進(jìn)行判斷,當(dāng)滿足終止條件時,SDI自動退出爆發(fā)模式.

一般情況下,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(fù)雜的太陽背景輻射中檢測出來,簡單地基于全日面輻射流量的閾值檢測是遠(yuǎn)遠(yuǎn)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(jìn)行比較,通過設(shè)定一定的閾值來判斷耀斑的起始和結(jié)束.該算法完全基于SDI在常規(guī)模式及爆發(fā)模式下采集的全日面圖像而設(shè)計,開窗觀測產(chǎn)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(dāng)空間望遠(yuǎn)鏡在外太空工作時,互補式金屬氧化物半導(dǎo)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(xiàn)一些孤立且突然增亮的像元,進(jìn)而引起觀測模式誤觸發(fā).這些誤觸發(fā)不僅浪費了有限的數(shù)據(jù)存儲資源,還會干擾正常耀斑的識別,因此,在對耀斑識別之前,我們采取一定手段對這些孤立的噪聲點進(jìn)行去除.中值濾波是一種基于排序統(tǒng)計理論并能有效抑制噪聲的非線性信號處理技術(shù),它將觀測圖像上每一點的像素值設(shè)置為該點鄰域窗口(即相鄰的像元組成的一個窗口)內(nèi)所有點的中值,進(jìn)而消除孤立宇宙線帶來的影響.具體來講,當(dāng)CMOS探測器采集到一幅全日面圖像時,我們首先對該圖像上的每一個像元進(jìn)行中值濾波處理,濾波窗口的大小為3×3像元;

(2)像元合并.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(jìn)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(shù),在對當(dāng)前圖像進(jìn)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(jìn)行鄰近像元合并(即每相鄰128×128像元合并成一個超級像元,超級像元的像素值為被合并像元的平均值),得到一個由32×32個超級像元組成的低分辨圖像.像元合并后的圖像記為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(biāo)(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(fā)的一個主要參照標(biāo)準(zhǔn)是事件爆發(fā)前的背景亮度.本方案中,我們滾動保存當(dāng)前觀測前6 min內(nèi)采集到的圖像,用于參照背景的計算(注意,這些圖像均已經(jīng)過中值濾波、像元合并處理).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,得到一個中值背景,然后以該中值背景為參照標(biāo)準(zhǔn)來對當(dāng)前圖像進(jìn)行判斷.為降低中值計算量,并且保證6 min的時間跨度,我們每間隔40 s取1幅,滾動保存9幅圖像用于中值背景計算.考慮到SDI在不同觀測模式下不同的采樣頻率,常規(guī)觀測模式下我們每采集4幅取1幅用于中值背景計算,進(jìn)入爆發(fā)模式后,采集到的每一幅全日面圖像均用于中值背景計算.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(fā)和終止.經(jīng)過以上步驟的預(yù)處理,本步驟開始計算用于判斷爆發(fā)模式觸發(fā)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(biāo)分別為i,j的像元接收到的輻射強度相對于參照背景的變化量.具體表達(dá)式如下:

其中g(shù)是為了避免背景亮度過小而引入的一個背景亮度補充因子.注意,為了提高算法對微弱信號的敏感度,我們對當(dāng)前觀測與參照背景間的差分圖像進(jìn)行了平方運算.假設(shè)γ1和γ2分別為爆發(fā)模式的觸發(fā)和終止閾值,當(dāng)閾值圖像上的像元滿足

(本文稱之為觸發(fā)像元)且像元數(shù)NP介于NP1和NP2之間時,觸發(fā)爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行常規(guī)模式觀測.注意,NP1和NP2代表觸發(fā)像元數(shù)的下限和上限,分別是為了濾掉一些小耀斑和避免粒子暴事件帶來的誤觸發(fā).進(jìn)入爆發(fā)模式后,星載計算機繼續(xù)計算閾值圖像,并開始對爆發(fā)模式的終止信號進(jìn)行判斷,當(dāng)閾值圖像中沒有像元滿足

即閾值圖像上所有像元的數(shù)值均降到終止閾值以下,退出爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行爆發(fā)模式觀測.注意,為避免反復(fù)進(jìn)入,終止閾值應(yīng)不大于觸發(fā)閾值,即γ2?γ1.

考慮到現(xiàn)場可編程邏輯門陣列(FPGA)在進(jìn)行除法運算時的困難,我們將(1)式代入(2)式和(3)式,并進(jìn)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(cè),即

(2)式和(3)式分別等價于,

常規(guī)觀測模式下,我們使用(6)式計算閾值圖像,并將閾值圖像滿足(8)式的像元標(biāo)記為觸發(fā)像元,當(dāng)觸發(fā)像元數(shù)大于NP1且小于NP2時,進(jìn)入爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行常規(guī)模式觀測.爆發(fā)模式下,我們改用(7)式計算閾值圖像,當(dāng)閾值圖像滿足(9)式的像元數(shù)降為零時,退出爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行爆發(fā)模式的觀測.需要強調(diào)的是,在對爆發(fā)模式觸發(fā)條件進(jìn)行判斷時,考慮到太陽爆發(fā)事件的源區(qū)都是在日面上,我們把對觸發(fā)像元的查找范圍限制在1.1倍太陽半徑范圍之內(nèi).在對爆發(fā)模式退出條件進(jìn)行判斷時,為了避免開窗區(qū)域之外的爆發(fā)帶來的干擾,我們把對滿足(9)式的像元的查找范圍限制在開窗區(qū)域內(nèi).

圖1是根據(jù)以上步驟設(shè)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注的自由參數(shù)列表.在衛(wèi)星測試階段,我們需要根據(jù)實際觀測,對這些參數(shù)進(jìn)行適當(dāng)?shù)恼{(diào)整,以使得對爆發(fā)的探測達(dá)到最佳效果.

圖1 LST/SDI爆發(fā)模式觸發(fā)和終止方案示意圖Fig.1 Schematic diagram of the trigger and termination scheme of LST/SDI event mode

表1 LST/SDI爆發(fā)事件星上檢測軟件的自由參數(shù)Table 1 Free p arameter s of the onboard event detection software of LST/SDI

3 WST爆發(fā)模式觸發(fā)及終止方案

WST的觀測模式也包含常規(guī)、爆發(fā)和用戶3種模式.WST的爆發(fā)模式設(shè)置較SDI略為簡單.在常規(guī)模式下,WST每10 s采集1幅全日面圖像,每間隔采集11幅經(jīng)衛(wèi)星下傳1幅(即地面接受到圖像的時間間隔為120 s).當(dāng)WST接收到爆發(fā)模式的觸發(fā)信號(由SDI提供的觸發(fā)信息給出),在完成當(dāng)前圖像采集后,隨即進(jìn)入爆發(fā)模式.進(jìn)入爆發(fā)模式后,WST進(jìn)行開窗觀測(窗口大小同樣為1024×1024像元),并且每120 s穿插進(jìn)行一次全日面觀測.開窗區(qū)域的中心位置同樣由SDI提供的觸發(fā)信息給出.爆發(fā)模式期間,WST的開窗觀測采用兩種采樣間隔,分別對應(yīng)觀測的兩個階段(第1階段5 min,第2階段為設(shè)置(上注)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,圖像采樣后即下傳,待兩個階段的觀測結(jié)束,WST強制退出爆發(fā)模式.

4 SCI爆發(fā)模式觸發(fā)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(jìn)行觀測,其觀測模式同樣包括常規(guī)、爆發(fā)和用戶3種模式[10].SCI爆發(fā)模式的觸發(fā)和終止是基于SCI在白光波段的觀測進(jìn)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(jìn)行的[13],數(shù)據(jù)的采集從?60?開始,然后依次在0?和60?采集圖像,每采集一遍得到一組觀測數(shù)據(jù).在常規(guī)模式下,每30 s采集一組數(shù)據(jù),每采集兩組數(shù)據(jù)下傳一組,即每60 s下傳一組數(shù)據(jù).一旦有CME等爆發(fā)事件發(fā)生,SCI將快速切換至爆發(fā)模式.爆發(fā)模式期間,SCI的采樣間隔保持不變(仍為30 s一組數(shù)據(jù)),但采集到的每一組數(shù)據(jù)均下傳(下傳間隔變?yōu)?0 s).SCI爆發(fā)模式的觸發(fā)和終止方案與SDI類似,但又略有不同.不同之處在于SCI不需要開窗,因此不需要提供爆發(fā)的位置信息,只需要提供爆發(fā)模式觸發(fā)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一組數(shù)據(jù)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(jīng)中值濾波(濾波窗口為3×3像元)、像元合并等處理,得到一個由32×32個超級像元構(gòu)成的低分辨圖像(圖2中Fn(i,j)).關(guān)于中值濾波及像元合并,請參考第2節(jié);

(3)滾動保存當(dāng)前觀測前6.5 min內(nèi)經(jīng)上述步驟處理過的低分辨圖像(共13幅),并對這些圖像的每個像元沿時間方向取中值,得到一個中值背景(圖2中Fref(i,j));

(4)計算SCI閾值圖像(計算公式同SDI),并對爆發(fā)模式的觸發(fā)和終止進(jìn)行判斷.在常規(guī)模式下,我們采用(6)式計算閾值圖像,并將滿足(8)式的像元標(biāo)記為觸發(fā)像元,當(dāng)觸發(fā)像元數(shù)大于NP1且小于NP2時,SCI觀測模式迅速切換至爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行常規(guī)模式觀測.爆發(fā)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(shù)降為零時,SCI退出爆發(fā)模式,反之則繼續(xù)進(jìn)行爆發(fā)模式觀測.需要強調(diào)的是,閾值圖像的計算是針對所有像元進(jìn)行的,而早期CME觸發(fā)的像元所在的高度一般較低,為了排除大視野中異常增亮引起的誤觸發(fā),并且考慮到LST有效的觀測視野,在對爆發(fā)模式觸發(fā)條件進(jìn)行判斷時,我們將觸發(fā)像元的查找范圍限制在1.1–2 R⊙范圍內(nèi).

SCI在萊曼阿爾法波段的觀測模式同樣包含常規(guī)模式、爆發(fā)模式和用戶模式,其中爆發(fā)模式的觸發(fā)和終止信號均由SCI在白光波段的觀測提供.常規(guī)模式下,SCI在萊曼阿爾法波段每間隔60 s采集一組圖像(長曝光、短曝光各1幅),采樣后即下傳.在接到白光波段提供的爆發(fā)模式觸發(fā)信號后,SCI在完成當(dāng)前萊曼阿爾法圖像采集后,隨即進(jìn)入爆發(fā)模式.爆發(fā)模式下,SCI在萊曼阿爾法波段的采樣間隔和下傳間隔均調(diào)整為15 s.

圖2 LST/SCI爆發(fā)模式觸發(fā)和終止方案示意圖Fig.2 Schematic diagram of the trigger and termination scheme of LST/SCI event mode

圖2 是SCI星上檢測軟件的工作流程圖,軟件需要地面上注的參數(shù)同SDI,見表1.在衛(wèi)星測試階段,我們需要根據(jù)實際觀測,對這些參數(shù)進(jìn)行適當(dāng)?shù)恼{(diào)整,以使得對爆發(fā)的探測達(dá)到最佳效果.這里需要強調(diào)的是,雖然SCI與SDI的上注參數(shù)具有相同的定義,并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(qū)進(jìn)行高分辨率觀測.目前能夠在該波段對太陽進(jìn)行觀測的儀器主要有美國SDO(Solar Dynamics Observatory)衛(wèi)星上的EVE(the Extreme Ultraviolet Variability Experiment)儀器以及GOES(the Geostationary Operational Environmental Satellite)系列衛(wèi)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(jìn)行監(jiān)測,成像觀測仍然缺乏.

AIA(Atmospheric Imaging Assembly)是搭載在SDO衛(wèi)星上的大氣成像組件,被認(rèn)為是當(dāng)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(qū)及耀斑等結(jié)構(gòu)進(jìn)行成像觀測.AIA的7個極紫外波段分別對應(yīng)不同的特征溫度和太陽大氣層次,除304?A屬于光學(xué)厚輻射外,其余均屬于光學(xué)薄輻射.太陽的萊曼阿爾法輻射主要來自于太陽色球中的中性氫,是太陽紫外波段最亮的發(fā)射線.由于太陽色球中含有大量的中性氫,萊曼阿爾法發(fā)射線也屬于光學(xué)厚輻射,因此,本工作中我們采用SDO/AIA在304?A的成像觀測數(shù)據(jù)作為實驗數(shù)據(jù),對SDI爆發(fā)模式觸發(fā)和終止方案進(jìn)行驗證.由于AIA的數(shù)據(jù)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(shù)據(jù)進(jìn)行了檢驗.

根據(jù)第2節(jié)中描述的方法,我們設(shè)計了耀斑識別軟件,并將從SDO數(shù)據(jù)網(wǎng)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(shù)的設(shè)置情況.圖3是耀斑識別軟件在爆發(fā)模式期間的一個測試界面.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(shù)據(jù)的識別結(jié)果.表格自左向右依次代表被識別耀斑的編號、發(fā)生日期、起始時間、結(jié)束時間、持續(xù)時間(以分鐘為單位)、耀斑的發(fā)生位置(日面坐標(biāo))、耀斑的顯著性以及對應(yīng)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一個參數(shù),具體定義如下:

其中Fbkg代表耀斑開始前開窗區(qū)域的平均背景亮度,Fmax代表耀斑爆發(fā)過程中開窗區(qū)域的最大亮度值.

表2 耀斑檢測軟件使用的參數(shù)數(shù)值,各參數(shù)的定義見表1Table 2 Par ameter values used in the flare detection software,see Tab.1 for d ef inition of the p aram eters

在2011年2月13日至18日,我們在304?A波段一共識別出79個耀斑事件,其中編號為15的觸發(fā)事件為像元異常增亮(宇宙線)引起的誤觸發(fā).這些耀斑的持續(xù)時間多數(shù)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(jié)果也為星上設(shè)置耀斑爆發(fā)模式的最長持續(xù)時長提供了一個依據(jù).通過將我們的識別結(jié)果與GOES耀斑列表進(jìn)行比較,我們發(fā)現(xiàn)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,對于C級及其以下,甚至是在GOES上沒有明顯響應(yīng)的小耀斑也能很好地識別.此外,我們將來可以根據(jù)需要,通過適當(dāng)調(diào)節(jié)觸發(fā)參數(shù)(比如觸發(fā)像元數(shù)的下限)過濾掉一部分小耀斑.

表3 2011年2月13日至18日耀斑識別結(jié)果.表格自左向右依次是代表被識別耀斑的編號、發(fā)生日期、起始時間(世界標(biāo)準(zhǔn)時間)、結(jié)束時間(世界標(biāo)準(zhǔn)時間)、持續(xù)時間(以分鐘為單位)、耀斑的發(fā)生位置(日面坐標(biāo),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(jīng)和西經(jīng))、耀斑的顯著性以及相應(yīng)的GOES耀斑級別Table 3 Flare detection results from 13th to 18th of February 2011.From left to right,the columns represent the flare numb er,date of observation,flare start time(UTC),flare end time(UTC),flare duration(in unit of minute),flare position(heliograp hic coord inates in unit of d egree,“N”and“S”represent the nor th and south latitud e,“E”and“W”represent the east and west longitud e of the solardisk),flare significance,and the corr esp ond ing GOES flares class.

表3 續(xù)Table 3 Continued

表3 續(xù)Table 3 Continued

圖3 耀斑識別軟件在爆發(fā)模式下的一個測試界面.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(dāng)前圖像所在時刻,豎直短實線代表用于背景計算的9幅圖像所在時刻.第2行左圖顯示了當(dāng)前全日面圖像,黑色方框代表開窗區(qū)域.第2行右圖顯示了對耀斑區(qū)域的開窗觀測.Fig.3 A test interface of the flare detection software in the event mode.The top panel shows the full-disk(solid line)and the local(dotted line)light curves of the Sun.The vertical dashed line represents the start time of the detected flare,the long vertical solid line represents the time of the current image,and the short vertical solid lines indicate the times of the 9 images used to calculate the background.The bottom left panel shows the current full-disk image,the black box indicates the windowed area.The bottom right panel shows the windowed observation of the flare area.

6 總結(jié)與展望

為了克服星上大數(shù)據(jù)存儲和下傳的困難,并且確保ASO-S衛(wèi)星科學(xué)目標(biāo)的實現(xiàn),LST各儀器均包含了一種針對爆發(fā)事件而設(shè)置的模式,即爆發(fā)模式.該模式下,LST各儀器將以更高的頻率進(jìn)行圖像采集,以獲得對爆發(fā)事件的高分辨觀測(注意,爆發(fā)模式下,SDI和WST采集的圖像主要以覆蓋爆發(fā)區(qū)域的局域像為主,中間穿插少量全日面像).然而,ASO-S衛(wèi)星沒有專門用于爆發(fā)信號監(jiān)測的系統(tǒng),因此,LST各儀器需要根據(jù)各自采集的數(shù)據(jù),采用適當(dāng)?shù)乃惴?對爆發(fā)信號進(jìn)行實時檢測.本文基于LST的觀測方案及其將來可能產(chǎn)生的觀測數(shù)據(jù),詳細(xì)介紹了LST各儀器爆發(fā)模式觸發(fā)和終止信號的獲取方案.

一般來講,耀斑等太陽爆發(fā)事件在爆發(fā)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,簡單地基于日面總輻射流量進(jìn)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并劃分成32×32個不同的子區(qū)域,對于每個子區(qū)域,我們計算其輻射強度相對于前面圖像(背景)的相對變化量,定義見文中(1)式.當(dāng)相對變化量超出預(yù)先設(shè)定的閾值時,爆發(fā)模式觸發(fā).通過像元合并,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(dāng)前與背景間的差分流量取平方(見(1)式分子項)對信號做進(jìn)一步放大,進(jìn)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(fā)像元的數(shù)目分別設(shè)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(dāng)衛(wèi)星經(jīng)過南大西洋異常區(qū)的時候)帶來的誤觸發(fā),下限是為了過濾掉一些小耀斑(小爆發(fā))事件.

為了驗證我們的算法,我們選用SDO/AIA在304?A的觀測數(shù)據(jù)作為測試數(shù)據(jù),對耀斑進(jìn)行識別,并且對耀斑的顯著性進(jìn)行了定義(即耀斑期間的峰值強度相對于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,我們一共識別出80個事件(進(jìn)一步檢測表明,79個為耀斑事件,1個為誤識別,詳見表3),耀斑的顯著性變化范圍為10.3%–176.6%,幾乎識別出304?A圖像上所有肉眼可見的爆發(fā).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(wèi)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,對于C級及以下的小耀斑也有很好的識別.基于以上測試結(jié)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(fā)揮重要作用,對其他空間和地面觀測儀器也能具有一定的借鑒意義.