ACE-FTS地球大气层状态的全球视图是由地面、飞机或气球自载平台无法提供的。ACE最初的主要目标[1]是提高我们对臭氧分布的大气化学和动力的学习，以控制平流层和对流层上部（特别是在北极） 理解程。对流层上部的臭氧是一种导致气候变化的温室气体，因为它能保护我们免受有害的紫外线辐射。由于ACE长寿命(在轨可超过12.5年)可以测量大气成分的变化:例如， 由于《蒙特利尔议定书》禁止在平流层中消耗臭氧层的物质，二氧化碳在高层大气中的增加[2]与温度变化和卤素气体的减少有关。ACE对流层上部造成空气污染的各种有机分子和氮氧化物也可以测量。利用ACE数据研究发现，亚洲季风[4]直接将污染注入平流层和北极和南极振荡，会影响极地[5]对流层上部水蒸气的变化。 ACE主要仪器[6]为高分辨率(0.02cm-1 )红外傅里叶变换光谱仪(ACE-FTS)，工作波数为750-4400cm-1 ，用于确定痕量气体体积的混合比(VMRs)垂直于温度。日出日落期间，FTS大气吸收光谱序列(图1)具有不同的倾斜路径和切线高度 ；在地面上分析这些光谱时，测量结果被转化为许多大气成分的垂直廓线。 图1 太阳掩星的几何形状显示了日出和日落

ACE海拔5公里(或云顶)至150公里的卫星垂直分辨率约为3公里。ACE卫星通过两个滤波成像仪和一个名为“测量由掩星检索的平流层和对流层气溶胶消光设备”（MAESTRO）对气溶胶和云进行监测。MAESTRO覆盖285-1020的双光学分光光度计[7，8]nm光谱区域的光谱分辨率约为2nm。其垂直分辨率约为1公里，主要测量臭氧、二氧化氮和气溶胶/云的消光系数。 一般来说，像ACE-FTS临边探测器可提供高垂直分辨率(约3公里)，但低水平分辨率(约300公里)。相比之下，天底探测器（nadir sounders）垂直分辨率通常较差(通常只检索总柱密度)，但空间分辨率较高(例如，13km*24km的OMI，臭氧监测仪器，在Aura卫星[9]上)。一些仪器，比如Aura[10]对流层发射光谱仪(TES)扫描成像吸收光谱仪用于大气层制图 (SCIAMACHY)，临边和天底观测可同时进行（limb and nadir），尽管TES现在只能在天底模式下运行。2012年，环境卫星执行10年任务后（Envisat）损失很不幸；它有三种仪器：迈克尔逊无源干涉仪大气探测器（MIPAS）[12]掩星全球臭氧监测仪（GOMOS）[13]和SCIAMACHY(扫描成像吸收光谱仪用于大气层制图)，临边测量[11]。SMR和MLS测量边缘方向的大气分子的纯旋转发射。OSIRIS和OMPS-L测量紫外线/可见线/可见/近红外光谱区的边缘。SABER红外发射辐射描红外发射辐射仪，SOFIE，像ACE-FTS是红外太阳掩星仪。但像SABER使用过滤器而不是光谱仪。除了OMPS-L此外，这些仪器远远超过其设计寿命，例如ACE只有2年。 最低点探测器的快速全球覆盖对许多应用程序非常有吸引力；例如，MetOp-A红外大气探测干涉仪(IASI)[20]每天提供两次全球服务，全程12人，最低足迹12公里。因此，计划使用一些最低点探测器，包括紫外线/可见节奏光谱仪[21]和卫星5前卫星上的大气层监测仪器[22]。相比之下，只有两种仪器的肢体探测器的未来更加有限：2016年发射的国际空间站(ISS)平流层气溶胶和气体实验(SAGE-III)，以及2022年发射的OMPS-L联合极地卫星系统(JPSS-2)。

ACE任务的灵感来自于大气微量分子光谱仪(1985年、1992年、1993年85年、1992年、1993年和1994年）（ATMOS）但现在已经退休了。与ATMOS相比，ACE-FTS尽管仪器的质量、功率和体积都缩小了近10倍ATMOS它的分辨能力是它的两倍。与ATMOS相比，ACE两个成像器和MAESTRO增强了分光光度计。成像器和MAESTRO大气消光的信噪比测量很高，导致类似SAGE[24]气溶胶和云数据产品。该提案于1998年1月提交给加拿大航天局（CSA），经过六个月的阶段性研究，于1998年11月入选。不包括最初的建议MAESTRO，为了扩大波长覆盖范围，改进气溶胶数据产品，1999年将其添加到有效载荷中。 这些仪器和航天器是在加拿大建造的，CSA是主承包商。ACE-FTS，包括成像器，是由魁北克市的ABB-Bomem（现在只是ABB）卫星总线(即除仪器外的航天器)由温尼伯建造Bristol Aerospace（MagellanAerospace部分)制造。MAESTRO由T.McElroy渥太华作为仪器的主要研究者，主要设计和建造多伦多加拿大环境部EMSTechnologies（现在的COM DEV国际公司)提供一些飞行硬件。 仪器和总线由制造商测试，以确保满足工程要求。MAESTRO和FTS2003年3月，运往多伦多大学的仪器校准设施进行模拟在轨测试。仪器的性能非常好，然后在渥太华附近的CSA的David Florida实验室最终与总线整合。2003年8月12日，国家航空航天局使用轨道科学公司(现为轨道)ATK公司)提供三级飞马XL火箭从加州范登堡空军基地发射ACE。飞马座火箭成功地从一架改装的巨型喷气机底部发射，飞越太平洋。与其他空间项目相比，从提议到发射的时间(5年)相对较短。

MAESTRO[7,8]是一个小型（约8公斤）双分光光度计（图4）。使用两个分光镜（285-550纳米，525-1020纳米）可以减少杂散光，并允许同时测量两个波段，光谱分辨率为1-2纳米，取决于波长。输入端口从ACE-FTS内部的分光镜（图3）观看太阳光，光线通过一个没有移动部件的简单凹面光栅进行衍射（图4）。日出和日落时，入口狭缝相对于地平线保持水平。探测器是1024元素的线性EG&G Reticon光电二极管阵列。一个复杂的探测器读出策略被用来增加有效的动态范围，由此产生的信噪比对高太阳光谱来说超过了1000。MAESTRO有两个反向散射口（图4），用于在掩星之间观察太阳光照的地球，但这种模式没有产生有用的数据。MAESTRO受到了来源不明的污染的逐渐积累的影响，到2015年，没有波长短于约500纳米的光通过该仪器传输。这些污染物很可能是有机物，因为ACE-FTS已经测量了其光路中有机分子的光谱。这些有机污染物具有特征性的红外吸收特征，例如可归属为C-H拉伸模式。有机污染物降低了ACE-FTS大气传输光谱的信噪比，但其影响相对孤立，不像MAESTRO那样严重。 图4 . MAESTRO仪表（左面板）显示输入端口（右侧黑色）和顶部的散热器。右边的面板是MAESTRO的示意图。

图5 . SCISAT原理图（左面板）和右侧上的完全组装的航天器。

ACE于2003年8月12日被发射到一个高度为650公里的近圆形轨道，轨道平面与赤道倾斜73.9°。倾角的选择是为了使航天器（及其观测）的纬度（但不是经度）每年重复一次。卫星处于一个渐进的轨道上，图6显示了一年中掩星的纬度。还绘制了β角，在12月和6月的两个高β期，没有掩星，因为轨道平面几乎垂直于地球-太阳矢量。请注意，日出和日落通常是在相反的半球，但它们每年有6次交换半球。轨道周期是97.6分钟，所以每天大约有30次掩星（15次日出和15次日落），并且大约是沿着关于地球的两个经度圈分布。这15次日出或日落中的每一次都间隔着大约24°的经度，相当于赤道附近的2600公里。 SCISAT没有燃料，因此无法调整其轨道，而其轨道正在以平均每年1公里的速度下沉。由于大气阻力，它以平均每年约1公里的速度下沉。由于大气的阻力，它以平均每年1公里的速度下沉。图6所示的纬度取样，2015年的纬度采样在任务过程中也漂移了约1周。在任务过程中也漂移了大约1周。 图6 . 1年的ACE掩星的纬度（2015年）和轨道的beta角。

ACE的原始数据通过4个主要的地面站进行下行链接：位于魁北克省圣休伯特和萨斯喀彻温省萨斯卡通的CSA站，位于阿拉斯加费尔班克斯的NASA支持的阿拉斯加卫星设施（ASF）和位于瑞典的欧洲航天局（ESA）基律纳站。 ACE是欧空局的一个 "第三方 "任务。机载数据存储量为1.5GB，每天最大的原始数据量约为2GB，每天都有大部分可能的数据下传。这些数据都通过互联网传输到圣休伯特的任务运行中心（MOC），然后再传输到安大略省滑铁卢大学的科学运行中心（SOC）。MOC操作卫星，并上传到运行卫星所需的命令列表。SOC根据各种限制条件，包括可用的下行链路时间，准备每周所需的掩星时间表，MOC将此清单转化为卫星命令的时间轴。 SOC对数据进行存档，并准备好数据产品以供分发。 来自MOC的原始数据为0级；1级数据是ACE和MAESTRO的校准大气传输光谱，以及来自成像仪的太阳图像；2级数据是大气分子的VMRs（体积混合比）或大气消光的高度剖面图。在ACE-FTS的情况下，0到1级步骤使用仪器承包商ABB提供的软件，进行各种校正，如仪器自发射、傅里叶变换ferograms之间的光谱，然后将大气spec tra与高太阳外大气层光谱的平均值相比较，计算大气传输光谱[6]。1到2级步骤使用的软件主要由C. Boone（滑铁卢大学）在SOC编写[29,30]。对于MAESTRO，软件主要来自T. McElroy（约克大学）[7,8]，在多伦多大学运行，最后的结果转移到SOC分发。成像仪软件在SOC运行，主要由K. Gilbert负责。所有的2级数据都可以根据要求免费提供。

1级ACE-FTS大气传输光谱的质量很高（图7），尽管仍有一些太阳线的痕迹（主要是CO）。分析的第一步[29,30]是利用二氧化碳吸收线检索温度和压力的大气轮廓以及切线高度，然后在第二步中对大气成分进行VMR检索，保持温度和压力不变。在这些原始光谱中选定的微窗口（即线宽0.3-1cm-1的短段和横截面的长段）是在没有去角化的情况下使用。检索使用全局拟合方法[31]，使用Levenburg-Marquardt非线性最小二乘法在所有高度上模拟调整数值。目前FTS的处理版本是3.5。 大气层被建模为150个球壳，每个球壳的厚度为1公里。FTS前向模型使用比尔-朗伯定律[32]和来自HITRAN 2004[33]数据库的光谱线参数和吸收截面，加上一些更新，计算出折射光线的大气透率（图1）。虽然在观察到的光谱残差减去计算的光谱残差中可以注意到一些非Voigt线型函数，但还是使用了Voigt线型函数。半经验的FTS仪器线型函数（ILS）已经利用孤立的高空二氧化碳线进行了仔细调整。作为处理的一部分，检索到的数值使用片状二次插值法插到1公里的高度网格上，也可在观测到的切线高度网格上获得。切线高度被定义为每个FTS扫描的零路径差的高度。 图7 . 日落掩星的典型光谱序列，检索到的切线高度在右侧上。

为了开始1到2级的数据处理，0-150公里的压力和温度的先验剖面是由加拿大环境部的实用数值天气分析和预报系统全球环境多尺度（GEM）的数值与MSIS（NRL-MSISE-00）模型在高空的预测值相结合产生的[29]。最佳估计法没有被使用，所以这些数值只是作为非线性方程拟合的初始猜测。 对于每次掩星，首先需要确定4个量：温度（T）、压力（P）和二氧化碳的VMR的剖面图以及切线高度（或更准确地说是切线高度间距）。该光谱从二氧化碳线的相对和绝对强度中提供了两个独立的信息。此外，第三个量可以从静力学平衡定律中得到，dp/dz ¼ g(z)ρ(z)，其中z是高度，g是重力加速度，ρ是密度，再加上理想气体定律，可以得到一个耦合T、p和z的方程式（即，给定T(z)，那么p(z)或z§可以通过整数公式计算）。温度检索是基于二氧化碳线的相对强度，但在15公里以下使用GEM值，在125公里以上使用MSIS的比例值。在高海拔地区，T和CO2 VMR被检索出来；压力是根据静力学平衡定律和一个参考压力计算出来的，CO2在65至125公里范围内使用经验函数检索，相对的tan gent高度间隔是通过星历知道的。在低于45公里的低海拔地区，折射很重要，T和p被检索出来；假设在65公里以内有一个固定的CO2 VMR，切线高度间隔是根据静水平衡法计算出来的，一直到15公里，18O12C16O被用来产生15公里以下的切线高度。 绝对高度登记是通过比较检索到的压力和GEM在15至25公里之间的先验值来进行的，并移动高度以达到最佳匹配。 图8 . 来自可见成像仪的假彩色太阳图像序列，间隔1.5s，间隔日落5909。每个图像下面列出的切线高度从FTS中插值，并应用于与FTS视场中心共配准的像素。

1至2级数据处理的第二步是在固定T和p的情况下，检索气态大气成分的VMR高度曲线。在每个切线高度，目标VMR与基线比例和斜率参数一起使用v.3.5微窗口集确定。每个微窗口的文数比例通过与来自正向模型的计算频谱交叉关联来调整。最高分析测量值以上的VMR剖面被作为常数乘以输入猜测剖面。对于v.3.5，37个分子被例行检索。H2O, O3, N2O, NO, NO2, HNO3, N2O5, H2O2, HO2NO2, N2, O2, HCl, HF, ClONO2, CFC- 11, CFC-12, CFC-113, COF2, COCl2, COFCl, CF4, SF6, CH3Cl, CCl4, HCFC-22, HCFC-141b, HCFC-142B, CO, CO2, CH4, CH3OH, H2CO, HCOOH, C2H2、C2H6、OCS和HCN以及它们的21种同位素，H2 18O、H2 17O、HDO、O13CO、OC18O、OC17O、O13C18O、18OO2、O18OO、O17OO、N15NO、15NNO、N2 18O、N2 17O、13CO、C18O、C17O、13CH4、CH3D、OC34S和O13CS。对ClO、丙酮（CH3COCH3）、PAN（过氧乙酰硝酸酯，CH3COO2NO2）[34]、HFC-23[35]和乙腈（CH3CN）[36]进行了研究检索。许多这些研究数据产品将在下一个主要版本（4.0）的处理中成为常规，该版本还将使用更现实的二氧化碳气候学来进行T和p的检索，其基础是G. Toon的模型[37]，用于总碳柱观测网络TCCON（TCCON）。

两个成像仪的1级数据产品是一连串的太阳图像，如图8所示，是一个受薄云影响的典型日落[27]。来自FTS视场中心的三个像素被用来计算大气传输，然后用用于痕量气体的相同的全局拟合算法进行反演，为可见光（525纳米）和近红外（1020纳米）成像器提供标准1公里高度网格上的大气消光（第2级）。

1级数据产品是光学深度光谱（即ln（I0/I）），如图9所示。MAESTRO处理[7,8]使用来自ACE-FTS检索的T、p和指向值，尽管ACE和MAESTRO仪器之间存在时间偏移，需要对每个掩星进行校正。在3.12版本中，1级到2级的转换分两步进行。O3、NO2和气溶胶的总斜面柱密度是通过最小二乘法的光学深度来确定的。 O3的吸收截面是GOME飞行模型的测量值[38]，NO2的截面来自Vandaele[39]。然后使用非线性Chahine松弛反演法将斜面柱密度转换为0.5公里高度网格上的高度剖面。气溶胶消光剖面图有10个波长（525, 530, 560, 603, 675, 779, 875, 922, 995, 1012 nm）。MAESTRO也有一个H2O研究产品[40]，来自940纳米的泛音波段。 图9 . 典型的MAESTRO光学深度光谱。

经过发射前的地面科学测试和从发射到2004年初的6个月调试阶段，2004年2月底开始进行常规操作。对选定的物种如O3进行了一些初步验证，随后对FTS处理的2.2版本的ACE数据产品进行了主要验证。结果作为《大气化学和物理学》特刊发表（http://www.atmos-chem-phys.net/special_issue114.html）。 2008年和2009年发表了14个 "基线 "FTS物种、O3、H2O、CH4、N2O、NO、NO2、HNO3、N2O5、ClONO2、HCl、HF、CF3Cl、CF2Cl2、CO以及温度和气溶胶消光等的验证论文。Kar等人[41]验证了来自MAESTRO的NO2和O3。总的来说，ACE数据产品被验证是高质量的，在验证论文中详细讨论过。最近的3.0和3.5版本比2.2版本有改进，它们的验证正在进行中。ACE数据又被广泛用于验证其他卫星仪器的数据，特别是MIPAS和MLS（见http://www.ace.uwaterloo.ca/publications.html）。

ACE-FTS经常记录切线高度超过150公里的 "高太阳 "参考光谱，其中不包含大气线。通过添加224,782个单独的光谱，制作了一个覆盖700-4430cm-1区域的经验太阳图集[42]。对超过12000条原子和分子线进行了分配。ACE太阳图集已被证明在天文学和大气科学中作为参考光谱是有用的。 为北极夏季、北极冬季、中纬度夏季、中纬度冬季和热带地区制作了五个地球大气图谱[43]。这些光谱覆盖了6-126公里的高度范围，间隔4公里（即每个图集有31个光谱）。每个图集是通过在700-4400 cm-1区域添加近1000个FTS边缘透射光谱来提高信噪比。除了数字数据外，在10公里（对流层）、30公里（平流层）、70公里（中间层）和110公里（低热层）都有pdf格式的代表性图谱。 ACE图集的边缘几何形状与记录系外行星过境光谱的几何形状相同[44]。在过境光谱中，当行星在恒星前面经过时，来自母星的光线的凹陷大小是作为波长的函数来测量的。凹陷的深度与行星的有效大小有关，而有效大小是大气传输的一个函数（例如，如果大气在某个波长下是透明的，那么凹陷就会小一些）。因此，ACE图谱与类似地球的系外行星的预期过境光谱相似。

有机分子与氮氧化物的排放是造成空气污染的原因。氮氧化物和二氧化氮作为催化剂对挥发性有机化合物进行低温氧化，并作为副产品导致对流层臭氧的形成。ACE-FTS检测一些有机源气体、氧化氮催化剂和对流层上部产生的臭氧。例如，C1系列的含氧分子CH3OH[45]、CH2O[46]和HCOOH[47]已经在生物质燃烧烟羽和背景水平上被测量到高浓度。甲醇是大气中仅次于甲烷的第二大有机分子，ACE能够确定第五大全球分布。对于碳氢化合物，CH4、C2H2、C2H4和C2H6都已被测量。 ACE 有机物已经与一些化学传输模型的预测结果进行了比较，包括 GEOS Chem [47]、LMDz-INCA [45,46]、GEM-AQ [48] 和 WACCM [49]。这些化学传输模型可以与数值天气预报模型结合起来，进行业务上的 “化学天气预报”。尽管 ACE 观测和模型基本一致，但显然需要在化学、动力学和排放清单方面改进模型。

南极的 "臭氧洞 "和春季北极的臭氧下降主要是由不与O3反应的非活性氯库化合物HCl和ClONO2在极地平流层云（PSCs）的催化下向活性ClO自由基的化学转化引起的。ACE任务能够测量参与活性极地氯化学的所有主要成分。O3、HCl、ClONO2、ClO、HNO3、H2O和PSC。例如，ACEFTS对HCl、ClONO2和ClO的测量被用来研究2005年北极冬季和春季非常寒冷时的氯气分配情况[55]。

亚洲夏季季风创造了一个以西藏为中心的强大高压区域（反气旋），将污染限制在对流层上部。这种增强的污染是来自中国、印度和周边地区的地表空气快速垂直传输的结果。Park等人[56]发现，增强的程度与大气寿命成反比，这是对来自表面的污染空气快速传输的预期。此外，主要是平流层的分子，如HCl和O3在对流层上部被来自下面的空气的快速流动所消耗。Randel等人[4]使用HCN示踪剂表明，亚洲季风具有独特的能力，能够将污染直接注入平流层。

太阳风中的高能粒子可以在高层大气中产生NO。氮原子在中间层和低热层的高能碰撞中产生，然后导致NO和NO2（氮氧化物）的形成。通常这种氮氧化物在大气中太高，无法与平流层的臭氧发生反应，除非在特殊情况下。在黑暗的极地冬季，涡旋中的冷空气可以下降并在平流层沉积氮氧化物，在那里它可以通过氮氧化物循环破坏臭氧。强烈的太阳风暴可以在大气层中相对较低的位置产生氮氧化物，或者非常寒冷的温度导致异常强烈的下降，这些效应都会加强。这些影响已经使用ACE数据对NO和NO2进行了研究[57,58]。全球变暖导致地表温度上升，但高层大气的温度下降，因此，这种影响在未来可能会越来越大。 ACE的观测导致发现N2O可以通过高能粒子降水来制造[59,60]。N2O是最重要的未受控制的臭氧消耗物质，因为长寿命的卤化物气体是受《蒙特利尔议定书》控制的[61]。在ACE工作之前，人们认为所有大气中的N2O主要来源于地球表面的微生物活动。N2O在大气中的寿命很长，但它在平流层中与O(一天1d)原子反应，产生NO。N2O是平流层中氮氧化物的主要来源，因此与HOx和ClOx的化学循环一起控制着臭氧的破坏。在极地夜间，N2O可以由中层/下层热层的高能粒子降水产生，并通过重大的平流层突然变暖事件向下传输到平流层。因此，极光活动形成的N2O是破坏平流层臭氧的一个潜在的新机制。

ACE-FTS首次记录了极地中间层云（PMCs或夜光云）的光谱，事实证明，这些云是有效半径为50纳米的小冰粒，正如预期的那样[1]。PMCs在夏至前后温度很低的高纬度地区中顶附近约90公里处形成。气候变化使高层大气的温度下降，水蒸气的数量增加（来自于大气中甲烷的增加），导致PMCs的出现更加频繁。Petelina和Zasetsky[62]利用ACE-FTS的高分辨率，直接从3μm处的冰吸收带的峰值位置的变化来推断冰的温度。

对于一个小型科学卫星任务来说，ACE已经取得了显著的成功，发表了400多篇与ACE有关的论文。现在是发射后的第13个年头，卫星仍然运行良好，我们预计还有很多年的科学运行。ACE的寿命使其数据对于监测全球范围内大气成分随高度变化的情况特别有价值。例如，ACE测量与平流层臭氧消耗有关的卤化气体，从而监测《蒙特利尔议定书》的有效性。长寿命的卤化气体也是重要的气候变化气体，因为它们有很大的全球变暖潜力。 事实上，ACE测量所有推动气候变化的主要温室气体和气溶胶，并提供数据来测试和验证气候预测模型。ACE还测量对流层中造成空气污染的主要有机分子和氮氧化物。随着 "化学天气预报 "变得越来越复杂，ACE提供了一个广泛的数据集来测试用于空气污染预测的化学传输模型。

1.Apodization 去脚化或者变迹，图像处理中用于去除图像中的由于光的衍射和干涉出现的一些次高峰。或者改变一个数学函数的图像，比如下图：

Airy disk就是艾里斑，就是小孔衍射产生的一个个圆环。去脚化之后就可以去除周围的次高峰

https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0022407316300176