• ISSN 2096-8957
  • CN 10-1702/P

行星等离子体探测技术

孔令高 苏斌 关燚炳 白伟华 张爱兵

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行星等离子体探测技术

Planetary plasma measurement technology

    Corresponding author: Kong Linggao, klg@nssc.ac.cn ;
  • CLC number: P354

  • 摘要: 等离子体是行星空间环境的基本要素之一. 行星等离子体环境与行星的磁场环境和大气环境密切相关. 等离子体环境探测有助于了解行星环境的演化历史和机制. 行星等离子体探测经过几十年的发展,技术发展相对成熟,形成了以原位和遥感探测相结合的局面,大大提升了人类对行星环境的认知. 原位探测以静电分析技术和磁场分析为主,遥感探测以无线电遥感为主. 本文结合典型行星探测计划的等离子体探测载荷,介绍了行星等离子体探测技术的发展现状,总结了行星等离子体探测技术未来发展趋势.
  • 图 1  木星磁层(修改自https://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr121/Notes/Chapter11.html)

    Figure 1.  Magnetosphere of Jupiter (modified from https://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr121/Notes/Chapter11.html)

    图 2  火星磁层(修改自https://lasp.colorado.edu/home/science/planetary-science/magnetospheres/resources)

    Figure 2.  Magnetosphere of Mars (modified from https://lasp.colorado.edu/home/science/planetary-science/magnetospheres/resources)

    图 3  近月空间等离子体环境(修改自Halekas et al., 2010

    Figure 3.  Lunar plasma environment (modified from Halekas et al., 2010)

    图 4  朗缪尔探针伏安特性曲线(修改自Wuest et al., 2007

    Figure 4.  A theoretical V-I curve of Langmuir probe (modified from Wuest et al., 2007)

    图 5  Viking火星着陆器阻滞势分析器传感器剖面图(修改自Hanson et al., 1977

    Figure 5.  The cross section view of retarding potential analyzer on Viking (modified from Hanson et al., 1977)

    图 6  地球电离层阻滞势分析器典型伏安特性曲线(郑香脂等,2017

    Figure 6.  A typical V-I curve of retarding potential analyzer in Earth ionosphere (Zheng et al., 2017)

    图 7  Cassini的朗缪尔探针(修改自Gurnett, et al., 2004

    Figure 7.  The Langmuir probe on Cassini (modified from Gurnett et al., 2004)

    图 8  MAVEN上的朗缪尔探针(修改自Andersson et al., 2015

    Figure 8.  The Langmuir probe on MAVEN (modified from Andersson et al., 2015)

    图 9  带电粒子在单个通道中的电荷倍增过程及探测原理(修改自Moore et al., 1989

    Figure 9.  Continuous electron multiplier process in the CEM and the work principle (modified from Moore et al., 1989)

    图 10  柱形静电分析器探测基本原理

    Figure 10.  Work principle of cylindrical electrostatic analyzer

    图 11  PVO四分之一球形静电分析器结构图实例(修改自Intriligator et al., 1980

    Figure 11.  The schematic view of quadrispheric electrostatic analyzer on PVO (modified from Intriligator et al., 1980)

    图 12  带顶盖半球形静电分析器的基本探测原理

    Figure 12.  Schematic view of the work principle of top hat hemispheric electrostatic analyzer

    图 13  MAVEN太阳风电子分析仪静电分析器剖面结构示意(修改自Mitchell et al., 2016

    Figure 13.  Schematic view of sensor head of the solar wind electron analyzer on MAVEN (modified from Mitchell et al., 2016)

    图 14  MAVEN上的太阳风电子分析仪(修改自Mitchell et al., 2016

    Figure 14.  Solar wind electron analyzer on MAVEN (modified from Mitchell et al., 2016)

    图 15  天问一号火星离子与中性粒子分析仪探测原理及仪器图(修改自Kong et al., 2020

    Figure 15.  Schematic view of the sensor head of Mars ion and neutral particle analyzer and the instrument picture on Tianwen-1 (modified from Kong et al., 2020)

    图 16  超环面静电分析器结构示意(修改自Wuest et al., 2007

    Figure 16.  Schematic view of toroidal electrostatic analyzer (modified from Wuest et al., 2007)

    图 17  BepiColombo行星离子相机探头剖面结构图. 图中红、绿、蓝分别表示3种不同俯仰角入射的离子轨迹. 1:入射窗口;2:主反射镜;3:门控;4:二级狭缝;5:超环面静电分析器;6:出射狭缝;7:二次反射镜;8:MCP探测部件(Orsini et al., 2010

    Figure 17.  Cross section view of the sensor head of planetary ion camera on Bepicolombo (Orsini et al., 2010). The red, green and blue lines indicate the ion trajectories with different elevation angles

    图 18  Mars Express离子成分分析仪(IMA)采用磁场进行离子成分分析的探测原理图(修改自Barabash et al., 2006

    Figure 18.  Cross section view of the ion mass analyzer on Mars Express (modified from Barabash et al., 2006)

    图 19  行星电离层探测掩星方法示意图

    Figure 19.  Principle of ionosphere occultation measurement

    表 1  典型行星探测项目及等离子体载荷概况

    Table 1.  Typical successful planetary missions and the plasma payloads

    探测计划名称发射年代探测方式/目标等离子体探测载荷
    阿波罗12(Apollo 12)1969载人登陆/月球(1)超热离子探测仪(Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE)
    Freeman Jr et al., 1972);
    (2)太阳风谱仪(Solar Wind Spectrometer, SWS)(Neugebauer et al., 1972
    海盗1/2(Viking1/2)1975着陆/火星阻滞势分析器(Retarding Potential Analyzer, RPA)(Hanson et al., 1977
    旅行者1/2(Voyage1/2)1977飞越/木星、土星、天王星、海王星等离子体能谱仪(Plasma Spectrometer, PLS)(Sittler et al., 1983
    金星先驱者(Pioneer Venus Orbiter,PVO)1978环绕/金星(1)电子温度探针(Electron Temperature Probe, OETP)(Krehbiel et al., 1980);
    (2)阻滞势分析器(Retarding Potential Analyzer,ORPA)(Knudsen et al., 1980);
    (3)等离子体分析仪(Plasma Analyzer Experiment, OPAE)(Intriligator et al., 1980);
    (4)离子成分谱仪(Ion Mass Spectrometer, OIMS)(Taylor Jr et al., 1980)
    伽利略(Galileo)1989环绕/木星等离子体谱仪(Plasma Spectrometer, PLS)(Frank et al., 1992)
    火星全球勘探者(Mars Global Surveyor, MGS)1996环绕/火星电子反射谱仪(Electron Reflectometer, ER)(Mitchell et al., 2001
    卡西尼(Cassini)1997环绕/土星卡西尼等离子体谱仪(Cassini Plasma Spectrometer,CAPS)(Young et al., 2004
    卡西尼无线电及等离子体波动试验装置(Cassini Radio and Plasma Wave Science Investigation, RPWS)(Gurnett, et al., 2004
    深空1号(Deep Space 1)1998飞越/Braille 9969小行星、Borrelly彗星行星等离子体探测仪(Plasma Experiment for Planetary Exploration,PEPE)
    Young et al., 2007
    火星快车(Mars Express)2003环绕/火星空间等离子体和中性原子分析仪(Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, ASPERA-3)(Barabash et al., 2006)
    金星快车(Venus Express)2003环绕/金星空间等离子体和中性原子分析仪(Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, ASPERA-4)(Barabash et al., 2007)
    罗塞塔(Rosetta)2004环绕、飞越/彗星罗塞塔等离子体探测包(Rosetta Plasma Consortium,RPC)(Nilsson et al., 2007
    月女神号(SELENE)2006环绕/月球等离子体能量、角度和成分分析仪(Plasma energy Angle and Composition Experiment, PACE)(Yoshifumi et al., 2010
    嫦娥一号/二号2007, 2010环绕/月球太阳风离子探测仪(Solar Wind Ion Detector, SWID)(Kong et al., 2012
    火星大气与挥发物演化探测器(MAVEN)2013环绕/火星(1)太阳风电子分析仪(Solar Wind Electron Analyzer, SWEA);
    Mitchell et al., 2016
    (2)太阳风离子分析仪(Solar Wind Ion Analyzer, SWIA);(Halekas et al., 2016
    (3)超热和热离子成分分析仪(Suprathermal and Thermal Ion Composition, STATIC);(McFadden et al., 2016
    贝比克伦布(BepiColombo)2018环绕/水星(1)水星等离子体探测装置(Mercury Plasma Particle Experiment, MPPE);
    Saito et al., 2010
    (2)外逸层自然成分填充和发射探测装置(Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances,SERENA);(Orsini et al., 2010
    天问一号2020环绕/火星火星离子与中性粒子分析仪(Mars Ion and Neutral Particle Analyzer, MINPA);
    Kong et al., 2020
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出版历程
  • 收稿日期:  2021-04-09
  • 网络出版日期:  2021-05-18

行星等离子体探测技术

摘要: 等离子体是行星空间环境的基本要素之一. 行星等离子体环境与行星的磁场环境和大气环境密切相关. 等离子体环境探测有助于了解行星环境的演化历史和机制. 行星等离子体探测经过几十年的发展,技术发展相对成熟,形成了以原位和遥感探测相结合的局面,大大提升了人类对行星环境的认知. 原位探测以静电分析技术和磁场分析为主,遥感探测以无线电遥感为主. 本文结合典型行星探测计划的等离子体探测载荷,介绍了行星等离子体探测技术的发展现状,总结了行星等离子体探测技术未来发展趋势.

English Abstract

    • 自1957年人类开始太空时代以来,离开地球迈向更遥远的深空,认知地外行星从而了解地球的起源和未来,是人类持续追求的目标之一. 在浩瀚的宇宙中广泛存在着一种除固态、液态和气态以外的第四种形态的物质——等离子体. 等离子体一般包含带正电的离子、带负电的电子以及部分中性粒子的集合,整体呈电中性. 等离子体的典型特征是具有集体相互作用(Chen, 2016; 关燚炳, 2011). 等离子体是人类了解外太空环境以及星体演化的重要介质,也是人类空间探测活动的一个重点探测对象.

      空间等离子体环境是研究等离子体各种物理现象的天然的/最理想的实验室. 按照能量(温度)的高低,空间等离子体通常可以分为冷等离子体和热等离子体. 在太阳系中,行星电离层是冷等离子体存在的典型区域. 热等离子体常见于太阳风以及行星磁层中. 行星电离层中,冷等离子体主要是由于太阳辐射电离中性大气产生的. 电离层冷等离子体可以被加速后形成热等离子体. 空间中的众多物理现象都与等离子体相关联,比如磁重联、粒子加速和捕获机制等. 等离子体的探测对于了解和研究行星空间环境的演化历史和机制,促进人类探索未知领域方面具有重要的意义(孔令高,2012).

      从等离子体探测技术应用角度来看,太阳系内的行星和行星的天然卫星、彗星以及小行星等离子体环境的探测技术没有本质区别. 因此本文所讨论的行星等离子体环境及其探测技术不局限于狭义上的行星,还包括其他一些太阳系内常见天体,比如月球、彗星和小行星等.

    • 当前人类的大多数空间探测活动范围都局限于太阳系内. 太阳系内等离子体环境主要有两大方面,一方面是太阳风等离子体环境;另一方面是太阳风与太阳系内星体(行星、小行星、天然卫星、彗星等)相互作用后形成的等离子体环境. 太阳系内各星体具有不同的特点,比如体积大小不同、固有磁场状态不同、大气环境不同等. 太阳风与不同类型的星体相互作用形成的等离子体环境也呈现不同的特征.

      根据星体类型的不同,太阳风与星体相互作用形成的等离子体环境可以分为以下三大类(刘振兴,2005):(1)磁化星体. 比如水星、地球、木星、土星、天王星和海王星. 磁化星体具有较强的固有磁场,在星体周围产生磁压力. 磁压力使流近星体的太阳风偏转或扰流,从而使太阳风等离子体不被或很少被星体吸收. 在星体上游可同时出现磁力线或太阳风等离子体的压缩现象. 图1给出了木星磁层示意图. (2)非磁化有大气星体. 比如火星和金星. 该类星体磁场较弱,但是具有一定厚度的大气层. 太阳辐射可电离中性大气形成电离层. 由于磁场较弱,太阳风可以直接与电离层以及中性大气产生相互作用形成较为复杂的磁层环境. 图2给出了火星磁层示意图. (3)非磁化无大气天体. 比如月球等. 该类星体与太阳风的相互作用主要考虑星体电导率的影响. 星体电导率的不同对磁化太阳风的阻碍和偏转作用也不同. 具有小的电导率的星体,太阳风将被星体表面吸收而不会有方向偏转. 非磁化无大气星体也可能存在复杂的等离子体环境. 比如月球附近即存在着比原先预想复杂的多的等离子体环境. 图3给出近月空间的等离子体环境示意图(Halekas et al., 2010).

      图  1  木星磁层(修改自https://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr121/Notes/Chapter11.html)

      Figure 1.  Magnetosphere of Jupiter (modified from https://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr121/Notes/Chapter11.html)

      图  2  火星磁层(修改自https://lasp.colorado.edu/home/science/planetary-science/magnetospheres/resources)

      Figure 2.  Magnetosphere of Mars (modified from https://lasp.colorado.edu/home/science/planetary-science/magnetospheres/resources)

      图  3  近月空间等离子体环境(修改自Halekas et al., 2010

      Figure 3.  Lunar plasma environment (modified from Halekas et al., 2010)

    • 在第一颗人造地球卫星发射成功后,美国和前苏联都随即开始尝试发射月球探测器. 经过初期的几个探测器的失败,前苏联的月球1号(Lunar 1)成为了首颗脱离地球,迈向深空的探测器,标志着人类进入深空探测时代.

      在以往的深空探测任务中,行星的探测一直都是主要目标之一. 根据探测目标和探测阶段的不同,行星或星体探测的方式主要有以下四种(焦维新,2002):

      (1)飞越探测. 探测器没有环绕探测对象飞行. 探测对象不是主要探测目标,只是在探测其他目标时“顺访”.

      (2)环绕探测. 探测器环绕探测对象,并成为探测对象的卫星. 探测对象是主要的探测目标,这是常见的探测方式.

      (3)着陆探测. 探测器直接着陆在探测对象的表面开展近距离的探测.

      (4)载人登陆探测. 探测器将人类送到天体表面. 由登陆航天员操作相关设备开展探测和研究. 目前只有月球上开展了载人登陆的探测.

      在行星探测项目中,等离子体环境探测一直是主要目标之一. 目前在飞越、环绕、着陆和载人登陆这四种探测方式中都成功开展了行星等离子体环境探测. 下表汇总给出一些典型的行星探测项目及其等离子体探测载荷情况. 表1中并未包含以其他探测目标为主,兼顾实现等离子体探测功能的仪器,比如无线电遥感类载荷.

      表 1  典型行星探测项目及等离子体载荷概况

      Table 1.  Typical successful planetary missions and the plasma payloads

      探测计划名称发射年代探测方式/目标等离子体探测载荷
      阿波罗12(Apollo 12)1969载人登陆/月球(1)超热离子探测仪(Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE)
      Freeman Jr et al., 1972);
      (2)太阳风谱仪(Solar Wind Spectrometer, SWS)(Neugebauer et al., 1972
      海盗1/2(Viking1/2)1975着陆/火星阻滞势分析器(Retarding Potential Analyzer, RPA)(Hanson et al., 1977
      旅行者1/2(Voyage1/2)1977飞越/木星、土星、天王星、海王星等离子体能谱仪(Plasma Spectrometer, PLS)(Sittler et al., 1983
      金星先驱者(Pioneer Venus Orbiter,PVO)1978环绕/金星(1)电子温度探针(Electron Temperature Probe, OETP)(Krehbiel et al., 1980);
      (2)阻滞势分析器(Retarding Potential Analyzer,ORPA)(Knudsen et al., 1980);
      (3)等离子体分析仪(Plasma Analyzer Experiment, OPAE)(Intriligator et al., 1980);
      (4)离子成分谱仪(Ion Mass Spectrometer, OIMS)(Taylor Jr et al., 1980)
      伽利略(Galileo)1989环绕/木星等离子体谱仪(Plasma Spectrometer, PLS)(Frank et al., 1992)
      火星全球勘探者(Mars Global Surveyor, MGS)1996环绕/火星电子反射谱仪(Electron Reflectometer, ER)(Mitchell et al., 2001
      卡西尼(Cassini)1997环绕/土星卡西尼等离子体谱仪(Cassini Plasma Spectrometer,CAPS)(Young et al., 2004
      卡西尼无线电及等离子体波动试验装置(Cassini Radio and Plasma Wave Science Investigation, RPWS)(Gurnett, et al., 2004
      深空1号(Deep Space 1)1998飞越/Braille 9969小行星、Borrelly彗星行星等离子体探测仪(Plasma Experiment for Planetary Exploration,PEPE)
      Young et al., 2007
      火星快车(Mars Express)2003环绕/火星空间等离子体和中性原子分析仪(Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, ASPERA-3)(Barabash et al., 2006)
      金星快车(Venus Express)2003环绕/金星空间等离子体和中性原子分析仪(Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms, ASPERA-4)(Barabash et al., 2007)
      罗塞塔(Rosetta)2004环绕、飞越/彗星罗塞塔等离子体探测包(Rosetta Plasma Consortium,RPC)(Nilsson et al., 2007
      月女神号(SELENE)2006环绕/月球等离子体能量、角度和成分分析仪(Plasma energy Angle and Composition Experiment, PACE)(Yoshifumi et al., 2010
      嫦娥一号/二号2007, 2010环绕/月球太阳风离子探测仪(Solar Wind Ion Detector, SWID)(Kong et al., 2012
      火星大气与挥发物演化探测器(MAVEN)2013环绕/火星(1)太阳风电子分析仪(Solar Wind Electron Analyzer, SWEA);
      Mitchell et al., 2016
      (2)太阳风离子分析仪(Solar Wind Ion Analyzer, SWIA);(Halekas et al., 2016
      (3)超热和热离子成分分析仪(Suprathermal and Thermal Ion Composition, STATIC);(McFadden et al., 2016
      贝比克伦布(BepiColombo)2018环绕/水星(1)水星等离子体探测装置(Mercury Plasma Particle Experiment, MPPE);
      Saito et al., 2010
      (2)外逸层自然成分填充和发射探测装置(Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances,SERENA);(Orsini et al., 2010
      天问一号2020环绕/火星火星离子与中性粒子分析仪(Mars Ion and Neutral Particle Analyzer, MINPA);
      Kong et al., 2020

      从上表可以看出,等离子体探测始终贯穿着人类行星探测的历程,为人类了解行星未知环境提供了重要的支撑. 在未来的行星探测计划中,比如欧洲航天局的JUICE木星探测计划以及中国的小行星彗星探测计划中,等离子体载荷仍将扮演着重要的角色.

    • 等离子体在行星空间广泛存在. 行星等离子体探测要素主要有:速度、温度、密度和离子成分. 探测手段主要有原位(in-situ)探测和遥感探测两大类. 原位探测直接测量探测器轨道空间等离子体参数. 遥感探测通过感应等离子体发射或者与之相互作用的信号,结合模型来反演等离子体参数. 原位探测无需反演,结果更加精确,因此原位探测是行星等离子体探测最常用的手段. 下面主要介绍着两类探测技术在行星等离子体探测中的具体应用.

    • 原位等离子体探测主要指的是在人造探测器所经过的轨道区域进行局地的测量,所反映的是探测器轨道等离子体的局地状态. 根据感应等离子体信号的方式不同,原位等离子体探测技术可以主要分为静电分析方式和磁场分析方式两大类.

    • 静电分析是空间等离子体原位探测中最常用的技术. 其基本原理是通过施加在电极上的静电压形成静电场,静电场选择符合要求的粒子(电子或离子)进入传感器进行测量. 静电分析方式的探测仪器主要有:朗缪尔探针、阻滞势分析器、静电分析器和静电反射镜等.

    • 朗缪尔探针是一种古老的静电分析方式的等离子体探测仪器. 1946年,朗缪尔探针便首次被安装在美国V-2探空火箭上,开展了地球电离层等离子体的测量. 随后在各行星探测计划中,朗缪尔探针也得到了持续的应用.

      朗缪尔探针通常有球形探针、柱形探针或平板形探针,即用来收集带电粒子的收集极的形状为球形、柱形或平板形. 朗缪尔探针通过施加在收集极上的扫描电压来调制收集到的带电粒子电流,收集电流信号强度(I)与所施加的扫描电压(V)大小相关,称之为伏安特性曲线. 伏安特性曲线的形状特征与等离子体参数密切相关. 分析伏安特性曲线便可获得等离子体的基本特性参数. 图4给出了朗缪尔探针伏安特性曲线典型特征(Wuest et al., 2007). 朗缪尔探针的整个收集极均用来收集粒子,其探测原理决定其有效的探测对象为各向同性的带电粒子. 在行星电离层中,冷等离子体的电子可认为是各向同性分布. 因此,朗缪尔探针主要用于电离层电子的探测(Brace, 1998).

      图  4  朗缪尔探针伏安特性曲线(修改自Wuest et al., 2007

      Figure 4.  A theoretical V-I curve of Langmuir probe (modified from Wuest et al., 2007)

      在行星电离层中,等离子体的离子热速度要远远小于电子的热速度. 考虑到探测器的运动速度,在探测器坐标系内,离子不能认为是各向同性的,而是具有很强的方向性. 虽然朗缪尔探针在特定假设条件下也能部分获得离子的离子信息. 但为了更好地测量行星电离层中的离子,一种称为“平面探针”的阻滞势分析器(也称为法拉第杯)在朗缪尔探针基础上发展出来. 阻滞势分析器的收集极为一平板,在收集极前端通过阻滞栅网施加扫描电压调制入射离子的数量. 图5给出的是最早用于行星探测的火星Viking着陆器上的阻滞势分析器结构剖面图(Hanson et al., 1977),其通过G3和G4栅网施加的扫描电压来调制入射的离子的多少,给出伏安特性曲线. 类似于朗缪尔探针,通过分析阻滞势分析器的伏安特性曲线,便可以给出离子的密度和温度等参数. 图6给出了应用于地球电离层测量的阻滞势分析器典型的伏安特性曲线,图中展示了几种典型离子成分的电流贡献. 阻滞势分析器常用于方向性强的离子环境的测量. 因此除了用于电离层离子的测量外,阻滞势分析器还常用于太阳风离子的测量(Ogilvie et al., 1995).

      图  5  Viking火星着陆器阻滞势分析器传感器剖面图(修改自Hanson et al., 1977

      Figure 5.  The cross section view of retarding potential analyzer on Viking (modified from Hanson et al., 1977)

      图  6  地球电离层阻滞势分析器典型伏安特性曲线(郑香脂等,2017

      Figure 6.  A typical V-I curve of retarding potential analyzer in Earth ionosphere (Zheng et al., 2017)

      朗缪尔探针和阻滞势分析器是行星冷等离子体探测的主要手段,通过金属收集极收集大量的入射等离子体的带电粒子,输出电流信号,可称其为“积分型”探测仪器.

      在行星探测计划中,采用朗缪尔探针和阻滞势分析器的探测项目主要有:Viking火星探测计划、PVO金星探测计划、Cassini土星探测计划、Rosetta彗星探测计划以及MAVEN火星探测计划等.

      1975年发射的Viking火星探测器上,其采用的阻滞势分析器在着陆火星过程中首次探测到了火星电离层的等离子体信息,这也是人类首次原位探测地外行星的电离层. Viking上使用的阻滞势分析器结构已经比较成熟,后期的阻滞势分析器都与其类似(Hanson et al., 1977).

      美国金星探测计划PVO上的朗缪尔探针被称为OETP(Orbit Electron Temperature Probe),用于测量金星电离层的电子温度、电子密度及航天器的电位,包括两根圆柱形朗缪尔探针(Krehbiel et al., 1980). PVO上还搭载有一个阻滞势分析器用来测量金星电离层的离子特性参数(Knudsen et al., 1980). PVO于1978年12月到达金星轨道,其探测成果帮助人们首次了解了金星电离层的基本状态以及太阳风与金星电离层相互作用的基本过程.

      Cassini上的RPWS(Cassini Radio and Plasma Wave Science Investigation)包含一个直径5 cm的球形朗缪尔探针,用于探测行星际等离子体和土星空间环境中的冷等离子体,如图7所示(Gurnett, et al., 2004).

      图  7  Cassini的朗缪尔探针(修改自Gurnett, et al., 2004

      Figure 7.  The Langmuir probe on Cassini (modified from Gurnett et al., 2004)

      MAVEN是美国近年来非常成功的火星环绕器探测计划. MAVEN上的朗缪尔探针和波动探测包(Langmuir Probe and Waves instrument, LPW)包括两个分别安装在7 m伸杆上的柱形探针,可用于探测火星电离层电子的密度和温度. 在波动模式下,还可以探测电离层的电场强度(Andersson et al., 2015). MAVEN上的朗缪尔探针如图8所示.

      图  8  MAVEN上的朗缪尔探针(修改自Andersson et al., 2015

      Figure 8.  The Langmuir probe on MAVEN (modified from Andersson et al., 2015)

    • 静电分析器广义上指的是利用静电场对带电粒子轨迹进行调制、分析的一类装置的统称. 静电分析器通常用于热等离子体的探测. 与朗缪尔探针不同,静电分析器不直接感应热等离子体的信号,需要后端配合电子倍增器(Channel Electron Multiplier, CEM)或微通道板(Multiple Channel Plate, MCP)使用. CEM和MCP通常工作于饱和模式,对单个入射的粒子进行电荷放大,形成电荷脉冲. 每一个粒子输出一个电荷脉冲,电荷脉冲通过电荷脉冲前置放大器及后端电子学进行处理. CEM属于单通道,MCP属于多通道. 图9 给出了粒子在一个通道内的电荷倍增过程及探测原理.

      图  9  带电粒子在单个通道中的电荷倍增过程及探测原理(修改自Moore et al., 1989

      Figure 9.  Continuous electron multiplier process in the CEM and the work principle (modified from Moore et al., 1989)

      相对于朗缪尔探针和阻滞势分析器的收集大量粒子输出电流的工作原理,静电分析器后端常采用CEM或MCP对单个粒子进行信号放大、处理,因此静电分析器可划分为“微分型”探测仪器(孔令高,2012). 静电分析器通常包含内、外两个电极板,两者之间形成狭缝作为粒子通道. 通过施加在静电分析器电极板上的扫描电压,在内外两个电极板之间形成偏转电场,选择与电场强度对应能量和极性的带电粒子穿过两个电极板之间的狭缝. 能够成功穿过狭缝的粒子被静电分析器出口的CEM或MCP进行电荷信号放大,输出电荷脉冲. 根据静电分析器结构的不同又可以分为柱形静电分析器和球形静电分析器. 两者探测原理基本相同.

      柱形静电分析器的基本探测原理如图10所示,内外电极为两个同心圆柱面的一部分(Theodoridis and Paolini, 1968). 柱形静电分析器探测的粒子平均能量与电极所加电压的关系如式(1)所示(Wuest et al., 2007).

      图  10  柱形静电分析器探测基本原理

      Figure 10.  Work principle of cylindrical electrostatic analyzer

      $E = \frac{1}{2}q \cdot \frac{{(V_2 - V_1)}}{{\ln \dfrac{{R_2}}{{R_1}}}}$

      (1)

      式中,E为探测粒子能量平均值,q为粒子电荷量,V1V2分别为内外两个极板所加的电压,R1R2分别为静电分析器内外电极的半径.

      从式(1)可以看出,在静电分析器结构(R1R2)确定情况下,所探测粒子能量电荷比(E/q)与内外电极所加电压差成正比关系. 通常静电分析器内极板加电压V,外极板接地,式(1)可简化成:

      $E/q = k \cdot V$

      (2)

      式中,k是与静电分析器结构相关的常数,称为静电分析器常数.

      在行星等离子体探测中,采用柱形静电分析器的典型的探测计划有BepiColombo水星探测计划的小型化离子分析仪(Miniature Ion Precipitation Analyzer, MIPA)(Orsini et al., 2010).

      柱形静电分析器的测量属于单通道测量,也就是一维测量. 其优点是容易小型化设计,缺点是固有探测视场非常有限(孔令高等,2012). 因此柱形静电分析器的使用并不是很常见.

      使用最广泛的静电分析器是球形静电分析器. 球形静电分析器的内外两个电极为球形的一部分,可以有半球形、四分之一球形或者任意部分球形(球带). 粒子在球形静电分析器两个电极间作近似圆周运动. PVO金星探测器是使用球形静电分析器进行行星等离子体探测的典型代表(Intriligator et al., 1980). 图11给出了PVO上四分之一球形静电分析器的结构图. 粒子从其中一个180°环形的中间部分的准直器孔入射,在另一个180°的环形出口设置位置灵敏探测传感器,共分为8个,每一个位置的传感器探测粒子信号对应不同的粒子入射角度. 类似于柱形静电分析器,能够穿过球形静电分析器狭缝的粒子能量电荷比与静电分析器所加电压也可以表示成正比关系,如式(2)所示.

      图  11  PVO四分之一球形静电分析器结构图实例(修改自Intriligator et al., 1980

      Figure 11.  The schematic view of quadrispheric electrostatic analyzer on PVO (modified from Intriligator et al., 1980)

      空间热等离子体通常具有各向异性的分布特征,需要探测仪器具有三维全向(4π空间)的探测能力,以便更准确的反演热等离子体的密度、速度和温度特性. 半球形、四分之一球形或者其他球形静电分析器的探测视场只能是环形的一部分(≤180°). 将环形视场拓展进行三维全向视场探测存在一定的难度. 为了便于视场扩展,一种带顶盖的半球形静电分析器在球形静电分析器基础上开发出来(Carlson et al., 1983). 带顶盖半球形静电分析器的基本探测原理如图12所示. 粒子从准直器狭缝入射,经过顶盖与内外半球之间的狭缝进入半球形静电分析器,在内外半球之间做近似圆周运动. 通常内半球加电压,外半球和顶盖接地,选择入射带电粒子的能量电荷比(E/q)与内半球电压关系符合式(2). 图12R1为内半球电极半径,R2为外半球电极半径,R3为顶盖电极的半径,三者同心. 带顶盖半球形静电分析器的最大优点是将球形静电分析器的固有视场增加到360°的扇面,这样结合仪器安装平台(航天器)的旋转,较容易实现4π视场的测量.

      图  12  带顶盖半球形静电分析器的基本探测原理

      Figure 12.  Schematic view of the work principle of top hat hemispheric electrostatic analyzer

      带顶盖半球形静电分析器具有旋转对称结构. 在方位角平面内的平行束粒子入射后,在半球形静电分析器中的运动轨迹会发生聚焦. 粒子从静电分析器狭缝出射打在环形MCP上的位置决定了粒子入射的方位角方向,如图12中顶视图所示. 实际仪器研制中,将MCP后端的电荷收集阳极划分成需要的N等份,每一等份分别配有独立的前置放大器,这样每一个阳极上收集到的电荷脉冲信号对应的入射粒子角度范围为360°/N. 准直器的开口狭缝决定了静电分析器的俯仰角探测视场范围.

      带顶盖半球形静电分析器在行星等离子体环境探测中得到了广泛的应用,比如Cassini、Mars Express、Venus Express、嫦娥一号/二号、MAVEN等,为人类了解行星热等离子体环境提供了大量高质量的科学数据. 图13给出了MAVEN火星探测器的太阳风电子分析仪(Solar Wind Electron Analyzer, SWEA)静电分析器结构示意图. 由于MAVEN是三轴稳定的探测器,需要仪器具有大的固有探测视场. SWEA通过将半球形静电分析器入口处的准直器改变为两个静电偏转板,用于扩大俯仰角方向的探测视场. 静电偏转板通过扫描电压在两个偏转板之间形成扫描偏转电场,扩大俯仰角视场. 一种固定的偏转电压的设置选择一个特定俯仰角方向的电子入射. 图14给出了SWEA的实物图.

      图  13  MAVEN太阳风电子分析仪静电分析器剖面结构示意(修改自Mitchell et al., 2016

      Figure 13.  Schematic view of sensor head of the solar wind electron analyzer on MAVEN (modified from Mitchell et al., 2016)

      图  14  MAVEN上的太阳风电子分析仪(修改自Mitchell et al., 2016

      Figure 14.  Solar wind electron analyzer on MAVEN (modified from Mitchell et al., 2016)

      带顶盖半球形静电分析器可以很好地给出等离子体的能量、通量和方向信息. 对于等离子体探测来说,离子的成分信息也是非常重要的关键信息. 离子成分分析目前最常用的方法是在静电分析器出口配合一个飞行时间系统. 飞行时间系统在行星探测计划中得到了非常广泛的应用,比如Cassini、MAVEN、BepiColombo、天问一号等. 图15给出的是天问一号火星离子与中性粒子分析仪(Mars Ion and Neutral Particle Analyzer, MINPA)探头部分的剖面结构图以及仪器照片.

      图  15  天问一号火星离子与中性粒子分析仪探测原理及仪器图(修改自Kong et al., 2020

      Figure 15.  Schematic view of the sensor head of Mars ion and neutral particle analyzer and the instrument picture on Tianwen-1 (modified from Kong et al., 2020)

      飞行时间系统设计的核心是测量离子在固定飞行距离内的飞行时间. 在离子飞行的起始位置处产生起始脉冲信号,在飞行的终止位置处产生终止脉冲信号,起始和终止信号之间的时间差即离子的飞行时间. 图15中,在超环面静电分析器出口以下被矩形虚线框住的部分即为飞行时间系统. 离子在进入飞行时间系统之前,其能量电荷比E/q由静电分析器的扫描电压给出,然后离子被一固定的加速电压UACC加速,使其具有足够高的能量. 飞行时间系统入口处设置有起始碳膜. 被加速后的离子进入飞行时间系统具有足够高的能量穿过起始碳膜,损失部分能量Eloss同时产生次级电子. 次级电子被飞行时间系统中的偏转电极偏转并加速打到起始微通道板上,产生起始脉冲信号. 穿过碳膜的离子继续飞行一段距离d后穿过终止碳膜再次产生次级电子,次级电子继续飞行,穿过阻滞膜,打到终止微通道板上,产生终止脉冲信号. 离子从终止碳膜出射后被阻滞膜吸收. 起始脉冲信号与终止脉冲信号之间的时间差为离子飞行时间τ. 离子质量电荷比可表示为:

      $M/q = 2(E/q + {U_{{\rm{ACC}}}} - {E_{{\rm{loss}}}}/q)/{(d/\tau )^2}$

      (3)

      式中,M为离子质量,q为离子的电荷量,E为离子的能量,UACC为飞行时间系统的加速高压,Eloss为离子穿过起始碳膜的能量损失,d为离子飞行距离,τ为离子的飞行时间. E/q可由静电分析器高压结合静电分析器结构常数给出,Eloss/q可通过地面定标给出. 式(3)等号右边所有的量均是已知量或可测量,因此离子的成分信息(M/q)可以通过该式给出(孔令高,2012孔令高等,2019).

      飞行时间系统测量离子成分的质量分辨率主要取决于进入飞行时间系统的离子能量散度和位置、方向散度. 平行束离子通过带顶盖半球形静电分析器,飞行路径会聚焦,该焦点通常位于半球形静电分析器内部. 为了将该交点向狭缝外延伸,减小离子进入飞行时间系统的位置和方向散度,提高质量分辨率. 通常将半球形静电分析器的半球面改进为超环面,这就形成了带顶盖的超环面静电分析器(Young et al., 1988),如图16所示. 图16中标出了超环面静电分析器的几个典型参数,根据探测指标的需求还可以进行进一步的优化. 目前配合飞行时间系统使用的静电分析器绝大多数都为超环面静电分析器,比如Cassini、MAVEN、天问一号等.

      图  16  超环面静电分析器结构示意(修改自Wuest et al., 2007

      Figure 16.  Schematic view of toroidal electrostatic analyzer (modified from Wuest et al., 2007)

    • 静电反射镜是一种改进型的静电分析技术,在热等离子体探测中也得到了一定程度的应用. 图17给出的是BepiColombo计划中行星离子相机(Planetary Ion Camera, PICAM)载荷传感器的剖面结构图. PICAM是利用静电反射镜(Electrostatic Mirror)测量等离子体的典型载荷(Orsini et al., 2010). PICAM具有2π的瞬时探测视场(360°×90°). 从入射窗口狭缝(部件1)入射的90°俯仰角范围内离子均可以被主反射镜(部件2)反射,同时俯仰角被反射镜调制到一个很小的范围,由二级狭缝(部件4)进入后端的超环面静电分析器(部件5). 穿过超环面静电分析器的离子从出射狭缝(部件6)出射后再次被一个二级反射镜(部件7)反射打到后端的MCP探测部件(部件8)上. 离子打在MCP上的径向位置决定了离子入射的俯仰角,圆周向位置决定了离子入射的方位角. 通过MCP后端的位置灵敏阳极可以确定离子入射方向. 同时在主反射镜后端设置有一个门控(部件3)提供离子飞行的起始信号,离子最终打在MCP上的信号可以提供终止信号. 离子飞行时间的测量可以给出离子的成分信息[参阅公式(3)].

      图  17  BepiColombo行星离子相机探头剖面结构图. 图中红、绿、蓝分别表示3种不同俯仰角入射的离子轨迹. 1:入射窗口;2:主反射镜;3:门控;4:二级狭缝;5:超环面静电分析器;6:出射狭缝;7:二次反射镜;8:MCP探测部件(Orsini et al., 2010

      Figure 17.  Cross section view of the sensor head of planetary ion camera on Bepicolombo (Orsini et al., 2010). The red, green and blue lines indicate the ion trajectories with different elevation angles

    • 绝大多数等离子体探测仪器采用的是静电分析技术. 在个别行星探测项目中也采用了磁场分析技术,典型的仪器代表是Mars Express和Venus Express上的ASPERA-3和ASPERA-4离子载荷.

      磁场分析技术一个明显的优点是不需要高压,可以降低高压放电风险和对功耗资源的需求. 但是磁场分析技术的缺点是仪器重量较大以及剩磁较大,对航天器平台的剩磁控制不利.

      图18给出的是ASPERA-3的离子成分分析仪(Ion Mass Analyzer, IMA)利用磁场进行离子成分分析的探测原理图(Barabash et al., 2006). 其原理是利用不同成分的离子在磁场中具有不同的回旋半径来进行成分分辨.

      图  18  Mars Express离子成分分析仪(IMA)采用磁场进行离子成分分析的探测原理图(修改自Barabash et al., 2006

      Figure 18.  Cross section view of the ion mass analyzer on Mars Express (modified from Barabash et al., 2006)

      对于IMA,磁场分析系统前端设置有静电分析器(ESA),可以给出离子的能量电荷比(E/q). 离子从静电分析器出射后在磁场中作回旋运动,离子成分信息m可表示为:

      $m = \frac{{{r^2}{B^2}}}{{2E/q}}$

      (4)

      式中,m为离子质量,r为回旋运动半径,B为磁感应强度,E为离子能量,q为离子电荷量. 从式(4)可以看出,E/q由静电分析器给出,则根据磁感应强度B和实测的回旋半径可以唯一确定离子的质量信息. IMA磁场分析系统前端采用的是半球形静电分析器及静电偏转板,工作原理与MAVEN上的SWEA相同.

    • 行星等离子体遥感探测技术主要是无线电遥感,常用于行星电离层冷等离子体的探测.

      行星电离层等离子体的密度较大,可对无线电信号进行反射和折射. 无线电遥感主要利用无线电信号与电离层等离子体的相互作用,通过区分无线电信号与等离子体相互作用前后的电波特性变化来获得等离子体的密度和温度等信息.

      无线电遥感的一种方式是通过临边掩星探测的方式进行电离层等离子体的探测. 无线电掩星方法在火星电离层的探测中得到了多次应用,比如Mariners系列探测器、Mars系列探测器、Viking系列探测器、MGS探测器以及Mars Express等(Harrington et al., 1968; Haider et al., 2011). Venus Express也利用无线电掩星方法对金星电离层进行了测量(Hausler et al., 2006). 目前对行星电离层采用的无线电掩星探测方式均是星—地掩星探测方式,即利用环绕行星的航天器数传天线(S波段和X波段)发射的无线电信号,穿过行星电离层折射后被地球上的接收设备接收的模式,基本原理如图19所示,通过分析地球上接收机接收到的无线电信号的相位、幅度和偏转信息的变化量来反演行星电离层的等离子体状态参数.

      图  19  行星电离层探测掩星方法示意图

      Figure 19.  Principle of ionosphere occultation measurement

      在Mars Express上还有一种采用无线电遥感方式测量电离层等离子体的载荷:MARSIS(Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding). MARSIS包含两个40 m长的双极性天线和一个7 m长的单极性天线. 在电离层探测模式下,其工作原理是在航天器环绕火星飞行时,载荷向火星表面发射无线电信号(100 kHz~5.5 MHz),通过接收被电离层反射信号并分析其变化特征可反演电离层等离子体的状态特征参数(Jordan et al., 2009).

    • 我国行星等离子体探测起始于嫦娥工程. 嫦娥一号搭载的太阳风离子探测器是我国首台运行于地球空间以外的等离子体探测载荷. 太阳风离子探测器采用的是经典的带顶盖的半球形静电分析器方案(Kong et al., 2012),可以获得近月轨道太阳风及等离子体环境的能量、通量和方向信息. 随后的嫦娥二号同样搭载有与嫦娥一号相同设计的太阳风离子探测器,继续开展了近月轨道等离子体环境探测. 嫦娥一号、二号的太阳风离子探测器在促进人们了解近月轨道等离子体环境特征,以及太阳风—月球相互作用机制方面做出了重要的贡献(Wang et al., 2010; Nishino et al., 2011; Wang et al., 2011; Zhong et al., 2013; Xie et al., 2015).

      天问一号是我国首次自主的火星探测计划,于2020年发射成功. 天问一号搭载的火星离子与中性粒子分析仪可对奔火过程的太阳风以及环火轨道的等离子体及能量中性原子环境开展探测. 火星离子与中性粒子分析仪采用的是带顶盖的超环面静电分析器结合飞行时间系统的方案,可获得离子的能量、通量、方向和成分信息. 相比于嫦娥一号、二号的太阳风离子探测器,火星离子与中性粒子分析仪的探测技术有了质的提升,仪器具有大视场、高集成度和高分辨的特点,同时具有了离子成分分辨能力(孔令高等, 2019; Kong et al., 2020). 天问一号已经成功进入环火轨道,科学数据在持续产出中.

      随着我国深空探测事业的不断推进,嫦娥工程后续任务以及小天体探测任务都已经正式立项. 在嫦娥后续任务的月球着陆器上,以及小天体探测任务的轨道器上都将搭载宽视场、高分辨等离子体探测载荷,分别对月表的等离子体环境、深空行星际太阳风以及小天体(小行星、彗星等)周围等离子体环境开展深入探测. 后续更多的行星探测计划也在规划之中.

      与国际相比,我国行星等离子体探测起步较晚,但是发展速度快,目前已经具备各类行星等离子体探测载荷的研制能力. 我国自主研制的行星等离子体探测载荷及其科学探测数据已经受到了越来越多国际同行的关注和重视. 我国自主行星探测计划必将为人类认识宇宙、了解宇宙做出更多的贡献.

    • 等离子体作为行星空间环境的基本要素之一,是历次行星探测任务的常备探测载荷. 空间等离子体探测技术,包括行星等离子体探测技术,经过几十年的发展,已经相对完善和成熟. 原位探测和遥感探测是行星等离子体探测的两大主要手段,两者相辅相成. 原位探测突出的优点是局部精细化探测,遥感探测注重的是整体、宏观的探测. 两者结合可以获得更为准确的探测结果. 在具体的实施过程中,针对不同的科学探测需求,可以进行优化组合.

      综合目前的发展现状,展望未来行星等离子体探测技术的发展趋势,主要有以下三个方面:

      (1)随着人类对行星等离子体环境认知的不断深入,对等离子体探测载荷的高精度、高时空分辨率有着更高的需求. 更高的精度和更高的时空分辨率可以获得等离子体环境更为细节的信息,对深入研究行星空间环境演化过程和机制有着重大的促进作用.

      (2)行星探测任务由于距离远,遥测数据下行速率非常有限. 未来高时空分辨的等离子体探测载荷势必要求更大的遥测数据率. 为了应对这一困难,未来的等离子体探测载荷需要采取人工智能化的在轨管理功能. 载荷可以在轨进行海量高分辨数据的准确处理,大大减小下行数据率的需求. 人工智能已经在空间探测活动中有了初步的应用,未来深空探测活动中必将得到更广泛地应用(Martin and Freeland, 2021).

      (3)成本高、航天器资源有限是行星探测任务的鲜明特点. 随着人类深空探测活动范围不断向外拓展,这一特征变得尤其明显. 近期发射的行星探测任务中,等离子体探测载荷都具有鲜明的小型化、高功能密度特征,比如欧洲航天局的BepiColombo水星探测计划、美国的MAVEN火星探测计划、中国的天问一号火星探测计划等. 未来行星等离子体探测对载荷的小型化和高功能密度的需求同样迫切,这是等离子体探测技术发展的必然选择,也符合当今整个航天科技发展的潮流.

参考文献 (50)

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