• ISSN 2096-8957
  • CN 10-1702/P

冷湖行星光学遥感发展与展望

何飞 尧中华 魏勇

引用本文:
Citation:

冷湖行星光学遥感发展与展望

Development and prospect of planetary optical remote sensing at Lenghu

    Corresponding author: He Fei, hefei@mail.iggcas.ac.cn ;
  • CLC number: P691

  • 摘要: 行星科学是当今科学前沿领域,是我国科技战略的重要组成部分,是国家自然科学发展水平和综合国力的集中体现. 行星科学是研究太阳系内与系外行星、卫星、彗星等天体和行星系的基本特征,以及它们形成和演化过程的科学,以深空探测为主要研究手段,由地球科学、空间科学、天文学等学科交叉产生. 行星空间环境是行星多圈层耦合系统的重要部分,是行星与星际空间进行物质和能量交换的关键区域,对行星环境演化具有重要影响. 行星空间分布着不同成分的中性大气,不同密度和能量的空间等离子体,具有不同强度和位形的磁场,在太阳风变化或行星内部驱动力的驱动下发生不同时间/空间尺度的物质输运、能量沉积/耗散等过程. 从全局角度理解行星空间的物质和能量输运是研究行星物质逃逸和环境演化的关键. 光学遥感手段可以弥补传统就位探测方法无法捕捉全貌、无法区分时空变化的不足,特别是地基光学遥感,成本低、可维护、可长期观测、可快速响应等,能产出重要的研究成果. 本文介绍光学遥感的原理,光学遥感的行星科学应用. 在此基础上,介绍中国科学院地质与地球物理研究所建立的中国首个地基行星遥感中心——冷湖行星科学观测中心,并对未来发展进行展望.
  • 图 1  典型辐射机制(修改自McClintock et al., 2015

    Figure 1.  Typical radiation mechanisms (modified from McClintock et al., 2015)

    图 2  典型行星大气光谱(修改自Sánchez-Lavega, 2011

    Figure 2.  Typical spectrum of a planet (modified from Sánchez-Lavega, 2011)

    图 3  冷湖行星科学观测中心基本地理情况(修改自Deng et al., 2021

    Figure 3.  Basic geographic information for the Lenghu Observatory of Planetary Science (modified from Deng et al., 2021)

    图 4  PAST望远镜示意图

    Figure 4.  Illustration of PAST

    图 5  TINTIN望远镜示意图

    Figure 5.  Illustration of TINTIN

    表 1  太阳系行星磁层参数(Kivelson and Bagenal, 2007

    Table 1.  Parameters of planetary magnetosphere in solar system (Kivelson and Bagenal, 2007)

    参数水星金星地球火星木星土星天王星海王星
    日心距离 (AU)1)0.31~0.470.72311.5245.29.51930
    半径, RP /km243960516373339071398603302555924764
    表面气压/atm2)<10-149010.006>>1000>>1000>>1000>>1000
    磁矩(MEarth3)4×10-41200006005025
    表面磁场,B0 /nT3×102<23.1×104<104.28×1050.22×1050.23×1050.14×105
    太阳风密度,ρ/cm−335~801683.50.30.10.020.008
    磁层顶鼻点距离(RP4)1.4~1.61042192524
    等离子体密度/cm−3~11~4000>3000~10032
    主要成分H+O+/H+On+/Sn+O+/H2O+/H+H+N+/H+
    主要来源太阳风电离层5)木卫一Io环/卫星6)大气卫星7)
    时间尺度分钟天/小时5)10~100天30天~年1~30天
    等离子体运动太阳风驱动转动/对流5)转动转动对流/转动转动/对流
    1)1 AU=1.5×108 km.
    2)参考美国宇航局行星情况说明书:https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html.
    3)以地球磁矩归一化, MEarth=7.906×1015 T m3.
    4)磁层顶鼻点距离RMP=(B02/2μ0ρu2)1/6/RP, 采用表中典型太阳风密度和太阳风速度u~400 km s−1计算, 对于外行星, 该计算值偏低.
    5)等离子体层顶内主要来自电离层(He et al., 2013), 主要受地球共转电场控制, 时间尺度为天量级,等离子体顶外主要来自太阳风, 主要受太阳风对流电场控制, 时间尺度为小时量级.
    6)土卫二——Enceladus, 土卫三——Tethys, 土卫四——Dione.
    7)海卫一——Triton.
    下载: 导出CSV
  • [1]

    Adel A, Slipher V M. 1934. Concerning the carbon dioxide content of the atmosphere of the planet Venus[J]. Physics Review, 46: 240.
    [2]

    Baumgardner J, Wilson J, Mendillo M. 2008. Imaging the sources and full extent of the sodium tail of the planet Mercury[J]. Geophysical Research Letters, 35: L03201.
    [3]

    Bida T A, Killen R M, Morgan T H. 2000. Discovery of calcium in Mercury’s atmosphere[J]. Nature, 404: 159–161. doi: 10.1038/35004521
    [4]

    Bottema M, Plummer W, Strong J. 1964. Water vapor in the atmosphere of Venus[J]. The Astrophysical Journal, 139: 1021–1022.
    [5]

    Brown M E, Bouchez A H. 1997. The response of Jupiter’s magnetosphere to an outburst on Io[J]. Science, 278: 268–271. doi: 10.1126/science.278.5336.268
    [6]

    Connes P, Connes J, Benedict W S, et al. 1967. Traces of HCl and HF in the atmosphere of Venus[J]. The Astrophysical Journal, 147: 1230–1237. doi: 10.1086/149124
    [7]

    Deeg H J, Belmonte J A. 2018. Handbook of Exoplanets[M]. Switzerland: Springer.
    [8]

    Deighan J I, Jain S K, Chaffin M S, et al. 2018. Discovery of a proton aurora at Mars[J]. Nature Astronomy, 2: 802–807. doi: 10.1038/s41550-018-0538-5
    [9]

    Deng L, Yang F, Chen X, et al. 2021. Reaching the deep Universe from Lenghu on the Tibetan Plateau[J]. Nature (accepted).
    [10]

    Dollfus A. 1975. Venus: Evolution of the upper atmosphere clouds[J]. Journal of Atmospheric Sciences, 32: 1060–1070. doi: 10.1175/1520-0469(1975)032<1060:VEOTUA>2.0.CO;2
    [11]

    Fink U, Larson H P, Kuiper G P, et al. 1972. Water vapor in the atmosphere of Venus[J]. Icarus, 17: 617–631. doi: 10.1016/0019-1035(72)90028-0
    [12]

    Fink U, Larson H P, Poppen R F. 1974. A new upper limit for an atmosphere of CO2, CO on Mercury[J]. The Astrophysical Journal, 187: 407–415. doi: 10.1086/152647
    [13]

    Formisano V, Atreya S, Encreanaz T, et al. 2004. Detection of methane in the atmosphere of Mars[J]. Science, 306: 1758–1761. doi: 10.1126/science.1101732
    [14]

    Gladstone G R, Waite Jr J H, Grodent D, et al. 2002. A pulsating auroral X-ray hot spot on Jupiter[J]. Nature, 415: 1000–1003. doi: 10.1038/4151000a
    [15]

    Goldstein B E, Suess S T, Walker R J. 1981. Mercury: Magnetospheric processes and the atmospheric supply and loss rates[J]. Journal of Geophysical Research, 86: 5485–5499. doi: 10.1029/JA086iA07p05485
    [16]

    Grodent D, Bonfond B, Yao Z, et al. 2018. Jupiter’s aurora observed with HST during Juno orbits 3 to 7[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 123(5): 3299–3319. doi: 10.1002/2017JA025046
    [17]

    He F, Zhang X X, Chen B, et al. 2013. Moon-based EUV imaging of the Earth’s plasmasphere: Model simulations[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 118: 7085–7103. doi: 10.1002/2013JA018962
    [18]

    He F, Zhang X X, Wang X-Y, et al. 2015. EUV emissions from solar wind charge exchange in the Earth’s magnetosheath: Three-dimensional global hybrid simulation[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 120: 138–156. doi: 10.1002/2014JA020521
    [19] 何飞. 2020. 行星空间环境光学遥感[J]. 科学通报, 65(14): 1305-1319.

    He F. 2020. Remote sensing of planetary space environment[J]. Chinese Science Bulletin, 64(14): 1305-1319 (in Chinese).
    [20]

    Killen R M, Potter A E, Morgan T H. 1990. Spatial distribution of sodium vapor in the atmosphere of Mercury[J]. Icarus, 85: 145–167. doi: 10.1016/0019-1035(90)90108-L
    [21]

    Killen R M, Potter A E, Fitzsimmons A, et al. 1999. Sodium D2 line profile: clues to the temperature structure of Mercury’s exosphere[J]. Planetary and Space Science, 47: 1449–1458. doi: 10.1016/S0032-0633(99)00071-9
    [22]

    Kivelson M G, Bagenal F. 2007. Planetary magnetosphere[C]//McFadden L-A, Weissman P R, Johnson T V. Encyclopedia of the Solar System. New York: Academic Press, 519-540.
    [23]

    Krasnopolsky V A, Maillard J P, Owen T C. 2004. Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence of life?[J]. Icarus, 172: 537–547. doi: 10.1016/j.icarus.2004.07.004
    [24]

    Kuiper G P. 1952. The Atmospheres of the Earth and Planets[M]. Chicago: University of Chicago Press.
    [25]

    Leblanc F, Chaufray J Y, Lilensten J, et al. 2006. Martian dayglow as seen by the SPICAM UV spectrograph on Mars Express[J]. Journal of Geophysical Research, 111: E09S11.
    [26] 李雄耀, 林巍, 肖智勇, 等. 2019. 行星地质学: 地质学的“地外”模式[J]. 中国科学院院刊, 34(7): 776-784.

    Li X, Lin W, Xiao Z, et al. 2019. Planetary geology: “Extraterrestrial” mode of geology[J]. Bulletin of Chinese Academy of Sciences, 34(7): 776-784 (in Chinese).
    [27] 林巍. 2020. 临近空间生物研究及其天体生物学意义[J]. 科学通报, 65(14): 1297-1304.

    Lin W. 2020. Life in the near space and implications for astrobiology[J]. Chinese Science Bulletin, 64(14): 1297-1304 (in Chinese).
    [28] 林巍, 李一良, 王高鸿, 等. 2020. 天体生物学研究进展和发展趋势[J]. 科学通报, 65(5): 1305-1319.

    Lin W, Li Y, Wang G, et al. 2020. Remote sensing of planetary space environment[J]. Chinese Science Bulletin, 64(5): 380-391 (in Chinese).
    [29]

    McClintock W E, Schneider N M, Holsclaw G M, et al. 2015. The Imaging Ultraviolet Spectrograph (IUVS) for the MAVEN mission[J]. Space Science Reviews, 195: 75-124. doi: 10.1007/s11214-014-0098-7
    [30]

    Meier R R. 1991. Ultraviolet spectroscopy and remote sensing of the upper atmosphere[J]. Space Science Reviews, 58: 1–158. doi: 10.1007/BF01206000
    [31]

    Mendillo M, Flynn B, Baumgardner J. 1992. Imaging observations of Jupiter’s sodium magneto-nebula during the Ulysses encounter[J]. Science, 257: 1510–1512. doi: 10.1126/science.257.5076.1510
    [32]

    Nara Y, Yoshikawa I, Yoshioka K, et al. 2018. Extreme ultraviolet spectra of Venusian airglow observed by EXCEED[J]. Icarus, 307: 207–215. doi: 10.1016/j.icarus.2017.10.028
    [33]

    Potter A E, Morgan T H. 1985. Discovery of sodium in the atmosphere of Mercury[J]. Science, 229: 651–653. doi: 10.1126/science.229.4714.651
    [34]

    Potter A E, Morgan T H. 1986. Potassium in the atmosphere of Mercury[J]. Icarus, 67: 336–340. doi: 10.1016/0019-1035(86)90113-2
    [35] 戎昭金, 崔峻, 何飞, 等. 2019. 我国行星物理学的发展现状与展望[J]. 中国科学院院刊, 34(7): 760–768.

    Rong Z J, Cui J, He F, et al. 2019. Status and prospect for Chinese planetary physics[J]. Bulletin of Chinese Academy of Sciences, 34(7): 760–768 (in Chinese).
    [36]

    Sánchez-Lavega A. 2011. An Introduction to Planetary Atmospheres[M]. Boca Raton: Taylor & Francis Group.
    [37]

    Schneider N M, Trauger J T, Wilson J K, et al. 1991. Molecular origin of Io’s fast sodium[J]. Science, 253: 1394–1397 doi: 10.1126/science.253.5026.1394
    [38]

    Spinrad H, Münch G, Kaplan L D. 1963. The detection of water vapor on Mars[J]. The Astrophysical Journal, 137: 1319–1321. doi: 10.1086/147613
    [39] 万卫星, 魏勇, 郭正堂, 等. 2019. 从深空探测大国迈向行星科学强国[J]. 中国科学院院刊, 34(7): 748–755.

    Wan W, Wei Y, Guo Z, et al. 2019. Toward a power of planetary science from a giant of deep space exploration[J]. Bulletin of Chinese Academy of Sciences, 34(7): 748–755 (in Chinese).
    [40]

    Wei Y, Yue X A, Rong Z J, et al. 2017. A planetary perspective on Earth’s space environment evolution[J]. Earth and Planetary Physics, 1: 63–67. doi: 10.26464/epp2017009
    [41]

    Wei Y, Yao Z, Wan W. 2018. China’s roadmap for planetary exploration[J]. Nature Astronomy, 2: 346–348. doi: 10.1038/s41550-018-0456-6
    [42] 魏勇, 朱日祥. 2019. 行星科学: 科学前沿与国家战略[J]. 中国科学院院刊, 34(7): 756–759.

    Wei Y, Zhu R. 2019. Planetary science: Frontier of science and national strategy[J]. Bulletin of Chinese Academy of Sciences, 34(7): 756–759 (in Chinese).
  • [1] 孔令高苏斌关燚炳白伟华张爱兵 . 行星等离子体探测技术. 地球与行星物理论评, doi: 10.16738/j.dqyxx.2021-020
    [2] 李坤崔峻魏勇 . 空间电场的原位测量. 地球与行星物理论评, doi: 10.16738/j.dqyxx.2021-013
    [3] 刘洋吴兴刘正豪邹永廖 . 火星的地质演化和宜居环境研究进展. 地球与行星物理论评, doi: 10.16738/j.dqyxx.2021-0025
    [4] 魏勇 . 国家需求在行星科学一级学科建设中的导向作用. 地球与行星物理论评, doi: 10.16738/j.dqyxx.2021-034
  • 加载中
图(5) / 表(1)
计量
  • 文章访问数:  19
  • HTML全文浏览量:  14
  • PDF下载量:  1
  • 被引次数: 0
出版历程
  • 收稿日期:  2021-04-10
  • 网络出版日期:  2021-05-18

冷湖行星光学遥感发展与展望

摘要: 行星科学是当今科学前沿领域,是我国科技战略的重要组成部分,是国家自然科学发展水平和综合国力的集中体现. 行星科学是研究太阳系内与系外行星、卫星、彗星等天体和行星系的基本特征,以及它们形成和演化过程的科学,以深空探测为主要研究手段,由地球科学、空间科学、天文学等学科交叉产生. 行星空间环境是行星多圈层耦合系统的重要部分,是行星与星际空间进行物质和能量交换的关键区域,对行星环境演化具有重要影响. 行星空间分布着不同成分的中性大气,不同密度和能量的空间等离子体,具有不同强度和位形的磁场,在太阳风变化或行星内部驱动力的驱动下发生不同时间/空间尺度的物质输运、能量沉积/耗散等过程. 从全局角度理解行星空间的物质和能量输运是研究行星物质逃逸和环境演化的关键. 光学遥感手段可以弥补传统就位探测方法无法捕捉全貌、无法区分时空变化的不足,特别是地基光学遥感,成本低、可维护、可长期观测、可快速响应等,能产出重要的研究成果. 本文介绍光学遥感的原理,光学遥感的行星科学应用. 在此基础上,介绍中国科学院地质与地球物理研究所建立的中国首个地基行星遥感中心——冷湖行星科学观测中心,并对未来发展进行展望.

English Abstract

    • 行星如何形成?什么初始状态与随后的地质、化学和生物过程组合导致了至少有一个星球成为无数生命形式的家园?又是什么决定了一个星球上生命的命运?这些科学问题反应了人类古往今来一直思考的深邃问题:我们是谁?我们从哪里来?我们将去向何处?行星科学就是一系列共同寻求这些问题答案的科学学科的简称. 几千年前,或许更久远,人类就开始了仰望星空,但双眼的局限,也禁锢了人类的思想. 直到1610年,伽利略(G. Galilei)发明第一台天文望远镜,大大延伸了人类认识行星和宇宙的视野,他的开创性发现包括:发现了木星的四颗伽利略卫星、利用太阳黑子计算出太阳28天自转周期、金星公转轨道的相位变化、第一幅手绘月面图等,人类由此进入天文学和行星科学的新时代.

      在“水手10号”飞越水星前,大量的地基望远镜与光谱仪配合,发现了水星极其稀薄的大气中存在微量CO2/CO成分(Fink et al., 1974)、Na/K/Ca元素(Potter and Morgan, 1985; Potter and Morgan, 1986; Bida et al., 2000)等,其主要产生机制可能包括太阳风粒子溅射或光溅射、高温下表面金属矿物的蒸发(Goldstein et al., 1981). 二维成像技术则进一步发现了太阳风和水星磁层对Na在水星外层的非对称分布(Killen et al., 1990, 1999)具有重要贡献,且Na原子尾可沿伸至背阳面约1 400个水星半径处(Baumgardner et al., 2008).

      金星是第一个被证明有可探测大气的除太阳外的地外天体. 在1761年6月6日金星凌日期间,俄罗斯博学家米哈伊尔·罗蒙洛索夫(Mikhail Lomonosov)观测到环绕金星的亮环,并推测是由金星大气折射产生. 与水星的极稀薄大气形成鲜明的对比,金星则具有稠密的大气,表面大气压约为90 atm(地球为1 atm),表面温度高达470 ℃,导致在可见光波段金星表面完全不可见,大气成分也一直是个谜. 直到1911年出现近紫外观测后,金星大气的神秘面纱才被逐渐揭开. 1927年,Frank E. Ross在威尔逊山天文台利用1.5 m口径望远镜首次拍摄到金星大气在紫外波段的图像. 这一时期内的一些低光谱分辨率观测试图解析金星大气成分,但都没有明确定论. 直到1932年,高分辨率红外光谱仪问世后,才发现金星大气含有大量CO2Adel and Slipher, 1934). 气球平台(Bottema et al., 1964)和飞机平台(Fink et al., 1972)能避开地球大气中水气的影响. 基于此而开展的高分辨率光谱观测均发现金星大气中水的存在. 借助更高光谱分辨率的迈克尔逊干涉仪,Connes等(1967)发现了金星大气中HCl和HF等的存在. 这些发现使得金星大气成分表现得更复杂. 在同一时期,二维成像也做出了重大发现,比如地基紫外波段成像首次揭示了金星云层最著名的运动和形态学特征——“水平Y形结构”(Dollfus, 1975).

      火星位于地球外侧,是离太阳最远的一颗类地行星,其在视觉上莹莹如火,中国古代称之为“荧惑”. 天文学家早在18世纪就通过观测火星上的云推测火星大气的存在. 借助利克天文台(位于美国加利福尼亚州汉密尔顿山)的摄影测量,1926年首次发现了火星存在大气的定量证据. 直到1947年,Kuiper利用地基近红外光谱观测,才首次发现了火星大气中存在CO2Kuiper, 1952). 地基观测的另一重要贡献就是利用近红外光谱观测发现了火星大气中的水(Spinrad et al, 1963)和甲烷(CH4)(Krasnopolsky et al., 2004),欧洲“火星快车”上的傅里叶光谱仪也几乎同时探测到了火星大气中的甲烷(CH4)(Formisano et al., 2004). 这些重大发现,包括火星接近24小时的自转周期,使得早期科学家们认为火星环境与地球相似,甚至认为火星上存在生命,这也使火星成为人类探索次数最多的类地行星.

      在火星轨道之外,巨行星由于离地球更远,使得地基观测巨行星空间环境变得更困难,一般需要口径更大的望远镜. 例如对于木星来说,由于木星本体亮度非常高,相对于其周围的大气和等离子体辐射高4~5个数量级,一般要采用特殊仪器才能清楚地观测到. 因此,直到1970年代才发现了木星周围的中性星云以及木卫一(Io)产生的等离子体环. 随着望远镜性能的发展,特别是星冕仪技术的成熟,地基望远镜对Io火山喷发和等离子体环演化等开展了大量的观测,促进了对木星系统物质和能量循环的认识.

      总之,即使在空间技术飞速发展的今天,地基光学遥感由于其成本相对低廉、观测可持续性好、观测质量越来越高,使其始终是行星探测和研究中不可忽视的部分. 但是,放眼今天国内国际的大量不同口径望远镜,几乎全部由天文学界主导建设和运行,行星科学界很难申请到长时间观测的机时. 因此,建立行星科学专用地基望远镜刻不容缓,特别是在我国行星科学科教融合发展的起步阶段,建设成本相对低廉的地基光学遥感设施,对于科学研究和人才培养都具有重要意义.

    • 行星科学是一门新兴交叉学科,形成于20世纪60~70年代的第一次国际深空探测热潮. 行星科学是研究太阳系内与系外行星、卫星、彗星等天体和行星系的基本特征,以及它们形成和演化过程的科学(吴福元等,2019). 行星是一个包括内部、表面、大气和空间的多圈层耦合系统. 在太阳系行星中,地球是圈层最齐全的行星,也是唯一一颗拥有生命的行星(吴福元等,2019). 行星空间环境是行星多圈层耦合系统的重要部分,是行星与外界进行物质和能量交换的关键区域. 行星空间的大气、带电粒子、电磁场和辐射的短期变化(“天气”)与长期变化(“气候”)是理解行星环境演化的重要线索(Wei et al., 2017). 行星与太阳距离的远近、内禀磁场的强/弱或有/无、大气压与大气成分差异、地质历史差异等各方面因素造就了行星空间环境的巨大差异,从而导致不同行星生存环境的巨大差异,比如迥异的温度、湿度和辐射环境,特别是造就了地球——这颗太阳系独一无二的生命欣欣向荣的宜居星球.

      理解行星空间环境变化的不同驱动力和物理过程, 不仅有助于保护地球的生命、技术系统和基础设施, 更有助于我们认识地球宜居性的过去和未来. 行星空间作为行星大气圈向星际空间的过渡区,其环境变化的驱动力既包括行星本身的控制(如引力和磁场),也包括太阳活动的控制(如太阳风和行星际磁场),甚至包括其卫星的影响,如木卫一火山活动影响木星磁层(Brown and Bouchez, 1997). 内外驱动力的共同作用决定了行星空间——行星磁层的延伸范围, 而且其始终是动态变化的,对行星空间环境的研究需要同时兼顾时间和空间变化. 行星空间内,分布着不同成分的行星大气,不同密度和能量的空间等离子体, 并在太阳风变化或行星内部驱动力的驱动下发生不同时间/空间尺度的物质输运、能量沉积/耗散等过程这些过程与行星物质的收支平衡密切相关,如行星物质逃逸和吸积. 传统的场和粒子的就位观测很难捕捉到物质和能量输运的全貌, 也很难将空间等离子体动态变化的时间和空间信息进行分离,进而限制了人们对全局耦合特性的研究. 光学遥感手段是解决这一难题的重要途径(何飞,2020). 关于光学遥感的基本原理,可参阅何飞(2020),本文不再赘述. 本节将主要介绍光学辐射原理、不同目标的辐射特征,并在此基础上介绍光学遥感对行星科学研究的应用.

    • 光学辐射物理过程的认识在量子力学建立后得以发展. 对原子能级及能级间的允许跃迁的现代认识是从波尔—卢瑟福的原子模型开始的. 原子是由一个小的带正电荷+Ze的原子核及带负电荷e的电子组成,电子在量级为0.1 nm的相对大的半径上绕原子核做轨道运动. 1900年普朗克提出量子化的谐振子的辐射概念,以及大量的原子发射频率(或辐射波长)按特定的数字序列排列的窄特征谱线,1913年波尔提出了第一个部分成功的原子的量子化模型. 本文不打算将一系列的量子力学理论作为论述的重点,而是简要介绍光学辐射被激发的主要机制,因为这反映了激发源和辐射体的一些物理属性,进而使我们可以通过观测辐射强度的时空分布,来研究行星物质的物理特性.

      对于原子、分子、离子来说,主要的受激辐射机制如图1所示,其根源是在光辐射、粒子碰撞、振动和旋转(主要针对分子和分子离子)等作用下,电子被激发到较高能级之后,跃迁到较低能级的过程中,将分立的能量(等于不同能级间的能量差,遵守量子力学选择定则)以光子的形式辐射出来. 粒子的密度、温度、运动速度等将决定跃迁的速率、谱线强度、谱线展宽等. 通过观测到的光谱与量子力学辐射理论结合,就能反演出辐射体(原子、分子或离子)的密度、温度、速度等重要信息. 除了图1中所列的受激辐射机制以外,还存在一些特殊的辐射机制,如碰撞电荷交换激发和韧致辐射. 碰撞电荷交换激发机制一般发生在高能离子与低能中性原子之间,例如在地球磁鞘和极尖区,热的太阳风离子与冷的地球中性氢原子碰撞电荷交换激发的极紫外和X射线辐射. 韧致辐射则是指高能电子在逐渐增强的磁场中运动过程中,由于减速引起能量损失而辐射X射线的过程,例如在地球极区漏斗状的磁场位形中,高能电子在向下沉降的过程中,通过韧致辐射产生X射线极光. 行星环境中的一些具体辐射事例将在接下来两节介绍.

      图  1  典型辐射机制(修改自McClintock et al., 2015

      Figure 1.  Typical radiation mechanisms (modified from McClintock et al., 2015)

    • 行星大气起源于行星本身. 行星大气受到外源(如太阳活动)与内源(如表面、内部)不同程度的控制,展现出多样性的复杂变化. 行星大气是由原子态、分子态、离子态的不同气体组成,有些在太阳光和热辐射作用下很活跃,有些是惰性化合物(如惰性气体),有些是化学活跃的(与其他成分反应),而有些是可压缩气体,在不同温度和压力下发生相变(冷凝、蒸发或升华). 大气成分的时空变化取决于一系列因素,这决定了大气中的能量源分布,例如太阳辐射沉积引起垂直加热、红外热辐射产生制冷、海陆或地形反照率差别引起的水平分布.

      基于地基望远镜、环绕或飞越行星的飞船,利用光谱和掩星(掩日、掩恒星或飞船无线电掩星)遥感技术可以确定行星大气的成分,如果配合就位探测的质谱仪,则可以更精确地确定行星大气成分(甚至可以达到同位素水平). 如果能获得足够多的观测样本,则可以确定大气中活跃化合物的时间和空间分布. 而更为先进的光谱成像技术,则可以同时获取大气成分,并追踪其时空变化,研究行星大气动力学. 光学遥感探测的最基本依据就是行星大气的连续光谱和分立光谱.

      行星连续光谱一般由其表面和大气的共同作用产生. 一方面,它包含了大气中气体和粒子(气溶胶)以及表面(如类地行星及其天然卫星)反射的太阳光谱(对于系外行星,则是其围绕的恒星光谱),典型谱段范围是紫外到近红外(波长约0.4~10 μm),这也是太阳和类太阳恒星光学辐射的峰值谱段. 另一方面,行星连续光谱还包含来自行星的热辐射谱,其来源可能是太阳/恒星辐射,或星体内部的能量(如巨行星),典型的谱段范围是红外和微波谱段(波长大于1~10 μm),并取决于星体问题. 这两部分光谱可以通过漫反射黑体镜面反射恒星光谱与黑体热辐射谱叠加得到. 典型行星大气光谱如图2所示. 不同的行星,由于日心距离、大气成分、行星温度等的不同,光谱结构也有很大区别. 在光谱的短波端(主要是紫外和可见光),大气中的原子、分子、离子会由于吸收太阳光子、高能质子、沉降粒子等被激发,从而产生发射光谱(如荧光辐射和极光现象). 而在长波端,波长长于微波的无线电辐射,则来自行星磁场中的非热过程,主要是电子在磁力线中的螺旋运动,典型例子是木星的回旋辐射或者同步辐射.

      图  2  典型行星大气光谱(修改自Sánchez-Lavega, 2011

      Figure 2.  Typical spectrum of a planet (modified from Sánchez-Lavega, 2011)

      行星分立光谱也主要包含两部分,一部分是由行星大气中的原子、分子、离子通过一系列物理化学过程被激发而辐射的线状谱,另一部分则是原子和分子的吸收线和吸收带. 线状谱、吸收线和吸收带就像是行星大气的“指纹”,特定的波长指示行星大气中存在特定的化学成分、原子/分子态. 因此,这种“指纹”往往被用来发现和识别行星大气中特定的成分和含量. 由于望远镜的视场角很小,一般小于0.5°,该视场范围内的地球大气辐射本底可视为常数,可以通过气辉辐射模型,或将望远镜指向偏离目标星体小角度拍摄大气背景辐射,从而去除地球大气背景的影响. 例如在引言中提到的利用红外光谱识别火星大气中的水和甲烷. 采用行星大气的窄带发射线进行二维成像观测,获得大气示踪成分的时间和空间分布,可以研究行星大气的动力学特征. 例如,O原子的557.7 nm和630.0 nm气辉辐射被广泛用于研究热层和电离层的动力学、极光动力学.

    • 太阳X射线—紫外辐射电离中性的行星上层大气,在太阳风、行星自转和行星固有磁场等因素共同作用下,在行星空间形成相对稳态的等离子体分布,如电离层、辐射带、磁层等. 不同的行星,由于其自身物理参数的不同,特别是固有磁场的不同,其空间的等离子体成分、能量、分布、活动性,也表现出巨大的差异(如表1所示). 这种差异最显著的表现是,在太阳风扰动和/或行星系统内部源的作用下,等离子体表现出局部或全局的流动、加速或损失,进而发生不同时间/空间尺度的物质输运、能量沉积/耗散等过程. 行星磁场束缚的等离子体会与行星大气发生强相互作用,加热上层大气、产生中性风、电离中性气体、影响电离层离子流. 沉降到大气中的高能离子和电子会显著改变大气化学. 在行星演化进程中,等离子体和大气的相互作用对行星大气同位素分馏也有显著贡献. 而高能粒子直接轰击行星及其卫星表面,则会显著改变表面属性,改变其反照率和光谱特性. 光学遥感为研究行星空间全局耦合特性提供了重要途径.

      表 1  太阳系行星磁层参数(Kivelson and Bagenal, 2007

      Table 1.  Parameters of planetary magnetosphere in solar system (Kivelson and Bagenal, 2007)

      参数水星金星地球火星木星土星天王星海王星
      日心距离 (AU)1)0.31~0.470.72311.5245.29.51930
      半径, RP /km243960516373339071398603302555924764
      表面气压/atm2)<10-149010.006>>1000>>1000>>1000>>1000
      磁矩(MEarth3)4×10-41200006005025
      表面磁场,B0 /nT3×102<23.1×104<104.28×1050.22×1050.23×1050.14×105
      太阳风密度,ρ/cm−335~801683.50.30.10.020.008
      磁层顶鼻点距离(RP4)1.4~1.61042192524
      等离子体密度/cm−3~11~4000>3000~10032
      主要成分H+O+/H+On+/Sn+O+/H2O+/H+H+N+/H+
      主要来源太阳风电离层5)木卫一Io环/卫星6)大气卫星7)
      时间尺度分钟天/小时5)10~100天30天~年1~30天
      等离子体运动太阳风驱动转动/对流5)转动转动对流/转动转动/对流
      1)1 AU=1.5×108 km.
      2)参考美国宇航局行星情况说明书:https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html.
      3)以地球磁矩归一化, MEarth=7.906×1015 T m3.
      4)磁层顶鼻点距离RMP=(B02/2μ0ρu2)1/6/RP, 采用表中典型太阳风密度和太阳风速度u~400 km s−1计算, 对于外行星, 该计算值偏低.
      5)等离子体层顶内主要来自电离层(He et al., 2013), 主要受地球共转电场控制, 时间尺度为天量级,等离子体顶外主要来自太阳风, 主要受太阳风对流电场控制, 时间尺度为小时量级.
      6)土卫二——Enceladus, 土卫三——Tethys, 土卫四——Dione.
      7)海卫一——Triton.

      从磁鞘至中高层大气/电离层的绝大部分地球空间内,不同特性的等离子体都有其特征的光学辐射,例如:

      (1)地球磁鞘和极尖区He2+与中性H原子碰撞电荷交换产生的30.4 nm辐射、O7+和C6+等太阳风重离子与中性H原子碰撞电荷交换产生的软X射线辐射(He et al., 2015). 在30.4 nm或X射线波段对地球磁鞘进行全景成像,可以可视化弓激波和磁层顶的三维形态结构,揭示太阳风与地球磁层相互作用过程中太阳风物质和能量进入地球磁层空间的动态过程,为近地空间天气效应研究提供准确的输入.

      (2)地球等离子体层He+共振散射太阳的30.4 nm辐射(He et al., 2013),磁层和电离层O+共振散射太阳的83.4 nm辐射(Meier, 1991). 在30.4 nm和83.4 nm波段同时对地球等离子体层和磁层进行全景成像, 可以观测地球磁层大尺度对流特征,揭示地球空间物质分布的动态变化规律.

      (3)地球两极的圆环状极光区是太阳风/磁层高能粒子沿磁力线进入地球空间的投影, 高能粒子通过碰撞相互作用激发大气中的原子、分子、离子,产生X射线—极紫外—远紫外波段极光(请注意,X射线极光的产生机制不同于传统的碰撞激发,主要来自高能电子在极区汇聚磁场中减速产生的韧致辐射). 对极光进行多波段全景成像, 通过将极光活动与空间物质能量输运建立对应关系,就可以通过极光现象直接可视化磁层物质能量輸运过程, 这将突破卫星就位观测的局限性.

      其他行星的空间环境的全球图景同样可通过光学遥感获得,例如:

      (1)太阳风等离子体轰击水星表面,溅射出Na原子等,并在与太阳风作用下形成Na外层和Na原子尾(sodium tail),拉伸至约1 400个水星半径. 通过对Na原子589.3 nm辐射(D1+D2)(Baumgardner et al., 2008)进行成像,可以研究其全局动态变化, 并研究太阳风溅射过程.

      (2)在太阳辐射、太阳风高能粒子作用下,金星大气和电离层通过光化学、碰撞等过程产生极紫外—紫外—可见光气辉(Nara et al., 2018),通过对其成像,可以研究金星空间环境变化特征,研究太阳风与无磁、有稠密大气行星的相互作用.

      (3)火星中性H原子与太阳风高能质子发生碰撞电荷交换产生121.6 nm辐射(Deighan et al., 2018)、电离层O+的135.6 nm辐射、CO2+的紫外辐射(Leblanc et al., 2006)等,可用于研究太阳风与具有局部岩石磁场、稀薄大气的行星的相互作用,研究火星大气逃逸的全景图像.

      (4)木卫一Io火山活动释放的物质逃逸致木星磁层空间,在约7个木星半径处演化形成等离子体环,并控制着木星磁层动力学过程,只有光学成像才能获取等离子体环的全局演化图像. 可利用的辐射包括:Io等离子体环中S+ 673.1 nm、S2+ 68.5 nm、S2+ 953.1 nm辐射(Schneider et al., 1991)、木星钠原子尘埃589.3 nm辐射(D1+D2)(Mendillo et al., 1992)、木星极光的X射线—极紫外—远紫外辐射(Gladstone et al., 2002Grodent et al., 2018)等.

      (5)与木星系统类似,土星系统同样受到其内部卫星地质活动的重要影响. 土星环、土卫二Enceladus地质活动产生的水喷发等,是土星系统等离子体主要来源,同时也控制着土星磁层动力学过程. 通过对O+、H2O+和其他离子在极紫外—紫外波段辐射进行成像,可以研究Enceladus活动如何影响磁层等离子体源的产生,以及此后如何在土星磁层内演化.

    • 行星及其卫星的地质活动是影响行星系统演化的关键一环. 行星地质学研究有助于认识太阳系及其天体的形成和演化、深入理解地球的演变过程、揭示地球生命起源及演化等重大科学问题(李雄耀等,2019). 相比传统的地质方法,如样品分析、类比研究、模拟计算等,遥感探测对于获取行星物质组成、构造特征、地质活动历史等具有重要的贡献. 利用γ射线—热红外的不同波段,可以获取行星表面的影像、高程和形貌构造以及元素组成、岩石分布、表面环境特征等重要资料. 例如:

      (1)利用红外线进行行星热辐射强度测量,可获取行星大气层和地表的温度和成分、热惯量、行星表面的演化和性质;

      (2)利用可见—红外的反射波谱,可获取行星表面的化学、矿物学(硅酸盐)和风化层的成熟度,表面地质作用,行星分异程度;

      (3)利用紫外、可见光和红外线进行成像,包括多光谱成像,可以获取行星表面性质、相对年代,表面作用和历史;

      (4)利用激光高度计,通过发射脉冲和反射脉冲的时间延迟,可获取地表起伏,配合重力数据可推断均衡作用;

      (5)利用紫外—可见的光度计,可获取行星表面物质性质,推断表面成分和分异作用;

      (6)利用X射线和γ射线波谱,可测定K、U、Th的丰度,包括受到宇宙线轰击的一些其他主要元素的丰度,推测行星的表面成分、性质、热历史和分异作用.

      不同波段的光谱、成像相结合,就可以更细致地研究行星地质和起源、演化历史.

    • 作为行星科学的重要研究方向,天体生物学主要研究地球和太阳系各层次天体中生命起源和演化,并探索生命在宇宙中潜在分布和其未来发展趋势等,涉及天文学、地质学、生命科学等多个学科门类,研究主题涵盖地球生命的起源和早期演化、寻找并研究地外宜居星球(环境)和潜在生命形式、生命与环境协同演化、人为构建宜居环境等(李雄耀等,2019林巍,2020林巍等,2020). 行星生命信号的搜寻一直是行星科学关注的核心问题. 搜寻行星生命最直接的方式当然是直接采集到生命样本,但在过去60年的行星探索历程中,人类还从未在地外天体上直接发现生命样本. 自1963年威尔逊山天文台的2.5 m望远镜首次在火星发现水,人类一直期待着在火星上找到生命存在的证据. 特别是2004年,地基望远镜和火星快车几乎同时在火星大气中发现甲烷(CH4)的存在,更是激起了人类探索火星生命的欲望. 过去20多年的国际火星探测,几乎都是围绕着火星生命这一重大主题进行. 此外,光学遥感图像展示的火星古湖泊或海洋、木卫二和土卫二等卫星的液态海洋,将地外生命探测推向行星探测的核心位置. 特别是最近,在金星云层中发现了可能表征生命活动的磷化氢信号.

      在太阳系之外,人类航天器目前还无法达到的地方,如系外行星,寻找生命信号唯一可依赖的就是遥感手段. 千百年来人类一直在孜孜不倦地探寻人类在宇宙中是不是孤独存在的唯一智慧生命. 2019年诺贝尔物理学奖得主马约尔和奎洛兹在1995年10月在太阳系之外的类太阳星周围发现了一颗行星,即系外行星,开启了人类探索系外行星的步伐. 截止2020年底,人类已经发现了来自3 234个行星系统中的4 374颗系外行星. 对于系外行星生命的探测,只能通过搜寻行星表面或大气中的生命信号,比如有机分子,或者生命存在和活动的证据. 系外行星大气的探测主要靠光学、紫外波段和近红外波段,其中与生命活动相关且相对容易探测的分子包括O2、O3、H2O、CO2、CH4、NO2等. 当然,这些信号即使被探测到,还需要辅助其他的信息才能进行综合判定,如行星本身的性质、恒星的性质,以及行星系统的性质,而这些性质的获取,目前也主要依赖性光学方法,例如视向速度法、微引力透镜法、掩星法、直接成像法(Deeg and Belmonte, 2018).

      视向速度法(radial velocity)测量行星引力引起的主星视向速度的变化,推测行星质量,主要利用了光的多普勒效应. 在开普勒太空望远镜升空之前,这是最具成效的确认系外行星的方法,第一颗围绕类太阳恒星运转的系外行星飞马座51b便是由该方法发现的.

      微引力透镜法(microlensing)通过光线在引力场中的弯曲和放大效应来探测包括系外行星在内的天体. 引力透镜是爱因斯坦广义相对论预言的一种光学效应. 由于前景天体穿过背景恒星的事件存在偶然性,微引力透镜法的使用也存在偶然性和不可重复性,这对于系外行星探测的准确性有较大的影响. 该方法对探测冷行星(即轨道半径较大)特别敏感,与其它方法互补,对限制行星形成的理论有重要意义.

      掩星法(transits)利用恒星亮度因在视线上的行星的遮掩而呈现周期性的变暗来探测行星,并由此确定其大小. 通过观测目标恒星光度的细微变化,我们可以从光变曲线中发现系外行星的蛛丝马迹. 首颗利用掩星法发现的系外行星是HD 209458b,一颗于1999年发现的热木星. 随着开普勒太空望远镜的升空,掩星法成为了发现系外行星数量最多的方法. 截止2020年底,已经通过掩星法发现了3 100余颗系外行星.

      直接成像法(imaging)顾名思义就是直接对系外行星进行成像. 对一般的主序星而言,利用斯特潘—波尔兹曼定律和维恩位移定律,计算其热辐射主要集中在近红外到紫外波段,峰值在可见光到紫外波段之间. 而系外行星并没有充足且稳定的能量来源,一般温度较低,热辐射主要集中区域和峰值均在红外波段. 因此在系外行星辐射通量较大的情况下,我们完全可以观测红外波段而将两者区分开来. 另一方面,观测对仪器的要求也较高,需要星冕仪来阻挡来自恒星的光,并且观测系统需要维持较低的温度减少产生红外辐射. 一般利用直接成像法来搜寻温度在600~2 000 K之间的年轻的类木行星,其热辐射峰值波长在1.4~4.8 μm之间. 这样的行星一般离母星较远而可以分辨出来,并且它们的表面积大,辐射通量也足够大,可以在近红外到中红外波段进行观测.

      最早发现的系外行星是通过视向速度法获得的,但是目前观测到最多数目系外行星的方法是掩星法. 预期在未来15年内,掩星法仍将是最有效的观测方法. 深入研究系外行星尤其是类地行星大气的性质,必须依靠掩星法和直接成像法,而后者将成为未来最有潜力的观测方法.

    • 从行星科学和行星探测400多年的发展历程来看,无论是天基还是地基,光学遥感始终占据着重要的地位. 随着光学、机械、电子技术的发展,地基光学遥感设备在口径、分辨率、灵敏度等方面都有大幅提升,天基光学遥感也取得了蓬勃发展,但也不难看出,在这一发展进程中,特别是空间时代以来的60余年,鲜有中国的身影和声音. 随着深空探测战略成为国家战略,行星探测和行星科学研究将成为未来科技发展的热点.

      2019年1月6日, 经过中国科学院地质与地球物理研究所(以下简称“中科院地质地球所”)地球与行星物理院重点实验室牵头论证,中国科学院大学学位委员会审议通过了自主设立行星科学一级学科方案,并上报国务院学位委员会,标志着我国的行星科学发展迎来崭新的历史机遇期. 2019年7月2日,由中国科学院大学地球与行星科学学院发起,全国27所高校相关学院在北京成立了中国高校行星科学联盟. 以此为契机,依托我国密集的深空探测任务,开展地基、空基和天基行星空间环境光学遥感探测,将大大促进我国行星科学的科教融合发展(Wei et al., 2018戎昭金等, 2019; 万卫星等, 2019; 魏勇和朱日祥, 2019).

    • 为了支撑我国行星科学科教融合战略,建设行星科学观测设施刻不容缓. 在当前形势下,首先发展地基行星光学遥感对于快速聚拢行星科学研究团队、培养行星探测和科学研究人才,具有现实意义. 目前世界上所有的光学望远镜几乎都是由天文学主导建立的, 还没有一台专用于行星科学研究的地基望远镜. 建设行星科学专用的望远镜势在必行. 在我国的行星探测路线图中,也明确将地基光学观测作为第一步(Wei et al., 2018). 为了支持行星科学探测和研究的发展,中科院地质地球所在2020年成立了冷湖行星科学观测中心,依托青海省海西州冷湖镇赛什腾山优质的天文观测资源(Deng et al., 2021),建设行星光学望远镜,开展行星观测. 目前冷湖行星科学观测中心拥有两台米级以上口径望远镜,一台是口径0.8 m的行星大气光谱望远镜(PAST);另一台是口径1.8 m的木卫一地质活动观测望远镜(TINTIN).

      冷湖行星科学观测中心位于青海省海西蒙古族藏族自治州茫崖市冷湖镇东南约80 km处的赛什腾山海拔4 200 m平台(如图3所示). 2018年开始,中国科学院国家天文台等单位在青海省科技厅和海西州政府支持下,开始对赛什腾山的光学观测条件进行监测. 近3年的环境监测数据显示该平台具有极佳的大气视宁度以及良好夜间观测天气,是全世界为数不多能够满足我们对木星系统光学成像科学研究的台址(Deng et al., 2021). 该台址也是青海省倾力打造的天文观测基地,天文学和行星科学将成为该基地最核心的两张名片. 冷湖行星科学观测中心也将为青海省发展文旅提供重要助力.

      图  3  冷湖行星科学观测中心基本地理情况(修改自Deng et al., 2021

      Figure 3.  Basic geographic information for the Lenghu Observatory of Planetary Science (modified from Deng et al., 2021)

    • 冷湖行星科学观测中心当前规划的两台望远镜分别是PAST和TINTIN. 其中PAST望远镜(如图4所示)由中国科学院战略性先导科技专项——临近空间科学试验系统(简称鸿鹄专项)支持建造,中国科学院长春光学精密机械与物理研究所负责研制. 该望远镜的主要科学目标是太阳系木星轨道以内主要行星的轨道运动特性、大气和等离子体分布特性、光谱辐射特性. 该望远镜计划在气球平台和地面台站两用. 通过综合考虑,确定了系统的关键参数,该望远镜口径为0.8 m,工作波段为280~680 nm(7个紫外谱段和4个可见谱段),其视场角为15′,角分辨率为0.5″,气球平台指向稳定性优于0.5″/12 min. 同时该望远镜还将配备一台木星冕仪,可避开木星本体的强辐射,观测木星周围微弱的大气和等离子体辐射. 星冕仪原理与日冕仪类似,都是使用特殊的光阑遮挡中心天体的强辐射,从而能够探测到天体周围的暗弱辐射. 其特殊性在于,不同的星体的视直径不同、本体与空间辐射强度比不同,因此内部光阑的构型、消杂光比要求也不同,不同的星体目标需要单独设计,一个星冕仪只适用于一个星体目标. 对于星冕仪来说,主要的挑战来自于光学系统内部消杂光,这主要取决于光阑的构型和光学镜面的粗糙度. 目前已完成望远镜观测楼和圆顶建设,PAST望远镜主体正在开展装调、测试和标定,计划于2021年5~6月安装至台站,安装完成后,立即开始对木星系统的观测. 同时也可以开展彗星、小天体等观测.

      图  4  PAST望远镜示意图

      Figure 4.  Illustration of PAST

      另一台望远镜TINTIN则计划通过申请中国科学院修购专项资金,拟从德国ASTELCO公司进口的口径为1.8 m的高分辨光谱成像望远镜(如图5所示),光谱区间为392~1 100 nm. 该望远镜的核心目标是监测木卫一的火山活动导致的大气逃逸以及木卫一等离子体环的演化. 该望远镜也将配备一台星冕仪,像元分辨率达0.25″. TINTIN将首次完成从木卫一地质活动到木卫一等离子体环在木星空间中的多尺度监测,是理解行星系统地质活动和空间环境耦合的重要手段,同时望远镜观测可以与国际的木星探测计划或者我国未来的木星探测计划进行合作,实现“天地一体”的观测研究. 目前TINTIN望远镜已通过修购专项审批,开始采购程序,台址观测楼和圆顶也将在2021年开工建设,预计2022年底完成TINTIN望远镜的总体建设,开展观测.

      图  5  TINTIN望远镜示意图

      Figure 5.  Illustration of TINTIN

      两台望远镜建成之后,将主要通过远程控制来实现日常观测. 同时,考虑到望远镜的日常运行维护的需求,冷湖行星科学观测中心将在冷湖镇通过与地方政府合作的形式设置办公室,并定期和不定期地安排科研人员和工程师在当地开展科研任务和望远镜运行任务. 为应用望远镜的大量数据存储和共享,将在研究所和冷湖镇分别设置数据中心,望远镜观测数据将通过高速网络实时发送到两个数据中心,确保观测数据能够及时有效地传递到科学家团队,实现及时的科学影响.

    • 众所周知,具有前瞻性和可行性的科学目标是保证一个科研项目能够获得高科学产出的核心因素. 目前,冷湖行星科学观测中心正在筹建一个科学团队,用于制定观测所对应的科学目标,从而指导未来的观测策略. 为了确保科学团队的前沿性与经验丰富,该科学团队拟由国内和国际知名行星科学家组成,研究领域覆盖行星空间物理、行星地质、天文观测以及光学遥感技术等方面. 通过定期举行科学团队会议,及时调整望远镜观测目标,尤其关注具有科学时效性和社会影响力的观测对象. 此外,该国际科学团队还将在学界主流的国际大会(譬如美国地球物理学会年会、欧洲地球科学联盟会年会等)组织相关的专题会场,扩大冷湖行星科学观测中心的国际影响力.

      PAST望远镜预计自2021年6月份开始实施常规观测,获得的数据将直接通过光纤传输. 望远镜的工程控制将主要通过远程从中科院地质地球所来实施完成. 考虑到望远镜运行过程中可能出现的各种难以预料的状况,冷湖行星科学观测中心将外派专职工程师常驻冷湖镇. 在研究所和冷湖镇分别设立望远镜观测的数据中心. 冷湖镇数据中心主要承担原始数据的处理和数据备份功能,而设立在研究所的数据中心将主要承担数据的国际与国内同行共享职责. 数据共享政策将参照研究所的相关规定和科学团队成员的建议来制定.

      未来我们也将进一步升级望远镜性能,拓展望远镜可观测目标. PAST和TINTIN望远镜相对于其他天文望远镜而言,可认为是精测望远镜,可以和冷湖天文观测基地的其他天文巡天望远镜配合,对巡天目标进行协同跟踪观测. 两台望远镜的口径也足以进行系外行星的观测,利用视向速度法和掩星法开展系外行星的搜寻和证认. 此外,两台望远镜均可以开展彗星、小行星等天体目标的跟踪观测.

      冷湖行星科学观测中心除了提供第一手的自主行星观测数据用于相关的科学研究,它还是重要的科教实习基地. 考虑到冷湖附近的柴达木盆地是全球最大的类火星地貌环境,冷湖行星科学观测中心以及周围的地理环境将成为行星地质与行星空间科学的综合实习场地. 2020年7月份,中国科学院大学地球与行星科学学院与青海省海西州政府还签订了行星科学实习基地的相关协议. 待望远镜台站建成之后,冷湖行星科学观测中心将承担重要的科学实习支持. 此外,冷湖行星科学观测中心还考虑与其它国内大学共建行星实习基地,目前正在协商相关的协议.

      从长远来看,我国广袤的西部地区目前还缺乏综合性的地球和行星空间环境观测站. 在冷湖行星科学观测中心的基础上,未来计划进一步部署大气、电离层、地磁、地震等观测设备. 冷湖地区优良的大气光学条件,极低的光污染,非常适合开展中纬度地区高层大气气辉监测,并以此研究中高层大气动力学. 同时再配合电离层垂直探测手段(测高仪、雷达等)、地磁场探测器等,可以综合研究大气—电离层垂直耦合动力学,并与我国东部的系列台站协同构成对我国空间环境的更完整的覆盖.

参考文献 (42)

目录

    /

    返回文章
    返回