百舸争流形形色色的科学试验卫星

1、§8百舸争流一一形形色色的科学实验卫星8.1科学实验卫星的类型、探测的对象和方法科学实验卫星的类型自从1957年发射第一颗人造地球卫星以来，人类已向太空发射了几千个航天器。有些 航天器直接用于太空探索，有些用于军事，相当多用于观测地球或导航、通讯和气象效劳等， 这类卫星称为应用卫星。本节主要介绍探测日地空间航天器的特性，行星探测的航天器在第九节介绍。在地球引力场作用下， 围绕地球运行的不载人航天器一般称为人造卫星，简称卫星；载人飞行而返回地球， 在地球进行软着陆的航天器称为载人飞船，简称飞船；载人飞行，可在地球与太空间反复使用的航天器称为航天飞机。探测地球空间的卫星种类很多。 按照轨

2、道高度划分，可将其分为低轨一般低于1000km 卫星、中轨100010000km 和高轨卫星三种；按轨道倾角分，可将其分为赤道卫星、极 轨卫星和低倾角卫星； 依照探测目标划分， 可分为高层大气探测卫星、电离层探测卫星和磁层探测卫星；根据探测方法的不同，还可将卫星分为实地探测卫星和遥感探测卫星。所谓实地探测，就是用卫星载的探测仪器直接探测与仪器相接触的空间区域的物理参数；卫星的高度和倾角是由探测目的和探测对象决定的。例如，探测赤道和低纬电离层的卫星，就应选低高度、低倾角；观测极光特性的卫星， 应选极轨、大椭圆、远地点位于北极南 极的轨道。用于探测太阳和太阳风的航天器有三种类型， 一种是围绕地球运

3、行的卫星，第二种是“固 定在日地系统的拉格朗日点的探测器， 第三种是围绕太阳运行的探测器， 实际上是太阳的 人造行星。日地空间探测的对象和探测方法日地空间探测探测的对象是非常多的。在地球空间，包括对高层大气、 电离层和磁层的探测，探测的物理对象涉及中性粒子、高能带电粒子、等离子体、微流星体、低频电磁波和 等离子体波、磁场、电场、紫外线、红外线、X射线和射线等。对高层大气，比拟关注的物理参数包括中性大气的密度、温度、成分、压强和风，特别重要的是这些参数随高度、纬 度、经度以及太阳活动和地磁活动的变化。电离层的物理参数主要是电子密度、离子密度、 电场、磁场和极光。磁层探测的主要物理参数包括电子密度

4、、离子密度、电场、磁场、辐射 带的电子与质子通量和能谱、各种等离子体波以及磁层的整体形态。对太阳风的探测包括太阳风密度、成分、太阳风速度以及行星际磁场。太阳观测包括太阳在各种波长的辐射、磁场、等离子体和高能粒子。探测方法有实地探测和遥感探测、单星探测和星座探测。实地探测和遥感探测都有各自的特点，有些情况两种方法都可使用，如在地球空间。有些情况只能用遥感方法，如对太阳的观测。一般说来， 实地探测的精度比拟高，但只能探测卫星所经过的区域；遥感探测可同时获得比拟大空间区域的物理参数，容易得到这些参数随时间和空间的变化特性，但需要用遥感理论反演后，才能得到所关心的参数，精度比拟低。单星探测的本钱低，卫

5、星控制简单，缺点是由单星探测不能区分物理量的时间变化和空 间变化特性，也就是存在时空变化模糊性。星座探测可弥补这个缺点，用三个或三个以上卫 星组成的星座，可获得待测物理参数的三维结构，区分出物理量的时间变化和空间变化特性。缺点是卫星控制比拟复杂。&2探索地球空间的微妙821从太空观测极光五彩滨纷的极光是地球空间一道亮丽的风景线，它给人类增添了大自然的美感。但是， 我们研究极光，主要不是欣赏，而是由极区电离层这个屏幕，观察和判断整个地球空间受太阳活动影响的程度。 为了到达这个目的， 必须从太空观测极光，而且同时还要观测整个极光区的特性和演变。拍摄一局部区域的极光照片不难，难的是同时拍摄整

6、个极光区。这要求卫星的远地点在两极北极或南极，切远地点高度必须到达一定值，否那么不能看到极光的全貌。 例如，POLAR卫星的轨道是1.8Re 9Re的椭圆轨道，轨道周期为18小时，如图8-1所示。轨道高度偏心的特性意味着在18小时的轨道周期内，大约有9小时用在大于1.8Re的高度上。从轨道高度大于5.4Re起，照相机就可以提供整个极区的像。获得一幅整个极区X射线像的时间是5分钟，远紫外像的时间是 30秒，可见光成象时间为 12秒。图8-1 POLAR卫星的轨道渐显神通的GPSGPS是全球定位系统的简称，在导航与定位，在军事和民用等方面，早已经显示出GPS 系统价值。在太空探索中，GPS系统是否

7、也具有应用价值呢？答案是肯定的，而且它已经初露锋芒。GPS系统与低轨卫星的组合，特别是与卫星星座组合的无线电掩星技术，是在全球迅速开展的高新技术，其探测具有传统探测方法无法实现的覆盖全球、连续、 稳定、时空分辨 率高等独特的优点。一旦形成业务能力，可满足实时和接近实时的军事气象和军事空间天气 保障需求。GPS由分布在6个轨道平面的24颗卫星组成。每个卫星的轨道是圆形的，倾角约55，周期约12小时，高度为20210km。假设另有一个低轨 LEO卫星存在，在某一时刻，LEO 卫星与GPS卫星的相对位置土图 1所示。LEO卫星携带GPS信号接收机，在图1中，大气 层遮掩了 GPS信号，LEO接收机所

8、接收的是经过大气层折射的信号。从接收机的角度看， 遮掩发生在GPS上升或下降的任何时刻， 来自发射机的射线路径穿过地球的大气层的临边。 对于24颗GPS来说，每个接近于极轨的、800km高度的GPS接收机每天可观测到 500多次遮掩，且全球分布均匀。所有这些遮掩提供了许多有用的大气层数据。图8-2 GPS与LEO卫星瞬时遮掩几何位型GPS-LEO遮掩观测是在临边扫描模式下进行的，垂直扫描是由 GPS和LEO卫星间的 相对运动提供的(见图 1 )。在几何光学近似中，通过大气层的的光线依照斯涅尔定律被折 射，因为大气层存在密度梯度，因而具有一定的折射率。大气层总的效应可以总弯曲角 渐进线距离或撞击

9、参数 a以及切向半径r来表征，如图1所示。在遮掩期间，当通过大气层 的射线路径上升或下降时，随r或a的变化主要取决于大气层折射率的垂直刨面。在局地球对称的假设下，在遮掩期间，这个刨面可由:-(作为a的函数)的测量取得。在遮掩期间和a随时间的变化可从发射频率准确的多普勒频移测量得到。频率从接收 机测量到的信号相位对时间的导数得到的。多普勒频移是由卫星速度在发射机和接收机射线路径上的投影确定的，因而大气折射成为测量到的多普勒频移的原因。来自几个GPS发射机的数据可用于计算 GPS和LEO卫星精确的位置和速度，计算在没有折射时可能存在的多 普勒频移。大气层对多普勒频移的奉献与卫星位置和速度的知识相结

10、合，可给出估计的：和a。准确地重现大气折射率刨面取决与准确地计算：和a,而它们又与准确地测量发射机信号相位、卫星位置和速度有关。每个GPS卫星以1575.42MHz(L1)和1227.6NHz(L2)连续发射右旋偏振信号。这些信号被10.23 MHz频率的伪随机精确测距编码调制。L1载频信号也受频率为1.023 MHz的原始/搜索测距编码调制。为了充分利用包含在这些信号中的大气信 息，LEO卫星的GPS接收机必须能测量 L1和L2载频的相位和 幅度。将L1和L2的相位 测量比拟，就可形成将大气和电离层对奉献的根底。珍珠与花瓣的结合卫星实地探测的主要缺点是不能分辨某一物理量的时空模糊性，但星座可

11、以解决这个问题。 而且，不同形式的星座组合，还可以获得一些意想不到的结果。如美国方案发射的GEC卫星星座，可根据探测需要，分别采取珍珠回到式和花瓣形轨道模式。珍珠轨道模式：将四颗卫星置于同一个高倾角(83度)的轨道上，卫星间的距离可根据需要进行调整，这种形式可以提供同一经度不同高度、不同时间尺度的同步测量。通过四星 的组合，GEC能同步测量6种空间尺度的过程，从而可描绘出多尺度的能量传输和耗散过程。GEC的远、近地点分别为 2000km和185km。本来这个根本的轨道已经相当的低了，有时需要更低的测量，GEC采取了一个超低高度的测量方法，称为“深下倾(Deep Dippi ng )。在这期间的

12、近地点可达 135km,而且将维持一周的时间。 这样就需要一些动力装置来实现这种“蹦极的操作。花瓣型轨道模式： 对同一参量在同一纬度不同高度上的测量是GEC方案的主要局部。珍珠模式经过调整，成为花瓣型的模式，也就是每颗卫星都有各自的轨道，但它们可以同时处 于相同纬度但不同的高度上，这样可以测量有关物理参量的经度分布和高度分布。图8-3 GEC的轨道模式8.2.4 磁层整体成象了解磁层的形成和特性有两种途径： 实地测量和整体观测。 在过去的几十年里， 磁层各 区域的实地观测已取得很大成绩， 人们对磁层的内部结构和演变有了进一步的了解， 并构造 出磁层的三维图形。 但对磁层的整体观测进行得较少，

13、而这对确切了解磁层的实际形状和大 尺度动力学是非常必要的。 现在， 磁层探测方面的新开展和新成果证明，得到磁层整体的像是可行的。这些技术包括对 X射线、EUV、UV、可见光、射频发射和强能中性粒子的检测。 将这些技术结合在一起， 就可以构成磁层大局部区域的像， 如极光区、 等离子体层、 边界区、 环电流和等离子体片。在可见光、UV和X射线波长的极光区发射，起因于磁层高能粒子在稠密的、高纬高层 大气的沉降。 在磁层中自然产生的各种波动以及人工产生的无线电波的传播和反射特性，提供了对波源和边界区成像的可能性， 这是用其它整体成像技术难以得到的。 由 He+ 和 O+ 谐 振散射的太阳 EUV 可用

14、于得到这些来自冷电离层源离子在整个磁层的分布。在磁层各区 域，通过强能离子电荷与中性气体交换产生的强能中性原子 (ENA) 构成了成像技术的根底， 它可用于揭示磁层强能粒子分布、 等离子体片和伴随的加速过程的结构。 上述这些技术在以 往的空间探测中已得到确认。 可以预料， 在不远的将来， 极光成像技术与其它成像技术相结 合，将得到一个完整的、真实的整体磁层图像。8.3 从太空观测太阳8.3.1 为什么在太空观测太阳太阳是地球的光和热的来源， 是维持地球上一切生命的根底。 但太阳辐射 (包括电磁辐 射和粒子辐射) 是不断变化的， 而这种变化影响和制约着地球空间环境的结构， 有时甚至会 产生灾害性

15、的影响。地球对太阳能量变化的响应有不同的形式。例如，爆发性的快速日冕物质抛射(CME)事件可触发磁暴；大的太阳耀斑可使地球上的高频通讯中断；以11 年太阳周期变化的短波电磁辐射可影响地球高层大气的化学、 结构和动力学， 而长期的太阳常数变化可影响全球的 气候。太阳能量输出变化的社会效应也是相当大的。这些变化可使各种卫星发生异常甚至失 效，也可由于区域或全球的气候变化产生社会和经济方面的混乱。因此， 深入对太阳进行观测和研究， 不仅对人类了解自然有重要的科学意义， 而且对于预测太阳活动、 预报空间天气 也是非常重要和迫切的。地球大气对天文观测极为不利，从甚长波到丫射线的电磁波，能够通过大气而被地

16、面接收到的仅是几个极为窄小的所谓大气窗口(电磁波能穿透大气的波段) 由于原子、分子的 吸收和瑞利散射，波长短于 0.32 微米的电磁波不可能通过大气到达地面；波长长于10 米的天体射电波由于电离层的反射也不能穿透大气层； 由于水、 二氧化碳等分子的吸收， “窗口 中的红外波段也被分割得支离破碎。即使在“窗口内，也并非完全透明，特别是由于大气 湍流所造成的星光抖动， 使得观测到的天象的空间分辨率很低 因此， 人们只有到大气层以 外去，才有可能扩大观测波段，提高观测的空间分辨率，增加观测的灵敏度等。从太空观测太阳其始于 1960 年，美国发射的 “先躯者 -5 号 (Pioneer 5)，是第一艘

17、探测 太阳的人造航天器，现仍在太阳轨道。1962年 3月到 1975 年6月，美国发射了“轨道太阳观测台 (OSO) 系列探测器，该系列持续时间超过一个太阳活动周，获得了大量的X 射线、Y射线观测数据和远紫外宽带测量及谱线强度测量资料。“天空实验室 (Skylab)是美国的第一个空间站，主要观测仪器是阿波罗望远镜设备(ATM)，宇航员拍摄了 15000多张太阳的图片，发现了日冕洞并对其进行了大量观测。 “太阳峰年卫星 (SMM) 由美国宇航局 1980年 2 月14日发射，在太阳活动高年观测了太阳活动，发现了CME现象。“阳光 (Yohkoh)(或Solar-A)卫星是日本、美国和英国联合研制

18、的太阳探测器，于1991年8月31日发射。星上的主要探测仪器是软 X 射线望远镜。该卫星提供了大量的太阳耀斑图片，为太阳的高能辐 射研究提供了珍贵资料，目前仍在正常运行。尤里赛斯(Ulysses)是美国和欧空局联合发射的 太阳观测卫星， 1990年 10月 6日发射。 主要目的是研究太阳的极区。 1992年8月飞越木星， 并利用木星引力助推作用，偏离黄道面，转向太阳的极区，于1994年 6月第一次通过太阳极区。1995年12月，美国和欧洲空间局(ESA)共同发射了“太阳和日球观测站(SOHO) . SOHO位于日地联线之间的拉格朗日点，对太阳的爆发性事件，可提前30多分钟提供准确的预报和警报。

19、进入21世纪以来，美国已经发射了“高能太阳分光成像仪(HESSI)卫星，而且方案在今后几年内陆续发射一些卫星， ESA 也确定了太阳探测的方案。本文以上世纪末和本世纪 初发射的太阳观测卫星为例，分析从太空观测太阳的主要方法、特点和开展趋势。8.3.2 怎样观测太阳太空观测太阳的主要技术内容包括4方面：(1)用日震技术了解太阳内部结构和动力学；(2)用可见光日冕仪和紫外遥感技术观测色球层、过渡区和日冕；(3)通过X射线和丫射线成像观测，了解太阳高能加速和加热的过程；(4)通过测量太阳磁场的三维结构，了解太阳各种爆发性活动发生开展的规律。1 通过日震观测确定太阳内部结构 太阳是接近于球形的旋转流体

20、， 由它自己的引力场约束。太阳外层的许多性质可以直接观测到。 然而， 光球层以下任何区域的信息几乎无法直接获得， 只有中心核反响产生的中子 才能穿透这些区域， 成为可测量的、 来自太阳内部的直接辐射但现在人们已经认识到，如 果能测量到完整的太阳自由机械震荡谱，那么地震学技术就可以用于确定太阳内部的性 质最近一、二十年已经观测到许多震荡模， 并创造了观测更多模的时机， 在此根底上诞生 了“日震学 太阳内部的各种震荡一般在外表产生三个可观测量： 位移或太阳直径的变化； 温度或亮 度的变化； 径向速度分量。这三个量的相对重要性，取决于震荡的类型和模式。其中用得较 多的方法是利用多普勒效应测量外表速度

21、，如 SOHO 飞船携带的“太阳整体低频速度震荡 测量 (GOLF) 仪器。然而，只有少数谱线可用作原子谐振线滤波器，且难以得到对多普勒频移的线性响应。 因此又开展了线性响应好的其它滤波器系统， 当前使用较普遍的是窄带干预滤波器与双折射 滤波器的组合以将固定发射带中的单个太阳谱线别离出来。 SOHO 飞船的迈克尔逊多普勒成 像仪 (MDI) 就采用了类似方法。测量太阳震荡的另外方法是测量太阳外表亮度变化。 单个震荡模引起的亮度变化的幅度 小于百万分之几。 这在地面难以观测低次膜， 但可在空间观测。 高次膜可在地面观测。 SOHO 飞船的“太阳辐照度和重力震荡测量 (VIRGO) 仪器属于这种类

22、型。 VIRGO 能连续地、高 稳定性和高准确地测量太阳总和谱发光度以及谱辐射率；连续测量太阳极和赤道半径。2用可见光日冕仪观测日冕的形态日冕是太阳的最外层大气， 它在色球层以上， 直至几个太阳半径甚至更远。 在日全蚀时， 日冕可作为围绕太阳的局部光晕在可见光范围看到。 现在， 人们可以在日冕仪上产生人工的 日蚀，以便对日冕进行观测。 SOHO 飞船携带的“白光分光日冕仪 (LASCO) 属于可见光观 测仪器。3用紫外遥感方法观测日冕的结构日冕是温度为108K的较稀薄的等离子体，其电子数密度在底部约1081010 cm-3，向外密度减小。日冕辐射覆盖了从 X射线到无线电波的整个电磁波谱段。 在

23、远紫外FUV波段， 日冕辐射那么强于光球及色球，成为主要发射源。由于不同波长的紫外辐射来自太阳大气的不同高度，所以不同波长的紫外单色像能给出不同高度、不同温度范围的太阳大气辐射分布。SOHO飞船的太阳极紫外成像仪EIT可用于研究色球和日冕日冕小尺度结构的动力学和演变，特别是关于日冕加热和太阳风加速的物理机制。日冕诊断分光计 CDS通过研究极紫外EUV区的发射线特征来获得太阳大气的 等离子体特征包括密度、温度、流速及丰度等。4用X射线和丫射线成像方法观测太阳的高能加速过程太阳是太阳系中最强大的粒子加速器，它可将离子加速到几十GeV，将电子加速到几百MeV。而且，粒子加速和能量释放过程是紧密联系在

24、一起的。但是，太阳怎样释放了可 能存贮在日冕磁场中的能量，如何以那样高的效率加速电子和离子，并到达那样高的能量， 现在还不清楚。高能发射是电子、质子和重离子在太阳耀斑中加速的最直接的特征。硬X射线连续谱是由高能电子的轫致辐射产生的。高能离子与周围太阳大气的核碰撞产生复杂的窄和宽的 射线线谱，它们含有加速的离子和周围大气特有的信息。由此可见，对太阳X射线和丫射线进行成像观测，可了解太阳的爆发性能量释放过程，特别是耀斑。高能太阳分光成像仪HESSI是一个用于探测太阳耀斑中离子加速和能量释放的小型卫 星，于2002年2月发射成功。HESSI的轨道倾角为38，高度为600km。卫星上唯一一个 仪器是成像光谱仪，它可在X射线和丫射线谱段获得高保真度的太阳耀斑彩色图像。HESSI的主要科学目的是确定在日冕中脉动能量释放的频率、位置和演变；研究在耀斑中电子、 质子和重离子的加速；研究等离子体加热并确定与粒子加速的关系；研究耀斑中高能粒子的传播和演变;确定在耀斑中加速离子和周围离子的相对丰度。HESSI的成像能力是通过 9个旋转调制准直器RMC取得的，每秒钟可获得 20个详细 的太阳像，因此可追踪从加速点离开的电子。 高分辨率的光谱是用 9个位于RMC的后面的锗 探测器获得的。这种探测器是超纯n-型锗探测器，7.1cm直径，8.5 cm长。为了降低噪音， 提高灵敏度，探测器被