空間塵埃探測方案研究

趙呈選，郭文瑾

(蘭州空間技術物理研究所真空低溫技術與物理重點實驗室，甘肅蘭州730000)

1 引言

根據(jù)天文觀測，塵埃粒子在太陽系和整個銀河系中都普遍存在著。塵埃粒子和光子一樣，攜帶了空間中某一時空點的信息，根據(jù)塵埃粒子的起源地和它們的整體性質，可以了解塵埃形成區(qū)域周圍的空間環(huán)境。行星大氣周圍塵埃的各種動力學特性會影響行星的氣候演變。不僅如此，塵埃粒子還會對進行深空探測的航天器有重大影響，當這些塵埃沉積在航天器太陽電池和光學敏感器等表面時，直接影響航天器的電位和性能，影響到光學敏感器的光學特性和圖像質量。因此，通過發(fā)射圍繞行星旋轉的空間塵埃探測器，或直接安裝在行星表面著陸器上可以更加深入的了解空間塵埃環(huán)境對航天器的影響，有利于探索行星的起源以及生命的起源。探索了空間塵埃探測器的基本結構設計，分析了探測器探測塵埃的質量、速度、飛行方向、化學成分及其同位素、所帶電荷情況和塵埃流通量的原理，并用軟件仿真計算了撞擊離子在反射式質譜計反射腔內的軌跡，驗證了探測空間塵埃的化學成分的可行性。

2 塵埃粒子的不同來源

在行星際空間中，塵埃首先來自太陽系中大橢圓軌道運行的彗星，彗星表面可揮發(fā)冰狀物的升華氣壓把塵埃粒子推入周圍空間，較大顆粒的塵埃粒子獲得與彗星母體相同的軌道，繼而形成慧尾［1］。盡管慧尾聚集了大量塵埃，但行星攝動、星體碰撞等其它效應也會產(chǎn)生大量分布于行星際間的塵埃。

除了彗星，塵埃的另一個重要來源就是小行星帶。小行星之間的碰撞產(chǎn)生的碎片的直徑有很寬的分布，其中一部分形成流星和黃道帶內的塵埃云。一般認為，來自小行星的塵埃粒子的成分和結構反映了小行星母體的成分和結構，該類塵埃大部分屬于硅酸鹽并富含鐵元素。它們的軌道有很小的軌道交角而且越來越接近圓形，這和來自彗星的塵埃的大橢圓軌道有明顯的區(qū)別。

塵埃也可能起源于銀河系內各種不同的行星和恒星體，例如，富碳行星、紅巨星或超新星。所有這些星體為塵埃提供了典型的但不同的化學的和同位素的特征［2］，通過同位素分析，就可以鑒別出古老隕石中太陽系形成之前的塵埃。

3 塵埃粒子的探測

空間塵埃探測器的主要探測任務是探測塵埃的質量、速度、飛行方向、化學成分及其同位素、所帶電荷情況和塵埃流的通量等。

空間塵埃探測器的結構包括兩個重要的探測單元:塵埃軌跡探測器和反射式質譜計。整個裝置還包括底部的電子器件箱和旋轉機構，當該裝置處于探測狀態(tài)時，為保證反射式質譜計和塵埃軌跡探測器達到合適的指向角度，旋轉機構內的電機可以使裝置在垂直面內傾斜一定角度，同時可以使塵埃軌跡探測器圍繞反射式質譜計在水平面內旋轉，裝置結構圖如圖1所示。

圖1 空間塵埃探測器結構圖

3.1 塵埃軌跡探測器原理

如圖2所示，該探測器包括5個格柵，4個傳感器格柵和1個屏蔽格柵。屏蔽格柵的作用是屏蔽外面的電場和電磁波干擾。每個傳感器格柵內接有相互平行的金屬絲電極，每個金屬絲電極都接有一個電荷敏感放大器，用于放大塵埃粒子的感應電荷信號，從而獲得塵埃粒子所帶的電荷。相鄰格柵的金屬絲相互垂直以精確測量塵埃粒子的入射軌跡。感應最多電荷的金屬絲電極最靠近塵埃粒子的軌跡，通過對比同一格柵上的相鄰金屬絲電極感應電荷的多少就可以得出塵埃粒子穿過該格柵的具體坐標，如圖3所示。

圖2 塵埃軌跡探測器結構圖

圖3 塵埃速度矢量的計算

利用各個格柵輸出的信號和幾何位置可以得出塵埃粒子的速度矢量在直角坐標系中三個坐標軸上的投影:

式中 ti(i=A，B，C，D)為每個格柵感應最大電荷的時刻。所以塵埃的入射速度大小為:

入射速度的方向可以由速度矢量和各個坐標軸之間的夾角確定，與x軸之間的夾角α滿足關系:

根據(jù)塵埃粒子的所帶的電荷、密度以及其表面勢就可以根據(jù)公式計算塵埃的質量，公式如下［3］:

式中 Q為塵埃所帶的電荷，m為塵埃的質量，ρ為塵埃的密度，ε0為真空中的介電常數(shù)，Φ為塵埃粒子的表面勢。需要指出的是塵埃離子的密度由元素成分近似計算，表面勢在一定情況下，可以近似地認為是+5V，空間中紫外線引起的光電效應為其主導的充電過程。

3.2 反射式質譜計探測原理與仿真計算

反射式質譜計主要用于對塵埃粒子的原位化學分析。根據(jù)已獲得的探測數(shù)據(jù)分析，偌使質譜計能夠探測行星際間的塵埃粒子(其通量的量級為10－4m－2s－1)，質譜計的敏感面積必須足夠大［4，5，6，7］:至少 0．1 m2。同時，質譜計必須具有足夠高的質量分辨率以鑒別出宇宙塵埃中常含有的元素(H，C，O，N，Si，Mg，F(xiàn)e，Ni)，要求其質量分辨率滿足:M/ΔM＞100．因此采用反射式質譜計能很好地提高質量分辨率。

反射式質譜計的結構如圖4所示，主體結構為對稱的反射區(qū)圓筒和一個環(huán)形的撞擊探測器。撞擊探測器包括電勢為U2的撞擊靶和一個接地的加速格柵，撞擊產(chǎn)生的離子云在撞擊耙和加速格柵之間加速并進入場自由區(qū)。在撞擊探測器上面是離子反射區(qū)，和撞擊靶法線呈一定角度出射的離子經(jīng)加速進入反射區(qū)，在頂部拋物面狀的反射格柵的作用下反射，最后聚焦于中間放置的離子探測器上。拋物面格柵具有很好的空間反射特性，反射聚焦點的軸向位置和拋物面格柵的電勢U1有關。對于攜帶相反電荷的離子的元素探測，只需改變撞擊靶和拋物面格柵的電勢值正負即可。一旦離子探測器的位置確定，調節(jié)拋物面格柵的曲率或拋物面格柵與離子探測器的距離就可以找到質譜計的最佳質量分辨率。

圖4 反射式質譜計結構圖

利用分析軟件可以模擬質譜計反射腔內的磁場和進入反射腔內離子的軌跡。這里選擇空間中塵埃粒子中常見的元素——鐵元素形成的離子Fe2+。首先設置反射腔的幾何尺寸，如圖5所示:腔高40 cm，頂部反射曲面的曲率半徑為拋物面格柵的曲率半徑，底面圓半徑為25 cm。頂部反射曲面上施加電壓5 kV，底面接地，腔內可以看作真空環(huán)境，相對介電常數(shù)為1，經(jīng)過軟件計算可以得出腔內的電勢變化和電場矢量，如圖6和圖7所示。

同時利用軟件可以得出反射腔內重要的電場分布如圖8所示，頂部反射曲面邊界處場強較大，中間較小，有利于反射離子，反射腔底部場強均勻并且方向一致。接下來模擬鐵離子Fe2+在這種電場中的運動軌跡，設置在產(chǎn)生時具有的初始動能為50 eV，在距離約5 cm電壓為5 kV的電壓加速格柵加速后，進入反射腔時具有的動能約104eV。鐵離子Fe2+質量m=56 u，電荷為2 e．經(jīng)計算優(yōu)化盡可能使離子反射到反射腔中部的離子探測器區(qū)域上，由軟件計算可以得出鐵離子Fe2+軌跡如圖8所示。圖8中左圖中拋物面格柵的曲率半徑為65 cm，右圖中拋物面格柵的曲率半徑為55 cm，通過對比可知，格柵曲率的改變影響了離子反射后撞擊在離子探測器上的位置，曲率半徑為55 cm的格柵對離子的反射效果較好。因此設計合理的離子反射腔結構需要盡可能地優(yōu)化各個器件的位置。

圖5 反射腔建模

圖6 反射腔內的電勢分布

圖7 反射腔內的電場矢量

圖8 不同拋物面格柵曲率半徑下反射腔內Fe2+的反射軌跡

4 討論

隨著載人航天工程、探月工程和火星探測任務的實施，空間塵埃探測器的搭載將具有現(xiàn)實的可實施性。在地球周圍的軌道上，搭載方案有兩種，一種是搭載在高軌衛(wèi)星上，可以探測地球尾跡上的塵埃顆粒；另一種是搭載在中低軌道航天器上，如空間站的外部，但這種情況下探測的塵埃數(shù)據(jù)容易受到地球周圍空間碎片的影響。在圍繞火星環(huán)繞的軌道上探測塵埃，可以更好地了解火星及其衛(wèi)星上的元素組成。此外，在地球和太陽引力平衡的拉格朗日點(L1，L2)上放置塵埃探測器，可以使探測器具有很好的方向穩(wěn)定性，特別是位于L2點的塵埃探測器可以背向太陽和地球，易于校準和保護探測數(shù)據(jù)。

現(xiàn)階段，利用塵埃探測器探測從行星際空間飛往月球表面的塵埃是深空探測的一個方向，而且月球表面塵埃情況作為月球空間天氣的一部分，可以為未來建立月球基地，開采月球資源提供可靠的環(huán)境資料。經(jīng)過分析，利用登陸月球的著陸器進行探測，月球著陸器本身作為一個塵埃觀測平臺，同時也可以和月面天文望遠鏡平臺結合，利用這些平臺實現(xiàn)長時間的月球表面塵埃環(huán)境的探測。

［1］Sykes，M．V．a(chǎn)nd Walker，R．G．:Icarus 95，180－210．1992．

［2］Dorschner，J．a(chǎn)nd Henning，Astron．Astrophys．Rev．6，271 －333．T．:1995．

［3］Srama，R，Auer S，Low － charge detector for the monitoring of hyper－ velocity micron － sized dust particles．Meas．Sci．Technol．19，2008．

［4］Srama，R．et al，Development of an Advanced Dust Telescope，Earth，Moon，and Planets，95:211 －220，2004．

［5］Srama，R，Rachev M．et al，Dust Astronomy with a Dust Telescope．ESA SP －543，F(xiàn)ebuary 2004．

［6］Igenbergs，E，et al，Mars Dust Counter．Earth Planets Space，50，241 －245，1998．

［7］Srama，R．et al，Laboratory Tests of the Large Area Mass Analyser，ESA SP －643，January 2007．