月球(火星)中子(水冰)探測儀初步方案研究

郭文瑾 吳先明 王 俊

(蘭州物理研究所,蘭州 730000)

1 引言

開展對月球、火星等星體的水冰探測具有重要的工程與科學意義。水是支持生命系統的基本要素之一,水冰的發現有助于載人登月工程的實施;水冰等已在月球上封存幾十億年,能夠提供月球演化歷史以及月球與彗星等小型天體碰撞的記錄和信息。火星上是否能找到水或者水冰,將直接回答火星上是否存在生命或曾經存在過生命這一科學問題;另外水還可以為火星探測提供重要支持;存在水的區域將成為火星上首批接受宇航員探測的地區,以便進一步確定火星上是否有生命存在的跡象。

月球、火星的水冰探測主要有三種方法:無線電水冰探測、紅外水冰探測和中子水冰探測。

無線電水冰探測是通過向天體表面發射無線電波,利用無線電波的反射特征探測冰面的存在,但這種方法本身準確性差,而且不能定量探測水冰的含量。

雖然紅外光譜儀也可以探測到水冰在3μm 處、羥基在2.8μm 處的特征吸收線, 但紅外探測僅能探測到月球或者火星表面很淺的深度,通常在幾毫米以內。

中子(水冰)探測儀可通過對天體表面反射中子的探測方式實現對水冰的探測。由于中子的穿透性能強,中子水冰探測儀可以探測到相對較深的區域,比如能探測到火星表面以下50cm 到1m 的深度;且結合由γ射線探測儀提供的對土壤元素與成分分析,中子(水冰)探測儀的精度較高。

2 國外研究和應用情況

高能宇宙射線與月球等天體表面物質作用時會釋放中子和其它亞原子粒子;其中一些中子的能量高,能直接逃離月表進入宇宙,稱為快中子;另一些中子射入月表物質并與其它原子碰撞。在逃逸過程中,如果中子碰撞的是較重原子,那么撞擊過程損失的能量不多,仍然會以接近初始速度運動,這些中子稱為超熱中子。如果中子與其質量大小接近的氫原子相碰撞,則中子速度將明顯變慢、能量銳減。如果月球、火星表面某個區域氫含量高,那么任何在這個區域運動的中子在從月表逃逸進入宇宙之前都會被快速“冷卻”,速度明顯變慢、能量銳減,成為熱中子。如果探測到某個區域的超熱中子流的下降,則表明該區域存在一定含量的氫元素,氫是組成水的重要元素,結合對氫元素的存在形式的分析和判斷,從而推斷該區域是否存在水冰。這就是中子水冰探測最基本的原理[1-2]。

2.1 中子譜儀

1998年美國的月球勘探者號(Lunar Prospector)上搭載了中子譜儀(Neutron Spectrometer,NS),2001年奧德賽(Odyssey)火星探測器上搭載了美國的中子譜儀。下面以Odyssey 上使用的中子譜儀(見圖1)為例介紹其原理。

圖1 中子譜儀結構Fig.1 Detection principle of neutron spect rometer and structure of detector head

NS 設計用來探測三個能量段的中子:熱中子、超熱中子和快中子。探測儀呈盒狀,被分割成4 個棱柱狀的部分。每個棱柱是一個裝有硼的閃爍探測儀。當被高能粒子撞擊的時候,閃爍探測儀發出閃光。這些棱柱閃爍體光學上相互隔離,每個棱柱由一個分開的光電倍增管監視。光電倍增管放大來自閃爍探測儀的光能,并向探測電路發送信號。裝置的兩端覆蓋厚的鎘片,以保護棱柱狀閃爍體不受來自兩端方向中子的干擾。朝向下面的棱柱閃爍體的外表面也覆蓋著鎘片,這樣它僅僅響應能量超過熱中子能段的中子。

月球勘探者號探測到大量的氫,推斷為以水的形式存在。水冰在南北兩極都存在,北極明顯多于南極。科學家經過分析推斷月球水冰的含量為每極約30 億噸。地表下的離散的、禁錮的水冰大致沉積于50cm 的干燥月壤之下。Odyssey 上的中子譜儀探測到的數據用于和高能中子探測儀探測數據的聯合分析。

2.2 高能中子探測儀

高能中子探測儀(High Energy Neutron Detector,HEND)由俄羅斯制造,搭載于2001年發射的美國的Odyssey 火星探測器上。HEND 在一套儀器中集成了4 個粒子探測儀和一個電路板。傳感器包括三個正比計數器:小型探測設備(SD)、中型探測設備(MD)、大型探測設備(LD)以及雙閃爍體探測設備(SC),大、中、小型探測設備分別由正比計數器外面包圍不同厚度的聚乙烯慢化劑構成。雙閃爍體探測設備包括兩個閃爍體探測儀。正比計數器使用核反應法探測中子。正比計數管內發生反應3He+n →3H +p+765keV 反應熱變成質子和氚的動能。質子和氚引起氦的電離,由電離作用產生的脈沖來探測中子。閃爍體探測儀探測中子的過程是快中子打在氫核上通過n-p 彈性散射產生反沖質子,反沖質子引起閃爍體的特征熒光而被光電倍增管記錄,信號經過處理電路讀出[3-5]。

正比計數器和雙閃爍探測設備對于不同能量的中子有不同的靈敏度, 當所有這些儀器都打開,HEND 能夠測量一個很寬能量區間的中子(0.4eV～10.0M eV)。三個正比計數器能探測0.4eV 至1MeV 能量段的中子,雙閃爍體探測設備包括二苯乙烯做成的內部閃爍探測儀和外部反符合探測儀,能夠探測300keV～10.0MeV 能量段的中子。

俄羅斯科學家通過分析Odyssey 中子(水冰)探測儀的探測數據認為在火星南極下面藏著1 000萬平方千米的冰面,南緯60°區域富冰層大約表面以下60cm,南緯75°區域大約在表面以下30cm 以內。此外太陽系的最高峰——火星奧林波斯山的山坡上也存在大量的水體。對于緯度±40°區域內水的存在形式既可能是礦物中的化合物水,也可能是土壤顆粒中的物理狀態的吸收水[6-8]。

2.3 月球勘探中子探測儀

月球勘探中子探測儀(Lunar Exploration Neutron Detector,LEND)(見圖2)由俄羅斯制造,搭載于2008年美國的月球勘測軌道器(Lunar Reconnaissance O rbiter)上,整臺儀器共有9 個獨立的傳感器用來探測熱中子、超熱中子和快中子。8 個用來探測熱中子和超熱中子的3He 計數器和1 個用來探測高能中子的二苯乙烯閃爍探測儀[9]。

圖2 LEND 結構示意圖Fig.2 S tructure of LEND

月球勘測中子探測儀相比于快中子探測儀最重要的區別在于其增加了準直模塊。該模塊的最主要的功能是吸收來自窄視場外的中子。中子準直的概念如圖3 所示。中子準直器提供一個窄視場,直接來自星體表面的視場內超熱中子流被探測儀記錄,而絕大部分視場外的中子則被吸收掉。準直器外面有聚乙烯層對入射中子進行慢化,里面有10B層對中子進行有效吸收。對于在50km 高軌道上的探測儀來說,準直技術以水平方向5km 的分辨率提供來自月球表面的超熱中子的發射圖像。而HEND 是在400km 的火星軌道上以300km 的分辨率進行中子探測。

LEND 以視角5.6°提供月球全球的氫分布圖,其中LEND 觀測的主要目標是分布在極地周圍永久陰影區的隕坑。LEND 能夠從選擇出的隕坑中探測出從30ppm 到150ppm 的氫,相應可以推斷出風化層中存在的水含量在0.03～0.15w t%(w t 代表質量含量)之間。

圖3 LEND 準直器原理圖Fig.3 Principle of LEND collimator

2.4 中子反射動能測量儀

中子反射動能測量儀(Dynamic Albedo of Neutrons,DAN)原計劃搭載于美國將發射的“火星科學實驗室”(Mars Science Laboratory,M SL)上。DAN 設備包括兩個獨立的單元:DAN 探測儀和電子學(DAN-DE)以及DAN 脈沖中子發生器(DANPNG)。DAN 探測儀的原理和設計主要繼承搭載于Odyssey 上的HEND,包括兩個正比計數器。包括中子管和高壓電子學在內,脈沖中子發生器的主要功能繼承于工業產品ING-101。在一個中子脈沖期間,加速的氘離子在氚靶通過反應:D+T →4He+n 產生能量為14M eV 的中子流[10]。

DAN 的測量模式有兩種:主動測量模式和被動測量模式。所有的主動測量包括DAN-PNG 的啟用。DAN-PNG 將發射選定頻率的中子脈沖,并向火星表面輻射,以產生熱中子以及超熱中子的動力學反射,由DAN-DE 探測。這種模式在巡視探測器運動的短暫停頓期間使用,短時間(＜2min)的測量以滿足對水分布的粗略估計,精度約為1%。長時間(大于30min)的測量將探測水的垂直分布精度0.1%～0.3%。被動測量模式用以擴展關于火星表面的知識,脈沖中子發生器關閉期間,在DAN 操作計劃中,將使用被動測量監視平均水含量,以進行在巡視探測器下面火星土壤近表結構的最初估計。這種測量將需要細致的校準及去除由巡視探測器散熱器產生的背景輻射,將產生DAN 探測儀計數統計。DAN 的被動測量也可以用于對自然中子背景的連續監測,以估計輻射劑量。在一個大的太陽(粒子)事件期間,DAN 的被動測量將幫助監視太陽事件的演化,并估計在太陽耀斑的條件下中子輻射劑量。

3 我國研制中子(水冰)探測儀的初步方案設想

軌道器上使用的中子(水冰)探測儀,利用的是宇宙射線與天體表面物質碰撞形成的天然中子源。而在天體表面使用的中子(水冰)探測儀,除了可以利用天然中子源外,還可自身攜帶中子發生器作為中子源。本文針對提出的中子(水冰)探測儀方案是利用天然中子源進行水冰探測,適合搭載于軌道器上。

對于探測儀本身而言,用于月球和用于火星的中子(水冰)探測儀在構造方面沒有大的差別,不同的是,由于火星大氣的存在,會與從火星表面發射的中子碰撞或者吸收掉部分中子,在最后的結果分析中,需要考慮火星大氣的成分和密度,并對探測結果進行修正。

3.1 基本組成

設計方案中的探測儀主要包括3He 正比計數器和閃爍體探測儀。

3He 正比計數器用于探測能量小于1MeV 的中子,作為正比計數器外包圍的聚乙烯慢化劑,其主要優點是輕質和富含氫,氫元素對宇宙射線具有良好的吸收與散射性能。使用閃爍體探測儀探測能量較高的快中子,考慮到空間環境效應、發光效率和衰減時間等因素閃爍體選擇有機閃爍體二苯乙烯。這種閃爍體對于中子、γ射線和質子等帶電粒子都非常敏感。

3.2 初步方案

3.2.13He 正比計數器的設計

在3He 正比計數器外包圍不同厚度的聚乙烯層,確保正比計數器能探測不同能量區間的中子。圖4、圖5 和圖6 分別是覆蓋三種不同厚度聚乙烯層的正比計數器的結構示意圖。圖4 中的聚乙烯層厚度薄,圖5 中的聚乙烯層為中等厚度,圖6 中的聚乙烯層較厚,并采用了兩種不同的聚乙烯材料。聚乙烯層的厚度,根據需要探測的中子能量值,通過蒙特卡羅模擬計算方法確定。其中鎘層的作用是它能很好地吸收能量小于0.4eV 的中子和反沖質子。

圖43H e 正比計數器(包圍薄層聚乙烯)Fig.43He proportional counter(with thin layer of polyethylene)

圖53He 正比計數器(包圍中等厚度聚乙烯層)Fig.53He proportional counter(with medium layer of polyethylene)

圖63H e 正比計數器(包圍厚層聚乙烯)Fig.63He proportional counter(with thick layer of polyethylene)

聚乙烯層為圓柱形,3He 正比計數管被圓柱形的聚乙烯層包圍。中子源是各向同性的單點源。鑒于探測的中子能量不同, 聚乙烯層的厚度也不同。3He 正比計數器的效率通過蒙特卡羅模擬計算方法得到。計算結果示于圖7、圖8 和圖9。中子的能量不同,與最大探測效率對應的聚乙烯層的厚度可以從圖上找到。表1 列出了聚乙烯的厚度值。

圖7 中子的能量為10eV 時, 聚乙烯的厚度與3H e 正比計數管探測效率的關系Fig.7 Relation between polyethylene thickness and detection efficiency of3H e proportional counter, with 10eV of the neutron

圖8 中子的能量為1keV 時,聚乙烯的厚度與3H e 正比計數管探測效率的關系Fig.8 Relation between polyethylene thickness and detection efficiency of3H e proportional counter, with 1keV of the neutron

3.2.2 閃爍體探測儀設計

我們的方案中使用有機閃爍體二苯乙烯,它可以甄別中子和γ射線。對于帶電粒子,它在外面設置了無機閃爍體(CsI)專門測量,其信號可以作為測量中子和γ射線的反符合信號,從而保證了中子和γ射線的測量不受帶電粒子的影響。圖10 為閃爍體探測儀的結構示意圖。

圖9 中子的能量為1MeV 時,聚乙烯的厚度與3He 正比計數管探測效率的關系Fig.9 Relation between polyethylene thickness and detection efficiency of3He proportional counter, with 1MeV of the neutron

表1 不同入射中子能量對應的聚乙烯層的厚度Table 1 Thickness of polyethylene layer corresponding to the incident neutrons with different energy

圖10 閃爍體探測儀結構示意圖Fig.10 Structure of scintillator detector

3.3 數據分析方法

中子(水冰)探測儀直接得到的是中子流量數據,需要首先將其轉化為氫的含量。由于土壤中的氫含量是土壤深度的函數,需要建立不同的土壤模型,結合具體的模型,選擇某一特定地區將其氫含量進行歸一化,運用蒙特卡羅模擬計算方法最終得到氫的含量及分布。另外,由于大氣與中子會發生作用,對于火星這類具有大氣的天體,需要考慮大氣的成分和含量對結果進行修正。根據氫元素存在形式的判斷,最終可以將氫含量轉化為水冰的含量。

3.4 方案特點

本方案通過采用4 個探測儀對不同能量的中子進行探測, 對于能量較低的中子的探測我們使用3He 正比計數器,這樣可對不同能量段的中子數據進行分析,具體探測結果和探測精度有待在以后的研究中進行驗證。

4 結束語

中子(水冰)探測儀在月球、火星以及太陽系的其它天體的水冰探測中起重要作用。在充分調研和研究中子(水冰)探測儀研制關鍵技術的基礎上,完成了我國探測儀的中子(水冰)初步設計方案,并將開展地面模擬實驗研究,以驗證對空間天體水冰探測的能力。

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[1]Feldman W C , Maurice S , Binder A B, et al.Fluxes of fast and epithermal neutrons from lunar prospector:evidence for waterice at the lunar poles[J].Science,1998, 281:1496

[2]Galal K , Cox S , Lozier D, et al.Lunar prospector and beyond[C]// AIAA Space 2000 Conference &Exposition, Long Beach, CA, 2000

[3]Mitrofanov I G, Litvak M L, Kozyrev A S, et al.Search for water in martian soil using global neutron mapping by the Russian HEND instrument onboard the US 2001 Mars Odyssey spacecraf t [J].Solar System Research,2003,37:366-377

[4]Boynton W V, Feldman W C, Mitrofanov I G, et al.The Mars Odyssey Gamma-ray spectrometer instrument suite[J].Space Sci Rev, 2004, 110:37-83

[5]Litvak M L , Mitrofanov I G , Kozyrev A, et al.Comparison between polar regions of Mars from H END/Odyssey data[J].Icarus, 2006, 180:23-37.

[6]Feldman W C, Boynton W V , Tokar R L, et al.Global distribution of neutrons from Mars:results from Mars Odyssey[J].Science, 2002, 297:75

[7]Mitrofanov I, Anfimov D, Kozyrev A, et al.Maps of subsurface hydrogen from the high energy neutron detector, Mars Odyssey [J].Science, 2002, 297:78

[8]Boynton W V, Feldman W C, Squyres S W, et al.Distribution of hydrogen in the near surface of Mars:evidence for subsurface ice deposits [J].Science, 2002,297:81

[9]Mitrofanov I G, Sanin A B, Golovin D V, et al.Experiment LEND of the NASA Lunar Reconnaissance Orbiter for high-resolution mapping of neutron emission of the moon[J].Astrobiology, 2008, 8(4)

[10]Litvak M L, Mitrofanov I G, Barmakov Y N, et al.The dynamic albedo of neutrons(DAN)experiment for NASA's 2009 Mars Science Laboratory [J].Astrobiology, 2008, 8(3)