宇宙塵星載原位探測技術研究

焦子龍，姜利祥，李濤，孫繼鵬，黃建國，朱云飛

（1.可靠性與環境工程技術重點實驗室，北京 100094；2.北京衛星環境工程研究所，北京 100094）

宇宙塵（Cosmic Dust）是指宇宙空間廣泛存在的固態顆粒[1-2]。按照宇宙塵埃存在的位置不同，可將其分為行星際塵埃、星際塵埃、銀河系內塵埃、河外星系塵埃等。近地空間的行星際塵埃一般也稱為微流星體，主要來源于小行星帶和彗星。宇宙塵埃是自然形成的，與人類空間活動造成的微小空間碎片在成分、運動速度、密度等物理化學特性方面有顯著區別。

宇宙塵是宇宙的重要組成部分，在宇宙演化中起著極重要的作用。研究宇宙塵對了解地球和月球的形成及演化歷史、恒星及太陽系的起源、隕石的消融過程、彗星的瓦解、黃道光的起因、星際空間航行、地球上各地質事件的發生與天體的關系研究等有重大意義[3-4]。此外，彗星、流星體及星際塵埃等極有可能是地球水、有機物的重要來源，因此，對上述天體所含有機成分的研究對地球生命起源研究具有重要意義[5]。

此外，宇宙塵埃顆粒長期與航天器碰撞產生累積效應，特別是造成光學表面的剝蝕、斷裂、污染，太陽能電池陣被破壞，熱控系統性能退化等。因此，對宇宙塵的研究將直接服務于航天器設計及在軌安全運行[6]。

文中在總結宇宙塵星載原位探測任務發展歷史的基礎上，對宇宙塵超高速撞擊現象及典型探測技術進行了系統總結闡述，介紹了撞擊電離型、壓電型、電容型、電阻型、半導體型、質譜型等探測技術。同時介紹了最近開展的復合探測技術及大面積探測方法等相關研究，最后對探測技術進行了總結，并提出了我國相關技術發展的建議。

1 宇宙塵星載原位探測任務

宇宙塵探測方法包括地基探測和星載探測。地基探測有多種方法，例如對軌道與地球相交的毫米以上的流星進行觀測。通過收集平流層的行星際塵埃，對其成分和形態進行分析。通過月球表面微隕石坑的研究，對亞微米至毫米級顆粒的尺寸分布進行研究。通過對星際塵埃散射的太陽光及其熱輻射產生的黃道光的觀測，對10 μm～1 mm大小顆粒的空間分布進行分析[7]。星載探測方法包括星載光學探測，即通過光學觀測得到宇宙塵參數；星載捕集返回，即通過裝置采集軌道宇宙塵顆粒，返回地球后進行分析；星載原位探測，即通過對宇宙塵撞擊所產生的物理現象進行測量，得到宇宙塵特性參數。星載原位探測是宇宙塵探測的重要手段，在近地空間塵埃探測、行星塵埃環探測、彗星塵埃探測等方面發揮了重要作用。

1.1 近地空間塵埃探測

航天事業發展初期即進行了宇宙塵探測。例如美國1958年 2月發射的第一顆人造地球衛星探險者1號即搭載了石英晶體作為撞擊傳感器，能夠探測到平均撞擊速度30 km/s、質量大于8×10-10g的顆粒[8]。

1965年2—7月間，美國發射了三顆飛馬座衛星。飛馬座衛星太陽電池板單側長29 m，寬4.1 m，兩側電池板總面積達210 m2，專門用于探測宇宙塵，以服務于載人登月項目。探測器為電容式，電極分別為鋁和銅，絕緣體為三層聚酯[9]。

1967年12月美國發射的先驅者8號衛星，軌道為日心軌道，近地點和遠地點分別為0.99，1.088 AU，自旋穩定。衛星攜帶有宇宙塵探測器，用于探測太陽系中的宇宙塵通量密度、流星雨中顆粒的通量密度和速度，對新型麥克風宇宙塵探測器進行驗證[10-11]。

此外，長期暴露試驗設施[12]、歐洲可回收載荷[13-14]、哈勃太空望遠鏡太陽電池板[15-16]在回收后通過分析也獲得了微流星體碰撞數據，但其僅能提供飛行軌道上微流星體信息，且無法記錄微流星體撞擊時間信息。

1.2 行星塵埃環環境探測

20世紀90年代，美國發射卡西尼號對木星環和土星環、行星際空間微流星的物理、化學及動力學參數進行了探測[17-18]。尤利西斯號對木星周圍的塵埃進行了探測分析[19]。卡西尼號衛星上搭載了宇宙塵分析儀（Cosmic Dust Analyzer），可測量單個塵埃顆粒的質量、成分、電荷、速度、飛行方向等參數。儀器的外形如圖1所示。

宇宙塵分析儀包含兩臺探測儀器，分別是塵埃分析器（Dust Analyzer）和高速率探測器（High Rate Detector）。塵埃分析器DA由三部分組成，包括電荷測量單元、碰撞電離探測單元和化學成分分析單元。它可測量顆粒的電荷、速度、質量和化學成分。高速率探測器HRD采用PVDF薄膜探測顆粒撞擊次數，主要在土星塵埃環中對塵埃流的通量和質量分布進行高速探測。

1.3 彗星塵埃探測

20世紀80年代，為探測哈雷彗星，國際上發射了多顆衛星對其進行探測。哈雷彗星的塵埃探測是重要的科學探測任務之一，代表性的探測器為歐空局于1985年7月發射的喬托（Giotto）號，它是人類第一個專門用于探測彗星的探測器。Giotto號外形為圓柱體，直徑為1.8 m，高為3 m，質量為950 kg，于1986年3月14日飛抵距離彗核只有約600 km。喬托號攜帶有壓電探測器、撞擊等離子體探測器、薄膜電容式探測器、飛行時間質譜計等塵埃探測器。探測器顆粒質量探測范圍覆蓋10－20～10－8kg，飛行時間質譜計的靶標采用10 μm厚的鉑金薄膜，其中摻雜10%的鋁。通過探測數據分析，發現彗發中塵埃顆粒直徑處于0.01～100 μm范圍，密度僅有約0.1 g/cm3。根據顆粒成分可將其分為兩類，一類是揮發性有機物，主要成分是CHON；另一類是難溶硅酸鹽，主要成分是鈉、鎂、硅、鐵和鈣等。碳氫氧的相對豐度與太陽觀測結果相近，說明彗星主要由太陽系的初始物質構成[20]。

1999年2月星塵號發射，2004年與Wild 2號彗星相遇，穿過彗尾的過程中采集塵埃及氣體樣本，于2006年返回地球。星塵號帶有一個以氧化硅為基底的網球拍海綿狀氣溶膠，用于俘獲直徑為 1～100 μm高速運動的彗發塵埃顆粒，然后折疊收入返回艙，貯存于氣溶膠塵埃收集器中。同時，塵埃質譜分析儀還可對塵埃成分進行探測，其原型為Giotto號的塵埃撞擊分析儀[21]。星塵號在軌部分繼續工作，被命名為Stardust-NexT任務，與2011年2月15日對Tempel 1號彗星進行探測[22]。

2004年發射Rosetta號探測器，對楚留莫夫-格拉希門科彗星進行探測。同時，向彗星表面發射菲萊探測器。Rosetta軌道器上攜帶有多種儀器測量彗星塵埃動力學特性、成分、結構等特性參數[23]。

2 宇宙塵探測技術

2.1 塵埃顆粒超高速撞擊現象及測量方法

相對運動速度高于 1 km/s的微米級塵埃顆粒高速撞擊下，產生多種物理現象，包括被撞擊表面形成凹坑或被擊穿；被撞擊表面被壓縮；被撞擊表面部分材料及部分顆粒被電離，形成等離子體等。這些現象與撞擊顆粒的質量、速度等參數有關。根據這些現象，提出了多種測量方法。表1對典型撞擊現象、測量方法和典型載荷結構進行了總結[24]。由表1可知，典型宇宙塵原位探測傳感器包括撞擊電離型、壓電型、電容型、電阻型、半導體型、質譜型等。下面對其原理等進行簡要介紹。

2.2 典型宇宙塵原位探測傳感器

2.2.1 撞擊電離型

宇宙塵高速顆粒撞擊后，顆粒及部分靶材料氣化，被加熱至105K的高溫，電離形成等離子體云，其離子或電子電荷電量Q與微流星的質量m和撞擊速度v有關，電荷脈沖上升時間t與撞擊速度v有關：

式中：α，β，γ均為試驗標定常數。

Planet-B衛星搭載的火星塵埃探測器 Mars dust counter[25]結構如圖 2所示。顆粒撞擊電離檢測器靶標，產生的等離子體電子和離子分別被處于正負偏壓（240 V）的電荷收集板收集分析。此外，靶標接地，顆粒撞擊時也得到一路信號，可用于鑒別偽撞擊信號。為增加靈敏度，增強撞擊等離子體效應，靶材料可以選用銅、鉬、鉭等材料。

2.2.2 壓電型

如圖3所示，當高速顆粒撞擊極化壓電材料時，由于去極化效應產生電荷變化信號。理論推導及試驗結果證明，電荷變化量Q與質量m和速度v有關：

例如，對于 28 μm 厚的 PVDF，α=1.3±0.1，β=3.0±0.1。通過電路檢測電荷變化，如果大于設定的閾值，可記錄得到一次撞擊事件。

聚偏二氟乙烯（PVDF）具有非常好的壓電性能，壓電指數是普通壓電陶瓷的4倍，而且它還具有非常好的高溫穩定性和抗輻照能力。其空間應用由Simpson和Tuzzolino首先完成[28-31]，主要包括VeGa 1和 VeGa 2衛星上的塵埃計數和質量分析器（Dust Counter and Mass Analyzer(DUCMA)）、ARGOS 衛星上的空間塵埃探測器（SPAce DUSt(SPADUS)）、Cassini號衛星上的高速率塵埃探測器（High Rate Detector(HRD)）、Stardust衛星上的塵埃通量監測儀（Dust Flux Monitor Instrument (DFMI)）等。

2.2.3 電容型

電容型撞擊傳感器結構上類似平行平板電容，例如上半部分為鋁箔，下半部分為鍍鋁 Kapton薄膜。一定尺寸的高速顆粒擊穿上層鋁箔，使得電容放電，通過電路監測電容電壓變化即可記錄撞擊事件。電容型傳感器結構簡單，探測面積大，電路簡單、可靠，一次撞擊后仍能正常工作，但僅能對撞擊事件進行計數，無法得到高速顆粒的質量、速度等信息[31]。

2.2.4 電阻型

高速顆粒電阻型傳感器的探測單元是靶平面的一組電阻絲。顆粒撞擊下電阻絲斷開，通過電路檢測可記錄一次撞擊事件。電阻型探測器結構簡單、質量輕、功耗低。日本九州工學院研制的低成本的空間微小碎片傳感器如圖4所示[32]。傳感器為PCB板結構，邊長90 mm，上有128條銅線。功耗為0.01 W，質量為30 g，可探測碎片直徑范圍為100～600 μm。

2.2.5 半導體型

半導體型探測器的工作原理是在高純度硅晶片上氧化出一層很薄的二氧化硅，再在二氧化硅膜上鍍一層鋁膜，硅、二氧化硅膜和鋁膜形成一個平板電容器，常稱為MOS半導體傳感器。當探測器工作時，由外部電路給電容器提供偏置電壓。當塵埃顆粒與傳感器發生碰撞，穿過鋁膜和二氧化硅膜時，電容就會放電產生電流，在外部電路中產生一個電信號，通過對該信號的分析可得到微小空間碎片或微流星體的信息。半導體型探測器構造相對比較簡單，由相互獨立的多個探頭和一個電子箱組成，探測面積較大，并且可以探測衛星各個方向上空間粉塵的通量信息，曾經在多個衛星上獲得應用，并獲取了大量的空間實測數據。由于半導體傳感器的抗輻照能力不高，從而導致半導體型探測器的在軌服役壽命有限。

2.2.6 質譜型

對高速撞擊電離產生的等離子體中的離子進行質譜分析，可獲得撞擊顆粒的成分信息。因此，質譜型載荷多次應用于宇宙塵探測任務等。飛行時間質譜計響應速度最快。質量數在100～200 amu范圍時，掃描時間在100～200 μs。因此，為分析隨機性的顆粒碰撞過程，采用飛行時間質譜計較為合理。高速撞擊電離產生的離子初始能量散布可達數十甚至數百 eV，因此，大多數塵埃撞擊飛行時間質譜計帶有反射式靜電場，用于補償能量散布[33-36]。一種典型塵埃撞擊飛行時間質譜計的結構如圖5所示[33]。高速塵埃顆粒撞擊靶標電離產生等離子體，由于靶標電勢為4800 V，加速柵網接地，其正離子在靶標和加速柵網之間加速，然后進入靜電反射區域。靜電反射區域由五個環狀電極組成，其電勢分別為5000，3710，2950，2160，930 V，用于補償離子的初始能量散布，并對離子進行聚焦。離子通過靜電反射區，進入漂移管。漂移管偏壓為 3000 V，目的是促進離子分離，縮短漂移管尺寸，而后離子進入離子檢測器（微通道板）。最后系統進行信號放大處理，得到質譜圖。

典型傳感器的質量、功耗、探測面積及探測塵埃質量范圍總結見表2[37]。

表2 典型傳感器的質量、功耗、探測面積及探測塵埃質量范圍

3 探測技術發展

隨著空間科學研究的不斷深入，對探測技術提出了更高的要求。一方面要求獲得宇宙塵的綜合信息，包括質量、速度（大小和方向）、密度、尺寸、化學成分等，從而能夠對宇宙塵的來源及其演化狀態進行研究；另一方面要求獲得盡可能多的撞擊事件，提高任務效費比。

3.1 復合探測技術

高速顆粒撞擊時同時產生多種物理現象，因此可采用復合探測技術同時獲得顆粒的多種參數。ESA資助芬蘭Patria Finavitec和英國UniSpace Kent共同研制了 DEBIE（Debris-In-Orbit-Evaluator）探測器[38]。DEBIE是一種復合式探測器，由電離型傳感器和撞擊動量傳感器組成。電離型傳感器下部為鋁箔，上部為叉指型電荷收集器。鋁箔下有壓電單元，用于探測碎片撞擊動量。綜合處理撞擊信號，可精確得到高速顆粒的質量和速度。德國OHB公司開發了一種高速撞擊探測器[38]。探測器可同時使用聲發射、閃光、電磁發射檢測三種探技術。

3.2 大面積探測方法

高速顆粒撞擊次數正比于傳感器敏感表面面積。為增大敏感表面，可利用太陽電池板或采用可展開式結構安裝傳感器，因此需要傳感器結構簡單，一般采用較多的是電阻型、電離型傳感器。例如，Kitazawa等人[40]提出將電阻帶安裝于可展開結構或衛星外表覆蓋的多層上，用于碎片探測。Bauer等人[37]提出在太陽電池下的 Kapton絕緣層下增加一層用于高速顆粒撞擊探測，如圖6所示。該層含有電阻絲組成的網格，由檢測電路確定撞擊位置。Semkin等人[41]提出將太陽電池陣輔以可展開式薄膜作為高速顆粒撞擊靶標，在衛星本體上安裝離子接收器，由此衛星整體成為電離式傳感器，如圖7所示。

4 總結

宇宙塵是宇宙空間固態顆粒。研究宇宙塵對于探索太陽系和宇宙及生命的起源和演化具有重要意義。此外，宇宙塵的撞擊累積效應還可能造成航天器性能退化，因此對宇宙塵星載原位探測技術的研究具有重要意義。

文中對宇宙塵衛星探測研究歷史進行了回顧總結，對典型探測技術原理進行了分析。宇宙塵的質量、速度、成分、通量等分布差別較大，難以設計實現通用的塵埃傳感器，必須根據探測任務目標研制專用傳感器，表1和表2可供選擇傳感器技術路線。

我國宇宙塵探測技術所開展的研究工作還較少，應在深空探測任務規劃的基礎上加快開展相關宇宙塵星載原位探測技術的研究儲備，針對復合式探測技術及大面積探測方法等方面開展研究。通過現有任務或衛星平臺實現飛行驗證，以期盡早在月球探測、火星探測、小行星探測等深空探測任務中實現飛行搭載。

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