用于空間中高能離子探測的飛行時間(TOF)質譜儀
——發展現狀與展望

張偉杰， 張珅毅*， 張賢國， 葉依眾

1 中國科學院國家空間科學中心， 北京 100190 2 中國科學院大學， 北京 100049 3 天基空間環境探測北京市重點實驗室， 北京 100190 4 中國科學院空間環境態勢感知技術重點實驗室， 北京 100190

0 引言

中高能離子通常指空間中幾十keV到幾MeV的重離子，能量介于等離子體(plasma)和高能粒子(energetic particles)之間，廣泛存在于地球磁層、行星磁層、日球層和行星際空間中.測量中高能離子的成分、能譜、角分布及其時空變化等信息，具有非常重要的科研和應用價值.

中高能離子可用于對磁場的拓撲結構邊界及其動態進行遙感測量(Zong et al., 2003, 2005).通過測量中高能離子的三維角分布，可推斷回旋半徑范圍內等離子體分布、結構以及其變化過程.還可用于推斷磁力線開放或閉合，研究磁重聯區域的位置、結構和變化.中高能離子作為粒子加速過程的產物，是研究不同的粒子加速機制的重要探針.磁重聯和激波加速是空間帶電粒子加速兩種主要機制(Reames, 1999; Jokipii, 2001; Richardson, 2004; Filwett et al., 2017).磁重聯在地球磁層頂、磁尾(Millan and Baker, 2012)、以及太陽耀斑等區域(Reames, 1999, 2013)發生，可產生等離子體加熱、粒子加速等現象；激波一般會在地球磁層頂(Millan and Baker, 2012)、日冕物質拋射(Coronal Mass Ejection，CME)(Reames, 1999, 2013)和共轉相互作用區(Corotating Interaction Region, CIR)(Richardson, 2004; Filwett et al., 2017)等區域形成，使其中的等離子體發生加速.中高能離子還可作為很多物理過程的示蹤劑.例如太陽高能粒子在行星際空間的傳播(Jokipii, 2001)，磁暴時環電流離子注入(Kozyra and Liemohn, 2003)，亞暴時極光爆發(Mauk and Bagenal, 2012)等.

離子的質量和電荷數較大，在物質中的阻止本領更高，能帶來更嚴重的輻照位移損傷，中高能離子在航天器的總劑量效應中的貢獻不可忽視.對空間中高能離子進行探測和監視，可以更準確地評估空間環境對航天器造成的輻射效應，從而采取相應的保護措施；利用大量的中高能離子探測數據可幫助構建空間粒子環境模型，為航天任務的輻射風險評估提供支持.

因其重要的科研和應用價值，中高能離子探測器從太空時代開始之初就在不同的空間任務中得到應用，是十分重要的空間探測載荷.在測量技術上，中高能離子探測器有別于等離子體和高能粒子探測.最適合測量等離子體的探測技術是靜電分析器(Electrostatic Analyzer，ESA)技術，至今仍然是最常用的等離子體測量技術.受重量和功耗等因素的制約，靜電分析器技術的離子成分分辨能量上限只能到達～10 keV/e.適用于高能離子成分鑒別的技術是ΔE-E望遠鏡方法(Gold et al., 1998).其原理是利用不同種類入射離子在固體探測器(Solid State Detector，SSD)疊層中沉積能量的分布來識別離子種類.ΔE-E法的離子成分分辨能力下限受第一片ΔE探測器厚度的制約，在早期的技術條件下最低只能對不低于1000 keV/n的重離子進行成分分辨(Gold et al., 1998).直到今天，在使用硅探測器作為ΔE探測器時，離子成分分辨下限不低于300 keV/n；使用氣體探測器作為ΔE探測器，能量下限也只能延伸到～100 keV/n.靜電分析器和ΔE-E望遠鏡都難以對10～100 keV/n能區進行離子成分分辨.20世紀70到80年代，G. Gloeckler和B. Wilken等將基于二次電子(Secondary Electron Emission，SEE)的TOF×E方法引入到空間粒子探測領域，填補了當時10～1000 keV/n的離子成分分辨能量空缺(Gloeckler and Hsieh, 1979; Wilken et al., 1982; Wilken and Stüdemann, 1984).基于SEE的TOF×E方法對中高能離子種類鑒別能力優秀，能量下限可與靜電分析器測量范圍銜接，直到目前該方法仍然被廣泛應用于空間中高能離子測量.

我國空間粒子探測技術已經發展多年.從1971年發射的實踐一號搭載G-M計數器和鈹窗積分電離室開始發展至今，我國已經掌握空間等離子體(孔令高等，2015；Kong, et al, 2020)、中能質子、中能電子(賈向紅等，2015)和高能粒子(張珅毅，2006)探測技術，多種空間粒子探測器已經在雙星任務(Cao et al., 2005, 2007)、風云系列氣象衛星(孔令高等，2015；劉震等，2019.)、北斗導航衛星、嫦娥系列衛星(王馨悅等，2012，2019)、天宮系列、空間站、火星探測器(孔令高等，2019)等不同空間任務中搭載升空，為我國航天事業發展作出重要貢獻.但我國目前尚未掌握中高能離子探測技術.隨著嫦娥探月工程和載人航天取得了豐碩的成果，天問一號的成功拉開了行星探測的序幕，我國目前處于航天事業飛速發展的階段.目前有一系列的空間科學和深空探索任務正在論證(孫輝先等，2017；葉培建等，2018；甘為群等，2019；林雋等，2019)，其中已確定的包括載人登月、木星系探測、太陽探測、太陽系邊際探索等深空計劃.這些項目對中高能離子均有明確的科學研究和應用需求.因此，中高能離子探測技術是目前我國亟需填補的技術空白.

本綜述將著重介紹針對測量幾十keV到幾MeV離子成分的中高能TOF質譜儀.第1章將介紹TOF×E方法的基本原理；第2章將詳細介紹中高能TOF質譜儀技術的發展過程、現狀和趨勢；第3章將對中高能TOF質譜儀的關鍵性進行分析，并介紹目前國際上的一些新的發展趨勢；在第4章中會針對國內未來的空間任務需求以及目前的技術水平，對我國中高能TOF質譜儀的研究思路和方向提出了一些設想和展望.

1 TOF×E法離子成分分辨原理

離子的能量E和質量m存在以下簡單關系：

(1)

不同種類的離子的質量m不同，由上式可知，只需測出離子的能量E和飛行速度v，就可以算出離子的質量m，即可對離子成分進行鑒別.

如圖1，相距L的兩組定時探測器，離子先后穿過兩組探測器并輸出“開始”和“結束”兩個定時信號，利用后端電路分析出兩個定時信號的時間差τ，結合兩組探測器的距離l，即可計算出離子的飛行速度v=l/τ.再利用固體探測器(Solid State Detector，SSD)將離子剩余能量ESSD測出，即可通過下面式子計算出離子質量，區分離子種類.

(2)

實際測量中，可通過TOF—ESSD二維譜(圖2)對粒子進行記錄和區分.

圖1 飛行時間(TOF)質譜儀基本原理Fig.1 Basic principle of time of flight (TOF) mass spectrometer

離子穿過定時探測器會損失部分能量ΔE，能量探測器測得的離子能量ESSD是離子的剩余能量.根據ESSD修正出離子入射能量E，即可獲得每種離子的能譜：

E=ΔE+ESSD.

(3)

利用該原理TOF×E方法進行離子種類鑒別的探測器稱為飛行時間(TOF)質譜儀.

2 中高能TOF質譜儀發展歷史和趨勢

2.1 最早的中高能TOF質譜儀

2.1.1 ΔE-E TOF質譜儀

TOF×E法在空間中高能離子探測器中的首次應用是ISEE-l的Heavy Ion Telescope (HIT)探測器(Williams et al., 1978).該探測器主體采用ΔE-E望遠鏡設計，但將第一片ΔE探測器和第二片總能量E探測器分開一段比較長的距離(L=10 cm).當離子穿過兩片探測器時，分別測量離子在第一片探測器中的沉積能量ΔE，以及在第二片探測器中測量剩余能量Eres.通過電子學對這兩個信號同時進行幅度分析和TOF測量，既可進行望遠鏡法常規的ΔE-E分析，又可進行TOF×E法離子鑒別.該方案的中高能離子探測器存在比較大的性能局限性.首先，硅探測器脈沖上升時間長，時間分辨率差，直接影響TOF×E方法的離子成分分辨能力.另外，該方案的能量下限無法突破第一片ΔE探測器的厚度限制.該探測器的ΔE探測器厚度為4.7 μm，He離子的測量下限約為400 keV，對于CNO、Si、Fe等質量數更大的離子，測量下限會更高.因此，ΔE-E TOF質譜儀并不是中高能離子成分探測的理想選擇，此后該方案再未應用于空間中高能離子探測器.

2.1.2 基于SEE的TOF質譜儀

利用二次電子觸發定時信號的技術最先由C.W.Williams等(Williams et al.,1964)引入到TOF質譜儀中用于裂變碎片測量.其原理是，當離子穿透二次電子發射薄膜，在表面幾nm處將一小部分動能轉移給介質中的電子，這些電子獲得動能后可以從薄膜表面釋放出來.利用探測器捕獲這些電子并觸發定時信號，即可進行TOF測量.由于二次電子發射薄膜非常薄(<10 μg·cm-2)，入射離子能量損失較小，可將離子成分分辨能量下限延伸至<10 keV/n.

20世紀70到80年代，G. Gloeckler 和 B. Wilken等將基于SEE的TOF測量技術引入到空間粒子探測器中(Gloeckler and Hsieh, 1979; Wilken et al., 1982; Wilken and Stüdemann, 1984)(圖3)，隨后在多種空間粒子探測器中得到應用(Wüest, 1998).80年代，B. Wilke等研制出第一臺基于SEE TOF×E方法的空間中高能TOF質譜儀原型機(Wilken and Stüdemann, 1984).兩層二次電子發射薄膜分別位于入口(“開始”薄膜)和末端(“結束”薄膜)，二者相距L即為離子飛行距離.利用電極分別將“開始”和“結束”薄膜發射的二次電子偏轉到位于探測器中部的MCP探測器，并觸發“開始”和“結束”兩個定時脈沖，利用電子學測量出兩個脈沖的時間間隔，即離子在兩片薄膜之間的飛行時間τ.在“結束”薄膜的后方使用SSD測出離子的剩余能量ESSD.結合測得的τ和ESSD，即可通過TOF×E方法識別出離子種類.

SEE TOF×E方法能量測量下限更低，低能端質量分辨率更高，直至今天仍然是空間中高能TOF質譜儀的唯一實現方案.

2.2 中高能TOF質譜儀發展——單方向中高能TOF質譜儀

早期中高能TOF質譜儀采用單方向設計.單方向中高能TOF質譜儀結構相對簡單，并且具備一些不可替代的性能優勢：(1)在相同體積和重量限制下，容易實現更大的飛行距離L，從而提高質量分辨率；(2)容易實現更大的幾何因子，有利于測量豐度較低的元素.單方向中高能TOF質譜儀大體上可根據電極形態分為兩種形式(圖4)：靜電鏡式(electrostatic mirror)和無柵網式(gridless).

圖4 單方向TOF×E中高能離子質譜儀兩種形態(a) 無柵網式； (b) 靜電鏡式(M?bius et al., 2016).d是飛行距離，e是二次電子.Fig.4 Two types of uni-directional energetic TOF×E mass spectrometer(a) Mirror-less; (b) Electrostatic mirror (M?bius et al., 2016).

2.2.1 靜電鏡式(electrostatic mirror)

靜電鏡是一種由平行柵網構成的偏轉電極.首臺發射升空的中高能TOF質譜儀——AMPTE CCE衛星的MEPA探測器(McEntire et al., 1985)即采用了靜電鏡式設計.MEPA探測器探頭(圖5)前端采用準直器限制離子入射張角.“開始”薄膜與SSD距離10 cm，作為離子飛行距離L.離子穿過“開始”薄膜和擊中SSD表面時，會發射出二次電子，通過靜電鏡偏轉到MCP中，分別觸發“開始”和“結束”定時信號，用于測量離子穿過飛行距離的時間τ.SSD將離子剩余能量ESSD測量出.除了MEPA外，已發射的靜電鏡型單方向中高能TOF質譜儀還有：SAMPAX的LEICA(Mason et al., 1993)、ACE的ULEIS(Mason et al., 1998)、Solar Orbiter的EPD-SIS(Rodríguez-Pacheco et al., 2020)等.

圖5 AMPTE CCE衛星的MEPA探測器結構示意圖(McEntire, et al., 1985)Fig.5 Structure of MEPA detector aboard AMPTE CCE satellite (McEntire, et al., 1985)

靜電鏡對二次電子的偏轉具有鏡像反射的特點，不僅二次電子飛行時間一致性高，還可通過二次電子收集位置反推其在薄膜/SSD表面的出射位置，修正離子飛行距離L，提高質量分辨率.例如，ACE的ULEIS探測器利用楔條型位置靈敏陽極測量二次電子入射MCP的位置，重構離子飛行路徑.加上L～50 cm的超長飛行距離，ULEIS的質量分辨率非常高，達到σM<0.15 amu (Z=6，Z是原子核質子數)，σM<0.5 amu (Z=26).但是，靜電鏡是一組位于離子光路之中的柵網，會降低離子透過率，影響探測器的整體探測效率.

2.2.2 無柵網式(gridless)

無柵網式中高能TOF質譜儀利用極板電壓差產生內部偏轉電場對二次電子進行偏轉，可以減少離子光路上的柵網，避免靜電鏡對離子透過率的影響，提高總體測量效率.

如WIND衛星的EPACT/STEP探測器(Von Rosenvinge et al.,1995)，以及STEREO衛星的SIT探頭(Mason et al., 2008)，均采用無柵網式設計.如圖6所示，無柵網式中高能TOF質譜儀電極不遮擋離子光路，產生的電場將二次電子偏轉到2片MCP上并觸發“開始”和“結束”信號.該設計的缺點是二次電子飛行距離很長，導致飛行時間發散較大，影響時間分辨率；而且不具備靜電鏡重構離子飛行路徑的功能，一定程度上限制了質量分辨率的上限.

圖6 WIND衛星的EPACT/STEP探測器原理圖(Von Rosenvinge et al., 1995)Fig.6 Principle of EPACT/STEP instrument aboard WIND satellite (Von Rosenvinge et al., 1995)

構以及衛星自旋來對空間進行掃描來實現角分布測量.這種角分布測量方案最顯著的缺點是旋轉機構帶來額外的重量、功耗和可靠性風險.

(1)多方向中高能TOF質譜儀

除了離子成分外，空間中高能離子的角分布信息同樣意義重大，不僅可用于遙感測量磁層的結構和時空變化，還可對一些空間帶電粒子的加速過程進行探測和研究，如磁重聯、激波加速等.因此，多方向中高能TOF質譜儀在很多種空間任務中具有十分重要的科學需求.

最早實現角分布測量的中高能TOF質譜儀是Galileo任務的EPD-CMS探測器(Williams et al., 1992)，探頭采用靜電鏡式單方向設計，結合旋轉機第一臺無旋轉機構的多方向中高能TOF質譜儀是Cluster衛星的RAPID探測器(Wilken et al., 1997).RAPID離子探頭采用靜電鏡進行二次電子偏轉(圖7)，并依靠位置靈敏MCP收集“開始”二次電子，識別離子入射位置并區分入射方向，結合共用的“結束”MCP和SSD探測器，實現4個方向的離子種類鑒別.RAPID包含3個相同的離子探頭，共12個測量方向，每個方向覆蓋15°×6°張角，合計覆蓋180°×6°張角，結合衛星自轉實現全空間4π覆蓋.Geotail衛星的HEP探測器(Doke et al., 1994)也采用了相同的設計.相比需要旋轉機構的實現方式，這種一維多方向中高能TOF質譜儀的可靠性和時間響應都更為優秀.

圖7 Cluster衛星的RAPID探測器探頭結構示意圖(Wilken et al., 1997)Fig.7 Structure of one ion detector head of the RAPID spectrometer aboard Cluster satellite(Wilken et al., 1997)

(2)小型化多要素測量——“冰球”探測器

進入21世紀，NASA提出了Planetary Instrument Definition and Development(PIDDP)計劃，其中包括“開發用于測量行星和彗星的小型化、小質量能量粒子探測器”研究方向.該計劃的最終成果是一種更為輕便緊湊的一維多方向中高能TOF質譜儀，稱為“冰球”探測器(Andrews et al., 2007; McNutt et al., 2008; Mitchell et al., 2013; Mauk et al., 2017, 2016; Clark et al., 2016).

“冰球”探測器探頭(圖8)的前端準直器、“開始”薄膜、“結束”薄膜和6組SSD呈旋轉對稱排列，中間共用一套電極，利用位置靈敏MCP接收二次電子測量離子TOF，并判斷離子入射方向.每組SSD包含兩個像素，其中一個像素測量中能離子能量，結合TOF信息可測量10 keV～10 MeV的質子和重離子；另一個像素覆蓋一層1～2 μm的鋁屏蔽層阻擋中能離子，用于測量25～1000 keV的電子.結合起來，“冰球”探測器可實現6個方向的電子和6個方向的質子、離子測量，張角覆蓋可達160°.

圖8 “冰球”探測器原理圖(Mauk et al., 2017)Fig.8 The Schematic of “Puck” detectors(Mauk et al., 2017)

“冰球”探測器具有眾多優點.首先，旋轉對稱分布方式可充分利用探測器尺寸，以緊湊的尺寸實現較大的飛行距離L，獲得較好的質量分辨率；同時，該設計的各個測量方向完全對稱，可實現很好的方向一致性；“冰球”探測器兼容多方向中能電子測量，既可提供中能電子能譜和各向異性科學數據，還可以為質子和離子測量提供提供電子污染修正依據.

(3)適應三軸穩定飛行器——二維角分布測量

一維多方向中高能TOF質譜儀須結合衛星自旋才能實現二維角分布測量.然而一些科學衛星會采用三軸穩定姿態，對二維多方向中高能TOF質譜儀提出了需求.其中最有代表性的是Parker Solar Probe(PSP)的“Mushroom”探測器(McComas et al., 2016; Hill et al., 2017).PSP的軌道近日點不足10個太陽半徑，可能遇到的能量粒子方向分布非常復雜.而PSP基于防熱設計需求采用了三軸穩定姿態，不能借助自旋進行二維多方向覆蓋.為了滿足中高能電子和離子測量需求，“Mushroom”探測器采用了復雜的二維多方向設計.

“Mushroom”探測器由8個探頭構成(圖9)，每一個探頭包括10個探測方向(圖10)，組合起來可實現80個方向測量，覆蓋2π空間.

圖9 PSP的“Mushroom”探測器可實現2π空間角分布測量(McComas et al., 2016)Fig.9 “Mushroom” detector aboard PSP can cover 2π spatial angular distribution detection(Hill et al., 2017)

圖10 (a) “Mushroom”探測器探頭結構示意圖； (b) “Mushroom”探測器探頭內二次電子光路.(Hill et al., 2017)Fig.10 (a) Structure of the one wedge of “Mushroom” detector; (b) The trajectories secondary electrons in a wedge of “Mushroom” detecotor. (Hill et al., 2017)

每個探頭內部結構如圖10所示，10個測量方向由10個準直器限定，每個準直器后包含一片“開始”薄膜，所產生的二次電子通過加速電極引導到MCP上，10個方向共用一組“結束”薄膜和SSD，“結束”二次電子通過靜電鏡偏轉到MCP上.利用位置靈敏陽極對10個“開始”和1個“結束”信號進行識別，實現10個方向的TOF×E離子分辨.SSD采用與“冰球”探測器類似的多像素設計，可分別測量中高能離子和中能電子.

截止目前已發射的中高能TOF質譜儀如表1所示.

表1 已發射的中高能TOF質譜儀Table 1 The launched energetic TOF mass spectrometers

2.3 發展現狀和趨勢

單方向中高能TOF質譜儀在質量分辨率和大幾何因子實現方面存在優勢，目前仍然在太陽風測量、太陽高能粒子的精細豐度譜測量等方面得到應用.2020年發射的Solar Orbiter的EPD-SIS探測器可代表當前單方向中高能TOF質譜儀的發展水平.

多方向TOF質譜儀探測器可測量中能離子的角分布信息，應用場合更加廣泛，可用于行星磁層、地球磁層、行星際空間、太陽系邊緣等不同領域的空間探測和科學研究.

小型化、多要素探測是面向深空探測的需求，是目前包括中高能TOF質譜儀在內的深空應用粒子探測器的總體發展趨勢，可利用有限的重量功耗和數據資源來獲取更多的科學數據.“冰球”探測器和“Mushroom”探測器是該發展趨勢的最先進技術水平代表.“冰球”探測器設計緊湊，性能優異，適應性強，目前已經在5個不同的深空任務中搭載.“Mushroom”探測器采用了二維角分布測量設計，并且在薄膜設計、電極設計和SSD等方面改良了“冰球”探測器中存在的缺點(Clark, et al., 2016).雖目前只在PSP上搭載，但由于其對于三軸穩定飛行器的適用性，未來應當還會在其他深空任務中得到應用.

3 中高能TOF質譜儀的關鍵性能分析

3.1 關鍵性能指標

3.1.1 質量分辨率

(4)

如圖11所示，中高能TOF質譜儀低能端質量分辨率主要受能量分辨率影響，高能端則主要受時間分辨率影響，中間能區質量分辨率較好.質量分辨率的絕對值和最佳能區取決于探測器設計和硬件性能.

圖11 質量分辨率與時間分辨率、能量分辨率和飛行距離相對誤差的關系(Mason et al., 1998)Fig.11 The relationship between mass resolution and time resolution, energy resolution, and relative error of path length(Mason et al., 1998)

提升質量分辨率，不同類型的中高能TOF質譜儀有不同的思路.單方向中高能TOF質譜儀主要采用延長飛行距離L的方法，如第2.2.1節中介紹的ULEIS(Mason et al., 1998)和EPD-SIS(Rodríguez-Pacheco et al., 2019)等.這可以增大飛行時間τ，提升時間分辨率.使用靜電鏡可降低二次電子飛行時間發散從而提升時間分辨率，還可結合位置靈敏MCP來修正飛行距離，降低飛行距離相對誤差，如LEICA(Mason et al., 1993)和ULEIS(Mason et al., 1998)均采用了該方法.多方向中高能TOF質譜儀的飛行距離L通常較短(<10 cm)，提升質量分辨率主要依靠電極設計縮短二次電子飛行距離，降低二次電子飛行時間發散，提升時間分辨率，并通過使用薄死層的SSD和低噪聲電子學，提高能量分辨率.

3.1.2 抗干擾能力

中高能TOF質譜儀的事件識別邏輯是“開始-結束-SSD”三重符合(圖12).入射離子先后通過二次電子觸發“開始”和“結束”信號，并沉積能量在SSD中產生ESSD信號，三個信號在預設的符合窗口中先后觸發，即識別成事件并被正確地記錄.

圖12 正常計數的真實事件Fig.12 Valid events that were counted normally

然而，在實際探測中，“開始”、“結束”和SSD信號可能會被多種不同的原因觸發，產生假的“開始”、“結束”和ESSD信號.當三個非同一事件產生的信號恰好滿足三重符合邏輯判斷，則會產生一次假計數.假計數構成了探測數據中的本底計數，不僅會干擾真實計數，淹沒通量較低的粒子信息，過多假信號還會增加探測器的資源負擔，甚至造成計數飽和數據失真.

通常用真假計數比衡量中高能TOF質譜儀的抗干擾性能，即探測器獲得的計數中真實事件計數和偶然符合產生的假計數之比.探測器的計數率Re可以通過以下公式計算出：

Re=Rstart×Rstop×RSSD×tTOF×tSSD,

(5)

其中Rstart，Rstop，RSSD分別是“開始”“結束”和ESSD信號的單位時間發生率，包括真實事件引起的真信號和干擾產生的假信號.tTOF是TOF測量窗口，tSSD是ESSD信號測量窗口.可見，提高真假計數比的方式，是提高真信號發射率，抑制假信號發生率.

對于“開始”“結束”和ESSD三種信號而言，最主要的假信號來源包括光子干擾、低能粒子干擾和高能粒子干擾.

(1)光子干擾

光子干擾是指空間環境中的可見光以及UV/EUV，主要來源是太陽直射、反射和散射光，還有一些其他自然、人工光源.光子干擾主要通過兩種機制：一種是UV/EUV光子可能會在薄膜表面通過光電效應觸發二次電子，或者通過散射直接觸發MCP，從而觸發假“開始”或“結束”信號；另一種是可見光觸發SSD產生假的ESSD信號.

(2)低能粒子干擾

空間中存在大量能量低于測量范圍的粒子，包括電子、質子和重離子.一些低能質子和重離子能量足夠穿透“開始”薄膜，會相當大概率觸發二次電子，產生假“開始”信號.一些低能電子穿透“開始”薄膜進入探測器內部，還可能會被內部電場偏轉并觸發MCP產生假“開始”信號.

(3)高能粒子干擾

空間中存在能量非常高的粒子，例如宇宙射線(Galactic Cosmic Rays，GCR)，太陽高能粒子(Solar Energetic Particles，SEP)等.高能粒子可能觸發假的“開始”“結束”和ESSD信號，但其在薄膜材料中阻止本領低，發射二次電子效率較低，飛行時間τ也太短，且無法將能量完全沉積在SSD靈敏區中，通過視場入射的高能離子無法通過正常TOF×E方法進行識別.能量足夠高的粒子甚至可以穿透準直器和屏蔽層，從各個方向入射并隨機觸發假ESSD信號.

以上三種干擾機制會引起假信號的增加，從而產生本底計數.另外，一些真實事件會因為各種機制造成“開始”“結束”和ESSD信號的部分丟失.信號丟失不僅降低了真實事件計數率，還會形成孤立信號，當孤立信號與無關信號發生偶然符合，也會產生本底計數，降低真假計數比.造成數據丟失的機制主要包括二次電子發射/收集效率，以及薄膜造成的離子散射.

(1)二次電子發射效率/收集效率

如圖13，一些能量較高，質量較輕的離子，在穿透薄膜時有一定概率不發射二次電子.薄膜發射出的二次電子有一部分可能因電極和陽極設計原因無法被MCP正常收集并產生定時信號.這些情況會引起“開始”或“結束”信號的缺失.

圖13 二次電子發射和收集效率引起的信號缺失Fig.13 Signal loss due to emission and collection efficiency of secondary electrons

(2)離子散射

如圖14，質量較重，能量較低的入射離子穿過薄膜會發生較大角度散射，一些散射角度比較大的入射粒子，可能會無法到達“結束”薄膜和SSD，造成“結束”信號和ESSD信號的缺失.

圖14 離子穿過薄膜時發生的散射引起信號缺失Fig.14 Signal loss due to scattering of the ions that get through the foils

目前有多種提高中高能TOF質譜儀真假計數比的可行措施.以“冰球”探測器為例，其采取的措施主要包括：(1)設置合適的探測窗口tTOF和tSSD，覆蓋探測范圍粒子同時降低偶然符合概率.(2)薄膜使用光屏蔽材料，降低UV和可見光產生干擾的概率.(3)在準直器中安裝準直薄膜，使低能粒子發生散射，降低其觸發假“開始”信號的概率.(4)在SSD陣列中設置一個監視像素(witness pixel)，對高能粒子產生的本底計數進行監測，便于后期扣除高能粒子干擾.(5)使用碳作為二次電子發射材料，并優化電極和MCP陽極設計，提高二次電子發射和收集效率.(6)在保證二次電子發射和光屏蔽能力的前提下，盡量控制薄膜厚度，降低離子散射.通過上述抗干擾措施，“冰球”探測器在典型空間環境下可實現1000∶1以上的真假計數比，在最惡劣的環境下也可達到10∶1以上.

3.2 影響性能的關鍵部件

3.2.1 薄膜

薄膜是中高能TOF質譜儀的關鍵部件，包括用于發射二次電子的“開始”“結束”薄膜，以及用于屏蔽低能粒子的準直薄膜.薄膜的材料和厚度可以從多個方面影響探測器的整體性能.二次電子薄膜主要作用是提供觸發“開始”“結束”定時信號的二次電子，因此，二次電子產額是薄膜材料重要性質.目前使用最多的二次電子發射材料是碳(Allegrini et al., 2016)，其二次電子發射產額高且穩定，可保證離子穿過時發射二次電子的效率，從而保證了離子探測效率.碳膜廣泛應用于各類基于SEE TOF技術的空間粒子探測器中(Pollock et al., 2000；Galvin et al., 2008；Saito et al., 2010; Mitchell et al., 2016；M?bius et al., 2016).

光干擾是中高能TOF質譜儀的重要干擾源，薄膜還需要兼顧光屏蔽作用.碳材料具備不錯的UV屏蔽能力(Hsieh et al., 1980, 1991)，但機械強度相對較差，因此，大部分中高能TOF質譜儀會采用聚碳酸酯(Lexan)、聚對二甲苯(parylene)或聚酰亞胺(polyimide)等材料作為薄膜的基底材料，同時提供優秀的UV屏蔽能力、抗輻照能力和機械性能(Mitchell et al., 2000; Krimigis et al., 2004; Powell, 1992; Powell et al., 1997).為了降低可見光對SSD的干擾，還可以在薄膜上鍍Al、Pd、Ni等金屬材料.Al或Ni也可直接作為二次電子發射材料，同時起到釋放二次電子和光屏蔽的作用，但其二次電子產額相對碳材料較差.

離子穿過薄膜時會發生能損、能量歧離、和散射，對探測器的能量分辨率、質量分辨率、和真假計數比造成影響.因此，薄膜材料在保證二次電子發射效率、光屏蔽和機械強度的情況下，應盡量控制厚度，一般不超過幾十nm的量級.表2列舉了一些在軌的中高能TOF質譜儀采用的薄膜信息.

表2 一些中高能TOF質譜儀的二次電子薄膜的參數Table 2 The parameters of the secondary electron emission foils of some energetic TOF mass spectrometers

雖然碳是目前空間TOF探測器中最為常用的二次電子薄膜材料，但是以目前的技術能力，碳膜厚度最小不能低于0.5 μg·cm-2，更薄的碳膜機械強度無法滿足空間任務的力學條件.目前Allegrini和Ebert等科學家正在研究用石墨烯替代碳作為二次電子薄膜材料的可能性(Allegrini et al., 2014; Ebert et al., 2014).石墨烯是碳元素構成的二維材料，理論上可以做到只有幾層原子的厚度，并依然具備足夠的機械強度和與碳膜相當的二次電子發射率.

從圖15的對比可以看出，對不同種類和能量的離子，穿過石墨烯薄膜所產生的散射角均小于穿過傳統碳膜的情形.用石墨烯替代碳作為二次電子發射材料，可降低離子穿過時產生的能損和散射，進一步提升中高能TOF質譜儀的能量分辨率、質量分辨率、探測效率和真假計數比等性能指標.

圖15 石墨烯和碳膜對離子散射的對比(Ebert et al., 2014)Fig.15 Comparison of ion scattering after penetrating graphene and carbon foil(Ebert et al., 2014)

3.2.2 SSD

傳統中高能TOF質譜儀的SSD主要采用硅半導體探測器.硅探測器具有能量分辨率高、能量響應線性范圍大等優點，在空間粒子探測器中廣泛應用.但是硅探測器對可見光敏感，必須采用Ni、Al、Pd等薄膜材料來屏蔽可見光，以降低假ESSD信號發生概率.但較厚較重的薄膜會導致較為嚴重的散射和能量歧離，對中高能TOF質譜儀的能量測量下限、質量分辨率和真假計數比都有負面影響，對質量較大、能量較低的離子影響尤為嚴重.

為了解決可見光響應對中高能TOF質譜儀的影響，一種可行的思路是采用對可見光不敏感的SSD取代硅探測器，金剛石探測器是目前比較有替代潛力的候選.金剛石探測器具有抗輻照能力強，工作溫度范圍大，溫度穩定性高等優點，是一種極具空間應用潛力的SSD(王仕發等，2018).此外，金剛石探測器對可見光不敏感、時間響應快等性質，有利于提升中高能TOF質譜儀的性能.

首先，金剛石探測器較寬的帶隙使其對226 nm以上波長的光子不敏感(Ogasawara et al., 2016)，意味著如果將其引入到中高能TOF質譜儀中，可降低對二次電子發射薄膜的可見光屏蔽需求.更輕薄的薄膜可以降低離子穿過時發生的能損、能量歧離和散射，對提升能量分辨率、質量分辨率、抗干擾能力和延伸能量下限均能產生正面影響.

另外，金剛石探測器的時間響應比硅探測器更快.研究結果表明，金剛石探測器對不同能量和種類的離子均可以獲得優于1 ns的時間分辨率(Frais-Kolbl et al., 2004; Pietraszko et al., 2010; Ogasawara et al., 2015).如果引入金剛石探測器到中高能TOF質譜儀中，可同時作為能量探測器和“結束”探測器，省去“結束”薄膜，排除其對探測器能量分辨率、質量分辨率和抗干擾能力的影響.同時還有利于探測器的設計簡化和小型化.

能量測量性能方面，相比硅探測器，金剛石探測器帶隙比較寬，平均電離能ω更大，在沉積相同能量的情況下，金剛石探測器輸出的脈沖幅度比硅探測器小.但帶隙更寬也使得金剛石探測器的噪聲水平更低.綜合兩種因素，金剛石探測器理論上可以獲得與硅探測器接近的能量分辨率.目前單晶金剛石探測器對重離子已經實現了14 keV的能量測量下限，能量分辨率可達7 keV(Ogasawara et al., 2015)，完全可滿足中高能TOF質譜儀對SSD的能量測量性能需求.

4 我國中高能TOF質譜儀研制需求和展望

4.1 研制需求

在未來的幾十年，我國將會相繼開展多項深空任務，包括載人登月、行星系探測、小行星探測、太陽探測、以及太陽系邊界探測等.無論從科學研究和應用需求，中高能離子都是十分重要的探測目標.目前我國已具備成熟的等離子體、中能電子、中能質子、和高能粒子探測器的研制和在軌應用經驗，然而中高能重離子探測技術尚處于起步階段.

4.2 研制展望

中高能TOF質譜儀涉及的一些主要技術，包括TOF測量技術、能量測量技術、抗干擾技術等等，均在我國現有的空間粒子探測器中有著成熟的應用經驗，對中高能TOF質譜儀的技術研發可提供有力的技術基礎和繼承性.針對我國將開展的空間任務的特點，在中高能TOF質譜儀的研發上，尤其應以單方向高精度(以ACE的ULEIS，Solar Orbiter的SIS為代表)，和小型化、多要素、多方向(以“冰球”探測器，“Mushroom”探測器為代表)作為主要研究方向.在實現中高能TOF質譜儀基本功能的同時，還應根據實際任務需求，大膽引入最新科技發展成果，進一步改進探測器各項關鍵性能.其中，石墨烯薄膜和金剛石探測器可作為重點研究對象，其結合使用有望顯著提升質量分辨率、探測效率、抗干擾能力、耐高溫、抗輻照等性能指標，使中高能TOF質譜儀具備更加優異的探測性能和更強的深空任務的適應性.

5 總結

基于SEE TOF×E方法的中高能TOF質譜儀是目前國際上對幾keV到幾MeV中高能重離子的主流探測器類型，在地球磁層研究、行星探測、太陽探測、太陽系邊界探測等不同領域的空間科學研究中得到廣泛應用.中高能TOF質譜儀大體上分為單方向和多方向兩類.單方向中高能TOF質譜儀質量分辨率高，靈敏度高，適用于高精度的離子豐度測量；多方向中高能TOF質譜儀可測量離子角分布信息，適用于空間磁場的拓撲結構監測，以及粒子加速等物理過程研究.我國航天事業目前已進入深空探索的階段，中高能TOF質譜儀是亟需掌握的關鍵技術.在掌握該項技術的同時，還應嘗試引入石墨烯和金剛石探測器等新材料和新技術，進一步提升探測器的各項關鍵指標，并拓寬和增強其在不同空間任務中的應用適應性，使我國在該技術上實現國際領先.

致謝感謝中國科學院空間應用工程與技術中心和天基空間環境探測北京市重點實驗室對本工作的支持.