木星環境下航天器常用材料表面帶電效應試驗研究

馬勉軍，柳 青*，秦曉剛，史 亮，曹 洲，曲少杰

（1.蘭州空間技術物理研究所，蘭州 730000；2.北京空間飛行器總體設計部，北京 100094）

0 引言

木星等離子體環境因素對未來木星科學探測有重大影響，也是目前國際深空探測研究關注的熱點。我國通過正在實施的探月工程和火星探測任務，已經在深空探測領域積累了一定的技術基礎和工程經驗。但由于木星系與月球和火星存在較大的環境差異，仍需重點研究木星系航天器空間等離子體環境及其表面充放電效應與防護技術。

來自哈勃望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST）等觀測表明[1-2]，木星的南北極也存在極光現象。研究表明，地球極軌航天器表面充電至高電位并非罕見現象，有些航天器因表面高電位導致放電失效甚至整星失敗[3-4]。同樣，木星極光區環境也為極光電子注入環境，存在獨特的等離子體環境，構成了木星極軌航天器表面充電危險源[5]，也會形成航天器表面靜電放電效應，進而導致電磁脈沖干擾、航天器非指令性開關等，嚴重時還會導致電路與熱控等系統損壞甚至航天器報廢。

本文首先研究木星卵形主極光帶和極蓋漫射極光區的等離子體環境及其特征；在此基礎上，通過地面模擬試驗，研究和評估木星極光區航天器常用材料表面充電效應與靜電放電的風險，以期為我國未來木星航天器研制及其充放電效應防護提供設計依據和試驗基礎。

1 木星極光區等離子體環境及其特征參數

自20世紀70年代迄今，已有多個航天器以掠過或者環繞的方式對木星進行了近距離探測，促進了人類對于木星等離子體環境及磁場的認識與研究。學者們依據先驅者（Pioneer）10號和11號傳回的數據，對木星磁層展開了研究，并提出了相應的等離子體環境模型，其中，以美國JPL（Jet Propulsion Laboratory）實驗室Divine等[6]的研究具有代表性。Divine等結合先驅者和旅行者號（Voyager1、2）的探測數據、地基觀測數據以及先前學者提出的概念模型，于1983年提出了首個全面、綜合的木星磁層等離子體環境模型DG1（又稱DG83），可用于計算和表征木星冷熱等離子體、極光電子以及輻射帶粒子的分布情況，成為NASA在規劃木星探測任務時的計算標準。歐洲航天局空間環境信息系統（Space Environment Information System，SPENVIS）也基于此模型計算木星軌道等離子體環境。2015年，Garrett等[7]結合最新的探測數據和理論研究成果，對模型進行了更新，推出了DG2模型，修復了DG1模型一些已知的錯誤，比如5～10Rj（木星半徑）軌道上溫度為2 eV的冷離子密度誤差等，另外模型還針對Nascap-2K程序進行了適配，以實現利用Nascap-2K進行航天器充電水平估算的目的。

在極光注入等離子體研究方面，盡管朱諾（Juno）航天器已經到達木星并對木星極區展開探測，但是目前已經公開的文獻主要基于太空望遠鏡的探測圖像進行估算，其中比較有參考價值的為Ajello等[8]提出的關于木星極光發射和電子通量模型，模型中對電子通量進行了調整以匹配紫外光發射譜。

對木星等離子體環境的分析表明，木星極區為極光電子注入環境，與地球極區具有類似的等離子體環境分布，是木星航天器惡劣充電環境[9]。

1.1 極光區背景等離子體環境

HST紫外相機照片清晰地顯示了木星南北極光區環境特征[1-2]，如圖1所示，主要包括三部分：位于緯度60°以上的狹窄卵形極光環帶、極蓋上空廣闊的漫射極光區和木衛一等衛星與木星強磁場間V×B感應電場作用下的極光尾跡。

圖1 木星極光的HST紫外線圖像Fig.1 HST UV images of the Jovian aurora

基于 Grodent等[1]、Renée等[2]和Garrett等[5，7]構建的木星等離子體環境模型，木星的背景等離子體可被粗分為三種類型：（1）冷等離子體，能量范圍1～100 eV，存在木星的電離層、木衛一等離子體環、木衛一等離子體片等區域；（2）中等能量等離子體，能量范圍0.1～100 keV；（3）高能輻射粒子環境，能量范圍0.1～100 MeV。

木星冷等離子體特征為高密度（約3 000 cm-3）和低能量，成分主要為質子 H+與 O+、O++、S+、S++、S+++以及Na+等離子和e-；中等能量電子（5 keV）和質子（30 keV）的密度從20Rj的約5 cm-3到40Rj以外的約0.001 cm-3，隨軌道高度增加呈指數衰減；高能輻射粒子主要位于木星的捕獲輻射帶內。

研究表明，木星極光區背景等離子體荷電粒子主要有麥克斯韋（Maxwellian）和卡帕（Kappa）兩種分布類型。

（1）麥克斯韋分布

式中：v0：(2kT/m)1/2，m為粒子質量，T為粒子溫度，k=1 000；vc為木星等離子體對流速度（向量）；v為觀測點處的相對速度，km/s，需注意的是，對于冷等離子體而言，木星航天器相對于等離子體的相對流動速度為（v-vc）；Ni為數密度，cm-3，分別是e-、H+、O+、O++、S+、S++、S+++以及Na（+i=0，1，2，…，7）或e（-Warm）、H（+Warm）等粒子的數密度。

（2）Kappa分布

式中：E為離子能量；Nκ為e-、H+的 Kappa數密度，cm-3；mκ為e-、H+的Kappa質量；κ為Kappa值；E0為Kappa特征溫度，eV；Γ為Kappa函數。

表1為木星DG1模型西經110°北緯70°及磁赤道等離子體片背景等離子體參數。

表1 木星西經110°北緯70°及磁赤道不同徑向距離等離子體片背景等離子體參數Tab.1 Background plasma parameters at 70°latitude and 110°west longitude over Jupiter’s North Pole and in the Jovian equatorial plasma-sheet for different radial distances

表1中相關參數的定義為：Rj為以木星赤道半徑為單位表征的徑向距離；WLONG、LAT分別為木星坐標系中位置經度和緯度；Tpls為冷等離子體中電子和離子麥克斯韋分布溫度；ρE、ρHC分別為冷等離子體中電子和質子（平衡）麥克斯韋分布數密度；ρO1、ρO2分別為冷等離子體中O+和O++麥克斯韋分布數密度；ρS1、ρS2、ρS3分別為冷等離子體中 S+、、S++和S+++麥克斯韋分布數密度；ρNA為冷等離子體Na+麥克斯韋分布數密度；VCNC為木星等離子體對流速度；ρEW、ρHW分別為熱等離子體電子（1～100 keV）、質子（1～100 keV）麥克斯韋分布數密度；TEW、THW分別為熱等離子體電子和質子麥克斯韋分布溫度；ρEK、ρHK分別為熱電子和質子Kappa分布數密度；TEK、THK分別為熱電子和質子Kappa分布溫度；AK、AH分別為熱電子和質子Kappa分布值，無量綱。

從表1中可以看出，木星極光區背景等離子體中冷質子麥克斯韋分布數密度約為2～3 cm-3、溫度約為46 eV（1.2Rj＜R＜ 2Rj）；熱電子麥克斯韋分布溫度約為1 keV（1.2Rj＜R＜25Rj）；熱質子麥克斯韋分布溫度約為30 keV（1.2Rj＜R＜25Rj）。此外，背景熱等離子體電子或質子也可采用Kappa分布來表征。伽利略探測衛星探測結果也表明，木星極光區背景等離子體中較高能量電子、質子更符合Kappa分布[7]。

依據Voyager后期修正數據和新的Galileo觀測數據，DG1模型作了相應的調整修正，即為DG2模型[7，10-11]，并計劃引入Juno航天器的觀測數據。研究者希望DG模型不僅可為各種木星等離子體環境和成分提供預測，同時也可為航天器設計和環境防護提供可靠依據。

1.2 極光區入射極光電子分布與通量評估

根據航天器軌道位置，追蹤從航天器到木星極區表面磁力線，確定航天器處于木星極光區的電磁流中。在此基礎上，依據Voyagers、Galileo、HST等觀測數據[8]，就可評估航天器所在位置相對應的極光區入射極光電子通量[12]。

根據參考文獻[8]，木星極光區入射極光電子微分通量主要有麥克斯韋和Kappa兩種分布估算方式，并可通過調節特征能量和相關參數，實現估算通量與航天器觀測結果基本一致。

表2～4為上述極光區入射極光電子麥克斯韋、Kappa分布參數。

表2 卵形主極光帶入射電子麥克斯韋分布Tab.2 Maxwell distribution of incident electrons in the oval main polar light band

表2～4中相關參數定義為：ρE為卵形主極光帶入射極光電子麥克斯韋分布數密度；TE為卵形主極光帶入射極光電子麥克斯韋分布溫度；ρEK為卵形主極光帶（或漫射極光區）入射極光電子Kappa分布數密度；TEK為卵形主極光帶（或漫射極光區）入射極光電子Kappa分布溫度；κ為Kappa分布值。

依據表2～4[12]，當極光區卵形主極光帶入射極光電子流表征為麥克斯韋分布時，其特征能量為25 keV，能量通量為Q=65×10-7J/（cm2·s-1）；同時，主極光帶入射極光電子流也可表征為三類Kappa分布組合，其特征能量分別為600 eV、15 keV和30 keV，Kappa值分別為7、2.1和7，所對應的能量通量分別為Q=50×10-7J/（cm2·s-1）、Q=20×10-7J/（cm2·s-1）和Q=30×10-7J/（cm2·s-1）。

另外，除了卵形主極光帶之外，在極光區還存在稍暗淡的漫射極光區。Bhattacharya等[13]依據Galileo EPD探測數據評估了漫射極光區電子通量，認為在木星赤道面半徑為15～20Rj的等離子體分布可代表沿磁力線的粒子流分布；基于對赤道平面能量從10 keV～1 MeV電子的能量譜和投擲角分布，可假設EPD觀測結果僅提供了木星極光區頂部實際通量的下限。基于EPD結果，Bhattacharya等[13]監測在半徑15Rj處電子能量流高達Q=100×10-7J/（cm2·s-1），在半徑25Rj處則降為Q=1×10-7～10×10-7J/（cm2·s-1）。

由于觀測數據分辨率不足以確定損失錐（帶電粒子在二磁鏡之間運動時，其運動方向與磁力線交角小于某臨界值）附近的電子通量，且觀測也表明，實際上沿磁力線的電子通量可能成倍增加并達到峰值。依據Galileo EPD對“漫射極光區”電子通量的觀測值，對于其“最惡劣”情形，電子能量通量可被認為是所觀測數值的100倍[13]。

對于任意觀測位置，Kappa分布可用于擬合上述EPD觀測電子通量譜，表3擬合了主極光帶熱電子Kappa分布參數；表4擬合了漫射極光區相應的Kappa分布參數。

表3 卵形主極光帶入射電子Kappa分布Tab.3 Kappa distribution of incident electrons in the oval main polar light band

表4 漫射極光區隨徑向距離變化的入射電子Kappa分布Tab.4 Kappa distribution of incident electrons in diffuse auroral region with radial distance

1.3 雙麥克斯韋分布近似及其參數

采用SPIS（Spacecraft Plasma Interaction System）軟件模擬計算時，過多的等離子體成分可能會導致軟件崩潰[14]。基于理論和試驗研究，一般認為，影響木星極軌航天器表面充電水平的成分主要為極光電子、背景等離子體中的熱等離子體（熱電子及高能質子）以及冷質子[14]。因此，在仿真計算、地面模擬試驗評估航天器表面充電水平時，對于木星極軌等離子體環境，可以采用背景等離子體加極光電子的雙麥克斯韋分布模型來近似。

表5為木星極軌等離子體環境雙麥克斯韋分布參數。

表5 木星極軌等離子體環境雙麥克斯韋分布參數Tab.5 Predicted double Maxwellian distribution parameters of Jupiter polar orbit plasma environment

其中：ρe1、ρe2為電子密度；Te1、Te2為電子溫度；ρi1、ρi2為質子密度；Ti1、Ti2為質子溫度。

2 航天器常用表面材料充放電效應地面模擬試驗

2.1 木星航天器常用表面材料及其特性

木星航天器主體結構與太陽電池陣列玻璃蓋片以及電池陣列基板與玻璃蓋片之間是產生高差分電位的主要區域，一直是航天器充電效應研究關注的重點和典型代表。

以經典的航天器加太陽電池陣構型為研究對象。其中，太陽電池陣列表面為抗輻照摻鈰玻璃蓋片（Cerium Doped Reinforced Silicon-Dioxide，CERS），基板材料為碳纖維增強復合材料（Carbon Fibre-Reinforced Polymer，CFRP）；航天器表面材料有鍍氧化銦錫（Indium Tin Oxide，ITO）的二次表面反射鏡（Optical Solar Reflector，OSR），即ITO-OSR。這些材料是航天器常用的材料。

在以上材料中，CERS為半導體材料，CFRP為導體材料，ITO為導電涂層。圖2為航天器常用表面材料的二次電子發射系數隨入射電子能量的變化[15]。可以看出，二次電子發射系數值δCERS＞δITO＞δCFRP，二次電子發射系數越高，材料表面充電平衡電位越低。

圖2 電子垂直入射時不同材料二次電子發射系數Fig.2 Secondary electron emission coefficients of different materials when electron incident vertically

2.2 充放電效應地面模擬試驗方法

2.2.1 試驗系統與試驗樣品

航天器常用表面材料充放電效應地面模擬試驗系統如圖3所示，利用蘭州空間技術物理所的“空間等離子體充放電效應模擬設備”及其測試平臺，電子槍發射電子模擬木星極光區高能入射極光電子，通過法拉第筒及微電流計監測電子束流的強度，利用Trek 341B非接觸式電位計測試試驗樣品表面電位。

圖3 木星航天器常用表面材料充放電效應地面模擬試驗系統示意圖Fig.3 Ground simulation test system for charge-discharge effect of common materials applied to Jupiter probe

ITO-OSR材料（OSR上表面鍍ITO）充放電試驗樣品由40個40 mm×40 mm的ITO-OSR小片組成，ITO-OSR材料試驗樣品有效尺寸為200 mm×320 mm；CFRP材料充放電試驗樣品表面呈六邊形蜂窩狀，有效尺寸為200 mm×240 mm；CERS材料充放電試驗樣品由20個40 mm×40 mm的CERS小片組成，CERS材料試驗樣品有效尺寸為160 mm×160 mm。

2.2.2 電子槍試驗參數

影響航天器表面充電水平的主要因素是極光區入射的極光電子流和背景等離子體環境中的熱電子流，此外還有熱質子和冷質子流。依據仿真與計算分析結果[14]，相對于入射高能極光電子流，木星極光區背景等離子體中的熱電子束流對于常用材料的表面充電效應影響微弱。綜合考慮質子束流的影響（通過調節高能電子束流來補償和平衡），并覆蓋可能的木星極光區“最惡劣”充電環境條件，試驗采用25 keV電子束模擬木星極光區等離子體環境。

根據熱平衡計算公式，電子的熱平均速度為：

式中：k為布里茲曼常數，1.38×10-23J/K；me為電子質量，9.11×10-31kg；Te為電子溫度。

電子在航天器表面單位時間、單位面積的碰撞個數依據式（4）：

式中：n為電子數密度。則航天器表面束流強度計算公式為：

式中：e為電子電量。

對上述等離子體環境中的電子及質子參數進行計算，影響最大的為25 keV極光電子。綜合考慮質子束流和其他電子束流影響（通過調節高能電子束流進行補償和平衡），并覆蓋木星極區“最惡劣”充電環境條件，確定試驗中電子槍主要參數為：

（1）電子特征能量：25 keV；

（2）電子束流強度：0.02～0.6 nA/cm2。

2.2.3 試驗過程

采用電子槍模擬木星極光區等離子體環境，對樣品進行輻照，每隔一定時間采用非接觸式感應方法測量樣品表面電位。測試期間，束流短暫被遮擋，但是電位變化較小不影響測試結果。

2.2.4 試驗結果與討論

ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位隨電子束流強度變化如圖4所示。ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位隨時間變化如圖5所示。

圖4 ITO-OSR材料試驗品表面充電電位隨電子束流強度變化Fig.4 ITO-OSR material test sample surface charging potential changes with electron flow intensity

圖5 ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位隨時間變化Fig.5 ITO-OSR material test sample surface charging potential changes with charging time

圖4、圖5可以看出，隨著電子束流強度提高，ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位升高（負電位）；對于一定的電子束流強度，隨著充電時間延長，ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位提升速率明顯減緩，并達到平衡電位；當電子束流強度繼續提高，ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位可達到-24 440 V，接近電子束加速電壓值。

圖6為CFRP與ITO-OSR試驗樣品表面充電電位比較。

圖6 CFRP與ITO-OSR材料試驗樣品表面充電電位比較Fig.6 Comparison of CFRP and ITO-OSR surface charging potential

從圖6可以看出，相同的電子束流強度，CFRP材料與ITO-OSR材料試驗樣品的表面充電電位相差2 000 V以上，CFRP材料試驗樣品的表面充電負電位更高。如圖7所示，相同的電子束流強度，比較航天器太陽帆板兩側常用的CFRP材料與CERS材料試驗樣品的表面充電電位，二者相差2 300 V以上。按照已有的試驗數據分析[16]，多數靜電放電發生在材料表面電壓差1 000～3 000 V范圍內。因此，木星航天器常用表面材料CFRP與ITO-OSR間、CFRP與CERS間均存在著靜電放電風險。

圖7 CFRP與CERS材料試驗樣品表面充電電位比較Fig.7 Comparison of CFRP and CERS surface charging potential

3 結論

（1）對木星環境的分析表明：木星南北極存在極光區，為極光電子注入等離子體環境，是木星航天器表面充電典型惡劣環境；木星極光區背景冷等離子體較符合麥克斯韋分布，而熱等離子體較符合Kappa分布；木星極光區卵形主極光帶入射極光電子微分通量可采用麥克斯韋和Kappa兩種分布估算方式進行計算分析；漫射極光區入射極光電子符合Kappa分布，對于其“最惡劣”情形，電子能量通量可被認為是所觀測數值的100倍；

（2）相對于極光區入射高能極光電子流，背景等離子體中的熱電子束流對于常用材料的表面充電效應影響微弱；在仿真計算和地面模擬試驗評估木星航天器表面充電水平時，可以采用背景等離子體加極光電子的雙麥克斯韋分布模型來近似；充放電效應地面模擬試驗研究通過計算和分析，采用電子槍產生電子模擬木星極光區的麥克斯韋分布極光電子流，試驗條件為：特征能量25 keV，束流強度0.02～0.08 nA/cm2；

（3）試驗結果表明：隨著入射電子束流強度提高，木星航天器常用表面材料ITO-OSR、CFRP、CERS試驗樣品表面充電電位提升（負電位）；在一定的電子束流強度下，上述材料試驗樣品表面充電電位均可達到平衡值；在木星極光區環境條件下，航天器常用表面材料充電電位較高，CFRP與ITOOSR間、CFRP與CERS間電壓差較大，局部電場高于放電閾值，存在靜電放電風險。