美国“太阳动力学观测台”成功发射

焦维新（北京大学地球与空间科学学院）

□□2010年2月11日，“太阳动力学观测台”（SDO）天文卫星由宇宙神－5火箭从卡纳维拉尔角空军基地发射升空，已开始对太阳进行详细而精确的考察。

SDO卫星

1 任务背景

太阳是维持地球上一切生命的基础。太阳各种形式能量、动量和质量的变化制约着地球空间环境的结构和变化，太阳的爆发性活动则是形成各种灾害性空间天气的主要原因。因此，对太阳的探测和研究具有非常重要的意义。

20世纪40年代以前，观测太阳的唯一手段是光学观测。40年代以后，随着无线电技术的发展，特别是人造地球卫星上天以后，人们开始了对太阳的整个电磁波段进行观测。

1960年3月11日，美国发射了先躯者－5（Pioneer－5）太阳监测器，这是第一颗探测太阳的卫星，现在仍运行在轨道上。此后又发射了先躯者－6～9。1962年3月－1975年6月，美国先后发射了“轨道太阳观测台”（OSO）系列卫星，获得了大量的X射线、γ射线观测数据和远紫外宽带测量及谱线强度测量资料。美国第一个空间站“天空实验室”（Skylab）发现了日冕洞，并对其进行了大量观测。“太阳峰年”（SMM）卫星发现了日冕物质抛射（CME）现象。日本、美国和英国联合研制的太阳观测卫星——太阳－A（Solar－A）提供了大量太阳耀斑图片，为太阳高能辐射研究提供了宝贵资料。美国和欧洲航天局（ESA）联合研制的太阳观测卫星——“尤里西斯”(Ulysses)主要研究太阳极区。1995年12月，美国和欧洲航天局合作研制并发射了“太阳和日球观测台”(SOHO),其通过观测速度震荡和辐射变化研究太阳的内部结构，利用成像和光谱诊断方法观察日冕加热和太阳风加速的物理过程。目前在轨观测太阳的天文卫星主要有日本太阳－B（Solar－B）、美国“高能太阳分光成像仪”（HESSI）、美国“日地关系观测台”（STERO）、美国“过渡区域日冕探索者”（TRACE）、美国“高级成分探索者（ACE）等。

尽管这些太阳观测卫星取得了丰硕成果，但限于技术水平，还远远不能满足空间天气预报研究的需要。当前太阳观测存在的不足表现在：不能追踪太阳爆发性活动从源区到行星际空间演变的过程；同时进行实地观测的点太少；对太阳表面观测的空间分辨率低；由于观测距离远，太阳风等离子体、场、波及太阳能量粒子（SEP）在传播过程中发生了很大变化，起源与演变的信息已经被“洗掉”了；对太阳背面的观测存在盲区。为了解决这些问题，需要发射一系列近距离观测太阳的卫星，如“太阳哨兵”（Solar Sentinel）、“太阳轨道器”（Solar Obiter）、“太阳探测器+”（Solar Probe+）。虽然美国发射的SDO不能对太阳实现近距离观测，但由于仪器的性能较高，在一定程度上能解决空间分辨率和时间分辨率问题。

SDO卫星推进舱

SDO卫星太阳电池翼

2 SDO卫星概述

SDO是一颗三轴稳定、半自主运行的卫星，发射时总质量为3200kg（包括1400kg燃料）。该卫星设计寿命5年，但其携带的燃料可以保证它运行10年。卫星边长为2.22m，高为4.5m，太阳电池翼展开后跨度为6.25m，总电能为1540W。卫星携带了3种科学仪器：大气层成像部件（AIA）、极紫外变化性实验（EVE）仪器、日震与磁场成像仪（HMI）。

SDO运行在倾角为28°的地球同步轨道，以便能连续观测太阳。卫星每天向地面发送大约1.5Tbit数据，在运行期间传回的数据量是美国以往任何一个观测台的50倍；其成像分辨率比高清电视的高10倍；卫星每0.75s获得的一幅图像可以揭示太阳活动的细节，所有图像的像素都是4096×4096。

SDO卫星的科学目标是增强人类对有关太阳的7个科学问题的认识，以提高预报空间天气的能力。

11年准周期的太阳活动是由什么机制驱动的。太阳黑子活动基本上以11年为周期，这是早已发现的事实，但对于这种周期性活动的物理机制，目前仍不清楚。

活动区磁通量是怎样合成、集中，又如何在太阳表面扩散的。太阳的各种爆发性活动主要发生在黑子群集中、磁场构型比较复杂的活动区，了解活动区磁通量的变化规律，对于预报爆发性活动有重要意义。

小尺度的磁重联怎样构成大尺度的场拓扑结构和电流系，它在日冕加热和太阳风加速方面起什么作用。目前普遍认为，太阳所有爆发性活动的能源来自于磁能。当磁力线发生重联时，会立即释放出大量能量，磁能转化成热能等其他形式的能量。大尺度的场拓扑结构是由小尺度结构逐渐演变来的，如果能追溯小尺度结构到大尺度拓扑的演变过程，对于认识爆发性活动产生的规律有非常重要的意义。

观测到的太阳极紫外辐射照度变化源于什么地方，与磁活动周期有怎样的联系。

什么样的磁场构型导致了CME、暗条喷发和耀斑。

近地太阳风的结构和动力学特性是否能从近太阳表面的磁场构型和大气层结构确定。

爆发性太阳活动什么时候会发生，是否能做出更准确和可靠的空间天气预报。

3 SDO卫星的有效载荷

极紫外变化性实验仪器

EVE测量的极紫外光子源于太阳的色球层、过渡区和日冕，是地球高层大气主要加热能源，也是电离层产生的源，触发了许多复杂的光化学作用和动力学过程，强烈地影响地球空间环境，影响卫星运行、导航与通信。

EVE设计用于测量太阳极紫外辐射照度。其基本科学目标是：确定太阳极紫外辐射照度和在多时间尺度上的变化特性；进一步了解极紫外辐射照度怎样和为什么变化；提高预报极紫外辐射照度变化特性的能力；了解地球空间环境对极紫外辐射照度变化的反应和由此对人类的影响。在SDO卫星之前，借助于TIMED、SOHO和SORCE卫星的观测，人类对太阳极紫外辐射照度的了解已经取得了很大进展，现在的挑战是解决短波长的光谱分辨率和整个测量期间的时间分辨率问题，EVE仪器在短波范围（低于30nm）内的光谱分辨率比以往的卫星提高70倍，时间分辨率则提高30倍。

EVE仪器的长、宽、高分别为100cm、61cm、36cm，质量为61kg，平均功率是60W，峰值功率为137W。EVE的子系统包括多通道极紫外光栅光谱仪（MEGS）、极紫外分光光度计（ESP）和EVE电子部件箱（EEB）。MEGS由2个罗兰圆光栅光谱仪组成，测量5～105nm的光谱辐射照度，光谱分辨率为0.1nm，时间分辨率为10s，每个光谱仪配备1台后照射2048×2048 CCD摄像机。MEGS分为4个部分：①MEGS－A为掠入射光栅谱仪，波长范围5～37nm；②MEGS－B为正入射双光栅谱仪，波长范围35～105nm；③MEGS-SAM为针孔摄像机，测量波长为0.1～7nm的X射线光子；④MEGS－P为光电二极管，测量121.6nm的氢发射线。ESP测量的光谱范围是0.1～39nm，分为4个频段，提供对MEGS灵敏度变化的标定，时间分辨率为0.25s。EEB中的电子部件用于控制MEGS和ESP仪器，提供与SDO卫星的联系界面。

大气层成像部件

AIA用于高精度观测日冕，在多波长上同时对太阳成像，空间分辨率约1″，时间分辨率为10s。利用AIA及SDO卫星其他仪器获得的数据，使人类加强对太阳大气物理学的了解，定量地研究日冕磁场和等离子体在太阳平静期、耀斑期间及喷发时的演变。

太阳活动是由演变的磁场驱动的，虽然无法直接测量日冕磁场，但在表面几十万千米内的磁场含有热等离子体，这些等离子体稠密到足以辐射可探测到的光。日冕等离子体基本上是与磁力线冻结在一起的，因此等离子体的发射（或吸收）谱线勾画出了磁场的轮廓。

与以往观测仪器不同的是，AIA首次提供多谱段、近实时、宽覆盖的连续温度范围的高分辨率日冕图像。在设计上，AIA采用4个20cm孔径、双通道正入射望远镜，每个望远镜选择不同的谱段，整体上可观测10个极紫外通道。AIA的视场为41′，可以保证AIA能对整个日冕成像。

大气层成像部件

日震与磁场成像仪

HMI的基本目的是研究太阳变化性的源，了解太阳的内部结构和磁活动的各个分量。HMI测量太阳光球层的运动，用于研究太阳震荡，测量谱线的偏振，及研究光球层磁场的三分量。利用HMI获得的数据，确定太阳变化的内部源和机制、太阳内部的物理过程与表面磁场和表面活动有怎样的关联。这些数据还能反映日冕磁场，用以研究太阳大气层的变化。HMI的观测可用于建立内部动力学和磁活动之间的关系，进而了解太阳的变化性和效应，形成可靠的预报能力。HMI所能开展的科学研究主要包括：①声速变化与标准太阳模式的关系；②光球层下旋转率的太阳周期变化；③太阳子午圈循环与不同旋转；④太阳黑子与耀斑对太阳辐射照度变化的贡献；⑤日冕磁结构的磁流体力学模型；⑥距太阳表面7000km深度的流动合成图；⑦光球层磁力线；⑧用日震技术探测到的太阳背面活动区；⑨显示在太阳黑子区磁重联的矢量场图像；⑩在一个活动区出现的声速变化和流动。

HMI由折射望远镜、偏振选择器、成像稳定系统、窄带可调谐滤波器和两个4096×4096 CCD摄像机组成。它与SOHO卫星上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）原理相同，都是通过测量选定谱线的多普勒频移，确定光球层的震荡速度，不过HMI有几项改进。同MDI一样，HMI将观测太阳全日面Ni1吸收线，波长为676.8nm，HMI具有1″的高分辨率，时间分辨率为4.1s，视场为34′，成像稳定性为0.1″。

总之，SDO是目前最先进的太阳观测卫星，它可连续观测太阳，从而使科学家能更好地研究太阳活动的规律。