极远紫外成像光谱仪在空间科学中的应用与展望

唐 义 王 静 吴 雁 倪国强

（北京理工大学光电学院，光电成像技术与系统教育部重点实验室，北京 100081）

1 引言

在空间科学研究中，光谱的“颜色”往往被当成宇宙中不同物质成分的指示剂，通过对特定波长光谱辐射的观测可以了解宇宙中的物质种类、含量等。观测宇宙辐射光谱的“眼睛”——航天遥感成像光谱仪载荷经历了半个多世纪的发展，其主要成就在于探测波段的不断拓宽、成像能力的显著增强以及探测灵敏度的大幅提高。目前，应用于航天领域的成像光谱仪的观测波长已经覆盖了从γ射线到微波的极为宽广的光谱范围。

极远紫外一般分为波长10～120nm的极紫外波段（Extreme Ultraviolet，EUV）和波长120～200nm的远紫外波段（Far Ultraviolet，FUV）。因为许多物质的特征谱线位于极远紫外波段中，所以在空间科学研究中选择极远紫外波段的辐射作为观测对象具有重要的实用意义和应用价值。例如，如图1所示，地球电离层大气中的主要物质O、N2、O2和O+的主要特征谱线均在极远紫外光谱区中。通过对这些粒子受激产生的极远紫外气辉和极光进行全球范围的观测，可以了解地球电离层大气中主要成分的含量，进而反演得到电离层大气的温度、密度等环境参数[1-2]；O+在83.4nm处有最强的谐振线，这能用来观测行星或彗星的电离层与太阳风的交互作用；通过对 C+（133.5nm）、N+（108.5nm）、S+（125.6nm）以及 O+（83.4nm）共振跃迁的检测，极远紫外成像光谱仪将能够监测行星或彗星的大气活动；重要的生命组成成分——C、H、O、N、S的最强谐振波长也都包含在极远紫外的波长范围里；极远紫外波段中还包含了宇宙的主要构成元素——H与He的许多发射和吸收谱线。

图1 紫外辐射衰减到其初始强度的1/e时的海拔高度

航天技术的进步和空间科学研究的需求推动了极远紫外成像光谱仪的发展，将高性能的极远紫外成像光谱仪发射到太空中来对地球、太阳系、乃至整个宇宙进行观测成为世界各国争相发展的热点。通过观测不同天体目标极远紫外辐射的强度和变化，可以反演出多种物质的含量和变化规律，从而为日地空间环境、空间天气、宇宙起源等许多前沿科学研究提供大量的研究资料和可靠数据。本文结合极远紫外成像光谱仪在空间科学中的实际应用，介绍了国外该类仪器的发展水平，分析了其关键技术，进而提出该类仪器未来的发展方向，为我国同类仪器研究工作的开展提供思路。

2 国外发展水平

在过去的几十年里，美国国家航空航天局（NASA）、欧洲空间局（ESA）以及俄罗斯、荷兰、加拿大、印度、韩国、日本、以色列等许多国家的空间机构均开展了极远紫外成像光谱仪的研制工作。至今已经发射了数十颗搭载极远紫外成像光谱仪载荷的卫星，取得了大量的观测数据。

2.1 日地空间环境的观测

太阳、太阳风、磁层、电离层和热层的状态构成了日地空间环境。恶劣的空间环境会影响GPS定位系统的精度、无线电通信的效果和电力传输的安全，影响航天飞行器的寿命和功能实现，甚至危及人类的生命和健康安全，造成巨大的社会经济损失[3-4]。因此，必须对空间环境的变化进行实时观测，从而对其可能造成的危害进行预警和防范。

观测太阳的极紫外波段辐射是了解太阳结构，监测太阳活动的有效办法。世界各国近年来发射了多颗带有极紫外波段成像仪器的太阳观测卫星，如表1所示。其中最为典型的是太阳与日光层观测台（SOHO），SOHO搭载了多种极远紫外成像设备，包括极紫外成像望远镜（EIT）、太阳辐射紫外观测仪（SUMER）和紫外日冕观测分光计（UVCS）。EIT包括4个极紫外波段通道，分别用来观测FeⅨ-Ⅹ（17.1nm）、FeⅫ（19.5nm）、FeⅩⅤ（28.4nm）和HeⅡ（30.4nm）的离子辐射光谱。EIT通过获取FeⅨ-Ⅹ的发射谱来观测温度达到107K的日冕，图2是EIT拍摄的2011年9月29日01时FeⅫ和HeⅡ太阳极紫外图像。SUMER包括了2个单独的探测器，其工作波段为39～161nm。UVCS在极远紫外波段有两个通道，分别用来观测H的拉曼a谱线（121.6nm）和O（103.2nm/103.7nm）的辐射光谱。可以说SOHO是历史上最成功的直接观测太阳的卫星，其在轨观测时间已经超过1个太阳活动周期。

表1 用于太阳观测的极远紫外成像光谱仪

图2 2011年9月29日的太阳极紫外图像

NASA等机构从20世纪70年代开始利用远紫外成像光谱仪观测极光和气辉的变化，并相继发射了多颗携带远紫外成像光谱仪载荷的卫星，如表2所示。其中最为重要的是约翰霍普金斯大学应用物理实验室（APL）制造的特殊传感器紫外光谱成像仪（SSUSI），其观测的光谱范围为115～180nm[5]。SSUSI计划被安放在5颗 DMSP Block 5D3（F16～F20）系列极轨气象卫星上，其中 DMSP F16～F18卫星分别于2003、2006和 2009年开始服役，下一颗DMSP F19计划于2012年发射升空。SSUSI由远紫外扫描成像光谱仪（SIS）和可见光波段的天底光度计（NPS）组成。其中SIS的结构如图3所示，天底方向的远紫外辐射通过扫描反射镜进入SIS内部，由离轴抛物面反射镜会聚到入射狭缝上，进入狭缝的光经由超环面光栅分光成像到ICCD面阵探测器上，为了防止探测器的老化和损坏，SIS还提供了备用探测器。SIS的光谱分辨力为1.9nm，瞬时视场角为11.84°×0.3°。

全球紫外成像仪 （GUVI）为SSUSI的升级版，于2001年搭载TIMED太空飞船发射升空，其结构与SSUSI基本相同[6]。GUVI从2002年1月开始工作并传回了许多有用的图像信息。图4是由GUVI得到的OⅠ（135.6nm）和N2LBHs辐射数据反演得到的全球O/N2图像。

表2 用于电离层观测的极远紫外成像光谱仪

图3 SIS的光路结构图

图4 GUVI数据反演得到的O/N2图像

2.2 地外行星体的观测

ESA研制的紫外成像光谱仪ALICE是用来对地外行星体的大气成分进行探测的极远紫外成像光谱仪，分别应用于“罗塞塔”号（Rosetta）和“新视野”号（New Horizons）卫星上。 “罗塞塔”号上的 ALICE（70～205nm）用来对楚留莫夫—戈拉西缅科彗星的彗核周围的尘埃及云层成分进行研究[7]；而“新视野”号上的ALICE（52～187nm）用来观测冥王星和冥卫一的大气层成分和结构[8]。

“罗塞塔”号于2004年3月发射升空，在对楚留莫夫—戈拉西缅科彗星的遥感观测中，ALICE将寻找稀有气体，如Ne和Ar；测量有关彗星活动的H2O、CO和CO2分子的产生率、可变性和结构性；测量彗发中基本元素C、H、O和N的含量和变化；测量彗尾中的离子含量。此外，ALICE还将观测彗核本身和彗发中固体颗粒的远紫外光谱特性。

“新视野”号于2006年1月发射升空，预计将在2015年7月14日最为接近冥王星。ALICE将测量由冥王星及冥卫一辐射或反射出来的极远紫外辐射，获得冥王星及冥卫一的大气与地表的组成、分布和温度。

除了ALICE之外，月球勘测轨道器（LRO）上也搭载了拉曼—阿尔法制图仪（LAMP），用于绘制整个月表的远紫外图像，在极区表面寻找水冰物质[9]。

2.3 宇宙空间的观测

监测宇宙空间的极远紫外辐射可以了解宇宙中不同天体的特性，从而为宇宙起源、星体形成和进化提供一种研究手段，表3列举了主要的用于宇宙观测的极远紫外遥感器载荷。

远紫外分光探测器（FUSE）是APL研制的一颗远紫外天文卫星，该卫星于1999年6月发射升空。FUSE工作波长为90～120nm，主要科学目标为研究宇宙大爆炸初期的氘合成、宇宙中各种化学元素的丰度、星系的化学演化、星际介质等。

另一个研究宇宙起源的著名仪器是哈勃空间望远镜（HST）。在初次发射运行时，哈勃就携带了两台工作在紫外波段的载荷——戈达德高解析摄谱仪（GHRS）和暗天体摄谱仪（FOS）。在1997年2月的第二次维护任务中，它们被观测能力更强的太空望远镜影像摄谱仪（STIS）所取代[10]。STIS在紫外波段的光谱分辨力为GHRS的25～30倍，是115～310nm波段史上分辨力最高的光谱探测器。

表3 用于宇宙观测的极远紫外成像光谱仪

表4 STIS极远紫外通道性能

如表4所示，STIS中包括了多个极远紫外通道。根据观测波段和光谱分辨力的不同需求，使用凹面光栅、中阶梯光栅和棱镜作为分光元件（G表示凹面光栅、E表示中阶梯光栅、PRISM为棱镜；L、M、H分别表示低、中、高分辨力）。在所有紫外通道中均使用了高性能的多阳极微通道板阵列（MAMA）探测器。

宇宙起源频谱仪（COS）是在2009年5月的第四次哈勃望远镜维修任务中更新的仪器，工作波段为115～300nm，对点光源的最大光谱通道数约20 000[11]。

3 极远紫外成像光谱仪的关键技术

应用于航天遥感领域的极远紫外成像光谱仪载荷是交叉学科的结晶，代表了多方面先进科学技术的最高水平，其涉及的关键技术包括以下几个方面：

1）光学系统设计与光学元件加工。极远紫外波段的透射材料稀少且难以制备，因而绝大多数该波段的成像光谱仪使用反射式光栅作为分光元件。光栅类型主要为凹面光栅和中阶梯光栅。使用凹面光栅的仪器（如SSUSI、GUVI、ALICE等）光学结构简单，能量损失小；中阶梯光栅（如STIS和COS中的部分通道）可以实现很高的光谱分辨力，这两类光栅均要求高水平的非球面加工技术作为支撑。极远紫外波段的波长远小于可见光波段，因而对光学元件表面粗糙度的要求也要高得多，往往要达到中心波长的十分之一，这就要求具有极为高超的制备工艺。

2）高反射率镀膜。为了在极远紫外波段获得较高的反射效率，需要在光学元件表面镀高反射率膜，同时为了保护该膜系不被高能宇宙射线破坏还要镀保护膜。对应不同的波长应用范围，需要选择不同的反射膜。对于120nm以上波长的紫外光，其反射膜系结构较为简单，Al+MgF2就是一种合理的组合；当波长小于100nm时，往往采用多层膜系结构，使用Al作为反射膜，SiC或B4C与MgF2形成组合保护膜系，可以在91.2nm的极紫外波段实现40%以上的反射率[12]。

3）高增益成像探测器技术。由于极远紫外波段探测器的光谱响应能力普遍较低，而需要观测的极远紫外辐射强度大多极其微弱，因此必须使用具有高增益的成像探测器。这类器件的发展极为迅速，逐步满足了极远紫外波段成像探测向大尺寸、高增益、高动态范围、低噪声方向发展的要求。ICCD是传统的高增益成像器件，由光电阴极、MCP、荧光屏、耦合系统和CCD组成。在极远紫外波段一般使用NaCl、KBr、CsBr、CsI等光电阴极材料，量子效率约为20%，C型MCP或者Z型堆叠MCP可以提供106倍的电子增益。近年来发展的电子读出方式探测器包括楔条阳极阵列、MAMA等，具有更高的灵敏度，可以进行光子计数成像。GUVI和SSUSI系列使用的是楔条阳极阵列探测器，FUSE、SOHO、COS、STIS等则使用MAMA探测器[13]。MAMA探测器由光电阴极、MCP和阳极阵列组成，其结构特点是将MCP倍增之后的电信号经矩阵阳极实时输出至读出电路。MAMA探测器可探测到单个光子的位置信息，具有很高的信噪比和时间分辨力[14-15]。

4 结束语

与其他波段的同类仪器相比，极远紫外成像光谱仪具有自己不可替代的优势：

1）根据维恩位移定律，辐射峰值在极远紫外波段的高温体的温度约为15 000～300 000K，这个温度在太阳和宇宙天体中普遍存在，可以通过对极远紫外辐射的观测了解高温辐射体的性质。

2）由于地球大气对极远紫外辐射的强烈吸收，搭载于卫星上的极远紫外探测器在观测地球电离层时，避免了来自地表的同波段辐射的干扰，为观测提供了一个暗背景。

3）该波段中具有许多适宜观测的特征谱线，行星及彗星大气里最重要的元素C、H、O、N的最强谐振波长都包含在极远紫外的波长范围内，天体演化的重要元素Fe、生命进化的标志元素S在极远紫外波段也有特征谱线分布。

经过半个世纪的发展，极远紫外成像光谱仪已经成为空间科学研究中不可或缺的有力工具。不同于早期的一些探索导向性任务，新时期的载荷往往目的性更强，针对特定目标、波段、区域等进行观测。其发展方向是：通过极远紫外波段的光学元件加工、高增益探测器和高反射率镀膜等核心技术的进步，进一步提高仪器的（光谱、成像、时间、能量）分辨力，从而满足空间科学中的不同领域对仪器性能的要求；此外，还应该同步开展星上定标、数据处理和反演算法的研究，为实际应用提供更为精确数据资料。

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