空间尘埃探测方案研究

赵呈选，郭文瑾

(兰州空间技术物理研究所真空低温技术与物理重点实验室，甘肃兰州730000)

1 引言

根据天文观测，尘埃粒子在太阳系和整个银河系中都普遍存在着。尘埃粒子和光子一样，携带了空间中某一时空点的信息，根据尘埃粒子的起源地和它们的整体性质，可以了解尘埃形成区域周围的空间环境。行星大气周围尘埃的各种动力学特性会影响行星的气候演变。不仅如此，尘埃粒子还会对进行深空探测的航天器有重大影响，当这些尘埃沉积在航天器太阳电池和光学敏感器等表面时，直接影响航天器的电位和性能，影响到光学敏感器的光学特性和图像质量。因此，通过发射围绕行星旋转的空间尘埃探测器，或直接安装在行星表面着陆器上可以更加深入的了解空间尘埃环境对航天器的影响，有利于探索行星的起源以及生命的起源。探索了空间尘埃探测器的基本结构设计，分析了探测器探测尘埃的质量、速度、飞行方向、化学成分及其同位素、所带电荷情况和尘埃流通量的原理，并用软件仿真计算了撞击离子在反射式质谱计反射腔内的轨迹，验证了探测空间尘埃的化学成分的可行性。

2 尘埃粒子的不同来源

在行星际空间中，尘埃首先来自太阳系中大椭圆轨道运行的彗星，彗星表面可挥发冰状物的升华气压把尘埃粒子推入周围空间，较大颗粒的尘埃粒子获得与彗星母体相同的轨道，继而形成慧尾［1］。尽管慧尾聚集了大量尘埃，但行星摄动、星体碰撞等其它效应也会产生大量分布于行星际间的尘埃。

除了彗星，尘埃的另一个重要来源就是小行星带。小行星之间的碰撞产生的碎片的直径有很宽的分布，其中一部分形成流星和黄道带内的尘埃云。一般认为，来自小行星的尘埃粒子的成分和结构反映了小行星母体的成分和结构，该类尘埃大部分属于硅酸盐并富含铁元素。它们的轨道有很小的轨道交角而且越来越接近圆形，这和来自彗星的尘埃的大椭圆轨道有明显的区别。

尘埃也可能起源于银河系内各种不同的行星和恒星体，例如，富碳行星、红巨星或超新星。所有这些星体为尘埃提供了典型的但不同的化学的和同位素的特征［2］，通过同位素分析，就可以鉴别出古老陨石中太阳系形成之前的尘埃。

3 尘埃粒子的探测

空间尘埃探测器的主要探测任务是探测尘埃的质量、速度、飞行方向、化学成分及其同位素、所带电荷情况和尘埃流的通量等。

空间尘埃探测器的结构包括两个重要的探测单元:尘埃轨迹探测器和反射式质谱计。整个装置还包括底部的电子器件箱和旋转机构，当该装置处于探测状态时，为保证反射式质谱计和尘埃轨迹探测器达到合适的指向角度，旋转机构内的电机可以使装置在垂直面内倾斜一定角度，同时可以使尘埃轨迹探测器围绕反射式质谱计在水平面内旋转，装置结构图如图1所示。

图1 空间尘埃探测器结构图

3.1 尘埃轨迹探测器原理

如图2所示，该探测器包括5个格栅，4个传感器格栅和1个屏蔽格栅。屏蔽格栅的作用是屏蔽外面的电场和电磁波干扰。每个传感器格栅内接有相互平行的金属丝电极，每个金属丝电极都接有一个电荷敏感放大器，用于放大尘埃粒子的感应电荷信号，从而获得尘埃粒子所带的电荷。相邻格栅的金属丝相互垂直以精确测量尘埃粒子的入射轨迹。感应最多电荷的金属丝电极最靠近尘埃粒子的轨迹，通过对比同一格栅上的相邻金属丝电极感应电荷的多少就可以得出尘埃粒子穿过该格栅的具体坐标，如图3所示。

图2 尘埃轨迹探测器结构图

图3 尘埃速度矢量的计算

利用各个格栅输出的信号和几何位置可以得出尘埃粒子的速度矢量在直角坐标系中三个坐标轴上的投影:

式中 ti(i=A，B，C，D)为每个格栅感应最大电荷的时刻。所以尘埃的入射速度大小为:

入射速度的方向可以由速度矢量和各个坐标轴之间的夹角确定，与x轴之间的夹角α满足关系:

根据尘埃粒子的所带的电荷、密度以及其表面势就可以根据公式计算尘埃的质量，公式如下［3］:

式中 Q为尘埃所带的电荷，m为尘埃的质量，ρ为尘埃的密度，ε0为真空中的介电常数，Φ为尘埃粒子的表面势。需要指出的是尘埃离子的密度由元素成分近似计算，表面势在一定情况下，可以近似地认为是+5V，空间中紫外线引起的光电效应为其主导的充电过程。

3.2 反射式质谱计探测原理与仿真计算

反射式质谱计主要用于对尘埃粒子的原位化学分析。根据已获得的探测数据分析，偌使质谱计能够探测行星际间的尘埃粒子(其通量的量级为10－4m－2s－1)，质谱计的敏感面积必须足够大［4，5，6，7］:至少 0．1 m2。同时，质谱计必须具有足够高的质量分辨率以鉴别出宇宙尘埃中常含有的元素(H，C，O，N，Si，Mg，Fe，Ni)，要求其质量分辨率满足:M/ΔM＞100．因此采用反射式质谱计能很好地提高质量分辨率。

反射式质谱计的结构如图4所示，主体结构为对称的反射区圆筒和一个环形的撞击探测器。撞击探测器包括电势为U2的撞击靶和一个接地的加速格栅，撞击产生的离子云在撞击耙和加速格栅之间加速并进入场自由区。在撞击探测器上面是离子反射区，和撞击靶法线呈一定角度出射的离子经加速进入反射区，在顶部抛物面状的反射格栅的作用下反射，最后聚焦于中间放置的离子探测器上。抛物面格栅具有很好的空间反射特性，反射聚焦点的轴向位置和抛物面格栅的电势U1有关。对于携带相反电荷的离子的元素探测，只需改变撞击靶和抛物面格栅的电势值正负即可。一旦离子探测器的位置确定，调节抛物面格栅的曲率或抛物面格栅与离子探测器的距离就可以找到质谱计的最佳质量分辨率。

图4 反射式质谱计结构图

利用分析软件可以模拟质谱计反射腔内的磁场和进入反射腔内离子的轨迹。这里选择空间中尘埃粒子中常见的元素——铁元素形成的离子Fe2+。首先设置反射腔的几何尺寸，如图5所示:腔高40 cm，顶部反射曲面的曲率半径为抛物面格栅的曲率半径，底面圆半径为25 cm。顶部反射曲面上施加电压5 kV，底面接地，腔内可以看作真空环境，相对介电常数为1，经过软件计算可以得出腔内的电势变化和电场矢量，如图6和图7所示。

同时利用软件可以得出反射腔内重要的电场分布如图8所示，顶部反射曲面边界处场强较大，中间较小，有利于反射离子，反射腔底部场强均匀并且方向一致。接下来模拟铁离子Fe2+在这种电场中的运动轨迹，设置在产生时具有的初始动能为50 eV，在距离约5 cm电压为5 kV的电压加速格栅加速后，进入反射腔时具有的动能约104eV。铁离子Fe2+质量m=56 u，电荷为2 e．经计算优化尽可能使离子反射到反射腔中部的离子探测器区域上，由软件计算可以得出铁离子Fe2+轨迹如图8所示。图8中左图中抛物面格栅的曲率半径为65 cm，右图中抛物面格栅的曲率半径为55 cm，通过对比可知，格栅曲率的改变影响了离子反射后撞击在离子探测器上的位置，曲率半径为55 cm的格栅对离子的反射效果较好。因此设计合理的离子反射腔结构需要尽可能地优化各个器件的位置。

图5 反射腔建模

图6 反射腔内的电势分布

图7 反射腔内的电场矢量

图8 不同抛物面格栅曲率半径下反射腔内Fe2+的反射轨迹

4 讨论

随着载人航天工程、探月工程和火星探测任务的实施，空间尘埃探测器的搭载将具有现实的可实施性。在地球周围的轨道上，搭载方案有两种，一种是搭载在高轨卫星上，可以探测地球尾迹上的尘埃颗粒；另一种是搭载在中低轨道航天器上，如空间站的外部，但这种情况下探测的尘埃数据容易受到地球周围空间碎片的影响。在围绕火星环绕的轨道上探测尘埃，可以更好地了解火星及其卫星上的元素组成。此外，在地球和太阳引力平衡的拉格朗日点(L1，L2)上放置尘埃探测器，可以使探测器具有很好的方向稳定性，特别是位于L2点的尘埃探测器可以背向太阳和地球，易于校准和保护探测数据。

现阶段，利用尘埃探测器探测从行星际空间飞往月球表面的尘埃是深空探测的一个方向，而且月球表面尘埃情况作为月球空间天气的一部分，可以为未来建立月球基地，开采月球资源提供可靠的环境资料。经过分析，利用登陆月球的着陆器进行探测，月球着陆器本身作为一个尘埃观测平台，同时也可以和月面天文望远镜平台结合，利用这些平台实现长时间的月球表面尘埃环境的探测。

［1］Sykes，M．V．and Walker，R．G．:Icarus 95，180－210．1992．

［2］Dorschner，J．and Henning，Astron．Astrophys．Rev．6，271 －333．T．:1995．

［3］Srama，R，Auer S，Low － charge detector for the monitoring of hyper－ velocity micron － sized dust particles．Meas．Sci．Technol．19，2008．

［4］Srama，R．et al，Development of an Advanced Dust Telescope，Earth，Moon，and Planets，95:211 －220，2004．

［5］Srama，R，Rachev M．et al，Dust Astronomy with a Dust Telescope．ESA SP －543，Febuary 2004．

［6］Igenbergs，E，et al，Mars Dust Counter．Earth Planets Space，50，241 －245，1998．

［7］Srama，R．et al，Laboratory Tests of the Large Area Mass Analyser，ESA SP －643，January 2007．