美國“太陽動(dòng)力學(xué)觀測臺”成功發(fā)射

焦維新（北京大學(xué)地球與空間科學(xué)學(xué)院）

□□2010年2月11日，“太陽動(dòng)力學(xué)觀測臺”（SDO）天文衛(wèi)星由宇宙神－5火箭從卡納維拉爾角空軍基地發(fā)射升空，已開始對太陽進(jìn)行詳細(xì)而精確的考察。

SDO衛(wèi)星

1 任務(wù)背景

太陽是維持地球上一切生命的基礎(chǔ)。太陽各種形式能量、動(dòng)量和質(zhì)量的變化制約著地球空間環(huán)境的結(jié)構(gòu)和變化，太陽的爆發(fā)性活動(dòng)則是形成各種災(zāi)害性空間天氣的主要原因。因此，對太陽的探測和研究具有非常重要的意義。

20世紀(jì)40年代以前，觀測太陽的唯一手段是光學(xué)觀測。40年代以后，隨著無線電技術(shù)的發(fā)展，特別是人造地球衛(wèi)星上天以后，人們開始了對太陽的整個(gè)電磁波段進(jìn)行觀測。

1960年3月11日，美國發(fā)射了先軀者－5（Pioneer－5）太陽監(jiān)測器，這是第一顆探測太陽的衛(wèi)星，現(xiàn)在仍運(yùn)行在軌道上。此后又發(fā)射了先軀者－6～9。1962年3月－1975年6月，美國先后發(fā)射了“軌道太陽觀測臺”（OSO）系列衛(wèi)星，獲得了大量的X射線、γ射線觀測數(shù)據(jù)和遠(yuǎn)紫外寬帶測量及譜線強(qiáng)度測量資料。美國第一個(gè)空間站“天空實(shí)驗(yàn)室”（Skylab）發(fā)現(xiàn)了日冕洞，并對其進(jìn)行了大量觀測?！疤柗迥辍保⊿MM）衛(wèi)星發(fā)現(xiàn)了日冕物質(zhì)拋射（CME）現(xiàn)象。日本、美國和英國聯(lián)合研制的太陽觀測衛(wèi)星——太陽－A（Solar－A）提供了大量太陽耀斑圖片，為太陽高能輻射研究提供了寶貴資料。美國和歐洲航天局（ESA）聯(lián)合研制的太陽觀測衛(wèi)星——“尤里西斯”(Ulysses)主要研究太陽極區(qū)。1995年12月，美國和歐洲航天局合作研制并發(fā)射了“太陽和日球觀測臺”(SOHO),其通過觀測速度震蕩和輻射變化研究太陽的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，利用成像和光譜診斷方法觀察日冕加熱和太陽風(fēng)加速的物理過程。目前在軌觀測太陽的天文衛(wèi)星主要有日本太陽－B（Solar－B）、美國“高能太陽分光成像儀”（HESSI）、美國“日地關(guān)系觀測臺”（STERO）、美國“過渡區(qū)域日冕探索者”（TRACE）、美國“高級成分探索者（ACE）等。

盡管這些太陽觀測衛(wèi)星取得了豐碩成果，但限于技術(shù)水平，還遠(yuǎn)遠(yuǎn)不能滿足空間天氣預(yù)報(bào)研究的需要。當(dāng)前太陽觀測存在的不足表現(xiàn)在：不能追蹤太陽爆發(fā)性活動(dòng)從源區(qū)到行星際空間演變的過程；同時(shí)進(jìn)行實(shí)地觀測的點(diǎn)太少；對太陽表面觀測的空間分辨率低；由于觀測距離遠(yuǎn)，太陽風(fēng)等離子體、場、波及太陽能量粒子（SEP）在傳播過程中發(fā)生了很大變化，起源與演變的信息已經(jīng)被“洗掉”了；對太陽背面的觀測存在盲區(qū)。為了解決這些問題，需要發(fā)射一系列近距離觀測太陽的衛(wèi)星，如“太陽哨兵”（Solar Sentinel）、“太陽軌道器”（Solar Obiter）、“太陽探測器+”（Solar Probe+）。雖然美國發(fā)射的SDO不能對太陽實(shí)現(xiàn)近距離觀測，但由于儀器的性能較高，在一定程度上能解決空間分辨率和時(shí)間分辨率問題。

SDO衛(wèi)星推進(jìn)艙

SDO衛(wèi)星太陽電池翼

2 SDO衛(wèi)星概述

SDO是一顆三軸穩(wěn)定、半自主運(yùn)行的衛(wèi)星，發(fā)射時(shí)總質(zhì)量為3200kg（包括1400kg燃料）。該衛(wèi)星設(shè)計(jì)壽命5年，但其攜帶的燃料可以保證它運(yùn)行10年。衛(wèi)星邊長為2.22m，高為4.5m，太陽電池翼展開后跨度為6.25m，總電能為1540W。衛(wèi)星攜帶了3種科學(xué)儀器：大氣層成像部件（AIA）、極紫外變化性實(shí)驗(yàn)（EVE）儀器、日震與磁場成像儀（HMI）。

SDO運(yùn)行在傾角為28°的地球同步軌道，以便能連續(xù)觀測太陽。衛(wèi)星每天向地面發(fā)送大約1.5Tbit數(shù)據(jù)，在運(yùn)行期間傳回的數(shù)據(jù)量是美國以往任何一個(gè)觀測臺的50倍；其成像分辨率比高清電視的高10倍；衛(wèi)星每0.75s獲得的一幅圖像可以揭示太陽活動(dòng)的細(xì)節(jié)，所有圖像的像素都是4096×4096。

SDO衛(wèi)星的科學(xué)目標(biāo)是增強(qiáng)人類對有關(guān)太陽的7個(gè)科學(xué)問題的認(rèn)識，以提高預(yù)報(bào)空間天氣的能力。

11年準(zhǔn)周期的太陽活動(dòng)是由什么機(jī)制驅(qū)動(dòng)的。太陽黑子活動(dòng)基本上以11年為周期，這是早已發(fā)現(xiàn)的事實(shí)，但對于這種周期性活動(dòng)的物理機(jī)制，目前仍不清楚。

活動(dòng)區(qū)磁通量是怎樣合成、集中，又如何在太陽表面擴(kuò)散的。太陽的各種爆發(fā)性活動(dòng)主要發(fā)生在黑子群集中、磁場構(gòu)型比較復(fù)雜的活動(dòng)區(qū)，了解活動(dòng)區(qū)磁通量的變化規(guī)律，對于預(yù)報(bào)爆發(fā)性活動(dòng)有重要意義。

小尺度的磁重聯(lián)怎樣構(gòu)成大尺度的場拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)和電流系，它在日冕加熱和太陽風(fēng)加速方面起什么作用。目前普遍認(rèn)為，太陽所有爆發(fā)性活動(dòng)的能源來自于磁能。當(dāng)磁力線發(fā)生重聯(lián)時(shí)，會立即釋放出大量能量，磁能轉(zhuǎn)化成熱能等其他形式的能量。大尺度的場拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)是由小尺度結(jié)構(gòu)逐漸演變來的，如果能追溯小尺度結(jié)構(gòu)到大尺度拓?fù)涞难葑冞^程，對于認(rèn)識爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的規(guī)律有非常重要的意義。

觀測到的太陽極紫外輻射照度變化源于什么地方，與磁活動(dòng)周期有怎樣的聯(lián)系。

什么樣的磁場構(gòu)型導(dǎo)致了CME、暗條噴發(fā)和耀斑。

近地太陽風(fēng)的結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)特性是否能從近太陽表面的磁場構(gòu)型和大氣層結(jié)構(gòu)確定。

爆發(fā)性太陽活動(dòng)什么時(shí)候會發(fā)生，是否能做出更準(zhǔn)確和可靠的空間天氣預(yù)報(bào)。

3 SDO衛(wèi)星的有效載荷

極紫外變化性實(shí)驗(yàn)儀器

EVE測量的極紫外光子源于太陽的色球?qū)印⑦^渡區(qū)和日冕，是地球高層大氣主要加熱能源，也是電離層產(chǎn)生的源，觸發(fā)了許多復(fù)雜的光化學(xué)作用和動(dòng)力學(xué)過程，強(qiáng)烈地影響地球空間環(huán)境，影響衛(wèi)星運(yùn)行、導(dǎo)航與通信。

EVE設(shè)計(jì)用于測量太陽極紫外輻射照度。其基本科學(xué)目標(biāo)是：確定太陽極紫外輻射照度和在多時(shí)間尺度上的變化特性；進(jìn)一步了解極紫外輻射照度怎樣和為什么變化；提高預(yù)報(bào)極紫外輻射照度變化特性的能力；了解地球空間環(huán)境對極紫外輻射照度變化的反應(yīng)和由此對人類的影響。在SDO衛(wèi)星之前，借助于TIMED、SOHO和SORCE衛(wèi)星的觀測，人類對太陽極紫外輻射照度的了解已經(jīng)取得了很大進(jìn)展，現(xiàn)在的挑戰(zhàn)是解決短波長的光譜分辨率和整個(gè)測量期間的時(shí)間分辨率問題，EVE儀器在短波范圍（低于30nm）內(nèi)的光譜分辨率比以往的衛(wèi)星提高70倍，時(shí)間分辨率則提高30倍。

EVE儀器的長、寬、高分別為100cm、61cm、36cm，質(zhì)量為61kg，平均功率是60W，峰值功率為137W。EVE的子系統(tǒng)包括多通道極紫外光柵光譜儀（MEGS）、極紫外分光光度計(jì)（ESP）和EVE電子部件箱（EEB）。MEGS由2個(gè)羅蘭圓光柵光譜儀組成，測量5～105nm的光譜輻射照度，光譜分辨率為0.1nm，時(shí)間分辨率為10s，每個(gè)光譜儀配備1臺后照射2048×2048 CCD攝像機(jī)。MEGS分為4個(gè)部分：①M(fèi)EGS－A為掠入射光柵譜儀，波長范圍5～37nm；②MEGS－B為正入射雙光柵譜儀，波長范圍35～105nm；③MEGS-SAM為針孔攝像機(jī)，測量波長為0.1～7nm的X射線光子；④MEGS－P為光電二極管，測量121.6nm的氫發(fā)射線。ESP測量的光譜范圍是0.1～39nm，分為4個(gè)頻段，提供對MEGS靈敏度變化的標(biāo)定，時(shí)間分辨率為0.25s。EEB中的電子部件用于控制MEGS和ESP儀器，提供與SDO衛(wèi)星的聯(lián)系界面。

大氣層成像部件

AIA用于高精度觀測日冕，在多波長上同時(shí)對太陽成像，空間分辨率約1″，時(shí)間分辨率為10s。利用AIA及SDO衛(wèi)星其他儀器獲得的數(shù)據(jù)，使人類加強(qiáng)對太陽大氣物理學(xué)的了解，定量地研究日冕磁場和等離子體在太陽平靜期、耀斑期間及噴發(fā)時(shí)的演變。

太陽活動(dòng)是由演變的磁場驅(qū)動(dòng)的，雖然無法直接測量日冕磁場，但在表面幾十萬千米內(nèi)的磁場含有熱等離子體，這些等離子體稠密到足以輻射可探測到的光。日冕等離子體基本上是與磁力線凍結(jié)在一起的，因此等離子體的發(fā)射（或吸收）譜線勾畫出了磁場的輪廓。

與以往觀測儀器不同的是，AIA首次提供多譜段、近實(shí)時(shí)、寬覆蓋的連續(xù)溫度范圍的高分辨率日冕圖像。在設(shè)計(jì)上，AIA采用4個(gè)20cm孔徑、雙通道正入射望遠(yuǎn)鏡，每個(gè)望遠(yuǎn)鏡選擇不同的譜段，整體上可觀測10個(gè)極紫外通道。AIA的視場為41′，可以保證AIA能對整個(gè)日冕成像。

大氣層成像部件

日震與磁場成像儀

HMI的基本目的是研究太陽變化性的源，了解太陽的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和磁活動(dòng)的各個(gè)分量。HMI測量太陽光球?qū)拥倪\(yùn)動(dòng)，用于研究太陽震蕩，測量譜線的偏振，及研究光球?qū)哟艌龅娜至?。利用HMI獲得的數(shù)據(jù)，確定太陽變化的內(nèi)部源和機(jī)制、太陽內(nèi)部的物理過程與表面磁場和表面活動(dòng)有怎樣的關(guān)聯(lián)。這些數(shù)據(jù)還能反映日冕磁場，用以研究太陽大氣層的變化。HMI的觀測可用于建立內(nèi)部動(dòng)力學(xué)和磁活動(dòng)之間的關(guān)系，進(jìn)而了解太陽的變化性和效應(yīng)，形成可靠的預(yù)報(bào)能力。HMI所能開展的科學(xué)研究主要包括：①聲速變化與標(biāo)準(zhǔn)太陽模式的關(guān)系；②光球?qū)酉滦D(zhuǎn)率的太陽周期變化；③太陽子午圈循環(huán)與不同旋轉(zhuǎn)；④太陽黑子與耀斑對太陽輻射照度變化的貢獻(xiàn)；⑤日冕磁結(jié)構(gòu)的磁流體力學(xué)模型；⑥距太陽表面7000km深度的流動(dòng)合成圖；⑦光球?qū)哟帕€；⑧用日震技術(shù)探測到的太陽背面活動(dòng)區(qū)；⑨顯示在太陽黑子區(qū)磁重聯(lián)的矢量場圖像；⑩在一個(gè)活動(dòng)區(qū)出現(xiàn)的聲速變化和流動(dòng)。

HMI由折射望遠(yuǎn)鏡、偏振選擇器、成像穩(wěn)定系統(tǒng)、窄帶可調(diào)諧濾波器和兩個(gè)4096×4096 CCD攝像機(jī)組成。它與SOHO衛(wèi)星上的邁克爾遜多普勒成像儀（MDI）原理相同，都是通過測量選定譜線的多普勒頻移，確定光球?qū)拥恼鹗幩俣龋贿^HMI有幾項(xiàng)改進(jìn)。同MDI一樣，HMI將觀測太陽全日面Ni1吸收線，波長為676.8nm，HMI具有1″的高分辨率，時(shí)間分辨率為4.1s，視場為34′，成像穩(wěn)定性為0.1″。

總之，SDO是目前最先進(jìn)的太陽觀測衛(wèi)星，它可連續(xù)觀測太陽，從而使科學(xué)家能更好地研究太陽活動(dòng)的規(guī)律。