唐 義 王 靜 吳 雁 倪國強(qiáng)

（北京理工大學(xué)光電學(xué)院，光電成像技術(shù)與系統(tǒng)教育部重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京 100081）

1 引言

在空間科學(xué)研究中，光譜的“顏色”往往被當(dāng)成宇宙中不同物質(zhì)成分的指示劑，通過對(duì)特定波長光譜輻射的觀測可以了解宇宙中的物質(zhì)種類、含量等。觀測宇宙輻射光譜的“眼睛”——航天遙感成像光譜儀載荷經(jīng)歷了半個(gè)多世紀(jì)的發(fā)展，其主要成就在于探測波段的不斷拓寬、成像能力的顯著增強(qiáng)以及探測靈敏度的大幅提高。目前，應(yīng)用于航天領(lǐng)域的成像光譜儀的觀測波長已經(jīng)覆蓋了從γ射線到微波的極為寬廣的光譜范圍。

極遠(yuǎn)紫外一般分為波長10～120nm的極紫外波段（Extreme Ultraviolet，EUV）和波長120～200nm的遠(yuǎn)紫外波段（Far Ultraviolet，F(xiàn)UV）。因?yàn)樵S多物質(zhì)的特征譜線位于極遠(yuǎn)紫外波段中，所以在空間科學(xué)研究中選擇極遠(yuǎn)紫外波段的輻射作為觀測對(duì)象具有重要的實(shí)用意義和應(yīng)用價(jià)值。例如，如圖1所示，地球電離層大氣中的主要物質(zhì)O、N2、O2和O+的主要特征譜線均在極遠(yuǎn)紫外光譜區(qū)中。通過對(duì)這些粒子受激產(chǎn)生的極遠(yuǎn)紫外氣輝和極光進(jìn)行全球范圍的觀測，可以了解地球電離層大氣中主要成分的含量，進(jìn)而反演得到電離層大氣的溫度、密度等環(huán)境參數(shù)[1-2]；O+在83.4nm處有最強(qiáng)的諧振線，這能用來觀測行星或彗星的電離層與太陽風(fēng)的交互作用；通過對(duì) C+（133.5nm）、N+（108.5nm）、S+（125.6nm）以及 O+（83.4nm）共振躍遷的檢測，極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀將能夠監(jiān)測行星或彗星的大氣活動(dòng)；重要的生命組成成分——C、H、O、N、S的最強(qiáng)諧振波長也都包含在極遠(yuǎn)紫外的波長范圍里；極遠(yuǎn)紫外波段中還包含了宇宙的主要構(gòu)成元素——H與He的許多發(fā)射和吸收譜線。

圖1 紫外輻射衰減到其初始強(qiáng)度的1/e時(shí)的海拔高度

航天技術(shù)的進(jìn)步和空間科學(xué)研究的需求推動(dòng)了極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀的發(fā)展，將高性能的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀發(fā)射到太空中來對(duì)地球、太陽系、乃至整個(gè)宇宙進(jìn)行觀測成為世界各國爭相發(fā)展的熱點(diǎn)。通過觀測不同天體目標(biāo)極遠(yuǎn)紫外輻射的強(qiáng)度和變化，可以反演出多種物質(zhì)的含量和變化規(guī)律，從而為日地空間環(huán)境、空間天氣、宇宙起源等許多前沿科學(xué)研究提供大量的研究資料和可靠數(shù)據(jù)。本文結(jié)合極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀在空間科學(xué)中的實(shí)際應(yīng)用，介紹了國外該類儀器的發(fā)展水平，分析了其關(guān)鍵技術(shù)，進(jìn)而提出該類儀器未來的發(fā)展方向，為我國同類儀器研究工作的開展提供思路。

2 國外發(fā)展水平

在過去的幾十年里，美國國家航空航天局（NASA）、歐洲空間局（ESA）以及俄羅斯、荷蘭、加拿大、印度、韓國、日本、以色列等許多國家的空間機(jī)構(gòu)均開展了極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀的研制工作。至今已經(jīng)發(fā)射了數(shù)十顆搭載極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀載荷的衛(wèi)星，取得了大量的觀測數(shù)據(jù)。

2.1 日地空間環(huán)境的觀測

太陽、太陽風(fēng)、磁層、電離層和熱層的狀態(tài)構(gòu)成了日地空間環(huán)境。惡劣的空間環(huán)境會(huì)影響GPS定位系統(tǒng)的精度、無線電通信的效果和電力傳輸?shù)陌踩?，影響航天飛行器的壽命和功能實(shí)現(xiàn)，甚至危及人類的生命和健康安全，造成巨大的社會(huì)經(jīng)濟(jì)損失[3-4]。因此，必須對(duì)空間環(huán)境的變化進(jìn)行實(shí)時(shí)觀測，從而對(duì)其可能造成的危害進(jìn)行預(yù)警和防范。

觀測太陽的極紫外波段輻射是了解太陽結(jié)構(gòu)，監(jiān)測太陽活動(dòng)的有效辦法。世界各國近年來發(fā)射了多顆帶有極紫外波段成像儀器的太陽觀測衛(wèi)星，如表1所示。其中最為典型的是太陽與日光層觀測臺(tái)（SOHO），SOHO搭載了多種極遠(yuǎn)紫外成像設(shè)備，包括極紫外成像望遠(yuǎn)鏡（EIT）、太陽輻射紫外觀測儀（SUMER）和紫外日冕觀測分光計(jì)（UVCS）。EIT包括4個(gè)極紫外波段通道，分別用來觀測FeⅨ-Ⅹ（17.1nm）、FeⅫ（19.5nm）、FeⅩⅤ（28.4nm）和HeⅡ（30.4nm）的離子輻射光譜。EIT通過獲取FeⅨ-Ⅹ的發(fā)射譜來觀測溫度達(dá)到107K的日冕，圖2是EIT拍攝的2011年9月29日01時(shí)FeⅫ和HeⅡ太陽極紫外圖像。SUMER包括了2個(gè)單獨(dú)的探測器，其工作波段為39～161nm。UVCS在極遠(yuǎn)紫外波段有兩個(gè)通道，分別用來觀測H的拉曼a譜線（121.6nm）和O（103.2nm/103.7nm）的輻射光譜?？梢哉fSOHO是歷史上最成功的直接觀測太陽的衛(wèi)星，其在軌觀測時(shí)間已經(jīng)超過1個(gè)太陽活動(dòng)周期。

表1 用于太陽觀測的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀

圖2 2011年9月29日的太陽極紫外圖像

NASA等機(jī)構(gòu)從20世紀(jì)70年代開始利用遠(yuǎn)紫外成像光譜儀觀測極光和氣輝的變化，并相繼發(fā)射了多顆攜帶遠(yuǎn)紫外成像光譜儀載荷的衛(wèi)星，如表2所示。其中最為重要的是約翰霍普金斯大學(xué)應(yīng)用物理實(shí)驗(yàn)室（APL）制造的特殊傳感器紫外光譜成像儀（SSUSI），其觀測的光譜范圍為115～180nm[5]。SSUSI計(jì)劃被安放在5顆 DMSP Block 5D3（F16～F20）系列極軌氣象衛(wèi)星上，其中 DMSP F16～F18衛(wèi)星分別于2003、2006和 2009年開始服役，下一顆DMSP F19計(jì)劃于2012年發(fā)射升空。SSUSI由遠(yuǎn)紫外掃描成像光譜儀（SIS）和可見光波段的天底光度計(jì)（NPS）組成。其中SIS的結(jié)構(gòu)如圖3所示，天底方向的遠(yuǎn)紫外輻射通過掃描反射鏡進(jìn)入SIS內(nèi)部，由離軸拋物面反射鏡會(huì)聚到入射狹縫上，進(jìn)入狹縫的光經(jīng)由超環(huán)面光柵分光成像到ICCD面陣探測器上，為了防止探測器的老化和損壞，SIS還提供了備用探測器。SIS的光譜分辨力為1.9nm，瞬時(shí)視場角為11.84°×0.3°。

全球紫外成像儀 （GUVI）為SSUSI的升級(jí)版，于2001年搭載TIMED太空飛船發(fā)射升空，其結(jié)構(gòu)與SSUSI基本相同[6]。GUVI從2002年1月開始工作并傳回了許多有用的圖像信息。圖4是由GUVI得到的OⅠ（135.6nm）和N2LBHs輻射數(shù)據(jù)反演得到的全球O/N2圖像。

表2 用于電離層觀測的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀

圖3 SIS的光路結(jié)構(gòu)圖

圖4 GUVI數(shù)據(jù)反演得到的O/N2圖像

2.2 地外行星體的觀測

ESA研制的紫外成像光譜儀ALICE是用來對(duì)地外行星體的大氣成分進(jìn)行探測的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀，分別應(yīng)用于“羅塞塔”號(hào)（Rosetta）和“新視野”號(hào)（New Horizons）衛(wèi)星上。 “羅塞塔”號(hào)上的 ALICE（70～205nm）用來對(duì)楚留莫夫—戈拉西緬科彗星的彗核周圍的塵埃及云層成分進(jìn)行研究[7]；而“新視野”號(hào)上的ALICE（52～187nm）用來觀測冥王星和冥衛(wèi)一的大氣層成分和結(jié)構(gòu)[8]。

“羅塞塔”號(hào)于2004年3月發(fā)射升空，在對(duì)楚留莫夫—戈拉西緬科彗星的遙感觀測中，ALICE將尋找稀有氣體，如Ne和Ar；測量有關(guān)彗星活動(dòng)的H2O、CO和CO2分子的產(chǎn)生率、可變性和結(jié)構(gòu)性；測量彗發(fā)中基本元素C、H、O和N的含量和變化；測量彗尾中的離子含量。此外，ALICE還將觀測彗核本身和彗發(fā)中固體顆粒的遠(yuǎn)紫外光譜特性。

“新視野”號(hào)于2006年1月發(fā)射升空，預(yù)計(jì)將在2015年7月14日最為接近冥王星。ALICE將測量由冥王星及冥衛(wèi)一輻射或反射出來的極遠(yuǎn)紫外輻射，獲得冥王星及冥衛(wèi)一的大氣與地表的組成、分布和溫度。

除了ALICE之外，月球勘測軌道器（LRO）上也搭載了拉曼—阿爾法制圖儀（LAMP），用于繪制整個(gè)月表的遠(yuǎn)紫外圖像，在極區(qū)表面尋找水冰物質(zhì)[9]。

2.3 宇宙空間的觀測

監(jiān)測宇宙空間的極遠(yuǎn)紫外輻射可以了解宇宙中不同天體的特性，從而為宇宙起源、星體形成和進(jìn)化提供一種研究手段，表3列舉了主要的用于宇宙觀測的極遠(yuǎn)紫外遙感器載荷。

遠(yuǎn)紫外分光探測器（FUSE）是APL研制的一顆遠(yuǎn)紫外天文衛(wèi)星，該衛(wèi)星于1999年6月發(fā)射升空。FUSE工作波長為90～120nm，主要科學(xué)目標(biāo)為研究宇宙大爆炸初期的氘合成、宇宙中各種化學(xué)元素的豐度、星系的化學(xué)演化、星際介質(zhì)等。

另一個(gè)研究宇宙起源的著名儀器是哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST）。在初次發(fā)射運(yùn)行時(shí)，哈勃就攜帶了兩臺(tái)工作在紫外波段的載荷——戈達(dá)德高解析攝譜儀（GHRS）和暗天體攝譜儀（FOS）。在1997年2月的第二次維護(hù)任務(wù)中，它們被觀測能力更強(qiáng)的太空望遠(yuǎn)鏡影像攝譜儀（STIS）所取代[10]。STIS在紫外波段的光譜分辨力為GHRS的25～30倍，是115～310nm波段史上分辨力最高的光譜探測器。

表3 用于宇宙觀測的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀

表4 STIS極遠(yuǎn)紫外通道性能

如表4所示，STIS中包括了多個(gè)極遠(yuǎn)紫外通道。根據(jù)觀測波段和光譜分辨力的不同需求，使用凹面光柵、中階梯光柵和棱鏡作為分光元件（G表示凹面光柵、E表示中階梯光柵、PRISM為棱鏡；L、M、H分別表示低、中、高分辨力）。在所有紫外通道中均使用了高性能的多陽極微通道板陣列（MAMA）探測器。

宇宙起源頻譜儀（COS）是在2009年5月的第四次哈勃望遠(yuǎn)鏡維修任務(wù)中更新的儀器，工作波段為115～300nm，對(duì)點(diǎn)光源的最大光譜通道數(shù)約20 000[11]。

3 極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀的關(guān)鍵技術(shù)

應(yīng)用于航天遙感領(lǐng)域的極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀載荷是交叉學(xué)科的結(jié)晶，代表了多方面先進(jìn)科學(xué)技術(shù)的最高水平，其涉及的關(guān)鍵技術(shù)包括以下幾個(gè)方面：

1）光學(xué)系統(tǒng)設(shè)計(jì)與光學(xué)元件加工。極遠(yuǎn)紫外波段的透射材料稀少且難以制備，因而絕大多數(shù)該波段的成像光譜儀使用反射式光柵作為分光元件。光柵類型主要為凹面光柵和中階梯光柵。使用凹面光柵的儀器（如SSUSI、GUVI、ALICE等）光學(xué)結(jié)構(gòu)簡單，能量損失??；中階梯光柵（如STIS和COS中的部分通道）可以實(shí)現(xiàn)很高的光譜分辨力，這兩類光柵均要求高水平的非球面加工技術(shù)作為支撐。極遠(yuǎn)紫外波段的波長遠(yuǎn)小于可見光波段，因而對(duì)光學(xué)元件表面粗糙度的要求也要高得多，往往要達(dá)到中心波長的十分之一，這就要求具有極為高超的制備工藝。

2）高反射率鍍膜。為了在極遠(yuǎn)紫外波段獲得較高的反射效率，需要在光學(xué)元件表面鍍高反射率膜，同時(shí)為了保護(hù)該膜系不被高能宇宙射線破壞還要鍍保護(hù)膜。對(duì)應(yīng)不同的波長應(yīng)用范圍，需要選擇不同的反射膜。對(duì)于120nm以上波長的紫外光，其反射膜系結(jié)構(gòu)較為簡單，Al+MgF2就是一種合理的組合；當(dāng)波長小于100nm時(shí)，往往采用多層膜系結(jié)構(gòu)，使用Al作為反射膜，SiC或B4C與MgF2形成組合保護(hù)膜系，可以在91.2nm的極紫外波段實(shí)現(xiàn)40%以上的反射率[12]。

3）高增益成像探測器技術(shù)。由于極遠(yuǎn)紫外波段探測器的光譜響應(yīng)能力普遍較低，而需要觀測的極遠(yuǎn)紫外輻射強(qiáng)度大多極其微弱，因此必須使用具有高增益的成像探測器。這類器件的發(fā)展極為迅速，逐步滿足了極遠(yuǎn)紫外波段成像探測向大尺寸、高增益、高動(dòng)態(tài)范圍、低噪聲方向發(fā)展的要求。ICCD是傳統(tǒng)的高增益成像器件，由光電陰極、MCP、熒光屏、耦合系統(tǒng)和CCD組成。在極遠(yuǎn)紫外波段一般使用NaCl、KBr、CsBr、CsI等光電陰極材料，量子效率約為20%，C型MCP或者Z型堆疊MCP可以提供106倍的電子增益。近年來發(fā)展的電子讀出方式探測器包括楔條陽極陣列、MAMA等，具有更高的靈敏度，可以進(jìn)行光子計(jì)數(shù)成像。GUVI和SSUSI系列使用的是楔條陽極陣列探測器，F(xiàn)USE、SOHO、COS、STIS等則使用MAMA探測器[13]。MAMA探測器由光電陰極、MCP和陽極陣列組成，其結(jié)構(gòu)特點(diǎn)是將MCP倍增之后的電信號(hào)經(jīng)矩陣陽極實(shí)時(shí)輸出至讀出電路。MAMA探測器可探測到單個(gè)光子的位置信息，具有很高的信噪比和時(shí)間分辨力[14-15]。

4 結(jié)束語

與其他波段的同類儀器相比，極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀具有自己不可替代的優(yōu)勢：

1）根據(jù)維恩位移定律，輻射峰值在極遠(yuǎn)紫外波段的高溫體的溫度約為15 000～300 000K，這個(gè)溫度在太陽和宇宙天體中普遍存在，可以通過對(duì)極遠(yuǎn)紫外輻射的觀測了解高溫輻射體的性質(zhì)。

2）由于地球大氣對(duì)極遠(yuǎn)紫外輻射的強(qiáng)烈吸收，搭載于衛(wèi)星上的極遠(yuǎn)紫外探測器在觀測地球電離層時(shí)，避免了來自地表的同波段輻射的干擾，為觀測提供了一個(gè)暗背景。

3）該波段中具有許多適宜觀測的特征譜線，行星及彗星大氣里最重要的元素C、H、O、N的最強(qiáng)諧振波長都包含在極遠(yuǎn)紫外的波長范圍內(nèi)，天體演化的重要元素Fe、生命進(jìn)化的標(biāo)志元素S在極遠(yuǎn)紫外波段也有特征譜線分布。

經(jīng)過半個(gè)世紀(jì)的發(fā)展，極遠(yuǎn)紫外成像光譜儀已經(jīng)成為空間科學(xué)研究中不可或缺的有力工具。不同于早期的一些探索導(dǎo)向性任務(wù)，新時(shí)期的載荷往往目的性更強(qiáng)，針對(duì)特定目標(biāo)、波段、區(qū)域等進(jìn)行觀測。其發(fā)展方向是：通過極遠(yuǎn)紫外波段的光學(xué)元件加工、高增益探測器和高反射率鍍膜等核心技術(shù)的進(jìn)步，進(jìn)一步提高儀器的（光譜、成像、時(shí)間、能量）分辨力，從而滿足空間科學(xué)中的不同領(lǐng)域?qū)x器性能的要求；此外，還應(yīng)該同步開展星上定標(biāo)、數(shù)據(jù)處理和反演算法的研究，為實(shí)際應(yīng)用提供更為精確數(shù)據(jù)資料。

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