美國“太陽動力學觀測臺”成功發射

焦維新（北京大學地球與空間科學學院）

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

SDO衛星

1 任務背景

太陽是維持地球上一切生命的基礎。太陽各種形式能量、動量和質量的變化制約著地球空間環境的結構和變化，太陽的爆發性活動則是形成各種災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40年代以前，觀測太陽的唯一手段是光學觀測。40年代以后，隨著無線電技術的發展，特別是人造地球衛星上天以后，人們開始了對太陽的整個電磁波段進行觀測。

1960年3月11日，美國發射了先軀者－5（Pioneer－5）太陽監測器，這是第一顆探測太陽的衛星，現在仍運行在軌道上。此后又發射了先軀者－6～9。1962年3月－1975年6月，美國先后發射了“軌道太陽觀測臺”（OSO）系列衛星，獲得了大量的X射線、γ射線觀測數據和遠紫外寬帶測量及譜線強度測量資料。美國第一個空間站“天空實驗室”（Skylab）發現了日冕洞，并對其進行了大量觀測。“太陽峰年”（SMM）衛星發現了日冕物質拋射（CME）現象。日本、美國和英國聯合研制的太陽觀測衛星——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）聯合研制的太陽觀測衛星——“尤里西斯”(Ulysses)主要研究太陽極區。1995年12月，美國和歐洲航天局合作研制并發射了“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部結構，利用成像和光譜診斷方法觀察日冕加熱和太陽風加速的物理過程。目前在軌觀測太陽的天文衛星主要有日本太陽－B（Solar－B）、美國“高能太陽分光成像儀”（HESSI）、美國“日地關系觀測臺”（STERO）、美國“過渡區域日冕探索者”（TRACE）、美國“高級成分探索者（ACE）等。

盡管這些太陽觀測衛星取得了豐碩成果，但限于技術水平，還遠遠不能滿足空間天氣預報研究的需要。當前太陽觀測存在的不足表現在：不能追蹤太陽爆發性活動從源區到行星際空間演變的過程；同時進行實地觀測的點太少；對太陽表面觀測的空間分辨率低；由于觀測距離遠，太陽風等離子體、場、波及太陽能量粒子（SEP）在傳播過程中發生了很大變化，起源與演變的信息已經被“洗掉”了；對太陽背面的觀測存在盲區。為了解決這些問題，需要發射一系列近距離觀測太陽的衛星，如“太陽哨兵”（Solar Sentinel）、“太陽軌道器”（Solar Obiter）、“太陽探測器+”（Solar Probe+）。雖然美國發射的SDO不能對太陽實現近距離觀測，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間分辨率問題。

SDO衛星推進艙

SDO衛星太陽電池翼

2 SDO衛星概述

SDO是一顆三軸穩定、半自主運行的衛星，發射時總質量為3200kg（包括1400kg燃料）。該衛星設計壽命5年，但其攜帶的燃料可以保證它運行10年。衛星邊長為2.22m，高為4.5m，太陽電池翼展開后跨度為6.25m，總電能為1540W。衛星攜帶了3種科學儀器：大氣層成像部件（AIA）、極紫外變化性實驗（EVE）儀器、日震與磁場成像儀（HMI）。

SDO運行在傾角為28°的地球同步軌道，以便能連續觀測太陽。衛星每天向地面發送大約1.5Tbit數據，在運行期間傳回的數據量是美國以往任何一個觀測臺的50倍；其成像分辨率比高清電視的高10倍；衛星每0.75s獲得的一幅圖像可以揭示太陽活動的細節，所有圖像的像素都是4096×4096。

SDO衛星的科學目標是增強人類對有關太陽的7個科學問題的認識，以提高預報空間天氣的能力。

11年準周期的太陽活動是由什么機制驅動的。太陽黑子活動基本上以11年為周期，這是早已發現的事實，但對于這種周期性活動的物理機制，目前仍不清楚。

活動區磁通量是怎樣合成、集中，又如何在太陽表面擴散的。太陽的各種爆發性活動主要發生在黑子群集中、磁場構型比較復雜的活動區，了解活動區磁通量的變化規律，對于預報爆發性活動有重要意義。

小尺度的磁重聯怎樣構成大尺度的場拓撲結構和電流系，它在日冕加熱和太陽風加速方面起什么作用。目前普遍認為，太陽所有爆發性活動的能源來自于磁能。當磁力線發生重聯時，會立即釋放出大量能量，磁能轉化成熱能等其他形式的能量。大尺度的場拓撲結構是由小尺度結構逐漸演變來的，如果能追溯小尺度結構到大尺度拓撲的演變過程，對于認識爆發性活動產生的規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，與磁活動周期有怎樣的聯系。

什么樣的磁場構型導致了CME、暗條噴發和耀斑。

近地太陽風的結構和動力學特性是否能從近太陽表面的磁場構型和大氣層結構確定。

爆發性太陽活動什么時候會發生，是否能做出更準確和可靠的空間天氣預報。

3 SDO衛星的有效載荷

極紫外變化性實驗儀器

EVE測量的極紫外光子源于太陽的色球層、過渡區和日冕，是地球高層大氣主要加熱能源，也是電離層產生的源，觸發了許多復雜的光化學作用和動力學過程，強烈地影響地球空間環境，影響衛星運行、導航與通信。

EVE設計用于測量太陽極紫外輻射照度。其基本科學目標是：確定太陽極紫外輻射照度和在多時間尺度上的變化特性；進一步了解極紫外輻射照度怎樣和為什么變化；提高預報極紫外輻射照度變化特性的能力；了解地球空間環境對極紫外輻射照度變化的反應和由此對人類的影響。在SDO衛星之前，借助于TIMED、SOHO和SORCE衛星的觀測，人類對太陽極紫外輻射照度的了解已經取得了很大進展，現在的挑戰是解決短波長的光譜分辨率和整個測量期間的時間分辨率問題，EVE儀器在短波范圍（低于30nm）內的光譜分辨率比以往的衛星提高70倍，時間分辨率則提高30倍。

EVE儀器的長、寬、高分別為100cm、61cm、36cm，質量為61kg，平均功率是60W，峰值功率為137W。EVE的子系統包括多通道極紫外光柵光譜儀（MEGS）、極紫外分光光度計（ESP）和EVE電子部件箱（EEB）。MEGS由2個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，時間分辨率為10s，每個光譜儀配備1臺后照射2048×2048 CCD攝像機。MEGS分為4個部分：①MEGS－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，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的氫發射線。ESP測量的光譜范圍是0.1～39nm，分為4個頻段，提供對MEGS靈敏度變化的標定，時間分辨率為0.25s。EEB中的電子部件用于控制MEGS和ESP儀器，提供與SDO衛星的聯系界面。

大氣層成像部件

AIA用于高精度觀測日冕，在多波長上同時對太陽成像，空間分辨率約1″，時間分辨率為10s。利用AIA及SDO衛星其他儀器獲得的數據，使人類加強對太陽大氣物理學的了解，定量地研究日冕磁場和等離子體在太陽平靜期、耀斑期間及噴發時的演變。

太陽活動是由演變的磁場驅動的，雖然無法直接測量日冕磁場，但在表面幾十萬千米內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在一起的，因此等離子體的發射（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、近實時、寬覆蓋的連續溫度范圍的高分辨率日冕圖像。在設計上，AIA采用4個20cm孔徑、雙通道正入射望遠鏡，每個望遠鏡選擇不同的譜段，整體上可觀測10個極紫外通道。AIA的視場為41′，可以保證AIA能對整個日冕成像。

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，了解太陽的內部結構和磁活動的各個分量。HMI測量太陽光球層的運動，用于研究太陽震蕩，測量譜線的偏振，及研究光球層磁場的三分量。利用HMI獲得的數據，確定太陽變化的內部源和機制、太陽內部的物理過程與表面磁場和表面活動有怎樣的關聯。這些數據還能反映日冕磁場，用以研究太陽大氣層的變化。HMI的觀測可用于建立內部動力學和磁活動之間的關系，進而了解太陽的變化性和效應，形成可靠的預報能力。HMI所能開展的科學研究主要包括：①聲速變化與標準太陽模式的關系；②光球層下旋轉率的太陽周期變化；③太陽子午圈循環與不同旋轉；④太陽黑子與耀斑對太陽輻射照度變化的貢獻；⑤日冕磁結構的磁流體力學模型；⑥距太陽表面7000km深度的流動合成圖；⑦光球層磁力線；⑧用日震技術探測到的太陽背面活動區；⑨顯示在太陽黑子區磁重聯的矢量場圖像；⑩在一個活動區出現的聲速變化和流動。

HMI由折射望遠鏡、偏振選擇器、成像穩定系統、窄帶可調諧濾波器和兩個4096×4096 CCD攝像機組成。它與SOHO衛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，確定光球層的震蕩速度，不過HMI有幾項改進。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，時間分辨率為4.1s，視場為34′，成像穩定性為0.1″。

總之，SDO是目前最先進的太陽觀測衛星，它可連續觀測太陽，從而使科學家能更好地研究太陽活動的規律。