摘 要:太阳极紫外和X射线成像观测是空间天气研究的重要内容,空间太阳极紫外(EUV)成像望远镜是为空间天气研究和预报研制的仪器。介绍了国内外太阳极紫外和X射线成像的发展状况,在此基础上引入19.5nm成像观测的科学目标。阐述了望远镜光学系统和成像相机传感器的设计。前者包括光学结构和基本参数、光学窗口的选择、多层膜设计、光学系统仿真结果;后者包括两种不同成像传感器的对比和选择、控制系统的设计。
0 引 言
太阳是地球的主要能量来源和空间环境扰动和形成的基本外源,太阳活动将巨大能量和物质抛向地球,引起空间环境发生灾害性的变化,给人类的活动带来巨大的损失。随着科技的发展和人类活动空间地不断扩大,空间灾害性天气对人类的制约和危害越来越显著。空间航天器的许多故障与空间环境的变化密切相关,据统计,40%的航天故障与日地空间环境的灾变有关。不仅如此,剧烈的空间环境变化还影响到地面基础设施和人民日常生活,如卫星定位、磁场导航、短波通讯、油管腐蚀等,甚至导致高纬地区的通电网络崩溃等等。对空间天气的监测和预报可以降低太阳活动引起的危害,保障空间系统和地面基础设施的安全以及人们的正常生活。空间天气的变化起源于日冕层的太阳活动,这些太阳活动及其潜在的爆发现象的观测数据,是开展空间天气预报研究的第一手资料。日冕层辐射集中在X射线和极紫外(EUV)波段,所以对太阳X射线和极紫外波段的成像观测成为各航天大国的研究热点。国际上已经在X射线和极紫外波段的太阳观测上发射了大量航天器,取得了丰硕成果。著名的包括YOHKOH、SOHO卫星上的软X射线成像望远镜(SXT)、硬X射线望远镜(HXT)、极紫外成像望远镜(EIT),以及HINODE上的X射线成像望远镜,TRACE卫星上的极紫外成像望远镜等。近年来我国航天取得了较快发展,为发展我国的空间环境探测和空间天气研究打下良好的基础,同时也对空间环境保障提出了更高的要求。基于这种迫切而广泛的需求,国内逐渐开展太阳极紫外和软X射线成像观测的研究。以下将介绍我们研制的空间太阳极紫外(EUV)成像望远镜。
1 观测目标
在太阳发出的连续电磁谱中,19.5nm对大爆发事件反应灵敏。观测冕洞、CME效果明显,可以预报周期性地磁暴和强地磁暴等灾害性空间天气。19.5nm谱线的峰值温度在1.6MK,同其它极紫外谱线相比,冕洞和X射线亮点最容易被观测到,该谱线日面辐射的高对比度和对温度变化的高敏感度,是日冕演化监测的理想谱线。而且,在极紫外线谱中,19.5nm谱线辐射强度相对较强,CCD成像传感器在该波段的量子效率高,有利于减少曝光时间,降低对卫星姿态稳定度的要求。根据SOHO/EIT和TRACE资料的分析表明,19.5nm适宜观测冕穴在边缘上空的传播,或“变暗”(dimming)在日面上的传播等,这些都与CME密切相关(C.Delannee,1999;J.B.Gurman,2000;M.D.Andrews,2001)。Andrews在文中指出:著名的Bastille事件观测中,30.4nm资料对该事件无任何反应,而SOHO/EIT的19.5nm中记录了该事件的dimming。TRACE记录了该事件的紫外通量曲线(M.J.Aschwandenand D.Alexander,2001),图中1显示出19.5nm的反应是最强的。此外,19.5nm亦可观测冕洞(H.Norton et al,1999)。
2 望远镜基本参数
太阳极紫外19.5nm成像望远镜主要指标如下:
工作波段:19.5nm
视场角: 53′
空间分辨率:<5″
望远镜焦距:840mm
望远镜有效几何面积:24cm2
CCD阵列:1024×1024
像素大小:13×13μm
重量:<6kg
功耗:<15W
镜体尺寸:φ140×620mm
电子盒尺寸:小于150mm×150mm×100mm
望远镜整体结构示意图如图2所示
3 光学系统
3.1 光学结构
太阳极紫外入射光线经入射窗初步过滤,再由聚焦镜面汇聚到焦点上,并由镜面上的多层膜进一步过滤出19.5nm辐射,经放置在焦平面上的成像相机成像。望远镜采用Cas-sagrain结构,考虑到满足角分辨率的要求,又要考虑具有一定长度的主镜和像面间距,同时要使正入射望远镜有足够小的体积,方便安装在卫星上,对镜面的表面粗糙要求又极高,因此,采用加工检测方便的球面/平面的设计方案。为在有限的卫星资源下,达到满意的成像效果,望远镜需要大的镜面有效面积以减少成像曝光时间,降低对卫星平台稳定度的要求,表1所示为望远镜系统的光学设计参数.
系统光路图如图3所示。
3.2 入射窗
根据太阳极紫外19.5nm辐射强度,以及现有工艺水平,选用Al/Polyimide材料作为光学窗口,厚度为100nm/100nm,外加支撑结构增加强度。其透过率曲线如图4所示。
由图可以看出,两者的组合可以滤除大部分19.5nm以外的光线,进一步的滤光作用由望远镜镜面的多层膜完成。
3.3 多层膜
对19. 5nm的选择由多层膜来完成。因为成像波段在波长很短的极紫外,所以对多层膜的要求远远高于可见光。为了获得足够的光通量,需要尽量提高多层膜的反射率,同时由于多层膜的反射带宽小于1nm,而且要求主次镜的带宽匹配良好,所以对多层膜的厚度和均匀性要求很高。为做出高性能的多层膜,首先要求基底要有高面型精度和好的表面粗糙度。为保证光学系统的稳定性,采用零膨胀系数的微晶玻璃做基底材料,这种材料的优点是零膨胀,结构稳定性好,易于加工出好的面形精度。经过抛光工艺以后,可以得到满足表面粗糙度要求的超光滑微晶玻璃镜面。镜面多层膜采用广泛应用的Mo/Si材料,d=10·2nm,40个周期,图5所示为定参数的镜面反射率。可以看出在19.5nm处,反射率达到43%。
3.4 光路模拟
根据光学系统参数进行光路模拟后,可以看出近轴光线分辨率优于5″,视场角边缘分辨率优于10″,保证了在允许的像差范围内能得到大的有效面积。
4 成像相机
入射光线经光学系统聚焦后,由放置在焦平面上的成像相机完成对19.5nm极紫外光的光电变换,得到图像数据。成像相机包括成像传感器和控制系统。
4.1 成像传感器。
目前国际上对太阳的短波成像主要采用两种成像传感器,不同的成像传感器需要不同的电子学系统。一种是采用MCP和可见光CCD相结合的方式,如美国的GOES卫星上的SXI。这种成像传感器需要可以调节的高压电源,不仅控制复杂,而且容易出故障, GOES卫星上的SXI曾因为高压电源的故障停止工作了一段时间。另一种采用可以直接响应短波的CCD。大多数此类仪器都采用这种成像传感器,如TRACE,SOHO等。但它们采用的都是全帧型CCD,需要机械快门的配合,不仅增加重量和功耗,而且需要由直流无刷电机进行精确位置和速度控制,降低了可靠性。随着成像传感器工艺的发展,出现了高速帧转移型短波敏感CCD,CCD由光敏区和存储区构成,成像后CCD形成的光敏电子以足够高的速率转移到遮光的仓储区,然后再由电路进行读出和处理。目前英国E2V公司可以提供全帧转移时间0.1ms的宇航级CCD。这样,对于最短10ms的曝光时间,最坏情况的像素转移时间小于其1%,造成的信噪比损失小于1%,满足系统要求。CCD的相关参数如下:
1)有效像素阵列:1024×1024;
2)像素尺寸:13μm×13μm;
3)量子效率:19.5nm量子效率≥40%;
4)像素势阱容量:≥100000e-;
5)帧转移速率:>10MHz。
4.2 控制系统
控制系统完成对CCD的驱动、读取和对图像数据的保存,主要包括CCD的驱动和信号处理单元,如图6所示。
曝光的开始和结束由复杂可编程逻辑器件(CPLD)控制。曝光开始,CPLD产生CCD进行光积分所需电平,由CCD的光敏区进行极紫外光的光电转换,产生光生电子。由控制系统设定的曝光时间到,CPLD产生CCD所需的多路高速帧转移脉冲,经电平移位后驱动CCD将光生电子由光敏区快速转移到存储区,曝光结束。而后由CPLD提供的CCD读出脉冲将每个像素存储的光生电子依次读出,放大后由相关双采样电路去除噪声,最后经AD转换器转化为数字图像并保存在存储器中。
控制系统采用SMJ320C32作为主控芯片,完成对系统工作流程的控制和与卫星的接口,根据预先存储的曝光时间控制CCD驱动电路的开启和关闭,并将图像数据压缩,按协议打包,由卫星下传。同时负责系统工程参数的采集。原理框图如图7所示。
我们利用可见光和极紫外对成像相机进行了成像测试,图8是利用白光照射小孔得到的衍射环图像。图9是对121.6nm极紫外光源的成像。
5 结 论
该望远镜是国内研制的第一台19.5nm谱线的太阳成像望远镜,望远镜镜面无论是面型精度还是表面粗糙度都对光学加工提出了很高的要求,其开发研制促进了国内短波光学的发展,为国内以后发展其它X射线和极紫外望远镜打下了一定的基础。望远镜可以应用于对日定向的各轨道卫星上,研制过程中得到了中科院长春光机所,中科院西安光机所,同济大学,国家同步辐射实验室等多家单位的支持,它的在轨运行将填补国内高分辨率空间短波成像望远镜的空白,为空间天气研究和预报提供观测资料。
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收稿日期:2008-07-03 E-mail:pjl@cssar.ac.cn
基金项目:中国科学院知识创新工程青年人才领域前沿项目资助(O82118A24S)
作者简介:彭吉龙(1977-),男,中国科学院空间科学与应用研究中心副研究员,主要从事空间环境探测、太阳短波成像观测方面的研究。
