百舸爭流形形色色的科學(xué)試驗(yàn)衛(wèi)星

1、§8百舸爭流一一形形色色的科學(xué)實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星8.1科學(xué)實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星的類型、探測的對(duì)象和方法科學(xué)實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星的類型自從1957年發(fā)射第一顆人造地球衛(wèi)星以來，人類已向太空發(fā)射了幾千個(gè)航天器。有些 航天器直接用于太空探索，有些用于軍事，相當(dāng)多用于觀測地球或?qū)Ш健⑼ㄓ嵑蜌庀笮诘龋?這類衛(wèi)星稱為應(yīng)用衛(wèi)星。本節(jié)主要介紹探測日地空間航天器的特性，行星探測的航天器在第九節(jié)介紹。在地球引力場作用下， 圍繞地球運(yùn)行的不載人航天器一般稱為人造衛(wèi)星，簡稱衛(wèi)星；載人飛行而返回地球， 在地球進(jìn)行軟著陸的航天器稱為載人飛船，簡稱飛船；載人飛行，可在地球與太空間反復(fù)使用的航天器稱為航天飛機(jī)。探測地球空間的衛(wèi)星種類很多。 按照軌

2、道高度劃分，可將其分為低軌一般低于1000km 衛(wèi)星、中軌100010000km 和高軌衛(wèi)星三種；按軌道傾角分，可將其分為赤道衛(wèi)星、極 軌衛(wèi)星和低傾角衛(wèi)星； 依照探測目標(biāo)劃分， 可分為高層大氣探測衛(wèi)星、電離層探測衛(wèi)星和磁層探測衛(wèi)星；根據(jù)探測方法的不同，還可將衛(wèi)星分為實(shí)地探測衛(wèi)星和遙感探測衛(wèi)星。所謂實(shí)地探測，就是用衛(wèi)星載的探測儀器直接探測與儀器相接觸的空間區(qū)域的物理參數(shù)；衛(wèi)星的高度和傾角是由探測目的和探測對(duì)象決定的。例如，探測赤道和低緯電離層的衛(wèi)星，就應(yīng)選低高度、低傾角；觀測極光特性的衛(wèi)星， 應(yīng)選極軌、大橢圓、遠(yuǎn)地點(diǎn)位于北極南 極的軌道。用于探測太陽和太陽風(fēng)的航天器有三種類型， 一種是圍繞地球運(yùn)

3、行的衛(wèi)星，第二種是“固 定在日地系統(tǒng)的拉格朗日點(diǎn)的探測器， 第三種是圍繞太陽運(yùn)行的探測器， 實(shí)際上是太陽的 人造行星。日地空間探測的對(duì)象和探測方法日地空間探測探測的對(duì)象是非常多的。在地球空間，包括對(duì)高層大氣、 電離層和磁層的探測，探測的物理對(duì)象涉及中性粒子、高能帶電粒子、等離子體、微流星體、低頻電磁波和 等離子體波、磁場、電場、紫外線、紅外線、X射線和射線等。對(duì)高層大氣，比擬關(guān)注的物理參數(shù)包括中性大氣的密度、溫度、成分、壓強(qiáng)和風(fēng)，特別重要的是這些參數(shù)隨高度、緯 度、經(jīng)度以及太陽活動(dòng)和地磁活動(dòng)的變化。電離層的物理參數(shù)主要是電子密度、離子密度、 電場、磁場和極光。磁層探測的主要物理參數(shù)包括電子密度

4、、離子密度、電場、磁場、輻射 帶的電子與質(zhì)子通量和能譜、各種等離子體波以及磁層的整體形態(tài)。對(duì)太陽風(fēng)的探測包括太陽風(fēng)密度、成分、太陽風(fēng)速度以及行星際磁場。太陽觀測包括太陽在各種波長的輻射、磁場、等離子體和高能粒子。探測方法有實(shí)地探測和遙感探測、單星探測和星座探測。實(shí)地探測和遙感探測都有各自的特點(diǎn)，有些情況兩種方法都可使用，如在地球空間。有些情況只能用遙感方法，如對(duì)太陽的觀測。一般說來， 實(shí)地探測的精度比擬高，但只能探測衛(wèi)星所經(jīng)過的區(qū)域；遙感探測可同時(shí)獲得比擬大空間區(qū)域的物理參數(shù)，容易得到這些參數(shù)隨時(shí)間和空間的變化特性，但需要用遙感理論反演后，才能得到所關(guān)心的參數(shù)，精度比擬低。單星探測的本錢低，衛(wèi)

5、星控制簡單，缺點(diǎn)是由單星探測不能區(qū)分物理量的時(shí)間變化和空 間變化特性，也就是存在時(shí)空變化模糊性。星座探測可彌補(bǔ)這個(gè)缺點(diǎn)，用三個(gè)或三個(gè)以上衛(wèi) 星組成的星座，可獲得待測物理參數(shù)的三維結(jié)構(gòu)，區(qū)分出物理量的時(shí)間變化和空間變化特性。缺點(diǎn)是衛(wèi)星控制比擬復(fù)雜。&2探索地球空間的微妙821從太空觀測極光五彩濱紛的極光是地球空間一道亮麗的風(fēng)景線，它給人類增添了大自然的美感。但是， 我們研究極光，主要不是欣賞，而是由極區(qū)電離層這個(gè)屏幕，觀察和判斷整個(gè)地球空間受太陽活動(dòng)影響的程度。 為了到達(dá)這個(gè)目的， 必須從太空觀測極光，而且同時(shí)還要觀測整個(gè)極光區(qū)的特性和演變。拍攝一局部區(qū)域的極光照片不難，難的是同時(shí)拍攝整

6、個(gè)極光區(qū)。這要求衛(wèi)星的遠(yuǎn)地點(diǎn)在兩極北極或南極，切遠(yuǎn)地點(diǎn)高度必須到達(dá)一定值，否那么不能看到極光的全貌。 例如，POLAR衛(wèi)星的軌道是1.8Re 9Re的橢圓軌道，軌道周期為18小時(shí)，如圖8-1所示。軌道高度偏心的特性意味著在18小時(shí)的軌道周期內(nèi)，大約有9小時(shí)用在大于1.8Re的高度上。從軌道高度大于5.4Re起，照相機(jī)就可以提供整個(gè)極區(qū)的像。獲得一幅整個(gè)極區(qū)X射線像的時(shí)間是5分鐘，遠(yuǎn)紫外像的時(shí)間是 30秒，可見光成象時(shí)間為 12秒。圖8-1 POLAR衛(wèi)星的軌道漸顯神通的GPSGPS是全球定位系統(tǒng)的簡稱，在導(dǎo)航與定位，在軍事和民用等方面，早已經(jīng)顯示出GPS 系統(tǒng)價(jià)值。在太空探索中，GPS系統(tǒng)是否

7、也具有應(yīng)用價(jià)值呢？答案是肯定的，而且它已經(jīng)初露鋒芒。GPS系統(tǒng)與低軌衛(wèi)星的組合，特別是與衛(wèi)星星座組合的無線電掩星技術(shù)，是在全球迅速開展的高新技術(shù)，其探測具有傳統(tǒng)探測方法無法實(shí)現(xiàn)的覆蓋全球、連續(xù)、 穩(wěn)定、時(shí)空分辨 率高等獨(dú)特的優(yōu)點(diǎn)。一旦形成業(yè)務(wù)能力，可滿足實(shí)時(shí)和接近實(shí)時(shí)的軍事氣象和軍事空間天氣 保障需求。GPS由分布在6個(gè)軌道平面的24顆衛(wèi)星組成。每個(gè)衛(wèi)星的軌道是圓形的，傾角約55，周期約12小時(shí)，高度為20210km。假設(shè)另有一個(gè)低軌 LEO衛(wèi)星存在，在某一時(shí)刻，LEO 衛(wèi)星與GPS衛(wèi)星的相對(duì)位置土圖 1所示。LEO衛(wèi)星攜帶GPS信號(hào)接收機(jī)，在圖1中，大氣 層遮掩了 GPS信號(hào)，LEO接收機(jī)所

8、接收的是經(jīng)過大氣層折射的信號(hào)。從接收機(jī)的角度看， 遮掩發(fā)生在GPS上升或下降的任何時(shí)刻， 來自發(fā)射機(jī)的射線路徑穿過地球的大氣層的臨邊。 對(duì)于24顆GPS來說，每個(gè)接近于極軌的、800km高度的GPS接收機(jī)每天可觀測到 500多次遮掩，且全球分布均勻。所有這些遮掩提供了許多有用的大氣層數(shù)據(jù)。圖8-2 GPS與LEO衛(wèi)星瞬時(shí)遮掩幾何位型GPS-LEO遮掩觀測是在臨邊掃描模式下進(jìn)行的，垂直掃描是由 GPS和LEO衛(wèi)星間的 相對(duì)運(yùn)動(dòng)提供的(見圖 1 )。在幾何光學(xué)近似中，通過大氣層的的光線依照斯涅爾定律被折 射，因?yàn)榇髿鈱哟嬖诿芏忍荻?，因而具有一定的折射率。大氣層總的效?yīng)可以總彎曲角 漸進(jìn)線距離或撞擊

9、參數(shù) a以及切向半徑r來表征，如圖1所示。在遮掩期間，當(dāng)通過大氣層 的射線路徑上升或下降時(shí)，隨r或a的變化主要取決于大氣層折射率的垂直刨面。在局地球?qū)ΨQ的假設(shè)下，在遮掩期間，這個(gè)刨面可由:-(作為a的函數(shù))的測量取得。在遮掩期間和a隨時(shí)間的變化可從發(fā)射頻率準(zhǔn)確的多普勒頻移測量得到。頻率從接收 機(jī)測量到的信號(hào)相位對(duì)時(shí)間的導(dǎo)數(shù)得到的。多普勒頻移是由衛(wèi)星速度在發(fā)射機(jī)和接收機(jī)射線路徑上的投影確定的，因而大氣折射成為測量到的多普勒頻移的原因。來自幾個(gè)GPS發(fā)射機(jī)的數(shù)據(jù)可用于計(jì)算 GPS和LEO衛(wèi)星精確的位置和速度，計(jì)算在沒有折射時(shí)可能存在的多 普勒頻移。大氣層對(duì)多普勒頻移的奉獻(xiàn)與衛(wèi)星位置和速度的知識(shí)相結(jié)

10、合，可給出估計(jì)的：和a。準(zhǔn)確地重現(xiàn)大氣折射率刨面取決與準(zhǔn)確地計(jì)算：和a,而它們又與準(zhǔn)確地測量發(fā)射機(jī)信號(hào)相位、衛(wèi)星位置和速度有關(guān)。每個(gè)GPS衛(wèi)星以1575.42MHz(L1)和1227.6NHz(L2)連續(xù)發(fā)射右旋偏振信號(hào)。這些信號(hào)被10.23 MHz頻率的偽隨機(jī)精確測距編碼調(diào)制。L1載頻信號(hào)也受頻率為1.023 MHz的原始/搜索測距編碼調(diào)制。為了充分利用包含在這些信號(hào)中的大氣信 息，LEO衛(wèi)星的GPS接收機(jī)必須能測量 L1和L2載頻的相位和 幅度。將L1和L2的相位 測量比擬，就可形成將大氣和電離層對(duì)奉獻(xiàn)的根底。珍珠與花瓣的結(jié)合衛(wèi)星實(shí)地探測的主要缺點(diǎn)是不能分辨某一物理量的時(shí)空模糊性，但星座可

11、以解決這個(gè)問題。 而且，不同形式的星座組合，還可以獲得一些意想不到的結(jié)果。如美國方案發(fā)射的GEC衛(wèi)星星座，可根據(jù)探測需要，分別采取珍珠回到式和花瓣形軌道模式。珍珠軌道模式：將四顆衛(wèi)星置于同一個(gè)高傾角(83度)的軌道上，衛(wèi)星間的距離可根據(jù)需要進(jìn)行調(diào)整，這種形式可以提供同一經(jīng)度不同高度、不同時(shí)間尺度的同步測量。通過四星 的組合，GEC能同步測量6種空間尺度的過程，從而可描繪出多尺度的能量傳輸和耗散過程。GEC的遠(yuǎn)、近地點(diǎn)分別為 2000km和185km。本來這個(gè)根本的軌道已經(jīng)相當(dāng)?shù)牡土?，有時(shí)需要更低的測量，GEC采取了一個(gè)超低高度的測量方法，稱為“深下傾(Deep Dippi ng )。在這期間的

12、近地點(diǎn)可達(dá) 135km,而且將維持一周的時(shí)間。 這樣就需要一些動(dòng)力裝置來實(shí)現(xiàn)這種“蹦極的操作?；ò晷蛙壍滥Ｊ剑?對(duì)同一參量在同一緯度不同高度上的測量是GEC方案的主要局部。珍珠模式經(jīng)過調(diào)整，成為花瓣型的模式，也就是每顆衛(wèi)星都有各自的軌道，但它們可以同時(shí)處 于相同緯度但不同的高度上，這樣可以測量有關(guān)物理參量的經(jīng)度分布和高度分布。圖8-3 GEC的軌道模式8.2.4 磁層整體成象了解磁層的形成和特性有兩種途徑： 實(shí)地測量和整體觀測。 在過去的幾十年里， 磁層各 區(qū)域的實(shí)地觀測已取得很大成績， 人們對(duì)磁層的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和演變有了進(jìn)一步的了解， 并構(gòu)造 出磁層的三維圖形。 但對(duì)磁層的整體觀測進(jìn)行得較少，

13、而這對(duì)確切了解磁層的實(shí)際形狀和大 尺度動(dòng)力學(xué)是非常必要的。 現(xiàn)在， 磁層探測方面的新開展和新成果證明，得到磁層整體的像是可行的。這些技術(shù)包括對(duì) X射線、EUV、UV、可見光、射頻發(fā)射和強(qiáng)能中性粒子的檢測。 將這些技術(shù)結(jié)合在一起， 就可以構(gòu)成磁層大局部區(qū)域的像， 如極光區(qū)、 等離子體層、 邊界區(qū)、 環(huán)電流和等離子體片。在可見光、UV和X射線波長的極光區(qū)發(fā)射，起因于磁層高能粒子在稠密的、高緯高層 大氣的沉降。 在磁層中自然產(chǎn)生的各種波動(dòng)以及人工產(chǎn)生的無線電波的傳播和反射特性，提供了對(duì)波源和邊界區(qū)成像的可能性， 這是用其它整體成像技術(shù)難以得到的。 由 He+ 和 O+ 諧 振散射的太陽 EUV 可用

14、于得到這些來自冷電離層源離子在整個(gè)磁層的分布。在磁層各區(qū) 域，通過強(qiáng)能離子電荷與中性氣體交換產(chǎn)生的強(qiáng)能中性原子 (ENA) 構(gòu)成了成像技術(shù)的根底， 它可用于揭示磁層強(qiáng)能粒子分布、 等離子體片和伴隨的加速過程的結(jié)構(gòu)。 上述這些技術(shù)在以 往的空間探測中已得到確認(rèn)。 可以預(yù)料， 在不遠(yuǎn)的將來， 極光成像技術(shù)與其它成像技術(shù)相結(jié) 合，將得到一個(gè)完整的、真實(shí)的整體磁層圖像。8.3 從太空觀測太陽8.3.1 為什么在太空觀測太陽太陽是地球的光和熱的來源， 是維持地球上一切生命的根底。 但太陽輻射 (包括電磁輻 射和粒子輻射) 是不斷變化的， 而這種變化影響和制約著地球空間環(huán)境的結(jié)構(gòu)， 有時(shí)甚至?xí)?產(chǎn)生災(zāi)害性

15、的影響。地球?qū)μ柲芰孔兓捻憫?yīng)有不同的形式。例如，爆發(fā)性的快速日冕物質(zhì)拋射(CME)事件可觸發(fā)磁暴；大的太陽耀斑可使地球上的高頻通訊中斷；以11 年太陽周期變化的短波電磁輻射可影響地球高層大氣的化學(xué)、 結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)， 而長期的太陽常數(shù)變化可影響全球的 氣候。太陽能量輸出變化的社會(huì)效應(yīng)也是相當(dāng)大的。這些變化可使各種衛(wèi)星發(fā)生異常甚至失 效，也可由于區(qū)域或全球的氣候變化產(chǎn)生社會(huì)和經(jīng)濟(jì)方面的混亂。因此， 深入對(duì)太陽進(jìn)行觀測和研究， 不僅對(duì)人類了解自然有重要的科學(xué)意義， 而且對(duì)于預(yù)測太陽活動(dòng)、 預(yù)報(bào)空間天氣 也是非常重要和迫切的。地球大氣對(duì)天文觀測極為不利，從甚長波到丫射線的電磁波，能夠通過大氣而被地

16、面接收到的僅是幾個(gè)極為窄小的所謂大氣窗口(電磁波能穿透大氣的波段) 由于原子、分子的 吸收和瑞利散射，波長短于 0.32 微米的電磁波不可能通過大氣到達(dá)地面；波長長于10 米的天體射電波由于電離層的反射也不能穿透大氣層； 由于水、 二氧化碳等分子的吸收， “窗口 中的紅外波段也被分割得支離破碎。即使在“窗口內(nèi)，也并非完全透明，特別是由于大氣 湍流所造成的星光抖動(dòng)， 使得觀測到的天象的空間分辨率很低 因此， 人們只有到大氣層以 外去，才有可能擴(kuò)大觀測波段，提高觀測的空間分辨率，增加觀測的靈敏度等。從太空觀測太陽其始于 1960 年，美國發(fā)射的 “先軀者 -5 號(hào) (Pioneer 5)，是第一艘

17、探測 太陽的人造航天器，現(xiàn)仍在太陽軌道。1962年 3月到 1975 年6月，美國發(fā)射了“軌道太陽觀測臺(tái) (OSO) 系列探測器，該系列持續(xù)時(shí)間超過一個(gè)太陽活動(dòng)周，獲得了大量的X 射線、Y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?！疤炜諏?shí)驗(yàn)室 (Skylab)是美國的第一個(gè)空間站，主要觀測儀器是阿波羅望遠(yuǎn)鏡設(shè)備(ATM)，宇航員拍攝了 15000多張?zhí)柕膱D片，發(fā)現(xiàn)了日冕洞并對(duì)其進(jìn)行了大量觀測。 “太陽峰年衛(wèi)星 (SMM) 由美國宇航局 1980年 2 月14日發(fā)射，在太陽活動(dòng)高年觀測了太陽活動(dòng)，發(fā)現(xiàn)了CME現(xiàn)象?！瓣柟?(Yohkoh)(或Solar-A)衛(wèi)星是日本、美國和英國聯(lián)合研制

18、的太陽探測器，于1991年8月31日發(fā)射。星上的主要探測儀器是軟 X 射線望遠(yuǎn)鏡。該衛(wèi)星提供了大量的太陽耀斑圖片，為太陽的高能輻 射研究提供了珍貴資料，目前仍在正常運(yùn)行。尤里賽斯(Ulysses)是美國和歐空局聯(lián)合發(fā)射的 太陽觀測衛(wèi)星， 1990年 10月 6日發(fā)射。 主要目的是研究太陽的極區(qū)。 1992年8月飛越木星， 并利用木星引力助推作用，偏離黃道面，轉(zhuǎn)向太陽的極區(qū)，于1994年 6月第一次通過太陽極區(qū)。1995年12月，美國和歐洲空間局(ESA)共同發(fā)射了“太陽和日球觀測站(SOHO) . SOHO位于日地聯(lián)線之間的拉格朗日點(diǎn)，對(duì)太陽的爆發(fā)性事件，可提前30多分鐘提供準(zhǔn)確的預(yù)報(bào)和警報(bào)。

19、進(jìn)入21世紀(jì)以來，美國已經(jīng)發(fā)射了“高能太陽分光成像儀(HESSI)衛(wèi)星，而且方案在今后幾年內(nèi)陸續(xù)發(fā)射一些衛(wèi)星， ESA 也確定了太陽探測的方案。本文以上世紀(jì)末和本世紀(jì) 初發(fā)射的太陽觀測衛(wèi)星為例，分析從太空觀測太陽的主要方法、特點(diǎn)和開展趨勢。8.3.2 怎樣觀測太陽太空觀測太陽的主要技術(shù)內(nèi)容包括4方面：(1)用日震技術(shù)了解太陽內(nèi)部結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)；(2)用可見光日冕儀和紫外遙感技術(shù)觀測色球?qū)?、過渡區(qū)和日冕；(3)通過X射線和丫射線成像觀測，了解太陽高能加速和加熱的過程；(4)通過測量太陽磁場的三維結(jié)構(gòu)，了解太陽各種爆發(fā)性活動(dòng)發(fā)生開展的規(guī)律。1 通過日震觀測確定太陽內(nèi)部結(jié)構(gòu) 太陽是接近于球形的旋轉(zhuǎn)流體

20、， 由它自己的引力場約束。太陽外層的許多性質(zhì)可以直接觀測到。 然而， 光球?qū)右韵氯魏螀^(qū)域的信息幾乎無法直接獲得， 只有中心核反響產(chǎn)生的中子 才能穿透這些區(qū)域， 成為可測量的、 來自太陽內(nèi)部的直接輻射但現(xiàn)在人們已經(jīng)認(rèn)識(shí)到，如 果能測量到完整的太陽自由機(jī)械震蕩譜，那么地震學(xué)技術(shù)就可以用于確定太陽內(nèi)部的性 質(zhì)最近一、二十年已經(jīng)觀測到許多震蕩模， 并創(chuàng)造了觀測更多模的時(shí)機(jī)， 在此根底上誕生 了“日震學(xué) 太陽內(nèi)部的各種震蕩一般在外表產(chǎn)生三個(gè)可觀測量： 位移或太陽直徑的變化； 溫度或亮 度的變化； 徑向速度分量。這三個(gè)量的相對(duì)重要性，取決于震蕩的類型和模式。其中用得較 多的方法是利用多普勒效應(yīng)測量外表速度

21、，如 SOHO 飛船攜帶的“太陽整體低頻速度震蕩 測量 (GOLF) 儀器。然而，只有少數(shù)譜線可用作原子諧振線濾波器，且難以得到對(duì)多普勒頻移的線性響應(yīng)。 因此又開展了線性響應(yīng)好的其它濾波器系統(tǒng)， 當(dāng)前使用較普遍的是窄帶干預(yù)濾波器與雙折射 濾波器的組合以將固定發(fā)射帶中的單個(gè)太陽譜線別離出來。 SOHO 飛船的邁克爾遜多普勒成 像儀 (MDI) 就采用了類似方法。測量太陽震蕩的另外方法是測量太陽外表亮度變化。 單個(gè)震蕩模引起的亮度變化的幅度 小于百萬分之幾。 這在地面難以觀測低次膜， 但可在空間觀測。 高次膜可在地面觀測。 SOHO 飛船的“太陽輻照度和重力震蕩測量 (VIRGO) 儀器屬于這種類

22、型。 VIRGO 能連續(xù)地、高 穩(wěn)定性和高準(zhǔn)確地測量太陽總和譜發(fā)光度以及譜輻射率；連續(xù)測量太陽極和赤道半徑。2用可見光日冕儀觀測日冕的形態(tài)日冕是太陽的最外層大氣， 它在色球?qū)右陨希?直至幾個(gè)太陽半徑甚至更遠(yuǎn)。 在日全蝕時(shí)， 日冕可作為圍繞太陽的局部光暈在可見光范圍看到。 現(xiàn)在， 人們可以在日冕儀上產(chǎn)生人工的 日蝕，以便對(duì)日冕進(jìn)行觀測。 SOHO 飛船攜帶的“白光分光日冕儀 (LASCO) 屬于可見光觀 測儀器。3用紫外遙感方法觀測日冕的結(jié)構(gòu)日冕是溫度為108K的較稀薄的等離子體，其電子數(shù)密度在底部約1081010 cm-3，向外密度減小。日冕輻射覆蓋了從 X射線到無線電波的整個(gè)電磁波譜段。 在

23、遠(yuǎn)紫外FUV波段， 日冕輻射那么強(qiáng)于光球及色球，成為主要發(fā)射源。由于不同波長的紫外輻射來自太陽大氣的不同高度，所以不同波長的紫外單色像能給出不同高度、不同溫度范圍的太陽大氣輻射分布。SOHO飛船的太陽極紫外成像儀EIT可用于研究色球和日冕日冕小尺度結(jié)構(gòu)的動(dòng)力學(xué)和演變，特別是關(guān)于日冕加熱和太陽風(fēng)加速的物理機(jī)制。日冕診斷分光計(jì) CDS通過研究極紫外EUV區(qū)的發(fā)射線特征來獲得太陽大氣的 等離子體特征包括密度、溫度、流速及豐度等。4用X射線和丫射線成像方法觀測太陽的高能加速過程太陽是太陽系中最強(qiáng)大的粒子加速器，它可將離子加速到幾十GeV，將電子加速到幾百M(fèi)eV。而且，粒子加速和能量釋放過程是緊密聯(lián)系在

24、一起的。但是，太陽怎樣釋放了可 能存貯在日冕磁場中的能量，如何以那樣高的效率加速電子和離子，并到達(dá)那樣高的能量， 現(xiàn)在還不清楚。高能發(fā)射是電子、質(zhì)子和重離子在太陽耀斑中加速的最直接的特征。硬X射線連續(xù)譜是由高能電子的軔致輻射產(chǎn)生的。高能離子與周圍太陽大氣的核碰撞產(chǎn)生復(fù)雜的窄和寬的 射線線譜，它們含有加速的離子和周圍大氣特有的信息。由此可見，對(duì)太陽X射線和丫射線進(jìn)行成像觀測，可了解太陽的爆發(fā)性能量釋放過程，特別是耀斑。高能太陽分光成像儀HESSI是一個(gè)用于探測太陽耀斑中離子加速和能量釋放的小型衛(wèi) 星，于2002年2月發(fā)射成功。HESSI的軌道傾角為38，高度為600km。衛(wèi)星上唯一一個(gè) 儀器是成像光譜儀，它可在X射線和丫射線譜段獲得高保真度的太陽耀斑彩色圖像。HESSI的主要科學(xué)目的是確定在日冕中脈動(dòng)能量釋放的頻率、位置和演變；研究在耀斑中電子、 質(zhì)子和重離子的加速；研究等離子體加熱并確定與粒子加速的關(guān)系；研究耀斑中高能粒子的傳播和演變;確定在耀斑中加速離子和周圍離子的相對(duì)豐度。HESSI的成像能力是通過 9個(gè)旋轉(zhuǎn)調(diào)制準(zhǔn)直器RMC取得的，每秒鐘可獲得 20個(gè)詳細(xì) 的太陽像，因此可追蹤從加速點(diǎn)離開的電子。 高分辨率的光譜是用 9個(gè)位于RMC的后面的鍺 探測器獲得的。這種探測器是超純n-型鍺探測器，7.1cm直徑，8.5 cm長。為了降低噪音， 提高靈敏度，探測器被