焦子龙，姜利祥，李涛，孙继鹏，黄建国，朱云飞

（1.可靠性与环境工程技术重点实验室，北京 100094；2.北京卫星环境工程研究所，北京 100094）

宇宙尘（Cosmic Dust）是指宇宙空间广泛存在的固态颗粒[1-2]。按照宇宙尘埃存在的位置不同，可将其分为行星际尘埃、星际尘埃、银河系内尘埃、河外星系尘埃等。近地空间的行星际尘埃一般也称为微流星体，主要来源于小行星带和彗星。宇宙尘埃是自然形成的，与人类空间活动造成的微小空间碎片在成分、运动速度、密度等物理化学特性方面有显著区别。

宇宙尘是宇宙的重要组成部分，在宇宙演化中起着极重要的作用。研究宇宙尘对了解地球和月球的形成及演化历史、恒星及太阳系的起源、陨石的消融过程、彗星的瓦解、黄道光的起因、星际空间航行、地球上各地质事件的发生与天体的关系研究等有重大意义[3-4]。此外，彗星、流星体及星际尘埃等极有可能是地球水、有机物的重要来源，因此，对上述天体所含有机成分的研究对地球生命起源研究具有重要意义[5]。

此外，宇宙尘埃颗粒长期与航天器碰撞产生累积效应，特别是造成光学表面的剥蚀、断裂、污染，太阳能电池阵被破坏，热控系统性能退化等。因此，对宇宙尘的研究将直接服务于航天器设计及在轨安全运行[6]。

文中在总结宇宙尘星载原位探测任务发展历史的基础上，对宇宙尘超高速撞击现象及典型探测技术进行了系统总结阐述，介绍了撞击电离型、压电型、电容型、电阻型、半导体型、质谱型等探测技术。同时介绍了最近开展的复合探测技术及大面积探测方法等相关研究，最后对探测技术进行了总结，并提出了我国相关技术发展的建议。

1 宇宙尘星载原位探测任务

宇宙尘探测方法包括地基探测和星载探测。地基探测有多种方法，例如对轨道与地球相交的毫米以上的流星进行观测。通过收集平流层的行星际尘埃，对其成分和形态进行分析。通过月球表面微陨石坑的研究，对亚微米至毫米级颗粒的尺寸分布进行研究。通过对星际尘埃散射的太阳光及其热辐射产生的黄道光的观测，对10 μm～1 mm大小颗粒的空间分布进行分析[7]。星载探测方法包括星载光学探测，即通过光学观测得到宇宙尘参数；星载捕集返回，即通过装置采集轨道宇宙尘颗粒，返回地球后进行分析；星载原位探测，即通过对宇宙尘撞击所产生的物理现象进行测量，得到宇宙尘特性参数。星载原位探测是宇宙尘探测的重要手段，在近地空间尘埃探测、行星尘埃环探测、彗星尘埃探测等方面发挥了重要作用。

1.1 近地空间尘埃探测

航天事业发展初期即进行了宇宙尘探测。例如美国1958年 2月发射的第一颗人造地球卫星探险者1号即搭载了石英晶体作为撞击传感器，能够探测到平均撞击速度30 km/s、质量大于8×10-10g的颗粒[8]。

1965年2—7月间，美国发射了三颗飞马座卫星。飞马座卫星太阳电池板单侧长29 m，宽4.1 m，两侧电池板总面积达210 m2，专门用于探测宇宙尘，以服务于载人登月项目。探测器为电容式，电极分别为铝和铜，绝缘体为三层聚酯[9]。

1967年12月美国发射的先驱者8号卫星，轨道为日心轨道，近地点和远地点分别为0.99，1.088 AU，自旋稳定。卫星携带有宇宙尘探测器，用于探测太阳系中的宇宙尘通量密度、流星雨中颗粒的通量密度和速度，对新型麦克风宇宙尘探测器进行验证[10-11]。

此外，长期暴露试验设施[12]、欧洲可回收载荷[13-14]、哈勃太空望远镜太阳电池板[15-16]在回收后通过分析也获得了微流星体碰撞数据，但其仅能提供飞行轨道上微流星体信息，且无法记录微流星体撞击时间信息。

1.2 行星尘埃环环境探测

20世纪90年代，美国发射卡西尼号对木星环和土星环、行星际空间微流星的物理、化学及动力学参数进行了探测[17-18]。尤利西斯号对木星周围的尘埃进行了探测分析[19]。卡西尼号卫星上搭载了宇宙尘分析仪（Cosmic Dust Analyzer），可测量单个尘埃颗粒的质量、成分、电荷、速度、飞行方向等参数。仪器的外形如图1所示。

宇宙尘分析仪包含两台探测仪器，分别是尘埃分析器（Dust Analyzer）和高速率探测器（High Rate Detector）。尘埃分析器DA由三部分组成，包括电荷测量单元、碰撞电离探测单元和化学成分分析单元。它可测量颗粒的电荷、速度、质量和化学成分。高速率探测器HRD采用PVDF薄膜探测颗粒撞击次数，主要在土星尘埃环中对尘埃流的通量和质量分布进行高速探测。

1.3 彗星尘埃探测

20世纪80年代，为探测哈雷彗星，国际上发射了多颗卫星对其进行探测。哈雷彗星的尘埃探测是重要的科学探测任务之一，代表性的探测器为欧空局于1985年7月发射的乔托（Giotto）号，它是人类第一个专门用于探测彗星的探测器。Giotto号外形为圆柱体，直径为1.8 m，高为3 m，质量为950 kg，于1986年3月14日飞抵距离彗核只有约600 km。乔托号携带有压电探测器、撞击等离子体探测器、薄膜电容式探测器、飞行时间质谱计等尘埃探测器。探测器颗粒质量探测范围覆盖10－20～10－8kg，飞行时间质谱计的靶标采用10 μm厚的铂金薄膜，其中掺杂10%的铝。通过探测数据分析，发现彗发中尘埃颗粒直径处于0.01～100 μm范围，密度仅有约0.1 g/cm3。根据颗粒成分可将其分为两类，一类是挥发性有机物，主要成分是CHON；另一类是难溶硅酸盐，主要成分是钠、镁、硅、铁和钙等。碳氢氧的相对丰度与太阳观测结果相近，说明彗星主要由太阳系的初始物质构成[20]。

1999年2月星尘号发射，2004年与Wild 2号彗星相遇，穿过彗尾的过程中采集尘埃及气体样本，于2006年返回地球。星尘号带有一个以氧化硅为基底的网球拍海绵状气溶胶，用于俘获直径为 1～100 μm高速运动的彗发尘埃颗粒，然后折叠收入返回舱，贮存于气溶胶尘埃收集器中。同时，尘埃质谱分析仪还可对尘埃成分进行探测，其原型为Giotto号的尘埃撞击分析仪[21]。星尘号在轨部分继续工作，被命名为Stardust-NexT任务，与2011年2月15日对Tempel 1号彗星进行探测[22]。

2004年发射Rosetta号探测器，对楚留莫夫-格拉希门科彗星进行探测。同时，向彗星表面发射菲莱探测器。Rosetta轨道器上携带有多种仪器测量彗星尘埃动力学特性、成分、结构等特性参数[23]。

2 宇宙尘探测技术

2.1 尘埃颗粒超高速撞击现象及测量方法

相对运动速度高于 1 km/s的微米级尘埃颗粒高速撞击下，产生多种物理现象，包括被撞击表面形成凹坑或被击穿；被撞击表面被压缩；被撞击表面部分材料及部分颗粒被电离，形成等离子体等。这些现象与撞击颗粒的质量、速度等参数有关。根据这些现象，提出了多种测量方法。表1对典型撞击现象、测量方法和典型载荷结构进行了总结[24]。由表1可知，典型宇宙尘原位探测传感器包括撞击电离型、压电型、电容型、电阻型、半导体型、质谱型等。下面对其原理等进行简要介绍。

2.2 典型宇宙尘原位探测传感器

2.2.1 撞击电离型

宇宙尘高速颗粒撞击后，颗粒及部分靶材料气化，被加热至105K的高温，电离形成等离子体云，其离子或电子电荷电量Q与微流星的质量m和撞击速度v有关，电荷脉冲上升时间t与撞击速度v有关：

式中：α，β，γ均为试验标定常数。

Planet-B卫星搭载的火星尘埃探测器 Mars dust counter[25]结构如图 2所示。颗粒撞击电离检测器靶标，产生的等离子体电子和离子分别被处于正负偏压（240 V）的电荷收集板收集分析。此外，靶标接地，颗粒撞击时也得到一路信号，可用于鉴别伪撞击信号。为增加灵敏度，增强撞击等离子体效应，靶材料可以选用铜、钼、钽等材料。

2.2.2 压电型

如图3所示，当高速颗粒撞击极化压电材料时，由于去极化效应产生电荷变化信号。理论推导及试验结果证明，电荷变化量Q与质量m和速度v有关：

例如，对于 28 μm 厚的 PVDF，α=1.3±0.1，β=3.0±0.1。通过电路检测电荷变化，如果大于设定的阈值，可记录得到一次撞击事件。

聚偏二氟乙烯（PVDF）具有非常好的压电性能，压电指数是普通压电陶瓷的4倍，而且它还具有非常好的高温稳定性和抗辐照能力。其空间应用由Simpson和Tuzzolino首先完成[28-31]，主要包括VeGa 1和 VeGa 2卫星上的尘埃计数和质量分析器（Dust Counter and Mass Analyzer(DUCMA)）、ARGOS 卫星上的空间尘埃探测器（SPAce DUSt(SPADUS)）、Cassini号卫星上的高速率尘埃探测器（High Rate Detector(HRD)）、Stardust卫星上的尘埃通量监测仪（Dust Flux Monitor Instrument (DFMI)）等。

2.2.3 电容型

电容型撞击传感器结构上类似平行平板电容，例如上半部分为铝箔，下半部分为镀铝 Kapton薄膜。一定尺寸的高速颗粒击穿上层铝箔，使得电容放电，通过电路监测电容电压变化即可记录撞击事件。电容型传感器结构简单，探测面积大，电路简单、可靠，一次撞击后仍能正常工作，但仅能对撞击事件进行计数，无法得到高速颗粒的质量、速度等信息[31]。

2.2.4 电阻型

高速颗粒电阻型传感器的探测单元是靶平面的一组电阻丝。颗粒撞击下电阻丝断开，通过电路检测可记录一次撞击事件。电阻型探测器结构简单、质量轻、功耗低。日本九州工学院研制的低成本的空间微小碎片传感器如图4所示[32]。传感器为PCB板结构，边长90 mm，上有128条铜线。功耗为0.01 W，质量为30 g，可探测碎片直径范围为100～600 μm。

2.2.5 半导体型

半导体型探测器的工作原理是在高纯度硅晶片上氧化出一层很薄的二氧化硅，再在二氧化硅膜上镀一层铝膜，硅、二氧化硅膜和铝膜形成一个平板电容器，常称为MOS半导体传感器。当探测器工作时，由外部电路给电容器提供偏置电压。当尘埃颗粒与传感器发生碰撞，穿过铝膜和二氧化硅膜时，电容就会放电产生电流，在外部电路中产生一个电信号，通过对该信号的分析可得到微小空间碎片或微流星体的信息。半导体型探测器构造相对比较简单，由相互独立的多个探头和一个电子箱组成，探测面积较大，并且可以探测卫星各个方向上空间粉尘的通量信息，曾经在多个卫星上获得应用，并获取了大量的空间实测数据。由于半导体传感器的抗辐照能力不高，从而导致半导体型探测器的在轨服役寿命有限。

2.2.6 质谱型

对高速撞击电离产生的等离子体中的离子进行质谱分析，可获得撞击颗粒的成分信息。因此，质谱型载荷多次应用于宇宙尘探测任务等。飞行时间质谱计响应速度最快。质量数在100～200 amu范围时，扫描时间在100～200 μs。因此，为分析随机性的颗粒碰撞过程，采用飞行时间质谱计较为合理。高速撞击电离产生的离子初始能量散布可达数十甚至数百 eV，因此，大多数尘埃撞击飞行时间质谱计带有反射式静电场，用于补偿能量散布[33-36]。一种典型尘埃撞击飞行时间质谱计的结构如图5所示[33]。高速尘埃颗粒撞击靶标电离产生等离子体，由于靶标电势为4800 V，加速栅网接地，其正离子在靶标和加速栅网之间加速，然后进入静电反射区域。静电反射区域由五个环状电极组成，其电势分别为5000，3710，2950，2160，930 V，用于补偿离子的初始能量散布，并对离子进行聚焦。离子通过静电反射区，进入漂移管。漂移管偏压为 3000 V，目的是促进离子分离，缩短漂移管尺寸，而后离子进入离子检测器（微通道板）。最后系统进行信号放大处理，得到质谱图。

典型传感器的质量、功耗、探测面积及探测尘埃质量范围总结见表2[37]。

表2 典型传感器的质量、功耗、探测面积及探测尘埃质量范围

3 探测技术发展

随着空间科学研究的不断深入，对探测技术提出了更高的要求。一方面要求获得宇宙尘的综合信息，包括质量、速度（大小和方向）、密度、尺寸、化学成分等，从而能够对宇宙尘的来源及其演化状态进行研究；另一方面要求获得尽可能多的撞击事件，提高任务效费比。

3.1 复合探测技术

高速颗粒撞击时同时产生多种物理现象，因此可采用复合探测技术同时获得颗粒的多种参数。ESA资助芬兰Patria Finavitec和英国UniSpace Kent共同研制了 DEBIE（Debris-In-Orbit-Evaluator）探测器[38]。DEBIE是一种复合式探测器，由电离型传感器和撞击动量传感器组成。电离型传感器下部为铝箔，上部为叉指型电荷收集器。铝箔下有压电单元，用于探测碎片撞击动量。综合处理撞击信号，可精确得到高速颗粒的质量和速度。德国OHB公司开发了一种高速撞击探测器[38]。探测器可同时使用声发射、闪光、电磁发射检测三种探技术。

3.2 大面积探测方法

高速颗粒撞击次数正比于传感器敏感表面面积。为增大敏感表面，可利用太阳电池板或采用可展开式结构安装传感器，因此需要传感器结构简单，一般采用较多的是电阻型、电离型传感器。例如，Kitazawa等人[40]提出将电阻带安装于可展开结构或卫星外表覆盖的多层上，用于碎片探测。Bauer等人[37]提出在太阳电池下的 Kapton绝缘层下增加一层用于高速颗粒撞击探测，如图6所示。该层含有电阻丝组成的网格，由检测电路确定撞击位置。Semkin等人[41]提出将太阳电池阵辅以可展开式薄膜作为高速颗粒撞击靶标，在卫星本体上安装离子接收器，由此卫星整体成为电离式传感器，如图7所示。

4 总结

宇宙尘是宇宙空间固态颗粒。研究宇宙尘对于探索太阳系和宇宙及生命的起源和演化具有重要意义。此外，宇宙尘的撞击累积效应还可能造成航天器性能退化，因此对宇宙尘星载原位探测技术的研究具有重要意义。

文中对宇宙尘卫星探测研究历史进行了回顾总结，对典型探测技术原理进行了分析。宇宙尘的质量、速度、成分、通量等分布差别较大，难以设计实现通用的尘埃传感器，必须根据探测任务目标研制专用传感器，表1和表2可供选择传感器技术路线。

我国宇宙尘探测技术所开展的研究工作还较少，应在深空探测任务规划的基础上加快开展相关宇宙尘星载原位探测技术的研究储备，针对复合式探测技术及大面积探测方法等方面开展研究。通过现有任务或卫星平台实现飞行验证，以期尽早在月球探测、火星探测、小行星探测等深空探测任务中实现飞行搭载。

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