低纹波空间可调高压电源设计

为了满足空间探测载荷(如质谱仪和能量粒子探测器等)对高压电源输出纹波的要求,设计一款小功率、低纹波、最大输出电压为10 kV的可调高压直流电源。设计中使用罗耶架构的逆变器和倍压整流电路,利用反馈回路,使纹波电压峰峰值小于2 V;使用51系列单片机控制电源输出电压,监测电源的工作状态。除在原理设计方面降低输出电压纹波外,还提出其他降低输出电压纹波的措施。测试结果表明,所设计的高压电源具有输出电压稳定可调、纹波低的特点,可以满足空间探测载荷对高压电源的基本性能要求。

空间电子辐射风险及其防护策略研究进展

在外辐射带运行的卫星受到空间天气变化的影响较大,如何保障这些卫星长期健康运行是工程部门面临的最大挑战。本文首先分析了空间外辐射带电子动态分布规律以及空间电子辐射对原材料和元器件可能造成的辐射风险,回顾了目前国内外常用的空间电子防护技术与防护策略。在此基础上提出卫星电子辐射风险管理是一个系统工程:发射前,利用空间辐射环境模型和效应进行风险预估,指导卫星和有效载荷的抗辐射工程设计;在轨飞行中,实时监测空间辐射环境和有效载荷辐射效应数据,为地面飞行控制决策系统提供依据,采取合适的防护措施保障在轨卫星的安全;飞行任务后,通过对任务期间数据的积累与分析,完善模型与工程设计参数,形成一个封闭、有效运行的系统。

用蒙特卡罗方法研究质子在航天器内部充电中的作用

介绍了航天器内部充电的基本物理机制,重点研究了质子在内部充电中的作用.用蒙特卡罗方法模拟质子在介质中的输运过程,计算了简化的平板介质在一定通量的粒子环境中的内部充电情况.结果表明,介质内部最大电场与入射质子能量有关,当质子能量达到14MeV时候,内部电场最强;当质子与电子的入射数目相同,并且材料参数一样时,质子产生的最大电场大于电子产生的最大电场.选取2004年7月26日TC-2卫星姿控分系统故障前的质子和电子通量数据,分别计算了二者可能引起的内部最大电场.计算结果表明,质子产生的最大电场比电子产生的最大电场小2～4个数量级,并且远小于击穿电场;在某些极端情况下,例如质子产生的电场和电子产生的电场方向一致的时候,电场的叠加会使局地电场得到加强.

第24太阳活动周中纬度电离层低电离水平的观测研究

延续2008--2009年的太阳极低活动期，第24太阳活动周开始后太阳活动性上升缓慢，即使在趋近峰年时太阳极紫外（EuV）辐射通量的水平仍显著低于前几个活动周．比较第23、24周的太阳辐射水平，及日本国分寺和子午工程武汉站的电离层测高仪观测，发现第24周的太阳EUV辐射、电离层F区临界频率（foF2）和峰值高度（hmF2）都显著低于第23周的同期水平；在较低高度上，偏低的EuV辐射带来的电子密度变化不明显，而峰值电子密度（NmF2）和0．1～50nm太阳EuV辐射通量在多数时候都同步的偏低25％～50％；但是在夏季NmF2与EUV辐射的关联性较差，即NmF2的偏低在夏季较少．分析认为这与热层中性风的季节特点有关2在夏季午后，吹向极区的子午向风总是较弱，在第24周偏低的EuV辐射背景下，减弱的离子曳力使其他季节的极区向风得到增强，进一步促进了NmF2和hmF2的降低，使这一机制的效果非常显著．基于上述结论，在对第24周电离层进行预测预报时，需更多地考虑非直接电离机制的影响．总体而言，第24周的热层和电离层变化特征可能将有别于之前几个活动周的观测，并偏离人们在此基础上所形成的认识．

利用GS流场重构方法研究磁尾等离子体片涡流

2000年9月30日Geotail卫星分别于1 7:54:36～18:09:00UT和18:59:00～19:30:00UT在磁尾晨侧等离子体片内(n≈0.4 cm^(-3) ,T≈6 keV)观测到等离子体涡流事件.本文采用Grad-Shafranov(GS)流场重构技术再现了这些涡流的二维速度场、离子数密度和离子温度的分布图像.结果显示:从地心太阳磁层坐标系(GSM)赤道面上面看,涡流的尺度约为5000 km×1400 km,朝地球的运动速度约为15～25 km/s.所有5个涡流的旋转方向都为顺时针方向,旋转周期约为6～11 min.相邻涡流的相互作用导致它们之间的磁场强度增强.考察观测数据发现,涡流内不仅包含等离子体片热等离子体成分,也包含较大通量的类似源自磁鞘的冷等离子体成分(T<1 keV).这与观测到涡流等离子体的平均温度(T≈4 keV)较磁尾等离子体片等离子体的典型温度(T≈6 keV)明显偏低的事实是一致的.不仅如此,离子数密度和温度在结构内的分布也不均匀,数密度在涡流内部偏离中心的位置比较低而在每个涡流的边缘位置比较高,温度的分布大体上与密度相反.分析认为观测到的磁尾等离子体涡流事件可能由发生在低纬边界层的Kelvin-Helmholtz不稳定性引起,涡流结构内的冷等离子体可能来自磁层顶外部的磁鞘.

2003年Hallowe'en磁暴后新质子带形成和损失机制的研究

本文利用低高度极轨卫星NOAA/POES的观测数据,对2003年Htallowe'en磁暴期间新质子带的形成和损失机制做了细致的研究和分析.结果表明新质子带的形成是诸多因素共同作用的结果,包括强太阳质子事件(Solar Proton Events,SPEs)、大的地磁暴和行星际激波.所有这些因素构成了新质子带形成的前提条件,尤其是行星际激波是形成新质子带不可缺少的因素.此外本文提出了磁暴主相对高能质子注入磁层稳定捕获区起到重要贡献.本文还运用绝热捕获判据分析了新质子带的损失机制,证明了由于磁暴期间环电流积累造成磁场大的扰动,破坏绝热不变量的守恒,导致新质子带粒子的损失.

空间辐射能量吸收率测量

辐射能量吸收率(REA)是一个与线性能量传输(LET)类似的物理量,可用于研究航天器在空间辐射环境中的安全问题。测量REA的设备要比测量LET的设备简单得多,所以REA适合于空间应用。文章介绍了基于硅半导体探测器的REA测量原理,并给出探测系统的设计方案。

基于等离子体GCPM模型对电离层薄壳模型高度的仿真研究

在基于GPS数据提取电离层总电子含量(TEC)的过程中,电离层薄壳高度的选择对解算电离层垂直TEC的精度有很大的影响.但由于不可能获得一个真实的从电离层D层到GPS卫星高度的电子密度剖面,关于电离层薄壳高度的选择一直是基于GPS数据解算电离层TEC方法中关注的一个问题.本文利用等离子体GCPM模型,对太阳活动高年(2002)和太阳活动低年(2008)情况下电离层有效薄壳高度的选择进行了仿真计算.结果表明,最佳的薄壳高度在2002年为560km,而在2008年为695km.通过对全球八个具有代表性地点的仿真计算,揭示了有效薄壳高度更复杂的变化特点.在白天,最佳薄壳的高度变化不大(500km至750km);但在夜晚,最佳薄壳高度变化范围很大,甚至可以超过2000km.此外,本文还对不同卫星仰角的情况下斜向TEC转换为垂直TEC的误差进行了分析,结果表明:随着卫星仰角的增加,薄壳模型带来的转换误差基本上是单调减少的.因而,在实际应用中,尽可能地采用大仰角的卫星数据有助于提高解算的电离层垂直TEC的精度.最后,对全球不同地点的电离层TEC的仿真研究表明,在电子密度水平梯度较大的地区,应用电离层薄壳模型时会导致电子密度较高处的TEC被高估,而电子密度较低处的TEC被低估,在分析基于GPS数据提取的电离层TEC空间变化时要认识到这一点.

等离子体片中能量离子的空间分布——Cluster/RAPID观测数据分析

本文根据Cluster卫星上的粒子成像质谱仪(RAPID)探测器在穿越地球等离子体片过程中的观测数据,统计研究了等离子体片中能量离子能量密度的空间分布(氢离子能量范围从40keV到1500keV,氦离子和氧离子从10keV到1500keV),并且给出了离子能量密度在不同地磁活动时期随GSE-Z向分布的剖面.研究表明能量离子的能量密度以及能量密度的梯度与地磁活动指数Kp之间存在近似线性的关系.观测结果表明形成这种分布变化的主要原因是在地磁活动期间在电流片附近离子能量密度的增加,特别是其中的重离子成分增加更为显著.本文通过一个简化的电流片模型的数值计算,定性地研究了形成能量离子空间分布的机理.计算表明重离子在电流片中可以获得更多的能量,电流片加速可能是形成能量密度分布变化的一种可能的机制.

地球环电流动力学过程研究

地球环电流主要分布在赤道附近约2~7个地球半径的区域,是地球磁层最重要的电流系统之一.高能离子(~1 keV到数百keV),例如质子和氧离子,被认为是环电流的主要载流子.地球磁暴期间环电流的增强被广泛认为是地球表面水平磁场扰动的主要原因.在磁暴主相之后,环电流通常需要几天(即磁暴恢复相)才能恢复到平静时期的水平.本文介绍了不同种类的粒子,特别是氧离子,对环电流的相对贡献以及环电流在磁暴恢复相期间的损失情况.在高极光电集流水平时,不同种类粒子的等离子体压强显著增加,其中H^(+)离子的压强主要分布在等离子体层内,并始终占主导地位.重离子和电子的压强在等离子体层外增加,形成强烈的晨昏不对称性,并分别在黄昏和黎明侧达到峰值.此外,无论是平静时期还是活跃时期,能量从50 keV到几百keV的氢离子贡献的压强是环电流等离子体压强的主要组成部分,而氦的贡献一般较小.在活跃时期,10 keV<E<50 keV的O^(+)离子和0.1 keV<E<40 keV的电子的贡献逐渐变得显著,它们在夜侧的贡献分别超过25%和20%.O^(+)离子对环电流的贡献与地磁活动密切相关.在sym-H值小于−60 nT的大磁暴中,无一例外的总是存在丰富的O^(+)离子,其相对压强贡献可以和H+离子相当(O^(+)离子压强与H+离子压强比R>0.8),在L小于3的情况下,其相对压强的贡献量有时甚至会大于H^(+)离子.与没有O^(+)离子贡献环电流的情况相比,当O^(+)离子对环电流有明显贡献时,O^(+)离子和等离子体总压强明显增大,随着sym-H的减小,压强峰值向低L值移动.此外,当sym-H小于−60 nT时,在大多数L壳层上没有O^(+)离子的概率都为0.这些观测特征都表明,在地磁活跃时期,O^(+)离子在环电流中起重要作用,可以说,没有O^(+)离子就没有磁暴.另一方面,在地磁相对平静的情况下,R值越小,O^(+)离子不出现的概率越高.这种强相关性表明,在地磁平静的情况下,O^(+)离子总是不存在的.在磁暴恢复阶段,H^(+)离子和O^(+)离子的寿命普遍随着L值的增加而增长,当粒子能量<~50 keV时,H^(+)离子的寿命比O^(+)离子的寿命短,而当能量>~50 keV时情况相反,这与理论预测是一致的.同时,理论计算得到的电荷交换寿命与观测结果基本一致,这证实了电荷交换是磁暴恢复相期间环电流离子损失的主要机制.

《从太阳风暴到行星磁暴》专刊(Ⅲ)寄语

太阳风在向外传播的过程中,会依次经过太阳系不同的行星:水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星及其卫星等、其中水星、地球、木星、土星、天王星和海王星具有内在磁场,可以与太阳风相互作用形成行星磁层、对于没有内在磁场的行星或卫星,如火星和金星,太阳风可以直接跟行星大气发生相互作用,产生能量中性粒子和软X射线等.

太阳高能电子事件

太阳高能粒子事件是行星际中观测到的最常见的太阳粒子加速现象之一.太阳高能粒子事件根据主导粒子的不同可以分为质子主导的大太阳高能粒子事件和电子主导的富含3He/电子太阳高能粒子事件.其主要区分为大太阳高能粒子事件中,^(3)He/^(4)He~5×10^(-4)比率与日冕相同,而电子主导的富含3He/电子太阳高能粒子事件,^(3)He/^(4)He>0.01,远高于日冕.太阳高能电子事件在太阳上的释放时间可以分为低能(~10 keV以下)电子和高能(~15 keV以上)电子两组,高能电子相较于低能电子延迟释放~20 min,对应此时日冕物质抛射高度距日心约2个太阳半径,而与之相关的富含3He离子的释放相较于电子释放延迟1小时左右,对应此时日冕物质抛射高度距日心约5.7个太阳半径.太阳高能电子事件的能谱一般呈现为双幂律谱形式,低能谱指数1.9±0.3和高能谱指数3.6±0.7,弯折能量~60 keV,低能谱指数与高能谱指数呈现明显正相关,而低能高能谱指数与弯折能量没有明显相关;也有部分事件呈现单幂律谱的形式,谱指数为3.5±1.2.前人统计研究发现,约有~45%的15 keV以上有观测的太阳高能电子事件与硬X射线耀斑相关,通过比较50 keV以上,太阳高能电子事件能谱以及相关联X射线耀斑的能谱发现,这些事件中的高能硬X射线谱指数与电子事件高能能谱指数呈现正相关,但与经典韧致辐射理论预测不符合;并且通过对高能电子事件电子总数的估算发现,高能电子事件的电子总数仅为耀斑中产生硬X射线的电子总数的~0.1%~1%.本文更进一步地研究了16个同时具有良好电子观测(能量覆盖5~200 keV)和硬X射线观测(能量覆盖3~80 keV)的电子事件,根据电子通过相对论厚靶韧致辐射机制产生X射线可以反推出产生硬X射线的电子能谱,通过对比电子能谱指数和产生硬X射线的电子谱指数发现,低能电子谱指数与产生硬X射线的电子谱指数呈现正相关,但所有事件低能电子谱指数明显小于产生硬X射线的电子谱指数;而电子事件的高能电子谱指数与产生硬X射线的电子谱指数的对比发现,半数事件中,电子高能谱指数与产生硬X射线的电子谱指数一致,而另一半事件中,产生硬X射线的电子谱指数陡于实地观测到的电子高能谱指数.这16个事件也伴随强3He的观测,有13个是明显^(3)He/^(4)He>0.01的富含3He电子事件,另外3个^(3)He/^(4)He<0.01.16个事件中有15个事件日冕仪的观测并且其中14伴随日冕物质抛射.通过将考虑行星际传播过程中能量损失的模拟电子事件能谱与观测对比,可以知道电子事件的源区应该处于高日冕(~1.3太阳半径),考虑密度模型的变化之后,源区位置也处于高日冕(约1.1~1.3太阳半径),并且基于这些结果,本文提出新的太阳高能电子事件加速物理图像.

火星电离层探测

火星已经成为深空探测的重要目标之一,登陆火星并在火星生存是人类探测火星的终极目标,因此电离层是必须了解的火星电磁环境.火星电离层探测包括直接探测和间接探测.直接探测精度高,有较高的空间分辨率,但是观测时间短,无法提供长期稳定的探测结果.对火星电离层的间接探测结果主要来自无线电掩星探测和顶部雷达探测.无线电掩星探测可实现对火星电离层整个电子密度剖面的长期稳定探测,但其空间水平分辨率较低,且可探测的电离层太阳天顶角范围受到地球与火星轨道的限制.顶部雷达探测对火星电离层的探测具有很高的时间分辨率和空间分辨率,且同样可进行长期稳定探测,为火星电离层研究提供了最新的支持.通过对火星电离层探测的基本方法及典型观测结果的分析,提出通过几种探测方法适当结合的方式,同时对火星电离层进行观测,能够大大推进对火星电离层的研究.

银河宇宙射线对登月航天员辐射危险分析

人类对空间的探索从近地轨道向深空延伸,空间辐射作为载人飞行中不可避免的有害环境因素倍受关注。由于飞往月球的过程中脱离了地球磁场的防护,并且月球表面几乎没有大气层及磁场,所以航天员在登月飞行中所遭遇的空间辐射环境与近地轨道飞行有很大的差异。本文通过分析载人登月与近地轨道空间辐射环境及其对航天员辐射危险的不同,为载人登月项目实施中飞船和登月服工程设计、航天员辐射危险评价及防护措施的制定等提供参考依据。

Si-PIN硅条带探测器的电子学测试

采用电子学等效方法对所研制的Si-PIN条带探测器的基本性能进行测试。Si-PIN条带探测器是在一个硅基片上刻蚀多个条带探测器,常用于空间探测中的粒子方向测量。介绍了对Si-PIN条带探测器电子学等效测试方法和结果,重点探讨了条带之间的串扰问题。

中能电子成像仪探头的设计

利用小孔成像原理对中能电子成像仪探头的机械结构进行了设计,为保证探头单元暴露于外辐射带辐射环境12年的总剂量小于5krad,确定其壳体厚度为约3mm的铜,探头的角分辨率为20°;根据带电粒子在硅中的能量损失规律对探测器进行了防质子污染设计,确定了探测器厚度为1000μm,其屏蔽层厚度为10μm等效硅。最后对设计探头的质子污染率进行了计算,结果表明该中能电子成像仪探头的设计满足外辐射带空间中能电子探测的需求,为中能电子成像仪的研制奠定了基础。

基于NOAA/POES卫星观测的磁层相对论电子起源的初探

本文利用低高度极轨卫星NOAA/POES的观测数据,并结合ACE卫星和Polar卫星的观测结果,研究分析了磁层相对论电子的起源.NOAA/POES卫星对于不同地磁活动时期相对论电子的分布和起源进行了较为详细观测,分析结果表明(1)亚暴期间注入磁层的能量电子可以为与磁暴相关的磁层高能电子暴提供种子电子;(2)太阳质子事件期间太阳风中的能量电子也可以为磁层中的相对论电子提供所需要的源.

禄丰古猿蝴蝶种下第四前臼齿釉质-齿质交界面的三维几何形态

禄丰古猿蝴蝶种 (Lufengpithecus hudienensis) 也称蝴蝶古猿,是重要的早期人科成员,化石产自云南元谋盆地竹棚-小河及雷老两个地点群,其年代为中新世晚期。上世纪八、九十年代的发掘工作共获得幼年个体颅骨1具、残上颌骨10件、残下颌骨17件及1500多枚单个牙齿。受限于当时的技术条件,蝴蝶古猿牙齿内部结构及三维形态一直未有报道和对比研究。本文首次使用高精度CT配合三维几何形态测量方法,对6枚产自小河地点的蝴蝶古猿下颌第四前臼齿的釉质-齿质交界面形态进行了观察和对比,对比材料包括步氏巨猿、猩猩(化石)、大猩猩、黑猩猩及现代人。多变量分析显示,蝴蝶古猿釉质-齿质交界面几何形态接近于本文所涉及的大型猿类对比标本,但并没有表现出与某一特定类群的相似性;咬合面轮廓狭长,前凹尺寸明显小于后凹;整体形态介于齿质尖较高的大猩猩和齿质尖较低、釉质-齿质交界面形态扁平的巨猿、猩猩和黑猩猩之间。本文所观察到的类群之间的异同可能与趋同演化有关,也需要更多数据的进一步验证。将釉质-齿质交界面的三维几何形态和其他牙齿内部结构的信息(如釉质厚度及其三维分布规律等)综合,有助于进一步讨论蝴蝶古猿的分类学、系统发育和食性。

星内粒子辐射探测器上高压单元的模拟(英文)

中巴资源卫星上的星内粒子辐射探测器的探头必须要工作在稳定,高信噪比的直流高压电源下。事实证明,安装在中巴资源1和中巴资源2卫星上的探测器高压单元能够保证整个探测器的正常运行。但是,新的实验对高压单元的设计提出了新的要求和新的技术指标,作者根据要求和技术指标对原来的探测器高压单元部分进行了改进。首先简要介绍粒子辐射探测器以及它在空间探测方面的作用,然后介绍探测器高压单元的基本原理,并对其中的振荡换能部分进行理论分析和数值模拟。通过数值模拟,可以从理论上预言高压单元工作点的稳定性以及输出电压随其他参数波动式的变化。最后,对所做的模拟进行相关的讨论和展望。