火星进入气体辐射加热研究进展

吕俊明，黄 飞，苗文博，程晓丽，俞继军

(中国航天空气动力技术研究院，北京 100074)

0 引 言

火星是距离地球最近的行星，也是太阳系中被探测次数最多的行星，人类探测火星已有近60年的历史。近年来，各国又掀起了新一轮的火星探测热潮，目前已公布的至2020年的火星探测计划就达8次。在以往全部15次登陆火星任务中仅有美国成功7次，失败的任务中问题多数发生在探测器的进入下降着陆阶段，即EDL(Entry-descent-landing)，因此该过程也被称为“死亡七分钟”，是决定任务成败的关键。

在火星探测EDL过程中的进入段，面临的问题来自于火星特殊的大气成分和稀薄环境，其性质与地球大气差异较大，对基于地球再入建立起来的现有理论、数值和试验技术提出了新的要求。对火星大气性质的认识不充分、对火星进入气动力热特性预测的能力不足，致使早期火星进入飞行器的轨道设计和热防护系统设计存在较大的不确定性，造成实际进入过程中气动参数往往很容易超出设计值或遭遇未被充分理解的物理现象，最终导致任务失败。

随着近几十年火星巡视和登陆任务的不断成功，对火星大气的认识有了明显提高，火星进入气动预测能力也得到了一定程度的验证。Wright在文献[1]中综述了有关气动热力学模型的发展和应用情况。这些进步降低了火星进入设计中的不确定性，但相对于研究较多的对流加热和壁面催化模型等问题，文献[1]指出对于未来的火星探测进入器，高速进入引起的激波层高温气体辐射加热可能非常重要。此后陆续开展的火星进入气体辐射研究和火星科学试验室(Mars science laboratory，MSL)的飞行重建数据[2]证明了这一点。同时，重建数据分析还表明火星进入辐射加热存在较大的不确定性。

对于未来的火星进入器设计，基于降低发射成本、增加有效载荷、提升进入系统可靠性与安全性的需求，迫切需要低设计余量的新型热防护系统，因此要求能够对气体辐射加热进行准确预测。而火星大气成分和地球显著不同，火星进入轨道和地球再入轨道也不同，这些差异使得火星进入的气体辐射特性和加热规律与地球再入情况存在区别。将现有辐射研究方法和经验推广到火星大气需要开展适用性研究，同时还需要针对火星大气气体辐射建立新的数值模型和试验技术。因此，进入火星大气时激波层高温气体辐射加热的准确预测，需要在理论模型、数值模拟与试验测试等多方面展开深入分析，为火星探测任务提供技术支撑。

美国航空航天局(National Aeronautics and Space Administration，NASA)、欧洲航天局(European Space Agency，ESA)和日本宇宙航空研究开发机构(Japan Aerospace Exploration Agency，JAXA)等多家航天机构近年来开展了关于火星进入气体辐射加热的系列研究。本文综述该领域的研究进展:第1节介绍气体辐射基本概念和火星进入气体辐射加热研究的发展沿革;第2节回顾火星大气气体辐射加热的数值方法研究进展，包括热化学非平衡模型、辐射特性模型和辐射传输计算;第3节综述模拟火星大气环境中开展的气体辐射地面试验研究，包括试验设备、测试方法和对比验证;第4节概述进入器热防护设计中进行的辐射加热研究，包括流动辐射耦合和后体气体辐射加热;最后，在第5节给出有关火星进入气体辐射加热研究的展望和建议。

1 基本概念和问题起源

气体原子、分子或离子发生电子跃迁、振动转动跃迁等辐射过程，即可以发射和吸收辐射能量。主要包括由碰撞、自激或受激辐射产生的原子和分子激发，以及组分对光子的吸收。气体辐射光谱完全是非黑体的，具有很强的原子线和分子带的光谱分布特征，这种吸收系数随波数剧烈变化的特征正是气体辐射预测的最大困难所在。

高温气体辐射是过去60年中的重要研究课题[3]。二十世纪五十年代末到六十年代，气体辐射研究主要集中于地球大气环境。七十年代，辐射研究集中于火星返回条件的地球再入和其他行星进入，如金星和火星。八十年代早期，研究继续关注外行星进入问题，同时空气介质非平衡辐射精细模型研究开始发展[4-5]。从二十世纪九十年代到二十一世纪初，Titan进入的辐射问题吸引了研究者们的关注[6]。近年来，火星进入气体辐射逐渐受到研究者的重视。

在二十世纪七十年代到九十年代，火星进入器设计人员基于地球再入研究经验，认为气体辐射加热很大程度上取决于飞行速度，而火星进入速度较低，因此火星进入气体辐射加热一直未受到关注。直到1995年的火星探路者号(Mars Pathfinder，MPF)，由于MPF具有最高的进入速度，设计者推测其可能会遭遇较强的气体辐射加热，因此开展了相关研究，这是MSL之前唯一被关注过气体辐射加热的进入器。

Mitcheltree和Gnoffo对MPF气体辐射加热开展了研究[7]，结果表明MPF进入时辐射热流仅有约5～7 W/cm2，而对流热流预测值为115 W/cm2，辐射热流占总热流小于5%，与之前的预想差距较大。在取得实际飞行数据后，发现由温度传感器数据重构得到的总热流约100 W/cm2，可见设计阶段的对流热流预测值已经高于重构总热流。基于以上结果，研究人员当时均认为火星进入气体辐射加热不是热防护系统设计需要重点考虑的问题。

直至2012年，MSL成功进入火星，其飞行数据改变了研究者以往对火星进入气体辐射加热的认识。在MSL的设计阶段，气体辐射加热预测值小于0.1 W/cm2，如此小的辐射热流并没有引起设计人员的关注。在MSL成功后，Edquist等[2]基于飞行后获得的表面温度传感器数据，进行了热环境重构和分析。使用兰利气动热力学迎风松弛算法程序(Langley aerothermodynamic upwind relaxation algori-thm，LAURA)进行了流动计算和对流热流预测，发现计算结果和全隐式烧蚀和热响应程序(Fully implicit ablation and thermal response program，FIAT)重构热流存在较大偏差，如图1所示，即便考虑重构偏差，LAURA预测的驻点热流(带实心正方的实线)在60 s后仍明显低于重构值(有误差带的虚线)，说明对流热流预测无法安全评估进入器热环境。Edquist考虑CO2和CO分子辐射，利用高温空气辐射计算程序(High-temperature air radiation，HARA)进行辐射加热计算，发现在70 s后，辐射热流(虚线)逐渐升高。驻点对流热流在75 s到达峰值，之后逐渐降低，辐射热流占总热流比例增大，在90 s左右辐射热流达到峰值，和对流热流相当，随后超过对流热流。考虑辐射热流的总热流(点划线)更接近飞行重构数据。但预测总热流仍然稍低于重构热流，表明还有未被发现的机制存在，或还未能准确模拟对流及辐射加热。

图1 火星科学试验室驻点归一化热流[2]Fig.1 Normalized radiative heating rate at stagnation point of Mars Science Laboratory[2]

基于以上结果，研究者意识到在进入器尺寸变大后(MPF等大底直径2～3 m，MSL为4.5 m)，气体辐射加热对火星进入器的防热设计变得重要。速度不再是判断辐射加热的唯一因素，如MSL进入速度在4.5 km/s左右的进入器，在地球再入场景下是无需考虑气体辐射的，但在火星进入中辐射加热却变得尤为重要。原因在于火星大气成分和地球大气差异较大，造成火星进入气体辐射在机理上有别于地球再入。另外，随着火星探测任务需求的不断提高，未来的火星进入器将具有更大尺寸、更重质量和更快速度，这些都将引起更为严重的气体辐射加热。Johntson等[8]指出，辐射加热是火星进入热防护设计中不确定性的主要来源之一，面对准确掌握主导气动加热的激波层物理化学过程的要求，大量数值和试验研究陆续开展。

2 数值模型与方法研究

气体辐射加热的数值模拟主要包括：流场参数、不同能态粒子数分布、辐射特性和辐射传输的计算。本节从考虑热化学非平衡的高温气体动力学模型与方法；考虑吸收系数和辐射传输计算的气体辐射预测模型与方法两个方面进行综述。

2.1 气体动力学模型与方法

气体辐射预测需要流场计算提供准确的密度、多模态温度分布和组分浓度等参数，相较于对流加热，辐射加热对流场参数有更强的敏感性和更精细的要求。近年大量工作集中在发展适用于辐射计算的、准确的热化学非平衡模型与方法。

Holden等[9]在激波风洞LENS I(Large energy national shock tunnel)中开展了以CO2气体为试验介质的钝锥模型流场结构和热流测试试验。图2中LENS I的纹影结果显示激波脱体距离测量值明显超过NASA Ames研究中心流动计算程序DPLR(Data parallel line relaxation)的计算值(见图2上半部分)，原因在于LENS I风洞产生的来流处于严重的热化学非平衡状态，和需要的试验条件存在偏差。为此，CUBRA建造了更大尺寸的膨胀管LENS X，以消除来流非平衡干扰。在LENS X中开展了同样条件的试验，结果表明测量值和数值预测符合很好(见图2右半部分)。说明在火星大气环境中，热化学非平衡对激波脱体距离有很强的影响，进而会对压力、热流和辐射产生严重影响。因此，火星进入气体辐射预测需要建立准确的非平衡气体动力学模型和方法。

图2 LENS I和X的激波测量以及和DPLR预测的比较[9]Fig.2 Measurements of shock layer properties in LENS I and X and comparison with DPLR prediction[9]

Cruden等[10]采用非平衡空气辐射计算程序(Nonequilibrium air radiation，NEQAIR)和HARA等程序开展计算，发现一定条件下非平衡效应对火星进入气体辐射加热影响很大，热平衡计算严重低估辐射加热。Macdonald等[11]研究了模拟火星大气中正激波后非平衡松弛区域内CO分子的激发电子态特性，对气体平动能态和分子振动能态之间的热非平衡过程建立了STS模型(Hybrid state-to-state model)。该模型中CO分子电子态被作为单独组分处理，可进行非Boltzmann分布计算。结果表明传统使用的QSS模型(Quasi steady state，QSS)与STS模型相比普遍低估辐射热流，偏差最大接近50%。

火星进入化学非平衡模拟一般均采用Park提出的CO2-N2-Ar混合气体非平衡化学反应动力学模型[12]。Hollis等综述了为评估Park模型对流热流预测准确度而进行的测热试验和比较研究[13]。发现对流加热更多受到壁面催化特性的影响，对化学反应和两温度模型参数不敏感。不同于气动特性和对流加热，辐射加热对化学反应模型和热非平衡模型非常敏感[3,8]。由于Park模型只考虑了基态组分间的化学反应，忽略了激发态分子以更可能的再结合方式直接生成的可能性[14]，因此高速条件下使用Park模型进行辐射加热预测的准确性需进一步确认。

图3 96% CO2和4% N2混合气体激波速度8.5 km/s的波后非平衡光谱辐射[15]Fig.3 Nonequilibrium spectral emissivity behind the shock wave in 96% CO2 and 4% N2 mixture at vsh=8.5 km/s[15]

Dikalyuk等[15]使用Park模型开展了高速条件下的辐射计算，并和试验数据进行了对比，如图3所示，结果表明计算值和试验值在300～700 nm光谱范围内符合较好[15]。Grinstead等[16]和Boubert等[17]也进行了类似的计算和验证工作。但在这些研究中，试验条件都与飞行条件存在较大差距，并且试验和计算的光谱下限值最低为0.2 μm，未能考虑主要的辐射带系CO(4+)，因此，上述研究还无法完全验证反应模型的适用性和正确性。

图4 165～215 nm辐射强度的新旧反应模型比较[8]Fig.4 Comparison of radiative intensity between heritage and baseline rates of chemical reactions at 165～215 nm[8]

Johnston等[18]针对气体辐射加热进行了反应模型和平动振动松弛模型的不确定性分析。发现速度6.3～7.7 km/s条件下驻点辐射对相关参数的不确定性在50%～200%之间，主要来自于CO分解和CO重粒子激发速率的影响。针对这一不确定性来源，Johnston等结合电弧激波管(Electric arc shock tube，EAST)和昆士兰大学X2膨胀管的辐射测量结果，提出了一套新的化学反应模型。在该模型中，CO分解反应速率被大大提高[18]。图4是激波速度6.9 km/s条件下，光谱范围165～215 nm内Johnston模型、Park模型的计算值和试验结果的比较[8]。图中深色实线为试验结果，浅色实线为Johnston模型计算结果，虚线为Park模型计算结果。可见Johnston等模型得到的计算结果和试验值符合很好，传统的Park模型较大地高估了辐射强度。Johnston利用该新反应模型对MPF进行了辐射计算[8]。图5是t=52 s 时刻的表面热流分布，其中qc,sc为超催化壁面对流热流，qc,c为非催化壁面对流热流，qr为辐射热流，qr,upper为考虑所有不确定性的最大辐射热流。驻点辐射热流接近20 W/cm2，和对流热流相当，比Mitcheltree和Gnoffo[7]的预测值高出3～4倍。

图5 t=52 s 时MPF表面热流[8]Fig.5 Surface heating of MPF at t=52 s[8]

图6 VUV波段不同计算和试验的辐射强度绝对量比较[20]Fig.6 Comparison of absolute metric between computation and experiment for VUV spectral range[20]

Brandis等[19]开展了CO(4+)平衡辐射的数值计算，并和试验测量值进行对比，结果表明CO(4+)辐射对温度非常敏感，热平衡模型低估辐射约1倍。Brandis等[20]还开展了速度6～8 km/s条件下的非平衡辐射计算，比较了Park模型和Joh-nston新模型。图6是162～218 nm、压力13.3 Pa时不同激波速度对应的辐射强度。可见Johnston模型改善了与试验的对比结果，Park模型高估辐射强度。

对火星进入非平衡气体动力学模型的有效改进，使气体辐射的数值预测结果和试验测量结果更为符合，对MPF辐射热流的重新计算表明气体辐射热流一直被低估了，模型的发展完善了对火星进入气体辐射加热的认识。尽管如此，作为热流和辐射预测的重要不确定性来源，需对热非平衡和化学反应过程进行更深入的研究，以试验数据为基础改进并提出更为准确的非平衡模型和参数。

2.2 辐射特性与传输的模型和方法

基于流场模拟获得组分的不同能级数密度分布，建立火星大气气体辐射特性模型，发展辐射传输计算方法，是准确预测辐射加热的基础。Wright等[1]关于火星进入气动热力学的综述中指出，高速条件下CO(4+，真空紫外)、CN(B-X，紫色)、C2(Swan，蓝色-紫色)和CN(A-X，红色)等分子带，C、O等原子辐射(紫外-可见光-红外)是火星进入气体辐射的主要来源，如图7所示。CO2分子辐射此时不太重要，因为高速条件伴随着更高的激波层温度，CO2在产生辐射之前已经离解。但对于低速进入，或EDL的低速下降阶段，CO2振转跃迁可能会很重要。

图7 模拟火星大气8.5 km/s激波层光谱辐射[1]Fig.7 Spectral radiation of 8.5km/s shock in Mars entry[1]

高速进入时，重点关注CN和CO分子辐射。CN分子带集中于350～400 nm，CO(4+)集中于真空紫外段。Palmer等[21]对火星进入速度8.6 km/s条件下的体积光谱辐射强度开展了计算，并和X2风洞试验结果进行了对比。图8是调整后的NEQAIR计算值和试验结果的比较，可见按比例调整后的NEQAIR计算结果和试验测量值及其变化趋势符合良好，证明了对CN辐射计算的可行性，但定量计算还需要进一步改进模型。Johnston等[8]发展了辐射光谱和非Boltzmann模型，提出了在非Boltzmann模型中处理非自吸收的方法。结果发现CO(4+)的吸收导致辐射通量升高50%，对辐射特性模型的不确定性分析则发现，驻点辐射对CO辐射的不确定性变化范围为18%～167%。Brune等[22]也分析了对流和辐射热流的不确定性来源，结果发现在驻点区和锥身部，CO(4+)是辐射热流不确定性的最大贡献者。因此，未来必须发展更为准确的CN和CO(4+)分子光谱辐射模型。

图8 辐射强度的NEQAIR计算值和试验测试值比较[21]Fig.8 Comparison of spectral radiance between NEQAIR and experiment[21]

图9 50% CO2混合气体1300 K下试验和计算透过率[24]Fig.9 Experimental and computational transmittance,50% CO2 gas mixture at 1300 K[24]

低速进入时，重点关注CO2分子辐射，发射谱带集中于红外段。Da Silva等[23]研究发现MSL进入条件下CO2和CO的红外分子谱带辐射是辐射加热的主要来源。Palmer等[24]使用NEQAIR和简化CDSD-4000数据库计算CO2在中低温条件下的红外辐射，验证了CO2辐射特性模型，如图9所示。Palmer和Depraz等[25-26]还采用HARA程序计算CO2辐射强度，和试验，对比验证了HARA的准确性。目前仍需发展中高温条件下的CO2辐射特性模型。

Lemal等[27]结合数值模拟和地面试验，预测CO2介质中的非平衡辐射热流。分析了平衡和非平衡条件CO2光谱特征，特别对平衡状态进行了光谱数据库影响比较，包括HITEMP-2000[28]和CDSD-4000[29]，发现CDSD结果与试验值符合得更好。

基于辐射特性分布进行辐射传输计算可得到辐射强度和通量。Göbel等[30]使用PARADE程序对再入流场进行了一维辐射传输计算。Surzhikov等[31]利用NERAT(2D)和ASTEROID程序对二维模型开展了辐射气体动力学和辐射热传输的计算。Johnston等[32]采用粘性激波层(VSL)方法和切平面假设(tangent slab)对FIRE II再入流场和辐射传输进行了计算，发现热流预测值在催化和非催化壁面条件下均偏高。Mazaheri等[33]发展了三维射线追踪法用于激波层辐射加热预测，对FIRE II的计算表明该方法预测的驻点热流比切平面假设结果最大低15%。Johnston等[34]认为切平面假设足以计算辐射通量的散度，但对于到达壁面的辐射通量计算是不足的，流场-辐射耦合计算可以考虑以切平面假设计算空间辐射通量，以射线追踪法计算表面辐射加热。

火星进入气体辐射特性研究取得了较大进展，但CO(4+)真空紫外辐射、CO2中高温红外辐射和非平衡区非玻尔兹曼分布模型等仍需开展深入研究。辐射传输计算由一维发展到三维，由带有假设的简化方法发展到更为精确的方法，辐射通量预测精度得到提高，但非平衡流场和气体辐射的耦合仍需发展精度和效率兼顾的辐射传输计算方法。

3 实验技术和测量研究

精细化的气体光谱辐射强度测量试验是火星进入气体辐射加热研究的重要组成部分，不仅能够为数值模型验证提供基础数据，还有可能发现新的现象和机制。火星进入常规力/热试验开展较早，唐伟等[35]进行了详细回顾。相对于气动力/热试验，气体辐射试验需要更具针对性的地面风洞和设备，提供高温高速和低来流干扰的试验条件，具备精细光学测试能力，以完成难度极大的定量测试。

气体辐射测试经历了总包辐射测量、谱带光谱与辐射测量和谱带精细结构测量等几个阶段。总包辐射测量采用辐射计直接测量总体辐射热流，典型应用是FIRE-II飞行试验[36]。利用光电探测器结合窄带滤光片可实现谱带辐射测量，光谱分辨率可达到10 nm。目前对气体辐射的试验研究更多采用高精度光谱仪进行非平衡辐射和光谱精细结构的测量，光谱分辨率可小于0.1 nm。

过去十年间，大量基于平衡条件的CO2红外辐射穿透率和激波后气体辐射测量试验被开展[37-40]，其中光谱分辨率各不相同，温度和CO2分压分别覆盖300～2500 K和102～105Pa。这些试验的中低温条件和平衡状态同火星进入飞行条件存在差距，不足以支撑相关模型研究。

利用激波管或膨胀管[27,41]产生高速高焓气流，能将气体加热至3000 K以上，可以模拟一定飞行条件的激波层流动，开展气体辐射强度及分布测量。NASAAmes研究中心的激波管EAST和CUBRC的膨胀风洞LENSXX均开展过激波速度最高12.5 km/s的气体辐射研究。澳大利亚昆士兰大学的膨胀管X2[42]和JAXAChofu中心的激波管高速激波管(High velocity shock tube，HVST)[43]也进行了高温气体辐射试验。但目前尚未见到在LENS系列风洞中开展的模拟火星大气辐射研究，X2中的CO2辐射试验也更多的集中于金星进入，虽然气体组分和火星相同，但试验条件存在差异，仅部分数据可用于火星进入辐射研究。现有火星进入气体辐射的试验结果主要来自于EAST和HVST。

图10 EAST设备与测试系统示意图[44]Fig.10 Schematic of facility and optical boxes of EAST[44]

EAST通过改造能够对真空紫外到中红外(120～5500 nm)的光谱区间进行高光谱分辨率和高空间分辨率的气体辐射强度测量[44]，是目前开展火星进入气体辐射强度定量测试最多的设备。EAST构成如图10所示，包括两个激波管和一套共用的驱动段，驱动气体为氦气或氢气[44]，能量最高可达1.2 MJ。主激波管膜片下游7.5 m处设有测试段，此处间隔3.175 cm距离布置一套传感器，以精确测量激波到达时序。测试段还安装有长度约12 cm的窗口，采用6套光学镜组来收集激波后的气体辐射发射，将其发光成像于光谱仪狭缝处。测试设备包括4套光学设备，每套均有各自的光谱仪，对同一轴向位置的4个不同立体角方位进行成像。光谱仪分散至波长空间的成像由其后的二维CCD接收，最终得到随轴向位置和波长变化的辐射强度分布。4套光谱仪一般选择测试不同的波长区间，包括真空紫外(VUV，120～200 nm)、紫外/可见光(UV/VIS，200～500 nm)、可见光/近红外(VIS/NIR，500～900 nm)、近红外(NIR，900～1600 nm)和中红外(MWIR，1600～5500 nm)。定量标定方面，可见光至近红外使用积分球作为均匀辐射源，小于300 nm的标定采用氘气电弧，该方法优于使用氘灯，中红外则使用黑体腔。光谱辐射定量标定在理论上较为明确，但在实际应用中存在很多挑战[45]。

压力高于130Pa条件下，CN紫色谱带辐射不再满足光学薄假设，导致很难在不同地面设备之间进行测试结果的比较。Cruden在EAST上开展了速度6～8 km/s的气体辐射定量测试试验[46]，发现大部分低密度试验状态下激波未能达到平衡态，在这种状态下，CO真空紫外辐射贡献很大，同时还有CN辐射，而CO振动跃迁引起的中红外辐射则较小。

图11 火星大气7.7 km/s 133 Pa CO(4+)真空紫外辐射[47]Fig.11 VUV radiation of CO(4+)at 7.7 km/s 133 Pa in simulated Martian atmosphere[47]

CO(4+)辐射在高速火星进入辐射加热中扮演的重要角色引起了研究者的关注，但由于其位于真空紫外谱带，环境氧气具有极强的吸收作用，因此试验测试非常困难。EAST将真空紫外谱段测试光路完全放置于真空或纯净氮气环境中，实现了对该谱段的测量。Cruden等[47-48]在真空紫外到中红外波段(120～1650 nm，3～5 μm)进行的定量辐射测试试验首次成功实现了CO(4+)真空紫外谱带的绝对辐射量测量，如图11所示。云图是辐射强度随波后轴向位置和光谱波长的分布，横坐标为波长，纵坐标为波后位置。右侧曲线为该波长范围内辐射强度随波后位置的变化，下方曲线为波后固定位置辐射强度随波长的变化。

Cruden等还进行了相对低速的CO2分子振动红外辐射测量[47]。基于平衡温度的NEQAIR计算结果在一些状态下与试验值符合良好。对速度1～10 km/s条件下的绝对辐射强度测量值进行的光谱特性、辐射强度和时空变化规律等分析[45]表明，试验中得到的振动温度、波后松弛等参数可用于检验和修正动力学模型，并发现在某些条件下激波波后的非平衡状态与松弛过程同真实进入飞行条件下沿驻点线的变化规律缺乏相似性，其机理目前尚不清楚，对现有试验方法提出了严峻考验。

图12 7.1 km/s 1Torr总辐射强度变化[49]Fig.12 Variation of total radiationintensity at 7.1 km/s 1Torr[49]

Takayanagi等[43]在升级后的HVST中模拟CO2环境，通过两台光谱仪进行VUV至NIR的发射光谱测量。试验中以氘灯对VUV至UV段进行标定，获得绝对辐射量。同时还测量了C2Swan可见光段和O、C原子近红外段的辐射光谱。Takayanagi等[49]改进标定方法，利用氘灯和卤钨灯进行标定，开展了状态133.3 Pa、7.0 km/s和13.3 Pa、8.5 km/s 时VUV至UV段和UV至NIR段的光谱辐射发射强度定量试验，发现133.3 Pa、7.0 km/s状态下，波后5 mm位置处流动达到平衡，如图12所示，而13.3 Pa、8.5 km/s条件下流动完全处于非平衡态。

Takayanagi等[50]针对CO2振转模态的中红外辐射，开展了速度2.5～8 km/s的辐射测量试验。发现激波速度小于6 km/s时，红外辐射随速度减小而增大。化学平衡及应用程序(Chemical equilibrium with applications，CEA)的计算结果表明在速度3 km/s、温度2500 K条件下CO2数密度最高，因此红外辐射最强。激波速度大于6 km/s时，红外辐射随速度增大而增大，源于C原子发射的红外辐射增强，但此时的辐射强度小于速度3 km/s状态。Takayanagi等[51]随后对HVST进行升级，改造为膨胀管高速膨胀管(High velocity expansion tube，HVET)，进行了试验时间、流动参量等测试，获得了速度5.5 km/s时的辐射强度分布，但还没有定量结果。

火星进入辐射测量试验中高空间、高光谱分辨的辐射强度定量测量技术得到发展，获取的光谱数据为数值模型改进提供了参考，观察到了真空紫外谱段和非平衡区的重要辐射现象，引导了CO真空紫外辐射研究。对准确标定方法、CO(4+)与CN辐射、以及非平衡松弛过程与飞行驻点线相似性偏差等问题还需要进行更为深入的研究。

4 火星进入器设计中的辐射加热研究

基于火星进入非平衡气体辐射的数值和试验基础研究，陆续开展了实际进入器热防护设计中的辐射加热问题研究。目前的研究热点集中在火星进入条件下的流动辐射耦合与进入器后体辐射加热。

Bansal等[52]利用OpenFOAM计算流动，采用k分布方法计算辐射特性，一维和二维切平面方法计算辐射传输，开展了火星进入气体辐射耦合计算。发现考虑耦合后，辐射对流动和壁面有明显的冷却作用，如图13所示。耦合造成激波脱体距离减小，激波层内气体温度下降约500 K。

图13 非耦合与耦合算例的驻点线温度比较[52]Fig.13 Comparison of stagnation line temperature for uncoupled and coupled cases[52]

Palmer等[53]对两种未来大质量火星进入器进行了耦合分析，进入器直径5～15 m，质量100～160 t，速度6～9 km/s。结果表明在高速条件下，CO(4+)、CN(B-X)、C2(Swan)和CN(A-X)是主要辐射。速度高于8.5 km/s时耦合效应影响最大，辐射热流冷却约17%，如图14所示。

图14 类MSL外形8.5 km/s耦合对表面热流的影响[53]Fig.14 Coupling effect on surface heating rates at 8.5 km/s on MSL-based vehicle[53]

流动辐射耦合与后体辐射加热是未来火星进入器设计中必须考虑的问题，对低设计余量的热防护系统更是需要精确预测的。目前在这方面开展的研究还非常不足，理论模型、计算方法和试验测试均需开展更多的研究工作。

火星进入器后体热流较小，尤其是辐射热流，基本可以被忽略，因此在以往的设计中未被考虑。但近期的数值研究[54-55]和飞行数据分析[56-57]表明，后体受到的气体辐射加热是不可忽视的，同对流热流在同一量级。

Fujita利用非平衡气动热力学优化分析程序(JAXA optimized nonequilibrium aerothermodynamic analysis，JAXA JONATHAN)求解流场，程序辐射分析结构求解器(Structured package for radiation analysis，SPRADIAN2)计算辐射，对一种火星气动捕捉演示飞行器开展了数值分析[58]。图15是高度50 km、速度5.6 km/s状态的计算结果。虽然后体辐射热流相比前体较低，但高于对流热流，主要来自于尾流中的CO2复合，和随之而来的CO2红外光谱范围内的振转跃迁辐射[58]。

图15 前体和后体的辐射热流与对流热流比较[58]Fig.15 Comparison of forebody and aftbody radiative heat transfer rate with convective heat transfer rate[58]

Brandis对Insight的辐射加热开展了研究[59]，流场计算采用LAURA和DPLR，辐射计算使用NEQAIR和HARA。Insight外形近似于Phoenix(凤凰号)，预计2018年11月登陆火星。表1是得到的进入器前体和后体特征点的峰值对流热流和辐射热流。对流热流在前体占有绝对支配地位，但在后体，辐射热流确实达到了接近或超过对流热流的量值，比如肩部和尾端中心线。文中也指出在复杂尾流中，采用切平面方法进行辐射传输计算存在问题。

表1 Phoenix外形的峰值对流和辐射热流[59]Table 1 Peak convective and radiative heating for Phoenix geometry[59]

目前，进入器尾迹流动中CO2的热力学状态存在很大的不确定性:①由于缺乏代表性数据;②因为不同研究小组的不同数值模拟结果之间缺乏相互验证。例如，文献[55]考虑的是CO2热力学平衡状态，而文献[56]的工作则表明CO2各振动态之间的非平衡效应很显著。为促进对CO2热力学状态的认识，减小不确定性，Takayanagi等在HVET上开展了针对性试验[60]，对控制CO2振动离解和辐射的关键参数进行了敏感性分析[61]。Gu等[62]在X2膨胀管上对火星进入后体辐射加热开展了试验研究，测量了不同速度下CO24.3 μm谱带的发射光谱，和计算结果进行了对比。结果显示预测值在2.8 km/s速度下明显高估，4.0 km/s速度下则低估。

火星进入后体辐射加热研究刚刚起步，在影响后体辐射的气体分子热力学非平衡状态、气体光谱辐射特性验证、辐射传输计算和相应的试验测量与验证等方面还亟待开展大量研究。

5 结束语

火星进入气体辐射加热研究由简单到精细，数值模型的建立和完善，地面试验技术的发展和测量等均取得了较大进展，对辐射机理有了更充分的认识，掌握了支撑进入器设计的初步计算能力和试验技术。在以下方面仍需开展进一步的研究，包括：

1)火星大气气体辐射特性和地面试验验证。火星进入气体辐射机制复杂，高速进入的CO(4+)真空紫外辐射和低速进入的CO2红外辐射等需要有针对性的建立模型，考核光谱数据库的准确性和适用性，同时开展对应状态的高分辨光谱辐射定量试验，并需在不同地面设备开展多状态精细光谱测试，以排除干扰因素，提供准确的验证数据；

2)适用于火星进入气体辐射加热预测的热化学非平衡数值模型以及试验验证。火星大气环境的热化学模型用于气体辐射预测还存在不确定性，需要继续开展模型分析和改进工作，基于激波结构、温度和非平衡状态的定量测试完成模型确认，针对试验中出现的波后非平衡松弛过程与飞行状态驻点线变化规律缺乏相似性的问题，需要开展深入分析；

3)火星进入流动和气体辐射耦合效应分析。对于未来火星进入器，气体辐射显著增强，需要耦合考虑气体辐射、非平衡流动以及表面烧蚀等过程，分析多物理效应之间的相互作用和影响规律，发展兼顾计算精度和效率的流动辐射耦合计算方法。

4)火星进入器后体辐射加热规律及机理研究。未来火星进入器要求更为精细化的热防护设计，后体防热罩的减重依赖于准确的热流预测。对于存在非定常特性和复杂涡结构与剪切流动的进入器后体，需要继续开展后体辐射加热的计算和试验研究。