木星环境下航天器常用材料表面带电效应试验研究

马勉军，柳 青*，秦晓刚，史 亮，曹 洲，曲少杰

（1.兰州空间技术物理研究所，兰州 730000；2.北京空间飞行器总体设计部，北京 100094）

0 引言

木星等离子体环境因素对未来木星科学探测有重大影响，也是目前国际深空探测研究关注的热点。我国通过正在实施的探月工程和火星探测任务，已经在深空探测领域积累了一定的技术基础和工程经验。但由于木星系与月球和火星存在较大的环境差异，仍需重点研究木星系航天器空间等离子体环境及其表面充放电效应与防护技术。

来自哈勃望远镜（Hubble Space Telescope，HST）等观测表明[1-2]，木星的南北极也存在极光现象。研究表明，地球极轨航天器表面充电至高电位并非罕见现象，有些航天器因表面高电位导致放电失效甚至整星失败[3-4]。同样，木星极光区环境也为极光电子注入环境，存在独特的等离子体环境，构成了木星极轨航天器表面充电危险源[5]，也会形成航天器表面静电放电效应，进而导致电磁脉冲干扰、航天器非指令性开关等，严重时还会导致电路与热控等系统损坏甚至航天器报废。

本文首先研究木星卵形主极光带和极盖漫射极光区的等离子体环境及其特征；在此基础上，通过地面模拟试验，研究和评估木星极光区航天器常用材料表面充电效应与静电放电的风险，以期为我国未来木星航天器研制及其充放电效应防护提供设计依据和试验基础。

1 木星极光区等离子体环境及其特征参数

自20世纪70年代迄今，已有多个航天器以掠过或者环绕的方式对木星进行了近距离探测，促进了人类对于木星等离子体环境及磁场的认识与研究。学者们依据先驱者（Pioneer）10号和11号传回的数据，对木星磁层展开了研究，并提出了相应的等离子体环境模型，其中，以美国JPL（Jet Propulsion Laboratory）实验室Divine等[6]的研究具有代表性。Divine等结合先驱者和旅行者号（Voyager1、2）的探测数据、地基观测数据以及先前学者提出的概念模型，于1983年提出了首个全面、综合的木星磁层等离子体环境模型DG1（又称DG83），可用于计算和表征木星冷热等离子体、极光电子以及辐射带粒子的分布情况，成为NASA在规划木星探测任务时的计算标准。欧洲航天局空间环境信息系统（Space Environment Information System，SPENVIS）也基于此模型计算木星轨道等离子体环境。2015年，Garrett等[7]结合最新的探测数据和理论研究成果，对模型进行了更新，推出了DG2模型，修复了DG1模型一些已知的错误，比如5～10Rj（木星半径）轨道上温度为2 eV的冷离子密度误差等，另外模型还针对Nascap-2K程序进行了适配，以实现利用Nascap-2K进行航天器充电水平估算的目的。

在极光注入等离子体研究方面，尽管朱诺（Juno）航天器已经到达木星并对木星极区展开探测，但是目前已经公开的文献主要基于太空望远镜的探测图像进行估算，其中比较有参考价值的为Ajello等[8]提出的关于木星极光发射和电子通量模型，模型中对电子通量进行了调整以匹配紫外光发射谱。

对木星等离子体环境的分析表明，木星极区为极光电子注入环境，与地球极区具有类似的等离子体环境分布，是木星航天器恶劣充电环境[9]。

1.1 极光区背景等离子体环境

HST紫外相机照片清晰地显示了木星南北极光区环境特征[1-2]，如图1所示，主要包括三部分：位于纬度60°以上的狭窄卵形极光环带、极盖上空广阔的漫射极光区和木卫一等卫星与木星强磁场间V×B感应电场作用下的极光尾迹。

图1 木星极光的HST紫外线图像Fig.1 HST UV images of the Jovian aurora

基于 Grodent等[1]、Renée等[2]和Garrett等[5，7]构建的木星等离子体环境模型，木星的背景等离子体可被粗分为三种类型：（1）冷等离子体，能量范围1～100 eV，存在木星的电离层、木卫一等离子体环、木卫一等离子体片等区域；（2）中等能量等离子体，能量范围0.1～100 keV；（3）高能辐射粒子环境，能量范围0.1～100 MeV。

木星冷等离子体特征为高密度（约3 000 cm-3）和低能量，成分主要为质子 H+与 O+、O++、S+、S++、S+++以及Na+等离子和e-；中等能量电子（5 keV）和质子（30 keV）的密度从20Rj的约5 cm-3到40Rj以外的约0.001 cm-3，随轨道高度增加呈指数衰减；高能辐射粒子主要位于木星的捕获辐射带内。

研究表明，木星极光区背景等离子体荷电粒子主要有麦克斯韦（Maxwellian）和卡帕（Kappa）两种分布类型。

（1）麦克斯韦分布

式中：v0：(2kT/m)1/2，m为粒子质量，T为粒子温度，k=1 000；vc为木星等离子体对流速度（向量）；v为观测点处的相对速度，km/s，需注意的是，对于冷等离子体而言，木星航天器相对于等离子体的相对流动速度为（v-vc）；Ni为数密度，cm-3，分别是e-、H+、O+、O++、S+、S++、S+++以及Na（+i=0，1，2，…，7）或e（-Warm）、H（+Warm）等粒子的数密度。

（2）Kappa分布

式中：E为离子能量；Nκ为e-、H+的 Kappa数密度，cm-3；mκ为e-、H+的Kappa质量；κ为Kappa值；E0为Kappa特征温度，eV；Γ为Kappa函数。

表1为木星DG1模型西经110°北纬70°及磁赤道等离子体片背景等离子体参数。

表1 木星西经110°北纬70°及磁赤道不同径向距离等离子体片背景等离子体参数Tab.1 Background plasma parameters at 70°latitude and 110°west longitude over Jupiter’s North Pole and in the Jovian equatorial plasma-sheet for different radial distances

表1中相关参数的定义为：Rj为以木星赤道半径为单位表征的径向距离；WLONG、LAT分别为木星坐标系中位置经度和纬度；Tpls为冷等离子体中电子和离子麦克斯韦分布温度；ρE、ρHC分别为冷等离子体中电子和质子（平衡）麦克斯韦分布数密度；ρO1、ρO2分别为冷等离子体中O+和O++麦克斯韦分布数密度；ρS1、ρS2、ρS3分别为冷等离子体中 S+、、S++和S+++麦克斯韦分布数密度；ρNA为冷等离子体Na+麦克斯韦分布数密度；VCNC为木星等离子体对流速度；ρEW、ρHW分别为热等离子体电子（1～100 keV）、质子（1～100 keV）麦克斯韦分布数密度；TEW、THW分别为热等离子体电子和质子麦克斯韦分布温度；ρEK、ρHK分别为热电子和质子Kappa分布数密度；TEK、THK分别为热电子和质子Kappa分布温度；AK、AH分别为热电子和质子Kappa分布值，无量纲。

从表1中可以看出，木星极光区背景等离子体中冷质子麦克斯韦分布数密度约为2～3 cm-3、温度约为46 eV（1.2Rj＜R＜ 2Rj）；热电子麦克斯韦分布温度约为1 keV（1.2Rj＜R＜25Rj）；热质子麦克斯韦分布温度约为30 keV（1.2Rj＜R＜25Rj）。此外，背景热等离子体电子或质子也可采用Kappa分布来表征。伽利略探测卫星探测结果也表明，木星极光区背景等离子体中较高能量电子、质子更符合Kappa分布[7]。

依据Voyager后期修正数据和新的Galileo观测数据，DG1模型作了相应的调整修正，即为DG2模型[7，10-11]，并计划引入Juno航天器的观测数据。研究者希望DG模型不仅可为各种木星等离子体环境和成分提供预测，同时也可为航天器设计和环境防护提供可靠依据。

1.2 极光区入射极光电子分布与通量评估

根据航天器轨道位置，追踪从航天器到木星极区表面磁力线，确定航天器处于木星极光区的电磁流中。在此基础上，依据Voyagers、Galileo、HST等观测数据[8]，就可评估航天器所在位置相对应的极光区入射极光电子通量[12]。

根据参考文献[8]，木星极光区入射极光电子微分通量主要有麦克斯韦和Kappa两种分布估算方式，并可通过调节特征能量和相关参数，实现估算通量与航天器观测结果基本一致。

表2～4为上述极光区入射极光电子麦克斯韦、Kappa分布参数。

表2 卵形主极光带入射电子麦克斯韦分布Tab.2 Maxwell distribution of incident electrons in the oval main polar light band

表2～4中相关参数定义为：ρE为卵形主极光带入射极光电子麦克斯韦分布数密度；TE为卵形主极光带入射极光电子麦克斯韦分布温度；ρEK为卵形主极光带（或漫射极光区）入射极光电子Kappa分布数密度；TEK为卵形主极光带（或漫射极光区）入射极光电子Kappa分布温度；κ为Kappa分布值。

依据表2～4[12]，当极光区卵形主极光带入射极光电子流表征为麦克斯韦分布时，其特征能量为25 keV，能量通量为Q=65×10-7J/（cm2·s-1）；同时，主极光带入射极光电子流也可表征为三类Kappa分布组合，其特征能量分别为600 eV、15 keV和30 keV，Kappa值分别为7、2.1和7，所对应的能量通量分别为Q=50×10-7J/（cm2·s-1）、Q=20×10-7J/（cm2·s-1）和Q=30×10-7J/（cm2·s-1）。

另外，除了卵形主极光带之外，在极光区还存在稍暗淡的漫射极光区。Bhattacharya等[13]依据Galileo EPD探测数据评估了漫射极光区电子通量，认为在木星赤道面半径为15～20Rj的等离子体分布可代表沿磁力线的粒子流分布；基于对赤道平面能量从10 keV～1 MeV电子的能量谱和投掷角分布，可假设EPD观测结果仅提供了木星极光区顶部实际通量的下限。基于EPD结果，Bhattacharya等[13]监测在半径15Rj处电子能量流高达Q=100×10-7J/（cm2·s-1），在半径25Rj处则降为Q=1×10-7～10×10-7J/（cm2·s-1）。

由于观测数据分辨率不足以确定损失锥（带电粒子在二磁镜之间运动时，其运动方向与磁力线交角小于某临界值）附近的电子通量，且观测也表明，实际上沿磁力线的电子通量可能成倍增加并达到峰值。依据Galileo EPD对“漫射极光区”电子通量的观测值，对于其“最恶劣”情形，电子能量通量可被认为是所观测数值的100倍[13]。

对于任意观测位置，Kappa分布可用于拟合上述EPD观测电子通量谱，表3拟合了主极光带热电子Kappa分布参数；表4拟合了漫射极光区相应的Kappa分布参数。

表3 卵形主极光带入射电子Kappa分布Tab.3 Kappa distribution of incident electrons in the oval main polar light band

表4 漫射极光区随径向距离变化的入射电子Kappa分布Tab.4 Kappa distribution of incident electrons in diffuse auroral region with radial distance

1.3 双麦克斯韦分布近似及其参数

采用SPIS（Spacecraft Plasma Interaction System）软件模拟计算时，过多的等离子体成分可能会导致软件崩溃[14]。基于理论和试验研究，一般认为，影响木星极轨航天器表面充电水平的成分主要为极光电子、背景等离子体中的热等离子体（热电子及高能质子）以及冷质子[14]。因此，在仿真计算、地面模拟试验评估航天器表面充电水平时，对于木星极轨等离子体环境，可以采用背景等离子体加极光电子的双麦克斯韦分布模型来近似。

表5为木星极轨等离子体环境双麦克斯韦分布参数。

表5 木星极轨等离子体环境双麦克斯韦分布参数Tab.5 Predicted double Maxwellian distribution parameters of Jupiter polar orbit plasma environment

其中：ρe1、ρe2为电子密度；Te1、Te2为电子温度；ρi1、ρi2为质子密度；Ti1、Ti2为质子温度。

2 航天器常用表面材料充放电效应地面模拟试验

2.1 木星航天器常用表面材料及其特性

木星航天器主体结构与太阳电池阵列玻璃盖片以及电池阵列基板与玻璃盖片之间是产生高差分电位的主要区域，一直是航天器充电效应研究关注的重点和典型代表。

以经典的航天器加太阳电池阵构型为研究对象。其中，太阳电池阵列表面为抗辐照掺铈玻璃盖片（Cerium Doped Reinforced Silicon-Dioxide，CERS），基板材料为碳纤维增强复合材料（Carbon Fibre-Reinforced Polymer，CFRP）；航天器表面材料有镀氧化铟锡（Indium Tin Oxide，ITO）的二次表面反射镜（Optical Solar Reflector，OSR），即ITO-OSR。这些材料是航天器常用的材料。

在以上材料中，CERS为半导体材料，CFRP为导体材料，ITO为导电涂层。图2为航天器常用表面材料的二次电子发射系数随入射电子能量的变化[15]。可以看出，二次电子发射系数值δCERS＞δITO＞δCFRP，二次电子发射系数越高，材料表面充电平衡电位越低。

图2 电子垂直入射时不同材料二次电子发射系数Fig.2 Secondary electron emission coefficients of different materials when electron incident vertically

2.2 充放电效应地面模拟试验方法

2.2.1 试验系统与试验样品

航天器常用表面材料充放电效应地面模拟试验系统如图3所示，利用兰州空间技术物理所的“空间等离子体充放电效应模拟设备”及其测试平台，电子枪发射电子模拟木星极光区高能入射极光电子，通过法拉第筒及微电流计监测电子束流的强度，利用Trek 341B非接触式电位计测试试验样品表面电位。

图3 木星航天器常用表面材料充放电效应地面模拟试验系统示意图Fig.3 Ground simulation test system for charge-discharge effect of common materials applied to Jupiter probe

ITO-OSR材料（OSR上表面镀ITO）充放电试验样品由40个40 mm×40 mm的ITO-OSR小片组成，ITO-OSR材料试验样品有效尺寸为200 mm×320 mm；CFRP材料充放电试验样品表面呈六边形蜂窝状，有效尺寸为200 mm×240 mm；CERS材料充放电试验样品由20个40 mm×40 mm的CERS小片组成，CERS材料试验样品有效尺寸为160 mm×160 mm。

2.2.2 电子枪试验参数

影响航天器表面充电水平的主要因素是极光区入射的极光电子流和背景等离子体环境中的热电子流，此外还有热质子和冷质子流。依据仿真与计算分析结果[14]，相对于入射高能极光电子流，木星极光区背景等离子体中的热电子束流对于常用材料的表面充电效应影响微弱。综合考虑质子束流的影响（通过调节高能电子束流来补偿和平衡），并覆盖可能的木星极光区“最恶劣”充电环境条件，试验采用25 keV电子束模拟木星极光区等离子体环境。

根据热平衡计算公式，电子的热平均速度为：

式中：k为布里兹曼常数，1.38×10-23J/K；me为电子质量，9.11×10-31kg；Te为电子温度。

电子在航天器表面单位时间、单位面积的碰撞个数依据式（4）：

式中：n为电子数密度。则航天器表面束流强度计算公式为：

式中：e为电子电量。

对上述等离子体环境中的电子及质子参数进行计算，影响最大的为25 keV极光电子。综合考虑质子束流和其他电子束流影响（通过调节高能电子束流进行补偿和平衡），并覆盖木星极区“最恶劣”充电环境条件，确定试验中电子枪主要参数为：

（1）电子特征能量：25 keV；

（2）电子束流强度：0.02～0.6 nA/cm2。

2.2.3 试验过程

采用电子枪模拟木星极光区等离子体环境，对样品进行辐照，每隔一定时间采用非接触式感应方法测量样品表面电位。测试期间，束流短暂被遮挡，但是电位变化较小不影响测试结果。

2.2.4 试验结果与讨论

ITO-OSR材料试验样品表面充电电位随电子束流强度变化如图4所示。ITO-OSR材料试验样品表面充电电位随时间变化如图5所示。

图4 ITO-OSR材料试验品表面充电电位随电子束流强度变化Fig.4 ITO-OSR material test sample surface charging potential changes with electron flow intensity

图5 ITO-OSR材料试验样品表面充电电位随时间变化Fig.5 ITO-OSR material test sample surface charging potential changes with charging time

图4、图5可以看出，随着电子束流强度提高，ITO-OSR材料试验样品表面充电电位升高（负电位）；对于一定的电子束流强度，随着充电时间延长，ITO-OSR材料试验样品表面充电电位提升速率明显减缓，并达到平衡电位；当电子束流强度继续提高，ITO-OSR材料试验样品表面充电电位可达到-24 440 V，接近电子束加速电压值。

图6为CFRP与ITO-OSR试验样品表面充电电位比较。

图6 CFRP与ITO-OSR材料试验样品表面充电电位比较Fig.6 Comparison of CFRP and ITO-OSR surface charging potential

从图6可以看出，相同的电子束流强度，CFRP材料与ITO-OSR材料试验样品的表面充电电位相差2 000 V以上，CFRP材料试验样品的表面充电负电位更高。如图7所示，相同的电子束流强度，比较航天器太阳帆板两侧常用的CFRP材料与CERS材料试验样品的表面充电电位，二者相差2 300 V以上。按照已有的试验数据分析[16]，多数静电放电发生在材料表面电压差1 000～3 000 V范围内。因此，木星航天器常用表面材料CFRP与ITO-OSR间、CFRP与CERS间均存在着静电放电风险。

图7 CFRP与CERS材料试验样品表面充电电位比较Fig.7 Comparison of CFRP and CERS surface charging potential

3 结论

（1）对木星环境的分析表明：木星南北极存在极光区，为极光电子注入等离子体环境，是木星航天器表面充电典型恶劣环境；木星极光区背景冷等离子体较符合麦克斯韦分布，而热等离子体较符合Kappa分布；木星极光区卵形主极光带入射极光电子微分通量可采用麦克斯韦和Kappa两种分布估算方式进行计算分析；漫射极光区入射极光电子符合Kappa分布，对于其“最恶劣”情形，电子能量通量可被认为是所观测数值的100倍；

（2）相对于极光区入射高能极光电子流，背景等离子体中的热电子束流对于常用材料的表面充电效应影响微弱；在仿真计算和地面模拟试验评估木星航天器表面充电水平时，可以采用背景等离子体加极光电子的双麦克斯韦分布模型来近似；充放电效应地面模拟试验研究通过计算和分析，采用电子枪产生电子模拟木星极光区的麦克斯韦分布极光电子流，试验条件为：特征能量25 keV，束流强度0.02～0.08 nA/cm2；

（3）试验结果表明：随着入射电子束流强度提高，木星航天器常用表面材料ITO-OSR、CFRP、CERS试验样品表面充电电位提升（负电位）；在一定的电子束流强度下，上述材料试验样品表面充电电位均可达到平衡值；在木星极光区环境条件下，航天器常用表面材料充电电位较高，CFRP与ITOOSR间、CFRP与CERS间电压差较大，局部电场高于放电阈值，存在静电放电风险。