原作者 LM-51D-YZ4D2

〔原标题：2023-2032十年行星科学旗舰级任务调研推荐方案之一〕

“为什么是海王星？”

太阳系有4颗类地行星和4颗类木行星。而类木行星又分为以木星，土星为一类的巨行星和以天王星和海王星为一类的冰巨星。天王星和海王星的大小更接近目前发现的类地行星的平均大小，是一种常见的类地行星。太阳系演化的普遍假设表明，外行星通过一个复杂的过程在塑造我们的太阳系时发挥了关键的作用，包括巨行星的轨道迁移；将星子散射到内太阳系和最外层的太阳系；向类地行星输送生命所必需的水和其他原料。然而，对冰巨星（天王星和海王星）的研究揭示了我们对基本行星形成过程的理解的局限性。模型预测冰巨星应该是罕见的，但系外行星的调查发现它们是相当常见的。研究所有巨行星的组成和内部结构提供一些见解。因此NASA认为，研究我们太阳系内的冰巨星可以提升人类对系外行星的认识。

Voyager-2在1989年8月31日离开海王星的时候拍摄的海王星和海卫一

在2013-2022年行星科学旗舰调研中推荐的四个方案——金星气候轨道器、开始启动MSR前期工作（MAX-C，后演化为M2020）、 天王星轨道器、木星-木卫二轨道器（现Europa Clipper）。因为观海政府时期经费紧缩的问题，最后只成型了俩（也就是M2020和EC），VCO降档加入NF级任务竞争，天王星轨道器没有进入起始阶段（关于其他的冰巨星任务会在后面介绍）。

对于2023-2032年的十年调研，OPAG（Outer Planets Assessment Group，由NASA于2004年末成立，旨在确定外太阳系探索的科学优先事项和路径）支持两项任务的新开始：使用大气探测器探测海王星或天王星（冰巨星）和海洋世界生命探测任务。

天王星确实是一个相对容易达到的地方——但海王星随后却占据了更大的优先级。实际上，OPAG认为虽然海王星和天王星系统都是十分有趣的科学目标，而对这两颗冰巨星的探索提供了同样令人信服的机会来解决冰巨星起源和过程问题。但它们之间存在着关键的差异。如果我们要把冰巨星理解为一类行星，那这两颗都必须被探索。然而，海王星的卫星海卫一作为被海王星捕获的一颗柯伊伯带天体，研究海卫一其不仅有助于提升对柯伊伯带天体，如海卫一的双生子天体冥王星的理解，而海卫一很可能在冰盖下存在一个海洋。如此有趣的世界使海卫一已经被确定为比任何天王星卫星更优先的海洋世界目标。虽然天王星的两颗卫星Ariel（天卫一）和Miranda（天卫五）认为可能也存在海洋，但它们俩都很小，显然没有仍然存在火山活动的海卫一有趣。因此海王星-海卫一任务成为冰巨星任务的首选。

在2023-2032年旗舰任务之前，探索海卫一的Trident任务曾经和IVO一起竞争Discovery-15/16两次任务，但比较遗憾的是败给了探索金星的VERITAS和DAVINCI+。如果被批准，Trident将在2025年10月25日由一枚Atlas V 401火箭（或者是Vulcan-Centaur VC2）发射送入一条地球1:1共振轨道，随后借助E-E-V-E-E-J（Io）-N（Triton）的序列在2038年6月28日以500km的高度擦过海卫一。随后进入柯伊伯带。

现在，约翰霍普金斯大学和APL提出了Neptune Odyssey来参与2023-2032年的十年调研，以使得航天器进入环绕海王星的轨道开展科学探索。

什么是Neptune Odyssey？它要研究哪些问题？

Neptune Odyssey任务概念是一个旗舰级任务，包括围绕海王星-海卫一系统运作的轨道飞行器和海王星大气探测器。这项大胆的探索任务将第一次通过环绕一颗冰巨星来研究这颗行星和它的星环、小型卫星、轨道环境以及接近行星大小的卫星。海卫一本身就是一颗海王星从柯伊伯带捕获的矮行星，也是在地质学上重新活跃的冥王星的双胞胎姐妹星球。Neptune Odyssey研究海王星的系统级科学，海王星、光环、卫星、空间环境和海卫一上拥有同样的优先级。

这艘类似卡西尼号的航天器将于2033年搭乘SLS或类似的运载火箭发射升空，通过为期16年的巡航以抵达海王星，并开展4年的主要科学研究任务（E阶段）。直射海王星的方案允许航天器在每年的窗口均可进行发射，并且如果在2032年前发射，一次木星重力助推（JGA）可以将巡航阶段缩短至12年。Neptune Odyssey将进入逆行海王星环绕轨道以匹配海卫一，每月提供海卫一的New-Horizons级科学数据，利用海卫一的引力调整航天器的轨道，并利用不同的飞掠以达到海卫一、海王星和附近空间环境中的一系列不同的位置。大气进入探测器将在NOI前部署，在约37分钟内下降到海王星大气层中，直到压力达到1MPa。Neptune Odyssey任务的结局将类似卡西尼号，航天器进入非常低近点的轨道——比海王星的星环更低，并最终进入海王星的大气层燃烧殆尽。

该任务将研究5个目标：

（1）冰巨星的内部和大气层是如何形成和演化的？

（2）是什么导致了海王星奇异的磁场？它的磁层和极光是如何形成的？

（3）海卫一是一个海洋世界吗？是什么产生了它的喷射羽流？它的大气层的特征是什么样的？

（4）海卫一的行星物理学和组成如何扩展我们对冥王星等矮行星的认识？

（5）海王星的星环、星弧（不完整的环）、气候和小卫星（其中一些来自柯伊伯带或原行星盘）之间的联系是什么？

约翰·霍普金斯大学和APL认为Neptune Odyssey的总任务成本（包括50%的余量）将低于34亿美元。Neptune Odyssey是一个NASA可以支持的任务，而无需等待技术的重大进步。SLS火箭与安装在8.4m整流罩中的一个半人马座上面级提供了每一年都可以将该航天器发射前往海王星的能力。航天器发射质量为3816kg，并使用三个NGRTG。JGA被认为是不需要的。如果NASA选择了像Neptune Odyssey这样的任务作为一个新的起点，而重型运载火箭还没有准备好，Falcon Heavy运载火箭可以通过搭载太阳能电推模块SEP提供相同的有效载荷质量。

从这一长期使命开始，保持知识和文化的连续性将是一个优先事项。沿途的观测（例如，对日球层、小行星和半人马小行星飞越边缘的立体观测，以及使用奥德赛的相机来回顾我们的太阳系）将保持兴趣，并为发现提供前所未有的机会。最后，为轨道飞行器和探测器配备专门为公众参与的摄像系统，将有助于与那些帮助进行太空探索的人——普通公众分享探索和发现的乐趣。

海王星的云带，由旅行者2号拍摄

17年TOF——入轨海王星

对于Neptune Odyssey任务，任务团队评估了一些方案。比如使用E-E-J-N或者E-E-E-J-N的多次弹射方案。使用E-E-J-N方案发射Neptune Odyssey需要约23km²/s²的C3，而E-E-E-J-N只需要不到3km²/s²的C3。大部分商业火箭可以提供此速度的发射，无论是Vulcan-Centaur 562还是Falcon Heavy。说不定那个时候New Glenn也成熟了。

但代价显而易见。E-E-J-N需要约2km/s的速度增量以在NOI阶段刹入环海王星轨道。E-E-E-J-N更甚——某些窗口需要3km/s的速度增量。这些方案需要在内太阳系消耗更多的时间，如E-E-J-N将进入一条2周年轨道，在2年后借助地球弹射前往木星，随后借助木星引力加速飞往海王星。这两种轨道设计需要Neptune Odyssey航天器使用SEP+化学推进的方案。考虑到NGRTG的功率随着时间消耗而降低，Neptune Odyssey的总TOF限定在了240个月（E阶段结束）。而海王星转移飞行时间被控制在17年内，这样意味着如果在内太阳系消耗过多的时间，则SEP需要将航天器加速得更快以在TNO阶段补偿在内太阳系的消耗。这势必导致航天器在抵达海王星时速度偏高。此时航天器距离太阳约30天文单位，SEP模块早已成为了被抛弃的载荷，这样，化学推力器将成为提供如此巨大速度增量的唯一来源。对于额外的2km/s速度增量需求，Neptune Odyssey需要添加额外约3000kg的推进剂以提供这巨大的速度变化需求，加上SEP模块，Neptune Odyssey的发射质量逼近10吨级。对于一个冰巨星版卡西尼来说这个质量太大了。当然你可以说使用核能驱动电推，但没指望在2033年就有成熟的NEP（即使有，成本也会高到不可承受），只能使用REP，那就是个海王星版Persephone，脑子正常一点的国会都不会给这个方案投票的，一次性消耗10台NGRTG的玩意。

借助多重地球弹射方案另一方面的问题在于：现有的商业运载火箭中，只有Falcon Heavy拥有较大的余量以发射E-E-E-J-N或者E-E-J-N弹道，但Neptune Odyssey航天器十分庞大，几乎占满了现在的13m整流罩，SEP和NOI需要的更多燃料几乎无处添加，需要借助新的20m整流罩。Neptune Odyssey项目组认为这个方案也值得考虑。但最后SEP方案因为航天器过于复杂而被放弃。

不同运载火箭的运力曲线与几种轨道方案需求的对比（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

可选的方案是，一发SLS Block2发射Neptune Odyssey至102km²/s²的C3，借助木星的引力加速以抵达海王星。更为疯狂的想法——也是Neptune Odyssey的首选方案：SLS Block2加上一个kickstage，直接将航天器以160km²/s²的C3送入奔赴海王星的轨道（TNI）。一般我们见过的kickstage，如发射VGR77时使用的Star-37，发射SPP+时使用的Star-48BV，都是小小的一个固体火箭。而在Neptune Odyssey任务中，kickstage是一个使用单台RL-10C的Centaur III上面级，也被称为单发半人马座上面级SEC。SEC将在EUS关机后进行最后一程加速，以将航天器送入预定的TNO。

直接转移的运载能力和借助JGA的发送往海王星轨道的运载能力（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

目前建议的方案就是使用SLS Block2+SEC，在2033年直接将Neptune Odyssey送入海王星转移轨道。因为比较好的JGA窗口在2030-2031年左右，而在2033年木星的位置不适合借助木星加速前往海王星。另一方面选择2033年窗口在于这个窗口相比前后几年，是SLS Block2+SEC前往海王星运载能力最低的时候，如果航天器瞄准这个窗口出发，则在其他的窗口可以获取更高的任务余量。直接TNI的另一个优势在于每年都拥有发射窗口，而不需要像那些多次借助行星弹射的任务一样苦苦等待机会，或者在错过窗口后被迫修改接力飞行序列。（说你呢，JUICE）每个TNI窗口拥有约18次发射机会。

BOLE助推器赋予了SLS Block2超过46吨的奔月能力。而加上SEC后，在2033年窗口SLS Block2+SEC足够将约4852kg（包括PAF）的载荷注入TNO。并以约6.5km/s的相对速度抵达海王星。为扩大运载器可抵达窗口的包线，Neptune Odyssey在任务中引入了一次“平面改变机动”（BPM），以增加SLS火箭发射的裕度。

2033年5月31日，SLS Block2火箭从卡纳拉维拉尔角的肯尼迪太空中心LC-39B发射升空。进入一条绕地的停泊轨道，稍微滑行后开始TNI。EUS和SEC将总计向航天器提供8631.332m/s的速度增量，将Neptune Odyssey加速至148.3km²/s²的C3，送入一条偏心率达到0.97的大椭圆日心轨道。2036年11月12日，Neptune Odyssey执行BPM，此时航天器已经距离太阳超过7个天文单位。一次245.282m/s的BPM一方面对航天器的轨道平面进行约0.5 的翻转，另一方面同时抬升轨道的近日点和远日点，降低NOI需求的速度增量。

航天器的海王星转移阶段及BPM执行位置（应该没人看不懂吧）

类似伽利略号的操作，在BPM完成后，Neptune Odyssey处于一条撞击海王星的轨道上。一般中间会进行几次中段轨道修正（TCM）。随后航天器转入休眠。下一个主动作是抵达海王星前30天，也就是2049年5月4日进行的SEP ，即分离海王星大气探测器。在SEP后15天，航天器会执行一次转向机动（DM），DM消耗约15.089m/s的速度增量，将海王星近点提升至约2000km，并且将近点通过时间滞后1小时。这样在进入器经过37min的海王星大气进入后，数据可以完整的传输给主航天器。

在Entry前，主航天器和进入器建立通信连接（Link）。当进入器被海王星底层大气压碎后，航天器开始转向指向轨道反向准备点火执行NOI。2049年6月3日，经过16年的航行后，NOI执行。946.242m/s的速度增量使Neptune Odyssey航天器进入一个近点2000km，远点约7000000km，周期为213.5个地球日的一条大椭圆逆行海王星环绕轨道。106.7天后航天器运行至远点，随后在2049年9月18日进行的近点抬升机动（PRM）将周期提升至312个地球日，以在2050年2月21日进行第一次海卫一交会，相对速度3.72km/s。至此，Neptune Odyssey航天器完成了其巡航阶段，开始一场与海卫一交会46次的翻飞之舞。

46次海卫一飞掠与成像

海卫一之旅包括46次最低250km的海卫一飞越。使用类似卡西尼号的轨道，Neptune Odyssey不会直接刹入环绕海卫一的轨道，而是借助海卫一飞掠来进入多圈共振轨道，并随后通过一次小的变轨来调整海卫一下一次飞掠的近点。以这种方式进行的多次飞越产生的轨道提供了海卫一的近全球覆盖，和同时研究海王星和海卫一的机会。同时航天器保持在围绕海王星的轨道上，而不需要捕获到围绕海卫一的轨道上。

Neptune Odyssey的海卫一飞掠轨迹（RN为海王星半径）

海卫一之旅共分为5个阶段。第一阶段被称为“快速下降”（Pump-Down）阶段。通过数次最近距离为641km的海卫一飞掠以降低环绕海王星轨道的周期，同时为后续的海卫一飞掠建立轨道周期共振。第二阶段，Neptune Odyssey建立海卫一的1:4或1:5共振，以绘制海卫一面朝海王星半球的图像。第三阶段时通过一次机动，将航天器调整到海卫一背对海王星的半球。第四阶段时航天器通过建立10次飞掠机动以通过一系列1:4和1:5的共振轨道，完成对海卫一背对海王星半球的绘制。第五阶段时Neptune Odyssey通过20次飞掠使航天器的近点进一步下降，接近海王星环，并通过最后6次飞掠使得航天器的近点最后置于海王星大气内，使Neptune Odyssey最后如同Cassini一样坠入大气层烧毁。

这一阶段预计消耗50.136m/s的速度增量。在此阶段，航天器也会对海王星的空间环境、星环、小卫星等开展研究。

Neptune Odyssey的海卫一飞掠光照图（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

黄色三角为近点，不同的光照条件由不同的颜色标示，南半球的图像来自于旅行者2号。

Neptune Odyssey的海卫一飞掠高程图（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

黄色三角为近点，不同高度由不同的颜色标示，南半球的图像来自于旅行者2号。

Neptune Odyssey的总体设计

重3816kg的航天器将由SLS Block2+SEC直接送入TNO。对于C3=154km²/s²，强大的SLS足以提供4958kg运载能力，扣除106kg的PAF（MEV）和分离系统（MPV），还剩4852kg。余量27.15%。Neptune Odyssey装填1948kg的推进剂（MEV），航天器的干重为1868kg（MEV）/2904kg（MPV）。

[总体结构]

航天器本体为八边形，由铝蜂窝夹层版组成，内置3个推进剂储箱，仪器设备和NGRTG围绕着柱状平台布置，上部安装一个八边形电子设备平台和天线，下部安装推力器设备。航天器最小需求包络4.56m，高度6.96m。轨道飞行器的+Y方向定义为“低点方向”（即向下）， X方向定义为“冲击方向”（即向前）。直径2.6m的海王星进入器器安装在轨道器的相对最低点侧（ Y侧），带有一个驱动器，使进入器在与轨道器分离时进入自旋稳定。一个UHF波段的偶极天线用于在探测器与轨道器分离后与探测器通信。

航天器上有14种仪器，其中7个安装在低点方向界面上。一个单轴平台为成像仪器提供了 30 的摆动范围。而另外一套双轴平台组件使红外辐射计绕Z轴的运动范围为 30 ，围绕Y轴的运动范围为 90 。两个磁强计安装在一个10.5m长的可展开悬臂上。4个ACS推力器组通过复材支架被架设在航天器之外。

Neptune Odyssey的航天器总体结构（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

[推进系统]

Neptune Odyssey使用肼（N2H4）和四氧化二氮（NTO）双组元推进剂。其中轨控推力器为2台双模式HiPAT推力器，具备445N（100lbf）和645N（150lbf）两个推力工作模式，真空比冲为326秒。HiPAT推力器将由Aerojet-Rocketdyne提供，HiPAT推力器是飞行允许状态，但并没有经历过实际飞行，所以可能会增加一个推力标定阶段以验证推力器能否满足需求。还可能携带由Aerojet-Rocketdyne提供的MR-106E 22N推力器作为副推进器[文献中仅提到1次22N推力器，可能尚未确定是否添加]。这些轨控推力器将提供约2268m/s的速度增量，航天器还配置有4个姿态控制系统（ACS）推力器组，总计16台由Aerojet-Rocketdyne提供的MR-111C/G 4.4N（1lbf）推力器，不过也可能使用Nammo公司的Leros-1B或Moon-Isp公司的MONARC-5推力器。这些ACS推力器使用单组元肼。

肼储存在一个1252L的钛储箱中，NTO储存在一个604L的钛储箱中，总计为1948kg（包括1776kg的CBE和15%余量）。两个储箱都需要定制的推进剂管理装置（PMD），以确保储箱中流出的推进剂中不含气泡。航天器推进系统的最大预期运作压力（MEOP）为250psi（1.72MPa）。用于进行储箱加压的氦气将以4500psi（31.03MPa）的MEOP存储在一个定制的复合材料缠绕钛制储罐中。一套压力调节器用于确保推进剂储箱和下游管线中的压力在适当值。此外，设计使用单独的止回阀、止回阀、锁止阀和串联冗余压力调节器，以防止燃烧剂和氧化剂回流至共用的增压储箱。用于监测和控制推进剂和增压剂流量的部件将选择那些在APL和其他航天器上经过大量飞行验证的零件。

推进分系统结构组成（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

推进分系统将作为一个完整的系统由一个经过系统飞行验证的供应商提供，并且集成到APL提供的航天器结构中。推进系统供应商将在航天器集成与测试（I&T）开始前30个月签订合同，以确保推进系统团队和航天器机械设计团队之间的最佳沟通。该计划表表还需要有足够的时间设计和制造PMD。主航天器结构和储罐将在I&T开始前6个月交付给推进系统供应商。

[数传系统]

Neptune Odyssey作为人类有史以来飞行最远的环绕器项目（虽然Persephone表示如果我选上了你啥也不是），所以其配置了1台直径4m的抛物面高增益天线（HGA），以及三个LGA、三个MGA。HGA的设计类似EC的HGA；而三个LGA中一个专门用于在海王星大气探测器进入中通过UHF链路接受大气探测器的数据。

航天器的信号发射系统有完全的冗余，包括发射机、射频电缆和交换机都具有备份，并且携带有两个USO。这两个USO都将在激活的交叉连接配置中运行，并将在整个任务阶段保持运作，为无线电科学和通信提供精确的授时。Neptune Odyssey将在Ka和X波段上进行对地通信，其中Ka波段传递数据，X波段传递航天器操作指令。Ka波段的数据传输将通过一个80W的发射器进行，而X波段的传输将通过一个12.5W的发射器进行。航天器将与DSN的34m天线进行通信。在海王星，航天器的Ka波段下行链路将达到29kbps的对地码速率。因此在DSN的一座天线对海王星可见的8小时窗口内，可以传输约800Mb的数据。航天器内置可存储256Gb数据的硬盘，最大数据写入速率和输出速率均设计 2Mbps。

航天器的X波段上下行通信系统（谁特么爱翻译自己翻译去吧）

APL估计了在假设无数据压缩、低端数据压缩（压缩系数为2-5）和高端数据压缩（压缩系数为10-20）时，整个任务将产生的科学数据总量。对于20圈科学轨道产生的总数据在三种模式下分别为1.07 10^12字节、6.01 10^11字节和4.28 10^11字节。

整个任务阶段的总数据量（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

[导航、制导与控制（GNC）]

Neptune Odyssey使用一个三轴稳定平台，满足了科学研究、导航、通信和推进的所有需求。所有使用的GNC组件都是具有多个可选择供应商的货架产品组装（COTS）。航天器在海王星轨道运作期间，GNC将保持仪器平台指向表面（无论海王星还是海卫一），并通过仪器平台的万向节控制指向偏离方向和角度。固定在航天器本体上的HGA将指向地球，进行科学数据下行。由于航天器的整体尺寸偏大，动量轮提供敏捷指向性将非常有限，所以较大程度的姿态变化将通过ACS推进器来完成。动量轮将用于精细的指向控制和为最敏感的测量减少航天器平台的振动。航天器主要的三轴姿态控制由4个COTS的Rockwell-Collins RSI68-75/60动量轮提供，类似于STEREO和Messenger上使用的那些动量轮（但具有更大的惯性轮），每个动量轮都能够提供68N·m的角动量存储容量和75mN·m的输出扭矩（需求为50N·m的角动量存储容量和60mN·m的输出扭矩），足以使平台产生9 /s的转动速率，并且提供0.029 的指向感知能力和0.011 的指向控制能力。四个动量轮布置在所有三个轴上以提供冗余的扭矩和动量存储能力。反应轮的尺寸将在未来进一步增加，但受到系统质量和航天器功率的限制。当进行TCM时，GNC还将控制ACS推进器的操作，或操作ACS推力器进行动量轮卸载。

Neptune Odyssey在正常飞行时使用星敏感器，而进入安全模式后则使用太阳敏感器。APL选择了3个Leonardo AA-STR星敏感器，每个星敏感器提供航天器准确度优于53μrad（3ms）的视场轴向惯性指向精度，并且互相作为冗余。AA-STR星敏感器现在正在SPP+上运作，其较早的版本A-STR则用于Messenger、STEREO和NHPC。三个AA-STR星敏感器具备互相垂直的视场（FOV）以尽量减少太阳、海王星或者其他天体对星敏感器的影响。由诺格提供的S-SIRU惯性测量组件，包括互相垂直的加速度计和陀螺仪，以提供航天器三轴滚动的速率、传输航天器姿态数据、并在TCM时提供加速度数据。如果星敏感器暂时不可用（例如在TCM或较高速调姿期间），S-SIRU数据也可以用于在有限的时间内记录姿态变化。Adcole数字太阳方面探测器（DSAD）用于航天器安全模式下的定向，如太阳相对指向和指向地球通信。DSAD的冗余包括两个电子设施箱和两个敏感器，每个敏感器都有一个64 64 的FOV。DSAD类似于那些在Messenger或是NHPC上使用的设备，并利用不同增益切换来适应不同任务的动态需求。

[电子设备与软件]

轨道器的电子设备采用具备冗余的交叉接口。电子设备主要分为三部分：集成电路模块（IEM），遥控交互模块（RIU）和推进二极管设备箱（PDB）。这种组成与以前的APL航天器相同。它将利用SPP+和EC使用的硬件。命令和数据处理（C&DH）、GNC和航天器故障保护功能将在单个加强的防辐射四核GR740处理器中执行。一个处于冷冗余的处理器和固态记录器（SSR）将作为备份。冗余处理器可以根据需要置于热待机状态。电子设备模式控制器将持续监测单板计算机（SBC）和SSR系统的状态和健康状况，并在必要时切换或改变设备的状态。SSR将通过堆叠4个2Gbit闪存来形成16个8Gbit存储器库。该设计利用了为SPP+任务开发的现有技术。

Neptune Odyssey的飞行软件（FSW）是基于多个APL任务中成功验证的软件研发的，包括最新的SPP+。FSW使用了一个分层的体系结构来将功能封装到多个不同的应用程序中。这确保了飞行软件是可以自行管理，并且易于维护的。

[热控系统]

Neptune Odyssey轨道器的热控适应了航天器距离太阳的范围。在发射、巡航和科学任务阶段提供对航天器本体和仪器的温度控制。科学仪器、HGA和海王星大气进入器与电子设备舱和推进模块实行隔热。电子设备舱使用与NHPC相同的补偿加热器方法。通过给加热器供电，以将模块内的温度几乎保持恒定。百叶窗提供了在太阳距离增加、外部光照减弱和内部散热变化期间对电子设备模块温度的被动控制。使用多层隔热毯（MLI）覆盖航天器表面以隔离这些热环境变化。

NGRTG通过安装在拥有大的散热范围的位置，通过鳍片散热器排出余热。由NGRTG产生的部分余热通过导热管加热推进剂和推进系统。一旦热量转移到NGRTG的支架底部，它就通过垂直和横向恒导热管（CCHP）以围绕推进模块输送进行散热。推进剂储罐和推进模块面板都覆盖在MLI上，通过创造一个“保温瓶”环境，以保持推进剂储罐的温度并减少热量梯度。

[能源系统]

航天器电力控制系统（EPS）包括供电系统、功率分配系统和配电系统。

供电系统使用3台NGRTG，这是现在使用的MMRTG的下一代。3台NGRTG在刚装填总计28.8kg钚-239燃料块的时候可以提供1600W电功率。假如燃料块在射前2年装填，则在任务结束时预期还能提供约1011W电功率（后文表格为是发射时提供1087W电功率，任务进行至第21年时提供727W电功率，这个数据可能更贴近NGRTG Blk1的性能，而前文数据需要NGRTG Blk2）。I&T阶段中测试会使用热电偶模拟RTG的热能，而不是使用实际的NGRTG。显然在海王星附近航天器根本得不到啥太阳辐射加热，因此航天器会使用NGRTG的废热以对航天器进行加热。NGRTG作为NHPC任务使用的MMRTG的升级版，在2028年被认为已经达到“准备好”，即TRL=8。每个NGRTG配置有16个GPHS-RTG模块，每个GPHS-RTG模块配置4个核燃料块。总计192个。

报告中对钚-238产量的估计（翻译:LM-51D-YZ4D2.）

功率分配系统将NGRTG输出的功率由一个线性顺序分流系统调节，具有VAP和NHPC的设计传统。分流调节器使用容错的三级投票控制回路提供总线的电压控制，以确保在所有情况下都保持对电力系统的控制。分流调节器实现了一种线性顺序结构，可以在任何单级故障时运行，并包括与航天器电子设备的冗余通信接口。多余的RTG功率在两组分流电阻中消散。通过调节外部分流器的电流大小可以消除BOM和EOM时RTG之间的功率差异。这使得保温瓶内部的耗散在整个任务过程中几乎保持不变。

配电系统的电力分配能力是由块状冗余功率开关单元（PSU）提供的，它在概念和结构上类似于以前的许多任务，包括VAP、SPP+、EC等任务。PSU的切换能力分为安全模式和非安全模式；航天器配置有多个抑制器防止安全模式被意外激活。当不使用时，安全服务也可以断电，以节省电力。由于PSU块是冗余的，所以只包含一个指令和遥测接口。如有必要，可以添加一个冗余的接口，使每个PSU都可以与冗余的电子设备进行通信。

飞行最远的降落伞

从Neptune Odyssey上解锁时，海王星大气进入器通过3组滑轨使进入器开始旋转，以此在接下来的30天飞行中保持自旋稳定。

Neptune Odyssey海王星大气进入器整体上继承了Gailieo木星进入器

分离后30天，进入器以 17.8 进入路径角进入海王星大气层。进入（Entry,EI）为海王星进入探测的第一个关键时间点，此时航天器处于距离海王星核心25764km，相对行星速率26.26km/s，约海王星基准高度1085km（注：巨行星的基准高度取大气压力为1bar，也就是100kPa的位置），计此时为时间零点（t=0）。进入器达到最大加速度预计为156g（1483m/s²），峰值热流密度达到5470W/cm²。这个数值在预期的极端进入环境热防护材料技术（HEEET）热防护系统（TPS）的耐受能力中。

经过213秒的减速，进入减速至亚音速，并且借助空气阻力完成解旋。一个直径2.5m的初级降落伞将被弹射出去并且部署（PD），此时高度43km，马赫数0.8。大气压力6.5kPa。继续下降至EI+228s，也就是PD+15s，在39.6km高度进入器隔热罩大底被分离（HS）。马赫数0.44，大气压力8.2kPa。

一级盘-缝-带降落伞试验

初级减速伞为航天器提供了足够的减速能力，但由于电量有限，慢慢下降显然是不能接受的。所以在隔热大底离进入器足够远时，TPS的后底带着第一个降落伞被向上弹射，进入探测器主体带着直径1.5m的二级降落伞开始下降。该动作在EI+258s，35km高度进行。此时马赫数0.3，大气压力11.6kPa。二级伞在0.2马赫数时完全展开，以使下降加快10min。由于二级伞比较小，在这个动作执行时，一级伞带着后底会以正速率远离继续下降的二级伞和进入探测器。

二级降落伞试验

EI开始后约5min，进入探测器开始向轨道器上行科学数据。二级伞在EI+609s的时候抵达约100kPa的位置，也就是0km。进入任务预期在EI+37min，压力达到1MPa时主任务阶段结束。如果探测器足以支持压力，数据中继将持续至EI+60min，随后轨道器将转向进行NOI。这个时候进入器处于2.2MPa的气压环境，最后进入探测器将被大气压力压爆。

海王星大气探测器进入阶段各关键动作节点（翻译: LM-51D-YZ4D2.）

进入器重273.2kg（MEV,包括30%的预留余量）。超过一半的质量是热防护组件（TPS）和气动减速系统。进入探测器本体包裹在TPS壳体内，而一些为了建立海王星大气EDL模型的传感器嵌入在TPS表面，用于获取进入器的当地环境。

进入器大底是一个直径1.26m，45 的球锥体，继承了此前用于金星和木星EDL（先驱者13和伽利略号）类似的设计。并在EDL段显示了较高的静态稳定性。选择了0.4m的球头直径来限制停滞在驻点上的峰值热流，从而减少所需的TPS厚度和质量。进入器弹道系数为220kg/m²。进入器内通过配置同位素加热器单元（RHU）以维持进入器内的温度，降低电加热的需求。

海王星大气进入器的外形

在巡航期间，进入器的导航计算机和个别设备可以使用轨道器提供的电力进行检查和系统更新，然而大多数探测器的电子设备巡航阶段是不加电的。进入器的电源为两组亚硫酰氯化锂的一次性电池。第一组电池为10个SAFTLS33600，工作电压3.4V，为低功率定时器提供电能。第二组电池为48个SAFTLSH20，工作电压26V，将在EDL过程中为进入探测器提供电能，提供的平均功率为144W(CBE)，为所有电子设备提供能源。主电池在巡航期间的所有其他阶段都保持关闭状态。这两组电池都可以提供进入器在不同阶段所需的能源并且包括30%的余量，并包括每年2%的容量衰减。需要更多的工作来证明电池能够满足所需的长存储寿命。

从轨道器分离的动作会触发一组带有冗余的低功率计时器，并且第一组电池会开始供电，在30天的飞行后，EI开始前计时器触发，第二组电池开始向进入器供电，并根据预期进入大气层的时间控制向不同设备供电的顺序。需要预热的仪器在进入前提前进行加点，如风速测量装置。在暴露于大气前需要校准测量的仪器会在TPS分离前加电。加速度计和工程科学数据会在进入和高g减速中被记录下来。一旦进入探测器与TPS完全分离，仪器就开始收集大气中科学数据，然后通过UHF链路上行到轨道器。

探测器通过两个独立的10W SSPA以在下降过程中向轨道器进行单向数据中继。进入探测器使用两个单极天线发送信号。

进入器的结构与设备布局（翻译：LM-51D-YZ4D2.）

TPS包括防热大底和背罩，防热大底将使用3D打印的双层HEEET。但对进入器的进入环境预估中动压将达到6.2atm（约628kPa，此时热流密度为1560W/cm²），超出HEEET实验中的5.4atm（热流密度为3600W/cm²），虽然HEEET在14atm，1000W/cm²的测试环境中没有出现失效，但是APL认为仍然需要对HEEET进行更多测试。

CFD模拟预测进入器头部的峰值热流密度高达5470W/cm²（动压1.7atm）。虽然这个参数在HEEET的预期性能范围内，但迄今为止进行的最高对流热测试是3600W/cm²。虽然HEEET在通过激光加热达到高达8000W/cm²的环境下（动压0）显示出良好的性能，但需要进行额外的热流测试，以确定更高热流下的HEEET是否满足需求，或进行更多的分析和引入余量，以实现所要求的TRL=6。鉴于HEEET的制造交付周期较长，至少需要2年来采购原料、生产HEEET材料和进行所需的测试。HEEET在进入中将被烧蚀1.48cm，而热量隔断层厚度为1.0cm，总质量为43.3kg。

对于背罩TPS，酚醛浸渍碳烧蚀材料（PICA）的选择则较为保守，假设环境下峰值热流密度为400W/cm²，最大动压为0.64atm。结果显示，PICA需要的厚度为1.94cm，质量为9kg。

科学使命与搭载仪器

[科学使命]

在前文提及了Neptune Odyssey轨道器将研究的五大问题：

冰巨星的内部和大气层是如何形成和演化的？

是什么导致了海王星奇异的磁场？它的磁层和极光是如何形成的？

海卫一是一个海洋世界吗？是什么产生了它的喷射羽流？它的大气层的特征是什么样的？

海卫一的行星物理学和组成如何扩展我们对冥王星等矮行星的认识？

海王星的星环、星弧（不完整的环）、气候和小卫星（其中一些来自柯伊伯带或原行星盘）之间的联系是什么？

这五个问题将分别简称为：起源、磁场、海洋世界、对比行星天文学、卫星与星环系统。

科学仪器对Neptune Odyssey的主要研究起到的作用（翻译：LM-51D-YZ4D2.）

起源：海王星(冰巨星和系外行星）的起源

冰巨行星的内部和大气层的特征是什么？它们是如何形成和演化的？

Neptune Odyssey任务对海王星的探索将解决首要目标，以了解行星的起源和它是如何进化的，并将其与其他行星类型的背景下。我们已经确定了与海王星本身及其磁性现象有关的六个科学目标

海王星在太阳系的何处、何时以及是如何形成和迁移的？

理解海王星形成机理的唯一测量方法是开展测量稀有气体的体积丰度及其同位素的比值，以及氢、氧、碳和氮的同位素比值。Neptune Odyssey将通过质谱仪测量实现这一点，该测量来自海王星大气进入器，足以使质谱仪，氦丰度探测仪和正氢-仲氢探测器一直工作到大气压力增加到10bar。此外，Neptune Odyssey将进行重力和磁场测量，以确定其海王星内部密度和结构，以及其磁场产生发电机机制的位置和性质，为其目前的海王星内部结构模型建立提供线索——这限制了当前对海王星内部模型的建立。同样，海王星的全球能量平衡对于理解其内部结构的变化也至关重要。

是什么过程支配着冰巨星的动力学、化学和进化？

海王星的热演化过程对于理解海王星的整体演化过程，以及内部和大气流动的驱动因素至关重要。Neptune Odyssey的可见波长摄像机和热红外辐射计将确定当前海王星释放的内部热量，雨水对碳的冲洗和大气对流等过程。海王星的发电机机理将在低轨道环绕飞行期间被详细的勾勒和描述。同样的仪器也可以在海王星局部绘制出阳光带来的热能沉积的位置和内能被释放的位置，以确定海王星内部的动力学如何分配入射和流出的能量。强对流和子午线环流模式也说明了内部动力学将如何分配能量。通过使用可见光和近红外相机跟踪海王星大气中的云层。使用微波测深器和红外光谱仪探测冷凝或不平衡气体的分布，或从磁强计测量磁场的长期变化。海王星附近的重力测量也将确定风带深度，以及研究它们是否与发电机相互作用。该行星的内部自转速率将主要通过无线电波探测器进行细化，Neptune Odyssey还将寻找极光和闪电的痕迹。

海王星表现出各种类型的可观测的变化。这些变化的时间尺度从几小时到几十年不等，这些变化表现为，例如，区域风速、云/霾分布、可凝结物质的气体丰度、以及著名的风暴“大黑斑”的形成和耗散机理。为了了解驱动当今观测到的现象的各种过程的作用（例如，云层微物理、积云对流、大气湍流、辐射传输、光化学、日照的季节性变化），Neptune Odyssey轨道器配备了一套遥感仪器。摄像机将记录云和雾的全球分布，以通过辐射传输模型确定它们的垂直分层。云跟踪测量将揭示湍流的风场。紫外、可见光、红外光谱仪和微波辐射计将确定各种化学物质的三维分布，如不平衡物质，以推断子午线循环和垂直混合。

Neptune Odyssey的一套遥感光谱仪将通过确定平流层和对流层中各种物种的丰度和分布，以及确定温度剖面，提供关于可观测大气的组成和化学成分的信息。这些信息不仅提供了关于环流模式的线索，而且还提供了来自环环或星际环境的潜在物质注入，并通过化学模拟提供了行星的整体组成。大气探测器为这里讨论的所有“过程”测量提供了地面真相，尽管它的测量只在大气中的一个点进行。它对温度、成分、净通量、风和氢正对比的测定为所有遥感观测提供了验证和校准点。在60+年的行星探索中，只有一个巨行星进入探测任务实施。我们将把这个数字增加一倍，并且使用比上世纪70年代在木星上的伽利略探测器所使用的技术更强大的仪器。

冰巨星与气态巨星和超级地球有何区别？

通过了解海王星的形成和演化，以及当今演进的过程，我们能够深入了解我们自己的（太阳系）和其他行星系统。例如，确定关键的物理过程，如行星迁移和厚氢-氦大气中的潮湿对流等，并不仅仅源于对地球的研究。通过将海王星作为一个天然的实验室实验室，我们将了解，并能够更好地描述那些在我们的太阳系中可能不存在的行星类型（例如，超级地球和亚海王星）

超级地球（Euper-Earths）

磁场：海王星的奇异磁场和磁层变化过程

海王星的多极固有磁场在任何轴上都没有明显的对称性，目前还没有关于海王星磁场长期变化的信息。虽然对流驱动的发电机机理被广泛认为是该磁场的来源，但它非偶极和非轴对称的根本原因仍然不清楚。海王星的磁层是复杂的，具有显著的非偶极贡献，倾斜，并偏离行星的中心。这些特性加上海王星相对快速的旋转周期，导致了在日际变化和季节的时间尺度上磁场会储箱很大的变化。特别的，这种动态检验了许多理解行星磁场球体的规则。让海王星的情况更加有趣是其类似矮行星的卫星海卫一的存在，这是一颗比冥王星略大的卫星，大气发生频繁的碰撞和交互，可能是一个活跃的海洋世界。Neptune Odyssey对海王星极光的研究和绘制其磁场对于理解海王星系统的关键过程至关重要，包括通过研究其极光活动和磁场探测技术来研究其相互作用，以及海卫一是否包含一个地下海洋。

海王星固有磁场的分布是怎么样的？发电机是如何运作的？

对沿10.5m吊臂安装的磁强计将对海王星的磁场进行连续的矢量测量，其具有足够的时间分辨率和灵敏度来探测海王星和海卫一的内部结构，还将研究磁层电流和内部动力学。Neptune Odyssey旨在提供海王星的磁环境模型，并将提供第一个冰巨星发电机机理和磁层的详细配置。为了确定发电机机理的运作位置和对流动力学，还必须研究发电机机理的本体组成、内部结构、整体能量平衡、内部环流和内部能量通量。

海王星的磁层电流系统如何分布的？

磁层研究受益于行星的大偶极子倾斜和快速旋转，这使得一艘在给定的轨道平面上的航天器可以在一天的时间尺度上对大范围的磁纬进行采样。在E阶段任务期间，Neptune Odyssey轨道的进动使航天器能够全面覆盖所有的磁场的“地方时”，有多个机会研究海王星面向太阳一侧的磁层-太阳风耦合和夜侧磁尾的等离子体输运过程。

等离子体在海王星磁层中是如何产生、输运和消失的？海王星能发展和维持重要的辐射带吗？是什么驱动了极光产生？

海王星的磁层被观测到含有重离子，这些重离子可能是来自海卫一的氮——可能来自海卫一的中性环面。然而考虑到系统的明显静止状态，这个环面是如何形成的以及由此产生的粒子是如何运输的仍然不清楚。Neptune Odyssey的有效载荷包括一个全面的等离子体探测套件，将提供整个海王星磁层粒子群的能量、方位角和质量分布，以解决粒子输运过程的疑问，确定磁层的产生和消耗机理，描述海王星的辐射带，并研究极光产生的因素。一个带有三个天线的无线电和等离子体波传感器被用于探测从几Hz到2MHz的波，对海王星磁场开展磁层波-粒子相互作用和极光的无线电波发射研究。这次任务全面覆盖了中磁层和外磁层以及低近点轨道（小于10倍海王星半径），还允许对行星的辐射带进行采样，它大部分位于海卫一的轨道内（约14个海王星半径）

目前还不清楚海王星复杂的磁场拓扑结构以及与太阳风的相互作用将如何影响海王星极光发射的结构和位置。旅行者2号在海王星的暗面观测到非常微弱的极光，但与在天王星探测到的不规则极光亮点相比，地球无法对海王星的极光形成观测。考虑到海卫一的轨道相对于行星的旋转轴和磁轴高度倾斜，目前还不清楚从海卫一观测到的极光可能是什么样子的。APL将通过遥感和原位探测仪器的结合，在探测器上实现了极光研究。

旅行者2号在离开海王星时拍摄的图像

海洋世界：海卫一

相比Voyager 2和Trident的惊鸿一瞥，Neptune Odyssey任务对同时研究海王星和海卫一进行了优化。海卫一作为被海王星捕获柯伊伯带矮行星，被认为可能存在一个地底的海洋世界，并且这颗卫星存在活跃的地质运动。

海卫一是一个海洋世界吗？

海王星的磁场和海卫一的倾斜逆行轨道的复杂性在海卫一产生了一个背景场，随着它的14.5小时自转周期、141小时的公转周期及其谐波振荡。这个振荡场会驱动地下海洋中的洋流，并产生一个感应磁场。通过多次飞越测量这个区域，Neptune Odyssey轨道器将探测和描绘可能存在的海洋。这项技术被Gailieo任务用来探测木卫二的海洋，并将被EC用来描述该海洋的特征。

是什么导致了海卫一的羽状喷流？海卫一的地表地质和成分特征是什么？是什么维持着它的大气层？

海卫一是否有分化程度？它的内部结构是怎么样的？它是有固有的磁场还是地壳的磁场？是否存在海洋？如果有，它的深度和盐度是多少，上面的冰壳有多厚？生成羽流的机理是什么？造成海卫一独特地貌的地质过程是什么？在海卫一上的地形表达式的整体范围是什么？整个海卫一的表面组成、颜色、光度特性和温度的全球范围是什么？表面变化的程度是多少？海卫一的表面和大气是如何相互作用的？它的大气层的完整组成成分是什么？雾霾和云的分布和组成是什么？海卫一当前的和持续的大气逃逸率是多少？季节因素影响海卫一的大气，它们是如何展示的？羽状喷流如何影响海卫一的大气组成？自从1989年旅行者号飞越地球以来，大气层是如何演变的？电离层密度、结构和作用是什么？海卫一的电离层和海王星的磁层是如何耦合的？高导电的海卫一电离层如何与海王星的共旋转磁层相互作用？

为了解决这些问题，我们设定了Neptune Odyssey轨道器的有效载荷，包括全色和彩色成像仪、成像光谱仪、激光高度计、紫外光谱仪、磁强计、离子和中性气体光谱仪、热成像仪、无线电和等离子体波光谱仪，以及重力测量。进一步，探测器反复回到通过海卫一的向阳面，获得良好的相位角覆盖，在广泛覆盖的不同纬度和地方时开展激光测高、原位探测和重力研究。

APL研究了海卫一的着陆器方案，以增强Neptune Odyssey轨道器的探测能力。然而，工程师们发现着陆器在解决上述科学问题方面只是稍微更为有效，但由于缺乏对海卫一表面岩石和土壤特性的了解，它既昂贵又充满风险。（因此没有写入提案）

海卫一的电离层和海王星的磁层是如何耦合的？

对海卫一的多次飞越为观察和表征卫星-磁层相互作用提供了机会。此外，匹配海卫一的倾斜轨道平面应该可以提供行星磁极区域的穿越，使对海王星极光发射的成像和共轭磁场的原位采样成为可能。有了设定好的轨道方案和仪器，应该可以确定海卫一是否一定程度上改变了海王星的辐射带，并直接观察海卫一的局部可变磁层与海王星的电离层耦合的性质。

旅行者2号掠过海卫一南极时开展了成像

对比行星天文学：海卫一和柯伊伯带矮行星

行星天文学的比较

当一个行星群被研究到足够详细时，它们之间的相似性和差异性就变得明显。对比这些属性是对比行星天文学的基础。因为海卫一是一颗被捕获的柯伊伯带矮行星，它的特性可以对冥王星和其卫星喀戎进行比较，随着航天器访问更多的矮行星，也可以对这些世界进行研究和对比。然而，由于矮行星的数量已经超过了100颗（直径>400公里），而探测柯伊伯带中的矮行星，它们的距离为极远的几十个天文单位，并且需要极长的航行时间，在可预见的未来，我们不太可能看到更多的柯伊伯带矮行星探测任务。海卫一作为一颗围绕着巨行星运行的矮行星，是柯伊伯带天体中最容易抵达的矮行星，可以代表和推进这个矮行星群的比较行星学。

海卫一的地质学和天体物理学与冥王星和喀戎有何不同？海卫一的同位素比率与海王星、天王星、柯伊伯带天体、彗星和其他矮行星相比如何？与柯伊伯带其他地方的矮行星相比，海卫一的捕获是如何影响其体积组成和内部结构的呢？这些问题亟待此次任务去解决。

在掠过海卫一南极点后旅行者2号回望海卫一和稍远的海王星

卫星与星环系统：海王星的小卫星和及海王星的星环、星弧和小卫星之间的联系是什么？

目前海王星的卫星系统如何运作？

复杂的星环系统最引人注目的组成部分是嵌入在亚当斯外环外部的一组星弧。观察到星弧的亮度变化，位置漂移，在某些情况下，星弧会完全消失。星弧的稳定性和约束仍然是活跃的研究领域，太阳辐射、非弹性粒子碰撞、共轨道小卫星以及与其他卫星的共振都可能发挥着潜在的作用。勒弗里尔环目前的位置仍未得到解释，而主导整个环系统的尘埃大小颗粒的来源也尚未确定。海王星动态环境的许多方面，包括行星本身的潜在作用，仍需要探索。为了解决这些问题，Neptune Odyssey将使用高分辨率可见相机进行以下操作：（1）对小卫星（>100m）的低（ 60 ）和高（ 140 ）相位角进行全面搜索，这可能是组成海王星环物质的来源，以及额外的环和结构探测，可以揭示该系统中运行的物理过程；（2）采取多个高分辨率成像，以确定海王星环外力和内部过程的作用，支持UV/NIR恒星掩星的环结构测量；（3）精确测量小卫星的位置，以量化它们之间的相互作用和来自其他天体的扰动。

这些星环和小卫星的起源和演化是什么？

海王星的环和小卫星被认为是在海卫一被捕获之前存在的物质的残余（而在海卫一冲入海王星系后，大部分初始物质在接下来的几百万年内被统统踢出了海王星引力圈）。因此，研究这些天体的组成可以提供关于海王星形成时周围的固体物质的信息。与土星系统不同的是，有几个卫星位于行星旋转方向的反向，这意味着它们应该向内移动，直到被洛希极限所撕碎。因此，这些天体可能在卫星和星环之间循环了很多次。2004年发现的小卫星Hippocamp可能是较大的卫星的碎片。因此，这些环和小卫星的历史和演化是复杂的，需要进一步的研究。Neptune Odyssey将通过以下工作来探索这些环和小卫星的起源和演化：（1）使用一套从紫外到NIR的低相位角（ 70 ）光谱仪来测量形成环和卫星的物质的组成。Neptune Odyssey的轨道将使获得立体分辨率的图像（优于1km）成为可能。在已知卫星的前向半球和后向半球上。这些反射率测量将与海卫一的值进行比较，以评估海王星轨道周围的物质与柯伊伯带的物质有何不同。（2）通过开展近距离的卫星飞越，利用高分辨率的图像来绘制卫星的地质结构。无线电科学对它们的体积物理参数的测量将确定它们的体积组成和地质历史。（3）通过高相位角（ 140 ）测量星环颗粒的尺寸分布，通过光度测量和UV/NIR恒星掩星观测，它们对小到几微米的环粒子探测很敏感，以确定它们的演化时间尺度。（4）重复拍摄的经度和卫星位置的图像，以寻找卫星和环的轨道由于与行星的潮汐作用而引起的缓慢变化，这可以揭示海王星系是如何演化成当前状态的。（5）研究海王星的遥远卫星，特别是那些逆行的、可能被捕获的柯伊伯带天体的卫星。对这些卫星开展从UV到NIR的研究可以进一步了解海王星之外其他世界的组成和地质地貌。这种对柯伊伯带小天体的研究可以提供关于早期太阳系形成和动力学的信息。

海王星的星环，由旅行者2号拍摄

[轨道器仪器]

Neptune Odyssey轨道器携带14项仪器。这些仪器大部分由经过验证的飞行套件改装而来，包括：

·彩色窄角摄像机 （继承自NHPC的LORRI）

·紫外成像光谱仪 （继承自NHPC的Alice）

·红外绘图热量辐射计 （继承自LRO的Diviner）

·激光测高仪 （继承自Messenger的MLA）

·可见光-近红外成像光谱仪 （继承自Lucy的L’Ralph）

·微波辐射计 （继承自Juno的MWR）

·磁强计 （继承自Messenger的MAG）

·辐射与等离子体波探测器 （继承自Juno的WAVES）

·离子与中性物质质谱仪 （继承自Cassini的INMS）

·热等离子体谱仪 （继承自Juno的JADE-I/JADE-E）

·高能粒子探测器 （继承自SPP+的EPI-Lo）

·高能中性原子成像仪ENA （继承自IMAP的Ultra）

·尘埃分析仪 （继承自IMAP的IDEX）

·对公众开放的相机 （继承自Rosetta的CIVA）

彩色窄角摄像机继承自NHPC探测器的远距遥感成像仪（LORRI），适应30AU距离上的低光照条件。并且将拍摄海王星、海卫一、星环、小卫星和极光的照片。

NHPC的LORRI质量8.60kg，加热净化模式下需求10W，运作功率需求5W，待机功率0.4W。尺寸为13.5 45.5 17cm。LORRI的碳化硅主镜尺寸208mm，焦距2630mm，焦比f/12.6，配置有1024 1024的背照式E2V Technologies CCD47-20型CCD，每个像素可以提供约4μ-rad的视场。

NHPC上搭载的LORRI

Neptune Odyssey使用的彩色窄角摄像机质量为8.6kg（CBE），加上余量后最大允许质量9.9kg（15%余量）。相机尺寸为长65cm、直径22cm，相机将覆盖350-850nm的成像波段（NUV-Vis-NIR），通过2组滤镜轮的调节以覆盖20个谱段。仪器平均运作功率为5W，允许15%的余量。数据产生速率为3kbps，并具有0.29 0.29 的FOV。参照LORRI的数据，窄角摄像机对海卫一最高可达到约5.7m分辨率（在距离海卫一的最低点）。

紫外成像仪在紫外波段中覆盖多个波长范围，提供了整个紫外谱段范围内的图像，并将提供重要的海卫一大气成分信息，并描述海王星大气中的气溶胶的特征；该仪器还将对海卫一进行反射测量，并对海王星进行重要的极光活动监测。太阳和恒星掩星测量将得出海王星的环境温度，并为解决所谓的“星球加热能量危机”（thermosphere energy crisis）做出重大贡献。NHPC上搭载的紫外成像光谱仪Alice使用了一系列溴化钾和碘化铯类型的光电阴极。它可检测70–205nm的极紫外和远紫外光谱。Alice的能力之一是检测稀有（又称惰性）气体的紫外线特征，包括氦、氖、氩和氪。Alice还应该能够检测紫外线中的水、一氧化碳和二氧化碳。一个离轴光学系统为Alice提供总计6 的FOV。Alice重4.35kg，配置32 32的成像单元，仪器加热净化模式下需求1W，运作功率需求5W，待机功率0.4W。尺寸为13.5 45.5 17cm。

Alice的光路结构

正在安装在NHPC上的Alice

Neptune Odyssey携带的紫外光谱仪将覆盖46.5-188.1nm的频段，比NHPC的Alice走的更远一点。覆盖约157个谱段。单缝扫描模式具备4 0.1 的FOV，而太阳遮挡成像模式（这个模式使用太阳遮挡来对大气进行光谱成像）具备2 2 的FOV。需求指向感知精度0.2 、指向定位精度0.4 、姿态稳定精度0.57 。

Alice的两种成像模式

红外绘图热量辐射计继承LRO的Diviner（也称为DLRE），将测范围进一步扩展到红外波段，以探测海卫一表面的热环境特征以及海王星的热辐射，以推断星体内部能量密度，这对理解海王星的热环境演化至关重要。Diviner是一个10kg的载荷，需要20W的功率来去除仪器内污染，而待机下需求30W功率，运作功率16W。

一个37.3 48.5 30.5cm的红外绘图热量辐射计将有9个通道，覆盖350nm-400μm的谱段。仪器自重为10kg，允许余量15%，运作功率16W。FOV为3.84 0.384 ，需求指向感知精度0.19 、指向定位精度0.384 、姿态稳定精度0.384 。

激光测高仪通过向地表投射激光并且测量信号返回时间，以获得非常精确的地形高度数据。也用于通过探测赤道凸起来测定地底海洋。Neptune Odyssey携带的激光测高仪继承Messenger的水星激光测高仪（MLA）。MLA是一个7.40kg的载荷，运作功率25W，待机功率10W。通过每秒发射8个波长1064.5nm的红外激光束以获取地形数据。这些数据还将用于跟踪行星轻微的强迫振动——围绕其自旋轴的摆动——以确定行星核心的状态。MLA 数据与无线电科学多普勒测距相结合将用于绘制行星的引力场图。MLA可以从1500km外以30cm的精度进行行星测绘。接收器由四个安装在铍结构上的蓝宝石透镜、一个光子计数探测器、一个时间间隔单元和处理单元组成。

MLA

Neptune Odyssey携带的激光测高仪工作于1064.5nm波段，尺寸为28 28 26cm，运作功率25W。数据产生速率为0.741kbps，FOV为0.023 需求指向感知精度0.0057 、指向定位精度0.0074 、姿态稳定精度0.011 。

可见光-近红外成像光谱仪增加了对红外波段成像的能力，以分析海卫一表面的组成。Neptune Odyssey上的可见光-近红外成像光谱仪继承了Lucy上的L’Ralph成像仪。L’Ralph成像仪又是基于NHPC的Ralph成像仪研制的。L’Ralph成像仪包括MVIC和LEISA两种仪器，用于Lucy的L’Ralph成像光谱仪中，MVIC覆盖400-850nm，LEISA覆盖1000-3600nm的谱段，自重31kg，工作功率24W。而Ralph的MVIC覆盖400-975nm，LEISA覆盖1250-2500nm的谱段。Ralph的分色器将把光线分成可见光波段和近红外波段。离轴成像系统口径75mm，焦距658mm，焦比f/8.7。

Ralph的MVIC使用7个成像通道，其中6个成像通道的为TDI-CCD，具备5024 32像素的成像阵列，提供5024像素的推扫宽度，有5.8 的FOV。6个成像通道分别是2个可见光通道（400-975nm）、蓝色通道（400-550nm）、红色通道（540-700nm）、近红外通道（780-975nm）、甲烷吸收谱段（860-910nm）。第7个通道带有为5024 128全色CCD阵列，带有5.7 0.15 的FOV，用于仪器定向。与其他六个通道不同，第7个通道可以锁定一个目标并拍摄图像。该通道的目的是支持光学导航。

Ralph

Neptune Odyssey上携带的可见光-近红外成像光谱仪的MVIC将选择400-975nm，6个通道，8.3 0.85 的FOV；LEISA工作于1000-5000nm，1472个通道。4.6 3.2 的FOV。仪器尺寸为37.3 48.5 30.5cm。质量31kg（最大允许35.65kg），工作功率24W。需求指向感知精度0.4 、指向定位精度0.833 、姿态稳定精度0.0033 。

Neptune Odyssey的微波辐射计（MWR）它继承了Juno的MWR，将确定海王星的大气组成。Juno的MWR是一台46kg的仪器，运作功率32W。接收0.4-24GHz范围内的无线电信号，它对硫化氢、氨、水和其他极性分子的分布很敏感，Juno的MWR包含6个阵列：

A1:160 160 13.1cm

A2:76.8 76.8 9.8cm

A3: 77.1 67.3 8.9cm

A4:38.6 34.0 5.7cm

A5:20.1 17.9 4.4cm

A6: 15.3 15.3 34cm

Juno的MWR

Neptune Odyssey的MWR天线尺寸和Juno的相同，但工作在0.4-22GHz，质量46kg（CBE）/52.9kg（MEV），运作功率32W（CBE）/36.8W（MEV）。6组天线将拥有不同的FOVs，A1天线为20.6 、A2为21.0 、A3为12.1 、A4为12.1 、A5为12.0 、A6为10.8 。

Neptune Odyssey的磁强计继承了信使号水星探测器的磁强计（MAG）。信使号上的MAG包括吊杆总重约4.4kg，运作功率4.2W（此处数据来自于https://messenger.jhuapl.edu/About/Spacecraft-and-Instruments.html，而报告中数据略有差异，为5kg）。安装在可展开吊杆的一侧并且带有一个专用的隔热罩，以50ms—1s的间距采集磁场样本。

Messenger的MAG，注意其单独的热防护罩

MAG在Messenger上的位置

Neptune Odyssey的MAG将进行三个方向的正交磁场强度测量，以确定磁场矢量的指向和强度，对于构建全球磁场强度模型和海卫一的“感应”实验至关重要。安装在10.5m吊杆末端的MAG尺寸为8.1 4.8 4.6cm，运作功率5W（CBE）/5.8W（MEV），质量4.09kg（CBE）/4.70kg（MEV）。MAG具备两种测量方式，粗精度测量方式具备较宽的测量幅度，为 51300nT，感知精度1.6nT。高精度测量方式幅度为 1530nT，精度0.047nT。预计数据产出速率为1.13kbps（CBE）/1.30kbps（MEV）。

Neptune Odyssey的辐射与等离子体波探测器也继承JUNO的WAVES。WAVES旨在了解木星大气、磁场、磁层之间的相互作用，并研究木星的极光。WAVES自重12.68kg，工作功率8.10W，可以检测50Hz—40MHz的无线电波，以及50 Hz—20kHz的磁场。包括两个传感器，一个偶极天线和一个磁场搜索线圈。偶极天线有两个2.78m长，1.3m直径的的电子测量天线，而搜索线圈总体上是一根15cm长的Mu金属（一种铁镍合金）棒，并缠绕约10000圈铜线。WAVES还包括两个频率接收器，每个接收器都覆盖某些不同的频段。数据处理单元（DPU）由两个抗辐射系统组成。WAVES在每圈科学轨道会产生约410Mbit的数据。

JUNO的WAVES

WAVES安装在JUNO上

Neptune Odyssey的WAVES将探测海王星和海卫一的磁场和磁层粒子。测量从几个Hz到20MHz的无线电波，以及几个Hz到20kHz的磁场。总计18个频道。尺寸和Juno的一致，质量12.7kg（CBE）/14.1kg（MEV），工作功率8.1W（CBE）/9.32W（MEV），数据量2.09kbps。

Cassini的离子和中性物质质谱仪（INMS）能够确定土卫六大气和电离层、土星磁层和环环境中中性粒子的气态和挥发性成分以及低能离子的化学、元素和同位素组成。INMS测量土卫六高层大气中离子和中性物质的组成和结构。研究Titan的大气化学及高层大气与磁层和太阳风的相互作用。在土星环平面穿越和卫星飞越期间测量离子和中性物质的组成。

INMS的尺寸为20.3 42.4 36.5 cm，自重9.25kg，运作功率23.3W（一说27.7W），数据速率1.50kbps。INMS由5部分组成：开放式离子源、封闭式离子源、四极杆偏转器和透镜系统、四极杆质量分析器、双检测器系统。可测量1-99个原子质量单位的粒子。

开放式离子源通过电离中性气体产生离子。它包括一个离子阱/偏转器，可将捕获的离子形成束。这最大限度地减少了气体环境和开放源表面之间的相互作用效应，因为离子源直接对气态物质进行采样。封闭离子源还通过电离中性气体产生离子。它使用ram密度增强来为惰性原子和分子种类提供比开放离子源提供的更高准确度和灵敏度的测量。这是通过保持封闭前室的高输入通量，然后通过使用孔口来限制前室的气体传导或输出来实现的。

Cassini的INMS

Neptune Odyssdy的INMS将对航天器附近的分子/原子组成进行原位测量，并对海王星和海卫一的组成以及大气损失、表面过程以及可能的羽流活动引起的任何变化提供重要的测量。扫描模式下具备100个频道，而在高分辨率下可以达到1百万个频道。尺寸相同，质量为9.25kg（CBE）/10.6kg（MEV），运作功率为23.3W（CBE）/26.8W（MEV）。数据量1.73kbps。开放式离子源具备8.6 半锥角的FOV，封闭离子源则有2π球面度的FOV。

JADE木星极光分布实验是一种检测和测量航天器周围离子和电子的热等离子谱仪，包括JADE-I（I=Ions），JADE-E（E=Electrons）和EBox电子盒。三个JADE-E用于检测0.1-100 keV的电子，而一个JADE-I 用于检测5eV—50 keV的离子，两种探测器形成互补。JADE旨在通过观察该区域的电子和离子，生成有关木星极光区和磁层等离子体的原位数据。每个JADE-E重5.24kg，尺寸为18 24 22cm；JADE-I每个重7.55kg，尺寸为21 21 21cm。运作功率分别为1.00W和1.90W。

JADE-E由静电分析仪、两个偏转器、多通道平板检测仪、阳极环组成。而JADE-I可以识别1-50个原子质量单位的粒子。

左为JADE-I，右为JADE-E

Neptune Odyssey的热等离子谱仪（TPS，Thermal Plasma Spectrometer）将原位测量航天器附近的低能量（eV—keV量级）带电粒子组成，测量海王星和海王星卫星的组成以及大气损失、表面过程和任何变化产生的可能的羽流活动。这些测量结果还将用于计算热等离子体压力对磁场的贡献，以了解对海卫一可能的地下海洋的测量结果。热等离子体谱仪需要安装在远离航天器上的磁场源的地方。Neptune Odyssey将配置三个TPS-I和三个TPS-E。

TPS-I将测量10eV—46.2keV能量范围的离子，相对精度18-28%；覆盖1-50原子质量单位，2.5-11%相对精度。尺寸为18 24 22cm。质量为7.55kg（CBE）/8.68kg（MEV），运作功率为1.9W（CBE）/2.2W（MEV），数据流量为0.576kbps（CBE）/0.662kbps（MEV）。具备90 270 的FOV。

TPS-E将测量0.1keV—95keV能量范围的电子，相对精度10.4-13.2%。尺寸为21 21 21cm。质量为5.24kg（CBE）/6.03kg（MEV），运作功率为1W（CBE）/1.15W（MEV），数据流量为0.128kbps（CBE）/0.147kbps（MEV）。具备70 360 的FOV。

SPP+的EPI-Lo高能粒子探测器是SPP+的IS IS中的一项仪器。EPI-Lo质量为3.91kg，运作功率3.75W、维持功率3.2W。IS IS专注于测量来自太阳的高能粒子，包括电子、质子和离子。由EPI-Lo和EPI-Hi两个探测器组成，分别对应探测能量相对较低和较高的粒子。EPI-Lo设计用于检测20keV至15 MeV的离子，以及25 keV—1MeV的电子。由8个楔形探测器通过80个窗口进行探测。EPI-Hi 旨在测量1—200MeV的离子和约0.5—6MeV的电子，包括堆叠16个探测器的高能望远镜HET，以及两台低能望远镜LET1和LET2。

SPP+的IS IS中的EPI-Lo

Neptune Odyssey的高能中性原子成像仪将等离子体测量扩展到更高的能量（keV到MeV），以便对等离子体组成进行尽可能完整的测量。对评估海卫一的表面风化和海王星辐射带物理研究至关重要。旅行者号观测到海王星的辐射带比其他磁场相当的行星要弱；而Neptune Odyssey将解决这个谜团。

探测器对离子覆盖20keV-15MeV的能级，对电子则为25keV—1MeV。仪器质量为3.914kg（CBE）/4.5kg（MEV），运作功率为3.75W（CBE）/4.31W（MEV），数据流量为3.1kbps（CBE）/3.576kbps（MEV）。具备90 360 的FOV。

IMAP携带的中性原子探测器包括IMAP-Lo、IMAP-Hi和IMAP-Ultra。IMAP-Ultra 仪器对日鞘内外产生的ENA发射进行成像，主要针对3—300 keV之间的H原子，但它也对He和O产生的增益敏感。Ultra将捕获太阳系日鞘产生的高能中性原子的图像，特别是氢 (H) 原子，该区域是太阳风在遇到星际介质 (ISM) 时变慢、压缩并变得更热的区域。大约每三个月，Ultra 将产生覆盖超过50%的日球层的详细图像，提供关于太阳系边缘及以外的高能粒子和压力如何随时间变化以形成我们自己的日球层气泡的新认识。

Ultra使用了两个相同的探测器，一个垂直于IMAP旋转轴（Ultra90）安装，另一个安装在与反太阳旋转轴（Ultra45）成45 的位置以更好地覆盖天空，并且使用更厚的紫外线过滤箔，以减少与星际莱曼-α光子背景的影响。Ultra重7.10kg，运作功率6.60W。

IMAP的Ultra

ENA成像是一种检测高能中性原子(ENAs)的技术，目的是构建一幅创建它们的“中性云”的图像。目前尚不清楚海王星是否有广泛的中性云。Neptune Odyssey携带的ENA探测器将对此进行研究。

探测器对中性原子覆盖3-300keV的能级，对离子达到5MeV，对电子则为30-700keV。仪器质量为7.1kg（CBE）/8.2kg（MEV），运作功率为6.6W（CBE）/7.6W（MEV），数据流量为4kbps（CBE）/4.6kbps（MEV）。具备90 120 （MCP）/70 120 （SSD）的FOV。

IDEX 是一种飞行时间 (TOF) 尘埃撞击电离质谱仪，可提供星际尘埃和行星际尘埃粒子的元素组成、速度和质量分布。与镀金靶标的高速撞击将尘埃颗粒粉碎成它们的复合离子，这被称为碰撞电离。这些碎片然后通过飞行时间系统向上喷射并被重定向到检测器，从而可以识别粒子的元素组成。通过这种方式，IDEX 能够揭示锁定在尘埃颗粒中的星际物质的组成。IDEX重9.35kg，运作功率13.28W。

IDEX

Neptune Odyssey上的ToF尘埃探测质谱仪将对航天器附近较重的粒子进行原位测量，并提供对海王星系统中大粒子组成的重要测量。质谱仪探测宽度将覆盖1-500原子质量单位。仪器质量为9.35kg（CBE）/10.75kg（MEV），运作功率为13.28W（CBE）/15.27W（MEV），数据流量为0.3kbps（CBE）/0.345kbps（MEV）。具备 50 的FOV。

Neptune Odyssey轨道器上对公众开放的相机（EPO Cam）继承了Rosetta探测器上的CIVA。覆盖400-900nm波段，尺寸为7 5.2 3.6cm，质量为0.7kg（CBE）/0.8kg（MEV），运作功率为2W（CBE）/2.3W（MEV），60 的FOV。

[进入器仪器]

Neptune Odyssey进入器携带7项仪器：

·质谱仪

·大气结构探测仪

·氦气丰度探测仪（HAD）

·正氢-仲氢探测仪

·大气浊度计

·通量辐射计

·对公众开放的相机（EPO Cam）

质谱仪将继承伽利略号携带的木星进入器的NMS，对中性分子的组成和海拔高度分布开展原位测量。仪器尺寸为44.34 22.59 22.21cm，质量为13kg（CBE）/16.9kg（MEV）；运作功率为25W（CBE）/28.75W（MEV）。

伽利略号的NMS

氦气丰度探测仪（HAD）将继承伽利略号携带的木星进入器的HAD，向HAD中注入海王星大气气体并分析折射率以精确测量氦的丰度。HAD假设大气气体几乎完全是氢和氦，而其余的次要物质对折射率没有影响。氦丰度也由质谱仪测量，但由于氦气丰度测量的重要性，氦丰度探测器在伽利略号携带的探测器上有冗余配置。氦丰度探测器比氦的质谱仪更精确。氦是一种惰性气体，很难用其他方式测量。氢/氦的丰度对太阳系和行星的形成模型至关重要。Neptune Odyssey大气进入器携带的HAD尺寸为12.7 4.445 5.715cm，质量为1.4kg（CBE）/1.82kg（MEV）；运作功率为0.9W（CBE）/1W（MEV）；计划数据流量4bps。

伽利略号的HAD

大气结构探测器通过同时进行多种测量方法，用来在探测器下降时沿着时间序列进行平滑连续测量。加速度计需要覆盖300g到几个cm/s2的巨大测量范围，所以它需要几种不同设计来适应这个范围。温度和压力传感器必须安装在位于防热层外的传感器桅杆上。压力传感器将使用基尔式探头测量动态压力，静压必须通过解析推导出。大气结构探测器尺寸为17.604 14.862 11.711cm，质量为1.4kg（CBE）/1.82kg（MEV）；运作功率为5W（CBE）/5.75W（MEV）；计划数据流量50bps。

伽利略号的大气结构探测器

正氢-仲氢探测仪通过测量声音的速度来推导大气热容，这可以用来求解氢分子中正氢和仲氢比例的垂直分布。正对平衡比取决于温度；因为仲氢具有较高的内能；温度越高，进入仲氢的分子就越多。然而，平衡时间较慢，这意味着，当存在显著的垂直输运时，局部邻位分数将不平衡。如果发现的对氢分子比当地温度预期的平衡量要多，就一定会有一个来自更深、更温暖的区域的上升流。如果发现较少的仲氢，一定有一个从较高的冷层下降。状态变化过程中的潜热释放也影响大气动力学，但潜热效应不如云凝结强。正氢-仲氢探测仪尺寸为32.235 7.235 7.235cm，质量为0.5kg（CBE）/0.65kg（MEV）；运作功率为3.5W（CBE）/4W（MEV）；计划数据流量50bps。

图片来源：Liquid Hydrogen: A Review on Liquefaction, Storage, Transportation, and Safety

大气浊度计有一个光源，可以向外照射到下降模块外的大气中，两个光度计测量悬浮在大气中的颗粒物（如云滴）散射的光量。在光源的前面放置一个镜子，这样它就可以将光反射到其中一个光度计，这将测量正向散射。另一个光度计的放置方式只能测量后向散射。大气气溶胶是决定全球热平衡和大气环流的关键决定因素。人们对它们仍然知之甚少。大气浊度计在多个行星大气探测器中使用，而Neptune Odyssey的大气浊度计尺寸为44.132 13.811 8.748cm，质量为2.3kg（CBE）/2.99kg（MEV）；运作功率为4.6W（CBE）/5.29W（MEV）；计划数据流量10bps。

伽利略号的大气浊度计

通量辐射计继承伽利略号的NFR测量从可见光到远红外的多个光谱波段中向上和向下辐射通量比值的垂直剖面，以测量净通量（即辐射平衡）。推导出辐射加热剖面，有助于更好地理解气态行星的大气动力学，探测云层和确定其不透明度，并估计水蒸气丰度。通量辐射计的尺寸为17.028 15.24 13.37cm，质量为3.13kg（CBE）/4.07kg（MEV）；运作功率为4W（CBE）/4.6W（MEV）；计划数据流量50bps。

伽利略号的NFR

多普勒风速实验将通过测量USO频率变化以确定风速。USO是一种具有低频漂移/波动性的射频振荡器。它通常是一个晶体的石英振荡器——石英振荡频率对温度很敏感，因此USO通过将石英晶体放置在一个电加热的热源旁边，确保石英温度稳定到一个预先确定的温度。这套设施重2.4kg（CBE）。

Neptune Odyssey进入器上也携带了对公众开放的相机（EPO Cam），和轨道器上的相同。

总结与展望

漫漫长路，16年的征途恰好是航天器抵达海王星探索其奥秘的必由之路。这个宏大的深空奥德赛史诗若能选入，则将创下伟大的新征程。为同时探测冰巨星和矮行星选择的方案，或许能够在人类仰望星空并且思考“我们从何而来”的路上，对理解我们的太阳系，起到重要的作用和拓展。

术语表

ACS Attitude Control System 姿态控制系统

APL Applied Physics Laboratory 应用物理实验室

BOLE Booster Obsolescence and Life Extension 助推器淘汰与寿命延长计划

BOM Beginning Of Mission 任务开始

BPM Broken-Plane Maneuver 平面改变机动

C&DH Command & Data Handling 指令与数据处理

CBE Current Best Estimate 当前最好估计

CCHP Constant Conductance Heat Pipes 恒导热管

CIVA Comet Infrared and Visible Analyser 彗星红外和可见光分析仪

COTS Commercial Off-The-Shelf 商用货架产品

DPU Data Processing Unit 数据处理单元

DM Divert Maneuver 转向机动

DSN Deep Space Network 深空网

EC Europa Clipper 欧罗巴快帆探测器

EGA Earth Gravity Assist 地球重力助推

ENA Energetic Neutral Atoms 高能中性原子

EOM End Of Mission 任务结束

EP Electric Propulsion 电推进

EPS Electrical Power Subsystem 电源分系统

EUS Exploration Upper Stage 探索上面级

FOV Field Of View 视场

FSW Flight Software 飞行软件

GNC Guidance Navigation&Control 制导、导航与控制

GPHS-RTG General Purpose Heat Source-Radioisotope Thermoelectric Generator 通用热源-放射性同位素热电式发电机

HAD Helium Abundance Detector 氦气丰度探测仪

HEEET Heatshield for Extreme Entry Environment Technology 极端进入环境下的热防护技术

HGA High Gain Antenna 高增益天线

HS Heatshield Separation 隔热罩分离

I&T Integration and Testing 集成与测试

IDEX Interstellar Dust Explorer 星际尘埃试验

IEM Integrated Electronics Module 集成电力电子模块

INMS Ion and Neutral Mass Spectrometer 离子与中性质谱仪

IS IS Integrated Science Investigation of the Sun 对太阳的综合科学调查

JADE Jovian Auroral Distributions Experiment 木星极光分布实验

JGA Jupiter Gravity Assist 木星重力助推

JUICE JUpiter ICy moons Explorer 木星冰月探测器

KDP Key Design Point 关键设计节点

kickstage 末助推级

LEISA Linear Etalon Imaging Spectral Array 线性成像光谱阵列

LGA Low Gain Antenna 低增益天线

LORRI Long Range Reconnaissance Imager 远距遥感成像仪

MEOP Maximum Expected Operations Pressure 最大预期运行压力

MEV Maximum Expected Mass 最大预估质量

MLA Mercury Laser Altimeter 水星激光测高仪

MLI Multilayer Insulation 多层隔热毯

MPV Maximum Possible Mass 最大允许质量

MMRTG Multi-Mission Radioisotope Thermoelectric Generator 多任务放射性同位素热电式发电机

MVIC Multispectral Visible Imaging Camera 多光谱可见光成像相机

NEP Nuclear-Electric Propulsion 裂变核电推进

NFR Net Flux Radiometer 通量辐射计

NHPC New Horizons 新地平线号探测器

NGRTG Next-Generation Radioisotope Thermoelectric Generator 下一代放射性同位素热电式发电机

NIR Near InfraRed 近红外

NMS Neutral Mass Spectrometer 中性物质质谱仪

NOI Neptunian-Orbit Insertion 海王星轨道插入点火

NUV Near UltraViolet 近紫外

PAF Payload Adapter Fitting 载荷适配器

PD Parachute Deploy 降落伞部署

PDB Propulsion Diode Boxes 推进二极管电子箱

PICA Phenolic Impregnated Carbon Ablator 酚醛浸渍碳烧蚀材料

PRM Periapsis Raising Manunver 近点提升机动

PSU Power Switching Units 功率开关单元

REP Radioisotope-Electric Propulsion 同位素核电推进

RIU Remote Interface Unit 远程接口单元

SBC single-board computer 单板计算机

SEC Single Engine Centaur 单发半人马座上面级

SEP Solar-Electric Propulsion 太阳能电推进

SLS Space Launch System 航天发射系统

SOC Solar Occultation Channel 太阳遮挡频段

SPP Solar Probe Parker+ 太阳探测器+（即帕克太阳探测器）

SSPA Solid-State Power Amplifier 固态功率放大器

SSR Solid-State Recorder 固态存储器

TCM Trajectory-Correction Maneuver 中段修正机动

TDI Time-Delay Integration 时间延迟积分

TNI Trans-Neptune Inject 海王星转移注入

TNO Trans-Neptune Orbit 海王星转移轨道

TOF Time Of Flight 飞行时间

TPS Thermal Protection System 热防护系统

TRL Technology Readiness Level 技术成熟度

USO Ultra-Stable Oscillators 超稳定振荡器

VAP Van Allen Probe 范艾伦带探测器

VCO Venus Climate Orbiter 金星气候轨道器

VGR77 Voyager Grand Tour-77 1977年大旅行计划