CN112512924A - 从近地轨道清除轨道太空碎片 - Google Patents

Abstract

一种系统，其利用天线产生电磁(EM)波以与太阳EM波相互作用，以使极尖内的磁通量流线化，并促进太阳等离子体流过极尖，从而使得极尖的出口处的等离子体通量增大。增大的等离子体通量拦截并清除低地轨道(LEO)、地球同步轨道(GEO)和穿过LEO高度区域的地球同步转移轨道(GTO)上的小太空碎片。

Description

从近地轨道清除轨道太空碎片

技术领域

本公开大体上涉及用于从近地轨道上移除小碎片的系统和方法。

背景技术

已经存在许多文章和技术论文，关于在160km与2000km(0.03-0.3R_E)之间的高度处的低地球轨道(LEO)上运行的危险，这些危险是由于存在与无数大大小小的轨道碎片相撞的威胁而带来的。这些碎片占据了LEO，并蔓延至地球赤道上方35,786km(5.6R_E)的圆形轨道处的地球静止轨道或者地球同步轨道(GEO)。存在各种各样的倾角和高度来限定的卫星运行轨道，这些轨道附近有许多太空碎片。此太空垃圾包括废弃的卫星、火箭弹体和由爆炸或碰撞产生的金属碎片。还存在许多其他可检测的或在许多情况下不可检测的小颗粒，诸如螺母、螺栓、油漆碎片、手套等。1984年，在美国空军进行的一项研究中，长时间暴露设施(LDEF)在挑战者号航天飞机上被发射升空。它以28.5°的倾角设置在477km的轨道上，运行了5.7年。它包含57个实验。LDEF大小是校车的大小，并被构造成12面圆柱体，所述12面圆柱体被设计为始终在速度矢量方向上露出一个长边。LDEF的发射不仅完成了材料、电力、推进和电子学方面的科学目标，而且还表征了轨道碎片和天然流星体带来的影响。总的来说，超过30％的撞击损坏来自太空碎片。总共有超过34,000个直径为50μm或更大的冲击物。目前，由空军联合空间作战中心(JSpOC)管理太空碎片的追踪。JSpOC监测直径大于10厘米的太空碎片，目前正在跟踪8500多个物体。据估计，小于10厘米的碎片的数量在500,000及以上。

随着时间的推移，由于阻力的增加，太空碎片会脱离轨道，因为碎片的轨道速度随着碎片与地球高层大气接触的增加而缓慢衰减。这需要花费数月或数年的时间，且研究表明，太空碎片的自然减少跟不上其数量的增长。实际上，我们可能会到达下述地步，更多的碎片将导致更多的碰撞，从而产生更多碎片的碰撞级联效应。在低地轨道，存在许多关于卫星之间以及卫星与航天飞机之间的高速碰撞的例子。根据NASA报告(保护航天飞机免受流星体和轨道碎片的影响)，当航天飞机处于51.6°倾角和400km高度的轨道时，NASA的碎片环境模型预测出直径为1厘米或更大的轨道碎片的平均碰撞速度为9km/s。

另一项研究，是由官方机构间太空碎片协调委员会(IADC)发起的行动项目27.1，“未来LEO环境的稳定性”，该研究由六个IADC成员机构进行，目的是研究低地轨道碎片数量的预计增长情况。每个机构都独立得出结论，积极的卫星管理和碎片清除，包括25年规则，对于防止未来的碰撞是必要的。引自IADC的一份执行摘要“...六种不同模型的结果相互一致，即，，即使通常采用的缓解措施合规率达到90％，预计在未来200年内低地轨道碎片数量，在ESA提供的2009年初始碎片数量的基础上平均增加约30％。灾难性碰撞将每5到9年持续发生一次。应该考虑采取补救措施，诸如主动清除碎片等，以稳定未来的LEO环境。”

有助于解释这些现象的是凯斯勒综合征(Kessler Syndrome)，其被定义为轨道上的卫星和其他空间物体的数量增长到一定程度，与太空碎片的碰撞将产生更多的碎片颗粒，从而导致更多的碰撞，长此以往，直到近地轨道变得无法使用为止。迄今为止，许多轨道太空碎片清除技术都涉及使用卫星来运送装置或材料，并要求在与碎片相同的轨道上运行。这些概念中的一些包括用于小碎片的收集装置或网、用于较大物体的系绳或抓钩装置、激光束瞄准系统、灰尘喷射系统或大气喷射系统。许多概念涉及高质量和高能量系统，这将加剧现有的碎片问题并成为问题的一部分。一些概念意图通过减缓碎片的轨道速度来处理这一问题，使其随时间的推移脱离轨道，但主要依靠自然力来最终清除碎片，这可能需要多年时间。

该问题将需要全局计划，不仅针对大碎片物体而且还包括较小碎片场。该计划必须综合处理所有大大小小的碎片，不论其来自哪个国家，并得到所有航天国家的协调和同意。通过根据给定国家在轨道上放置的卫星的数量来设置税率，以对航天国家征收国际税以作为财政支持。未来的卫星发射可以根据卫星的复杂性和过往遵守现有碎片减缓要求的记录来征税。然后，可以根据国际专家委员会确定的解决运行干扰、运行优先级和/或潜在风险的研究，分阶段实施协调好的计划。

发明内容

公开了用于从近地轨道清除小碎片的系统和方法。在根据本公开的系统的一个示例中，卫星被设置成从太阳等离子体传感器(SPS)接收太阳电磁(EM)波的参数和太阳等离子体的参数。该卫星还被设置成从太空碎片传感器(SDS)接收目标碎片的参数。该卫星被设置成被定位于极尖的入口点处，并包括天线，该天线被设置成将局部EM波引向极尖的入口点，以与太阳EM波相互作用。该卫星还包括控制系统，用于控制所述天线的定向，并选择局部EM波的参数，以将太阳电磁波的湍流磁通量转换成层流磁通量，其中太阳等离子体的成分以均匀流的形式被引导至该极尖内，从而使得该极尖的出口处的等离子体通量最大化，以拦截目标太空碎片。

在根据本公开内容的方法的一个示例中，将卫星定位在极尖的进入点上方。该卫星从太阳等离子体传感器接收太阳电磁(EM)波的参数和太阳等离子体的参数。卫星的天线将局部电磁波引向极尖的入口，以与太阳电磁EM波相互作用。卫星的控制系统选择局部EM波的参数，以将太阳电磁波的湍流磁通量转换成层流磁通量，其中，太阳等离子体的成分以均匀流的形式被引导至该极尖内，从而使得该极尖的出口处的等离子体通量最大化，以拦截目标太空碎片。

附图说明

为了更全面地理解各个实施例，现在参考结合附图参考以下的详细描述，在附图中，相似的附图标记对应于相似的元素：

图1用平均地球半径(R_E)来表示各种近地位置，以指示近地环境中的相对距离；

图2是帕克螺旋的示意图；

图3是进入极尖之前的太阳风自由流的图形表示；

图4是极尖的外部和内部的示意图；

图5是在电离层中极尖的估计出口面积的图形表示；

图6示出了LEO和GEO相对于内范艾伦辐射带和外范艾伦辐射带的相对位置；

图7示出了PRRISM在北极尖的位置，其中天线对准入口；

图8示出了基本的二维拦截计算；

图9示出了PRRISM卫星的二维视图；

图10示出了PRRISM卫星内的子系统的系统级框图；

图11示出了多卫星系统，其中两个PRRISM卫星一起操作；

图12示出了从国际空间站操作瞄准轨道碎片云的PRRISM的二维视图；

图13是示出关键参数的汇总表，其示出了来自自由流太阳风的可用压力和通过极尖的法向压力；以及

图14是示出根据本公开内容的示例方法的流程图。

具体实施方式

本发明体现一种替代性的概念，用于从近地轨道清除小太空碎片，并解决了前文提到的问题。低地轨道(LEO)被定义为高度小于2000km，其中，最集中的高度范围为介于450km和1000km之间。在LEO高度范围内，存在许多卫星，这些卫星具有跨过两极附近的倾角，介于80°和110°之间。在更窄的带内，太阳同步轨道(SSO)中的卫星更集中，这些卫星的倾角介于96.5°和102.5°之间。如维基百科所定义的那样，SSO(也称为太阳同步轨道)是一种地心轨道，其结合了高度和倾角，使得对于任何给定点来说，卫星均在同一当地太阳时经过行星表面的该给定点。其他卫星以各种倾角运行，其从赤道角到极地角到逆行角(倾角大于90°)，并且其范围从圆形(偏心率＝0°)到高度椭圆形(偏心率大于0且小于1)。椭圆轨道上的碎片场的近地点高度在LEO高度范围内，而远地点则远高于LEO。目前，超过20,000颗卫星在LEO和地球同步地球轨道(GEO)之间运行，其倾角从赤道角或0°，到极地角90°，再到110°。GEO定义为介于32,000km和37,000km之间的高度范围且近圆形轨道。在更大范围内，距离可以表示为平均地球半径(R_E)的倍数，其中1R_E＝6380km。图1呈现了按照R_E衡量的各种近地位置的草图，以显示近地环境中的相对距离。

本文所描述的系统和方法提供了一种从轨道上消除碎片的方法，这些碎片由于卫星与其他不起作用的卫星或小块太空垃圾进行碰撞而产生。PRRISM(用于重定向和清除惰性太空碎片的平台)卫星将使用商用运载火箭发射，并设置在经测试确定的最佳且最有效的位置，以在位于南极尖和北极尖前方、约10R_E处，在白天侧拦截太阳风并与之相互作用。对由太阳发出的太阳等离子体的科学研究表明：等离子体流以图2所示的流动样式从太阳向外盘旋出来，这通常被称为“帕克螺旋”，存在两种不同的速度，其中，电荷以螺旋波的形式分布，该螺旋波平衡电荷地到达地球。太阳等离子体由96％的质子、4％的He+离子、微量成分以及足够数量的电子组成，以实现电荷平衡。太阳风中包含带电粒子构成的太阳等离子体(E场)，和行星际磁场(IMF)或B场，它们相互垂直并垂直于流动方向。但是，在本文中，术语“太阳风”和术语“太阳等离子体”可能互换使用。包含在高速太阳等离子体中的阿尔芬波(一种磁流体动力波)具有宽范围的周期/频率。只有周期超过8分钟的那些阿尔芬波才能影响地球的极光区(北极光就在那里产生)。据记录，来自太阳赤道区域的低速等离子为速度为350km/s，而来自纬度高于30°的太阳极区的高速等离子的速度估计高达800km/s。这些等离子体密集电流片被记录为具有更强的极性磁场，并随着太阳风向外流动而重新分布，据报道，通过大约五个太阳半径实现了接近均匀的磁场分布。具有日冕物质喷发(CME)活动的太阳周期很可能会影响太阳风速、磁场和电荷。CME可以被定义为由磁场线充斥的巨大太阳等离子体云，这些CME在强烈且长时间的太阳耀斑和细丝喷发时会被吹离太阳。其他科学报告对太阳风有着不同的描述。根据Borofsky的说法，太阳风有时被称为“磁性意大利面”(J.E.Borofsky，“The spatial structure of the oncoming solar wind at Earth andthe shortcomings of a solar-wind monitor at L1”,J.of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics,Vol 177,pp 2-11,Elsevier Ltd,2018)。其中，薄电流片形成通量管的边界，并以35R_E至大于100R_E的各种直径将一个通量管与下一个通量管分开。

我们还根据麦克斯韦方程得知，变化的电场产生磁场，变化的磁场产生电场。此外，加速的电荷产生电磁波。鹰眼科学任务的数据是在5R_E到10R_E之间的北极尖穿越事件(polar cusp crossings)和1.1R_E到2.0R_E之间的南极尖穿越事件发生期间记录的。根据Gurnett和Frank(D.A.Gurnett和L.A.Frank，“Plasma Waves in the Polar Cusp:Observations From Hawkeye 1”，Journal of Geophysical Research,vol.83,no.A4,pp.1447-1462,Apr 1978)，约1.78kHz至178kHz的ULF-ELF磁场噪声是主要的等离子体波现象并且也是极尖的可靠标志。太阳风中包含的是电场和磁场二者。变化的电场和变化的磁场导致强电磁波以约350千米/秒和约800千米/秒的两种不同的速度从太阳向外传播。随着此EM波接近地球的地磁场，会发生强烈的重新连接过程(reconnection process)，这干扰能量流并降低极尖的能量水平。鹰眼针对极尖的电场的测量结果显示为每米1毫伏至5毫伏。相比之下，地球上游的自由流太阳风的电场测量值为每米1×10³伏。需要足够的具有建设性干扰的力来与极尖的电磁场产生共振，以减少湍流，从而使得现在的层流的力增大，以拦截目标碎片。为了提高流速并最终提高极尖的力输出，有必要使用抛物面天线对EM波进行频率匹配和脉冲调制，以实现通过极尖的层流。使用无源麦克斯韦方程组，

对于变化的磁场，

而对于变化的电场，使用

其中E和H分别是电场强度和磁场强度，分别以伏特/米和安培/米为单位进行计量；D和B是电通量密度和磁通量密度，分别以库仑/平方米和韦伯/平方米为单位。

在存在电场E和磁场B的情况下，电荷q以速度v运动时受到的力称为洛伦兹力，由下式给出：

F＝q(E+v×B)

对于真空中的电磁波，电通量密度D和磁通量密度B的本构关系与场强E、H有关，其最简单的形式为：

D＝ε₀E

B＝μ₀H

其中，ε₀和μ₀分别是真空的介电常数和磁导率，其数值为：

ε₀＝8.854×10^-12法拉/米

μ₀＝4π×10^-7亨利/米

因此，随时间变化的电磁(EM)场施加至移动电荷的净力与电荷的大小和极性、电荷的速度、EM场的大小、方向和极化，以及EM场的频率成正比。这些原理用于聚焦和加速粒子加速器(诸如线性加速器和回旋加速器之类)中的带电粒子。操纵特定电荷(太阳等离子体离子或电子)所需的EM场参数可以通过封闭形式计算、多物理有限元建模或实验来确定。尽管带电等离子体粒子可能对消除极尖内的湍流有影响，但是，Korth、Echer等人在标题为“The response of the solar cusp to a high-speed solar wind stream studied bya multi-spacecraft wavelet analysis”(J.of Atmospheric and Solar-TerrestrialPhysics,Vol 177,pp 2-·11,Elsevier Ltd,2018)中得出结论，在将能量传播到极尖的作用方面，行星际磁场(IMF)的波动比太阳风的变化更为重要。此外，Borofsky在他的论文“The spatial structure of the oncoming solar wind at Earth and theshortcomings of a solar wind monitor at L1”中，将太阳风描述为“磁性意大利面”，其中，磁通量管被厚度为1000至2000km的带电太阳等离子体片包围。Borofsky进一步解释说，这些磁通管的直径可以从35R_E到100R_E甚至大于100R_E，并且具有与帕克螺旋大约成45°角至日地线的取向。他还指出，一个磁通量管与地球的地磁场相互作用大约20分钟后，第二个磁通量管(可能具有一组不同的电磁参数)才会到达。

应当理解的是，对于任何给定的一组EM场参数，对于每单位的电荷来说，施加在带正电粒子上的力将等于施加至带负电粒子的力，而方向相反。在一个示例中，电磁场参数可能有利地用于将带正电的太阳等离子体离子(例如，H⁺和He⁺⁺)引导至极尖，并使得带负电的电子偏转，从而依靠相对高质量的离子，来携带较高的动量(质量×速度)和动能(1/2×质量×速度²)，来拦截轨道碎片。在另一示例中，EM场参数可能有利地用于将带负电的电子引导至极尖，并使得带正电的离子偏转，从而依靠质量相对较低的电子赋予较高的速度，来携带较高的动量(质量×速度)和动能(1/2×质量×速度²)，来拦截轨道碎片。在一些非限制性的示例中，可能选择EM场参数来产生太阳等离子体的选定成分(离子或电子)的线性层流，或者太阳等离子体的选定成分(离子或电子)的螺旋层流。

现在我们计算无阻碍自由流太阳风质量流、动压和力，以确定可用于提供足够的力以从低地球轨道清除太空碎片的压力。首先，向着太阳风质量流的方向，我们取IMF的横截面，如图3所示。根据维基百科，使用10km作为厚度，然后将宽度取值为2×10R_E，其中1R_E＝6380km，则面积为：

面积＝2*10R_E×10km

面积＝1.28×l0¹² m²

求解质量流量(M)＝p*A*v

其中ρ＝质子质量(m_p)kg*质子(n_p)cm^-3

m_p＝1.673×10^-27kg，n_p＝9cm^-3

A＝自由流太阳风的横截面积＝1.28×10¹²m²

v＝较慢的太阳风速＝350km/秒

M＝6.76×10<sup>-3</sup>kg/秒

动压(P)＝m_p*n_p*v_p ²

其中，mp＝1.673×10^-27kg

n_p＝9cm^-3

v_p＝350km/秒

P＝1.673×10^-27kg*9×10⁶/m³*1.225×10¹¹m²/秒²

P＝1.84nPa

自由流太阳风(F)＝动压(P)*面积(A)

F＝2360牛顿

当太阳风接近极尖时，IMP-8和Flawkeye卫星的观测表明，存在两个限定极尖的重要区域：地球403上方的外极尖区域401和内极尖区域402，如图4所示。图4中还示出了磁鞘404、磁层顶405和弓形激波406。弓形激波在地球磁层与太阳等离子体之间的边界处形成。磁层顶是太阳风的动压和地球的磁场施加在太阳风上的力之间的平衡。磁鞘是磁层顶与弓形激波之间的空间区域。

对于鹰眼等离子体、磁场和等离子体波仪器的观察直接对北极尖的喉部进行了采样。1974年7月3日观测到行星际磁场由南向变为北向。基于磁场等离子流以及电磁噪声识别出了2个不同的区域。基于数据，决定重新连接的初始位置和重新连接的磁通量演变的主导因素是IMF的取向。对于设定通量管重新连接的初始位置，磁层顶处的IMF取向(向南或向北)比太阳风速度的变化更为重要。重要的是要注意，随着极尖的密度的增大，作用在太空碎片上的力也就越大。此外，帕克螺旋内的太阳风阿尔芬波影响磁层昼侧极尖密度并加热该极尖。在高于4R_E处，太阳等离子体中的质子密度保持在每立方厘米9个不变，而在低于4R_E时，随着进入到极尖的更深处，密度增加。此外，极尖内的高能粒子群由电离层(O⁺)离子(表示从电离层向上流动的湍流)和太阳风(He⁺⁺，O^>+3)组成。根据来自“鹰眼”科学任务的数据，据观察，极尖内外的流是湍流。在外极尖，平均流速是朝黎明方向300km/s(地球的旋转是如图4所示的逆时针方向)，而磁鞘流为向北200km/s。在内极尖，从黄昏到黎明，太阳等离子体的速度为200km/s到300km/s，并且从极地到赤道，方向略有变化。因此，数据表明，在外极尖中，磁场分量与磁鞘中的磁场分量不同，并且变得更加可变。一旦进入极尖，整体流就会受磁鞘中较稳定的流的干扰。

流经极尖的法向太阳风流(normal solar wind flow)的计算，需要估算质量流(M)、动压(P)和太阳风力(F)，这些力量可以被作用在低地轨道上的目标碎片上。如图5所示，并使用来自Maynard(N.C.Maynard，“Coupling the Solar-Wind/IMF to theIonosphere Through the High Latitude Cusps”，Surveys in Geophysics,(2005)26:255-280,Springer 2005)，其中他指出：“在电离层中，极尖有数个小时的宽度，和数度的深度”，则极尖的出口区域将由2°(从北纬79°到81°)的长度(L)表示。宽度(W)在北纬80°的圆周上为2/24小时(24小时中的2小时)。

面积Area＝L*W

L＝北纬80°(79°-81°)处Δ2°，其中R_E＝6380km，

＝Cir*(2°/360°)

＝2πR_E*10⁶m*(2°/360°)

L＝0.223×10⁶m

W＝北纬80°处2/24小时

＝(2/24)*2πR_ECos 80°

W＝0.580×l0⁶m

面积＝0.223×10⁶m*0.580×10⁶m

极尖出口的面积(A)＝0.129×10¹²m²

使用以下值计算质量流(M)：

M＝ρ*A*v

其中ρ＝m_p*n_p

m_p＝1.673×10^-27kg；质子的质量

n_p＝15cm^-3；质子数浓度

面积＝0.129×10¹²m²

速度(v)＝100km/秒

M_cusp＝1.673×10^-27kg*15cm^-3*0.129×10¹²m²*100km/秒

极尖出口处的质量流为：

M＝0.324×10<sup>-3</sup>kg/秒

通过极尖的动压(P)：

P＝m_p*n_p*v_p ²

其中，m_p＝1.673×10^-27

n_p＝15cm^-3

v_p＝100km/秒

P＝1.673×10^-27kg*15cm^-3*(100km/秒)²

P＝0.251×10^-9kg/m-秒²

极尖出口处的动压(P)为：

P＝0.251nPa

极尖出口处的估计的法向太阳风力(F)为：

F＝动压(P)*极尖出口的面积(A)

P＝0.251×10^-9kg/m-秒²

A＝0.129×10¹²m²

F＝(0.251×10^-9kg/m-秒²)*(0.129×10¹²m²)

＝0.0324×10³kg-m/秒²

极尖出口处的估计的法向太阳风力(F)为：

F＝32.4牛顿

多年来，利用来自许多科学任务的数据，对近地空间环境以及由高电荷离子、电子和伽马射线组成的太阳等离子体的计算机模型进行了记录、研究和构建。图6显示了近地环境的图形表示。清楚地示出了与低地轨道和地球同步轨道相关的范艾伦辐射带。已经发射卫星任务，例如：ACE、Hawkeye(鹰眼)、Imp3、Imp8、Polar(极地)、SOHO和Wind，以研究太阳风和与地球磁层的相互作用。

北极和南极为太阳风和其中的高电荷粒子提供了自然的磁吸引力，而太阳风提供了一种容易可用的媒介来帮助清除低地轨道上的小碎片粒子。如图7所示，该实施例将使用由天线100产生的电磁波，该天线100安装在专用PRRISM卫星300上，并设置在极尖2100处的截距(intercept)附近或某些最佳位置处。PRRISM卫星300将电磁波射向极尖2100内，以增加密度，重定向极尖内粒子流并使其流线化(streamline)，并提高温度，以便将更大的压力引导至太空碎片上。存在于太阳风高速流中的带电粒子，通过天线聚焦的电磁波自然地重新定向通过极尖。使用电磁波，可以通过改善层流、减少湍流和加热通过极尖的等离子体，来增加密度来增强自然转向的太阳风流。当碎片云在极尖2100下方、北极或南极附近通过时，这种高度带电的太阳风流2000可以被利用和调节，以在特定的时间和持续时间(根据计算机产生的目标解决方案)诱导等离子体的离散压力波爆发。

图8说明了低地轨道或地球同步轨道中，利用太阳风流2000拦截太空碎片700的2自由度拦截的计算。三维计算更为严格，并且容易可以通过计算机程序使用多达四个解的“四次方程式”来完成数学运算来实现。但是，二维计算方法有助于在已知与碎片的距离的情况下给出闭合时间(closure time)的近似值。这将在下面进行更详细地讨论。

PRRISM卫星300将从机载或远程定位的太阳等离子传感器(SPS)400，以及同样机载或远程定位的太空碎片传感器(SDS)500接收遥测数据。对于太阳等离子传感器400，各种传感器已经用于早期的空间太阳能任务，并且可以根据需要进行改进以满足任务要求。类似于下述项的若干仪器就是其中的几个：CRRES和Polar上的磁层离子成分分光计，CRRES上的电子和质子广角光谱仪(EPAS)，SOHO上的电荷、元素和同位素分析系统(CELIAS)。目前，美国空军联合太空作战中心(JSpOC)跟踪太空碎片，但仅限于尺寸大于10cm的碎片。相控阵雷达制造商LeoLabs公司声称能够探测到小到2cm的太空碎片。这提供了提高检测能力的机会，以及将SDS外包给LeoLabs等公司的机会。PRRISM卫星300上载有的目标瞄准计算机(TC)将从SPS 400接收关于太阳等离子体的净极性、速度和密度的遥测数据。SDS 500会将遥测数据发送给TC，其中包括碎片数据，例如密度、大小、速度，和下一个大型碎片云通过极地点2100下方的轨迹。然后，TC将确定PRRISM天线300的所需方向、电磁波的幅度、频率和极化以及PRRISM天线100的时序和上电顺序。该电磁波天线100将减小湍流并增加等离子体通过极尖2100的层流，同时增加等离子体内的温度和质子密度。TC还将提供用于太阳等离子体2000的电磁定向压力波的拦截坐标和持续时间，以拦截碎片云700并将其移动到衰减轨道中。结果将是，将碎片700重定向到大气层中烧尽，与其他产生我们熟悉的北极光和南极光的带电等离子体一起照亮天空。电磁(EM)波的定时和顺序可以是脉冲式的，或者根据所需的压力而变化。碎片700瞄准将以优先方式进行，并使用基于颗粒大小、位置、高度、碎片云密度和倾角的太空碎片优先系统来与国际航天组织协调。

为了获得最大效力，必须根据目标碎片的大小和位置来评估极尖2100附近的PRRISM卫星位置。需要将太阳风2000的EM波的压力量，优化到足以使以特定高度和倾角绕行的小碎片颗粒700偏转。适当的位置将取决于等离子流的特性、PRRISM 300的轨道力学以及EM波天线100的效率，以使太阳风2000流线化(streamline)，从湍流变为层流，通过极尖2100，并带有对目标碎片施加的适当量的压力。需要考虑的参数还包括增加极尖2100内的局部质子密度和温度。来自研究太阳的鹰眼和Imp-8的卫星任务的科学数据表明，在高于4R_E的高度上，极尖2100内的质子密度与进入极尖前的自由太阳风2000的质子密度相比没有变化。在较低的高度处，正常的质子密度会增加到每立方厘米100到200个。在5R_E到10R_E的太阳同步轨道范围内，可能需要几个可能的位置。太阳等离子体2000的需要有必要最小压力，以使得碎片700粒子的轨道速度改变以使它们脱离轨道。然而，小的太阳风2000的压力，加上足够的力都可以使碎片的速度矢量发生必要的变化。这将降低它的轨道高度，直到它从大气中获得足够的额外阻力来燃烧和脱离轨道为止。转向目标碎片场的太阳风流将取决于等离子体的特性和与目标碎片的距离。太阳风必要最小压力将基于瞄准时等离子流的密度。下面提供了从500Km轨道上清除一小块碎片所需的最小力的估算。PRRISM天线100的操作将通过地面站010的遥测系统启动，地面站010具有调节电磁波强度的能力。机载或远程定位的SDS500单元将发送遥测信号，以指示正在接近的碎片的位置、速度和其他定义参数，然后触发机载PRRISM瞄准计算机以创建拦截解决方案，针对空间中与选定清除的大型碎片云相交的时间和位置建立适当的电磁波强度和时间。

PRRISM的实施例将是具有如图9所示安装有EM波天线100的卫星的结构。PRRISM300将由小型推进器进行操纵，以将天线100瞄准极尖2100、发射EM波脉冲串、并沿适当方向产生等离子体2000的压力波，该压力波将消除湍流、产生层流并迫使目标太空碎片700朝向较低且不可持续的轨道。这将允许PRRISM 300定位在空间中位于极尖2100附近且位于目标轨道之外的最佳位置的同时，重定向太阳风2000。PRRISM子系统如图10所示，并且稍后将进行讨论。

该设计可以采用数种构造。在第一种情况下，如上所述，PRRISM卫星300，具有产生电磁波的前置天线100，并位于极尖2100附近，以在预定的时间和持续时间内，使流经极尖2100的太阳风2000流线化，从而与在较低高度处通过的太空碎片700相作用，进而使得碎片在极地处或极地附近向下偏转进入衰减轨道。

图11示出了对该设计的进一步改进，可以利用多个卫星来产生更大且更强的电磁波，以重定向更多的太阳风粒子并消除湍流。这将允许足够的压力，以产生通过极尖2100的等离子体2000层流，然后重定向太空碎片700并使其脱离轨道，从而使太空碎片700在极尖2100下方且在北极和南极附近的轨道运行。来自诸如ACE、Hawkeye、Imp-3、Imp-8、Polar、SOHO和Wind之类的早期太空科学任务的科学数据(在距地球不同距离处获取)将得到重新检查，并且流量、等离子体电荷、电荷变化率、等离子体速度、等离子体密度和距离碎片的距离将根据颗粒尺寸、速度、距离、碎片类型和目标碎片场的数量来确定。一个或多个最佳位置将由几个因素来确定，例如：太阳等离子体2000的速度、拦截碎片场700的时间以及碎片场的高度和倾角。给定碎片700的各种倾角和轨道，在一种情况下，将PRRISM 300的位置设置为10R_E，而对于另一碎片场700则处于不同的距离可能是有利的。

在图12中示出了另一种形式，其中碎片清除操作可以在LEO或GEO内进行。在这种情况下，只有PRRISM 300天线从外部安装到国际空间站(ISS)020上，并由ISS 020上的宇航员操作，以瞄准轨道碎片云700。EM波与太空碎片700的相互作用将导致碎片的向下轨迹。机载或远程SDS 500将提供定位数据以相对于ISS 020定位太空碎片。该实施例将直接与太空碎片700相互作用，从而将太空碎片偏转至较低的轨道，并且最终至衰减轨道。

图1示出了近地环境和远地环境中各种科学特征或位置之间的距离。使用平均地球半径(R_E)尺度，可以显示彼此之间的各种位置。平均地球半径定义为6380km或3959英里。具体而言，显示的是0.03R_E至0.3R_E的低地轨道和5.6R_E的地球同步轨道，与范围从0.2R_E至2.0R_E的内范艾伦辐射带和范围从3R_E至10R_E的外范艾伦辐射带之间的关系。同样，北极尖和南极尖的位置位于5R_E到10R_E之间。这个距离将根据当时的太阳活动如日冕物质抛射(CME)而变化。就平均地球半径(R_E)而言，遥远的拉格朗日点(L1)在256R_E处明显更远。

图2显示了帕克螺旋，这是一个通常用来描述太阳风从太阳以螺旋波向外运动的术语，当它经过内行星时，流动方向(上/下或北/南)发生振荡变化，并最终接近地球。

图3是自由流太阳风的横截面300的估算图形表示。如先前所示，有必要证明太阳风产生了大量的质量流，以便在不对目标区域附近的卫星造成任何附带损害的情况下清除太空碎片。该横截面积是基于北极尖处的PRRISM的大致位置估算的。经过之前的计算，最终产生的2360牛顿的太阳风力足以完成这项任务。

图4相对于磁鞘和磁层顶示出了极尖的外部区域和内部区域。地球的自转是逆时针的，所以黎明到黄昏的流动将离开纸张，黄昏到黎明的流动将进入纸张。在极尖的外部附近，太阳风，与太阳等离子体的带电粒子和行星际磁场(IMF)一起流动，与地球的地磁场相互作用，并以显著的湍流形式开始复杂的重新连接过程。通量管重新连接过程很大程度上取决于IMF的方向(向南或向北)。在极尖外部中，录得的太阳等离子体的平均流量为黎明方向300km/s。而在磁鞘侧，太阳风以200km/s的速度向北流动，并略微向黄昏方向流动。在极尖内部，从黄昏到黎明，太阳等离子体速度为250km/s到300km/s，地磁场很弱，没有明确的方向。在极尖内部，电离层的影响在极尖中体现得更高，并且在低于4R_E的高度，质子密度增大。在极尖的较高位置出现电离层离子并伴有一些垂直流动，这再次表明极尖内存在湍流区域。

图5示出基于Maynard报告的科学数据的极尖的出口区域的图形表示。他指出，在电离层中，极尖的宽度为数小时，深度为数度。根据此信息，我们使用从北纬79°到81°取的2°并在北纬80°处的圆周上取2小时的宽度来形成的区域。出口面积被计算，以确定通过极尖的法向质量流量和由此产生的压力，该压力可用于清除低地轨道上的太空碎片。计算出的压力为32.4牛顿，并且将以该算出的压力与太空碎片留在轨道上或脱离轨道所需的小得多的力相比较。

图6显示了LEO和GEO相对于内范艾伦辐射带2200和外范艾伦辐射带2300的相对位置的另一视图。这些辐射带保护地球免受太阳辐射的侵害，并且也为极尖2100创造了部分边界，并使一小部分太阳风进入地球1000大气层成为可能。

图7示出了PRRISM卫星300，其位于太空中靠近北极尖2100的预定位置，以与太阳风相互作用，在该处太阳风粒子通过极尖2100进入地球1000在北极和南极的大气层中，从而产生北极光和南极光。极尖2100的外部或入口位于昼侧磁层顶内部的一个区域，在该处磁力线以大约80°的磁纬度分开。通过这些极尖，太阳风可以进入地球的磁层。极尖2100的入口点在5R_E到10R_E之间变化。PRRISM卫星的位置大约为10R_E。一个或多个确切位置将根据太阳等离子体质子密度、太空碎片轨道、太空碎片倾角和其他参数来确定。在很大程度上，范艾伦辐射带2200和2300充当保护罩，挡住到达地球1000的大部分太阳等离子体，从而形成了地球下游的磁鞘和拖尾磁尾(trailing magnetotail)。

概念上，基于测试，位于靠近极尖2100中的一个或两个的预定位置的PRRISTIS卫星，将与产生电磁波的天线一起定位，以使通过极尖2100的更多的太阳等离子体流线化。这是必要的，因为科学数据表明，在极尖的外部和内部都存在大量的湍流，这限制了太阳风的向下流动。EM波将实现以下几个目标：(a)它将减少湍流，产生通过极尖2100的更多的层流，(b)它将增加太阳等离子体中电荷粒子的密度和温度，从而产生更大的压力，以用于太空碎片上。该EM波将以极化的方式工作，该极化基于太阳等离子体的净极性，而该极性由太阳等离子体传感器(SPS)(机载或远程定位的仪器)进行记录。

先前的太阳科学任务被设置在许多不同的轨道上，其目标略有不同，但使用的各种科学仪器在目标和方法上有一些重叠。WIND卫星在在围绕位于256R_E处的拉格朗日L1点的晕轨道(halo orbit)上运行；鹰眼卫星在一个椭圆轨道上，远地点为21RK，在5R_E至10R_E穿过北极尖；Polar卫星在椭圆极轨9.5R_E×1.8R_E上。CRRES被设置在350×33,584km椭圆轨道中，倾角为18.1°(0.2R_E至5.5R_E)。各种仪器以前已经被使用了，并且可以进行一些修改来适配，以使其满足此任务的要求。WIND法拉第杯(WIND Faraday Cup)仪器测量了质子和α粒子的数密度、热，速度和整体流速，WIND电子光谱仪仪器对电子密度、体速度、压力张量和热通量矢量进行了三维测量。Polar卫星使用热等离子体分析仪(HYDRA)测量整体流(bulkflow)，并使用电场仪(EFI)测量电子密度。CRRES磁层离子组成光谱仪(MICS)通过确定入射离子的质量、电荷和速度来表征入射离子。这些或类似的仪器将用于太阳等离子传感器0400中，以监测和记录太阳等离子流，用于拦截目标太空碎片。太阳等离子体的关键参数是等离子体净极性、等离子体电荷、等离子体磁场强度、电子密度、离子密度、质子密度、通量密度和等离子体流速。另一种传感器，即太空碎片传感器(SDS)[0500]，将被定位于在低地轨道之外的国际空间站上或基面上，以探测碎片颗粒的大小(2厘米及以上)、碎片场的范围、碎片通量密度、碎片高度、碎片速度、碎片倾角以及碎片与PRRISM[0300]的距离。SPS和SDS两者都将遥测数据发送给PRRISM，供机载TC计算太阳等离子体和太空碎片的拦截位置。LeoLabs公司目前正在开发一种基于地面的太空碎片探测系统。

图8表明在低地轨道或地球同步轨道上，利用太阳风流拦截太空碎片的二维计算，该二位计算是严格的，并且使用计算机程序来建立具有最多四个解的“四次方程式”，来求解更容易完成。该图显示了一个基本的二维拦截，其中PRRISM的估计位置为10R_E，低地轨道上的目标太空碎片的位置为0.2R_E。假设速度恒定，则可以使用以下公式确定拦截时间的估计值：

t＝d/V，

其中：t是拦截时间

d是行进距离

v是速度

为了进行拦截，用于转向的等离子体流的时间t₁必须等于用于太空碎片的时间t₂。这使得公式为：

d₁/v₁＝d₂/v₂。

使用d₁＝9.8R_E

v₁＝350km/s(对于太阳等离子体)并且

t₁＝t₂且R_E＝6380km并求解t₁

得到t₁＝178.6秒

到达拦截位置并且与碎片接触，不到3分钟的时间。在这一点上，利用更高的压力和更层流化的太阳等离子流，将碎片下推到更低的、衰减的轨道上。这种转向的太阳等离子体流的变型将使用更大的电磁波或多个PRRISM卫星。这将在后面的段落中详细讨论。随着每个碎片云进入目标区域，等离子流通过足够的质量流将被重定向，以拦截碎片并将其推入不断衰减的轨道，从而在地球大气层中无害地燃烧尽，这一过程将重复进行。

图9示出了带有一些主要子系统的PRRISM卫星300。卫星上附接有电磁(EM)波天线100。该天线会产生足够的EM波，从而产生足够的压力来重定向和加速太阳风通过极尖2100。科学数据表明，在高度高于4R_E处，极尖内的太阳等离子体密度保持不变，随着不断深入极尖，在高度低于4R_E的情况下，太阳等离子体密度将增大。下面给出通过极尖的法向压力以及从低地轨道清除小碎片所需的压力(大小较小)的计算。

本专利中提到的许多太阳等离子体传感器仪器已经在以前的科学卫星上进行了测试，如ACE、CRRES、IMP-3、IMP-8、Polar和WIND。太空碎片传感器将使用JSpOC跟踪雷达的改进版本或类似于LeoLabs开发的设计。主要的PRRISM卫星系统如下：卫星遥测、跟踪和控制子系统(TTCS)310提供指挥和操作卫星以及记录和传输科学和工程遥测数据的能力。该单元能够实时执行命令，或存储命令以延迟执行。卫星配电子系统(EPDS)320提供运行卫星和仪器所需的电力的产生、存储、分配和控制。在阳光照射下，电力通常由太阳能电池阵列提供。在地球阴影下或在要求PRRISM指向远离太阳的特定功能期间，由电池供电。卫星姿态控制和推进子系统(ACPS)330包含肼推进器，以处理卫星自旋轴线并控制其旋转速率。这些推进器还可以进行小型轨道操纵。ACPS 330将使PRRISM天线定向，以将EM波聚焦在极尖2100的入口处，以在目标序列期间重定向太阳风。卫星热控制子系统(TCS)340]主要通过使用被动热控制(热涂层和覆盖层)，为卫星子系统和仪器提供可接受的热环境。卫星姿态确定子系统(ADS)360用于确定卫星姿态和旋转速率。这使得这些子系统可以保持在标称环境中，并为任务提供参考框架。ADS 360被设计成提供卫星在惯性空间中的旋转轴线的知识。PRRISM卫星300不会给太阳等离子体增加任何推进力。然而，在实际瞄准序列中，电磁波会增加层流和质子密度，从而增加太阳等离子体作用到目标太空碎片上的压力。卫星姿态确定子系统360将定向PRRISM以将EM波集中在太阳等离子体上，并在瞄准序列期间保持适当的参考系框架。PRRISM卫星系统300专用的是目标瞄准计算机(TC)350、天线EM波电力控制系统321和磁场控制单元322。这些子系统将使用来自太阳等离子体传感器400、太空碎片传感器500和地面站10的遥测数据彼此交互，以将PRRISM天线100定位以预定的时间段。这将为PRRISM天线100提供足够的功率，以产生电磁波，，将太阳等离子体以层流化程度增加和压力增加的方式，重定向到北极尖或南极尖2100内。

在整个任务期间，内务管理功能将按计划的时间间隔运行。运行在极地轨道上的PRRISM TTCS 310将接收来自SDS 500传输的数据流，该数据流表示碎片颗粒大小、碎片通量密度、碎片高度、碎片速度、碎片倾角和碎片云与PRRISM卫星300的距离。地面命令将根据选定的目标碎片与拦截地点的预定的超前距离，触发一系列事件，以拦截碎片(如导弹拦截情形)。从SPS 400接收的数据包括质子和α粒子的密度、热通量、速度和质量流量(类似于WIND法拉第杯仪器)，以及使用磁层离子成分分光计仪器(类似于CRRES上使用的仪器)测量得到的电子密度、速度、压力张量、热通量(类似于WIND上的电子分光计仪器)以及离子质量、电荷和速度。拦截序列将通过地面控制器10发出的命令开始，以使目标瞄准计算机350访问太阳等离子体传感器400数据。然后，目标瞄准计算机350将确定(1)到拦截位置的时间和距离；(2)PRISM天线100在空间中的取向，该天线用于引导EM波，从而将非湍流和更密集的太阳等离子体流朝向极尖的方向重定向，并使太阳等离子体流以层流的方式通过极尖，以及(3)瞄准序列的持续时间。

图10示出了控制系统级的框图，其中，示出了PRISM卫星300子系统、机载或远程的太阳等离子传感器(SPS)400、机载或远程的太空碎片传感器(SDS)500和地面站10之间的连接。SPS 400会将遥测数据和必要的太阳等离子体参数发送到PRRISM卫星300的遥测跟踪和控制子系统310，然后发送到PRRISM目标瞄准计算机350。类似地，SDS 500将把带有太空碎片信息的遥测数据发送到PRRISM遥测跟踪和控制子系统310，然后发送到PRRISM TC 350。然后，PRRISM TC 350将确定拦截坐标，将控制数据提供给PRRISM配电子系统320，将指导数据提供给卫星姿态控制和推进子系统330，并通过配电子系统320调节PRRISM电力控制系统321和PRRISM磁场控制单元322的电功率、极性和场强。姿态确定子系统360姿态确定子系统360将向PRRISM TC 350提供连续的位置和跟踪坐标。卫星EPDS 320还可以控制卫星的电力需求、电池和太阳能电池板调节。

图11示出了通过使用两个或更多个卫星组成的卫星群的替代方法的使用，两个或更多个卫星中的每一个都带有产生电磁波的天线，并瞄准极尖2100，以使得更多的太阳等离子体2000通过北极尖2100。与单颗卫星运行一样，电磁(EM)波将减少极尖中的湍流，产生更大的层流，并在此过程中允许更大的质量流通过极尖。EM波将被脉冲化，以在太空碎片700上产生足够的压力，从而在太空碎片云上施加脱离轨道的速度矢量，并使碎片减速或重定向以进入衰减轨道。天线100启用的持续时间以及极化和幅度的电势都可以改变。

图12示出了安装在国际空间站20上、并且在LEO轨道区域内操作的PRRISM天线100的另一替代使用。在这种情况下，PRRISM天线100将直接瞄准太空碎片。EM波脉冲将以足够的压力瞄准片700，以使碎片700的轨道速度减慢，和/或将碎片700重定向至较低且衰减轨道。然后，安装在国际空间站20上的PRRISM天线100，将由国际空间站(ISS)20的宇航员通过直接视线或使用视频摄像机来控制和操作。操作员将瞄准天线100以拦截太空碎片700并将其重定向到衰减轨道。这种操作可以在地面模拟器中练习，也可以由宇航员在太空中使用视频摄像头手动操作。使用ISS 20作为指挥站的概念也可用于处理地球同步轨道上的碎片700。

PRRISM 300是具有通常的遥测子系统、跟踪子系统、指挥子系统、热子系统、推进子系统和制导子系统的标准卫星，如图9所示。CRRES卫星的设计或其他科学卫星可能是该卫星的示例。主要区别是增加了EM波天线100。该系统将具有机载或远程仪器，其能够检测碎片700的大小和数量，并确定碎片云700的位置、方向和范围。USAF JSpOC监测并分类直径大于10厘米的太空碎片。最近，LeoLabs在德克萨斯州和阿拉斯加州引入了一种新的相控阵雷达方法，并声称可以准确检测直径小至2厘米的太空碎片。仪器的示例较早地提供给太阳等离子传感器400，并将使用以前在太空科学任务中使用的仪器，如WIND、Polar、Hawkeye和CRRES。太空碎片传感器500将利用类似于LeoLabs正在开发的新技术。

进行了若干计算以确定使500km轨道中的一块太空碎片700脱离轨道所需的力。首先，计算一小块太空碎片的质量。D.Kessler等人在NASA技术备忘录100471中确定，直径为1厘米及以下的碎片物体的平均质量密度(ρ)为2.8g/cm³。对于大于1厘米的碎片，碎片质量的公式为：

ρ＝2.8d^-0.74

其中d是碎片直径。对于2cm的直径(可检测到的最小尺寸)，质量密度为：

ρ＝2.8*(2)^-0.74

＝1.68g

一块2厘米的太空碎片的质量:

ρ＝1.68×10<sup>-3</sup>kg

将小质量的太空碎片保持在500km的轨道上所需的力由以下关系式表示:

力_太空碎片＝G(M_E*m_SD)/r_SD ²

其中：G＝重力常数＝6.67×10^-11N-m²/kg²

M_E＝地球质量＝5.98×10²⁴kg

m_SD＝太空碎片质量＝1.68×10^-3kg

r_SD＝到碎片轨道的径向距离＝6380km+500km＝6880km

力_太空碎片＝6.67×10^-11N-m²/kg²*(5.98×10²⁴kg*1.68×10^-3kg)/(6.88×10⁶m)²

力_太空碎片＝0.0142牛顿

清除2cm碎片的力>0.0142牛顿

因此，可以说，大于0.0142牛顿的力将从500km轨道中清除直径为2cm的一块太空碎片[0700]。对于1000km的轨道，这个力略小，为0.0123牛顿。根据Kessler博士的方程，使用了一个代表直径为2厘米的碎片的质量，该方程是基于许多不同大小和材料的多种碎片建立起来的。从Kessler方程式可以看出，碎片直径越小，密度越大，而碎片直径越大，表面积越大，密度越低。从早期的计算和表13中的总结可以看出，通过极尖的法向太阳风流的压力估计为32.4牛顿，如果不受阻碍，这将足以清除这些小碎片和其他小碎片。然而，太空科学数据表明，极尖[2100]的湍流减少了太阳等离子体的向下流动，以至于这种压力永远无法实现。通过在极尖[2100]中形成层流，可以获得接近32.4牛顿的压力。

图13是总结所有前述计算的表。

图14是示出根据一个实施例的一种用于清除太空碎片的方法的流程图1400。该方法开始于操作1402，其中卫星(例如PRRISM卫星300)被定位在极尖(例如北极尖或南极尖2100)的入口点的上方，如图7所示。在操作1404处，卫星300从太阳等离子体传感器(例如图9中的太阳等离子体传感器400)接收太阳电磁波的参数和太阳等离子体的参数。在操作1406处，卫星从太空碎片传感器(例如图9中的太空碎片传感器500)接收目标太空碎片的参数。在操作1408处，天线(诸如图9中的天线100)将局部电磁波引向极尖的入口点，以与太阳电磁波相互作用。并且，在操作1410处，选择局部电磁波的参数(例如，频率、极化、功率)以将太阳等离子体的成分以均匀流的形式引导至极尖内，这使得极尖的出口点处的等离子体通量最大化以拦截目标太空碎片。

为了提供对本公开内容的良好理解，前面的描述阐述了许多特定细节，例如特定系统、组件、方法等的示例。然而，对于本领域技术人员而言显而易见的是，可以在没有这些具体细节的情况下实践其他示例。在其他情况下，为了避免不必要地混淆本公开内容，没有详细描述公知的组件或方法，或者仅以简单的框图形式呈现了公知的组件或方法。因此，所阐述的具体细节仅是非限制性示例。

尽管以特定顺序示出并描述了本文的方法的操作，但是可以改变每种方法的操作顺序，从而可以以相反的顺序执行某些操作，或者可以至少部分与其他操作同时执行某些操作。在其他示例中，可以以间歇或交替的方式执行不同操作的指令或子操作。包括摘要中所描述的内容在内的本发明的示例的上述描述并不旨在穷举或将本发明限制于所公开的精确形式。尽管本文出于说明性目的描述了特定示例，但是如相关领域的技术人员应当认识到的那样，在本公开的范围内可能进行各种等效修改。词语“示例”在本文中用来表示用作示例、实例或说明。本文中描述为“示例”的任何方面或设计不必被解释为比其他方面或设计更优选或有利。而是，使用“示例”一词旨在以具体的方式呈现概念。如本公开中所使用的那样，术语“或”旨在表示包括性的“或”，而不是排他性的“或”。也就是说，除非另有说明或从上下文可以清楚地看出，否则“X包括A或B”旨在表示任何自然的包含性排列。也就是说，如果X包括A；X包括B；或X包括A和B，则在任何上述情况下均满足“X包括A或B”。另外，在本申请和所附权利要求书中使用的冠词“一”和“一个”通常应被解释为意指“一个或多个”，除非另有说明或从上下文清楚地针对单数形式。此外，在此使用的术语“第一”、“第二”、“第三”、“第四”等是作为区分不同元件的标示，并且不一定根据其数字表示具有序数含义。

Claims (13)

1.一种用于从近地轨道清除太空碎片的系统，包括：

太阳等离子体传感器(SPS)，用于检测太阳电磁(EM)波的参数和太阳等离子体的参数；

太空碎片传感器(SDS)，用于检测太空碎片的参数；

卫星，与所述SPS通信并位于极尖的入口点上方，所述卫星包括：

天线，用于将局部EM波引向所述极尖的所述入口点，以与所述太阳EM波相互作用；以及

控制系统，用于控制所述天线的定向并选择所述局部EM波的参数，以将所述太阳EM波的湍流磁通量转换为层流磁通量，其中，太阳等离子体的成分以均匀流的形式被引导至所述极尖内，从而使得所述极尖的出口点处的等离子体通量最大化。

2.根据权利要求1所述的系统，其中，极尖中的所述等离子体通量能够被操作以拦截近地轨道碎片并使所述近地轨道碎片减速，其中，所述近地轨道碎片从轨道中移除。

3.根据权利要求1所述的系统，其中，所述均匀流包括太阳等离子体的所述成分构成的线性层流和螺旋层流中的一种或多种。

4.根据权利要求1所述的系统，其中，太阳等离子体的所述成分包括带正电的离子。

5.根据权利要求1所述的系统，其中，太阳等离子体的所述成分包括带负电的电子。

6.根据权利要求1所述的系统，其中，EM波的所述参数包括所述EM波的功率、频率和极化。

7.一种用于从近地轨道移除太空碎片的方法，包括：

将卫星定位在极尖的入口点上方；

从太阳等离子体传感器接收太阳电磁(EM)波的参数和太阳等离子体的参数；

从太空碎片传感器接收目标太空碎片的参数；

利用所述卫星的天线将局部EM波引向极尖的所述入口点，以与所述太阳EM波相互作用；

选择所述局部EM波的参数，以将所述太阳EM波的湍流磁通量转换成层流磁通量，其中，所述太阳等离子体的成分以均匀流的形式被引导至所述极尖内，从而使得所述极尖的出口点处的等离子体通量最大化。

8.根据权利要求7所述的方法，其中，极尖中的所述等离子体通量可被操作以拦截近地轨道碎片并使所述近地轨道碎片减速，其中，所述近地轨道碎片从轨道中移除。

9.根据权利要求7所述的方法，其中，所述均匀流包括太阳等离子体的所述成分构成的线性层流和螺旋层流中的一种或多种。

10.根据权利要求7所述的方法，其中，太阳等离子体的所述成分包括带正电的离子。

11.根据权利要求7所述的方法，其中，太阳等离子体的所述成分包括带负电的电子。

12.根据权利要求7所述的方法，其中，所述EM波的参数包括电磁波的功率、频率和极化。

13.一种设备，包括：卫星，被设置成被定位在极尖的入口点处，所述卫星还被设置成从太阳等离子体传感器接收太阳电磁(EM)波的参数和太阳等离子体的参数，并且从太空碎片传感器接收目标太空碎片的参数；所述卫星包括：

天线，用于将局部EM波引向极点的所述入口点，以与所述太阳EM波相互作用；以及

控制系统，用于控制所述天线的定向并选择所述局部EM波的参数，以将所述太阳EM波的湍流磁通量转换为层流磁通量，其中，太阳等离子体的成分以均匀流的形式被引导至所述极尖内，从而使得所述极尖的出口点处的等离子体通量最大化。

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