先进天基太阳天文台——“夸父一号”
Advanced Space-based Solar Observatory（ASO-S）
先进天基太阳天文台（Advanced Space-based Solar Observatory，简称ASO-S）是我国首个综合性太阳探测卫星，是中国科学院战略性先导科技专项空间科学（二期）部署的空间科学卫星之一。先进天基太阳天文台于2017年底获得中国科学院批复正式工程立项。2022年10月9日北京时间07:43:55，我国采用长征二号丁型(CZ-2D)运载火箭将卫星发射升空，预期在轨寿命不少于4年。
先进天基太阳天文台的科学目标瞄准"一磁两暴"，即太阳磁场、太阳耀斑和日冕物质抛射，首次在同一颗卫星上实现太阳高能成像和大气不同层次变化的同时观测。具体目标概括为以下三点：
（1）同时观测对地球空间环境具有重要影响的太阳上两类最剧烈的爆发现象—耀斑和日冕物质抛射（CME），研究耀斑和日冕物质抛射的相互关系和形成规律。 太阳上有两类最剧烈的爆发现象—耀斑和日冕物质抛射（CME）。同时观测太阳耀斑和日冕物质抛射是理解它们的物理本质、形成规律和相互关系的基础。太阳活动具有11年的周期。太阳耀斑和日冕物质抛射是随着太阳活动周而变化。目前，太阳耀斑和日冕物质抛射的物理起源和触发机制研究是国际太阳物理学界的热点。太阳耀斑原则上是局地现象，而CME可以起源于局地，也可以是大尺度起源。耀斑和CME之间究竟是怎样的关系，至今仍然不十分清楚。对太阳表面的爆发源区的观测是研究和理解整个物理过程的关键。
（2）观测全日面太阳矢量磁场，研究太阳耀斑爆发和日冕物质抛射与太阳磁场之间的因果关系。
目前太阳物理学家倾向于认为，太阳磁场是驱动太阳耀斑爆发和日冕物质抛射爆发的主要原因，即太阳耀斑爆发能量和日冕物质抛射爆发能量都是来自于太阳磁场的非势能量。但怎样的磁场演化可以导致耀斑和日冕物质抛射，这在当今太阳物理中是一个极其重要的问题。观测上认识太阳磁场的结构和演化特性与不同太阳爆发之间的关系，特别是小尺度磁场的演变与大尺度CME爆发早期之间的关系，这在国际上尚没有观测先例。
（3）观测太阳大气不同层次对太阳爆发的响应，研究太阳爆发能量的传输机制及动力学特征。
在太阳耀斑和日冕物质抛射爆发后，大量的高能电子和质子被加速。这些被加速的高能粒子沿磁力线向太阳大气底层运动，当这些高能粒子穿过太阳大气等离子体时会加热底层大气，产生电磁辐射增强。先进天基太阳天文台设计的观测手段可以同时观测日冕低层和色球层、光球层，以及通过观测X射线、伽马射线揭示加速电子和离子的特性，从而建立太阳爆发在太阳大气中的能量传输过程，对这种传输过程的诊断是理解太阳爆发能量释放过程的关键，同时有利于认识太阳爆发过程中逃逸出太阳进入近地空间环境的高能粒子的性质。
此外，先进天基太阳天文台作为一颗科学卫星，还有一个拓展的应用目标，即:
（4）探测太阳爆发，预报空间天气，为我国空间环境的安全提供保障。 地球近地空间环境，特别是灾害性环境，主要受太阳上两类最剧烈的爆发现象的影响。先进天基太阳天文台对太阳耀斑和日冕物质抛射的同时观测，可以直接用来服务于空间天气预报。对耀斑观测而言，我们可以提前数分钟到数十分钟预报高能粒子的到达时间。对日冕物质抛射而言，根据先进天基太阳天文台上日冕仪观测到的形状和方向，如果数据能够实时下传，我们可以提前数十小时或数天预报它到达地球轨道的时间。根据先进天基太阳天文台对太阳磁场的观测，还有可能对太阳爆发做出更早的预报。
先进天基太阳天文台上配置了三台有效载荷，分别为：全日面矢量磁像仪、莱曼阿尔法太阳望远镜和太阳硬X射线成像仪。
全日面矢量磁像仪(FMG)
全日面矢量磁像仪（FMG）用于开展太阳光球矢量磁场的成像观测。全日面矢量磁像仪由成像光学系统、偏振光学系统、数据采集与处理系统三大功能块组成。其望远镜采用口径140mm的远心光路设计；探测器采用4K×4K像元、帧频16 fps的CMOS相机；偏振光学系统由经典的里奥（Lyot）型双折射滤光器和液晶型偏振分析器系统组成，滤光器工作在Fe I 532.4 nm 谱线，透过带宽（FWHM）为0.011 nm。
为了获得足够高的测量精度，拟采用“深积分”观测方式提高灵敏度，在常规观测模式下，单磁场分量观测由128×2帧图像完成，一组矢量磁图用时2分钟。在深积分模式下，纵向分量灵敏度5G，横向分量精度150G，用时约18分钟。在一个分量观测中要求图像稳定度优于0.25角秒，但由于卫星平台无法满足这一图像稳定度要求，全日面矢量磁像仪将自带稳像系统。
全日面矢量磁像仪基于双折射滤光器而成。由于斯托克斯（Stokes）参数仪不能实时成像，采用类似于Hinode/SP的观测系统对于太阳活动现象的跟踪和预报研究是非常不利的，相比较而言，全日面矢量磁像仪具有更高的观测效率和时间分辨率，更契合先进天基太阳天文台的科学需求。而相较于SDO/HMI和SOHO/MDI，全日面矢量磁像仪设备相对简化，观测模式简单，磁场测量精度更高。
莱曼阿尔法太阳望远镜 (LST)
莱曼阿尔法太阳望远镜包含三台仪器，即一台口径68毫米莱曼阿尔法全日面成像仪（SDI）、一台口径60毫米的日冕仪（SCI）、一台口径130毫米的白光全日面望远镜（WST）和两台导行镜（GT）。
莱曼阿尔法全日面成像仪在莱曼阿尔法波段（121.6±4.5 nm）以4-40秒的时间间隔对太阳从日面中心到1.2个太阳半径进行成像观测。莱曼阿尔法全日面成像仪使用4608×4608像元的探测器以获得约1.2角秒的空间分辨率。同时，莱曼阿尔法全日面成像仪和日冕仪都将通过压电陶瓷驱动稳像系统来实现太阳的稳定以满足高分辨率成像观测的要求。
日冕仪使用2048×2048像元的探测器对1.1 – 2.5个太阳半径的内日冕以3-60秒的时间间隔在莱曼阿尔法波段（122.6±3 nm）进行成像观测并在白光波段（700±32 nm）进行偏振亮度观测。在日冕仪光路中加入分光镜，将入射的日冕光分成透射和反射两部分。反射部分经过莱曼阿尔法滤光片后成像在莱曼阿尔法波段探测器；透射部分在经过宽带滤光片、线偏振片后成像在白光波段探测器上，在0°及±60°三个方向进行日冕偏振亮度测量。
白光望远镜采用4608×4608像元的CMOS探测器在通常模式下以1-120秒的时间间隔对太阳从日面中心到1.2个太阳半径进行紫外连续谱（360±2.0 nm）成像观测，在快速的爆发事件模式下通过开窗输出的方式使时间间隔小于0.2秒。白光望远镜的成像观测的空间分辨率与莱曼阿尔法全日面成像仪相同。
导行镜工作波长为570 nm，通过四象限光电二极管对太阳边缘进行探测，实时计算太阳边缘的偏移量并将偏移量转化成导行信号。导行信号最终转化成驱动信号驱动安装在莱曼阿尔法全日面成像仪和日冕仪主镜后面的压电陶瓷晶体实现太阳像的稳定。
太阳硬X射线成像仪（HXI）
硬X射线成像仪以太阳耀斑为主要观测目标，在15– 300 keV的硬X射线以优于0.5秒的时间分辨率（最高0.125秒）对全日面进行高分辨率成像观测。HXI的视场为40角分，能量分辨率优于22%@32keV，空间分辨率为3.1角秒。因平台有多个光学载荷，HXI采用与日本阳光（YOHKOH）卫星上的硬X射线望远镜（HXT）和太阳轨道探测器（Solar Orbiter）上X射线成像光谱望远镜（STIX）相似的空间调制间接成像技术。这不同于美国RHESSI卫星所用的旋转调制间接成像技术，但同属于调制类间接成像。
HXI是一套高精密的成像设备，共加工了超过3400片的钨光栅薄片，胶叠为10种不同节距的91对钨光栅，节距从36微米至1224微米。这些光栅安装在1.2米长度准直器两端的基板上，构成了91个调制子准直器，通过它们的硬X射线信号由后面对应的91个探测器记录，并在地面通过算法反演成图像。此外，还有3个测量总流量的探测器和5个测量背景的探测器。整个探测器阵列共有99个溴化镧探测器。
HXI还自带太阳指向镜系统，它在白光波段对太阳进行监视并提供太阳爆发的位置信息和太阳硬X射线成像仪的指向信息，指向精度优于0.3角秒，可用于修复抖动造成的图像模糊。同时，它还负责实时监测前后基板的微米级形变和角秒级扭转。