宗秋剛，任 杰，何建森，王玲華

（1.北京大學(xué) 空間科學(xué)與應(yīng)用技術(shù)研究所，北京 100871；2.北京大學(xué) 行星與空間科學(xué)研究中心，北京 100871）

引 言

太陽風(fēng)是太陽大氣層外層不斷地向外噴射出的超聲速帶電粒子流（主要是電子和質(zhì)子）。太陽風(fēng)存在低速（250～400 km/s）和高速（400～800 km/s）兩種基本狀態(tài)。太陽風(fēng)速度大小跟太陽風(fēng)的源區(qū)以及太陽活動周期（約11 a）有著緊密聯(lián)系[1-2]。低速太陽風(fēng)起源于盔狀冕流，在太陽活動低年主要發(fā)生在黃道面附近，在太陽活動高年向極區(qū)擴展；高速太陽風(fēng)則起源于極區(qū)的冕洞，隨著極區(qū)開放磁場的減弱而縮小[3-5]，在向外傳播的過程中，會依次經(jīng)過水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星等。其中水星、地球、木星、土星、天王星和海王星具有內(nèi)在磁場，可以跟太陽風(fēng)相互作用形成行星磁層。這些磁層的大小各不相同（如圖1所示），其大小取決于內(nèi)在磁場的偶極矩強度和行星軌道上的太陽風(fēng)參數(shù)。

每個行星的磁層又有各自獨特的特征。水星離太陽最近跟太陽風(fēng)發(fā)生強耦合，由于沒有明顯的電離層和大氣層，太陽風(fēng)可以通過極尖區(qū)直接到達地面引起離子濺射和逃逸；地球磁層（除了極區(qū)）可以很好地屏蔽太陽風(fēng)，避免臭氧層被破壞，進而避免太陽紫外輻射對人類的傷害；木星和土星磁層中，衛(wèi)星（如木衛(wèi)一和土衛(wèi)二）持續(xù)提供等離子體和塵埃，形成行星環(huán)系統(tǒng)；不同于其它行星，天王星和海王星的磁極跟地理極點之間相差很大，分別是59°和47°。對于沒有內(nèi)在磁場的行星或衛(wèi)星，如火星和金星，太陽風(fēng)可以直接跟行星大氣發(fā)生相互作用，產(chǎn)生能量中性粒子和軟X射線等。

日球?qū)樱℉eliosphere）可以視為太陽的磁層，周圍是由中性氣體、電離和磁化的等離子體以及塵埃等構(gòu)成的星際介質(zhì)（Interstellar Medium）。太陽以相對局地星際介質(zhì)（Local InterStellar Medium，LISM）以約26 km/s的速度運動。包裹日球?qū)拥木值匦请H介質(zhì)是稀薄的（0.1～0.3 /cm3）和熱的（約為104K），星際磁場強度約0.14 nT[6]。太陽風(fēng)以超聲速的流速向外傳播，在局地星際介質(zhì)的阻擋下，下降到亞音速并形成終止激波（Termination Shock），同時伴有數(shù)密度、溫度和壓強的上升。外側(cè)的日球?qū)禹敚℉eliopause）是日球?qū)訉嶋H的外邊界，將太陽風(fēng)和星際介質(zhì)分開。日球?qū)禹敽徒K止激波之間的區(qū)域稱作內(nèi)日球?qū)忧剩↖nner Heliosheath），而日球?qū)禹敽凸げǎ˙ow Shock Wave）之間的區(qū)域稱作外日球?qū)忧剩∣uter Heliosheath）。外日球?qū)忧手写嬖谝粋€氫元素高密度區(qū)域，即所謂的“氫墻”（Hydrogen Wall）。

目前，除了“旅行者1號”（Voyager 1）“旅行者2號”（Voyager 2）到達太陽系邊際獲得局地探測外，人類主要通過在內(nèi)日球?qū)又邪l(fā)射的探測器，測量能量中性原子（Energetic Neutral Atoms，ENA）、拾起粒子（Pickup Ions，PUIs）和異常宇宙線（Galactic Cosmic Rays，GCRs）等研究太陽風(fēng)與局地星際介質(zhì)的相互作用過程。

圖1 行星磁層和日球?qū)覨ig.1 Planetary magnetosphere and heliosphere

本文主要介紹了太陽風(fēng)與局地星際介質(zhì)的相互作用及其中國的太陽系邊際探測計劃。

1 太陽風(fēng)與局地星際介質(zhì)的相互作用

1.1 能量中性原子

太陽風(fēng)中的能量離子與局地星際介質(zhì)中的冷中性原子之間發(fā)生電荷交換后形成ENA，ENA不受磁場和等離子體的影響，其中一部分可以進入內(nèi)日球?qū)?。在飛向太陽的過程中，ENA不斷被電離耗散掉，剩余的部分在太陽引力場透鏡效應(yīng)下，在太陽背向星際風(fēng)的一側(cè)形成ENA密度腔，并容易被地球周圍的衛(wèi)星探測到。IBEX衛(wèi)星搭載了兩個高分辨率的ENA相機：IBEX-Lo和IBEX-Hi，探測能量范圍分別約為10～2 000 eV和300～6 000 eV。衛(wèi)星于2008年10月19日發(fā)射升空，進入高傾角、高橢圓（15 000 × 300 000 km）、長周期（2011年6月從7 d調(diào)整到9 d）軌道；衛(wèi)星每個軌道可以完成一個或兩個360° × 7°掃描，每6個月可以完成一次全天成像。2009年上半年IBEX首次完成對外日球?qū)拥腅NA全天成像[7]。

在黃道經(jīng)緯坐標（ecliptic coordinates）中，全天成像結(jié)果顯示，以經(jīng)度221°和緯度39°為中心出現(xiàn)一條能量范圍為0.2～6 keV、寬度約20°、長度超過300°的ENA發(fā)射帶；發(fā)射帶內(nèi)ENA通量比周圍高2～3個數(shù)量級，并且最明顯的條帶出現(xiàn)在1 keV附近[8]。這條日球?qū)忧手械腅NA發(fā)射帶是以往的日球?qū)觿恿W(xué)理論和模型沒有預(yù)料到的，對于重新理解日球?qū)雍途值匦请H介質(zhì)有著重大意義。ENA發(fā)射帶內(nèi)通量顯著高于周圍，但是其冪律指數(shù)并沒有表現(xiàn)出類似的差別。ENA全天成像顯示，冪律指數(shù)在全天范圍內(nèi)變化比較大，特別是相比于赤道處，極區(qū)的冪律指數(shù)更小，這可能跟太陽風(fēng)速度隨緯度增加而增大有關(guān)，觀測結(jié)果如圖2所示。

圖2 IBEX觀測結(jié)果[9]Fig.2 IBEX all-sky maps of the measured ENA fluxes[9]

以前，通過反向散射的太陽Lyα輻射[10]和拾起粒子來間接測量星際中性原子。最近Bochsler等[11]利用IBEX衛(wèi)星觀測發(fā)現(xiàn)，局地星際介質(zhì)中氖原子和氧原子豐度之比（Ne/O）約為0.27 ± 0.10，在誤差范圍內(nèi)跟以往利用拾起粒子數(shù)據(jù)獲得比值（0.38）相近；但是明顯高于太陽系內(nèi)Ne/O豐度之比（0.18）[12]。這意味著太陽形成于銀河系中氧元素更豐富的區(qū)域或者是在太陽系之外的塵?；虮е泻胸S富的氧元素，只是不能自由地進入日球?qū)佣挥^測到。

星際中性原子（H、He、O等）包含兩種成分：原始成分（Primary Population或Unmodified Population）和次級成分（Secondary Population）。原始成分反映的是局地星際介質(zhì)未擾動特性，而次級成分反映的是外日球?qū)忧实碾x子成分。相比于原始成分，次級成分速度更慢、溫度更高并且其流動方向更容易受太陽的引力透鏡效應(yīng)影響而發(fā)生偏轉(zhuǎn)[13]，結(jié)果如圖3所示。

圖3 IBEX-Lo觀測到的次級星際中性原子（H、He和O）計數(shù)率的全球分布Fig.3 IBEX-Lo all-sky count-rate maps of secondary insterstellar neutral atoms（Proton，Helium and Oxygen）

利用2009-2011期間IBEX在冬春季對次級成分（氦和氧）的探測，經(jīng)分析發(fā)現(xiàn)次級He和次級O主要分布在160°～210°經(jīng)度范圍內(nèi)，且其峰值在經(jīng)度上分別偏離原始成分的峰值14°～34°和38°～43°[14]這些結(jié)果表明次級成分的整體速度（相對于太陽）比原始成分的要小，并且右舷側(cè)的外日球?qū)忧屎穸纫笥谧笙蟼?cè)。

1.2 拾起粒子

拾起粒子是遙測太陽風(fēng)與局地星際介質(zhì)相互作用的一個重要手段。局地星際介質(zhì)中的中性成分不受等離子體和磁場的影響，可以持續(xù)不斷地進入日球?qū)印Ｆ渲幸徊糠指逊e在日球?qū)禹斖獾碾x子發(fā)生電荷交換，還有一部分穿過終止激波后被太陽風(fēng)電離形成拾起粒子。在距離太陽1.4～4.5 AU范圍內(nèi)，拾起粒子中H+/4He+之比隨著到太陽的距離減小而逐漸增加，表明來自局地星際介質(zhì)的He原子比H原子因太陽紫外線電離引起的損失率更低，更容易深入日球?qū)又?。而要準確地測量星際拾起粒子，就必須要將其跟太陽風(fēng)離子和來自太陽系的拾起粒子區(qū)分開來，一個最可靠的方式是利用粒子的速度分布來區(qū)分。

如圖4所示，Ulysses/SWICS探測到的H+包含3種來源，（a）圖中在W = 1附近的太陽風(fēng)、兩側(cè)的星際拾起粒子和內(nèi)源拾起粒子；由于太陽風(fēng)中不含一價氧離子（W = 1處沒有相空間密度的峰值），探測到的O+只有星際拾起粒子和內(nèi)源拾起粒子，如圖（b）所示。在行星的弓激波處，太陽風(fēng)的能量主要轉(zhuǎn)化成離子的熱能；而在終止激波處，太陽風(fēng)的能量有大約80%轉(zhuǎn)變成拾起粒子的能量[15]。被加熱后形成超熱離子，其熱壓在內(nèi)日球?qū)忧蕛?nèi)占據(jù)主導(dǎo)。對拾起粒子的測量不僅揭示了太陽風(fēng)和局地星際介質(zhì)作用區(qū)的過濾效應(yīng)，幫助確定局地星際介質(zhì)中元素的豐度[16]；還可以遙測星際磁場[17]、確定粒子源區(qū)（星際或日球?qū)觾?nèi)）[18]以及異常宇宙線來源等。

圖4 Ulysses/SWICS在3個AU處探測到的氫離子和氧離子的相空間密度隨W（離子速度與太陽風(fēng)速度之比）的變化情況[18]Fig.4 Phase space density of Proton and Oxygen ions versus W（the ratio of the ion speed to the solar wind speed）[18]

1.3 異常宇宙線

銀河宇宙線包含電子、質(zhì)子、氦離子和其它重離子（HZE Ions）等，能量范圍覆蓋非常廣泛（既能低至keV/n以下，又能高到TeV/n以上），但微分通量主要集中在MeV/n～GeV/n之間。進入日球?qū)拥你y河宇宙線受到太陽風(fēng)的影響，存在準11 a的周期性調(diào)制，其通量水平跟太陽活動呈反相關(guān)關(guān)系。20世紀70年代發(fā)現(xiàn)，小于200 MeV/n的多種粒子的能譜并沒有像銀河宇宙線那樣隨著能量的減小而單調(diào)減小，偏離銀河宇宙線能譜的這一部分被稱作異常宇宙線。

Fisk等[19-20]提出了一個被廣泛接受的異常宇宙線形成模型，即星際中性原子進入日球?qū)雍蟊浑婋x成為拾起粒子，拾起粒子在太陽風(fēng)作用下獲得初步加速并被攜帶到終止激波處，經(jīng)過對流和擴散獲得進一步加速。“旅行者1號”“旅行者2號”經(jīng)過終止激波時的一個重大發(fā)現(xiàn)是，沒有像預(yù)期的那樣觀測到異常宇宙線強度的峰值（見圖5）。此后，異常宇宙線的加速機制和源區(qū)再次成為討論的焦點。一種觀點認為異常宇宙線的加速可能發(fā)生在終止激波的側(cè)面或尾部而不是鼻尖區(qū)[15]還有一種觀測認為在內(nèi)日球?qū)忧侍幍拇磐坷K中，帶電粒子通過費米加速和重聯(lián)電場加速形成異常宇宙線[6]。

圖5 Voyager 1經(jīng)過終止激波時觀測到異常宇宙線氦離子能譜變化情況Fig.5 Helium spectra of ACR around termination shock observed by Voyager 1

1.4 日球?qū)有螤畹淖兓?/h3>

20世紀60年代提出了日球?qū)觾煞N可能的形狀：彗星狀（Comet-type）和氣泡狀（Bubble-type）。在非磁化星際介質(zhì)作用下，日球?qū)訒皴缧且粯油现L長的尾巴，類似脹滿的風(fēng)袋；而當(dāng)星際磁場引起的壓力占主導(dǎo)時，就會形成更對稱的氣泡狀[3]。盡管以前的模擬大都支持彗星狀的日球?qū)有螤?，但是由于缺乏充分的原位測量證據(jù)，一直沒有定論。通過IBEX和Cassini衛(wèi)星的ENA成像以及Voyager的原位觀測[21]，認為日球?qū)痈锌赡苁菤馀轄?。也有模擬研究顯示，日球?qū)涌赡軟]有尾巴，但是呈噴射狀（Jet-type），有兩個或多個尾瓣[16]，日球?qū)涌赡艿男螒B(tài)如圖6所示。

北緯34°處的Voyager 1，從距離太陽85 AU處進入前兆激波，并于2004年12月在94 AU處穿過終止激波；在南緯26°處的Voyager 2，從距離太陽75 AU處進入前兆激波，并于2007年8月在84 AU處穿過終止激波。上述結(jié)果表明終止激波的結(jié)構(gòu)可能存在南北不對稱性，南北壓力差的不對稱性可能來自星際磁場、終止激波的瞬態(tài)運動或太陽風(fēng)動壓[22]。星際磁場可以通過導(dǎo)致終止激波和日球?qū)禹數(shù)呐で疬@種不對稱[9]。對星際H和He流向的研究[23-24]，以及對日球?qū)由潆娸椛涞挠^測，發(fā)現(xiàn)星際磁場方向跟星際介質(zhì)的流向存在60°角度差，也可能造成日球?qū)拥哪习肭虮缺卑肭蚋坷颷9]。

圖6 日球?qū)訋追N可能的形態(tài)Fig.6 Several possible shapes of heliosphere

2 太陽系邊際探測計劃

目前，人類進行的太陽系邊際探測任務(wù)屈指可數(shù)，主要有“先驅(qū)者10號”（Pioneer 10）、“先驅(qū)者11號”（Pioneer 11）、“旅行者1號”“旅行者2號”和“新視野號”（New Horizon）等?！跋闰?qū)者10號”“先驅(qū)者11號”分別到達距離太陽約80 AU和43 AU處后無線電通訊中斷；截至2020年9月“旅行者1號”“旅行者2號”已分別到達距離太陽150 AU和124 AU處，預(yù)計2025年左右將因能源限制中斷與地面的聯(lián)系；“新視野號”于2019年初掠過冥王星，目前已到達距離太陽48 AU處[25]，并將于2030年前后到達太陽系邊際。上述原位探測連同內(nèi)日球?qū)又械倪b感探測，使得人類對日球?qū)佑辛藣湫碌恼J識。

現(xiàn)階段計劃中的星際探測將瞄準關(guān)鍵未知區(qū)域，其中就包括中國航天局提出的太陽系邊際探測計劃。在太陽系邊際探測計劃中，一個探測器向日球?qū)颖羌夥较蝻w行，飛行方向跟“旅行者1號”“旅行者2號”類似，但是將通過搭載更豐富的載荷，對太陽系邊際及其鄰近星際空間開展更加全面的探測；在飛抵太陽系邊際的旅途中還可以擇機對木星、土星、半人馬小天體等進行探測。

另一個探測器向相反方向運動，填補對日球?qū)游膊窟吔缣綔y的空白。在前兩次任務(wù)的基礎(chǔ)上，還可以實施日球?qū)訕O區(qū)的原位探測。太陽系邊際探測計劃的主要科學(xué)目標包括：①量化太陽風(fēng)離子和局地星際介質(zhì)中性粒子的相互作用；②測量鼻尖和尾部終止激波的位置和形狀；③檢查尾部日球?qū)忧蕛?nèi)是否存在異常宇宙線以及日球?qū)舆吔缡欠耖]合；④原位測量外太陽系中的銀河宇宙線和星際介質(zhì)湍動；⑤探索海王星神秘的超聲速噴流及其衛(wèi)星Triton的逆行軌道；⑥飛掠柯伊伯帶尋找太陽系形成的原始信息等。

3 結(jié)束語

日球?qū)邮侨祟愓J識宇宙的窗口，對日球?qū)拥奶剿骺梢詭椭祟愓J識恒星系統(tǒng)的形成、演化以及宜居性等。目前，通過探測能量中性原子、拾起粒子、異常宇宙線和射電波等來研究太陽風(fēng)與星際介質(zhì)的相互作用，特別是Voyager 1于2004年12月經(jīng)過終止激波以來，對外日球?qū)拥奶剿鞒蔀槿涨驅(qū)游锢韺W(xué)研究的最前沿。未來可期的太陽系邊際探測計劃，將因其獨特的軌道設(shè)計和完備的科學(xué)載荷，引領(lǐng)人類進入全面探測日球?qū)雍托请H介質(zhì)的新時代。