王玲華，宗秋剛，任 杰

（1.北京大學(xué) 地球與空間科學(xué)學(xué)院，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

銀河系中的星際介質(zhì)（大多是中性氣體）以約26 km/s的速度相對(duì)于太陽(yáng)流動(dòng)[1]，也稱為星際介質(zhì)風(fēng)。日球?qū)涌煽醋魇怯商?yáng)風(fēng)在星際介質(zhì)的空間中吹出的巨大氣泡。20世紀(jì)Baranov等提出的太陽(yáng)風(fēng)模型[2-4]，預(yù)期是由太陽(yáng)風(fēng)與星際介質(zhì)的相互作用所形成的日球?qū)樱ㄌ?yáng)系）邊界區(qū)域可能是一個(gè)雙激波結(jié)構(gòu)（見(jiàn)圖1），并認(rèn)為在終端激波處，上游的太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)能將大部分轉(zhuǎn)化為下游等離子體的熱能。

然而，最近的衛(wèi)星觀測(cè)結(jié)果顯示大部分的太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)能轉(zhuǎn)換成拾起粒子或其它能量粒子的能量而不是用于加熱冷等離子體，這與上述理論模型的預(yù)期并不符合。例如，“旅行者1號(hào)”（Voyager 1）和“旅行者2號(hào)”（Voyager 2）飛船在日球?qū)樱ㄌ?yáng)系）邊界區(qū)域附近的就位探測(cè)[5-6]和星際邊界探索者（Interstellar Boundary EXplorer，IBEX）飛船在地球軌道附近利用能量中性原子對(duì)日球?qū)舆吔鐓^(qū)域的遙測(cè)[7]均顯示，在日球?qū)舆吔鐓^(qū)域的動(dòng)力學(xué)平衡和能量轉(zhuǎn)換過(guò)程中，能量粒子很可能起著支配性或至關(guān)重要的作用。

圖1 日球?qū)拥碾p激波結(jié)構(gòu)的示意圖Fig.1 Illustration of the heliosphere

在太陽(yáng)系邊際中，源自太陽(yáng)系的能量粒子主要分為兩類：太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子和能量中性原子。這些能量粒子對(duì)太陽(yáng)系邊際的形態(tài)和動(dòng)力學(xué)過(guò)程會(huì)有很強(qiáng)的調(diào)制作用。但是“旅行者號(hào)”飛船并沒(méi)有攜帶觀測(cè)能量粒子的探測(cè)器，這些關(guān)鍵觀測(cè)數(shù)據(jù)的缺失限制了對(duì)日球?qū)犹?yáng)風(fēng)與星際介質(zhì)之間相互作用動(dòng)力學(xué)過(guò)程的認(rèn)識(shí)。其次，目前太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的起源、加速過(guò)程和機(jī)制還不清楚或有很大爭(zhēng)議，因此還無(wú)法推測(cè)出在日球?qū)舆吔鐓^(qū)域中的粒子的完整能譜，這也局限了對(duì)日球?qū)优c星際介質(zhì)之間的相互作用過(guò)程的認(rèn)知。

本文詳細(xì)介紹了太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子在日球?qū)悠毡榇嬖诘某煞郑撼瑹犭娮雍统瑹犭x子。超熱電子粒子對(duì)日球?qū)舆吔鐓^(qū)域的調(diào)制作用，在現(xiàn)有可知的探測(cè)任務(wù)的基礎(chǔ)上，提出了太陽(yáng)系邊際能量粒子的探測(cè)需求。給出了太陽(yáng)系邊際能量粒子探測(cè)器的具體測(cè)量參數(shù)，這樣可以有針對(duì)性地設(shè)計(jì)探測(cè)器及其攜帶的科學(xué)儀器，擴(kuò)展人類未知的深空探測(cè)領(lǐng)域。

1 太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子

在超過(guò)等離子體熱能的能量范圍上，如果粒子的通量遠(yuǎn)大于符合麥克斯韋分布的熱成分的通量，那么這些粒子被稱為超熱粒子。超熱粒子在日球?qū)又谐掷m(xù)普遍存在的成分，被稱為太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子（電子和離子）。

1.1 太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子種類

1.1.1 太陽(yáng)風(fēng)超熱電子

在行星際1 AU處觀測(cè)到的太陽(yáng)風(fēng)電子由3部分組成[8,22]：①熱麥克斯韋（溫度 約為 10 eV）主體成分，占總等離子體密度約90%～95%；②等效溫度更高（約為 50～80 eV）的halo和strahl成分，占總等離子體密度的約0.1～0.5；③能量高于～2 keV的superhalo成分。在1 AU處的行星際電子速度分布函數(shù)如圖2所示，太陽(yáng)風(fēng)超熱電子包括能量約0.1～1.5 keV的halo和strahl成分，以及能量高于～2 keV的superhalo成分。這些超熱電子為研究發(fā)生在太陽(yáng)上和行星際空間中的普遍粒子加速過(guò)程提供了重要的信息。

觀測(cè)顯示能量為～100 keV和1～2 keV伏特的太陽(yáng)風(fēng)電子通常為沿行星際磁力線向外運(yùn)動(dòng)的strahl束流成分和近似各向同性的halo成分[9-12]。strahl和halo成分的能譜通常均呈現(xiàn)為一個(gè)卡帕（Kappa）分布函數(shù)[13-14]。Maksimovic等[13]和Stverak等[15]發(fā)現(xiàn)strahl成分的數(shù)密度和太陽(yáng)風(fēng)電子總數(shù)密度之比會(huì)隨徑向距離的增加而減小，而halo成分的相對(duì)數(shù)密度則隨徑向距離的增加而增大，并且strahl和halo之合的相對(duì)數(shù)密度幾乎不隨徑向距離而改變。

基于這些觀測(cè)結(jié)果，F(xiàn)eldman和Salem等認(rèn)為沿磁力線向外運(yùn)動(dòng)的strahl束流成分源自從日冕逃逸的熱電子[16-17]，而近似各向同性的halo成分可能是由于strahl電子在行星際空間中受到散射而形成的。很多研究建立了理論模型用于解釋strahl和halo電子的形成[18-21]。但是，目前還沒(méi)有理論可以解釋strahl和halo電子的卡帕分布的形成，以及這些電子的卡帕指數(shù)與等效溫度之間的正相關(guān)的成因[14]。

圖2 在1 AU處的行星際電子速度分布函數(shù)[8]Fig.2 Quiet-time interplanetary electron velocity distribution function observed by WIND at 1 AU[8]

WIND/3DP和STEREO/STE的觀測(cè)研究[8,22]顯示：superhalo電子的能譜通常呈現(xiàn)為一個(gè)冪律譜（圖2）：J∝ E?β，其譜指數(shù)β隨空間和時(shí)間在1.5～3.7之間變化。這些研究還發(fā)現(xiàn)superhalo 電子似乎不隨太陽(yáng)活動(dòng)和太陽(yáng)風(fēng)參數(shù)變化。此外，Yang等[23]發(fā)現(xiàn)平靜時(shí)期superhalo電子的投擲角分布近似各向同性。

目前仍然不清楚superhalo電子的起源、加速機(jī)制與過(guò)程。觀測(cè)研究發(fā)現(xiàn)superhalo 電子持續(xù)地存在于太陽(yáng)風(fēng)中，它們的參數(shù)與太陽(yáng)黑子數(shù)、耀斑、太陽(yáng)活動(dòng)區(qū)、太陽(yáng)風(fēng)參數(shù)、日冕物質(zhì)拋射、流相互作用區(qū)等現(xiàn)象沒(méi)有相關(guān)性[8,22]。Wang等[22]提出superhalo電子可能源自與太陽(yáng)風(fēng)源區(qū)相關(guān)的加速過(guò)程，例如，納耀斑[24]或者源自行星空間中的粒子加速和輸運(yùn)過(guò)程（例如，波粒相互作用）。Yang等[25]提出在太陽(yáng)風(fēng)源區(qū)中，電子可以被磁重聯(lián)產(chǎn)生的電場(chǎng)加速，形成一個(gè)譜指數(shù)約為1.5～2.4的冪律能譜。Yoon和Zack等[26-27]提出在行星際空間中的電子加速過(guò)程也可以產(chǎn)生一個(gè)冪律能譜。

1.1.2 太陽(yáng)風(fēng)超熱離子

衛(wèi)星的就位觀測(cè)顯示在行星際太陽(yáng)風(fēng)中，超熱離子主要包括拾取（pickup）離子和尾端（tail）離子成分，圖3為Ulysses飛船在4.8 AU處觀測(cè)的數(shù)據(jù)，擬合得到的平靜時(shí)期太陽(yáng)風(fēng)超熱質(zhì)子的速度分布函數(shù)。進(jìn)入到日球?qū)觾?nèi)的星際介質(zhì)風(fēng)中的中性原子可以由于光電離、與太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子發(fā)生電荷交換以及與太陽(yáng)風(fēng)電子發(fā)生碰撞而變成離子，被太陽(yáng)風(fēng)磁場(chǎng)拾取，稱為“拾取”離子。拾取離子通常具有單電荷狀態(tài)，典型的速度范圍為從0～2倍的太陽(yáng)風(fēng)速度。拾取離子對(duì)太陽(yáng)風(fēng)的特性有重要的調(diào)制作用[28]。超熱離子尾端成分位于能譜的尾部，一直持續(xù)到 > 100 MeV/u[29]。超熱離子尾端的源可能包括太陽(yáng)高能粒子事件、共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)高能粒子、異常宇宙線、銀河宇宙線、被加熱的太陽(yáng)風(fēng)、拾取離子和星際粒子[30]。

圖3 Ulysses飛船在4.8 AU處觀測(cè)的平靜時(shí)期太陽(yáng)風(fēng)超熱質(zhì)子的速度分布函數(shù)[31]Fig.3 Quiet-time interplanetary proton velocity distribution function observed by Ulysses at 4.8 AU[31]

Gloeckler等[31-32]發(fā)現(xiàn)在平靜太陽(yáng)風(fēng)中，超熱離子尾端通常呈現(xiàn)為一個(gè)譜指數(shù)不變的冪律分布（圖3）：f∝ v?5（速度分布函數(shù)）或 J ∝ E?1.5（微分通量能譜）。Fisk等[33]發(fā)現(xiàn)在行星際中超熱質(zhì)子的顯著增強(qiáng)部分具有一個(gè)共同的v-5冪律譜，它們總是伴隨著一個(gè)擴(kuò)展的壓縮區(qū)而不是行星際激波。此外，觀測(cè)到的這些超熱離子的能譜譜指數(shù)與擴(kuò)散激波加速理論的預(yù)測(cè)也不符合。

很多觀測(cè)研究給出了不同的結(jié)果[34]。例如，Giacalone等[35]發(fā)現(xiàn)在行星際激波附近，能量約為47 keV的超熱質(zhì)子的最大通量幾乎總是發(fā)生在激波經(jīng)過(guò)飛船的5 min內(nèi)，而且在一些激波的下游中并沒(méi)有超熱質(zhì)子的通量增強(qiáng)，表明這些超熱質(zhì)子通常伴隨著行星際激波而不是下游的壓縮區(qū)。此外，Dayeh等的觀測(cè)研究[36]顯示超熱離子尾端的速度分布函數(shù)（或能譜）并不總是符合一個(gè)單冪律分布，而且速度譜的譜指數(shù)會(huì)在4.5～6.5之間變化。

目前解釋超熱離子尾端起源和加速的理論模型主要分為相互沖突的兩類：①超熱離子尾端源自在行星際空間中的持續(xù)加速[37-40]；②超熱離子尾端是由被共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)、日冕物質(zhì)拋射激波、耀斑等加速的各類高能粒子中的低能離子組成[41-43]。這兩類理論模型都只能解釋超熱離子的部分觀測(cè)特性。例如，理論①可以解釋譜指數(shù)不變的情況，而理論②可以解釋變化的能譜指數(shù)。因此，目前還不清楚超熱離子尾端的起源、加速機(jī)制與過(guò)程。

1.2 超熱粒子對(duì)日球?qū)舆吔鐓^(qū)域的調(diào)制作用

衛(wèi)星的觀測(cè)顯示超熱粒子在太陽(yáng)風(fēng)與星際介質(zhì)風(fēng)的相互作用過(guò)程中有很重要的調(diào)制作用[44-45]。“旅行者1號(hào)”和“旅行者2號(hào)”飛船分別在日心距離94 AU 和84 AU處穿過(guò)終止激波進(jìn)入到下游日鞘內(nèi)，對(duì)上游和下游內(nèi)的等離子體（小于1 keV）和高能（大于40 keV）離子進(jìn)行了首次的就位觀測(cè)。這些觀測(cè)表明，上游太陽(yáng)風(fēng)能量密度的20%加熱了下游日鞘內(nèi)的等離子體，而其余的80%則很可能加速了日鞘內(nèi)中等能量超熱粒子。由于缺乏對(duì)這些超熱粒子的觀測(cè)，目前對(duì)太陽(yáng)風(fēng)與星際介質(zhì)風(fēng)相互作用的動(dòng)力學(xué)過(guò)程的認(rèn)識(shí)仍然處于半知半解的狀態(tài)。

星際風(fēng)中的中性成分與太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子（或離子）之間的電荷交換是在日球?qū)舆吔鐓^(qū)域中發(fā)生的重要物理過(guò)程[28,46]。電荷交換后產(chǎn)生的中性原子（ENA）攜帶著源離子的信息離開(kāi)日球?qū)舆吔鐓^(qū)域，其中一部分可能會(huì)在星際介質(zhì)中與離子發(fā)生二次電荷交換[47]。IBEX飛船對(duì)日鞘內(nèi)能量為0.2～6 keV的氫原子的全景成像[7]發(fā)現(xiàn)了一個(gè)近圓形的能量氫原子窄帶（約為20°半峰寬度）。“卡西尼”（Cassini）飛船在土星附近對(duì)日鞘內(nèi)能量為5～55 keV的氫原子的遙測(cè)也發(fā)現(xiàn)了一個(gè)能量氫原子帶（～100°半峰寬度），但不是窄帶結(jié)構(gòu)[48]。Cassini觀測(cè)到的高能氫原子帶相對(duì)于IBEX觀測(cè)到的低能氫原子帶的傾斜夾角是緯度約為25°和緯度約為30°。導(dǎo)致這些觀測(cè)的不同原因還是未知的。

綜上所述，關(guān)于太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的形成機(jī)制及其對(duì)日球?qū)舆吔绲挠绊戇€遠(yuǎn)未得到解決，新的探測(cè)結(jié)果也在不斷更新人們的認(rèn)識(shí)并帶來(lái)新的挑戰(zhàn)。

2 太陽(yáng)系邊際的能量粒子探測(cè)需求

太陽(yáng)系能量粒子的起源、加速及傳播一直是空間物理學(xué)的重要前沿課題。太陽(yáng)系邊際探測(cè)將為研究這一前沿課題提供至關(guān)重要的信息。太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子對(duì)太陽(yáng)系邊際的形態(tài)和動(dòng)力學(xué)過(guò)程會(huì)有很強(qiáng)的調(diào)制作用。此外，利用能量中性原子的高精度全局性成像也是研究太陽(yáng)系邊際的形態(tài)和動(dòng)力學(xué)過(guò)程的關(guān)鍵觀測(cè)手段。但是，現(xiàn)在仍然缺乏相應(yīng)的高精度探測(cè)手段。20世紀(jì)60年代研制出的第一代ENA成像儀是基于ENA的薄膜剝離技術(shù)，讓能量中性原子（Energetic Neutral Atoms，ENA）重新成為帶正電粒子再進(jìn)行分析。隨著ENA探測(cè)技術(shù)的發(fā)展，增加了一個(gè)衍射過(guò)濾器，目的是把極紫外/紫外輻射的背景過(guò)濾掉，提高傳感器探測(cè)的ENA與極紫外/紫外光子的比率。但是，衍射過(guò)濾器把極紫外/紫外輻射過(guò)濾掉105后，ENA的通量也會(huì)下降20倍。此外，過(guò)去的ENA成像儀采用了類似小孔成像的直接成像技術(shù)，幾何因子比較小，需要積分較長(zhǎng)的時(shí)間或足夠多的計(jì)數(shù)才能完成一次有效成像。而且，對(duì)于低能（小于30 keV）的ENA探測(cè)器大多都是利用通道倍增器和微通道板加衍射過(guò)濾器，探測(cè)效率很低。代表性的衛(wèi)星項(xiàng)目包括20世紀(jì)70年代的IMP（International Monitoring Platform） 7/8和ISEE（International Sun-Earth Explorer） 1、21世紀(jì)初的IMAGE（Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration）和TWINS（Two Wide-angle Imaging Neutral-atom Spectrometers），以及2008年發(fā)射的IBEX。因此，需要發(fā)展新一代探測(cè)儀器實(shí)現(xiàn)對(duì)能量粒子的高精度測(cè)量。

基于STEREO（Solar TErrestrial RElations Observator）衛(wèi)星上的STE（Supra Thermal Electron instrument）儀器對(duì)太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的高精度探測(cè)和對(duì)地球磁層的高精度ENA探測(cè)，建議采用低能量閾值的新一代半導(dǎo)體探測(cè)器，結(jié)合已成熟的調(diào)制狹縫成像系統(tǒng)及數(shù)據(jù)反演技術(shù)，實(shí)現(xiàn)對(duì)太陽(yáng)系邊際（和順訪行星的磁層）的能量中性原子高精度成像和對(duì)太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的高精度就位探測(cè)。如圖4所示，新一代能量粒子探測(cè)器可以借鑒RHESSI（Reuven ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）衛(wèi)星對(duì)硬X射線和伽馬射線高精度成像設(shè)計(jì)，采用調(diào)制柵格成像系統(tǒng)，這種由256個(gè)探測(cè)器像素組成的陣列既滿足了成像原理和高精度成像的要求，又可以實(shí)現(xiàn)儀器的小型化。為了實(shí)現(xiàn)對(duì)太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子和ENA成分的同時(shí)探測(cè)，借鑒美國(guó)CINEMA（CubeSat for Ions, Neutrals, Electrons, &MAgnetic fields）微小衛(wèi)星上搭載的STEIN儀器，增加一個(gè)電場(chǎng)偏轉(zhuǎn)系統(tǒng)（如圖5所示），通過(guò)選取適當(dāng)?shù)钠D(zhuǎn)電壓和合適高度的準(zhǔn)直偏轉(zhuǎn)腔室，使得電子向一側(cè)而離子向另一側(cè)。表1則給出了太陽(yáng)系邊際能量粒子探測(cè)器的具體測(cè)量參數(shù)。這些高精度觀測(cè)將會(huì)為認(rèn)識(shí)太陽(yáng)系與星際介質(zhì)之間相互作用的動(dòng)力學(xué)演化和太陽(yáng)系能量粒子的起源、加速及傳播這些前沿課題提供關(guān)鍵信息。

圖4 ENA成像儀的調(diào)制柵格成像系統(tǒng)示意圖Fig.4 Schematic of the bi-grid subcollimators in ENA Imager，showing representative incident ENA with respect to the collimator axis

圖5 STEIN儀器的電場(chǎng)偏轉(zhuǎn)系統(tǒng)[49]Fig.5 Schematic of electrostatic deflection system in STEIN instrument[49]

表1 太陽(yáng)系邊際能量粒子探測(cè)器的設(shè)計(jì)參數(shù)Table 1 Characteristics of the energetic particle instrument for the heliospheric boundary explorer

3 結(jié) 論

在太陽(yáng)系邊際中，太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子對(duì)太陽(yáng)系邊際的形態(tài)和動(dòng)力學(xué)過(guò)程會(huì)有很強(qiáng)的調(diào)制作用。但是，現(xiàn)在仍然缺乏對(duì)太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的高精度就位探測(cè)和對(duì)太陽(yáng)系邊際的高精度ENA成像這些關(guān)鍵觀測(cè)手段。本文建議采用低能量閾值的新一代半導(dǎo)體探測(cè)器，結(jié)合已成熟的調(diào)制狹縫成像系統(tǒng)，以實(shí)現(xiàn)對(duì)太陽(yáng)系邊際的高精度ENA成像和對(duì)太陽(yáng)風(fēng)超熱粒子的高精度就位探測(cè)。這些觀測(cè)將會(huì)為認(rèn)識(shí)太陽(yáng)系與星際介質(zhì)之間相互作用的動(dòng)力學(xué)演化過(guò)程和太陽(yáng)系能量粒子的起源、加速及傳播這些前沿課題提供重要信息。