何建森，林 榮，崔 博，王玲華，宗秋剛

（1.北京大學 地球與空間科學院，100871，北京；2.北京大學 行星與空間科學研究中心，100871，北京）

引 言

太陽系是目前唯一已知的孕育生命和人類文明的星系。在太陽系的四維時空坐標中，當今太陽系的空間組成和結構及其時間演化，是一個重要的命題（見圖1）。通過探測外太陽系的小天體（沒有明顯的地質過程，被認為是太陽系的活化石），可以追溯太陽系的形成歷史和早期特征[1-5]。通過探測被太陽風所充斥的日球層的三維結構及其動態(tài)變化，可以認識太陽風與局地星際介質的相互作用。當今的太陽系不再像太陽系的初期形成的行星星云那樣稠密，而是更接近真空狀態(tài)，盡管也充斥著太陽風等離子體、能量粒子（太陽能量粒子和宇宙線粒子）、塵埃粒子、小天體（小行星和彗星）、矮行星和行星。

早期的太陽活動（比如T-Tauri階段，可能比現在的太陽活動強1 000倍）所吹出的太陽風，或許可以把原初太陽系星云的物質清掃輸運到很遠的地方（比如奧特云所在的距離）[6-7]。所以太陽風的研究是一個認識太陽、日球層、太陽系及其與銀河系的局地星際介質相互作用的重要方面。

人類要全面認識自身所處的太陽系，就需要像環(huán)游地球那樣，周游太陽系開展全面的探測。在太陽系探測遠景設想中，認為需要在5個標志性的探測能力方面取得重要的突破：寬能段的粒子探測、寬頻段的電磁場測量、寬波段的光學觀測、大角度的覆蓋、遠距離的抵達，從而形成全向發(fā)展的探測能力雷達圖（見圖2）。

圖1 太陽系的時空坐標系Fig.1 The Solar system in the space-time coordinate system

圖2 5個維度的深空探測能力雷達圖Fig.2 A radar chart illustrating five aspects of deep space exploration capabilities

在以往的探測中，每次任務相對于以往的探測任務在5個標志性的探測能力的某一（某些）方面都會有突破性，相應的也會帶來科學上的發(fā)現。Ulysses飛船首次在日球層中飛躍太陽極區(qū)探測，發(fā)現高緯極區(qū)太陽風與低緯黃道面太陽風的差異[8-12]。ACE（Advanced Composition Explorer）飛船在日地L1點暈軌道上首次實現對太陽風多種類、多價態(tài)離子進行寬能譜探測，揭示了雙模態(tài)太陽風在離子凍結溫度、不同第一電離勢的離子豐度、超熱離子能譜指數等方面的差異[13-16]。磁層多尺度星座 （Magnetospheric MultiScale，MMS）星座衛(wèi)星首次實現電場矢量的測量，研究湍動和重聯中的關鍵能量轉換機制成為了可能[17-19]。太陽與日光層探測器 （SOlar and Heliospheric Observatory，SOHO）飛船對太陽風源區(qū)進行寬波段的觀測，發(fā)現了源區(qū)太陽風初始外流形成于色球網絡結構上方的過渡區(qū)高度[20]。“旅行者1號”（Voyager 1）“旅行者2號”（Voyager 2）飛船首次實現100 AU以遠的探測，先后穿越了終止激波、內日鞘區(qū)、日球層頂等關鍵區(qū)域[21-23]。

針對遠距離的太陽系邊際探測深空探測任務，由于飛船服役周期長、服役數量非常有限，如何在有限的發(fā)射機會中、在載荷重量和數據傳輸率等限制條件下，充分考慮并發(fā)揮上述5個方面的探測能力，尤為必要。

1 寬能段粒子相空間密度譜

寬能段的粒子探測至關重要。不同來源的粒子具有不同的能量，不同能量的粒子也經歷不同的物理過程（見圖3）。源自太陽大氣的太陽風等離子體屬于低能粒子，能量在10 keV以下。雖然單個粒子的能量較低，但是由于相空間密度高，但是單位體積的動能和熱能在能量密度中的貢獻都是非常重要。盡管太陽風等離子體粒子在低能范疇，然而太陽風等離子體的整體流速卻達幾百千米每秒，遠大于聲速（在終止激波上游基本小于100 km/s），屬于超聲速范疇。作為一級近似，超聲速的太陽風的動壓和局地星際介質的熱壓之間的平衡假設，決定了日球頂的日心距離乃至日球層的大小。超聲速太陽風在日球層頂前需要急劇減速，從而產生了終止激波。大尺度的終止激波的存在，為粒子經過激波加速成為異常宇宙線（太陽系內持續(xù)產生的、能量最高的粒子種類）提供了必要的場所。

圖3 寬能段的日球層離子相空間密度譜在不同日心距離處的變化[24]Fig.3 The variation of the phase space density spectrum of the heliosphere ions in the wide energy range at different heliocentric distances[24]

太陽風等離子體的速度分布在一定程度上可以用各向異性的麥氏分布來表示，存在垂直和平行溫度的差異。通過探測分析垂直溫度、平行溫度、密度以及磁場強度隨日心距離的變化，發(fā)現太陽風的膨脹不是（雙）絕熱膨脹的，比如質子垂直溫度與磁場比值所表征的磁矩是隨距離增加的，導致質子投擲角分布不像絕熱機制預期的那樣變得越來越趨近平行或者反平行分布[25-28]。太陽風質子的非絕熱膨脹也導致多方關系近似的狀態(tài)方程中的多方指數γ偏離傳統(tǒng)單原子的定壓/定容比熱的比值（-1.67 ＜ γ ＜ -1）。太陽風質子的非絕熱膨脹是日球層的重要物理現象，其背后的加熱機制（比如湍動耗散加熱）是日球層物理的關鍵科學問題和深空探測的重要科學目標[29]。要解決/回答該關鍵問題，需要針對質子相空間密度開展高分辨率和高靈敏度的探測，獲得偏離麥氏分布的擾動相空間密度的精確分布，并實施對應的場（電場和磁場）的高質量的探測，從而能有效分析場-粒子相關性耦合所導致的能量轉換這一無碰撞等離子體湍動耗散的關鍵物理過程[30]。

針對背景太陽風質子和氦離子的探測，根據其能量范圍，采用的經典探測儀器是法拉第杯和靜電分析儀。法拉第杯后端的金屬電流收集板具有抗老化長壽命服役、量程大等特點，成功用于多項深空探測任務中[31]。靜電分析儀對低通量粒子具有高靈敏度探測、高角度分辨率等優(yōu)點，適合探測向像風這樣方向性比較好、數密度比較稀薄的無碰撞等離子體。法拉第杯和靜電分析儀組合，可以優(yōu)勢互補，最大程度發(fā)揮探測太陽風等離子體的能力。

拾起離子也是日球層寬能段粒子的重要組成?！笆捌痣x子”所謂的“拾起”是指：電荷交換后的新生離子在太陽風的電磁場中，會繞著行星際磁場回旋運動，而且發(fā)生電場漂移，從而具有徑向向外的速度分量，與太陽風同向運動，被太陽風拾起。拾起離子是太陽風等離子體與中性原子（中性原子可來源于侵入的星際介質流或者太陽系天體釋放逃逸出來的氣體）相互作用交換電荷的重要產物之一（另一產物是能量中性原子）[32]。針對拾起離子成分的探測，能夠探明星際介質的（輕）元素組成和豐度（比如H，He，O，Ar，N，Ne等元素）。

拾起效率隨日心距離而增大：①在內日球層，行星際磁場方向與太陽風速度方向近似平行，不利于新生離子被拾起，拾起離子的流速和溫度也遠低于背景太陽風離子的流速和溫度；②在外日球層，行星際磁場方向與太陽風速度方向近似垂直，新生離子容易被拾起，拾起離子的流速與背景太陽風流速相當，拾起離子的等效熱速度由于與太陽風流速同數量級而明顯高于背景太陽風離子熱速度。隨著太陽風的向外膨脹，其與中性原子發(fā)生電荷交換的次數越來越多，所產生和攜帶的拾起離子也越來越多，導致拾起離子對外日球層太陽風的改造也越來越明顯，比如對太陽風熱壓的貢獻比重變得非常顯著[33]。當然拾起離子與背景太陽風等離子體的混合，離不開湍動的作用。如果沒有湍動，拾起離子無法在速度相空間中散射，無法有效和背景太陽風等離子體混合起來進而影響外日球層太陽風的狀態(tài)。有了拾起離子及其受湍動的散射熱化，才能導致太陽風的微弱減速和持續(xù)加熱。

散射拾起離子的湍動可伴隨背景太陽風的湍動由拾起離子自激發(fā)產生的波湍動。源自星際介質的拾起離子自從1985年被動態(tài)磁層粒子追蹤探測器（Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers，AMPTE）上的超熱能量離子分析儀（SUprathermaL Energy Ionic Charge Analyzer，SULEICA）首次探測到之后[33]，其受湍動散射形成各向同性殼層分布需要多長時間（即散射效率）一直備受關注。經過Ulysses飛船上的太陽風離子成分譜儀（Solar Wind Ion Composition Spectromete，SWICS）的探測，發(fā)現拾起離子的速度分布沒有預想的那樣各向同性，而是仍保留各向異性的特征[24]，說明湍動的散射效率低于預期，需要更長的散射平均自由程。湍動的散射效率取決于湍動的狀態(tài)：2D結構成分所主導的湍動的散射效率低于slab波動成分所主導的湍動的散射效率[33]。拾起離子自激發(fā)的波動主要表現為多普勒頻移的離子回旋波，該波動也證明磁強計可以間接探測拾起離子的活動[23]。

超熱離子是能量介于10 keV和1 MeV之間的離子，是太陽風等離子體離子和拾起離子能化的產物，是進一步加速成為高能異常宇宙線的種子粒子，在低能粒子和高能粒子之間起到重要的橋梁作用。超熱離子如何由低能離子能化產生，產生后所形成的冪律譜的譜指數有何特征，譜指數是否普適（比如相空間密度譜隨速度變化的譜指數是否在-5附近）[15]？這些是有關超熱離子的關鍵問題，也是探測超熱離子的主要動機。針對日球層普遍存在的超熱離子，湍動（特別是可壓縮的湍動）被認為是低能離子能化形成超熱離子的主要驅動源，湍動的磁場和電場導致離子在速度相空間中有效擴散，從而填充速度相空間中的高速區(qū)域。所以湍動場的測量是認識超熱離子形成之謎的探測基礎。

2 雙模態(tài)的太陽風特征

太陽系邊際探測能夠在太陽系時空坐標系中獲得對日球層的態(tài)勢感知（見圖4）。像“旅行者1號”和“旅行者2號”飛船那樣遠距離的深空旅行，通過時間換空間的方式，來獲得日球層狀態(tài)變量隨全日心距離的變化剖面[34]。這個日心距離剖面不是單純某個時刻的空間剖面，而是記錄了日球層系統(tǒng)對其內外邊界活動變化的響應的信息，是一個時空復合條件下的狀態(tài)感知（見圖5）。所以面對探測數據進行解讀時，必須區(qū)分出哪些是空間變化（太陽風向外膨脹），哪些是時間變化引起的（太陽活動高低年相位和太陽自轉效應）。

圖4 “旅行者2號”飛船的日心距離、緯度隨時間的變化Fig.4 The change of distance and latitude of Voyager 2 as well as sunspot number over time

為了實現有效的區(qū)分，離不開聯合其他觀測計劃的支持，SOHO飛船、STEREO飛船以及我國的先進天基太陽天文臺衛(wèi)星（Advanced Space-based Solar Observatory，ASO-S）[35]對太陽風源區(qū)全球分布的監(jiān)測以及全球源區(qū)隨時間變化的監(jiān)測，離不開在行星際空間不同日心距離處（比如行星探測衛(wèi)星）對太陽風的監(jiān)測。

圖5 “旅行者1號”飛船上CRS載荷探測不同能檔高能粒子的微分通量密度隨飛行時間的變化Fig.5 Time variation of the differential flux density of energetic particles in different energy bands as detected by CRS onboard Voyager 1

圖6 日球層太陽風及其湍動的雙模態(tài)Fig.6 The dual modes of the solar wind and its turbulence in the heliosphere

關于日球層太陽風的探測獲得了一個非常基本但很重要的認知：雙模態(tài)（bimodal states）。在源區(qū)，針對日冕輻射強度的明暗、日冕磁場的拓撲位型，可以把太陽風源區(qū)分為兩大類（冕洞區(qū)、寧靜區(qū)/活動區(qū)）。在行星際空間，針對太陽風的流速、數密度和溫度等特征，分為高速太陽風和低速太陽風[36]。雙模態(tài)的行星際太陽風所伴隨的湍動經常也是具有雙模態(tài)（見圖6）：高速流經常伴隨強的阿爾芬性湍動，橫向的擾動速度和擾動磁場具有很好的相關性，磁場強度的起伏則不是很大，Els?sser變量有主次之分，主變量的功率譜具有明顯的三段譜的特征（即含能區(qū)、慣性區(qū)、耗散區(qū)），次變量的功率譜在低頻段沒有呈現出明顯的含能區(qū)-慣性區(qū)的拐點特征，可能說明主變量對次變量的串級乃至功率譜輪廓的影響很大；低速流伴隨可壓縮性的湍動，湍動里不時表現出壓力平衡結構的特征，即相鄰區(qū)域的總壓力（熱壓+磁壓）基本相等[37]。

高低速流及其伴隨湍動的雙模態(tài)，說明太陽風起源的多樣性與復雜性，無法用以前的一維流管中阿爾芬波驅動太陽風的模型來簡單地統(tǒng)一解釋，需要拓展到三維模型中，而且需要自洽考慮太陽風等離子體熱動力學演化和波湍動演化相互耦合的過程。無獨有偶，超熱離子的能譜也具有雙模態(tài)的特征：高速流中的超熱離子能譜偏軟（較少的離子被能化），而低速流中的超熱離子能譜則相對較硬（更多的離子被能化）（見圖7）[38]。所以超熱離子能譜沒有出現有些學者預期的冪律譜指數唯一性的特征。究其原因，高低速流的超熱離子能譜的雙模態(tài)可能源于湍動的雙模態(tài)，即低速流中的可壓縮湍動（相對于高速流中的不可壓湍動）對于離子能化形成超熱離子更為有效。似乎高速流中的阿爾芬性不可壓湍動的串級耗散，只對太陽風等離子體的熱離子有明顯的加熱效應，而對進一步能化成超熱離子則顯得有些“無能為力”。搞清楚湍動與不同能量粒子之間的能化關系，是構建日球層物理的基石之一。

圖7 寬能段離子的相空間密度譜在低速流和高速流中的差異Fig.7 Difference between the phase space density spectra of the wideenergy-band ions in the low-speed and high-speed flows

雙模態(tài)的太陽風及其湍動在外日球層中是如何演化的？由于相鄰的共轉相互作用區(qū)邊界上前向激波和后向激波相互碰撞而滲透到對方區(qū)域中，導致前向激波不僅壓縮本CIR（Co-rotating Interaction Region）前面的低速流區(qū)，而且侵入前面的CIR去壓縮其中的高速流區(qū)，后向激波不僅壓縮本CIR后面的低速流區(qū)，而且侵入后面的CIR去壓縮其中的低速流區(qū)。雙模態(tài)的太陽風及其湍動是否隨著不同CIR的融合（產生Merged Interaction Region，MIR）而導致界限模糊，目前還缺乏專門的定量研究[34]。雙模態(tài)的太陽風及其湍動對終止激波及其下游日鞘層的影響是否也有差別？由于超熱離子是加速形成異常宇宙線的種子粒子，超熱離子在高速流和低速流中的能譜又不一樣，這是否意味著低速流中的超熱離子對形成異常宇宙線的貢獻更大？這些問題都是需要通過探測外日球層來實現。

3 三維日球層結構、拾起離子產生與演化、湍動與超熱離子形成

對比理想的探測能力雷達圖和現實中的探測成就，發(fā)現有幾個可以取得突破的地方。大角度的覆蓋和遠距離的抵達，這兩個條件目前沒有同時滿足?！奥眯姓?號”和“旅行者2號”飛船都是飛向日球層頂鼻尖方位附近，沒有原位探測去驗證。

IBEX衛(wèi)星在地球軌道上測繪了全天空的能量中性原子通量分布，發(fā)現了不曾預期的一個近乎封閉的狹窄的條帶狀結構（IBEX-ribbon）[20]。條帶狀的能量中性原子被認為是來自日球層頂附近區(qū)域，其分布走向被推測是受局地星際磁場所控制。IBEX-ribbon一經發(fā)現，被之前篤定的半開放的日球層頂結構開始懷疑。在之前認為的結構中，日球層頂位型就類似地球的磁層頂位型，太陽風在尾巴方位與局地星際介質混合起來，而不像在鼻尖方位那樣與局地星際介質有明顯的界線。

關于日球層頂幾何位型的猜想，日球層物理的開創(chuàng)者之一尤金·帕克（Eugene Parker）曾經做過兩頭極端的推測：如果局地星際介質的動壓遠大于局地星際介質的磁壓，就好比超阿爾芬速的太陽風的動壓遠大于太陽風的磁壓，這時日球層頂會是一個半開放的結構；反之，如果局地星際介質的動壓遠小于其磁壓，則日球層會因為類似抗磁效應那樣把局地星際磁場排除在外，而形成一個封閉的準球狀結構[1]?；贗BEX的能量中性原子的遙感測繪結果，開始猜測日球層頂是否處于Parker猜想的兩頭極端的中間狀態(tài)，即尾巴方位既不是嚴格封閉，但也不是完全開放的。如果認為背景太陽風和拾起離子之間沒有通過自激發(fā)或背景湍動有效地混合起來，而把背景太陽風和拾起離子作為兩個獨立的成分來建模，輔以適當的局地星際介質條件，會得到比較新奇的日球層形狀，形似癟掉的羊角面包狀[5]（見圖8）。要解決上述疑問，就要弄清楚日球層的三維形狀，需要對日球層尾部和極區(qū)方位開展原位探測。

圖8 日球層的可能不同形狀及其對應的不同的局地星際介質狀態(tài)Fig.8 Possible different shapes of heliosphere and their corresponding different states of local instellar

拾起離子作為外日球層太陽風熱壓的重要貢獻來源，尚未被系統(tǒng)探測過。因為拾起離子的存在所導致的熱壓增強、聲速增大是否會對終止激波的強度有明顯減弱？拾起離子相對于背景太陽風的等離子體離子是否更容易在終止激波處受到明顯加速，從而形成異常宇宙線？這些疑問都是“旅行者號”飛船越過終止激波后留下來的重要問題。拾起離子越過終止激波之后，在日球層鞘區(qū)乃至日球層頂附近，與侵入的星際介質流發(fā)生電荷交換所產生的能量中性原子對IBEX-ribbon的觀測貢獻多少？

拾起離子探測器在設計視場時要充分考慮到拾起離子的初始動量方向，即星際介質來流方向，可以盡可能多地探測被完全拾起前的低能的新生離子。未來要想準確解釋拾起離子的探測結果，需要開始對拾起離子的動力學行為（包括局地行為和全局行為）開展相應的理論研究，并對以往的拾起離子探測進行全過程的數據分析。經典的拾起離子速度分布模型（V&S模型）假設拾起離子產生后受湍動作用在太陽風參考系中快速散射形成各向同性的鞘狀結構。基于該假設得到的拾起離子速度分布模型能用來擬合相當一部分的探測數據，說明湍動的散射效率可能確實比較高，但也有一部分探測的速度分布偏離模型擬合，出現偏差的物理原因仍待研究。目前關于外日球層中拾起離子的理論，預測其數密度隨徑向距離是r-1衰減?！靶乱曇疤枴保∟ew Horizons）飛船在20 ～ 40 AU附近的探測表明，拾起離子數密度的徑向衰減速度可能比理論預測要慢一些（比如r-0.6）。

利用現有的片段數據，輔以冪函數的徑向距離變化進行擬合并外推到終止激波上游（假設為90 AU），得到的推論：拾起離子數密度/背景太陽風數密度比值從30 AU實測的0.038上升到90 AU外推預測的0.14；拾起質子溫度/背景太陽風質子溫度的比值從30 AU實測的510倍上升到90 AU外推預測的2 400倍；相應的拾起質子熱壓/背景太陽風質子熱壓的比值從30 AU實測的19倍上升到90 AU外推預測的350倍；拾起離子的熱壓在20 AU附近開始超過太陽風的磁壓（見圖9）。這些推論讓研究者看到拾起離子在外日球層中的顯著作用和不可替代的角色地位。雖然目前利用“新視野號”，獲得了外日球層部分日心距離范圍的拾起離子的數據，但是拾起離子的實測數據在終止激波前后仍然缺失，特別是日球層尾部和極區(qū)方位沒有深空航天器到達。目前“新視野號”上的SWAP載荷（靜電分析儀）的能量上限不到8 keV/q，無法探測完整的He拾起離子的速度分布，在今后的拾起離子載荷研制中，應擴大能量上限，從而涵蓋He拾起離子的速度分布。

圖9 “新視野號”飛船上SWAP載荷測量到的離子計數率隨單位電荷能量的變化剖面和根據“新視野號”和“旅行者號”飛船探測，以及模型假設，所畫出的不同壓強隨日心距離的變化以及相互之間大小隨單位電荷能量的變化剖面Fig.9 Profile of ion count rate versus energy per charge measured by SWIP payload onboard New Horizons spacecraft，consisting of solar wind protons,solar wind helium ions，pickup protons and pickup helium ions and changes of different pressures with the heliocentric distance，according to the measurements from New Horizons and Voyage，as well as the model prediction

在外日球層，根據拾起過程的物理圖像，拾起離子的速度分布很廣，速度的下限可以低至局地星際介質流的流速達到20多km/s（對應能量為幾個eV），速度的上限可以高至兩倍的太陽風流速達到上千千米每秒（對應能量為10 keV量級）。所以未來的探測任務，如果要想完整探測拾起離子的能譜輪廓，需要涵蓋的能量需從幾個eV到幾十個keV。拾起離子的探測和背景太陽風離子的探測可以整合在一個儀器上，實現靜電分析+飛行時間質譜分析的技術。儀器設置不同的開口，其中窄的和寬的開口分別接收太陽風離子和拾起離子，開口之后是靜電偏置雙層曲面用于選擇不同單位電荷能量的離子，再之后分別是無場飛行路徑和符合探頭部分。

超熱離子是如何能化（加速）形成的，這個問題不同的學者提出了不同的理論機制，沒有一個公認的答案。日球層中廣泛存在CIR和MIR所伴隨的激波被認為是加速離子的有效場所。因此，有人提出擴散激波加速機制是超熱離子冪律譜的形成原因（見圖10）。但是擴散激波加速機制所形成冪律譜的指數是可變的，隨激波強度（壓縮比）而變化，這與在壓縮區(qū)里觀測到的冪律譜指數比較穩(wěn)定的情況不太一致。也有人提出隨機加速機制，但是該機制一般給出的是指數函數的能譜形式。多個磁島之間的磁重聯也能夠加速離子，但是日球層太陽風中（包括激波下游鞘區(qū)）磁重聯不是很常見，所以磁重聯加速可能不適用于解釋超熱離子冪律譜的形成機理。

圖10 “旅行者號”飛船在不同年份對超熱離子和能量粒子（宇宙線）的測量能譜和三維磁流體可壓縮湍動的模擬結果顯示出多尺度的壓力平衡結構Fig.10 The energy spectra of super-thermal ions and energetic ions measured by Voyager spacecraft in different years and the simulation results of 3D MHD compressible turbulence showing multi-scale pressure-balanced structures

從上述幾個機制討論中，可以看到湍動都是起著非常重要的作用：激波上下游的湍動導致離子多次穿越激波發(fā)生擴散激波加速；湍動場導致場與粒子之間能量交換的隨機性從而產生隨機加速；湍動串級的間歇性可能有利于相干性結構如磁島的形成，為磁島間磁重聯創(chuàng)造條件。前面這些機制沒有考慮能化離子對湍動場的反饋作用，對更高能量的離子而言，這種忽略是合理的，但是超熱離子由于其對整體的數密度和熱壓貢獻不能忽略，所以會反過來影響湍動場的可壓縮性，比如原來是壓縮的場會受到能化的超熱離子增加而變成膨脹的場。一方面，超熱離子中能量較低的離子接著參與局地的膨脹-壓縮的循環(huán)，而能量較高的離子則有機會在空間中擴散開來；另一方面，能量較高的離子又是由能量較低的離子壓縮能化后所形成的。綜合這兩方面的行為，有學者提出“泵加速”（pump acceleration）機制，可壓縮湍動場的壓縮-膨脹過程類似一個泵的運行，把部分離子能化到更高能量而且有擴散自由的狀態(tài)。場和粒子的相互耦合作用（包括粒子對場的反饋作用），這是空間等離子體湍動物理研究的重要領域，目前在低能部分已經找到充實的場-粒子相互作用的證據，并得到了湍動的耗散率譜。然而要在超熱離子能段，研究場-粒子耦合作用以及其中可能存在的泵加速機理（包括理論研究、探測設計和觀測分析）。

4 日球層探測

日球層作為一個宜居性的星球層（habitable astrosphere），認識日球層的現狀乃至其過去與未來，都將為人類在茫茫銀河系和宇宙中探索宜居性星球層提供重要的參考線索。如同認識地球空間環(huán)境那樣，要對不同方位的磁層進行原位探測，磁層頂鼻尖、側翼邊界層、磁尾等一個都不能落，這樣才能認清地球空間環(huán)境的全貌，摸清地球空間受太陽風影響動態(tài)演化的機理。

日球層頂，作為從一個空間（行星際）跨越到另一個空間（恒星際空間）的分水嶺（見圖11），能夠從不同的方位穿過它，都將是人類探索茫茫宇宙空間的壯舉，也會帶領領略日球層頂不同方位（鼻尖、尾部、極區(qū)）的特色與差異。關鍵探測要素（特別是拾起離子）的缺位，已經成為恒星際空間探路者（“旅行者1號”和“旅行者2號”飛船）永遠的遺憾，但也為后來者繼續(xù)探秘外日球層太陽風與侵入星際風的相互作用機理與效應提供了繼續(xù)前行的動力。

圖11 日球層結構示意圖Fig.11 The schematic diagram shows the structure of the heliosphere

在浩瀚的日球層空間這個舞臺上，離子作為主角之一，會不停地變換角色，比如從拾起離子膨脹冷卻下來與背景太陽風離子混合，拾起離子被可壓縮湍動能化形成超熱離子，超熱離子在終止激波處進一步加速形成異常宇宙線。要追蹤離子在不同角色之間的串位，需要在寬能段范圍里（比如攜帶一套寬能段離子能譜儀：可包括法拉第杯、靜電分析儀、和固體半導體探測器等）測量它們（見表1）。

表1 針對外日球層太陽風與侵入星際介質流的寬能段粒子測量的建議探測載荷和方案Table 1 Possible payloads and schemes suggested for the measurement of wide-energy-band ions in the outer heliosphere and the intrusive interstellar medium flow

“新視野號”航天器作為外日球層探測任務因為沒有攜帶磁強計，所以無法真正開展與“場-粒子耦合作用”這一基本物理過程有關的“超熱離子受可壓縮湍動能化加速形成”的前沿課題。因此“探測行星際乃至恒星際中微弱的磁場及其湍動”應該成為未來太陽系邊際探測任務設計中所面對的眾多探測要素中的必選項。專門針對太陽系邊際開展抵達探測的設想，是驅動深空探測能力邁上新臺階的重要源泉，也被認為將是我國建設航天強國的重要標志[39]。

5 結束語

本文圍繞外日球層太陽風及其與侵入星際風的作用從目前認知、前沿問題、探測建議等3個方面展開論述，目前認知是基于當前的探測能力和探測結果，關于太陽風和星際風相互作用的理想探測模式要求能夠同時探測相互作用前后的所有種類粒子。這些粒子的能量分布范圍很寬，形成寬能段的粒子能譜。對離子而言，在3個不同的能段包括三種不同的粒子：原初太陽風離子的麥氏能譜、星際風拾起離子的能譜平臺和能譜截斷、超熱離子的冪律能譜。拾起離子和超熱離子的能譜有來自局地星際介質侵入流的貢獻。

給出了面臨的前沿問題有3個方面：①從未到達的領域，即黃道面日球層尾部的外日球層太陽風以及高緯外日球層太陽風從沒有被探測過，其與日球層鼻尖方位的太陽風差異如何不得而知；②曾經到達的領域，但是沒有探測的物理量，例如外日球層太陽風中的拾起離子；③曾經到達并探測，但是形成機制不明，超熱離子的冪律譜及其雙模態(tài)。

要回答前沿問題，通過探討嘗試給出建議：①設計不同的飛行路徑，朝向不同的方位進行探測；②攜帶覆蓋寬能段的離子譜儀器包涵蓋原初太陽風等離子體、拾起離子和超熱離子3個能段；③搭載高靈敏度磁強計測量弱磁場的可壓縮湍動。

致 謝

本文撰寫受到北京大學、中國科學院國家空間科學中心、探月與航天工程中心、北京空間飛行器總體設計部等多家單位的老師們的幫助，在此對涂傳詒、王赤、李暉、郭孝城、吳偉仁、王倩、龐涪川、康炎、黃江川、孟林智等專家表示感謝！