王玲華，宗秋剛，任 杰

（1.北京大學 地球與空間科學學院，北京 100871；2.北京大學 行星與空間科學研究中心，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的速度相對于太陽流動[1]，也稱為星際介質(zhì)風。日球層可看作是由太陽風在星際介質(zhì)的空間中吹出的巨大氣泡。20世紀Baranov等提出的太陽風模型[2-4]，預期是由太陽風與星際介質(zhì)的相互作用所形成的日球層（太陽系）邊界區(qū)域可能是一個雙激波結構（見圖1），并認為在終端激波處，上游的太陽風動能將大部分轉化為下游等離子體的熱能。

然而，最近的衛(wèi)星觀測結果顯示大部分的太陽風動能轉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期并不符合。例如，“旅行者1號”（Voyager 1）和“旅行者2號”（Voyager 2）飛船在日球層（太陽系）邊界區(qū)域附近的就位探測[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日球層邊界區(qū)域的遙測[7]均顯示，在日球層邊界區(qū)域的動力學平衡和能量轉換過程中，能量粒子很可能起著支配性或至關重要的作用。

圖1 日球層的雙激波結構的示意圖Fig.1 Illustration of the heliosphere

在太陽系邊際中，源自太陽系的能量粒子主要分為兩類：太陽風超熱粒子和能量中性原子。這些能量粒子對太陽系邊際的形態(tài)和動力學過程會有很強的調(diào)制作用。但是“旅行者號”飛船并沒有攜帶觀測能量粒子的探測器，這些關鍵觀測數(shù)據(jù)的缺失限制了對日球層太陽風與星際介質(zhì)之間相互作用動力學過程的認識。其次，目前太陽風超熱粒子的起源、加速過程和機制還不清楚或有很大爭議，因此還無法推測出在日球層邊界區(qū)域中的粒子的完整能譜，這也局限了對日球層與星際介質(zhì)之間的相互作用過程的認知。

本文詳細介紹了太陽風超熱粒子在日球層普遍存在的成分：超熱電子和超熱離子。超熱電子粒子對日球層邊界區(qū)域的調(diào)制作用，在現(xiàn)有可知的探測任務的基礎上，提出了太陽系邊際能量粒子的探測需求。給出了太陽系邊際能量粒子探測器的具體測量參數(shù)，這樣可以有針對性地設計探測器及其攜帶的科學儀器，擴展人類未知的深空探測領域。

1 太陽風超熱粒子

在超過等離子體熱能的能量范圍上，如果粒子的通量遠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。超熱粒子在日球層中持續(xù)普遍存在的成分，被稱為太陽風超熱粒子（電子和離子）。

1.1 太陽風超熱粒子種類

1.1.1 太陽風超熱電子

在行星際1 AU處觀測到的太陽風電子由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，太陽風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)生在太陽上和行星際空間中的普遍粒子加速過程提供了重要的信息。

觀測顯示能量為～100 keV和1～2 keV伏特的太陽風電子通常為沿行星際磁力線向外運動的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)密度和太陽風電子總數(shù)密度之比會隨徑向距離的增加而減小，而halo成分的相對數(shù)密度則隨徑向距離的增加而增大，并且strahl和halo之合的相對數(shù)密度幾乎不隨徑向距離而改變。

基于這些觀測結果，F(xiàn)eldman和Salem等認為沿磁力線向外運動的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的觀測研究[8,22]顯示：superhalo電子的能譜通常呈現(xiàn)為一個冪律譜（圖2）：J∝ E?β，其譜指數(shù)β隨空間和時間在1.5～3.7之間變化。這些研究還發(fā)現(xiàn)superhalo 電子似乎不隨太陽活動和太陽風參數(shù)變化。此外，Yang等[23]發(fā)現(xiàn)平靜時期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、加速機制與過程。觀測研究發(fā)現(xiàn)superhalo 電子持續(xù)地存在于太陽風中，它們的參數(shù)與太陽黑子數(shù)、耀斑、太陽活動區(qū)、太陽風參數(shù)、日冕物質(zhì)拋射、流相互作用區(qū)等現(xiàn)象沒有相關性[8,22]。Wang等[22]提出superhalo電子可能源自與太陽風源區(qū)相關的加速過程，例如，納耀斑[24]或者源自行星空間中的粒子加速和輸運過程（例如，波粒相互作用）。Yang等[25]提出在太陽風源區(qū)中，電子可以被磁重聯(lián)產(chǎn)生的電場加速，形成一個譜指數(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程也可以產(chǎn)生一個冪律能譜。

1.1.2 太陽風超熱離子

衛(wèi)星的就位觀測顯示在行星際太陽風中，超熱離子主要包括拾?。╬ickup）離子和尾端（tail）離子成分，圖3為Ulysses飛船在4.8 AU處觀測的數(shù)據(jù)，擬合得到的平靜時期太陽風超熱質(zhì)子的速度分布函數(shù)。進入到日球層內(nèi)的星際介質(zhì)風中的中性原子可以由于光電離、與太陽風質(zhì)子發(fā)生電荷交換以及與太陽風電子發(fā)生碰撞而變成離子，被太陽風磁場拾取，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倍的太陽風速度。拾取離子對太陽風的特性有重要的調(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高能粒子事件、共轉相互作用區(qū)高能粒子、異常宇宙線、銀河宇宙線、被加熱的太陽風、拾取離子和星際粒子[30]。

圖3 Ulysses飛船在4.8 AU處觀測的平靜時期太陽風超熱質(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)在平靜太陽風中，超熱離子尾端通常呈現(xiàn)為一個譜指數(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)子的顯著增強部分具有一個共同的v-5冪律譜，它們總是伴隨著一個擴展的壓縮區(qū)而不是行星際激波。此外，觀測到的這些超熱離子的能譜譜指數(shù)與擴散激波加速理論的預測也不符合。

很多觀測研究給出了不同的結果[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)過飛船的5 min內(nèi)，而且在一些激波的下游中并沒有超熱質(zhì)子的通量增強，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）并不總是符合一個單冪律分布，而且速度譜的譜指數(shù)會在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、加速機制與過程。

1.2 超熱粒子對日球層邊界區(qū)域的調(diào)制作用

衛(wèi)星的觀測顯示超熱粒子在太陽風與星際介質(zhì)風的相互作用過程中有很重要的調(diào)制作用[44-45]?！奥眯姓?號”和“旅行者2號”飛船分別在日心距離94 AU 和84 AU處穿過終止激波進入到下游日鞘內(nèi)，對上游和下游內(nèi)的等離子體（小于1 keV）和高能（大于40 keV）離子進行了首次的就位觀測。這些觀測表明，上游太陽風能量密度的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。由于缺乏對這些超熱粒子的觀測，目前對太陽風與星際介質(zhì)風相互作用的動力學過程的認識仍然處于半知半解的狀態(tài)。

星際風中的中性成分與太陽風質(zhì)子（或離子）之間的電荷交換是在日球層邊界區(qū)域中發(fā)生的重要物理過程[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日球層邊界區(qū)域，其中一部分可能會在星際介質(zhì)中與離子發(fā)生二次電荷交換[47]。IBEX飛船對日鞘內(nèi)能量為0.2～6 keV的氫原子的全景成像[7]發(fā)現(xiàn)了一個近圓形的能量氫原子窄帶（約為20°半峰寬度）?！翱ㄎ髂帷保–assini）飛船在土星附近對日鞘內(nèi)能量為5～55 keV的氫原子的遙測也發(fā)現(xiàn)了一個能量氫原子帶（～100°半峰寬度），但不是窄帶結構[48]。Cassini觀測到的高能氫原子帶相對于IBEX觀測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°。導致這些觀測的不同原因還是未知的。

綜上所述，關于太陽風超熱粒子的形成機制及其對日球層邊界的影響還遠未得到解決，新的探測結果也在不斷更新人們的認識并帶來新的挑戰(zhàn)。

2 太陽系邊際的能量粒子探測需求

太陽系能量粒子的起源、加速及傳播一直是空間物理學的重要前沿課題。太陽系邊際探測將為研究這一前沿課題提供至關重要的信息。太陽風超熱粒子對太陽系邊際的形態(tài)和動力學過程會有很強的調(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系邊際的形態(tài)和動力學過程的關鍵觀測手段。但是，現(xiàn)在仍然缺乏相應的高精度探測手段。20世紀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，讓能量中性原子（Energetic Neutral Atoms，ENA）重新成為帶正電粒子再進行分析。隨著ENA探測技術的發(fā)展，增加了一個衍射過濾器，目的是把極紫外/紫外輻射的背景過濾掉，提高傳感器探測的ENA與極紫外/紫外光子的比率。但是，衍射過濾器把極紫外/紫外輻射過濾掉105后，ENA的通量也會下降20倍。此外，過去的ENA成像儀采用了類似小孔成像的直接成像技術，幾何因子比較小，需要積分較長的時間或足夠多的計數(shù)才能完成一次有效成像。而且，對于低能（小于30 keV）的ENA探測器大多都是利用通道倍增器和微通道板加衍射過濾器，探測效率很低。代表性的衛(wèi)星項目包括20世紀70年代的IMP（International Monitoring Platform） 7/8和ISEE（International Sun-Earth Explorer） 1、21世紀初的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)展新一代探測儀器實現(xiàn)對能量粒子的高精度測量。

基于STEREO（Solar TErrestrial RElations Observator）衛(wèi)星上的STE（Supra Thermal Electron instrument）儀器對太陽風超熱粒子的高精度探測和對地球磁層的高精度ENA探測，建議采用低能量閾值的新一代半導體探測器，結合已成熟的調(diào)制狹縫成像系統(tǒng)及數(shù)據(jù)反演技術，實現(xiàn)對太陽系邊際（和順訪行星的磁層）的能量中性原子高精度成像和對太陽風超熱粒子的高精度就位探測。如圖4所示，新一代能量粒子探測器可以借鑒RHESSI（Reuven ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）衛(wèi)星對硬X射線和伽馬射線高精度成像設計，采用調(diào)制柵格成像系統(tǒng)，這種由256個探測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，又可以實現(xiàn)儀器的小型化。為了實現(xiàn)對太陽風超熱粒子和ENA成分的同時探測，借鑒美國CINEMA（CubeSat for Ions, Neutrals, Electrons, &MAgnetic fields）微小衛(wèi)星上搭載的STEIN儀器，增加一個電場偏轉系統(tǒng)（如圖5所示），通過選取適當?shù)钠D電壓和合適高度的準直偏轉腔室，使得電子向一側而離子向另一側。表1則給出了太陽系邊際能量粒子探測器的具體測量參數(shù)。這些高精度觀測將會為認識太陽系與星際介質(zhì)之間相互作用的動力學演化和太陽系能量粒子的起源、加速及傳播這些前沿課題提供關鍵信息。

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

表1 太陽系邊際能量粒子探測器的設計參數(shù)Table 1 Characteristics of the energetic particle instrument for the heliospheric boundary explorer

3 結 論

在太陽系邊際中，太陽風超熱粒子對太陽系邊際的形態(tài)和動力學過程會有很強的調(diào)制作用。但是，現(xiàn)在仍然缺乏對太陽風超熱粒子的高精度就位探測和對太陽系邊際的高精度ENA成像這些關鍵觀測手段。本文建議采用低能量閾值的新一代半導體探測器，結合已成熟的調(diào)制狹縫成像系統(tǒng)，以實現(xiàn)對太陽系邊際的高精度ENA成像和對太陽風超熱粒子的高精度就位探測。這些觀測將會為認識太陽系與星際介質(zhì)之間相互作用的動力學演化過程和太陽系能量粒子的起源、加速及傳播這些前沿課題提供重要信息。