太陽風與彗星相互作用

侯傳鵬，何建森，彭鏡宇

北京大學地球與空間科學學院，北京 100871

0 引 言

針對太陽風與彗星相互作用的研究，可追溯到1950年代對等離子體彗尾的研究.等離子體彗尾由電離的原子和分子組成，呈射線狀，方向指向遠離太陽的方向.起初等離子體彗尾的形成原因被認為是太陽的輻射壓力加速彗星離子.然而在觀測中，等離子體彗尾中的不均勻結構的加速度可達100 cm/s2，輻射壓力無法解釋彗星等離子體的超強加速.Biermann（1952）進而提出來自太陽的徑向的、連續不斷的離子流與彗星等離子體之間存在質量、動量和能量交換.由此，Biermann（1952）估計地球軌道附近太陽風離子流的通量密度為1010cm-2s-1，離子速度為100 km/s.然而，太陽風密度的局地測量結果比Biermann（1952）估計的密度低了兩個數量級，且太陽風與彗星的相互作用比動量交換過程更加復雜.盡管如此，彗尾的研究工作極大地促進了對太陽日冕動力學的研究和太陽風概念的發展.

在太陽風與彗星的相互作用過程中，質量加載過程是最重要的過程.這一過程中，彗星中重的中性成分電離后的新生離子被太陽風的電磁場攜帶，并伴隨著太陽風離子的能量、動量向新生離子的傳遞（Biermann et al., 1967）.由于太陽風等離子體近似為無碰撞的，太陽風的動量怎樣傳遞給新生離子值得深入地研究.一種經典的理論認為，新生離子會在速度空間中形成環-束流分布，這種非麥氏分布提供了擾動激發的自由能（Sagdeev et al., 1986），激發的擾動充當動量和能量交換的媒介（Biermann et al., 1967; Neugebauer, 1990; Tsurutani et al.,2018）.太陽風速度方向和行星際磁場方向的夾角會改變環-束流分布，并激發不同類型的擾動（Tsurutani et al., 2018; Wu and Davidson, 1972）.具體過程如下：新生離子的運動可分為圍繞行星際磁場的回旋運動和平行磁場的運動.在彗星參考系中，這些新生離子的速度很低（～1 km/s）遠小于太陽風的速度（典型速度～400 km/s）, 因此，在與太陽風相同速度運動的參考系中，新生離子的速度近似為負的太陽風速度.當太陽風速度與行星際磁場垂直時，新生離子以太陽風速度作回旋運動，在速度空間形成環狀分布.與此同時，太陽風對流電場E=-Vsw×B會對新生離子進行加速（Glassmeier,2017）.當太陽風速度與行星際磁場平行時，新生離子以太陽風速度沿著磁場運動，形成束流.拾起離子與太陽風離子相互作用中的ion-ion 不穩定性激發波動，散射相空間中的離子最終實現與太陽風離子之間的動量傳遞和能量傳遞.這部分被太陽風攜帶、加速的新生離子被稱為拾起離子，其速度最高可達2 倍太陽風速度（Isenberg, 1987）.不僅是彗星附近，源自星際中性介質的拾起離子對外日球層波動激發、湍動性質、太陽風加熱有重要貢獻（Adhikari et al., 2014, 2021）.作為研究中性成分的離化并與帶電離子相互作用的理想實驗室，活動的彗星為理解這一太陽系中普遍存在的過程提供了有效的手段.

在太陽風動量傳遞給拾起離子后，太陽風速度將會降低，由于凍結效應，太陽風的減速將導致彗星附近的磁場堆積和磁力線彎曲（Alfvén, 1957;Jones et al., 2003; Neugebauer, 1990; Raeder et al.,1988）.如果一系列切向間斷面經過彗星，磁場堆積導致彗星前進方向上分層堆積著不同極性的磁場（Glassmeier, 2017）.在對哈雷彗星的飛掠觀測中，發現了這種磁場極性的分層結構，厚度小于10 000 km（Glassmeier, 2017）.自觀測到彗星Hyakutake 輻射X 射線后（Lisse et al., 1996），人們發現大量的彗星都會向外輻射X 射線和極紫外輻射（Lisse et al., 2001; McCauley et al., 2013）.彗星的低溫度不足以解釋這些輻射，目前主流的解釋是太陽風中的重離子與彗星中性成分電荷交換引起的激發退激是主要的輻射機制（Cravens, 1997）.取決于具體的電荷交換過程，不同的重離子成分、電子在不同能級間的躍遷形成多種譜線（Cravens,2002; Hasan et al., 2001）.已有大量理論模型的研究工作根據譜線區分太陽風的重離子成分和狀態（Bodewits et al., 2004, 2007; Lisse et al., 2005）.

當彗星具有很低的活動性時，低的氣體產生率會導致太陽風和彗星的相互作用與前述理論有所不同.高活動性時，離子和中性成分之間的摩擦力與磁壓力平衡，在彗星附近形成磁空腔（Goetz et al.,2016; Koenders et al., 2015）.對于低活動性彗星，這種空腔一般不會存在.Rubin 等（2015）利用多流體MHD 模擬獲得了不同活動性下彗星附近等離子體質量密度的分布，發現空腔的大小與彗星活動性存在正相關.對于低活動性彗星，當太陽風速度與磁場速度方向垂直時，對流電場與太陽風速度和磁場垂直，僅有的彗星離子沿著對流電場方向運動，動量守恒導致太陽風離子向反方向運動.這不僅導致太陽風速度方向的偏轉，其攜帶的磁場也會相應偏轉（Glassmeier, 2017）.相應的結果在衛星觀測和數值模擬中得到了證實（Broiles et al., 2015;Koenders et al., 2016; Rubin et al., 2015）.

隨著技術進步，各種遙感觀測、飛掠或環繞探測和數值模擬等手段的結合有助于更加全面地了解太陽風與彗星的相互作用過程.比如前述彗星活動性的研究、掠日彗星的遙測成像和MHD 模擬的結合、分析人造探測器與彗星相遇的可能性及可能探測到的信號（He et al., 2021）.本文將從觀測和數值模擬的角度回顧研究進展，并展望未來的發展趨勢.文章結構如下：第一部分，介紹哈雷彗星、67P/Churyumov-Gerasimenko、掠日彗星與太陽風相互作用的研究成果；第二部分，介紹太陽風與彗星相互作用的數值模擬的研究成果；第三部分，從我國的主帶彗星探測和歐空局的彗星攔截者任務出發，展望未來的研究發展趨勢.

1 天基探測成果

1.1 哈雷彗星與太陽風相互作用

在1985—1986年，有六顆探測器（Sakigake、Suisei、Vega1、Vega2、Giotto、Ice）對哈雷彗星進行了飛掠探測（Neugebauer, 1990），獲得了彗星上游、激波前兆區（foreshock）、躍變區、彗星離子主導區等多個區域的豐富數據.哈雷彗星是一顆高活動性彗星，氣體產生率為6.9×1029molecules/s（Glassmeier, 2017）.彗核表面的活動性是不均勻的，中性成分（主要為H2O、CO2）的噴出速度為約為1 km/s，中性成分與太陽風的電荷交換過程時間尺度約為1 06s，因此，彗星太陽風和彗星離子的相互作用范圍開始于彗核前部1 06km（Tsurutani et al., 1989, 2018）.如引言中提到的，對于高活動性彗星，哈雷彗星附近觀測到了太陽風的速度陡降、加熱和磁場的壓縮.然而人們對這種類似激波的躍變區的厚度和本質還沒有達成一致的看法（涂傳詒等，2021）.太陽風的減速引起行星際磁場的堆積，并包裹在彗核附近，形成離子彗尾的形狀.圖1 為太陽風和高活動性彗星相互作用的示意圖.接下來將從拾起離子、波動和X 射線輻射回顧研究成果.

圖1 太陽風與彗星相互作用示意圖（修改自Cravens,2002）Fig.1 Schematic of the interaction of solar wind and a comet(modified from Cravens, 2002)

1.1.1 拾起離子與波動激發

如引言中所述，在太陽風參考系中，拾起離子的回旋運動和平行磁場的運動形成了速度空間中的環-束流分布.具體速度分布取決于太陽風速度和行星際磁場的夾角，并促進相應波模激發.Giotto 探測器對哈雷彗星的飛掠探測結果表明，離子的速度分布呈現出環-束流分布（Neugebauer et al., 1989）.圖2 中，太陽風速度和行星際磁場夾角約20°，理論預計拾起離子的環的位置標記為黑色圓圈.圖中藍色劃線為圓心在（0, 0）的圓弧，紅色點線為圓心在（-VA, 0）的圓弧.在局地激發的內傳Alfvén波和太陽風等離子體中外傳Alfvén 波共同引起的投擲角散射作用下，速度分布中拾起離子的通量峰值覆蓋了比理論預計更大的范圍.

圖2 探測器Giotto 在距離哈雷彗星1.7×106 km 處，測量的質子的相空間分布.圖中等值線的數值單位為cm-3km-3s3，藍線為以（0, 0）為圓心的弧，紅線為以（- VA, 0）為圓心的弧，其中VA 是阿爾芬速度.黑色圓圈標記為拾起離子的理論位置（修改自Neugebauer et al., 1989）Fig.2 Proton phase space density measured by the spacecraft Giotto with a distance of 1.7×106 km from the nucleus of Halley's comet (modified from Neugebauer et al.,1989).The unit of phase space density is cm-3km-3s3.The blue dashed line represents a surface of constant speed centered on (0, 0).The red dotted line represents a surface of constant speed centered on (- VA, 0), andVA represents the Alfvén speed.The black circle represents the expected location of pickup ions

在太陽風速度和磁場準平行期間，Giotto 在距哈雷彗星1.8×106km 處觀測到磁場和速度擾動，功率譜峰值位于7 mHz（Glassmeier et al., 1989），這接近水族離子H3O+的回旋頻率.磁場和速度之間存在接近1 的相關性和接近0 的相位差，表明擾動是沿著磁場向太陽傳播的Alfvén 波（Glassmeier et al., 1989）.這些觀測表明拾起離子在波動激發過程中扮演著重要的角色.除Alfvén 波外，其它時刻的探測數據還可發現磁聲波、哨聲波、高頻靜電波等豐富的波模（Neugebauer, 1990）.在速度空間中，這些波模和局地激發的內傳Alfvén 波共同將拾起離子散射至均勻角度分布的狀態.圖2 中拾起離子的大的分布范圍正是這一過程的結果.

源自彗星的慢速的中性成分經光致電離、輻射電離、電荷交換等過程后被太陽風攜帶.由于彗星的中性成分多為H2O，其相應的離子比太陽風中的質子更重.附加的質量需要太陽風減速來滿足動量守恒.相應地，太陽風攜帶的行星際磁場也堆積在彗星附近.在Giotto 對哈雷彗星的飛掠探測中，觀測到沿軌跡長至4×105km 的磁場堆積區和8 500 km長的磁場空腔（Neubauer et al., 1986）.

1.1.2 X 射線和極紫外輻射

X 射線（波長0.1～10 nm）和極紫外輻射（波長10～120 nm）以前通常被認為發自高溫的日冕或超新星爆發遺跡（Cravens, 2002）.然而，ROSAT 探測器觀測到幾乎所有的活動性彗星都伴隨有X 射線輻射（Cravens, 2002）.觀測表明X 射線輻射強度與彗星氣體產生率和太陽風離子通量呈正相關，與塵埃產生率無關（Cravens, 2002;Krasnopolsky et al., 1997）.幾種輻射產生機制被提出，但都存在與觀測矛盾的地方：太陽風電子與彗星氣體碰撞的熱軔致輻射（高能＞100 eV 的電子數不足以產生足夠強的輻射）、彗星中性物質受電子沖擊的K-殼層電離（高能＞100 eV 的電子數不足以產生足夠強的輻射）、彗星小塵埃顆粒對太陽X射線的散射（X 射線強度與塵埃產生率無關）.目前，更可能的X 射線產生機制是太陽風中的電荷交換過程（Cravens, 1997）.太陽風中一些高價態離子（比如O7+、O6+、C6+、C5+）在原子或分子碰撞后獲得一個電子后保持在激發態.由于離子的高價態，退激過程中，電子不會直接躍遷回基態，而會經過一些中間狀態.取決于能級的能量差，退激過程會輻射出X 射線和EUV 輻射（Cravens,2002）.這一機制解釋了輻射強度與太陽風通量和彗星氣體產生率相關的觀測事實.然而，觀測中仍有特定譜線無法解釋，一個更全面的理論解釋需要綜合考慮太陽中的不同價態的離子以及每種離子的退激過程.這需要對太陽風成分進行準確測量和在實驗室中進行高價態離子電荷交換作用的研究.

1.2 彗星67P/Churyumov-Gerasimenko 與太陽風相互作用

2004年發射的歐空局 "Rosetta"號在2014年成功抵達短周期彗星67P/Churyumov-Gerasimenko（67P/C-G）成為第一個環繞彗星的探測器，其與彗星的距離在10～300 km 之間.在兩年的伴飛過程中，67P/C-G 的日心距離隨時間改變，使得Rosetta可以獲得不同活動性下等離子體和磁場測量數據.日心距離2.2 AU 處，67P/C-G 的氣體產生率約為2×1026molecules/s（Glassmeier, 2017），比哈雷彗星的氣體產生率低3 個量級.下面主要從彗星對太陽風的改變和波動激發等方面介紹67P/C-G 的觀測結果.圖3 為太陽風和低活動性彗星相互作用的示意圖.

圖3 低活動彗星與太陽風相互作用示意圖（修改自Glassmeier, 2017）Fig.3 Schematic of the interaction between a low-activity comet and solar wind (modified from Glassmeier, 2017)

1.2.1 太陽風方向偏轉

對于低活動性彗星，少量的彗星拾起離子沿著對流電場運動.在太陽風離子將動量和能量轉移給拾起離子后，太陽風發生方向偏轉和速度降低.尤其是當太陽風速度與行星際磁場速度垂直時，對流電場的方向垂直于太陽風速度和磁場，太陽風將偏向對流電場的反方向.由于太陽風速度近似為徑向，主要是行星際磁場方向在控制偏轉方向.Rosetta 上的RPC-ICA 和RPC-IES 探測到明顯的太陽風方向偏轉，且隨著67P/C-G 靠近近日點，偏轉角度逐漸增加，最大可達90°（Behar et al., 2016）.Broiles等（2015）分析了67P/C-G 距離太陽3.2 AU 和2.5 AU 時Rosetta 探測器上RPC-IES 設備的觀測數據，發現同樣條件的太陽風中H+比He2+偏轉角度更大（見圖4），其原因可能太陽風偏轉是洛倫茲力作用的結果，大荷質比的離子經歷了更大的速度變化.Broiles 等（2015）還發現偏轉方向主要受到與太陽風速度正交的磁場分量控制.Nilsson 等（2015）發現水族離子的能量可以被加速到幾百個eV，其動量流和太陽風的接近.

圖4 Rosetta 對彗星67P/C-G 附近時間平均的離子通量測量結果，時間范圍為2015-01-23 19:00—20:00, 彗星67P/C-G 距離太陽約2.5 AU（修改自Broiles et al., 2015）Fig.4 Time-averaged ion flux measured by Rosetta on January 23, 2015 19:00-20:00.The distance between 67P/C-G and the sun is around 2.5 AU (modified from Broiles et al., 2015)

在2015年3月28日，Rosetta 從距離彗核50 km 處飛掠，最近距離為15 km（Koenders et al.,2016）.在這次飛掠過程中，磁強計以20 Hz 的采樣頻率進行了磁場測量.磁場測量結果顯示，在Comet-centred Solar Equatorial（CSEQ）參考系中（中心為彗核，x軸指向太陽，z軸平行于太陽北極軸，并與x軸垂直，y軸滿足右手系（Glassmeier, 2017），磁場在-y一側和+y一側的方向相反.這是磁力線包在彗星附近的特征.另一方面，磁場方向主要平行于z軸，而非平行太陽—彗星連線的方向，這說明偏轉后太陽風將其攜帶的磁場輸運到了+z方向（Koenders et al., 2016）.這與高活動性彗星附近的磁場方向有所不同，詳見圖5.

圖5 彗星與太陽風相互作用過程中磁場配置（修改自Koenders et al., 2016）.橙色線為磁力線.（a）太陽風與強活動性彗星的相互作用；（b）太陽風與弱活動性彗星的相互作用Fig.5 Magnetic configuration during the interaction of a comet and solar wind (modified from Koenders et al., 2016).The orange line represents the magnetic field line.(a) Interaction between a strongly active comet and solar wind; (b) Interaction between a weakly or intermediately active comet and solar wind

1.2.2 超低頻波激發

在67P/C-G 到達近日點之前和之后的時間里，磁場觀測呈現成頻率為20 mHz 的大振幅超低頻波（見圖6）（Glassmeier, 2017）.這個振蕩頻率明顯不同于局地的彗星離子的回旋頻率（2 mHz）.這說明存在新的不穩定性激發波動.由于彗星的日心距離小于2.2 AU 時，磁場沒有表現出類似振蕩，這種新的不穩定性機制很可能需要彗星具有低的氣體產生率（＜2×1026molecules/s）.

圖6 彗星67P/C-G 通過近日點后測量到的磁場的功率譜密度（修改自Glassmeier, 2017）Fig.6 Power spectrum density of the magnetic field after comet 67P/C-G passed the perihelion (modified from Glassmeier, 2017)

超低頻波動激發的原因可能是彗星離子和電子分離引入了電流.彗星拾起離子的回旋半徑（37 000 km）遠大于離子源的尺度，因此可看作是沿著對流電場運動，即垂直于太陽風速度和磁場方向.而電子的回旋半徑很小，會經歷E×B漂移運動，運動方向平行于太陽風速度.考慮到太陽風速度遠大于彗星拾起離子的速度，因此，離子和電子的分離引起的電流主要由電子貢獻，電流方向反平行于太陽風速度方向.Meier 等（2016）使用等離子體多流體模型研究了均勻三維等離子體中的波動激發，發現前述電流導致了調制離子韋伯不穩定性的激發.在彗星環境條件下，混合模擬也發現調制離子韋伯不穩定性激發的與67P/C-G 附近波動類似的超低頻波.更具體物理圖像仍需進一步研究.

1.3 掠日彗星與太陽風相互作用

掠日彗星是指近日點的日心距離小于3.54 個太陽半徑的彗星.幾乎所有的掠日彗星在到達近日點附近都受到高強度的太陽輻射而分解.因此，掠日彗星與太陽風表現出更強的相互作用.掠日彗星有機會深入日冕，與亞聲速的太陽風相互作用，為診斷日冕磁場和原初太陽風性質提供了機會.對掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）的觀測被用于推測日冕中的彗星軌跡上的磁場方向.得益于Solar and Heliospheric Observatory（SOHO）衛星上搭載的Large Angle and Spectrometric Coronagraph（LASCO）日冕儀的白光成像，截止2019年已觀測到超過3 000 顆科魯茲族掠日彗星（Raymond and Giordano, 2019）.接下來，本文將從掠日彗星彗尾形態和Lyα 輻射觀測等方面介紹相關成果.

1.3.1 Lyα 輻射觀測

SOHO 衛星上搭載的Ultraviolet Coronagraph Spectrometer（UVCS）能夠對掠日彗星進行Lyα（1 215.67 ?）輻射觀測.觀測發現掠日彗星表現出一條或兩條Lyα 彗尾（Bemporad et al., 2005, 2007;Raymond and Giordano, 2019）.Lyα 彗尾形成的原因是太陽風與中性H 原子的相互作用（Bemporad et al., 2007）.源自彗星的水分子經光致分解生成H 原子，日冕中質子與彗星中性成分的電荷交換也可生成H 原子.這兩類H 原子都可以散射Lyα 質子，但會形成不同強度和輪廓的Lyα 譜線.對于前者，這類H 原子速度與彗星速度接近，掠日彗星近日點附近速度會超過200 km/s（Bemporad et al.,2005）, 這導致比色球的Lyα 譜線，其峰值位置發生偏移～1 ?，散射強度也由于多普勒效應而降低2.5～5 倍（Bemporad et al., 2007）.而后一種H 原子與日冕中質子的溫度、速度接近，相應的Lyα 譜線寬度與無彗星的背景接近.UVCS 觀測到C/2001 C2 的Lyα 譜線與日冕中Lyα 譜線寬度相同，這說明掠日彗星的Lyα 輻射基本都是后一種H 原子散射貢獻的（Bemporad et al., 2005）.

彗星離開當前位置后，中性H 原子被電離并失去補充，Lyα 的輻射強度隨指數衰減，衰減率與彗星的質量損失率和中性成分的電離時間等參數相關.觀測中彗尾Lyα 強度隨指數衰減，通過擬合Lyα 強度曲線，可以獲得彗星的質量損失率.C/2001 C2 在日心距離4.98RS處，表現出兩條Lyα 彗尾，分別可得不同的質量損失率58.9 kg/s 和28.5 kg/s，這說明該彗星由兩部分組成（Bemporad et al., 2007）.Giordano 等（2014）利用蒙特卡羅方法對掠日彗星C/2002 S2 的譜線進行擬合，獲得了5.99RS處太陽風的速度約75 km/s，電子數密度1.23×104cm-3.

1.3.2 彗尾形態

在掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）近日點前后，其彗尾呈條紋狀，如圖7.McCauley 等（2013）比較了多個AIA 波段彗星成像和每個波段起主要貢獻的離子，發現彗尾亮度包含O4+、O5+的輻射貢獻.一個多流體MHD 模擬與太陽風發現在彗尾中O6+離子占主導地位，并可以解釋觀測到的極紫外線成像（Jia et al., 2014）.在典型的日冕環境下（電子數密度108cm-3，電子溫度1.5 MK）, Downs等（2013）認為含氧分子將在3 s 內分解、電離為氧離子，因此，應考慮磁場對C/2011W3（Lovejoy）彗尾的形態和演化的影響.Downs 等（2013）利用從彗星釋放測試離子的運動方向作為局地的磁場方向，比較了日冕的MHD 模型和勢場源表面外推給出的磁場結果.日冕中電子數的不均勻分布影響彗尾的存在時間，這可能是彗尾出現間斷一個原因（Downs et al., 2013）.Hou 等（2021）以O5+作為測試離子，在給定磁場分布和太陽風速度分布后，計算了O5+的運動軌跡，見圖8.發現O5+主要沿著磁力線運動，且初始運動方向與彗星軌跡和磁場方向夾角有關.因此，掠日彗星的日冕觀測是了解太陽大氣的有效途徑.

圖7 日冕中掠日彗星C/2011 W3（Lovejoy）在近日點附近的彗尾形態（修改自Downs et al., 2013）Fig.7 The tail of Comet Lovejoy near its perihelion in the corona (modified from Downs et al., 2013)

圖8 根據日冕的磁場和太陽風模擬計算得到的彗尾O5+離子的運動軌跡.黃色線為彗星Lovejoy 的軌道，藍色線為日冕中的磁力線，紅線為O5+離子的運動軌跡（修改自Hou et al., 2021）Fig.8 Trajectory of O5+ calculated from the simulation data of the magnetic field and solar wind in the corona (modified from Hou et al., 2021).The yellow line represents the orbit of comet Lovejoy.The blue lines represent the magnetic field line in the corona.The red lines represent the trajectory of O5+

本節中，我們分別對哈雷彗星、木星族彗星67P 和掠日彗星的部分天基探測成果進行了介紹.三類彗星有其各自的特點：哈雷彗星的氣體釋放率高，且有多顆探測在不同距離上對哈雷彗星進行飛掠測量.本節主要介紹了哈雷彗星周圍磁場和等離子體環境，波動激發和拾起離子速度分布.彗星67P 距離太陽大于2 AU 時，其氣體釋放率比哈雷彗星氣體釋放率低了3 個量級.因此，相比哈雷彗星，本節注重介紹低彗星活動性下磁力線、太陽風離子、拾起離子的方向偏轉.掠日彗星的特點是其能夠深入日冕，且處于近日點附近時活動性足夠強.因此，掠日彗星彗尾形態可以用于推斷日冕環境.

2 太陽風和彗星相互作用的數值模擬

2.1 太陽風與高活動性彗星的相互作用

Ogino 等（1988）利用三維時間依賴的磁流體力學模擬，獲得了哈雷彗星與太陽風相互作用后的太陽風速度、磁場、密度分布.隨著相互作用達到穩態（圖9），在彗核前側3×105km 處形成了一個等離子體壓力梯度增加的弱的弓激波.在激波下游，太陽風速度降低，方向出現偏轉.跨越激波磁場強度增加3.7 倍，且在靠近彗核過程中逐漸增加.磁力線包在彗核附近，形成長長的彗尾.在遠離彗核的彗尾，太陽風速度方向重新平行于背景太陽風方向.

圖9 太陽風與彗星相互作用中的物理量分布（修改自Ogino et al., 1988）.（a）質量密度的等值線;（b）壓力的等值線，箭頭表示速度矢量Fig.9 Distribution of physical quantities during the interaction of the solar wind and comet Halley (modified from Ogino et al., 1988).(a) Contour of mass density; (b)Contour of pressure.Arrows represent the velocity vector

Rubin 等（2015）將彗星67P/C-G 的氣體產生率作為輸入，在多流體磁流體力學模擬考慮太陽風質子、彗星拾起離子（H2O+、O+、H+）、電子，獲得了太陽風與彗星相互作用隨日心距離（彗星活動性）而改變的三維模擬結果.圖10 中左右兩列為不同平面的切片，其中太陽風位于x軸正方向，對流電場指向z軸負方向，顏色顯示為太陽風等離子體的質量密度.結果顯示，隨著彗星活動性增強，彗核附近形成由彗星中性成分控制的缺少太陽風等離子體的磁空腔.1.7 AU 處，空腔尾部明顯偏向對流電場的反向（+z方向），隨著活動性增加，偏離減弱.Rubin 等（2015）給出67P/C-G 位于近日點時，磁空腔的日側邊界距離彗核30 km.

圖10 不同日心距離下彗星67P/C-G 與太陽風相互作用的模擬（修改自Rubin et al., 2015）.太陽風沿著-x 方向.對流電場沿著-z 方向.圖中顏色為太陽風的質量密度，左右兩列為不同的視角Fig.10 Simulation of the interaction of comet 67P/C-G with the solar wind at different heliocentric distances (modified from Rubin et al., 2015).The solar wind is along the -x direction.The convectional electric field is along the -z direction.The colors in the figure represent the mass density of the solar wind and the left and right columns are different views

Rasca 等（2014）將日冕的三維MHD 模型應用于掠日彗星與太陽風的相互作用，利用噴射的塵埃形成質量加載區域，該研究提供穿過彗尾的模擬采樣結果，有助于預測掠日彗星對太陽風加速和組成的影響.圖11 中每個日心距離處的左右兩列為不同氣體產生率的情況，高的氣體產生率導致彗星附近太陽風速度更明顯地降低，這與Rubin 等（2015）對67P/C-G 的模擬結果類似.

圖11 不同質量損失率下掠日彗星對太陽風速度的影響模擬（修改自Rasca et al., 2014）.（a）質量損失率為1.7×104 kg/s；（b）質量損失率為1.7×105 kg/s.tc=0 表示彗星通過近日點Fig.11 Simulation of the influence of the sun-grazing comet on solar wind speed (modified from Rasca et al., 2014).(a) Mass loss rate of 1.7×104 kg/s; (b) Mass loss rates of 1.7×105 kg/s.tc = 0 for a comet passing the perihelion

2.2 太陽風與低活動性彗星的相互作用

Rosetta 的觀測發現彗星67P/C-G 和太陽風的相互作用導致磁場的堆積和太陽風速度方向偏轉，并在多種模型的模擬結果中得到了確認.Koenders 等（2016）利用混合模擬（離子視為粒子，電子視為流體）研究了2 AU 處67P/C-G 與太陽風作用過程中，太陽風質子和彗星拾起離子的動力學行為.Koenders 等（2016）的研究發現，彗星拾起離子會偏向對流電場的方向，而太陽風質子的偏轉方向相反，相應的磁場也被太陽風攜帶，形成如圖5的配置.Deca 等（2017）將離子、電子均視為粒子，利用Particle-In-Cell（PIC）模擬，研究3 AU 處67P/C-G 與太陽風作用過程中太陽風質子、太陽風電子、彗星拾起離子、彗星電子的動力學行為（圖12），獲得了與Koenders 等（2016）接近的結果.圖12 中+y為磁場的方向，+x為太陽風方向，因此，-z為對流電場的方向.從模擬結果可以看到，太陽風質子和彗星電子偏向對流電場的反向（+z），而彗星拾起離子和太陽風電子偏向對流電場的方向（-z）.磁力線存在堆積并包裹在彗核附近，磁場強度提高3 倍.由于彗星低的活動性，模擬結果中不存在弓激波.粒子具體行為如下，首先，隨著彗星離子沿對流電場加速，彗星電子沿相反方向運動，且達到太陽風速度比彗星離子快得多.彗星離子和電子運動的分離產生了凈電流，為了準電中性，太陽風電子與質子解耦.同時，彗星離子和太陽風質子間傳遞動量.Alho 等（2019）利用混合模擬發現彗星前側激波附近對拾起離子加熱明顯，并提出拾起離子的能譜可以作為判斷彗星前側是否存在激波的依據.

圖12 太陽風與弱活動性彗星相互作用過程中密度分布模擬（修改自Deca et al., 2017）Fig.12 Simulation of the density distribution during the interaction of the solar wind with a weakly active comet (modified from Deca et al., 2017)

SOHO 探測器攜帶的白光成像儀已發現超過3 000 顆近日彗星，近日點的太陽輻射加速了彗星分解、離化過程（Schrijver et al., 2012），產生的大量附加物質將改造內日球層的磁場和等離子體環境.然而，帕克太陽探針（PSP）發射以前，人們一直缺乏對近日彗星原位/飛掠探測.帕克太陽探針自2018年發射以來，環繞太陽的軌道近日點逐漸降低，從第一次近日點日心距離37RS逐漸降低至9RS.He 等（2021）利用MHD 模擬、彗尾粒子動力學分析、PSP 原位探測、SOHO 遙感探測相結合的方式，認為短周期彗星322P/SOHO 與PSP 存在相遇的可能性，時間為2019年9月2日，并給出了PSP 可能探測到信號（圖13）.He 等（2021）在MHD 模擬的日球層內，研究不同彗星氣體產生率的質量加載過程.結果表明，高的氣體產生率對太陽風速度降低影響更加顯著，符合預期.He 等（2021）還獲得了沿PSP 的路徑采樣的等離子體和磁場狀態，并將模擬采樣結果與PSP 的局地測量結果進行直接比較.通過比較，He 等（2021）認為322P/SOHO 可能處于低的活動水平，正在逐步成為巖石彗星（活動性極低）（圖14）.

圖13 2019年9月2日09:47，模擬在三種不同程度活動性下，彗星322P/SOHO 對太陽風速度的影響.（a）低活動性；（b）中活動性；（c）高活動性（修改自He et al., 2021）Fig.13 Distribution of the disturbed/undisturbed velocity (unit: km·s-1) for the three different levels of activities of comet 322P/SOHO .(a) low, (b) intermediate, (c) high at 09:47 UT on September 2, 2019 (modified from He et al., 2021)

圖14 在PSP 與彗星322P/SOHO 相遇時，沿著PSP 軌跡對模擬的采樣結果（修改自He et al., 2021）.（a）密度;（b）速度;（c）徑向磁場分量;（d）熱壓Fig.14 Samples along the PSP trajectory during its encounter with comet 322P/SOHO (modified from He et al., 2021).(a) Density;(b) Velocity; (c) Radial magnetic field component; (d) Thermal pressure

本節中，我們從數值模擬的角度關注高、低活動性彗星、近日彗星周圍磁力線形態和等離子體環境.高活動性下，磁力線在彗星向日側堆積，并向彗尾延伸，彗星周圍形成一個彗星氣體成分主導的區域，此區域中太陽風離子密度低.低活動性下，彗星附近的太陽風離子、拾起離子發生方向偏轉，和觀測結果接近.由于目前缺乏對近日彗星的原位觀測，我們介紹了數值模擬中PSP 在與彗星322P相遇過程時，可能觀測到磁場和等離子體狀態，通過比較模擬采樣結果和PSP 實際觀測數據，可以確認322P 處于低活動性狀態.

本文提到的數值模型包括：三維MHD 模擬、多流體MHD 模擬、混合模擬、PIC 模擬.根據研究問題的關注點，需要選擇合適的數值模型.在MHD 模擬中，將等離子體視作單一導電流體，不區分離子和電子.基于理想MHD 方程的數值求解可以得到質量、動量、能量在各個計算區域間的傳輸和轉化過程.通常方程的內邊界設置為日冕底部，根據全日面磁圖和經驗公式計算磁場矢量、速度矢量、密度、溫度在內邊界處的值.這樣做的好處是能夠獲得更加接近真實太陽風狀態的模擬結果.在太陽風與彗星相互作用過程中，粒子環境是多組分系統，至少包括太陽離子、源自彗星的離子、電子.多流體的MHD 自然成為描述多組分系統的選擇.文中介紹的有關工作，借助單流體和多流體模擬，給出彗星附近磁場和等離子體狀態.當研究關注于單個粒子的動力學行為時，流體描述又不再適用.例如，圖12 所示的模擬關注太陽風與彗星相互作用過程中，四種成分的粒子的偏轉情況.因此，混合模擬（離子視為粒子、電子視為流體）和PIC模擬（離子和電子均視為粒子）更適合需要關注粒子動力學行為的情況.

3 未來的研究發展趨勢

未來的研究發展趨勢是抵達彗星周圍，通過近距離的遙感觀測和原位探測，獲得不同類型的彗星（如掠日彗星、主帶彗星、星際彗星）在不同活動水平下的測量.遙感觀測（如日冕儀、日球層成像儀、多波段成像光譜儀等）、原位探測（如塵埃、離子質譜測量、場測量）與模擬（如全局多流體元磁流體+局地全粒子動理學）的結合，將極大地提高對彗星物質成分、質量加載過程，乃至太陽系的形成與演化的理解.

中國預計于2022年開始小行星和主帶彗星探測任務，該任務預計探測器于2030年到達主帶彗星133P/Elst-Pizarro 或311P/PanSTARRS，并開始環繞探測和遙感探測（Wei et al., 2018; Zhang R Q et al., 2019; Zhang X et al., 2019）.其主要科學目標是確定主帶彗星（Main Belt Comets, MBCs）上是否有水或水冰；測試MBCs 是否可能是地球上水的來源；確定彗星表面礦物和可能存在的有機物的成分理解早期太陽系及行星的形成過程.相比飛掠探測，繞飛探測可以提供長時間的大量數據.結合數值模擬和地面遙感，預期主帶彗星探測任務可以獲得豐富的研究成果.

歐空局即將開始的Comet Interceptor 計劃（Snodgrass and Jones, 2019），采取了飛掠的探測方式.探測的目標是來自奧爾特云的彗星（太陽系的邊緣）.這類彗星軌道周期極長（幾千年），兩次飛過近日點的時間間隔很長.這導致這類彗星受太陽輻射的影響小，能夠保存更多的太陽系早期的信息.相比之下，彗星67P/C-G 可能來自柯伊伯帶（Kuiper Belt），多次飛過近日點后受太陽風輻射影響更大.然而，這類來自奧爾特云彗星在通過近日點前只有幾個月的時間可供探測.因此，歐空局將發射Comet Interceptor 至太陽-地球系統的L2 點，等待奧爾特云彗星的到來.一旦發現合適目標，就發出多個小探測器對目標進行多角度的同時的飛掠探測.這次任務目標不固定，預期可以獲得全新的探測成果.

在未來的太陽風與彗星相互作用研究中，一方面，太陽風可能使彗星的塵埃尾帶電，并對塵埃運動產生影響.在不同的日心距離處，塵埃的化學組成和光致電離的帶電量預期會有所不同.在靠近太陽時，溫度高，仍能保持固態的物質的華點高.遠離太陽，溫度低，易揮發物質也可保持固態.對不同日心距離彗星的飛掠探測，獲得其表面物質、噴出物質的成分，進而加深太陽系內物質成分的分布特征和近日無塵區的理解.同時，地面射電觀測可以區分彗星表面巖石和金屬成分，探測器局地探測數據可以與射電觀測數據交叉驗證，進而將射電觀測應用于更多的彗星觀測.另一方面，未來對于帶電粒子和電磁場的探測，能夠幫助我們了解太陽風與彗星噴發的中性物質電荷交換產生拾起離子的過程，并了解拾起離子與太陽風之間發生的相互作用.對于主帶彗星和來自太陽系邊緣奧爾特云的彗星，拾起離子的成分、能量、產生率、在日球層中的分布仍有待了解.