太阳风与彗星相互作用

侯传鹏，何建森，彭镜宇

北京大学地球与空间科学学院，北京 100871

0 引 言

针对太阳风与彗星相互作用的研究，可追溯到1950年代对等离子体彗尾的研究.等离子体彗尾由电离的原子和分子组成，呈射线状，方向指向远离太阳的方向.起初等离子体彗尾的形成原因被认为是太阳的辐射压力加速彗星离子.然而在观测中，等离子体彗尾中的不均匀结构的加速度可达100 cm/s2，辐射压力无法解释彗星等离子体的超强加速.Biermann（1952）进而提出来自太阳的径向的、连续不断的离子流与彗星等离子体之间存在质量、动量和能量交换.由此，Biermann（1952）估计地球轨道附近太阳风离子流的通量密度为1010cm-2s-1，离子速度为100 km/s.然而，太阳风密度的局地测量结果比Biermann（1952）估计的密度低了两个数量级，且太阳风与彗星的相互作用比动量交换过程更加复杂.尽管如此，彗尾的研究工作极大地促进了对太阳日冕动力学的研究和太阳风概念的发展.

在太阳风与彗星的相互作用过程中，质量加载过程是最重要的过程.这一过程中，彗星中重的中性成分电离后的新生离子被太阳风的电磁场携带，并伴随着太阳风离子的能量、动量向新生离子的传递（Biermann et al., 1967）.由于太阳风等离子体近似为无碰撞的，太阳风的动量怎样传递给新生离子值得深入地研究.一种经典的理论认为，新生离子会在速度空间中形成环-束流分布，这种非麦氏分布提供了扰动激发的自由能（Sagdeev et al., 1986），激发的扰动充当动量和能量交换的媒介（Biermann et al., 1967; Neugebauer, 1990; Tsurutani et al.,2018）.太阳风速度方向和行星际磁场方向的夹角会改变环-束流分布，并激发不同类型的扰动（Tsurutani et al., 2018; Wu and Davidson, 1972）.具体过程如下：新生离子的运动可分为围绕行星际磁场的回旋运动和平行磁场的运动.在彗星参考系中，这些新生离子的速度很低（～1 km/s）远小于太阳风的速度（典型速度～400 km/s）, 因此，在与太阳风相同速度运动的参考系中，新生离子的速度近似为负的太阳风速度.当太阳风速度与行星际磁场垂直时，新生离子以太阳风速度作回旋运动，在速度空间形成环状分布.与此同时，太阳风对流电场E=-Vsw×B会对新生离子进行加速（Glassmeier,2017）.当太阳风速度与行星际磁场平行时，新生离子以太阳风速度沿着磁场运动，形成束流.拾起离子与太阳风离子相互作用中的ion-ion 不稳定性激发波动，散射相空间中的离子最终实现与太阳风离子之间的动量传递和能量传递.这部分被太阳风携带、加速的新生离子被称为拾起离子，其速度最高可达2 倍太阳风速度（Isenberg, 1987）.不仅是彗星附近，源自星际中性介质的拾起离子对外日球层波动激发、湍动性质、太阳风加热有重要贡献（Adhikari et al., 2014, 2021）.作为研究中性成分的离化并与带电离子相互作用的理想实验室，活动的彗星为理解这一太阳系中普遍存在的过程提供了有效的手段.

在太阳风动量传递给拾起离子后，太阳风速度将会降低，由于冻结效应，太阳风的减速将导致彗星附近的磁场堆积和磁力线弯曲（Alfvén, 1957;Jones et al., 2003; Neugebauer, 1990; Raeder et al.,1988）.如果一系列切向间断面经过彗星，磁场堆积导致彗星前进方向上分层堆积着不同极性的磁场（Glassmeier, 2017）.在对哈雷彗星的飞掠观测中，发现了这种磁场极性的分层结构，厚度小于10 000 km（Glassmeier, 2017）.自观测到彗星Hyakutake 辐射X 射线后（Lisse et al., 1996），人们发现大量的彗星都会向外辐射X 射线和极紫外辐射（Lisse et al., 2001; McCauley et al., 2013）.彗星的低温度不足以解释这些辐射，目前主流的解释是太阳风中的重离子与彗星中性成分电荷交换引起的激发退激是主要的辐射机制（Cravens, 1997）.取决于具体的电荷交换过程，不同的重离子成分、电子在不同能级间的跃迁形成多种谱线（Cravens,2002; Hasan et al., 2001）.已有大量理论模型的研究工作根据谱线区分太阳风的重离子成分和状态（Bodewits et al., 2004, 2007; Lisse et al., 2005）.

当彗星具有很低的活动性时，低的气体产生率会导致太阳风和彗星的相互作用与前述理论有所不同.高活动性时，离子和中性成分之间的摩擦力与磁压力平衡，在彗星附近形成磁空腔（Goetz et al.,2016; Koenders et al., 2015）.对于低活动性彗星，这种空腔一般不会存在.Rubin 等（2015）利用多流体MHD 模拟获得了不同活动性下彗星附近等离子体质量密度的分布，发现空腔的大小与彗星活动性存在正相关.对于低活动性彗星，当太阳风速度与磁场速度方向垂直时，对流电场与太阳风速度和磁场垂直，仅有的彗星离子沿着对流电场方向运动，动量守恒导致太阳风离子向反方向运动.这不仅导致太阳风速度方向的偏转，其携带的磁场也会相应偏转（Glassmeier, 2017）.相应的结果在卫星观测和数值模拟中得到了证实（Broiles et al., 2015;Koenders et al., 2016; Rubin et al., 2015）.

随着技术进步，各种遥感观测、飞掠或环绕探测和数值模拟等手段的结合有助于更加全面地了解太阳风与彗星的相互作用过程.比如前述彗星活动性的研究、掠日彗星的遥测成像和MHD 模拟的结合、分析人造探测器与彗星相遇的可能性及可能探测到的信号（He et al., 2021）.本文将从观测和数值模拟的角度回顾研究进展，并展望未来的发展趋势.文章结构如下：第一部分，介绍哈雷彗星、67P/Churyumov-Gerasimenko、掠日彗星与太阳风相互作用的研究成果；第二部分，介绍太阳风与彗星相互作用的数值模拟的研究成果；第三部分，从我国的主带彗星探测和欧空局的彗星拦截者任务出发，展望未来的研究发展趋势.

1 天基探测成果

1.1 哈雷彗星与太阳风相互作用

在1985—1986年，有六颗探测器（Sakigake、Suisei、Vega1、Vega2、Giotto、Ice）对哈雷彗星进行了飞掠探测（Neugebauer, 1990），获得了彗星上游、激波前兆区（foreshock）、跃变区、彗星离子主导区等多个区域的丰富数据.哈雷彗星是一颗高活动性彗星，气体产生率为6.9×1029molecules/s（Glassmeier, 2017）.彗核表面的活动性是不均匀的，中性成分（主要为H2O、CO2）的喷出速度为约为1 km/s，中性成分与太阳风的电荷交换过程时间尺度约为1 06s，因此，彗星太阳风和彗星离子的相互作用范围开始于彗核前部1 06km（Tsurutani et al., 1989, 2018）.如引言中提到的，对于高活动性彗星，哈雷彗星附近观测到了太阳风的速度陡降、加热和磁场的压缩.然而人们对这种类似激波的跃变区的厚度和本质还没有达成一致的看法（涂传诒等，2021）.太阳风的减速引起行星际磁场的堆积，并包裹在彗核附近，形成离子彗尾的形状.图1 为太阳风和高活动性彗星相互作用的示意图.接下来将从拾起离子、波动和X 射线辐射回顾研究成果.

图1 太阳风与彗星相互作用示意图（修改自Cravens,2002）Fig.1 Schematic of the interaction of solar wind and a comet(modified from Cravens, 2002)

1.1.1 拾起离子与波动激发

如引言中所述，在太阳风参考系中，拾起离子的回旋运动和平行磁场的运动形成了速度空间中的环-束流分布.具体速度分布取决于太阳风速度和行星际磁场的夹角，并促进相应波模激发.Giotto 探测器对哈雷彗星的飞掠探测结果表明，离子的速度分布呈现出环-束流分布（Neugebauer et al., 1989）.图2 中，太阳风速度和行星际磁场夹角约20°，理论预计拾起离子的环的位置标记为黑色圆圈.图中蓝色划线为圆心在（0, 0）的圆弧，红色点线为圆心在（-VA, 0）的圆弧.在局地激发的内传Alfvén波和太阳风等离子体中外传Alfvén 波共同引起的投掷角散射作用下，速度分布中拾起离子的通量峰值覆盖了比理论预计更大的范围.

图2 探测器Giotto 在距离哈雷彗星1.7×106 km 处，测量的质子的相空间分布.图中等值线的数值单位为cm-3km-3s3，蓝线为以（0, 0）为圆心的弧，红线为以（- VA, 0）为圆心的弧，其中VA 是阿尔芬速度.黑色圆圈标记为拾起离子的理论位置（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

在太阳风速度和磁场准平行期间，Giotto 在距哈雷彗星1.8×106km 处观测到磁场和速度扰动，功率谱峰值位于7 mHz（Glassmeier et al., 1989），这接近水族离子H3O+的回旋频率.磁场和速度之间存在接近1 的相关性和接近0 的相位差，表明扰动是沿着磁场向太阳传播的Alfvén 波（Glassmeier et al., 1989）.这些观测表明拾起离子在波动激发过程中扮演着重要的角色.除Alfvén 波外，其它时刻的探测数据还可发现磁声波、哨声波、高频静电波等丰富的波模（Neugebauer, 1990）.在速度空间中，这些波模和局地激发的内传Alfvén 波共同将拾起离子散射至均匀角度分布的状态.图2 中拾起离子的大的分布范围正是这一过程的结果.

源自彗星的慢速的中性成分经光致电离、辐射电离、电荷交换等过程后被太阳风携带.由于彗星的中性成分多为H2O，其相应的离子比太阳风中的质子更重.附加的质量需要太阳风减速来满足动量守恒.相应地，太阳风携带的行星际磁场也堆积在彗星附近.在Giotto 对哈雷彗星的飞掠探测中，观测到沿轨迹长至4×105km 的磁场堆积区和8 500 km长的磁场空腔（Neubauer et al., 1986）.

1.1.2 X 射线和极紫外辐射

X 射线（波长0.1～10 nm）和极紫外辐射（波长10～120 nm）以前通常被认为发自高温的日冕或超新星爆发遗迹（Cravens, 2002）.然而，ROSAT 探测器观测到几乎所有的活动性彗星都伴随有X 射线辐射（Cravens, 2002）.观测表明X 射线辐射强度与彗星气体产生率和太阳风离子通量呈正相关，与尘埃产生率无关（Cravens, 2002;Krasnopolsky et al., 1997）.几种辐射产生机制被提出，但都存在与观测矛盾的地方：太阳风电子与彗星气体碰撞的热轫致辐射（高能＞100 eV 的电子数不足以产生足够强的辐射）、彗星中性物质受电子冲击的K-壳层电离（高能＞100 eV 的电子数不足以产生足够强的辐射）、彗星小尘埃颗粒对太阳X射线的散射（X 射线强度与尘埃产生率无关）.目前，更可能的X 射线产生机制是太阳风中的电荷交换过程（Cravens, 1997）.太阳风中一些高价态离子（比如O7+、O6+、C6+、C5+）在原子或分子碰撞后获得一个电子后保持在激发态.由于离子的高价态，退激过程中，电子不会直接跃迁回基态，而会经过一些中间状态.取决于能级的能量差，退激过程会辐射出X 射线和EUV 辐射（Cravens,2002）.这一机制解释了辐射强度与太阳风通量和彗星气体产生率相关的观测事实.然而，观测中仍有特定谱线无法解释，一个更全面的理论解释需要综合考虑太阳中的不同价态的离子以及每种离子的退激过程.这需要对太阳风成分进行准确测量和在实验室中进行高价态离子电荷交换作用的研究.

1.2 彗星67P/Churyumov-Gerasimenko 与太阳风相互作用

2004年发射的欧空局 "Rosetta"号在2014年成功抵达短周期彗星67P/Churyumov-Gerasimenko（67P/C-G）成为第一个环绕彗星的探测器，其与彗星的距离在10～300 km 之间.在两年的伴飞过程中，67P/C-G 的日心距离随时间改变，使得Rosetta可以获得不同活动性下等离子体和磁场测量数据.日心距离2.2 AU 处，67P/C-G 的气体产生率约为2×1026molecules/s（Glassmeier, 2017），比哈雷彗星的气体产生率低3 个量级.下面主要从彗星对太阳风的改变和波动激发等方面介绍67P/C-G 的观测结果.图3 为太阳风和低活动性彗星相互作用的示意图.

图3 低活动彗星与太阳风相互作用示意图（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 太阳风方向偏转

对于低活动性彗星，少量的彗星拾起离子沿着对流电场运动.在太阳风离子将动量和能量转移给拾起离子后，太阳风发生方向偏转和速度降低.尤其是当太阳风速度与行星际磁场速度垂直时，对流电场的方向垂直于太阳风速度和磁场，太阳风将偏向对流电场的反方向.由于太阳风速度近似为径向，主要是行星际磁场方向在控制偏转方向.Rosetta 上的RPC-ICA 和RPC-IES 探测到明显的太阳风方向偏转，且随着67P/C-G 靠近近日点，偏转角度逐渐增加，最大可达90°（Behar et al., 2016）.Broiles等（2015）分析了67P/C-G 距离太阳3.2 AU 和2.5 AU 时Rosetta 探测器上RPC-IES 设备的观测数据，发现同样条件的太阳风中H+比He2+偏转角度更大（见图4），其原因可能太阳风偏转是洛伦兹力作用的结果，大荷质比的离子经历了更大的速度变化.Broiles 等（2015）还发现偏转方向主要受到与太阳风速度正交的磁场分量控制.Nilsson 等（2015）发现水族离子的能量可以被加速到几百个eV，其动量流和太阳风的接近.

图4 Rosetta 对彗星67P/C-G 附近时间平均的离子通量测量结果，时间范围为2015-01-23 19:00—20:00, 彗星67P/C-G 距离太阳约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 从距离彗核50 km 处飞掠，最近距离为15 km（Koenders et al.,2016）.在这次飞掠过程中，磁强计以20 Hz 的采样频率进行了磁场测量.磁场测量结果显示，在Comet-centred Solar Equatorial（CSEQ）参考系中（中心为彗核，x轴指向太阳，z轴平行于太阳北极轴，并与x轴垂直，y轴满足右手系（Glassmeier, 2017），磁场在-y一侧和+y一侧的方向相反.这是磁力线包在彗星附近的特征.另一方面，磁场方向主要平行于z轴，而非平行太阳—彗星连线的方向，这说明偏转后太阳风将其携带的磁场输运到了+z方向（Koenders et al., 2016）.这与高活动性彗星附近的磁场方向有所不同，详见图5.

图5 彗星与太阳风相互作用过程中磁场配置（修改自Koenders et al., 2016）.橙色线为磁力线.（a）太阳风与强活动性彗星的相互作用；（b）太阳风与弱活动性彗星的相互作用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 超低频波激发

在67P/C-G 到达近日点之前和之后的时间里，磁场观测呈现成频率为20 mHz 的大振幅超低频波（见图6）（Glassmeier, 2017）.这个振荡频率明显不同于局地的彗星离子的回旋频率（2 mHz）.这说明存在新的不稳定性激发波动.由于彗星的日心距离小于2.2 AU 时，磁场没有表现出类似振荡，这种新的不稳定性机制很可能需要彗星具有低的气体产生率（＜2×1026molecules/s）.

图6 彗星67P/C-G 通过近日点后测量到的磁场的功率谱密度（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)

超低频波动激发的原因可能是彗星离子和电子分离引入了电流.彗星拾起离子的回旋半径（37 000 km）远大于离子源的尺度，因此可看作是沿着对流电场运动，即垂直于太阳风速度和磁场方向.而电子的回旋半径很小，会经历E×B漂移运动，运动方向平行于太阳风速度.考虑到太阳风速度远大于彗星拾起离子的速度，因此，离子和电子的分离引起的电流主要由电子贡献，电流方向反平行于太阳风速度方向.Meier 等（2016）使用等离子体多流体模型研究了均匀三维等离子体中的波动激发，发现前述电流导致了调制离子韦伯不稳定性的激发.在彗星环境条件下，混合模拟也发现调制离子韦伯不稳定性激发的与67P/C-G 附近波动类似的超低频波.更具体物理图像仍需进一步研究.

1.3 掠日彗星与太阳风相互作用

掠日彗星是指近日点的日心距离小于3.54 个太阳半径的彗星.几乎所有的掠日彗星在到达近日点附近都受到高强度的太阳辐射而分解.因此，掠日彗星与太阳风表现出更强的相互作用.掠日彗星有机会深入日冕，与亚声速的太阳风相互作用，为诊断日冕磁场和原初太阳风性质提供了机会.对掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）的观测被用于推测日冕中的彗星轨迹上的磁场方向.得益于Solar and Heliospheric Observatory（SOHO）卫星上搭载的Large Angle and Spectrometric Coronagraph（LASCO）日冕仪的白光成像，截止2019年已观测到超过3 000 颗科鲁兹族掠日彗星（Raymond and Giordano, 2019）.接下来，本文将从掠日彗星彗尾形态和Lyα 辐射观测等方面介绍相关成果.

1.3.1 Lyα 辐射观测

SOHO 卫星上搭载的Ultraviolet Coronagraph Spectrometer（UVCS）能够对掠日彗星进行Lyα（1 215.67 Å）辐射观测.观测发现掠日彗星表现出一条或两条Lyα 彗尾（Bemporad et al., 2005, 2007;Raymond and Giordano, 2019）.Lyα 彗尾形成的原因是太阳风与中性H 原子的相互作用（Bemporad et al., 2007）.源自彗星的水分子经光致分解生成H 原子，日冕中质子与彗星中性成分的电荷交换也可生成H 原子.这两类H 原子都可以散射Lyα 质子，但会形成不同强度和轮廓的Lyα 谱线.对于前者，这类H 原子速度与彗星速度接近，掠日彗星近日点附近速度会超过200 km/s（Bemporad et al.,2005）, 这导致比色球的Lyα 谱线，其峰值位置发生偏移～1 Å，散射强度也由于多普勒效应而降低2.5～5 倍（Bemporad et al., 2007）.而后一种H 原子与日冕中质子的温度、速度接近，相应的Lyα 谱线宽度与无彗星的背景接近.UVCS 观测到C/2001 C2 的Lyα 谱线与日冕中Lyα 谱线宽度相同，这说明掠日彗星的Lyα 辐射基本都是后一种H 原子散射贡献的（Bemporad et al., 2005）.

彗星离开当前位置后，中性H 原子被电离并失去补充，Lyα 的辐射强度随指数衰减，衰减率与彗星的质量损失率和中性成分的电离时间等参数相关.观测中彗尾Lyα 强度随指数衰减，通过拟合Lyα 强度曲线，可以获得彗星的质量损失率.C/2001 C2 在日心距离4.98RS处，表现出两条Lyα 彗尾，分别可得不同的质量损失率58.9 kg/s 和28.5 kg/s，这说明该彗星由两部分组成（Bemporad et al., 2007）.Giordano 等（2014）利用蒙特卡罗方法对掠日彗星C/2002 S2 的谱线进行拟合，获得了5.99RS处太阳风的速度约75 km/s，电子数密度1.23×104cm-3.

1.3.2 彗尾形态

在掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）近日点前后，其彗尾呈条纹状，如图7.McCauley 等（2013）比较了多个AIA 波段彗星成像和每个波段起主要贡献的离子，发现彗尾亮度包含O4+、O5+的辐射贡献.一个多流体MHD 模拟与太阳风发现在彗尾中O6+离子占主导地位，并可以解释观测到的极紫外线成像（Jia et al., 2014）.在典型的日冕环境下（电子数密度108cm-3，电子温度1.5 MK）, Downs等（2013）认为含氧分子将在3 s 内分解、电离为氧离子，因此，应考虑磁场对C/2011W3（Lovejoy）彗尾的形态和演化的影响.Downs 等（2013）利用从彗星释放测试离子的运动方向作为局地的磁场方向，比较了日冕的MHD 模型和势场源表面外推给出的磁场结果.日冕中电子数的不均匀分布影响彗尾的存在时间，这可能是彗尾出现间断一个原因（Downs et al., 2013）.Hou 等（2021）以O5+作为测试离子，在给定磁场分布和太阳风速度分布后，计算了O5+的运动轨迹，见图8.发现O5+主要沿着磁力线运动，且初始运动方向与彗星轨迹和磁场方向夹角有关.因此，掠日彗星的日冕观测是了解太阳大气的有效途径.

图7 日冕中掠日彗星C/2011 W3（Lovejoy）在近日点附近的彗尾形态（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)

图8 根据日冕的磁场和太阳风模拟计算得到的彗尾O5+离子的运动轨迹.黄色线为彗星Lovejoy 的轨道，蓝色线为日冕中的磁力线，红线为O5+离子的运动轨迹（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+

本节中，我们分别对哈雷彗星、木星族彗星67P 和掠日彗星的部分天基探测成果进行了介绍.三类彗星有其各自的特点：哈雷彗星的气体释放率高，且有多颗探测在不同距离上对哈雷彗星进行飞掠测量.本节主要介绍了哈雷彗星周围磁场和等离子体环境，波动激发和拾起离子速度分布.彗星67P 距离太阳大于2 AU 时，其气体释放率比哈雷彗星气体释放率低了3 个量级.因此，相比哈雷彗星，本节注重介绍低彗星活动性下磁力线、太阳风离子、拾起离子的方向偏转.掠日彗星的特点是其能够深入日冕，且处于近日点附近时活动性足够强.因此，掠日彗星彗尾形态可以用于推断日冕环境.

2 太阳风和彗星相互作用的数值模拟

2.1 太阳风与高活动性彗星的相互作用

Ogino 等（1988）利用三维时间依赖的磁流体力学模拟，获得了哈雷彗星与太阳风相互作用后的太阳风速度、磁场、密度分布.随着相互作用达到稳态（图9），在彗核前侧3×105km 处形成了一个等离子体压力梯度增加的弱的弓激波.在激波下游，太阳风速度降低，方向出现偏转.跨越激波磁场强度增加3.7 倍，且在靠近彗核过程中逐渐增加.磁力线包在彗核附近，形成长长的彗尾.在远离彗核的彗尾，太阳风速度方向重新平行于背景太阳风方向.

图9 太阳风与彗星相互作用中的物理量分布（修改自Ogino et al., 1988）.（a）质量密度的等值线;（b）压力的等值线，箭头表示速度矢量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）将彗星67P/C-G 的气体产生率作为输入，在多流体磁流体力学模拟考虑太阳风质子、彗星拾起离子（H2O+、O+、H+）、电子，获得了太阳风与彗星相互作用随日心距离（彗星活动性）而改变的三维模拟结果.图10 中左右两列为不同平面的切片，其中太阳风位于x轴正方向，对流电场指向z轴负方向，颜色显示为太阳风等离子体的质量密度.结果显示，随着彗星活动性增强，彗核附近形成由彗星中性成分控制的缺少太阳风等离子体的磁空腔.1.7 AU 处，空腔尾部明显偏向对流电场的反向（+z方向），随着活动性增加，偏离减弱.Rubin 等（2015）给出67P/C-G 位于近日点时，磁空腔的日侧边界距离彗核30 km.

图10 不同日心距离下彗星67P/C-G 与太阳风相互作用的模拟（修改自Rubin et al., 2015）.太阳风沿着-x 方向.对流电场沿着-z 方向.图中颜色为太阳风的质量密度，左右两列为不同的视角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）将日冕的三维MHD 模型应用于掠日彗星与太阳风的相互作用，利用喷射的尘埃形成质量加载区域，该研究提供穿过彗尾的模拟采样结果，有助于预测掠日彗星对太阳风加速和组成的影响.图11 中每个日心距离处的左右两列为不同气体产生率的情况，高的气体产生率导致彗星附近太阳风速度更明显地降低，这与Rubin 等（2015）对67P/C-G 的模拟结果类似.

图11 不同质量损失率下掠日彗星对太阳风速度的影响模拟（修改自Rasca et al., 2014）.（a）质量损失率为1.7×104 kg/s；（b）质量损失率为1.7×105 kg/s.tc=0 表示彗星通过近日点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 太阳风与低活动性彗星的相互作用

Rosetta 的观测发现彗星67P/C-G 和太阳风的相互作用导致磁场的堆积和太阳风速度方向偏转，并在多种模型的模拟结果中得到了确认.Koenders 等（2016）利用混合模拟（离子视为粒子，电子视为流体）研究了2 AU 处67P/C-G 与太阳风作用过程中，太阳风质子和彗星拾起离子的动力学行为.Koenders 等（2016）的研究发现，彗星拾起离子会偏向对流电场的方向，而太阳风质子的偏转方向相反，相应的磁场也被太阳风携带，形成如图5的配置.Deca 等（2017）将离子、电子均视为粒子，利用Particle-In-Cell（PIC）模拟，研究3 AU 处67P/C-G 与太阳风作用过程中太阳风质子、太阳风电子、彗星拾起离子、彗星电子的动力学行为（图12），获得了与Koenders 等（2016）接近的结果.图12 中+y为磁场的方向，+x为太阳风方向，因此，-z为对流电场的方向.从模拟结果可以看到，太阳风质子和彗星电子偏向对流电场的反向（+z），而彗星拾起离子和太阳风电子偏向对流电场的方向（-z）.磁力线存在堆积并包裹在彗核附近，磁场强度提高3 倍.由于彗星低的活动性，模拟结果中不存在弓激波.粒子具体行为如下，首先，随着彗星离子沿对流电场加速，彗星电子沿相反方向运动，且达到太阳风速度比彗星离子快得多.彗星离子和电子运动的分离产生了净电流，为了准电中性，太阳风电子与质子解耦.同时，彗星离子和太阳风质子间传递动量.Alho 等（2019）利用混合模拟发现彗星前侧激波附近对拾起离子加热明显，并提出拾起离子的能谱可以作为判断彗星前侧是否存在激波的依据.

图12 太阳风与弱活动性彗星相互作用过程中密度分布模拟（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 探测器携带的白光成像仪已发现超过3 000 颗近日彗星，近日点的太阳辐射加速了彗星分解、离化过程（Schrijver et al., 2012），产生的大量附加物质将改造内日球层的磁场和等离子体环境.然而，帕克太阳探针（PSP）发射以前，人们一直缺乏对近日彗星原位/飞掠探测.帕克太阳探针自2018年发射以来，环绕太阳的轨道近日点逐渐降低，从第一次近日点日心距离37RS逐渐降低至9RS.He 等（2021）利用MHD 模拟、彗尾粒子动力学分析、PSP 原位探测、SOHO 遥感探测相结合的方式，认为短周期彗星322P/SOHO 与PSP 存在相遇的可能性，时间为2019年9月2日，并给出了PSP 可能探测到信号（图13）.He 等（2021）在MHD 模拟的日球层内，研究不同彗星气体产生率的质量加载过程.结果表明，高的气体产生率对太阳风速度降低影响更加显著，符合预期.He 等（2021）还获得了沿PSP 的路径采样的等离子体和磁场状态，并将模拟采样结果与PSP 的局地测量结果进行直接比较.通过比较，He 等（2021）认为322P/SOHO 可能处于低的活动水平，正在逐步成为岩石彗星（活动性极低）（图14）.

图13 2019年9月2日09:47，模拟在三种不同程度活动性下，彗星322P/SOHO 对太阳风速度的影响.（a）低活动性；（b）中活动性；（c）高活动性（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)

图14 在PSP 与彗星322P/SOHO 相遇时，沿着PSP 轨迹对模拟的采样结果（修改自He et al., 2021）.（a）密度;（b）速度;（c）径向磁场分量;（d）热压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

本节中，我们从数值模拟的角度关注高、低活动性彗星、近日彗星周围磁力线形态和等离子体环境.高活动性下，磁力线在彗星向日侧堆积，并向彗尾延伸，彗星周围形成一个彗星气体成分主导的区域，此区域中太阳风离子密度低.低活动性下，彗星附近的太阳风离子、拾起离子发生方向偏转，和观测结果接近.由于目前缺乏对近日彗星的原位观测，我们介绍了数值模拟中PSP 在与彗星322P相遇过程时，可能观测到磁场和等离子体状态，通过比较模拟采样结果和PSP 实际观测数据，可以确认322P 处于低活动性状态.

本文提到的数值模型包括：三维MHD 模拟、多流体MHD 模拟、混合模拟、PIC 模拟.根据研究问题的关注点，需要选择合适的数值模型.在MHD 模拟中，将等离子体视作单一导电流体，不区分离子和电子.基于理想MHD 方程的数值求解可以得到质量、动量、能量在各个计算区域间的传输和转化过程.通常方程的内边界设置为日冕底部，根据全日面磁图和经验公式计算磁场矢量、速度矢量、密度、温度在内边界处的值.这样做的好处是能够获得更加接近真实太阳风状态的模拟结果.在太阳风与彗星相互作用过程中，粒子环境是多组分系统，至少包括太阳离子、源自彗星的离子、电子.多流体的MHD 自然成为描述多组分系统的选择.文中介绍的有关工作，借助单流体和多流体模拟，给出彗星附近磁场和等离子体状态.当研究关注于单个粒子的动力学行为时，流体描述又不再适用.例如，图12 所示的模拟关注太阳风与彗星相互作用过程中，四种成分的粒子的偏转情况.因此，混合模拟（离子视为粒子、电子视为流体）和PIC模拟（离子和电子均视为粒子）更适合需要关注粒子动力学行为的情况.

3 未来的研究发展趋势

未来的研究发展趋势是抵达彗星周围，通过近距离的遥感观测和原位探测，获得不同类型的彗星（如掠日彗星、主带彗星、星际彗星）在不同活动水平下的测量.遥感观测（如日冕仪、日球层成像仪、多波段成像光谱仪等）、原位探测（如尘埃、离子质谱测量、场测量）与模拟（如全局多流体元磁流体+局地全粒子动理学）的结合，将极大地提高对彗星物质成分、质量加载过程，乃至太阳系的形成与演化的理解.

中国预计于2022年开始小行星和主带彗星探测任务，该任务预计探测器于2030年到达主带彗星133P/Elst-Pizarro 或311P/PanSTARRS，并开始环绕探测和遥感探测（Wei et al., 2018; Zhang R Q et al., 2019; Zhang X et al., 2019）.其主要科学目标是确定主带彗星（Main Belt Comets, MBCs）上是否有水或水冰；测试MBCs 是否可能是地球上水的来源；确定彗星表面矿物和可能存在的有机物的成分理解早期太阳系及行星的形成过程.相比飞掠探测，绕飞探测可以提供长时间的大量数据.结合数值模拟和地面遥感，预期主带彗星探测任务可以获得丰富的研究成果.

欧空局即将开始的Comet Interceptor 计划（Snodgrass and Jones, 2019），采取了飞掠的探测方式.探测的目标是来自奥尔特云的彗星（太阳系的边缘）.这类彗星轨道周期极长（几千年），两次飞过近日点的时间间隔很长.这导致这类彗星受太阳辐射的影响小，能够保存更多的太阳系早期的信息.相比之下，彗星67P/C-G 可能来自柯伊伯带（Kuiper Belt），多次飞过近日点后受太阳风辐射影响更大.然而，这类来自奥尔特云彗星在通过近日点前只有几个月的时间可供探测.因此，欧空局将发射Comet Interceptor 至太阳-地球系统的L2 点，等待奥尔特云彗星的到来.一旦发现合适目标，就发出多个小探测器对目标进行多角度的同时的飞掠探测.这次任务目标不固定，预期可以获得全新的探测成果.

在未来的太阳风与彗星相互作用研究中，一方面，太阳风可能使彗星的尘埃尾带电，并对尘埃运动产生影响.在不同的日心距离处，尘埃的化学组成和光致电离的带电量预期会有所不同.在靠近太阳时，温度高，仍能保持固态的物质的华点高.远离太阳，温度低，易挥发物质也可保持固态.对不同日心距离彗星的飞掠探测，获得其表面物质、喷出物质的成分，进而加深太阳系内物质成分的分布特征和近日无尘区的理解.同时，地面射电观测可以区分彗星表面岩石和金属成分，探测器局地探测数据可以与射电观测数据交叉验证，进而将射电观测应用于更多的彗星观测.另一方面，未来对于带电粒子和电磁场的探测，能够帮助我们了解太阳风与彗星喷发的中性物质电荷交换产生拾起离子的过程，并了解拾起离子与太阳风之间发生的相互作用.对于主带彗星和来自太阳系边缘奥尔特云的彗星，拾起离子的成分、能量、产生率、在日球层中的分布仍有待了解.