太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用

侯傳鵬，何建森，彭鏡宇

北京大學(xué)地球與空間科學(xué)學(xué)院，北京 100871

0 引 言

針對(duì)太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用的研究，可追溯到1950年代對(duì)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(yuǎn)離太陽(yáng)的方向.起初等離子體彗尾的形成原因被認(rèn)為是太陽(yáng)的輻射壓力加速彗星離子.然而在觀測(cè)中，等離子體彗尾中的不均勻結(jié)構(gòu)的加速度可達(dá)100 cm/s2，輻射壓力無法解釋彗星等離子體的超強(qiáng)加速.Biermann（1952）進(jìn)而提出來自太陽(yáng)的徑向的、連續(xù)不斷的離子流與彗星等離子體之間存在質(zhì)量、動(dòng)量和能量交換.由此，Biermann（1952）估計(jì)地球軌道附近太陽(yáng)風(fēng)離子流的通量密度為1010cm-2s-1，離子速度為100 km/s.然而，太陽(yáng)風(fēng)密度的局地測(cè)量結(jié)果比Biermann（1952）估計(jì)的密度低了兩個(gè)數(shù)量級(jí)，且太陽(yáng)風(fēng)與彗星的相互作用比動(dòng)量交換過程更加復(fù)雜.盡管如此，彗尾的研究工作極大地促進(jìn)了對(duì)太陽(yáng)日冕動(dòng)力學(xué)的研究和太陽(yáng)風(fēng)概念的發(fā)展.

在太陽(yáng)風(fēng)與彗星的相互作用過程中，質(zhì)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(yáng)風(fēng)的電磁場(chǎng)攜帶，并伴隨著太陽(yáng)風(fēng)離子的能量、動(dòng)量向新生離子的傳遞（Biermann et al., 1967）.由于太陽(yáng)風(fēng)等離子體近似為無碰撞的，太陽(yáng)風(fēng)的動(dòng)量怎樣傳遞給新生離子值得深入地研究.一種經(jīng)典的理論認(rèn)為，新生離子會(huì)在速度空間中形成環(huán)-束流分布，這種非麥?zhǔn)戏植继峁┝藬_動(dòng)激發(fā)的自由能（Sagdeev et al., 1986），激發(fā)的擾動(dòng)充當(dāng)動(dòng)量和能量交換的媒介（Biermann et al., 1967; Neugebauer, 1990; Tsurutani et al.,2018）.太陽(yáng)風(fēng)速度方向和行星際磁場(chǎng)方向的夾角會(huì)改變環(huán)-束流分布，并激發(fā)不同類型的擾動(dòng)（Tsurutani et al., 2018; Wu and Davidson, 1972）.具體過程如下：新生離子的運(yùn)動(dòng)可分為圍繞行星際磁場(chǎng)的回旋運(yùn)動(dòng)和平行磁場(chǎng)的運(yùn)動(dòng).在彗星參考系中，這些新生離子的速度很低（～1 km/s）遠(yuǎn)小于太陽(yáng)風(fēng)的速度（典型速度～400 km/s）, 因此，在與太陽(yáng)風(fēng)相同速度運(yùn)動(dòng)的參考系中，新生離子的速度近似為負(fù)的太陽(yáng)風(fēng)速度.當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)速度與行星際磁場(chǎng)垂直時(shí)，新生離子以太陽(yáng)風(fēng)速度作回旋運(yùn)動(dòng)，在速度空間形成環(huán)狀分布.與此同時(shí)，太陽(yáng)風(fēng)對(duì)流電場(chǎng)E=-Vsw×B會(huì)對(duì)新生離子進(jìn)行加速（Glassmeier,2017）.當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)速度與行星際磁場(chǎng)平行時(shí)，新生離子以太陽(yáng)風(fēng)速度沿著磁場(chǎng)運(yùn)動(dòng)，形成束流.拾起離子與太陽(yáng)風(fēng)離子相互作用中的ion-ion 不穩(wěn)定性激發(fā)波動(dòng)，散射相空間中的離子最終實(shí)現(xiàn)與太陽(yáng)風(fēng)離子之間的動(dòng)量傳遞和能量傳遞.這部分被太陽(yáng)風(fēng)攜帶、加速的新生離子被稱為拾起離子，其速度最高可達(dá)2 倍太陽(yáng)風(fēng)速度（Isenberg, 1987）.不僅是彗星附近，源自星際中性介質(zhì)的拾起離子對(duì)外日球?qū)硬▌?dòng)激發(fā)、湍動(dòng)性質(zhì)、太陽(yáng)風(fēng)加熱有重要貢獻(xiàn)（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(shí)驗(yàn)室，活動(dòng)的彗星為理解這一太陽(yáng)系中普遍存在的過程提供了有效的手段.

在太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)量傳遞給拾起離子后，太陽(yáng)風(fēng)速度將會(huì)降低，由于凍結(jié)效應(yīng)，太陽(yáng)風(fēng)的減速將導(dǎo)致彗星附近的磁場(chǎng)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(jīng)過彗星，磁場(chǎng)堆積導(dǎo)致彗星前進(jìn)方向上分層堆積著不同極性的磁場(chǎng)（Glassmeier, 2017）.在對(duì)哈雷彗星的飛掠觀測(cè)中，發(fā)現(xiàn)了這種磁場(chǎng)極性的分層結(jié)構(gòu)，厚度小于10 000 km（Glassmeier, 2017）.自觀測(cè)到彗星Hyakutake 輻射X 射線后（Lisse et al., 1996），人們發(fā)現(xiàn)大量的彗星都會(huì)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(yáng)風(fēng)中的重離子與彗星中性成分電荷交換引起的激發(fā)退激是主要的輻射機(jī)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(jí)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(jù)譜線區(qū)分太陽(yáng)風(fēng)的重離子成分和狀態(tài)（Bodewits et al., 2004, 2007; Lisse et al., 2005）.

當(dāng)彗星具有很低的活動(dòng)性時(shí)，低的氣體產(chǎn)生率會(huì)導(dǎo)致太陽(yáng)風(fēng)和彗星的相互作用與前述理論有所不同.高活動(dòng)性時(shí)，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(duì)于低活動(dòng)性彗星，這種空腔一般不會(huì)存在.Rubin 等（2015）利用多流體MHD 模擬獲得了不同活動(dòng)性下彗星附近等離子體質(zhì)量密度的分布，發(fā)現(xiàn)空腔的大小與彗星活動(dòng)性存在正相關(guān).對(duì)于低活動(dòng)性彗星，當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)速度與磁場(chǎng)速度方向垂直時(shí)，對(duì)流電場(chǎng)與太陽(yáng)風(fēng)速度和磁場(chǎng)垂直，僅有的彗星離子沿著對(duì)流電場(chǎng)方向運(yùn)動(dòng)，動(dòng)量守恒導(dǎo)致太陽(yáng)風(fēng)離子向反方向運(yùn)動(dòng).這不僅導(dǎo)致太陽(yáng)風(fēng)速度方向的偏轉(zhuǎn)，其攜帶的磁場(chǎng)也會(huì)相應(yīng)偏轉(zhuǎn)（Glassmeier, 2017）.相應(yīng)的結(jié)果在衛(wèi)星觀測(cè)和數(shù)值模擬中得到了證實(shí)（Broiles et al., 2015;Koenders et al., 2016; Rubin et al., 2015）.

隨著技術(shù)進(jìn)步，各種遙感觀測(cè)、飛掠或環(huán)繞探測(cè)和數(shù)值模擬等手段的結(jié)合有助于更加全面地了解太陽(yáng)風(fēng)與彗星的相互作用過程.比如前述彗星活動(dòng)性的研究、掠日彗星的遙測(cè)成像和MHD 模擬的結(jié)合、分析人造探測(cè)器與彗星相遇的可能性及可能探測(cè)到的信號(hào)（He et al., 2021）.本文將從觀測(cè)和數(shù)值模擬的角度回顧研究進(jìn)展，并展望未來的發(fā)展趨勢(shì).文章結(jié)構(gòu)如下：第一部分，介紹哈雷彗星、67P/Churyumov-Gerasimenko、掠日彗星與太陽(yáng)風(fēng)相互作用的研究成果；第二部分，介紹太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用的數(shù)值模擬的研究成果；第三部分，從我國(guó)的主帶彗星探測(cè)和歐空局的彗星攔截者任務(wù)出發(fā)，展望未來的研究發(fā)展趨勢(shì).

1 天基探測(cè)成果

1.1 哈雷彗星與太陽(yáng)風(fēng)相互作用

在1985—1986年，有六顆探測(cè)器（Sakigake、Suisei、Vega1、Vega2、Giotto、Ice）對(duì)哈雷彗星進(jìn)行了飛掠探測(cè)（Neugebauer, 1990），獲得了彗星上游、激波前兆區(qū)（foreshock）、躍變區(qū)、彗星離子主導(dǎo)區(qū)等多個(gè)區(qū)域的豐富數(shù)據(jù).哈雷彗星是一顆高活動(dòng)性彗星，氣體產(chǎn)生率為6.9×1029molecules/s（Glassmeier, 2017）.彗核表面的活動(dòng)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(yáng)風(fēng)的電荷交換過程時(shí)間尺度約為1 06s，因此，彗星太陽(yáng)風(fēng)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(duì)于高活動(dòng)性彗星，哈雷彗星附近觀測(cè)到了太陽(yáng)風(fēng)的速度陡降、加熱和磁場(chǎng)的壓縮.然而人們對(duì)這種類似激波的躍變區(qū)的厚度和本質(zhì)還沒有達(dá)成一致的看法（涂傳詒等，2021）.太陽(yáng)風(fēng)的減速引起行星際磁場(chǎng)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(yáng)風(fēng)和高活動(dòng)性彗星相互作用的示意圖.接下來將從拾起離子、波動(dòng)和X 射線輻射回顧研究成果.

圖1 太陽(yáng)風(fēng)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(dòng)激發(fā)

如引言中所述，在太陽(yáng)風(fēng)參考系中，拾起離子的回旋運(yùn)動(dòng)和平行磁場(chǎng)的運(yùn)動(dòng)形成了速度空間中的環(huán)-束流分布.具體速度分布取決于太陽(yáng)風(fēng)速度和行星際磁場(chǎng)的夾角，并促進(jìn)相應(yīng)波模激發(fā).Giotto 探測(cè)器對(duì)哈雷彗星的飛掠探測(cè)結(jié)果表明，離子的速度分布呈現(xiàn)出環(huán)-束流分布（Neugebauer et al., 1989）.圖2 中，太陽(yáng)風(fēng)速度和行星際磁場(chǎng)夾角約20°，理論預(yù)計(jì)拾起離子的環(huán)的位置標(biāo)記為黑色圓圈.圖中藍(lán)色劃線為圓心在（0, 0）的圓弧，紅色點(diǎn)線為圓心在（-VA, 0）的圓弧.在局地激發(fā)的內(nèi)傳Alfvén波和太陽(yáng)風(fēng)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(yù)計(jì)更大的范圍.

圖2 探測(cè)器Giotto 在距離哈雷彗星1.7×106 km 處，測(cè)量的質(zhì)子的相空間分布.圖中等值線的數(shù)值單位為cm-3km-3s3，藍(lán)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(biāo)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(yáng)風(fēng)速度和磁場(chǎng)準(zhǔn)平行期間，Giotto 在距哈雷彗星1.8×106km 處觀測(cè)到磁場(chǎng)和速度擾動(dòng)，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(chǎng)和速度之間存在接近1 的相關(guān)性和接近0 的相位差，表明擾動(dòng)是沿著磁場(chǎng)向太陽(yáng)傳播的Alfvén 波（Glassmeier et al., 1989）.這些觀測(cè)表明拾起離子在波動(dòng)激發(fā)過程中扮演著重要的角色.除Alfvén 波外，其它時(shí)刻的探測(cè)數(shù)據(jù)還可發(fā)現(xiàn)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(fā)的內(nèi)傳Alfvén 波共同將拾起離子散射至均勻角度分布的狀態(tài).圖2 中拾起離子的大的分布范圍正是這一過程的結(jié)果.

源自彗星的慢速的中性成分經(jīng)光致電離、輻射電離、電荷交換等過程后被太陽(yáng)風(fēng)攜帶.由于彗星的中性成分多為H2O，其相應(yīng)的離子比太陽(yáng)風(fēng)中的質(zhì)子更重.附加的質(zhì)量需要太陽(yáng)風(fēng)減速來滿足動(dòng)量守恒.相應(yīng)地，太陽(yáng)風(fēng)攜帶的行星際磁場(chǎng)也堆積在彗星附近.在Giotto 對(duì)哈雷彗星的飛掠探測(cè)中，觀測(cè)到沿軌跡長(zhǎng)至4×105km 的磁場(chǎng)堆積區(qū)和8 500 km長(zhǎng)的磁場(chǎng)空腔（Neubauer et al., 1986）.

1.1.2 X 射線和極紫外輻射

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

1.2 彗星67P/Churyumov-Gerasimenko 與太陽(yáng)風(fēng)相互作用

2004年發(fā)射的歐空局 "Rosetta"號(hào)在2014年成功抵達(dá)短周期彗星67P/Churyumov-Gerasimenko（67P/C-G）成為第一個(gè)環(huán)繞彗星的探測(cè)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(shí)間改變，使得Rosetta可以獲得不同活動(dòng)性下等離子體和磁場(chǎng)測(cè)量數(shù)據(jù).日心距離2.2 AU 處，67P/C-G 的氣體產(chǎn)生率約為2×1026molecules/s（Glassmeier, 2017），比哈雷彗星的氣體產(chǎn)生率低3 個(gè)量級(jí).下面主要從彗星對(duì)太陽(yáng)風(fēng)的改變和波動(dòng)激發(fā)等方面介紹67P/C-G 的觀測(cè)結(jié)果.圖3 為太陽(yáng)風(fēng)和低活動(dòng)性彗星相互作用的示意圖.

圖3 低活動(dòng)彗星與太陽(yáng)風(fēng)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(yáng)風(fēng)方向偏轉(zhuǎn)

對(duì)于低活動(dòng)性彗星，少量的彗星拾起離子沿著對(duì)流電場(chǎng)運(yùn)動(dòng).在太陽(yáng)風(fēng)離子將動(dòng)量和能量轉(zhuǎn)移給拾起離子后，太陽(yáng)風(fēng)發(fā)生方向偏轉(zhuǎn)和速度降低.尤其是當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)速度與行星際磁場(chǎng)速度垂直時(shí)，對(duì)流電場(chǎng)的方向垂直于太陽(yáng)風(fēng)速度和磁場(chǎng)，太陽(yáng)風(fēng)將偏向?qū)α麟妶?chǎng)的反方向.由于太陽(yáng)風(fēng)速度近似為徑向，主要是行星際磁場(chǎng)方向在控制偏轉(zhuǎn)方向.Rosetta 上的RPC-ICA 和RPC-IES 探測(cè)到明顯的太陽(yáng)風(fēng)方向偏轉(zhuǎn)，且隨著67P/C-G 靠近近日點(diǎn)，偏轉(zhuǎn)角度逐漸增加，最大可達(dá)90°（Behar et al., 2016）.Broiles等（2015）分析了67P/C-G 距離太陽(yáng)3.2 AU 和2.5 AU 時(shí)Rosetta 探測(cè)器上RPC-IES 設(shè)備的觀測(cè)數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)同樣條件的太陽(yáng)風(fēng)中H+比He2+偏轉(zhuǎn)角度更大（見圖4），其原因可能太陽(yáng)風(fēng)偏轉(zhuǎn)是洛倫茲力作用的結(jié)果，大荷質(zhì)比的離子經(jīng)歷了更大的速度變化.Broiles 等（2015）還發(fā)現(xiàn)偏轉(zhuǎn)方向主要受到與太陽(yáng)風(fēng)速度正交的磁場(chǎng)分量控制.Nilsson 等（2015）發(fā)現(xiàn)水族離子的能量可以被加速到幾百個(gè)eV，其動(dòng)量流和太陽(yáng)風(fēng)的接近.

圖4 Rosetta 對(duì)彗星67P/C-G 附近時(shí)間平均的離子通量測(cè)量結(jié)果，時(shí)間范圍為2015-01-23 19:00—20:00, 彗星67P/C-G 距離太陽(yáng)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(qiáng)計(jì)以20 Hz 的采樣頻率進(jìn)行了磁場(chǎng)測(cè)量.磁場(chǎng)測(cè)量結(jié)果顯示，在Comet-centred Solar Equatorial（CSEQ）參考系中（中心為彗核，x軸指向太陽(yáng)，z軸平行于太陽(yáng)北極軸，并與x軸垂直，y軸滿足右手系（Glassmeier, 2017），磁場(chǎng)在-y一側(cè)和+y一側(cè)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(chǎng)方向主要平行于z軸，而非平行太陽(yáng)—彗星連線的方向，這說明偏轉(zhuǎn)后太陽(yáng)風(fēng)將其攜帶的磁場(chǎng)輸運(yùn)到了+z方向（Koenders et al., 2016）.這與高活動(dòng)性彗星附近的磁場(chǎng)方向有所不同，詳見圖5.

圖5 彗星與太陽(yáng)風(fēng)相互作用過程中磁場(chǎng)配置（修改自Koenders et al., 2016）.橙色線為磁力線.（a）太陽(yáng)風(fēng)與強(qiáng)活動(dòng)性彗星的相互作用；（b）太陽(yáng)風(fēng)與弱活動(dòng)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(fā)

在67P/C-G 到達(dá)近日點(diǎn)之前和之后的時(shí)間里，磁場(chǎng)觀測(cè)呈現(xiàn)成頻率為20 mHz 的大振幅超低頻波（見圖6）（Glassmeier, 2017）.這個(gè)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(wěn)定性激發(fā)波動(dòng).由于彗星的日心距離小于2.2 AU 時(shí)，磁場(chǎng)沒有表現(xiàn)出類似振蕩，這種新的不穩(wěn)定性機(jī)制很可能需要彗星具有低的氣體產(chǎn)生率（＜2×1026molecules/s）.

圖6 彗星67P/C-G 通過近日點(diǎn)后測(cè)量到的磁場(chǎng)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(dòng)激發(fā)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(yuǎn)大于離子源的尺度，因此可看作是沿著對(duì)流電場(chǎng)運(yùn)動(dòng)，即垂直于太陽(yáng)風(fēng)速度和磁場(chǎng)方向.而電子的回旋半徑很小，會(huì)經(jīng)歷E×B漂移運(yùn)動(dòng)，運(yùn)動(dòng)方向平行于太陽(yáng)風(fēng)速度.考慮到太陽(yáng)風(fēng)速度遠(yuǎn)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(xiàn)，電流方向反平行于太陽(yáng)風(fēng)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(dòng)激發(fā)，發(fā)現(xiàn)前述電流導(dǎo)致了調(diào)制離子韋伯不穩(wěn)定性的激發(fā).在彗星環(huán)境條件下，混合模擬也發(fā)現(xiàn)調(diào)制離子韋伯不穩(wěn)定性激發(fā)的與67P/C-G 附近波動(dòng)類似的超低頻波.更具體物理圖像仍需進(jìn)一步研究.

1.3 掠日彗星與太陽(yáng)風(fēng)相互作用

掠日彗星是指近日點(diǎn)的日心距離小于3.54 個(gè)太陽(yáng)半徑的彗星.幾乎所有的掠日彗星在到達(dá)近日點(diǎn)附近都受到高強(qiáng)度的太陽(yáng)輻射而分解.因此，掠日彗星與太陽(yáng)風(fēng)表現(xiàn)出更強(qiáng)的相互作用.掠日彗星有機(jī)會(huì)深入日冕，與亞聲速的太陽(yáng)風(fēng)相互作用，為診斷日冕磁場(chǎng)和原初太陽(yáng)風(fēng)性質(zhì)提供了機(jī)會(huì).對(duì)掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）的觀測(cè)被用于推測(cè)日冕中的彗星軌跡上的磁場(chǎng)方向.得益于Solar and Heliospheric Observatory（SOHO）衛(wèi)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(cè)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(tài)和Lyα 輻射觀測(cè)等方面介紹相關(guān)成果.

1.3.1 Lyα 輻射觀測(cè)

SOHO 衛(wèi)星上搭載的Ultraviolet Coronagraph Spectrometer（UVCS）能夠?qū)β尤斟缧沁M(jìn)行Lyα（1 215.67 ?）輻射觀測(cè).觀測(cè)發(fā)現(xiàn)掠日彗星表現(xiàn)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(yáng)風(fēng)與中性H 原子的相互作用（Bemporad et al., 2007）.源自彗星的水分子經(jīng)光致分解生成H 原子，日冕中質(zhì)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(zhì)子，但會(huì)形成不同強(qiáng)度和輪廓的Lyα 譜線.對(duì)于前者，這類H 原子速度與彗星速度接近，掠日彗星近日點(diǎn)附近速度會(huì)超過200 km/s（Bemporad et al.,2005）, 這導(dǎo)致比色球的Lyα 譜線，其峰值位置發(fā)生偏移～1 ?，散射強(qiáng)度也由于多普勒效應(yīng)而降低2.5～5 倍（Bemporad et al., 2007）.而后一種H 原子與日冕中質(zhì)子的溫度、速度接近，相應(yīng)的Lyα 譜線寬度與無彗星的背景接近.UVCS 觀測(cè)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(xiàn)的（Bemporad et al., 2005）.

彗星離開當(dāng)前位置后，中性H 原子被電離并失去補(bǔ)充，Lyα 的輻射強(qiáng)度隨指數(shù)衰減，衰減率與彗星的質(zhì)量損失率和中性成分的電離時(shí)間等參數(shù)相關(guān).觀測(cè)中彗尾Lyα 強(qiáng)度隨指數(shù)衰減，通過擬合Lyα 強(qiáng)度曲線，可以獲得彗星的質(zhì)量損失率.C/2001 C2 在日心距離4.98RS處，表現(xiàn)出兩條Lyα 彗尾，分別可得不同的質(zhì)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(duì)掠日彗星C/2002 S2 的譜線進(jìn)行擬合，獲得了5.99RS處太陽(yáng)風(fēng)的速度約75 km/s，電子數(shù)密度1.23×104cm-3.

1.3.2 彗尾形態(tài)

在掠日彗星C/2011W3（Lovejoy）近日點(diǎn)前后，其彗尾呈條紋狀，如圖7.McCauley 等（2013）比較了多個(gè)AIA 波段彗星成像和每個(gè)波段起主要貢獻(xiàn)的離子，發(fā)現(xiàn)彗尾亮度包含O4+、O5+的輻射貢獻(xiàn).一個(gè)多流體MHD 模擬與太陽(yáng)風(fēng)發(fā)現(xiàn)在彗尾中O6+離子占主導(dǎo)地位，并可以解釋觀測(cè)到的極紫外線成像（Jia et al., 2014）.在典型的日冕環(huán)境下（電子數(shù)密度108cm-3，電子溫度1.5 MK）, Downs等（2013）認(rèn)為含氧分子將在3 s 內(nèi)分解、電離為氧離子，因此，應(yīng)考慮磁場(chǎng)對(duì)C/2011W3（Lovejoy）彗尾的形態(tài)和演化的影響.Downs 等（2013）利用從彗星釋放測(cè)試離子的運(yùn)動(dòng)方向作為局地的磁場(chǎng)方向，比較了日冕的MHD 模型和勢(shì)場(chǎng)源表面外推給出的磁場(chǎng)結(jié)果.日冕中電子數(shù)的不均勻分布影響彗尾的存在時(shí)間，這可能是彗尾出現(xiàn)間斷一個(gè)原因（Downs et al., 2013）.Hou 等（2021）以O(shè)5+作為測(cè)試離子，在給定磁場(chǎng)分布和太陽(yáng)風(fēng)速度分布后，計(jì)算了O5+的運(yùn)動(dòng)軌跡，見圖8.發(fā)現(xiàn)O5+主要沿著磁力線運(yùn)動(dòng)，且初始運(yùn)動(dòng)方向與彗星軌跡和磁場(chǎng)方向夾角有關(guān).因此，掠日彗星的日冕觀測(cè)是了解太陽(yáng)大氣的有效途徑.

圖7 日冕中掠日彗星C/2011 W3（Lovejoy）在近日點(diǎn)附近的彗尾形態(tài)（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(jù)日冕的磁場(chǎng)和太陽(yáng)風(fēng)模擬計(jì)算得到的彗尾O5+離子的運(yùn)動(dòng)軌跡.黃色線為彗星Lovejoy 的軌道，藍(lán)色線為日冕中的磁力線，紅線為O5+離子的運(yùn)動(dòng)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(jié)中，我們分別對(duì)哈雷彗星、木星族彗星67P 和掠日彗星的部分天基探測(cè)成果進(jìn)行了介紹.三類彗星有其各自的特點(diǎn)：哈雷彗星的氣體釋放率高，且有多顆探測(cè)在不同距離上對(duì)哈雷彗星進(jìn)行飛掠測(cè)量.本節(jié)主要介紹了哈雷彗星周圍磁場(chǎng)和等離子體環(huán)境，波動(dòng)激發(fā)和拾起離子速度分布.彗星67P 距離太陽(yáng)大于2 AU 時(shí)，其氣體釋放率比哈雷彗星氣體釋放率低了3 個(gè)量級(jí).因此，相比哈雷彗星，本節(jié)注重介紹低彗星活動(dòng)性下磁力線、太陽(yáng)風(fēng)離子、拾起離子的方向偏轉(zhuǎn).掠日彗星的特點(diǎn)是其能夠深入日冕，且處于近日點(diǎn)附近時(shí)活動(dòng)性足夠強(qiáng).因此，掠日彗星彗尾形態(tài)可以用于推斷日冕環(huán)境.

2 太陽(yáng)風(fēng)和彗星相互作用的數(shù)值模擬

2.1 太陽(yáng)風(fēng)與高活動(dòng)性彗星的相互作用

Ogino 等（1988）利用三維時(shí)間依賴的磁流體力學(xué)模擬，獲得了哈雷彗星與太陽(yáng)風(fēng)相互作用后的太陽(yáng)風(fēng)速度、磁場(chǎng)、密度分布.隨著相互作用達(dá)到穩(wěn)態(tài)（圖9），在彗核前側(cè)3×105km 處形成了一個(gè)等離子體壓力梯度增加的弱的弓激波.在激波下游，太陽(yáng)風(fēng)速度降低，方向出現(xiàn)偏轉(zhuǎn).跨越激波磁場(chǎng)強(qiáng)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(zhǎng)長(zhǎng)的彗尾.在遠(yuǎn)離彗核的彗尾，太陽(yáng)風(fēng)速度方向重新平行于背景太陽(yáng)風(fēng)方向.

圖9 太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用中的物理量分布（修改自O(shè)gino et al., 1988）.（a）質(zhì)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(chǎn)生率作為輸入，在多流體磁流體力學(xué)模擬考慮太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子、彗星拾起離子（H2O+、O+、H+）、電子，獲得了太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用隨日心距離（彗星活動(dòng)性）而改變的三維模擬結(jié)果.圖10 中左右兩列為不同平面的切片，其中太陽(yáng)風(fēng)位于x軸正方向，對(duì)流電場(chǎng)指向z軸負(fù)方向，顏色顯示為太陽(yáng)風(fēng)等離子體的質(zhì)量密度.結(jié)果顯示，隨著彗星活動(dòng)性增強(qiáng)，彗核附近形成由彗星中性成分控制的缺少太陽(yáng)風(fēng)等離子體的磁空腔.1.7 AU 處，空腔尾部明顯偏向?qū)α麟妶?chǎng)的反向（+z方向），隨著活動(dòng)性增加，偏離減弱.Rubin 等（2015）給出67P/C-G 位于近日點(diǎn)時(shí)，磁空腔的日側(cè)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(yáng)風(fēng)相互作用的模擬（修改自Rubin et al., 2015）.太陽(yáng)風(fēng)沿著-x 方向.對(duì)流電場(chǎng)沿著-z 方向.圖中顏色為太陽(yáng)風(fēng)的質(zhì)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(yīng)用于掠日彗星與太陽(yáng)風(fēng)的相互作用，利用噴射的塵埃形成質(zhì)量加載區(qū)域，該研究提供穿過彗尾的模擬采樣結(jié)果，有助于預(yù)測(cè)掠日彗星對(duì)太陽(yáng)風(fēng)加速和組成的影響.圖11 中每個(gè)日心距離處的左右兩列為不同氣體產(chǎn)生率的情況，高的氣體產(chǎn)生率導(dǎo)致彗星附近太陽(yáng)風(fēng)速度更明顯地降低，這與Rubin 等（2015）對(duì)67P/C-G 的模擬結(jié)果類似.

圖11 不同質(zhì)量損失率下掠日彗星對(duì)太陽(yáng)風(fēng)速度的影響模擬（修改自Rasca et al., 2014）.（a）質(zhì)量損失率為1.7×104 kg/s；（b）質(zhì)量損失率為1.7×105 kg/s.tc=0 表示彗星通過近日點(diǎn)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(yáng)風(fēng)與低活動(dòng)性彗星的相互作用

Rosetta 的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)彗星67P/C-G 和太陽(yáng)風(fēng)的相互作用導(dǎo)致磁場(chǎng)的堆積和太陽(yáng)風(fēng)速度方向偏轉(zhuǎn)，并在多種模型的模擬結(jié)果中得到了確認(rèn).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(yáng)風(fēng)作用過程中，太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子和彗星拾起離子的動(dòng)力學(xué)行為.Koenders 等（2016）的研究發(fā)現(xiàn)，彗星拾起離子會(huì)偏向?qū)α麟妶?chǎng)的方向，而太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子的偏轉(zhuǎn)方向相反，相應(yīng)的磁場(chǎng)也被太陽(yáng)風(fēng)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(yáng)風(fēng)作用過程中太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子、太陽(yáng)風(fēng)電子、彗星拾起離子、彗星電子的動(dòng)力學(xué)行為（圖12），獲得了與Koenders 等（2016）接近的結(jié)果.圖12 中+y為磁場(chǎng)的方向，+x為太陽(yáng)風(fēng)方向，因此，-z為對(duì)流電場(chǎng)的方向.從模擬結(jié)果可以看到，太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子和彗星電子偏向?qū)α麟妶?chǎng)的反向（+z），而彗星拾起離子和太陽(yáng)風(fēng)電子偏向?qū)α麟妶?chǎng)的方向（-z）.磁力線存在堆積并包裹在彗核附近，磁場(chǎng)強(qiáng)度提高3 倍.由于彗星低的活動(dòng)性，模擬結(jié)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(duì)流電場(chǎng)加速，彗星電子沿相反方向運(yùn)動(dòng)，且達(dá)到太陽(yáng)風(fēng)速度比彗星離子快得多.彗星離子和電子運(yùn)動(dòng)的分離產(chǎn)生了凈電流，為了準(zhǔn)電中性，太陽(yáng)風(fēng)電子與質(zhì)子解耦.同時(shí)，彗星離子和太陽(yáng)風(fēng)質(zhì)子間傳遞動(dòng)量.Alho 等（2019）利用混合模擬發(fā)現(xiàn)彗星前側(cè)激波附近對(duì)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(cè)是否存在激波的依據(jù).

圖12 太陽(yáng)風(fēng)與弱活動(dòng)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(cè)器攜帶的白光成像儀已發(fā)現(xiàn)超過3 000 顆近日彗星，近日點(diǎn)的太陽(yáng)輻射加速了彗星分解、離化過程（Schrijver et al., 2012），產(chǎn)生的大量附加物質(zhì)將改造內(nèi)日球?qū)拥拇艌?chǎng)和等離子體環(huán)境.然而，帕克太陽(yáng)探針（PSP）發(fā)射以前，人們一直缺乏對(duì)近日彗星原位/飛掠探測(cè).帕克太陽(yáng)探針自2018年發(fā)射以來，環(huán)繞太陽(yáng)的軌道近日點(diǎn)逐漸降低，從第一次近日點(diǎn)日心距離37RS逐漸降低至9RS.He 等（2021）利用MHD 模擬、彗尾粒子動(dòng)力學(xué)分析、PSP 原位探測(cè)、SOHO 遙感探測(cè)相結(jié)合的方式，認(rèn)為短周期彗星322P/SOHO 與PSP 存在相遇的可能性，時(shí)間為2019年9月2日，并給出了PSP 可能探測(cè)到信號(hào)（圖13）.He 等（2021）在MHD 模擬的日球?qū)觾?nèi)，研究不同彗星氣體產(chǎn)生率的質(zhì)量加載過程.結(jié)果表明，高的氣體產(chǎn)生率對(duì)太陽(yáng)風(fēng)速度降低影響更加顯著，符合預(yù)期.He 等（2021）還獲得了沿PSP 的路徑采樣的等離子體和磁場(chǎng)狀態(tài)，并將模擬采樣結(jié)果與PSP 的局地測(cè)量結(jié)果進(jìn)行直接比較.通過比較，He 等（2021）認(rèn)為322P/SOHO 可能處于低的活動(dòng)水平，正在逐步成為巖石彗星（活動(dòng)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(dòng)性下，彗星322P/SOHO 對(duì)太陽(yáng)風(fēng)速度的影響.（a）低活動(dòng)性；（b）中活動(dòng)性；（c）高活動(dòng)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(shí)，沿著PSP 軌跡對(duì)模擬的采樣結(jié)果（修改自He et al., 2021）.（a）密度;（b）速度;（c）徑向磁場(chǎng)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(jié)中，我們從數(shù)值模擬的角度關(guān)注高、低活動(dòng)性彗星、近日彗星周圍磁力線形態(tài)和等離子體環(huán)境.高活動(dòng)性下，磁力線在彗星向日側(cè)堆積，并向彗尾延伸，彗星周圍形成一個(gè)彗星氣體成分主導(dǎo)的區(qū)域，此區(qū)域中太陽(yáng)風(fēng)離子密度低.低活動(dòng)性下，彗星附近的太陽(yáng)風(fēng)離子、拾起離子發(fā)生方向偏轉(zhuǎn)，和觀測(cè)結(jié)果接近.由于目前缺乏對(duì)近日彗星的原位觀測(cè)，我們介紹了數(shù)值模擬中PSP 在與彗星322P相遇過程時(shí)，可能觀測(cè)到磁場(chǎng)和等離子體狀態(tài)，通過比較模擬采樣結(jié)果和PSP 實(shí)際觀測(cè)數(shù)據(jù)，可以確認(rèn)322P 處于低活動(dòng)性狀態(tài).

本文提到的數(shù)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(jù)研究問題的關(guān)注點(diǎn)，需要選擇合適的數(shù)值模型.在MHD 模擬中，將等離子體視作單一導(dǎo)電流體，不區(qū)分離子和電子.基于理想MHD 方程的數(shù)值求解可以得到質(zhì)量、動(dòng)量、能量在各個(gè)計(jì)算區(qū)域間的傳輸和轉(zhuǎn)化過程.通常方程的內(nèi)邊界設(shè)置為日冕底部，根據(jù)全日面磁圖和經(jīng)驗(yàn)公式計(jì)算磁場(chǎng)矢量、速度矢量、密度、溫度在內(nèi)邊界處的值.這樣做的好處是能夠獲得更加接近真實(shí)太陽(yáng)風(fēng)狀態(tài)的模擬結(jié)果.在太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用過程中，粒子環(huán)境是多組分系統(tǒng)，至少包括太陽(yáng)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(tǒng)的選擇.文中介紹的有關(guān)工作，借助單流體和多流體模擬，給出彗星附近磁場(chǎng)和等離子體狀態(tài).當(dāng)研究關(guān)注于單個(gè)粒子的動(dòng)力學(xué)行為時(shí)，流體描述又不再適用.例如，圖12 所示的模擬關(guān)注太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用過程中，四種成分的粒子的偏轉(zhuǎn)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(guān)注粒子動(dòng)力學(xué)行為的情況.

3 未來的研究發(fā)展趨勢(shì)

未來的研究發(fā)展趨勢(shì)是抵達(dá)彗星周圍，通過近距離的遙感觀測(cè)和原位探測(cè)，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(dòng)水平下的測(cè)量.遙感觀測(cè)（如日冕儀、日球?qū)映上駜x、多波段成像光譜儀等）、原位探測(cè)（如塵埃、離子質(zhì)譜測(cè)量、場(chǎng)測(cè)量）與模擬（如全局多流體元磁流體+局地全粒子動(dòng)理學(xué)）的結(jié)合，將極大地提高對(duì)彗星物質(zhì)成分、質(zhì)量加載過程，乃至太陽(yáng)系的形成與演化的理解.

中國(guó)預(yù)計(jì)于2022年開始小行星和主帶彗星探測(cè)任務(wù)，該任務(wù)預(yù)計(jì)探測(cè)器于2030年到達(dá)主帶彗星133P/Elst-Pizarro 或311P/PanSTARRS，并開始環(huán)繞探測(cè)和遙感探測(cè)（Wei et al., 2018; Zhang R Q et al., 2019; Zhang X et al., 2019）.其主要科學(xué)目標(biāo)是確定主帶彗星（Main Belt Comets, MBCs）上是否有水或水冰；測(cè)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(jī)物的成分理解早期太陽(yáng)系及行星的形成過程.相比飛掠探測(cè)，繞飛探測(cè)可以提供長(zhǎng)時(shí)間的大量數(shù)據(jù).結(jié)合數(shù)值模擬和地面遙感，預(yù)期主帶彗星探測(cè)任務(wù)可以獲得豐富的研究成果.

歐空局即將開始的Comet Interceptor 計(jì)劃（Snodgrass and Jones, 2019），采取了飛掠的探測(cè)方式.探測(cè)的目標(biāo)是來自?shī)W爾特云的彗星（太陽(yáng)系的邊緣）.這類彗星軌道周期極長(zhǎng)（幾千年），兩次飛過近日點(diǎn)的時(shí)間間隔很長(zhǎng).這導(dǎo)致這類彗星受太陽(yáng)輻射的影響小，能夠保存更多的太陽(yáng)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(diǎn)后受太陽(yáng)風(fēng)輻射影響更大.然而，這類來自?shī)W爾特云彗星在通過近日點(diǎn)前只有幾個(gè)月的時(shí)間可供探測(cè).因此，歐空局將發(fā)射Comet Interceptor 至太陽(yáng)-地球系統(tǒng)的L2 點(diǎn)，等待奧爾特云彗星的到來.一旦發(fā)現(xiàn)合適目標(biāo)，就發(fā)出多個(gè)小探測(cè)器對(duì)目標(biāo)進(jìn)行多角度的同時(shí)的飛掠探測(cè).這次任務(wù)目標(biāo)不固定，預(yù)期可以獲得全新的探測(cè)成果.

在未來的太陽(yáng)風(fēng)與彗星相互作用研究中，一方面，太陽(yáng)風(fēng)可能使彗星的塵埃尾帶電，并對(duì)塵埃運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生影響.在不同的日心距離處，塵埃的化學(xué)組成和光致電離的帶電量預(yù)期會(huì)有所不同.在靠近太陽(yáng)時(shí)，溫度高，仍能保持固態(tài)的物質(zhì)的華點(diǎn)高.遠(yuǎn)離太陽(yáng)，溫度低，易揮發(fā)物質(zhì)也可保持固態(tài).對(duì)不同日心距離彗星的飛掠探測(cè)，獲得其表面物質(zhì)、噴出物質(zhì)的成分，進(jìn)而加深太陽(yáng)系內(nèi)物質(zhì)成分的分布特征和近日無塵區(qū)的理解.同時(shí)，地面射電觀測(cè)可以區(qū)分彗星表面巖石和金屬成分，探測(cè)器局地探測(cè)數(shù)據(jù)可以與射電觀測(cè)數(shù)據(jù)交叉驗(yàn)證，進(jìn)而將射電觀測(cè)應(yīng)用于更多的彗星觀測(cè).另一方面，未來對(duì)于帶電粒子和電磁場(chǎng)的探測(cè)，能夠幫助我們了解太陽(yáng)風(fēng)與彗星噴發(fā)的中性物質(zhì)電荷交換產(chǎn)生拾起離子的過程，并了解拾起離子與太陽(yáng)風(fēng)之間發(fā)生的相互作用.對(duì)于主帶彗星和來自太陽(yáng)系邊緣奧爾特云的彗星，拾起離子的成分、能量、產(chǎn)生率、在日球?qū)又械姆植既杂写私?