0 引言
日球层边际能量中性原子（Energy Neutral Atom，ENA）主要来自太阳风等离子体以及超热离子在日球层边际与邻近星际介质的中性原子发生电荷交换后的产物。还有一部分能量比较低（一般小于1 keV）的能量中性原子可以直接来自邻近星际介质的中性原子。能量中性原子不受太阳系磁场（行星际磁场）的影响，可以直接从日球层边际穿透日球层到达地球附近[1-2]。能量中性原子通过与星际介质相互作用而产生，因此，以此为媒介可以了解到太阳系边际的能量离子状态及其与星际介质的相互作用[3]。美国早期发射的“旅行者”1号和“旅行者”2号先后于2012年和2018年抵达日球层边际，分别对日球层边际的太阳风和高能粒子进行了原位测量。“卡西尼”号探测器在与木星相遇前，凭借探测器载的离子和中性相机（Ion and Neutral Camera ，INCA）绘制出了能量中性原子的全天空分布图。2008年发射的以研究“太阳风与星际介质的相互作用”为主要研究目标的星际边界探索者（Interstellar Boundary Explorer,IBEX）首次测量出来自日鞘内部的能量中性原子全球分布通量，测量结果使人们对日球层边际能量有了进了一步了解[4-7]。
目前日球层边际能量探测技术普遍存在的问题是早期的就位探测由于技术水平受限，任务主要目标也并非针对太阳系边际能量探测，携带的科学载荷未能进行系统全面的专项研究；IBEX探测器通过遥感探测对能量中性原子进行成像，但对更高能范围的中性原子成像仍有所欠缺[8]。如何针对特定目标进行任务规划设计，利用现有工程技术实现既定科学目标仍是亟须解决的问题。
1 国内外遥感探测任务概述
1.1 星际边界探索者任务
表 1 IBEX系统总体技术指标Table 1 General technology index of IBEX |
| 名称 | 指标 | 备注 |
| 发射时间 | 2008−10−19 | |
| 发射地点 | 范登堡空军基地 | |
| 运载火箭 | Pegasus - XL | |
| 轨道类型 | 高偏心椭圆地球轨道 | |
| 近地点高度 | 7000 km | |
| 远地点高度 | 220886 km | |
| 轨道偏心率 | 0.0115 | |
| 轨道倾角 | 10.99° | |
| 绕地周期 | 6604 min | |
| 发射质量 | 107 kg | 载荷26 kg 干重80 kg |
| 整星尺寸 | 0.58 m×0.95 m（高×宽） | 不含伸杆 |
| 姿控方式 | 三轴稳定 | |
| 推进剂 | 肼 | |
| 太阳阵 | 砷化镓 | |
| 蓄电池 | 锂离子电池 | 容量为10.5 Ah |
| 整星功耗 | 116 W/66 W | 峰值功耗/平均功耗 |
| 设计寿命 | 2年 | |
| 总经费 | 2.97 亿美元 | |
| 研制单位 | 西南研究所 (SWRI) |
1.2 “卡西尼”号探测器
表 2 “卡西尼”号总体技术指标Table 2 General technology index of Cassini |
| 名称 | 指标 | 备注 |
| 发射时间 | 1997-10-15 | |
| 发射地点 | 卡纳维拉尔角 | |
| 运载火箭 | Titan Ⅳ | |
| 环土轨道 | 8.2 AU | 数值含义1.23×109 km |
| 环土轨道 | 10.2 AU | 数值含义1.53×109 km |
| 通信时延 | 68~84 min | |
| 发射质量 | 2150 kg | |
| 整星尺寸 | 6.8 m×4 m（高×宽） | |
| 姿控方式 | 三轴稳定 | |
| 推进剂 | 二氧化钋/钋 | 质量为32.7 kg |
| 推进系统 | 2×490 N | 速度增量2040 m/s |
| 整星功耗 | 663~885 W | |
| 设计寿命 | 4年 | 实际20年 |
1.3 星际测绘和加速探测器任务
IMAP任务将研究日球层物理学中两个关键且相互关联的前沿领域，即行星际空间的高能粒子（Energy Particles，EPs）加速和行星间的相互作用，以及行星际空间的高能粒子加速和太阳风与邻近/局地星际介质的相互作用[26]。该任务包含的四个科学目标如下：
(1) 增进对邻近/局地星际介质的组成和性质的了解。
(2) 进一步了解太阳风和星际介质相互作用的边界区域的时空演变。
(3) 确定并加深了解与太阳磁场和星际介质相互作用有关的过程。
(4) 确定并加深了解外日球层和日鞘中的粒子注入和加速过程。
该任务的另一个目标是更多地了解日球层中宇宙射线的产生[27]。本地产生的宇宙射线以及来自银河系和其他地方的宇宙射线会影响太空中的人类探索者，可能会损害空间技术系统，并可能对宇宙中的生命本身存在重要影响，IMAP总体技术指标见表3 。
表 3 IMAP总体技术指标Table 3 General technology index of IMAP |
| 名称 | 指标 | 备注 |
| 发射时间 | 2025−2−1 | |
| 发射地点 | 卡纳维拉尔角 | |
| 运载火箭 | 猎鹰9号 | |
| 轨道类型 | 日地L1点 | |
| 近地点高度 | 1500000 km | |
| 设计寿命 | 5年 | 任务期限3年 |
| 总经费 | 5.64亿美元 | |
| 研制单位 | 普林斯顿大学 |
该航天器将位于距地球约 150 万千米处，朝向太阳的位置，即所谓的日地系统的第一拉格朗日点或L1点[28]。这将使探测器能够最大限度地利用其仪器来监测太阳风与外太阳系星际介质之间的相互作用。
1.4 日球层边际能量中性原子成像探测任务
为实现更快、更准、实时地绘制日球层边际超热中性原子的全天空测绘图像，从而为未来抵达日球层边际进行就位探测提供重要背景参考，我国正在论证并策划开展日球层边际能量中性原子成像探测（Helios ENA Rapid MApper，HERMA）任务，该任务计划搭载大几何因子ENA成像仪，以对日定向结合自旋扫描方式，在远离地球磁层轨道上对全天空的ENA的分布进行高效测绘，如图1 所示。该任务当前需要突破多项关键技术：大几何因子ENA成像技术，多单元成像信号采集、放大和分析技术，高时间、空间分辨成像系统控制与集成技术等。该任务拟对宽能量范围的ENA进行有效探测，奠定日球层快速全天空成像的技术基础。
2 国内外日球层边际能量中性原子探测关键技术
2.1 日球层能量中性原子小孔扫描拼接全天空成像技术
IBEX探测器搭载的能量中性原子成像仪IBEX-Hi和IBEX-Lo采用了类似小孔成像的直接成像技术，因为几何因子较小，需要较长的积分时间或足够多的计数才能完成对探测目标的一次有效成像[29]。由于IBEX是一个面向太阳的探测器，每次旋转时视场覆盖垂直于日器连线的所有方向。当探测器绕太阳运行时，能量中性原子成像仪就会重新定位，以便在地球绕太阳运行时保持其指向太阳的方向。这种重新定向旋转了ENA观测平面，每6个月旋转轴旋转 180°，将多角度观测成像拼接生成能量中性原子全天空图像[30-31]。这些ENA图像和能谱较为全面地揭示了太阳风与星际介质的全球相互作用[32]。基于ENA全天空分布的遥感观测结果，我们识别太阳风和星际介质相互作用的关键区域，并通过联合反演获得关键区域的日心距离，为就位探测的任务规划提供具体可行的建议。
2.2 ENA高分辨率宽能段“三重奏”成像技术
美国计划发射的IMAP在继承IBEX成熟载荷技术的同时，还设计了一种ENA成像仪 —— IMAP-Ultra，用于捕捉太阳系日鞘尤其是在尾部产生的超高能段ENA的图像[33]。该仪器用于对IMAP-Lo和IMAP-Hi进行补充测量，以提供对日球层尾部的物质起源和演化的全新观测[34]。IMAP-Ultra主要关注氢原子在3~300000 eV的能量范围内的发射。IMAP-Ultra拥有90°×120°的FOV，并且提供了对于超过10000 keV的氢原子2°的角分辨率，以及对于超过30000 keV的氧原子10°的角分辨率。能量分辨率优于 14%（能量范围>10000 eV），信噪比高，功能强大，能够提供对太阳系边界超高能粒子环境的深刻洞察。IMAP-Lo, IMAP-Hi, 和IMAP-Ultra三个仪器的协同工作，为IMAP提供了一个从低到高能量范围的全面覆盖，使得科学家能够从多个角度和尺度上研究太阳系的边界。
2.3 太阳风结构探测技术
IMAP探测器上计划搭载的全球太阳风结构（GLObal solar Wind Structure，GLOWS）仪器旨在测量太阳风中氢原子和氦原子的共振反向散射辉光的先进设备。通过精确测量氢的Lyman-α线（121.6 nm）和氦的58.4 nm线，GLOWS能够揭示太阳风的纬度结构以及太阳风电子的温度特性。该仪器的两个独立探测器以不同的视角进行观测，它们的同步工作提供了观测太阳风结构和电子温度周变化所需的角分辨率和时间分辨率。此外，GLOWS的数据对于确定星际氦流的方向至关重要，有助于揭示太阳风与星际介质之间的相互作用。通过这些测量，GLOWS不仅能够提供太阳风结构的详细信息，还能够对太阳活动如何影响太阳风的全局结构进行量化。此外，GLOWS的飞行中校准功能确保了数据的准确性，通过测量EUV亮星来追踪和纠正仪器的灵敏度变化。这些观测结果对于理解太阳风的动力学特性、太阳风与星际介质的相互作用以及日球层的整体结构至关重要[34-37]。
2.4 星际物质演化分析技术
2.5 星际拾起离子测量技术
太阳风等离子体与星际中性原子发生电荷交换，中性原子失去电子被太阳风磁场裹挟着前进并与原太阳风相互作用，这一过程称为拾起过程[40-41]。由美国西南研究院(Southwest Research Institute，SWRI)领导的紧凑型双离子成分实验仪可以用来测量星际拾起离子的分布和成分[42]。此外，该技术还将收集太阳风离子并对其进行表征，包括来自太阳风超热粒子的质量和组分[43]。在对静电分析仪与飞行时间以及能量子系统相结合后，可同时测量星际介质中特定离子种类的速度、到达方向、离子电荷状态和质量[44]。这些测量对于确定局地/邻近星际介质的成分和流动特性、太阳风分布上神秘的超热尾部的起源以及加深对日球层中粒子加速的理解至关重要[45]。
3 日球层边际探测发展趋势
3.1 日球层边际探测是未来深空探测的重要方向
在空间科学探测领域测量能量中性原子并对其进行成像最早起源于1968年[46]。随着科学技术的发展与进步，人们也将目光放远至太阳系边际，试图通过研究能量中性原子的形成反推系外能量的冲击与碰撞对日球层空间造成的实质影响。对能量中性原子的研究也有助于加深了解日球层中宇宙射线（异常宇宙线）的产生机制，为未来的载人深空活动的空间防护工程技术提供理论依据。
综上所述，目前已有的日球层边际探测任务多为深空探测任务的拓展任务目标，针对日球层边际能量遥感探测的专项任务仅有IBEX。其他探测任务大都是完成既定探测任务后，考虑到燃料余量、寿命、工作状况等，额外对日球层边界进行就位探测。因此，器载科学载荷并不能系统全面地对探测目标进行综合性观测与分析。
3.2 遥感探测仍是短期内探测太阳系边际全局结构的主流探测方式
1977年发射的“旅行者”1号与“旅行者”2号飞行器借助175年一遇的“行星连线”机会，得以在极短时间内飞掠探测几大地外行星并完成抵达日球层边界的任务[47]。然而就位探测由于飞行距离远、任务周期长、探测环境未知多变、能源与动力要求高等特点，实施难度极大，因此在未来，遥感探测仍是日球层边际探测的主流探测方式。
4 ENA遥感探测技术发展建议
面向后续国内HERMA科学探测任务落地，建议有针对性地开展以下相关关键技术攻关工作。
4.1 大几何因子ENA成像技术
传统的中高能段的能量中性原子探测大多数是小孔或狭缝成像，无法对低通量的能量中性原子实现大几何因子的探测[48]。此外，由于是小孔成像，不容易实现超多通道的同时成像功能。应通过调制成像栅格、旋转成像仪等方式提高成像几何因子的数量级，实现对日球层顶ENAs粒子的高时空分辨率成像测量。
4.2 超薄死层线阵列硅半导体探测器技术
传统的ENAs粒子成像仪通常采用静电分析和飞行时间技术完成ENAs粒子的测量[49]。静电分析的方式需要先进行中性原子到带电离子的转换，这一步骤效率较低并且随机性较强，大大影响了探测效果。相比之下，硅探测器采用直接探测方式，测量的统计随机性小，并且可以直接获得中性原子的能量。但是受到生产工艺限制，硅探测器通常使用的的死层厚度(探测器窗口)在500~1000 nm，再加上探测器固有能量分辨率和系统电子学噪声，因此可测量的ENAs粒子的能量范围具有局限性(约6.0 keV)，应致力于新型硅半导体探测器技术，大力拓展ENAs粒子的可测量能量范围。
4.3 多单元成像信号采集、放大和分析技术
传统的粒子探测器信号放大电路采用分立器件实现探测器弱信号的读出功能，包括信号的放大、整形等，该分立器件称为前置放大器，但其具有系统噪声大(通常大于20000 eV)，功耗高(每个通道上百毫瓦)且质量大(每个通道100 g)等缺陷[50]。应发展先进的低噪声多路集成前置放大器技术，甚至是探测器与读出电路一体化技术，以实现探测器与读出电路这一整体的充分优化。
5 结语
日球层的边际区域作为太阳系抵御系外星际介质、其他恒星风及宇宙射线的屏障，对太阳系内地球及其他可能存在的宜居环境的形成发挥至关重要的作用。目前，美国的《2014 - 2033年日球物理路线图》、ESA的《Voyage2050白皮书》等都优先规划了太阳系边际探测任务[51-52]。我国未来也将开展太阳系边际探测计划，在系内行星探索的规划之外，拓展人类对系外空间的认知和了解[53]。基于ENA全天空分布的遥感观测结果，识别太阳风和星际介质相互作用的关键区域，并通过联合反演获得关键区域的日心距离，为就位探测的任务规划提供具体可行的建议。本文就日球层边际能量中性原子的遥感探测案例及关键技术进行了梳理和阐释，总结了领域发展趋势并为后续太阳系边际就位探测计划提供了建议。