北京大学地球与空间科学学院何建森教授课题组联合国内外机构的研究人员，利用多颗航天器准径向排列，追踪同一股快速太阳风从近太阳区域向地球轨道传播演化的过程。研究综合Solar Orbiter、Wind和Parker Solar Probe（PSP）在不同日心距离处对太阳风的原位探测，以及羲和号（CHASE）和太阳动力学天文台（SDO）的太阳风源区的遥感观测。其中，CHASE的全日面Hα光谱观测和多普勒速度诊断为识别太阳风源区的色球层动力学特征、连接太阳表面精细活动与行星际速度脉冲提供遥感约束。研究发现，近太阳处丰富的间歇性速度脉冲在向外传播时显著减弱；与此同时，太阳风膨胀引起的质子温度下降明显慢于绝热膨胀预期，局地等离子体比熵随日心距离增加。为了理解同一股流传播演化现象的背后机理，研究团队提出“基于多点探测脉冲起伏+应用脉冲起伏传播耗散模型+预测膨胀冷却和非绝热熵增”的研究方案，将Solar Orbiter在近太阳探测到的脉冲起伏、温度和比熵分布作为年轻太阳风的状态约束，将WIND在地球轨道附近探测到的脉冲起伏作为脉冲起伏传播耗散模型的探测约束，成功再现地球轨道附近同一股太阳风流在经历膨胀冷却和脉冲耗散加热后的温度与比熵分布（见图1）。研究指出，速度脉冲是连接太阳源区磁活动、行星际湍动能量传输与太阳风非绝热加热的重要物理载体。相关成果发表于《自然·天文学》（Nature Astronomy），侯传鹏博士为论文第一作者。
图1. 多颗航天器追踪同一股太阳风流，探测到速度脉冲起伏的传播耗散，探测到太阳风的膨胀冷却+被非绝热加热现象，并被基于脉冲起伏探测的传播耗散加热模型准确预测。
太阳风为何偏离绝热冷却规律？
太阳外层大气持续向外释放高速等离子体，形成充满日球层的太阳风。随着太阳风远离太阳并不断膨胀，其温度显著下降。如果这一过程完全绝热，单原子理想气体的温度预计按日心距离的 规律衰减。
然而，航天器长期探测发现，真实太阳风的降温通常比这一理论预期更慢。这意味着太阳风在向外传播过程中仍不断获得能量。问题在于：能量究竟由什么结构从太阳附近带入行星际空间，又如何在传播中转化为等离子体热能？
阿尔芬湍动被认为是太阳风加热的重要候选机制。在近太阳区域，航天器还经常探测到短时、强烈且间歇性的速度增强结构，通常称为“速度脉冲”（也就是太阳风中一阵阵短暂的速度'尖峰'），也常与“磁场折返”（switchback）现象相关。速度脉冲兼具大振幅阿尔芬涨落和局地陡峭结构的特征，可能携带可观的能量，但其在传播远离太阳过程中的耗散及加热作用，仍缺少针对同一股太阳风的直接追踪证据。
如何追踪同一股太阳风的径向演化？
2023年3月27日至4月1日，太阳、Solar Orbiter与Wind航天器形成准径向排列（见图2）。Solar Orbiter位于距太阳约0.38天文单位处，Wind位于地球附近、距太阳约1天文单位处；两者的日心惯性纬度差在研究时段内小于3度。
研究团队结合航天器位置、太阳风平均速度和温度跃变，估算出该太阳风流从Solar Orbiter传播至Wind约需48.5小时。经过传播时差和太阳自转校正后，两艘航天器测得的太阳风背景速度廓线、大尺度的数密度廓线（考虑膨胀稀疏效应和径向距离归一化后）在统一的卡林顿经度坐标中基本一致。太阳表面磁足点回溯结果也显示，二者连接到同一太阳源区。这些证据共同降低了把不同太阳风流误认为同一股流的可能性，为研究其径向演化提供了难得条件。
Parker Solar Probe约位于0.6天文单位附近，其观测为理论温度廓线提供了补充检验，并进一步丰富了从近太阳区域到地球轨道的多点观测图景。
图2（视频）：太阳、Solar Orbiter、Parker Solar Probe和地球/Wind在内日球层中的相对位置。Solar Orbiter与Wind准径向排列，为连续观测同一股太阳风的径向演化创造了条件。（在公众号里换成视频比较好看一些）
速度脉冲起源于何种太阳磁活动？
为了追溯这股太阳风的来源，团队采用两步弹道回溯方法，将航天器观测连接至太阳表面，并结合CHASE的全日面Hα光谱观测与SDO/HMI视向磁场图分析源区（见图3）。CHASE兼具全日面覆盖能力和较高的空间、光谱分辨率，团队由其Hα光谱成像计算得到多普勒速度图及其时间变化，从而获得太阳色球层物质视向运动的信息。
回溯结果显示，太阳风足点位于一个赤道冕洞边界附近。该区域具有开放磁场，并出现丰富的细尺度喷流活动。CHASE获得的Hα多普勒图显示，回溯源区存在较强的蓝移分量；与SDO/HMI磁场观测及SDO/AIA多波段成像结合后，团队得以从色球层物质运动、光球磁场和日冕喷流三个方面刻画源区活动。研究提示源区磁活动可能产生初始阿尔芬涨落，其中一部分进入行星际空间并演化为速度脉冲。
图3：Solar Orbiter与Wind的轨道关系，以及叠加航天器回溯足点的CHASE Hα多普勒图和SDO/HMI视向磁场图。
速度脉冲如何随太阳风径向传播而衰减？
Solar Orbiter在近太阳处测得的径向速度中，频繁出现叠加在稳定背景流上的间歇性速度脉冲；到了地球轨道附近，Wind观测中的速度脉冲明显减弱，背景流占据主导。研究团队比较了纬向差异、航天器轨迹和不同传播速度等可能影响，认为在本次事件中，传播过程中的耗散是速度脉冲振幅减小的主要原因。
功率谱分析进一步支持这一判断。Solar Orbiter测得的径向速度涨落功率明显高于Wind，Wind处的涨落振幅也低于无反射、无耗散阿尔芬波膨胀衰减的WKB理论预期。这说明速度脉冲的减弱不能仅由太阳风膨胀解释，还涉及非线性串级演化和湍动耗散。
质子速度分布函数提供了关于耗散能化效应的更直接的微观线索：在速度脉冲内部，质子核心成分被加速，并与束流成分发生更明显的混合，同时伴随增强的加热特征（见图4）。
图4：Solar Orbiter与Wind测得的太阳风速度、质子数密度和温度，以及Solar Orbiter在速度脉冲内外观测到的质子速度分布函数。
速度脉冲的耗散能量能否解释太阳风加热与熵增？
观测显示，这股快速太阳风的质子温度约按 衰减，明显慢于无额外加热时的绝热预期 。换言之，太阳风虽然仍在降温，但降温过程中得到了持续的能量补充。
团队以Solar Orbiter处的探测为年轻太阳风的初始状态，引入基于脉冲起伏探测的阿尔芬湍动传播耗散加热模型，计算太阳风向1天文单位传播时的温度和比熵演化。模型预测的Wind处温度分布在峰值和展宽上均与实际观测较为一致；预测的比熵分布也接近Wind的原位测量（见图5）。与此同时，Wind测得的比熵系统性高于Solar Orbiter处的数值。
研究还利用空间天气建模框架中的阿尔芬波太阳模型（SWMF/AWSoM）进行补充模拟。对比结果显示，较弱的模型速度涨落会低估太阳风温度，而较强涨落能够更好地再现观测，从另一角度支持大振幅速度脉冲对太阳风加热的重要作用。
图5：太阳风速度功率谱、质子温度及比熵的径向演化。观测与阿尔芬湍动加热模型的对比表明，速度脉冲耗散可为太阳风非绝热演化提供能量。
太阳磁活动如何通过行星际湍动影响太阳风熵增？
综合遥感观测、原位测量和理论模型，研究提出如下物理图像：太阳大气中的磁重联可能产生沿开放磁力线向外传播的阿尔芬涨落；其中一部分进入行星际空间并演化为速度脉冲；速度脉冲在传播中振幅逐渐衰减，并向阿尔芬湍动串级输送能量，最终促成等离子体加热和比熵增加。
未来，Solar Orbiter、Parker Solar Probe、BepiColombo、Wind、IMAP、Aditia、DL、SPO、LAVSO等任务可能存在多次准径向排列从而探测太阳风径向演化的机会。SDO、CHASE、MUSE等多高度太阳遥感观测进一步协同，持续拓展从太阳起源到行星际空间演化的全链条和多尺度研究。
论文信息
Hou, Chuanpeng（侯传鹏）1,2, Jiansen He（何建森）1,3,4, Alexis P. Rouillard5,6, Chuan Li（李川）7, Shihao Rao（饶世豪）7, Xingyu Zhu（朱星宇）8, Ziqi Wu（吴子祺）1, Daniel Verscharen9, Zesen Huang（黄泽森）10, Liping Yang（杨利平）3, and Xiangjing Xu（徐湘景）1. “Non-adiabatic entropy increase in the solar wind governed by velocity spikes.” Nature Astronomy (2026): 1-11. DOI：10.1038/s41550-026-02923-5
作者单位信息：(1) 北京大学，(2) 德国波茨坦大学，(3) 中国科学院国家空间科学中心，（4）中国气象局国家卫星气象中心（国家空间天气监测预警中心），(5) 法国天体物理与行星科学研究所，(6) 德国波茨坦莱布尼茨天体物理研究所，(7) 南京大学，(8)美国阿拉巴马大学亨茨维尔分校，(9) 英国伦敦大学学院，(10) 美国加利福尼亚大学洛杉矶分校。
研究得到国家自然科学基金、国家重点研发计划、国家航天局相关项目、亚历山大·冯·洪堡基金会、欧洲研究理事会SLOW_SOURCE项目和法国国家空间研究中心等机构与项目支持。
[1]这个图不用。
