【摘要】

北京大学何建森课题组联合比利时鲁汶大学等欧洲合作团队，依托三维多流体磁流体力学模拟，系统论证利用恒星Lyα散射辐射二维成像和成谱观测恒星星球层（astrosphere）的可行方案。研究构建包含四类不同电荷交换源区的中性氢组分的完整辐射转移模型，量化区分星际介质吸收、星际介质流相对恒星运动速度、恒星风流速方向和大小等因素对观测信号的调制作用，并结合哈勃 STIS 仪器参数评估观测耗时。研究表明，空间可分辨的Lyα辐射图谱可有效约束星球层边界外的弓激波位置、星球层的不对称性结构、星球层尾部的延展形态；不同恒星—星际介质相对运动会改变信号可探测性，为观测目标筛选提供定量依据。该成像成谱的研究思路有望支撑恒星风、系外行星辐射环境相关研究，也可借助太阳系外恒星的星球层观测，为解析太阳系日球层全局结构提供参照，同时为现有哈勃望远镜、下一代宜居世界天文台、和我国在研的空间站巡天望远镜（CSST）、在论证的天邻等计划，提供有科学意义的紫外观测研究课题。研究成果在 The Astrophysical Journal Letters 以题为 “Imaging Magnetically Driven Astrospheres: A Forward Modeling Approach” 研究论文发表，博士生吴子祺作为论文第一作者。

【正文】

太阳持续向外吹出高速太阳风，与周围星际介质相互作用，形成包裹整个太阳系的巨大“气泡”——日球层。类似地，宇宙中许多恒星也会通过恒星风与星际介质相互作用，在恒星周围形成属于自己的“恒星风气泡”，即星球层（Astrosphere）。

星球层是恒星风、恒星磁场与星际介质相互作用的天然实验室。它的大小、形态和尾部结构，记录着恒星风强弱、恒星磁场延伸、和星际介质条件等关键信息；对于恒星周围的行星系统而言，星球层还关系到外部高能粒子进入行星环境的程度，是理解行星空间环境和长期宜居性的一个重要窗口。

氢的Lyα辐射：照亮恒星星球层及其边界周围的星际介质

对于太阳风，人类可以通过空间探测器在日球层内部进行原位测量；但对于太阳以外的恒星，恒星风通常稀薄而暗弱，又会被中心恒星本身的强光淹没，直接探测十分困难。不过，恒星风会与周围星际介质发生相互作用，并通过电荷交换等过程产生中性氢。这些中性氢能够吸收恒星发出的Lyα 光子，并通过共振散射再次发出 Lyα 辐射。

过去几十年，研究者主要依靠恒星 Lyα 谱线中的吸收特征，间接推断恒星风质量损失率。这类方法已经在若干近邻恒星中获得应用，但吸收谱主要提供沿视线方向的一维信息，很难直接回答星球层的整体形态问题：它到底更像“拖着长尾的彗星”，还是更接近“土豆”状结构，或者具有双尾的“牛角面包”形状乃至更复杂的磁场驱动形态？

这一问题在日球层研究中同样重要。按照人类目前的航天水平和能力，是无法在近期实现对遥远的日球层边界不同部位的多次穿越探测，无法复刻上世纪60-70年代多次太空探测任务多次穿越地球磁层边界不同部位从而实现认知地球磁层复杂边界的壮举。当前对日球层边界的认知，主要来自仅有的两次旅行者一号和二号的穿越探测以及不同类型的理论模拟研究。然而不同类型的理论模拟研究对日球层整体形态的认知仍存在分歧。而对于太阳系外的恒星，我们反而有一个潜在优势：可以从外部观察其星球层，从而获知其大小形状等关键信息。因此如果能够获得恒星周围 Lyα 散射辐射的成像和成谱等数据，将有望为星球层整体结构提供新的观测诊断。

图1 星球层 Lyα 辐射的产生与传播示意图

恒星风与星际介质相互作用会导致在星球层边界附近形成富集中性氢的区域。恒星发出的 Lyα 光子被中性氢吸收并发生共振散射，部分光子沿观测者方向传播。由于星际介质、日球层和地冕也会吸收或污染 Lyα 信号，真正有希望被观测到的，往往是具有一定多普勒速度偏移、位于谱线翼部的辐射。

基于三维多流体磁流体力学模拟，合成Lyα的空间分布与谱线轮廓

研究团队利用三维磁流体力学模型，模拟恒星风、磁场、星际介质以及中性氢的空间分布。模型基于 SWMF 外日球层模块和 BATS-R-US 三维 MHD 数值框架，包含低能热离子、拾起离子和中性氢等成分，并将中性氢区分为四类来源：弓激波下游产生的中性氢、终止激波下游产生的中性氢、超声速恒星风区域产生的中性氢，以及原始星际中性氢。

在此基础上，团队进一步计算恒星 Lyα 光子如何被星球层中的中性氢吸收、散射，并沿不同视线传播到观测者，从而得到望远镜可能看到的二维 Lyα 辐射分布图。具体而言，团队首先给定中心恒星的 Lyα 辐射线型，再让成像平面上的每一个像素对应一条穿过星球层的视线；沿着这条视线，模型逐个计算不同位置、不同类型中性氢对恒星 Lyα 光子的吸收和再散射贡献，并考虑中性氢密度、温度、速度以及多普勒频移对谱线形状的影响。最后，将整条视线上的辐射贡献累加起来，得到该像素处的 Lyα 辐射谱线和强度。

图2 三维星球层模型、恒星 Lyα 线型与观测几何

图中展示了研究采用的三维中性氢分布、中心恒星 Lyα 辐射线型，以及从观测者到星球层的视线几何。研究团队将一个类日球层星球层模型放置在距离观测者 1 pc 的位置上，让图像中的每一个像素对应一条穿过星球层的视线，并沿视线逐点累计中性氢对 Lyα 辐射的贡献。

在不同电荷交换源区的中性氢对Lyα辐射分布贡献的差异

星球层中的中性氢并不是均匀分布的。模型显示，中性氢在迎风侧边界附近明显富集，形成类似“氢墙”的结构；在下游星尾方向，中性氢也会增强。与此同时，星球层内部的中性氢温度更高，速度结构也不同于外部星际介质，因此它们散射出的 Lyα 光子可能具有更明显的多普勒偏移。

这一点对于观测非常关键。Lyα 谱线中心附近的辐射极易被星际中性氢吸收，也容易受到日球层吸收和地冕 Lyα 辐射污染。真正有希望被保留下来并进入望远镜的，往往不是谱线中心最强的辐射，而是由于气体运动和热运动进入谱线翼部的信号。

在完成三维星球层模拟和辐射转移计算后，研究团队生成了星球层及其边界周围的Lyα 辐射的二维分布图。图像中的不同位置对应不同视线方向，每条视线累计沿途所有中性氢对 Lyα 辐射的散射贡献。

结果显示，在未考虑星际介质吸收之前，氢墙区域在峰值强度图中最为突出；近星区域由于接收到更强的恒星 Lyα 入射辐射，在总辐射强度图中贡献更加明显。不同来源的中性氢也表现出不同的空间贡献：弓激波下游产生的中性氢主导整体的Lyα辐射，星际介质来源的中性氢主要贡献星球层边界外的星际介质流上游区域的Lyα辐射，终止激波下游产生的中性氢主要贡献星球层内部的Lyα辐射，而超声速恒星风区域产生的中性氢贡献的Lyα辐射相对较弱。

这说明，Lyα 成像不仅可能帮助判断“有没有星球层”，还可能进一步约束星球层边界在哪里、尾部向哪里延伸、结构是否对称，以及不同区域Lyα辐射的中性氢的物理来源。

图3 模型计算得到的星球层及其周围星际介质的 Lyα 辐射的二维分布

左列为 Lyα 谱线峰值强度分布，右列为对所有波长积分后的总辐射强度。第一行给出四类中性氢共同贡献的总辐射，后续各行分别展示在不同源区发生电荷交换的中性氢组分的贡献，包括电荷交换源区位于弓激波下游、终止激波下游、超声速恒星风区域以及星际介质的中性氢。

星际介质吸收对 Lyα 观测信号的衰减调控效果

Lyα 辐射在传播过程中会受到星际介质吸收、日球层吸收和地冕 Lyα 辐射污染的影响。特别是在 Lyα 线心附近，星际中性氢吸收非常强，会显著削弱来自星球层的信号。

因此，研究团队进一步计算了星际介质吸收后的 Lyα 辐射分布。结果表明，在考虑星际介质吸收后，原本十分突出的氢墙辐射会大幅减弱，原因是氢墙发射峰与星际介质强吸收区域重叠，导致透过率很低。相比之下，靠近恒星、来自星球层内部的部分辐射由于具有速度偏移，可以从星际介质吸收中心移开，从而在吸收后仍保留较强信号。

这一结果提示，未来选择观测目标时，不能只看恒星距离和亮度，还需要考虑恒星与局地星际介质之间的相对运动。如果星球层 Lyα 辐射能够被多普勒偏移到吸收较弱的谱线翼部，其可观测性将显著提高。

图4 星际介质吸收后的星球层 Lyα 辐射及典型谱线

图中比较了星际介质吸收后，星球层 Lyα 峰值强度和积分强度的二维分布，并给出了穿过氢墙和近星区域的两条典型视线。氢墙方向的发射峰与星际介质吸收带高度重合，因而透过率较低；近星区域的部分辐射则因多普勒偏移避开吸收中心，仍可能被保留下来。这一结果说明，真正有价值的观测信号可能隐藏在 Lyα 谱线翼部。

多普勒空间偏移特征与观测目标优选策略

除辐射强弱外，Lyα 发射峰的多普勒位移蕴含恒星层内部气体流动信息。恒星层不同区域中性氢流速存在差异，散射光子会产生红移、蓝移分化。研究发现，在迎风侧从恒星指向星球层边界的区域，发射峰倾向于红移；而在星球层内部下游星尾方向，发射峰倾向于蓝移。这种空间分辨的频移分布，可直观还原恒星层内部中性氢流动方向与运动速度，实现形态 + 动力学双重诊断。

研究进一步系统模拟不同观测视角、恒星-星际介质相对运动速度下的 Lyα 二维图谱，定量评估观测几何的影响：视线沿迎风、侧向、星尾变化时，氢墙的空间形态、成像位置会发生明显形变；二者沿视线方向相对速度越大，恒星层辐射与星际吸收谱越容易分离开，信号损耗更小。

因此后续观测应优先选取距离近、紫外背景污染低、与局地星际介质存在显著相对运动的恒星，更容易获取完整恒星层 Lyα 二维成像数据。

图 5 不同观测视角与星际介质相对速度下 Lyα 峰值强度分布图

φ 代表视线与星球层迎风轴（星球层顶鼻尖方向）夹角，三行分别对应 45°、90°、135° 三类观测几何；各列对应 ±100、±30、0 km/s 不同视向相对速度。恒星层 Lyα 成像的可探测性高度依赖观测方位与局地星际环境，为后续观测计划制定提供直接参考依据。

在现有和未来紫外望远镜中的观测前景

在该研究的前向建模中，星球层 Lyα 峰值强度在特定模型条件下可达到约 (10^{-15}) erg cm(^{-2}) s(^{-1}) Å(^{-1}) 的量级，处于哈勃空间望远镜 STIS 紫外光谱仪可评估的观测能力范围内。团队进一步利用 STIS 曝光时间估算工具评估了达到信噪比 S/N = 5 所需的积分时间：当通量约为 (5 \times 10^{-15}) erg cm(^{-2}) s(^{-1}) Å(^{-1}) 时，所需积分时间约为 59 分钟；当通量降至 (1 \times 10^{-15}) erg cm(^{-2}) s(^{-1}) Å(^{-1}) 时，积分时间约为 8.1 小时。由于二维成像需要覆盖多个空间位置，实际观测可能需要中等或较大规模的 HST 观测时间。

图6 哈勃空间望远镜观测示意图

使用哈勃望远镜观测星球层，可以得到莱曼alpha辐射的二维分布，用于分析星球层拓扑结构；对单条射线，可以得到莱曼alpha辐射的谱线轮廓，用于分析中性氢运动。

论文同时指出，未来具备远紫外积分视场光谱能力的下一代空间望远镜，例如宜居世界天文台（Habitable Worlds Observatory）等计划将为这类研究提供更理想的平台。若能够同时获得空间分辨和谱线分辨信息，星球层 Lyα 成像将从理论可行性模拟，落地为直接观测诊断手段，支撑恒星风、星际介质相互作用与系外宜居环境相关研究。

论文信息

论文题目： Imaging Magnetically Driven Astrospheres: A Forward Modeling Approach

期刊： The Astrophysical Journal Letters

作者： 吴子祺（北京大学、鲁汶大学）, Tom Van Doorsselaere（鲁汶大学）, 何建森（北京大学）, Hugues Sana（鲁汶大学）, Nicholas Jannsen（鲁汶大学）, 陈天航（北京大学）, 王维宁（北京大学）, 孙争（北京大学）

DOI： 10.3847/2041-8213/ae7369

该研究由北京大学地球与空间科学学院与比利时鲁汶大学等机构合作完成。合作团队包括鲁汶大学数学等离子体天体物理中心、鲁汶大学天文研究所、拉帕尔马天文台以及德国波茨坦莱布尼茨天体物理研究所等单位。研究得到国家自然科学基金、科技部重点研发计划、国家航天局民用航天技术预研项目、中国国家留学基金委、比利时 FWO、比利时联邦科学政策办公室、欧盟 Horizon Europe DynaSun 项目以及鲁汶大学 Methusalem 项目等支持。