目标。太阳轨道飞行器是欧空局-年宇宙愿景方案的第一项任务，也是欧空局和美国航天局之间的一项国际合作任务，将从黄道面内外近距离探索太阳和日球层。它于世界时年2月10日04:03从卡纳维拉尔角发射，旨在解决太阳和日球层物理的关键问题，涉及太阳如何创造和控制日球层，以及为什么太阳活动会随着时间而变化。为了回答这些问题，该任务携带了六个遥感仪器来观测太阳和日冕，以及四个局地仪器来测量太阳风、高能粒子和电磁场。在本文中，我们描述了任务的科学目标，以及如何通过对船上仪器的联合观测来解决这些问题。

方法。该文首先概述了任务科学目标，然后概述了航天器和有效载荷。我们报告了每个仪器的可观测值和性能数据，以及轨迹设计。接下来是科学操作概念的总结。论文最后对科学目标进行了更详细的描述。

结果。太阳轨道飞行器将把日球层的局地测量与太阳的高分辨率遥感观测结合起来，以解决太阳和日球层物理的基本问题。太阳轨道飞行器有效载荷的性能符合任务科学目标的要求。它的科学回报将通过与其他空间任务和地面观测站的协调观测得到进一步加强。

被称为日球层的太阳扩展大气层是一个空间领域，在这里可以研究太阳、天体物理和实验室等离子体常见的基本物理过程——在地球上不可能重现的条件下，从天文距离观测恒星是不可行的。从根本上说，理解太阳和日球层之间的相互关系是理解我们太阳系如何运作的关键。

太阳轨道器任务于世界协调时年2月10日04:03从卡纳维拉尔角发射，搭载美国宇航局提供的阿特拉斯V运载火箭，拥有六个观测太阳、日冕和内日球的遥感仪器，以及四个测量太阳风和日球物理参数的局地仪器。太阳轨道飞行器是欧空局领导的任务，美国航天局积极参与。有效载荷由十个实验组成，其中一些实验有几个用于局地测量的传感器或用于太阳及其大气远程成像的多个望远镜通道。十个仪器中有八个是由欧空局成员国的国家机构提供的，主要调查人员来自主要国家。另一种仪器，SPICE成像光谱仪，是由国家供资机构和欧空局支持的一个财团作为欧洲设施实验提供的。作为另一项欧洲设施实验，欧空局还资助了超热离子摄谱仪，这是高能粒子探测器套件的一种传感器。太阳风分析器套件的日球层成像仪和重离子传感器是美国航天局对科学有效载荷的贡献，此外还有运载火箭。

这十个太阳轨道器仪器将使相关研究能够完整描述构成太阳风的等离子体——它的起源、传输过程和元素组成。太阳轨道飞行器的数据有望在太阳神号宇宙飞船的数据上有很大的改进(Porsche；年、年)，年和年发射，以及尤利西斯任务(Wenzel等人，年)。太阳轨道飞行器的六个遥感仪器将对太阳、日冕和内日球层进行新颖的成像和光谱观测，并通过测量太阳磁场，特别是太阳两极的磁场和日冕的等离子体状态，解决太阳物理学中的关键问题。太阳轨道飞行器从短距离对太阳的黄道外观测将是独一无二的，并且将通过美国宇航局帕克太阳探测器任务(Fox等人，年)在更低的太阳距离上的测量得到进一步增强。

在本文中，我们提出了一个更新的任务科学概述，扩展了穆勒马斯顿()的早期论文。经Muller和Marsden()许可，部分文本已由施普林格版权所有。

任务选择。正如《太阳轨道飞行器评估和定义研究报告》(MarsdenMüller，)中所述，太阳轨道飞行器任务起源于一项名为“信使”的提案，该提案由Richter等人于年提交，以响应欧空局对任务想法的呼吁。在年3月于特内里费举行的“欧洲太阳和日球层物理学的十字路口”会议上，太阳物理学界建议“发射欧空局的太阳轨道飞行器，作为欧空局的[下一个灵活的]飞行任务，可能的话，在国际参与下，[发射]在年左右”。年3月举行了“欧空局太阳轨道飞行器”概念预评估研究的启动会议。太阳轨道飞行器随后由E.Marsch等人于年提出，并于年10月被欧空局科学计划委员会(SPC)选为欧空局BepiColombo水星飞行任务(Benkhoff等人，年，年10月发射)之后发射的“灵活”任务。

在一系列内部和工业研究之后，SPC于年指示欧空局行政部门寻找在有限的资金范围内实施太阳轨道飞行器的方法。根据这一要求，由欧空局和美国航天局任命的科学家和工程师组成的联合科学和技术定义小组研究了将欧空局的太阳轨道飞行器任务和美国航天局的太阳哨兵合并为一个联合方案将获得的好处。这导致欧空局于年9月发布了太阳轨道飞行器有效载荷的机会公告，并于年10月发布了美国航天局小型探索者聚焦太阳轨道飞行器机会公告。最初，美国航天局选择了两个仪器和两个传感器作为第一阶段研究套件的一部分:SPICE(第一阶段PI:D.Hassler)、SoloHI(第一阶段PI:R.Howard)、SWA/HIS(第一阶段PI:S.Livi)和EPD/SIS(第一阶段PI:G.Mason)。

年初，欧空局和美国航天局的一个联合小组确认了先前选定的有效载荷的有效性，因为欧空局宇宙视觉规划周期的开始、美国航天局在其“与日同在”方案中优先考虑太阳探测器以及太阳轨道器和太阳探测器之间强大的科学协同作用引发了重大变化。因此，有效载荷审查委员会最初在年建议的仪器选择，在美国航天局的协调下，于年3月正式宣布。

在年2月的会议上，欧空局的SPC建议太阳轨道器成为进入定义阶段的三个M级候选之一，并通过认可“快速轨道”方法做出了进一步的程序性改变。根据这一方法，年2月启动了主要的工业研究，年年中完成了系统需求审查。年3月，美国航天局宣布，除了提供运载火箭之外，还将其对有效载荷的贡献减少到一个完整的仪器和一个传感器。鉴于下降的调查、SPICE和SIS在科学上的重要性，欧空局的SPC决定，如果选择太阳轨道飞行器，SPICE和SIS的测量能力应通过将欧洲主导的仪器纳入由欧空局负责采购的有效载荷来恢复。年10月4日，SPC最终选择并采用了太阳轨道飞行器作为欧空局宇宙愿景方案的第一个M级任务。欧空局和英国Astrium(现为空中客车国防和航天公司)之间的主要合同于年4月签署，年3月，美国航天局选择联合发射联盟(ULA)从卡纳维拉尔角用阿特拉斯V火箭发射太阳轨道飞行器。

任务目标。太阳轨道飞行器任务旨在解决“太阳如何创造和控制日球层——以及为什么太阳活动会随着时间而变化”这一首要科学目标实现这一目标的唯一途径是该飞行任务与太阳的距离短(最小近日点为0.28天文单位)、离地有利位置(在NMP的名义飞行任务阶段达到18°太阳图纬度，在延长飞行任务阶段达到30度以上)及其一整套综合局地和遥感仪器相结合。

自太阳神号飞行任务启动以来，太阳和日球层飞行任务的成果，如Voyager(Stone，年)、太阳极大年使者(Bohlin等人，年)、尤利西斯、Yohkoh(Acton等人，年)、SOHO(Domingo等人，年)、WIND(Ogilvie等人，年；ogilvieDesch()、ACE(Stone等人，)、TRACE(Handy等人，)、RHESSI(Lin等人，)、Hinode(Kosugi等人，)、STEREO(Kaiser等人，)、SDO(Pesnell等人，)、IRIS(DePontieu等人，)以及最近的ParkerSolarProbe(Fox等人，)形成了我们对日冕、太阳风和日球层的理解的基础，极大地增进了我们对太阳物理的了解。

然而，有两个领域尚未得到充分探索:(a)内日球层，新生太阳风在此演化并形成日球层结构；(b)太阳极区，这是理解驱动太阳活动周期的太阳发电机过程的关键。

太阳轨道飞行器将把对太阳的局地测量和高分辨率遥感观测结合起来，以解决基础科学问题。这些问题包括太阳风的来源问题、经常以日冕物质抛射形式从太阳爆发释放等离子体和磁场的原因、日冕物质抛射的演变及其与周围太阳风流的相互作用，以及太阳高能粒子的起源、加速机制和运输，这些粒子可能对人类探险者以及在地球磁层之外高度变化的环境中运行的机器人航天器有害。例如，局地观测和遥感观测相结合，将使我们能够追踪太阳风结构回到它们在太阳上的来源(例如，太阳神1号和2号仅携带一个有限的遥感仪器，即黄道光实验；Leinert等人，年)。

在近日点附近，太阳轨道器以前所未有的空间分辨率提供太阳日冕的紫外(UV)和极紫外(EUV)图像的时间序列，这使我们能够在小尺度上研究日冕加热过程，并更好地理解太阳日冕对日球层的动态作用力。迄今为止，这类数据仅在亚轨道火箭飞行期间的短时间间隔内获得(例如byHi-C，Kobayashi等人，年；Rachmeler等人，年)。Williams等人(年)分析了年Hi-C2.1火箭飞行的数据，发现Hi-C2.1可以分辨小到约公里的单“股”冕环。这大大小于SDO/AIA的空间分辨率(低至≈1.5角秒，相当于公里左右；Lemen等人，年；Boerner等人(年)，并强调了太阳轨道飞行器进行高分辨率极紫外成像仪(EUI)观测的强大科学理论基础，这种观测有望在近日点解析低至公里的空间尺度。由EUI高分辨率成像仪以高时间节奏拍摄的高分辨率图像序列也将允许对在冕环系中传播的横波进行成像。基于对高次谐波的观测，冕震技术将用于推断关键的等离子体特性。

用同样的望远镜进行的观测也可能在太阳周期的不同阶段和不同的太阳纬度提供纳耀斑的证据，并可能阐明提议的“磁场线编织”过程，该过程可能在加热太阳日冕方面发挥关键作用(帕克，年)。

太阳轨道器还提供了第一张太阳-地球连线外的磁图，这将是改进太阳扩展磁场全球模型的关键。除其他应用外，这些应用将有助于推进内日球层的粒子传输模型，并改善空间天气预报的基础。

在任务的后期，太阳轨道飞行器将到达重要的太阳纬度。从这个角度来看，它将提供有史以来第一张太阳极地的图像和详细的表面磁图。反过来，这将使我们能够对太阳发电机模型增加新的限制，这是更好地理解太阳11年活动周期的一个关键因素。此外，在该任务的这一阶段，将首次从黄道以外的内日球层进行局地观测，为从极地日冕洞发出的快速太阳风提供新的见解。特别是，与遥感仪器的结合将使我们能够精确定位在原地探测到的太阳风等离子体源区域的物理特性，从而为识别加速过程开辟了一条新的途径。

在任务的后期，太阳轨道飞行器将到达重要的太阳纬度。从这个角度来看，它将提供有史以来第一张太阳极区的图像和详细的表面磁图。反过来，这将使我们能够对太阳发电机模型增加新的限制，这是更好地理解太阳11年活动周的一个关键因素。此外，在该任务的这一阶段，将首次从黄道以外的内日球层进行局地观测，为从极区冕洞发出的快速太阳风提供新的见解。特别是，与遥感仪器的结合将使我们能够精确定位在局地探测到的太阳风等离子体源区的物理特性，从而为识别加速过程开辟了一条新的途径。

太阳轨道飞行器的总体科学目标可以扩展为四个相互关联的顶级科学问题((MüllerMarsden，年):

在靠近太阳的地方进行局地测量和从黄道面之外远距离观测太阳是这次飞行任务的两个基本驱动因素，这次飞行任务将接近太阳至0.28天文单位，并到达33°的太阳纬度。具体的最小距离是通过使用欧空局BepiColombo任务的太阳电池阵列技术实现的，最大纬度是由重力辅助机动可用的燃料以及在延长任务阶段每个重力辅助机动的纬度增加量减少的事实决定的。

太阳轨道器不同的有利位置将为遥感仪器提供新的视角。除了以前所未有的紫外和EUV波长空间分辨率对日冕进行特写成像，并获得上述太阳极地区域的第一批图像和表面磁场图之外，这还将首次允许从黄道面之外对日冕物质抛射进行成像。

下一节概述了飞行任务的科学目标，随后介绍了太阳轨道飞行器航天器、其仪器、飞行任务设计和科学操作。表1给出了一页的任务总结。

太阳被一个百万度的日冕包围着，即使经过几十年的观测和理论工作，将日冕加热到这些温度的物理机制今天仍然没有被完全理解。然而，已知的是日冕等离子体不断向外膨胀，并发展成超音速太阳风，形成日球层(Parker)。太阳风径向向出流动，不断演化，并与自身、地球和其他行星相互作用，并一直延伸到日球层的边界，正如Voyager航天器所测量的那样(Stone)。因此，太阳风从根本上影响了太阳系行星及其环境，包括例如地球的磁层。

日球层渗透着两类太阳风，“快”和“慢”，它们的频率分布受11年太阳周期的调制(图1)。快太阳风(~km/s)相对稳定，主要来自极区冕洞区域。然而，它也确实来自赤道冕洞；从太空天气的角度来看，这些是最重要的。

慢太阳风(~-km/s)在整个太阳周期中都存在于黄道面，因此这两种类型都在塑造近地空间环境方面发挥了作用。慢太阳风的质量通量和成分不同于快太阳风，这一结果表明等离子体源可能局限于仅间歇打开的小尺度日冕环。帕克太阳探测器第一次近日点(36至54R)提供了小的低纬度日冕洞是慢太阳风来源的证据(Bale等人，年)。同一项研究还表明，存在一种与太阳风激发相关的脉冲机制，微不稳定性也有助于太阳风加热。

除了上述情况之外，日球层也经常经历大范围的瞬时事件，例如日冕物质抛射。

在接下来的章节中，我们将详细讨论太阳轨道飞行器的四个最重要的科学问题，并详细说明它的数据将如何有助于回答这些问题。

根据对彗星尾部的观测，比尔曼()推断太阳持续不断地发出带电粒子流。几年后，帕克()意识到后者与太阳周围的热日冕密切相关。虽然将太阳日冕加热到数百万度的详细物理机制仍未完全理解，但大多数提出的日冕加热机制将关键作用归因于太阳在光球层及其磁场中的对流运动，这些运动可以通过磁重联和/或引导波释放能量，这些波可能会在日冕中耗散能量(有关评论，见Klimchuk6里勒；CranmerWinebarger)。

日冕的热等离子体向外进入行星际空间，形成太阳风，从而在星际介质中形成一个空腔，称为日球层。在太阳活动极小期，太阳大气中单一磁极性的大尺度区域——极区冕洞——向太空开放，是相对稳定的高速太阳风的来源(图1)。另一方面，慢风的起源还没有完全确定。据认为，它主要起源于靠近日冕洞边界的低纬度复杂磁性区域，在速度、成分和电荷态方面变化很大。

在接近太阳活动极大期时，这种稳定的双峰结构转变为缓慢和快速太阳风流的复杂相互作用。来自冕洞的快速风将相反极性的磁通量引入日球层，被嵌入在慢速风中的日球层电流片(HCS)隔开。尤利西斯和风对这一边界的测量表明，至少在观测期间，它不是围绕太阳赤道对称的(史密斯等人，年)。WangRobbrecht()认为，这是由于Joy定律和观测到的太阳黑子数的半球黑子数不对称。在接下来的几节中，我们将讨论从第一个顶层问题开始的三个问题。

目前的理解。太阳风在大尺度上的结构方式以及日球层中的磁场如何与全球日冕磁场相联系，这一点已经得到了相当好的理解(例如，见Meyer-Vernet)。然而，将日球层磁场映射到较低日冕中的磁场，甚至映射到光球层变得越来越困难，光球层是迄今为止唯一可以精确测量太阳磁场的层。太阳磁场从光球层到日冕的强烈扩展，在一个由流体动力和磁力之间复杂的相互作用控制的领域，加上在光学薄的日冕中缺乏精确的磁场诊断，使得很难将磁场外推至几个太阳半径之外。与此同时，在离太阳更远地方的局地测量到的等离子体在离开时发生了动态演化，这使得事情变得更加复杂。

（a）太阳风的来源区域。作为到太阳的径向距离的函数，太阳风速度已经被证明与磁场扩展的模拟速率是反相关的(WangSheeley，6；王a):极地日冕洞的中心区域显示出最快的太阳风，而在日冕洞边界附近观测到逐渐变慢的风。日冕洞内的强出流与在超粒子交叉处发现的强磁通量元素相关(Hassler等人，年)；这些以“漏斗”的形式扩展到日冕中(Tu等人，5年)，优先来自日冕洞极性通量占主导地位的区域(McIntosh等人，6年；Panasenco等人，年)。日冕中的太阳风速度也是用SOHO的UVCS仪器直接测量的，既在冕洞的中心区域，也在更靠近冕洞边界的地方(Antonucci，6；Cranmer等人，年；Antonucci等人，年、5年、年；Strachan等人，年)。太阳色球层和过渡区是太阳风起源的大气层(Marsch等人，6年)，由磁场高度结构化，在空间和时间上高度动态(图2)。太阳色球被针状体、冷而密集的色球等离子体配牛所渗透(例如，见Pontieu等人，年)。过去，针状体被认为太慢太冷，对太阳风的贡献不大，但Hinode发现了一种更动态的针状体(DePontieu等人，a，b)，它显示出更短的寿命、更高的速度和更高的温度。这种针状体也支持波，波可能传输足够的能量来加速冕洞内的快速风流(DePontieu等人，，；Martínez-Sykora等人，年；Chitta等人，年)。Hinode还观测到极区冕洞经常出现非常小规模的X射线和紫外线喷流(Cirtain等人，年；帕拉斯基夫等人，年)。这些x射线喷流是由Yohkoh任务首次观测到的(柴田等人，年)。它们的起源被认为是日冕磁场线的磁重联。在重联点，阿尔芬波发展并产生高达km/s的出流速度，而重联释放的能量局部加热等离子体，产生音速为km/s的质量运动。考虑到这些事件的高速度和高频率，有人认为它们促成了快速太阳风。然而，它们与光球磁场的关系尚未确定，因为它们出现的太阳高纬度使得很难区分它们的光球足点和黄道面(例如，见Tiwari等人，年)。其他精细尺度的射线状结构，即冕羽，渗透到冕洞内，并与洞内的小尺度偶极结构相关联(综述见Poletto，)。紫外线中的测量显示，这些结构比周围的背景更冷，流出速度更慢但密度更大。在快速太阳风中，局地测量揭示了存在更快和更慢的微流(Neugebauer等人，年；Neugebauer，年)，以及其他精细结构(Thieme等人，年)。然而，这些还没有明确地与冠状特征联系起来。关于帕克太阳探测器数据的更多近期尝试，见alsoBale等人(年)、Badman等人(年)、Allen等人(年)、Panasenco等人(年)。利用太阳轨道器上的遥感仪器进行的观测将使我们能够从独特的有利位置了解这些喷流之间的关系，同时在日冕、色球层和光球层提供可比的高角度分辨率数据(关于这一主题的深入回顾，见Raouafi等人，年)。慢太阳风的来源不太清楚。来自HinodeEUV成像光谱仪(EIS)仪器的观测结果一致显示，在活动区的边缘存在蓝移等离子体的证据(例如，Harra等人，年)。例如，图3显示了活动区域的光栅扫描。“环境影响报告书”仪器通过移动镜子来建立光栅图像。y方向上的每个像素条都是通过狭缝的一次曝光创建的。图像是从右向左及时建立起来的。因此，每个像素都是一个光谱，该图显示了Fexii强度图像，该图像是通过拟合每个光谱发射线获得的。图中还显示了多普勒速度图，展示了等离子体的整体流动位移，其中红色发生红移(远离观测者)，蓝色发生蓝移(朝向观测者)。在太阳轨道飞行器科学的背景下，我们对任何可能进入太阳风的蓝移等离子体都特别感兴趣。

图3显示，有源区中的闭环趋向于红移，但在源区的左侧，有强蓝移等离子体位于强度最弱的区域。这一观测的重要方面是，这些上升气流总是存在于活动区。它可能主要在一边，或者在两边，但是我们没有注意到没有上升气流的地方。对于这些上升气流的存在，已经提出了不同的物理解释，包括波、日冕中的重联(Baker等人，年)和来自下方的重联(DePontieu等人，年b)。等离子体显然正在向外移动，但问题是这种等离子体是否能一直进入太阳风，这是太阳轨道飞行器能够实现的目标。

建模是理解流的一个重要方面，Edwards等人(年)开展的工作旨在确定向上流动的等离子体是否可以逃逸到太阳风中。在后一项工作中，研究了七个动区，并测定了其上升流和组成。磁场的结构是通过建模确定的，以确定开放磁场的位置，在那里等离子体可以自由地流入太阳风。在大多数情况下，这些上升流实际上并不对应于开放场的位置，因此不能假设因为观测到上升流，它会自动引入太阳风。然而，上升流的位置被分界线表面相交，零点位于日冕的高处。这表明这些区域可能是重联的场所，会产生大规模的影响。显然，本地和全球磁场建模将与太阳轨道飞行器数据一起使用。

确定太阳风可能来源的一个重要方法是将光谱测定的元素组成与局地测量进行比较。成像光谱仪由于建立图像所需的时间而具有小的视场(关于Hinode/EIS的情况，见图3)。然而，太阳风可以从多个区域发出，因此大视场显著增加了其中一个区域与航天器位置磁连接的可能性。探索这一点的一种方法是执行全太阳栅格，这很耗时，但可以提供整个太阳的光谱信息。这需要几天时间，现在由Hinode/EIS和过渡区成像光谱仪定期进行。Brooks等人(年)描述了对这样一个数据集的分析，他们从中确定了多普勒速度和元素组成，并将其与全球磁场模型相结合。这使得太阳风的来源得以确定，其中一些是活动区域，如图4所示。这种方法是一种强有力的工具，尽管观测和分析都很耗时。在太阳轨道器上，我们计划使用SPICE仪器执行类似的全太阳光栅。缓慢太阳风膨胀和速度的反相关性表明，它是沿着横截面膨胀率最大的开放磁力线束加速的。这将对应于在冕洞和冕流之间的界面观测到的明亮射线(例如，Wang等人，年)和冕洞边界的出流(Antonucci等人，5年；Higginson等人，年)。然而，尚不清楚这种解释是否与化学成分的测量相一致:相对于光球层(如Geiss)的一个显著的分馏效应(FIP；Laming等人，年)。与光球层中的条件相比，太阳风中的低FIP金属离子比中性多或高FIP元素更丰富(vonSteiger等人，年；vonSteigerZurbuchenLaming)。尤利西斯揭示了两类太阳风的分馏程度有系统的不同。与日冕洞相关的快速风具有与光球层相似的成分，而慢速太阳风的特点是分馏程度要大得多。事实上，没有表现出强烈的FIP增强的快速风可能直接来自光球层，来自小而冷的冕环和位于冕洞或针状体底部的开放磁漏斗，它们也表现出小的FIP增强。遥感观测揭示了许多在冕洞内发生重联和爆发的巨针状体案例(LobodaBogachev，)。它们对快速太阳风有贡献吗？极区羽状物和羽状物之间的极区（羽状物之间通道；Giordano等人，年；Teriaca等人，3年；Panesar等人，年；Qi等人，年；王等人(年)，长期以来也被怀疑是快速太阳风的重要来源(Deforest等人，年)。起源于日冕洞的等离子体微流可能与极区羽状物有关(Neugebauer等人，年)，尽管这方面的证据有争议(例如McComas等人，年)。然而，这种关系可能很难观测到，因为大幅度阿尔夫尼波动会在快速流中产生微流信号(马泰尼等人，年；Stansby等人，年；Kasper等人，年；Horbury等人，b)。Antonucci（6年)和Antonucci等人(年)总结了慢风区和大风区日冕中氧元素丰度的直接测量结果。

Antiochos等人(年)的所谓“S-web”模型可以解释观测到的大角度宽度(高达≈60♀)的慢风及其FIP增强的日冕成分。根据这个模型，最有可能的慢风来源是一个狭窄的网络，可能是封闭磁场日冕周围的开放磁场的奇异走廊。这些映射到日球层中的分隔层网(S网)和QSLs，该模型提出，将日冕等离子体释放到太阳风中的过程必须是闭合磁通量的打开，或者是打开和闭合磁场线之间的互交换重联(Karpen等人，年；Kepko等人，年；Kumar等人，年；Owens等人，年)。靠近太阳的闭合磁场线将等离子体限制在发生成分差异的环中，但是当相邻的开放磁场线平流进入其中时，这些环被连续破坏。开场和闭场之间的交换重联允许等离子体向出流入空间。这一过程预计主要发生在冕洞边界，但也可能活跃在平静太阳的中间区域(BellotRubioOrozcoSuarez，年)，并且是Fisk和同事们援引的潜在机制(Fisk等人，年；Fisk3FiskZurbuchen，6年；Fisk赵；赵等()在他们的日球层磁场模型中。

对慢风的额外贡献(Kilpua等人，年；DeForest等人，年；Sanchez-Diaz等人(年)可能源于中低日冕中先前闭合的场线的打开、盔状冕流的顶部或活动区周围的复杂磁场(图5，NociGavryuseva，年；Abbo等人，年；Nieves-Chinchilla等人，年)，将等离子体团(等离子体的离散“斑点”)释放到日球层。

这种等离子体斑点在白光日冕图像中被观测到，作为从盔状冕流尖端持续、间歇释放的等离子体；它们也在1AU处被局地观测到，并从上方日冕追踪到1AU，被来自低纬度冕洞的快速太阳风卷走并压缩(SheeleyRouillard，)。这些斑点是小的行星际瞬态磁通线(大小为0.05-0.12AU)，可以追溯到流光事件，但也可以追溯到CMEs(Sheeley等人，年；Rouillard等人，年)以大约每天四次或大约每6小时一次的速度，以公里的速度在5R处观测。公里1at25R？。它们被认为是通过交换重连和/或完全断开来释放的，并且在任何一种情况下，重联都发生在高海拔地区(Wang等人，；Zurbuchen等人，1年；Crooker等人，4年；Suess等人，年)。此外，还有其他更小的周期性密度结构，它们通常不是通量绳(Viall等人，年)，在70-80%的慢太阳风和大部分黄道快风中观测到(Viall等人，年，年；ViallVourlidas)。

（b）日球层磁场的源区。行星际或日球层磁场(IMF)的大规模结构是众所周知的(例如，见Meyer-Vernet；OwensForsythBaloghErd的年评论):太阳的自转将磁场缠绕成帕克螺旋；等离子体在同向旋转相互作用区的压缩和稀疏产生了场强的增大和减小；太阳源场的极性体现在IMF的极性上；该场被大范围尺度的波浪和湍流所弥漫。在太阳22年的磁周期中，IMF反映了太阳磁场的变化特征，从一个近似偶极的结构到一个复杂得多的多极结构。然而，太阳场和行星际场之间的映射只是在相对较大的范围内以粗略的方式为人所知。

对太阳表面光球磁场的观测与日冕观测或日冕磁流体力学(MHD)模型相结合，使得有可能估计在几个太阳半径下日冕和“源表面”(Schatten等人，年)之间的映射。尽管如此，许多关于太阳磁场如何向太空开放的基本问题仍然存在(例如，Antiochos等人，；Wiegelmann等人，年)，特别是关于新日冕洞的出现和活动区域的远程连接，以及IMF如何与太阳断开连接。尤利西斯对太阳两极的远距离观测有助于限制这种映射(例如，霍克塞马；福赛思等人，)，但太阳轨道飞行器，更接近太阳，因此消除了当地流-流相互作用引起的许多不确定性，将大大提高精度，这可以受到限制。

我们对太阳磁场及其向太阳大气延伸的了解是基于对太阳光球层的偏振测量。然而，来自太阳的绝大多数磁通量在具有强局部磁场的小偶极区域中封闭在光球层、色球层和低日冕内，只有一小部分磁通量管延伸到太阳大气中足够高的位置，以连接到日球层。此外，太阳低层大气中的磁场在所有空间和时间尺度上都是高度可变和动态的，可以用目前的仪器来分辨。例如，用Sunrise气球载望远镜进行的高分辨率观测(Wiegelmann等人，年)表明，磁环的连通性在光球层中以大约十分钟的时间尺度快速变化，而在太阳高层大气中只有三分钟。针状体，以及色球喷流和低日冕喷流，是这一领域高度动态现象的进一步例子。因此，太阳风和太阳表面之间的磁联系关键取决于理解是什么决定了来自太阳的开放通量，开放场线如何分布在太阳表面，以及这些场线如何改变它们在太阳表面的连通性。这些过程被认为是由交换重联控制的(王等，，；FiskSchwadron1克鲁克和欧文斯；孔等人，年)。

HCS嵌入在缓慢的太阳风中，在小的空间尺度上显示结构。帕克太阳探测器的一些初步结果(Szabo等人，年)表明，这些结果在太阳和1AU之间发生了显著的演变。如第2.1节所述，关于HCS的最令人惊讶的结果之一是它在赤道周围不是对称的，但是似乎向南移动了大约10°(Smith等人，；Koskela等人，年)，这导致了半球之间宇宙射线通量的差异。太阳的极磁场也存在类似的不对称性(例如，Nistico等人，年；Bhowmik)和偶数黑子数(王Robbrecht饭岛康介等人，年)，但尚未了解HCS不对称的起源。太阳活动的南北不对称性必须由太阳发电机和地下磁场与那里的气流的相互作用来驱动。因此，只有提高我们对太阳发电机的认识，这个问题才能得到回答。HCS对于宇宙射线在整个日球层的运动也至关重要:根据太阳周期的极性，离子或电子在进入太阳系时往往会沿着HCS向低纬度迁移。

HCS非常薄——只有几千公里宽(Zhou等人，5年)——被更厚、密度更大的日球层等离子体层所包围(，Wu等人，年)。目前还不清楚HCS和HPS离太阳有多近，这可以为它们的起源提供线索(例如，HCS似乎随着距离的增加而变薄)。HCS和HPS也是高度可变的，但其起源尚不清楚。重联似乎发生在这里(Gosling等人，6年)，并且已经由帕克太阳探测器在内日球层进行了测量(Phan等人，年)，但仍然不清楚这种情况在太阳附近有多频繁，在太阳附近，太阳风被认为随着最近观测到的转向而更加动态(Kasper等人，年)。磁场中也有折返的证据(Tenerani等人，年)，来自交叉螺旋度(Balogh等人，年)和质子流数据(Yamauchi等人，4年)，但它们的起源也未知。它们是否与光球重联有关(例如，RouppevanderVoort等人，年；Ortiz等人，年)，喷流等色球重联特征(如Shibata等人，年；Robustini等人(年)还是速度剪切(蓝迪和贝塔里尼，年)？

太阳轨道飞行器将如何解决这些问题。太阳风等离子体及其磁场的详细测量，与光球层和日冕的遥感测量同时获得，是破译太阳风和日球层磁场来源区域的关键。如上所述，在现场测量的太阳风成分可以与具有不同荷质比和FIP的日冕离子的光谱特征进行比较。通过测量高能电子和相关的x射线和射电辐射，并利用这些信息追踪穿过航天器轨道返回太阳的磁力线，可以推断出磁连通性。极紫外光谱和成像可以显示太阳过渡区和日冕中的磁重联，例如通过观测等离子体喷流或爆发事件。太阳轨道器的EUI全太阳成像仪和Metis日冕仪之间的大重叠将有助于将日面外日冕结构连接到较低的日冕。

然而，从操作角度来看，这是该任务最具挑战性的科学目标之一。为了将遥感观测与局地测量联系起来，我们需要预先选定太阳的正确区域，我们将以高分辨率对其进行远程观测，然后将其与航天器磁连接。为此，我们将使用前兆观测数据(称为低延迟数据)并运行连接模型。建模工作组文件(Rouillard等人，年)和太阳轨道飞行器运行文件(Sanchez等人，正在准备中)解释了细节和采用的策略。)和科学活动计划(Zouganelis等人，年)。

目前的理解。如上所述，加热太阳日冕的物理机制仍未被完全理解(见CranmerWinebarger；Reale；Cranmer等人，年；Verscharen等人，年，针对最近的评论)，但识别它们对于基础和应用太阳物理学都至关重要。理解太阳风是如何加速的，本质上与太阳对流区流动中包含的一小部分能量如何在太阳大气中转化为磁能和热能的问题有关。已经提出了许多日冕加热机制:这些机制包括由磁场线的对流驱动编织引起的重联(Parker，)，直流电的耗散(Jouleheating，GudiksenNordlund)，由不同类型的波(声波，磁声波，Alfvén波；例如，见vanBallegooijen等人，年；vanderHolst等人，年和其中的参考文献)，以及色球层中的重联(Chitta等人，年)。

数值模型的进步使得在活动区域上方模拟日冕成为可能。基于三维磁流体力学，这些模型提供了对磁封闭结构内复杂能量传输的洞察(GudiksenNordlund，，5a，b；BingertPeterRempel)，并可以为许多观测发现提供解释，例如系统多普勒频移(Peter等人，4，6；Hansteen等人，)和冕环的出现(PeterBingert，；WarneckePeter)和耀斑(Cheung等人)。然而，所有这些模型都是局部的，也就是说，它们的计算域仅限于单个活动区域。因此，磁性开放结构不会被这些模型捕获。相反，在这种情况下，可以使用包含整个太阳的全局模型(Rouillard等人，年)。虽然这类模型对研究大尺度演化非常有用，但即使是最复杂的数值模型也不能同时包括理解等离子体加热和加速过程所需的大尺度和小尺度(即动力学尺度)的所有物理机制。

从观测角度来看，Antolin等人(年)提出了冕雨作为日冕加热机制的标志:在活动区附近，在更热的日冕周围，经常可以看到小的冷而密集的等离子体“斑点”沿着冕环向太阳表面落下(Leroy年；Schrijver1年；deGroof等人，5年)。这种现象可以用局部失去热平衡来解释，这是由于加热过程主要将能量沉积在日冕中。失去平衡会引发失控的冷却过程，导致处于重力不稳定位置的冷而稠密的等离子体，随后可以看到等离子体向太阳表面回流(Karpen等人，1年；Muller等人，3年、4年、5年)。由于这种现象的发生和时间尺度都取决于日冕加热随太阳表面高度的平均分布，对冕雨的详细研究有助于约束理论模型，并有助于区分它们(例如，见Froment等人，年；Winebarger等人，年)。

一般来说，沉积在日冕中的能量受到许多物理过程的影响:热传导、辐射、动能和焓通量。很大一部分沉积的能量通过热传导被传输回色球，在那里以辐射的形式发射出去。一些热量向外传导，一些能量通过日冕本身的辐射损失，其中一部分通过动能和焓通量有助于加速太阳风等离子体(HansteenVelli，)。虽然过渡区压力、日冕密度、温度和渐近太阳风速度敏感地依赖于加热过程的细节，但质量通量仅依赖于总能量通量(HansteenLeer)。模型难以解释的一个基本观测是，快速风来自电子温度和密度较低的区域，而慢速风来自日冕较热的部分。这种反相关性得到了Ulysses数据的支持，该数据显示太阳风中氧和镁的不同电离状态的太阳风速度和“冻结”温度之间存在很强的反相关性(Geiss等人，年)。根据Helios对太阳风氦离子(Marsch等人，年a)和质子(Marsch等人，年b)的极高温度和各向异性的观测，有人提出，磁镜和波粒相互作用等其他过程可能对快速风的扩展有重大贡献(Li等人，年；Kohl等人，年、年、6年；Dodero等人，年)。

所有的观测都表明，仅仅将日冕和太阳风加热问题简化为温度升高是不够的。相反，为了理解日冕加热、太阳风加热和太阳风加速，有必要确定产生这些观测到的动力学特征的过程。关于日冕和太阳风动力学物理的广泛综述，见Marsch(6)和Verscharen等人()。

在太阳风这样具有中低碰撞性的等离子体中，偏离热力学平衡会导致不稳定(参见Marsch6，；tverák等人，年；Verscharen等人，年)，该模型在电磁场中产生小规模波动(见Gary年的专著)。粒子分散在这些波动中，从而减少了最初导致不稳定的平衡偏差(MarschBourouaine，)。

这些过程在热力学上是相关的，因为它们不仅产生电磁波动，而且平衡等离子体，改变等离子体成分的温度，并调节系统中的热通量(HellingertráVNícek；Verscharen等人，年；Hellinger等人，年；Riquelme等人，年)。我们预计作用机制的相关性取决于位置、太阳风的来源区域、磁性结构和连通性以及太阳周期。因此，有必要研究不同条件下太阳风的动力学特性，以便量化相关加热和加速机制的贡献。

快速太阳风加速模型大致分为三类。首先，在一些模型中，光球层中对流运动引起的磁通量管的移动引起了在太阳大气中向上传播的波状波动。这些波被部分反射回表面，在此过程中在一定高度范围内消散(见Cranmer等人，年，以及其中的参考文献)

其次，还有互换重联模型。在这种情况下，能量流通常会导致开放和封闭磁流系统之间的磁重联。在这些模型中，快风和慢风之间的差异是由于太阳上不同区域磁通量出现、重联和日冕物质抛射的速率不同造成的(AxfordMcKenzie，；Fisk等人，年；SchwadronMcComas，3年)。

最后，第三类被称为外球的动力学自洽模型是基于速度过滤机制(Scudder，)和太阳大气中存在超热电子的假设(即偏离麦克斯韦速度分布的幂律尾部)，正如在不同日心距离的太阳风中观测到的那样。尽管有这个最小的假设(对太阳来说可能是也可能不是；例如，见Smith等人(年)的模型计算，这些模型(例如Zouganelis等人(4年，5年))可以成功地预测1AU处的局地风特性的某些方面，并解释Helios(bercic等，年)和ParkerSolarProbe(Moncuquet等，年)在内日球层观测到的一些电子特性；Martinovic.等人，年；Maksimovic等人，bHalekas等人，年)。速度过滤机制是太阳风的一种物理现象(关于有争议和无争议的机制的详细讨论，见Cranmer等人，年)，与任何其他日冕加热理论一样，需要将某种其他形式的能量(即动能或磁能)转化为热能。不同的是，这种转换必须发生在色球中，在色球中，库仑碰撞和辐射损失的结合将主要保持电子冷却。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道器将高分辨率的光球磁场测量与SO/PHI以及来自EUI的紫外和EUV图像和来自SPICE的光谱相结合，将使识别等离子体过程成为可能，例如快速变化的表面特征中的重联和激波形成以及波消散，观测产生的上升流的多普勒频移，并确定成分特征。特别是，将在周核周围测量磁场和日冕发射时间序列的高分辨率，将最终使我们能够确定Chitta等人(，)和Priest等人()提出的日冕加热机制所发挥作用的重要性。

通过将多普勒调光技术应用于用Mtis日冕观测到的外冕最强发射线(HILyα.6nm)的共振散射分量，获得了氢出流速度的全局图，该图将提供太阳风主要成分的最大日冕加速度的轮廓，高频回旋波的作用将通过确定出流速度最大梯度出现的高度来评估(Telloni等人，，a)。此外，SoloHI将测量加速风中结构的速度、加速度和质量密度，随后可以与不同类型太阳风模型的预测进行比较。

目前的理解。湍流和不稳定性是太阳风的共同特征(见TuMarsch年的评论；BrunoCarboneMatthaeusVelli；narita；Verscharen等人，年)。在大尺度上，快速风主要是反太阳传播的阿尔芬波，这被认为是由光球运动产生的。在较小的尺度上，这些波衰减并产生一个Kolmogorov型频率依赖性为

的湍流级联(例如，见Carbone等人，年；Hadid等人，年)。相反，在慢风中观测到的湍流没有主要的阿尔夫尼克分量，并且在所有测量尺度上都得到充分发展(例如，见Alexandrova等人，年；Sahraoui等人，年；Bruno等人，年，年；Perrone等人，年)。有强有力的证据表明，小尺度的级联是各向异性的，但不知道各向异性是如何产生或驱动的(Chen等人，年；Wicks等人，年；Horbury等人，年；Verdini等人，年)。问题是关于湍流和太阳风本身的起源的信息在多大程度上可以从观测到的快慢风湍流的差异中推导出来。太阳风湍流的演化机制包括快慢风切变、精细尺度结构的存在和梯度(TuMarschbutch等人，年；Pucci等人，年；Borovsky等人，年)。

湍流级联中的能量耗散有助于太阳风等离子体的加热。然而，尽管对近地轨道太阳风湍流特性的测量与观测到的升温速率基本一致(Carbone等人，年；Matthaeus等人，年；vanBallegooijenAsgari-Targhi，)，细节有争议，依赖于湍流动力学的精确模型(例如，见Vech等人，；Verdini等人，年；IsenbergVasquez凯洛格)。帕克太阳探测器最近在内日球层的数据显示了类似的特征，但湍流能级增加了一个数量级以上(Chen等人，年；Bandyopadhyay等人，年a)。这与太阳风由湍流驱动的模型相一致(例如，Chandran等人，年；vanderHolst等人(年)。对磁场波动的统计分析表明，像不连续性这样的精细结构通常存在于太阳风中。然而，尚不清楚这些是否源于小规模磁通管平流股形式的复杂冠状结构(Borovsky，；Bruno等人，1)或由湍流波动局部产生。帕克太阳探测器在折返结构的内部和外部显示出非常不同的湍流特性(快速极性反转；例如，见Tenerani等人，年)，表明随着与太阳距离的减小，物理过程的复杂性增加(DudokdeWit等人，年；Mozer等人，年)。

在质子回旋半径周围和之下的尺度上，湍流波动直接与太阳风的离子相互作用，但是湍流的强度很难理解。在电子回旋半径以下，条件甚至更不确定，湍流能量分配成电子或离子加热仍然未知。此外，太阳风的膨胀不断驱动分布函数趋向于动力学不稳定性(例如，Marsch等人，6年；Verscharen等人，年)。太阳轨道飞行器将解决的问题包括在不同太阳距离下动力学效应的作用，波-粒子相互作用在加速快速太阳风中的作用，以及小离子对太阳风靠近太阳的湍流能量密度的贡献。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道器将在很宽的纬度和距离范围内测量日冕和太阳风中的波和湍流。通过在一个距离范围内旅行，局地仪器将测量当它被太阳风向外吹时湍流是如何演变的。这将使我们能够区分一系列等离子体环境中湍流耗散和加热机制的竞争理论，这反过来又是推进我们对日冕加热的理解所必需的。因为太阳轨道飞行器是一个三轴稳定的航天器，它可以用SWA的质子和α粒子传感器连续观测太阳风束。通过测量分布和波如何随着太阳距离以及具有不同等离子体特性的太阳风流之间的变化，太阳轨道飞行器将有助于确定不稳定性和湍流对太阳风加热的相对贡献。

太阳呈现出多种形式的瞬态现象，例如耀斑(参见Benz的评论)、CMEs(参见陈的评论；韦伯和霍华德年)，爆发日珥(见Parenti年的评论)和冲击波(例如，见CaneGopalswamy等人，年；扬维尔等人，年)。许多瞬变直接影响出流太阳风的结构和动力学，从而也最终影响地球磁层和高层大气以及行星际空间的一个重要部分(例如，Witasse等人，年)。迅速发展的空间气象研究学科侧重于理解并最终预测可能影响近地环境的事件(例如，见Eitasse等人，年；Koskinen等人，年；Bocchialini等人，年)。然而，在这个时候，在我们能够现实地期望能够预测这种事件的发生之前，仍然有许多关于这些现象的物理学的基本问题必须得到回答。除了我们自己的太阳系之外，回答这些问题对于我们理解其他表现出瞬态行为的恒星系统也是相关的，例如燃烧(例如Getman等人，年)，Yamashiki等人(年)。太阳轨道飞行器将以多种方式观测太阳瞬变和日球层的相关变化，我们将在下面讨论两个相互关联的问题。

目前的理解。自年SOHO发射以来，由于其对太阳的连续日冕物质抛射观测，在理解日冕物质抛射方面取得了重大进展。这得到了对空间飞行器如ACE、WIND和STEREO的局地测量的补充。如今，对日冕物质抛射和行星际日冕物质抛射(ICMEs)的遥感和局地观测已经超过了两个完整的太阳周期，这些结构的基本运动学和形态学特征已经分别得到了表征(例如，参见WebbHowardBalmaceda等人，年；理查森凯恩；Jian等人，年；Nieves-Chinchilla等人，年)。我们也对CME的启动方面有了基本的了解(参见vanDriel-GesztelyiGreen年的综述)，并且通过建模，也推进了我们对其内部磁结构的了解(例如参见陈年；Nieves-Chinchilla等人，年)。在这一过程中，已经确定了可能影响CME运动学、形态学和内部磁结构的不同进化过程(Manchester等人，年)。

日冕物质抛射似乎往往源自太阳上被称为细丝通道的高度剪切磁场区域，这支持被称为日珥的较冷等离子体凝聚(例如，张等人，年)。爆发经常在10-15分钟内在低日冕中突然加速(初始阶段可能需要很长时间；参见刘等、；Manchester等人，年)。日冕物质抛射的速度可达0公里·秒1，总能量约为

焦耳(=

尔格)。它们也可以在形成的非常早期阶段快速加速，其中CME速度在时间上与相关耀斑的软X射线光曲线紧密相关(ZhangDere6；LingKahler)。SOHO的LASCO日冕物质抛射图像为某些日冕物质抛射中的磁通量绳结构以及日冕物质抛射后的电流片提供了证据(李和张，；VourlidasWebb，以及其中的参考文献)。来自SOHO/UVCS的光谱数据已被用于测量通量绳的解捻(Antonucci等人，年；Ciaravella等人，年)。

这两个特征都是由CME初始模型预测的(例如Lin和Forbes；Lynch等人，4年，年)。最近，在帕克太阳探测器的第一次近日点期间，一个原始的带有清晰通量绳的CME(Howard等人，；Hess等人(年)使用WISPR仪器(V.ourlidas等人，年)以及其他也包括通量绳的CME(例如盔状冕流爆裂引发的CME，Korreck等人，年；Nieves-Chinchilla等人，年)和多个其他结构(赵等人，年)。

Stereo使绘制日冕和日球层中日冕物质抛射的三维轨迹成为可能，从而提高了我们对日冕物质抛射演化和传播的理解(PatsourakosVourlidasBemporadPaganoSusinoBemporadHeinzel等人，年；Susino等人，年；Frassati等人，年；Mancuso等人，年)。

尽管最近的航天任务在理解方面取得了进展，但非常基本的问题仍然没有答案。这些问题涉及爆发的来源和开始、早期演化以及日冕物质抛射的日球层传播。它们的产生是近几十年来空间物理学的一个核心问题。两个主要的范例主要通过爆发前磁场的拓扑来区分:扭曲通量绳(Amari等人，年；Roussev等人，4年；PriorYeatesOwens)或剪切磁拱(Antiochos等人，年；Gibson；ToriumiWang)。不管爆发前的拓扑结构如何，所有模型都预测，由于抛射下方发生的耀斑重联，日球层中的日冕物质抛射必须具有通常观测到的扭曲通量绳拓扑结构(详情和相关参考资料见下文)。如果爆发前的拓扑结构是扭曲的通量绳，那么其结构的最内部应该表现出相对不受干扰的暗条等离子体参数。然而，如果扭曲仅仅是耀斑重联的结果，那么日球层中的整个扭曲结构应该表现出耀斑重联加热等离子体、热束电子、铁的高电荷态以及包括氦在内的重离子组成异常的性质。通过测量CME的电子和离子特性以及它的磁性结构，我们确定了爆发前的拓扑和引发机制。太阳轨道飞行器将提供在太阳附近进行这些测量的机会，最大限度地减少传播效应，如内部重联，这使日冕物质抛射结构均匀化。

ICMEs的拓扑结构是持续研究的主题。各种类型的模型预测ICMEEs具有通量绳结构。然而，1AU的观测发现，只有不到一半的ICME观测到这种情况(见基尔普阿等人，年，关于ICME观测的审查)。因此，是否所有的icme都包含某种通量绳结构的问题仍未解决(RichardsonCane4，；Kilpua等人，年；Vourlidas等人，年；Démoulin等人，年；Nieves-Chinchilla等人，年；AulanierDudik；Good等人，年；王等；Telloni等人，年b)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。SO/PHI、EUI、SPICE和STIX的联合观测将提供关于CME初始边界条件的信息，而当这些仪器通过航天器时，局地仪器已经开始测量icme的物理参数。由于每个轨道三个基线遥感窗口的限制将使观测航天器引导的CMEs的大量活动变得非常具有挑战性，太阳轨道飞行器设想从标称运行阶段开始运行一系列遥感仪器。

目前的理解。太阳风将来自太阳的磁通量传输到日球层:开放磁通量主要通过极区冕洞发出的快速风，封闭磁通量通过日冕物质抛射。对近地日球层磁通量含量的测量表明，太阳系中的磁通量总量随着太阳周期而变化(Owens等人，年a和图6)。仍然不清楚太阳风和日冕物质抛射对日球层磁通量预算的相对贡献是什么(例如，见Linker等人，年；Owens等人，年；Lowder等人，年；Wallace等人，年)。解释太阳活动周期变化的模型(海瑟薇，年)假设了一个背景水平的开放磁通量(另见欧文斯等人，年a)，其中CME在太阳活动周期的最大值附近贡献了额外的磁通量。

或者，不基于日冕物质抛射的简单模型相当好地再现了太阳周期和CME和全球太阳开放通量的长期变化以及宇宙成因同位素的浓度(Solanki等人，年，年)。这些模型只需要记录的太阳黑子数作为输入。该模型的扩展也自然再现了第23个太阳周期结束时的强烈下降(维埃拉索兰基，)。利用表面通量转移的更复杂的模型(Jiang等人，年)再现了开放通量和日球层电流片的更多细节(例如Jiang等人，年)以及在IMF中测量的长期变化(Dasi-Espuig等人，年)。

目前从太阳表面测量到日球层的磁场外推的主要缺点可能是，太阳表面磁场的天气图需要一个完整的太阳自转才能产生。在这段时间里，太阳的磁场发生了强烈的变化。在某些情况下，这可以通过利用远侧成像的结果得到部分补偿，但是不确定性仍然存在(Schrijver德·罗萨，3；Wiegelmann等人，年)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。与单个日冕物质抛射相关的磁通量的知识构成了理解日冕物质抛射如何对整个日球层通量预算作出贡献的基础。沿着它的轨道，太阳轨道器局地观测日冕物质抛射，并能直接测量它们的磁通量，在离太阳不同的距离上这样做将有助于量化日冕物质抛射的演变对它们向外旅行的影响。在某个时间点，日冕物质抛射向外携带的磁通量必须要么与太阳断开，要么与现有的开放磁场线重联。太阳轨道飞行器可以基于超热电子和高能粒子的测量来诊断这种磁连通性。这些粒子沿着磁力线快速流动，可以指示磁通量管是一端连接到太阳，还是两端连接，或者根本不连接。当磁场与太阳完全分离时，超热粒子应该会消失。

当将从近地球轨道获得的磁图(例如，通过SDO/HMI)与太阳同步观测系统记录的磁图相结合时，特别是在太阳轨道器处于大的地球-太阳-航天器角度时，太阳轨道器还将允许改进从光球测量中计算日球层磁场。这将减少制作天气图所需的时间，同时也允许我们直接测试远侧成像，这种技术的结果目前正被用于这一目的。

太阳是太阳系最强大的粒子加速器。太阳高能粒子(SEPs)可以达到接近光速的速度，它们的影响甚至可以在地面上被探测到，尽管我们星球的磁场和大气保护着我们。SEP事件会严重影响空间硬件并扰乱无线电通信，使其成为空间天气的高度相关表现。除了大约每月在太阳活动最大值附近发生的大型SEP事件之外，更小、更多的事件平均每天可以发生一次以上。在本节中，我们将讨论从这个顶层问题引出的三个问题:SEPs是如何以及在哪里加速的？它们是如何从源头释放出来并在空间和时间上分布的？SEPs的种子种群有哪些？

目前的理解。有两种主要的物理机制被认为能激发SEPs:扩散冲击加速(也被称为费米或随机加速，JonesEllison)和太阳耀斑或喷流加速(雷梅斯)。扩散激波加速涉及粒子反复与运动或湍流磁场相互作用，在每一步获得少量能量，并被认为在激波和高湍流区域运行(例如，参见Petrosian对机制物理的评论；张和李)。第二种机制涉及一个与时间相关的磁场，产生一个电场，可以在一个步骤中直接加速粒子。在太阳上，这种变化发生在耀斑和喷流中(例如，Aschwanden6贾卡隆和科塔，6年，克莱因和达拉评论，年)。事实上，即使在一个单独的SEP事件中，也可能发生多个过程，虽然不可能将它们干净地分开，但它们可以分为这两大类。图7(来自美国宇航局的太阳哨兵STDT报告)显示了一个示意图，日冕磁环的不稳定性导致了一次爆发，引发了日冕物质抛射。当它进入太空时，它驱动一个激波产生湍流，加速来自充满行星际介质的种子离子群的SEPs(插图2)。混入其中的可能是来自相关太阳耀斑的粒子(插图1)。CMEs在远离太阳的过程中经常会加速粒子数小时，在某些情况下，粒子在一两天内到达地球轨道时仍在加速(图8)。由于这个原因，日冕物质抛射会导致日球层的很大一部分被SEPs填满。然而，观测到的辐射强度与日冕物质抛射性质之间的相关性很差，这表明，诸如SEPs的种子种群或激波的几何形状等其他方面必须发挥重要作用，但尚未完全了解(见Gopalswamy，6年；Desai等人，6年；Mewaldt6理查森等人，年和德赛和贾卡隆的综述，年)。太阳耀斑或喷流的加速与在日冕环和活动区观测到的动力学过程有关(见ToriumiWang年关于产生耀斑的活动区的综述)。磁环的重联和新出现的磁通量区域为随机高能粒子加速或电场加速提供了场所(例如，参见Reames年和年的评论)。因为这些区域相对较小，加速过程只需要几秒或几分钟，产生的事件很小，因此通常很难观测到。在密度相对较低的日冕中，带电粒子与其他粒子碰撞，产生紫外线和x光辐射，从而可以定位加速点并推断局部等离子体密度。这些粒子中的大部分仍然被封闭的磁场线捕获，沿着日冕环的腿行进到太阳表面，在那里它们沉积能量，产生x光和γ射线。一些sep在通向行星际空间的磁场线上逃逸，并且可以通过它们的“第三类”无线电信号、逃逸的电子和高度分馏的离子丰度来追踪(稀有3He可以比太阳表面等离子体增强-0倍)。图9显示了另一个重连可以加速粒子的地方:在CME发射后的电流片中。在这种情况下，粒子可以加速数小时。这样，它们可能向日冕物质抛射的两侧移动，并与激波加速粒子混合(Lin6；Cargill等人，6年；Drake等人，年)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。几乎整个太阳轨道飞行器的有效载荷都有助于从更广泛的意义上研究太阳高能粒子。这包括太阳冕环和耀斑的可见光、紫外光和x光成像；观测日冕激波和逃逸电子的无线电信号；确定湍流水平和识别激波通道的局地测量；从重离子丰度和超热粒子推断SEP种子种群；以及探测加速的高能粒子本身:它们的时间、速度分布、散射特性和成分。

当从较低的日冕移动到行星际介质时，激波会迅速演化，因为声速(分别为阿尔夫速度)会随着等离子体密度(分别为磁场强度)的下降而下降为平方反比。太阳轨道飞行器的日冕仪将在大约10个太阳半径内通过这个关键区域远程识别激波阵面的位置、速度和压缩比。将这一信息与局部电子密度以及日冕离子速度相结合，将为比帕克太阳探测器的最小近日点距离(10R)更靠近太阳的区域的激波演化模型提供约束。).

在观测到日冕中的日冕物质抛射及其射电信号和太阳附近高能粒子的X射线信号后，太阳轨道飞行器将确定粒子的原地到达时间。当激波经过航天器时，太阳轨道飞行器将测量其物理参数。在任务的高纬度阶段，太阳轨道飞行器将能够在可见光、紫外线和硬x光下观测CMEs的纵向范围，从而首次直接观测加速区域的纵向范围。这将使得通过使用测量的CME尺寸、速度和形状来指定加速冲击，测试当前不受约束的加速和运输模型成为可能。我们预计，随着太阳轨道器接近太阳，光子和粒子特征将增加1/2，从而对沿日冕环的粒子加速有新的见解，这使得对小事件的探测比从1个天文单位增加至少一个数量级。对这些微弱日冕源的研究将提供关于高日冕中可疑电子加速点的位置和等离子体特性的重要信息。

在观测到日冕中的日冕物质抛射及其无线电信号和太阳附近高能粒子的X射线信号后，太阳轨道飞行器将确定粒子的原地到达时间。当冲击波经过航天器时，太阳轨道飞行器将测量其物理参数。在任务的高纬度阶段，太阳轨道飞行器将能够在可见光、紫外线和硬x射线下观测CMEs的纵向范围，从而首次直接观测加速区域的纵向范围。这将使得通过使用测量的CME尺寸、速度和形状来指定加速冲击，测试当前不受约束的加速和运输模型成为可能。我们预计，随着太阳轨道器接近太阳，光子和粒子特征将增加平方反比，从而对沿冕环的粒子加速有新的见解，这使得对小事件的探测比从1个天文单位增加至少一个数量级。对这些微弱日冕源的研究将提供关于高日冕中可疑电子加速点的位置和等离子体特性的重要信息。

目前的理解。与CME驱动的激波相关的SEPs的一个令人困惑的方面是，它们通常比基于其速度的预期晚1AU(时间尺度)到达(VanHollebeke等人，；Tylka等人，6年，更多细节另见该段末尾的参考文献)。已经提出了两种不同的过程来解释这一点:(1)在加速过程中，可能需要大量的时间来通过与冲击的重复相互作用来激励粒子以获得能量；或者(2)激波附近的粒子强度可能会产生一个强湍流区域，将粒子捕获在激波附近，在1AU处观测到的粒子强度取决于从该区域逃逸的粒子的物理性质。随后，在IMF的扭结处散射可能会进一步延迟这些粒子到达1AU。行星际空间的散射量因其他活动而异，如最近其他激波的通过或太阳风的相互作用。当粒子到达1AU时，它们被彻底混合，这些影响无法解开(例如，Gopalswamy6Cohen等人，年；Gómez-Herrero等人，年；Klassen等人，年；Dresing等人，年；EffenbergerPetrosian；HeWan)。沿着磁环加速的粒子可以在耀斑活动开始后几秒钟内达到高能，然后与太阳表面碰撞，在那里它们发射γ辐射(Mandzhavidze等人，年)。γ辐射的强度和在1AU处观测到的SEP强度之间的相关性很差，这表明大多数经历这种强大加速过程的粒子仍然被困在太阳附近。更常见的是在紫外线和x光中观测到的耀斑事件，它会产生电子的突然加速，如图10所示。电子可以从日冕中逃逸，在与局部等离子体相互作用时产生非热射电辐射。随着局部等离子体密度随着高度降低，从较高频率移动到较低频率，(第三类)射电发射使得跟踪高能电子爆发进入行星际空间成为可能。高能离子伴随着这些电子爆发，在3He和重核中大量富集(林6；梅森)。与激波相关事件相关的关键未决问题包括:粒子到达1AU的延迟是由于粒子加速所需的时间长度，还是由于捕获在加速激波附近的湍流区域，还是两者的结合？对于沿环加速的粒子，电子和离子是在低空还是高空加速？它们与x射线和γ射线信号有什么关系？

最近，帕克太阳探测器探测到多个高能粒子事件(McComas等人，年)。基于这些观测，已经确定了多种加速机制，包括由流相互作用区域加速的粒子(德赛等人，年；Joyce等人，年；Cohen等人，年；Bandyopadhyay等人，年b)，由一个缓慢的CME(Giacalone等人，年)和一个在1AU未检测到的非常小的事件引起，这种事件比人们可能预期的更普遍的可能性(Leske等人，年)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道飞行器将能够观测到日冕物质抛射驱动的激波是如何演变的，以及当粒子经过航天器时，它们是否仍在加速。如果粒子到达受激波加速时间的控制，那么能量最高的粒子将被延迟，因为它们需要与激波进行更多的相互作用。如果捕捉和释放控制了时间，那么当冲击波经过时，速度更快和更慢的粒子会有相似的强度变化。由于太阳轨道飞行器将同时测量激波加速区的湍流特性，因此有可能构建一个完整的加速过程模型。

对于沿环或在重联区域加速的SEPs，太阳轨道器将在紫外线和X射线中观测它们的源区，然后通过射电发射跟踪释放的电子的进程，当事件经过时，这些电子将在航天器上漂移到等离子体频率。通过这种方式，可以建立从航天器到源区的磁连接。x射线发射可用于导出耀斑位置的高能电子光谱，进而可与逃逸粒子数进行比较，以了解加速电子逃逸的比例。

目前的理解。被CME驱动的对SEP能量的激波加速的低能粒子被称为种子种群。观测到的体感诱发电位离子的电离状态显示了典型的日冕温度，排除了作为种子的耀斑环上的热物质。然而，SEPs也显示出在太阳风中不常见的大量离子(例如3He和He+)。观测到的高能粒子丰度表明，以几倍于太阳风的速度运行到这个值的几十倍的离子是可能的来源。这就是所谓的超热离子池。在1AU时，这个离子池的变化强度大约是太阳风的倍，其组成取决于太阳活动和行星际条件。超热离子以1AU持续存在，但不知道是否存在持续的太阳源，或者这些离子源于不同过程的加速，例如快速和慢速太阳风。在1AU内部，超热离子池由于形成混合物的不同过程而显示出显著的径向依赖性，并且在很大程度上未被探索过(Desai等人，6年；Mewaldt等人，年；LeeFiskGloecklerMasonKleckerKozarev等人，年；Filwett等人，年；KahlerLing)。

对于沿环加速或在重联区产生电子和第三类射电爆发的SEPs来说，电离态在较低能量下呈冠状，在较高能量下转变为更热的耀斑状。这可能是复杂源的证据，或者更有可能是高能粒子随着离子从低日冕源逃逸而剥离的证据。对于在CMEs后面的重联位点加速的SEPs(图9)，丰度和电离状态预计是日冕的(Klecker等人，6)。帕克太阳探测器的最新观测结果(Schwadron等人，年；Wiedenbeck等人(年)展示了高能粒子种子种群的增强，证明了ICMEs的早期进化如何增强高能粒子种子种群的通量，这为粒子加速过程在离太阳更远的地方提供了先决条件，在那里压缩会变陡为激波。内日球层中超热离子池的性质以及内日球层中加速粒子达到超热能的机制是这一领域的两个公开问题。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道飞行器将通过用光谱和局地数据系统地绘制内日球层的超热离子池，为与冲击相关的SEP加速模型提供缺失的种子粒子数据。延长的任务阶段将增加黄道外的维度，使得进一步探测种子粒子群的太阳和行星际起源成为可能。

对于沿日冕环或在重联区域加速的太阳粒子来说，太阳轨道器的近日点轨道将是有利的，因为粒子特性将被精确测量，日冕位置的信息也更加精确。这将使我们能够区分导致逃逸粒子剥离的低冕源和高冕源。将通过比较高能粒子探测的时间和CME的位置来识别从CME发射后的重联区加速的SEPs，并且可以将高能粒子的组成与光谱测定的源区的组成进行比较。

如前所述，太阳磁场在太阳大气中起着主导作用:它构成了日冕的等离子体，负责其大部分动态流动，是所有高能现象背后的驱动力。在全球范围内，其磁性最明显的表现是太阳的11年活动周期(或22年磁周期，考虑磁极性；例如，Hathway)。在赫茨普朗-拉塞尔图右半部分的广大恒星中也观测到类似的活动周期(BaliunasVaughan萨尔和勃兰登堡)，太阳是恒星活动发电机模型的一个重要测试案例(见布鲁恩和布朗宁年的评论)。

太阳的全球磁场是由发电机过程产生的，发电机过程长期以来被认为位于差旋层，即对流区底部的剪切层。然而，近年来也出现了其他可能性，例如位于对流区下部的发电机、分布式发电机和位于近表面剪切层周围的发电机(Brandenburg，6年)。CameronSchüssler()已经证明了表层对全球发电机过程的重要性。这支持了依赖于磁通量传输的发电机模型(例如，参见DikpatiGilman和Charbonneau的评论)。在这些模型中，子午环流和其他近地表流动的“传送带”将磁通量从衰减的活动区传输到太阳两极。从那里，它通过俯冲被向下输送到对流区(甚至可能向下输送到差旋层)，以便为随后的一个或多个太阳周期进行再加工。

不幸的是，目前的发电机模型往往无法预测全球范围内的实际太阳行为。例如，年的太阳黑子最小值在太阳活动中明显较低，并且比任何模型预测的时间都要长(McIntosh等人，年)。这表明现有模型仍然缺少关键元素。无论如何，目前的全球发电机模型(见Cameron等人，年的评论)受到的限制不够，特别是在高太阳纬度的子午环流方面:从极区流向俯冲的确切剖面和性质强烈影响着由此产生的全球发电机的行为(例如，DikpatiCharbonneau，年)。然而，由于几何缩短，从黄道面的某个位置观测和定量测量太阳两极附近的这种低振幅经向表面流目前是不可能的。除了全球发电机，湍流对流可能驱动小规模湍流发电机(vglerschüssler；Rempel，)，这可能会导致观测到的无处不在的、弱的、小规模的互联网领域(Buehler等人，年；Lites等人，年；FaurobertRicort；Danilovic等人，年a，年)。

太阳轨道器的磁强计，SO/PHI，将帮助我们测量和表征(近)表面流动，这些流动促进太阳磁场(例如，Howe等人，年)，经向流动(例如，Roth等人，年；Komm等人，年)，以及太阳在所有纬度的差异自转(如Lamb，年；ImadaFujiyamaDikpati等人，年)。如上所述，磁极附近磁通量传输的准确知识(例如佩特里；王bPetrovayTalafha)是约束太阳发电机模型的关键，反过来也提高了我们对太阳活动周期的理解。

Hinode的太阳光学望远镜(SOT，Tsuneta等人，年a)的观测已经提供了太阳70度以上高纬度地区的一瞥(见Tsuneta等人，年b；，)通过利用太阳的B0角为7°。然而，一般来说，需要从黄道面之外进行观测，才能可靠地测量太阳在两极附近随时间变化的表面磁场。在接下来的几节中，我们将更详细地讨论三个科学问题，这三个问题是从这个顶层问题向下延伸而来的。

目前的理解。由于来自SOHO/MDI(Scherrer等人，年)和SDO/HMI(Scherrer等人，年)仪器的大量高质量数据，太阳在低和中太阳纬度的地表和地下流场已被非常成功地绘制成图。这些数据提供了关于差动旋转的准确知识(Schou等人，年)，并使我们能够确定经向流的低纬度部分(Gison等人，年)、近地表扭转振荡(Howe等人，6年)和地表下浅层速度场的三维结构(GizonBirch，5年；Gizon等人，年)。然而，如上所述，近极区流场和高纬度的差旋(贝克；Thompson等人(3)无法从黄道面附近的位置很好地绘制地图。特别是，子午流这一通量输送发电机模型的一个关键方面没有得到充分描述(例如，伯宁等人，年；Lin与Chou；Mandal等人，年)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道飞行器利用高分辨率的太阳射电望远镜，根据矢量磁图测量，解析小尺度磁特征。它还将通过小特征的相关跟踪、绘制多普勒频移图和太阳地震观测来测量太阳表面附近的磁通量传输。上部对流区的质量流可以通过当地的日震学进行探测(例如GizonBirch5年)。L?ptien等人(年)详细描述了如何将太阳地震技术用于太阳轨道飞行器数据，同时考虑到数据下行链路的限制和时间序列的时间限制。基于SOHO/MDI数据，Jackiewicz等人(年)证明，即使只有一天的观测，也可以推导出复杂的速度场。

独一无二的是，太阳轨道器提供的远离日地线的磁图将首次通过将数据与1AU的地面或天基日震观测相结合，实现立体日震学。对于全球日震学来说，这将有助于显著减少傅立叶空间中的模式泄漏。此外，可以通过考虑额外的声波路径来探测对流区的更深层。这将需要在基线的十天遥感窗口之外进行观测，该任务的科学行动小组已经开始评估是否能够以及以何种方式实现这一目标。

目前的理解。如上所述，从黄道面上的观点来看，太阳的高纬度磁场是无法正确观测的。这是由于(a)塞曼效应的方向敏感性和(b)几何缩短导致的磁极性抵消。通过利用太阳的B0角和Hinode/SOT的高质量观测，有可能部分克服后者，但根据定义，前者需要黄道外观测(见图11)。

极区磁场在全球发电机中起着核心作用，大概是极向场的来源，极向场是由差旋层中的差速旋转形成的(CameronSchüssler，；Cameron等人，年)。因此，极区磁场的强度是下一个周期强度的最佳指标之一(WangSheeley，)。

太阳两极附近磁场的分布也推动了极区冕洞、极区羽状物和x射线喷流的形成和演化。已经从黄道面对极地日冕洞进行了深入研究(例如，Chandrashekhar等人，年；GuptaSpadaro等人，年；Hahn等人，年；Cho等人，年；Tei等人，年；Peleikis等人，年；Telloni等人，a)，但缺乏黄道以外的成像，迄今为止限制了我们对极区结构几何形状的理解。如第2.2.2节所述，日球中的磁通量随着太阳周期而变化。一方面，有证据表明，在过去的一百年里，日球层的磁通量大大增加；另一方面，年太阳极小期的行星际磁场强度比太空时代开始以来的任何时候都要低。虽然基于CMEs向日球层注入通量的模型不能解释这种减少，但使用通量传输模拟计算开放通量的模型显示出良好的一致性(例如Dasi-Espuig等人，年，年)。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。太阳轨道飞行器的遥感仪器将首次描述太阳极地区域的特征(见图12的模拟EUI图像)。通过比较来自不同轨道的极磁通量特性，它将对极附近的经向流的强度和方向提供独立的约束。从更高的太阳纬度，太阳轨道器的SO/PHI仪器将能够拍摄从活动带到两极的磁通量的一串快照，这驱动了全球磁场的极性反转(见王等人，；Sheeley马卡罗夫等人，3年)。此外，SO/PHI将探测极性相反的通量元素相遇时发生的抵消过程，作为极性反转过程的一部分。这些相互作用预计会在相对较短的时间尺度上发生，因为一旦这些特征足够接近，它们就会受到米粒流和超米粒流的驱动。太阳轨道器的EUI全日面成像仪和Mtics日冕仪之间的巨大重叠将使我们能够追踪从遥远的盘外日冕到边缘的结构，并批判性地面对从SO/PHI提供的磁图推断的扩展日冕连通性模型。

太阳轨道器的高纬度观测与航天器在黄道面上获取的数据相结合，将有助于研究内日球的三维结构，例如日球电流片，其倾角通常被用作太阳磁偶极子倾角的代替物。

目前的理解。很可能是多种物理机制促成了太阳磁场的产生。磁流体动力学模拟表明太阳对流区存在局部湍流发电机(Brun等人，4；Strugarek等人，年；惠特布莱德等人，年)，甚至在近表层(维埃拉索兰基，年；).Hinode的SOT和Sunrise气球载天文台(Solanki等人，年)已经在太阳的宁静区探测到无处不在的水平磁场(Lites等人，年，年；Danilovic等人，年b)，这可能是由小规模湍流本地发电机产生的(PietarilaGraham等人，年)。这些小而弱的网络间磁场(Zirin)给太阳表面带来的磁通量比全球发电机形成的更强的特征多两个数量级(ThorntonParnellSmitha等人，年)。分析显示(兰姆等人，年，年；Anusha等人(年)认为，即使是观测到的最小特征也是由更小的特征形成的，太小而无法用当前的仪器来分辨。然而，关于太阳是否真的拥有一个单独的局部湍流发电机，以及这将对太阳磁通量的贡献有多大，仍然存在不确定性(例如，Borrero等人，年；Singh等人，年；Rempel)。Parnell等人(年)表明，所有空间尺度上的太阳磁特征都遵循幂律概率分布函数，这是无尺度的。这间接表明可能是单一的湍流机制在起作用。

太阳轨道飞行器将如何解决这个问题。通过观测作为日地纬度函数的小密集度新浮磁通量的分布，太阳轨道飞行器可能能够区分全球发电机和本地发电机的存在:全球发电机的作用预计将导致在≈5°和30°纬度之间出现大的偶极活动区，以及在更宽纬度范围内出现小得多的短暂活动区，但不会到达两极。相反，预计局部湍流发电机会导致小尺度磁通量密度的纬向分布更加均匀。特别是，它将导致几乎独立于纬度的小的、偶极的短暂活动区的出现。

太阳轨道飞行器航天器由空中客车国防和航天英国公司作为主要承包商建造，并在García-Marirrodriga等人(年)中进行了详细描述。图13显示了航天器的前视图。它的发射质量约为公斤，包括公斤的科学有效载荷，机身尺寸为2.5米×3.1米×2.7米。6块2.1米×1.2米的太阳电池板分别安装在两个太阳电池阵列中，可以绕其纵轴旋转进行温度控制。部署太阳电池阵列后，航天器的总翼展为18米。

太阳轨道飞行器是一种围绕中心圆柱体建造的三轴稳定航天器。遥感仪器安装在航天器机身内的一个侧板上，而局地仪器和SoloHI安装在外表面上。这包括一个4.40米长的仪器吊杆，以容纳几个局地传感器，以及射电和等离子体波实验(RPW)的三个6.50米长的天线。隔热板保护航天器免受任务过程中经历的强烈太阳通量(高达太阳常数的13倍)的影响，这将使隔热板的前部在近日点加热到大约℃。

隔热板的外部也称为高温多层隔热层，由20层薄钛箔制成。向阳层的厚度为50米，其表面经过solarblack热光学涂层处理，该涂层基于黑色磷酸钙。之所以选择这种太阳电池板“外壳”，是因为它在暴露于强烈辐射多年后仍能保持其热光特性，同时不会脱落材料或除气，否则会有污染科学仪器的风险。此外，表面是导电的，防止静电的积累，从科学和工程的角度来看，这是必须避免的。在隔热罩的外部和其底部之间有一个间隙，热量通过该间隙向侧面辐射并远离航天器(图14)。航天器侧面的白色面板是航天器提供的有效载荷辐射器(SORA)。

十个星形支架将隔热板的顶层连接到底部。隔热板底座由5厘米厚的铝芯蜂窝支撑板组成，该支撑板由28层“低温”多层隔热材料覆盖。这种材料可以承受高达摄氏度的温度。然后，整个隔热罩通过十个1.5毫米薄的钛“叶片”固定在航天器上，以最大限度地减少通过航天器上部结构的热传递。遥感仪器安装在内部，通过隔热板中的馈通来观测太阳，大多数隔热板都有滑动门来提供额外的保护。唯一的例外是SoloHI日球层成像仪，它安装在外部，正在观测地球上方的内部日球层，其圆形视场偏离太阳中心约22.5°。图15显示了飞船的后部。太阳电池阵列的背面覆盖了导电箔，以避免静电充电，并增加了许多污染保护挡板，例如在仪器吊杆的末端，以确保敏感的仪器免受任何推力器羽流污染物的影响。航天器机身背面的中心环是运载火箭的适配器。

太阳轨道器的科学仪器由欧空局成员国、美国航天局和欧空局提供。他们在飞船上的位置如图16所示。一些仪器由几个传感器和望远镜组成，如下节所述。

高能粒子探测器；（EDP;PI:J.Rodriguez-Pacheco；Rodríguez-Pacheco等人，年，图17)是一个仪器套件，包括不同的传感器，测量能量范围从几keV/n到相对论电子和高能离子的超热离子和高能粒子的属性。这些测量是在部分重叠的能量范围内进行的，包括几千电子伏到兆电子伏/牛顿(见表2)，有足够的时间、能量、角度和质量分辨率来实现任务的科学目标。EPD由以下单元组成:超热电子和质子传感器、电子质子望远镜、高能望远镜、超热离子摄谱仪和仪器控制单元。EPT和HET传感器组合在两个几乎相同的传感器单元上:EPT-HET1和EPT-HET2。

磁力计(MAG；PI:T.S.Horbury；Horbury等人，a，图18)测量局地磁场。采用双传感器磁通门设计，MAG在整个任务过程中持续运行，并在其“正常”模式下记录高达16个矢量/秒。平均每天记录大约一个小时的64矢量/秒的突发模式，甚至更高。磁强计的精度约为5pT，它足够灵敏，可以记录从与太阳自转相关的最大尺度到几十公里处质子回旋尺度以下的磁波动。MAG有助于实现飞行任务的所有关键科学目标，并描述了内太阳层磁场的大规模结构；太阳和行星际空间之间的磁连通性；动态等离子体过程，如激波和重联；以及加热和加速太阳风的湍流和波动。

射电和等离子波仪器(RPW；PI:M.Maksimovic；Maksimovic等人，a，图19)测量磁场和电场、等离子体波谱和极化特性、航天器漂浮电势和在行星际介质中产生的太阳辐射。它由三个天线单元(ANTs)和一个安装在航天器吊杆上的搜索线圈磁力计(SCM)组成，天线单元部署在垂直于航天器太阳方向的平面上。

更具体地说，RPW测量从大约10Hz到几百kHz的三分量磁场波动，以完全表征该范围内的磁化等离子体波。来自三个电天线的数据被组合起来，以恢复局部等离子体电势，并产生太阳风中DC环境电场的两个分量。RPWalsoobservessolar无线电辐射高达16兆赫，偶尔在局部等离子体频率附近有相关的朗缪尔波。最后，当环境等离子体德拜长度足够时，仪器的无线电接收器检测局部准热噪声，提供局地绝对电子密度和温度的精确测量。

太阳风分析器仪器套件（SWA;PI:C.J.Owen;Owen等人(，图20)由三个传感器组成——电子分析仪系统(SWA/EAS)、质子和α粒子传感器(SWA/PAS)、重离子传感器(SWA/HIS)和中央数据处理单元(SWA/DPU)。在它们之间，传感器充分表征了0.28至1个天文单位之间太阳风等离子体的主要成分。SWA提供太阳风电子、质子和α粒子群的三维速度分布函数的高节奏测量，以及丰富的重离子如O6+和离子电荷态如Fe9+和Fe10+。

SWA/EAS是一个双头、顶帽静电分析器系统，用于测量能量低于5千电子伏的太阳风电子。通过部署孔径偏转系统，每个头可以采样90°×°的视场。通过将双传感器单元安装在延伸到航天器及其隔热罩阴影中的4米吊杆的末端，视野堵塞和航天器相关干扰的影响被最小化。

SWA/PAS由安装在航天器前角的单个静电分析器头和电子盒组成，隔热板上有一个切口，允许来自近太阳方向的离子进入传感器孔径。SWA/PAS系统部署了一组孔径偏转板，它们将离子引导到传感器检测系统中，同时允许阳光直接穿过孔径和传感器结构，并从仪器后部离开，而不会照射到结构的任何部分。总的来说，传感器能够以正常模式下每秒一次的节奏提供到达离子的原始速度分布函数的完整3D采样，覆盖32个能量仓(0.2-20keV/q)×9个仰角仓(距太阳方向22.5°)×11个方位角仓(-24至+42°)。

SWA/HIS安装在航天器的第二个前角，隔热板上有一个切口，允许来自近太阳方向的离子进入其孔径。SWA/HIS系统使用与上述SWA/PAS类似的静电分析器/孔径偏转系统设计。这允许使用飞行时间方法从太阳风和超热能范围内期望的窄能量-电荷范围中选择重离子。SWA/HIS电子设备提供与每个进入离子相关的信号分析，以确定其质量(3He-56Fe)、能量(0.5-60keV/q)、电荷状态以及在正常模式下s(氦为30s)采样周期内的到达方向和返回结果。

SWA/DPU是套件的“心脏”，是与航天器的主要软件自动化连接，为套件提供数据和命令接口，并为SWA/EAS和SWA/PAS提供电源输入(SAW/HIS具有直接电源连接)。

遥感仪器通过一套望远镜，提供了太阳和日球层环境的全球视图。这些仪器中的一些被精确地对准，使得它们能够以非常高的分辨率以(17角分)的公共视野观测太阳上的特定区域。

极紫外成像仪(EUI；PI:P.Rochus(开发阶段)，D.Berghmans(运行阶段)；Rochus等人，，图21)是一套三个互补望远镜，它们共同提供从太阳色球层到日冕的太阳大气层的图像序列。它们以非常高的分辨率进行局部成像，也可以进行全局成像:前两个望远镜，即高分辨率成像仪(HRIs)，分别以17.4纳米(HRIEUV)和.6纳米的莱曼-α线(HRILYA)为中心，以带通方式观测日面上的特征，在太阳上的每像素足迹低至(平方公里)，时间分辨率为秒级。(17平方角分)的HRI视场与SO/PHI高分辨率望远镜的视场和SPICE成像光谱仪的扫描视场相匹配，并且它们都被共同对准以进行协调观测。

全太阳成像仪(FSI)的视野达到了前所未有的3.8°,因此即使最大太阳轨道器偏离日面中心，全太日面也将始终保持在视野中。FSI有两个带通:17.4纳米的FSI带通对应于HRIEUV的17.4纳米带通，而以30.4纳米为中心的第二个FSI带通与氢的HRILYA的莱曼-α线共享相同的氦共振线。FSI旨在发挥重要的连接作用，因为它既能成像高分辨率仪器在日面上研究的特征，也能成像由Metis成像的日面外特征，这些特征进一步延伸到SoloHI视野，并最终被局地仪器观测到。

偏振和太阳地震成像仪SO/PHI;PI:S.K.Solanki;Solankietal.,图23)使用两台望远镜提供光球矢量磁场和视线速度以及连续谱强度的高分辨率和全日面图。两台望远镜都在.3纳米的强塞曼敏感费线内对光的偏振特性进行了采样。光谱分析是用可调的固体铌酸锂法布里-珀罗标准具进行的，偏振调制是用液晶可变延迟器进行的。准单色偏振测量值通过塞曼效应和多普勒效应转化为矢量磁场和视线速度。

一台高分辨率望远镜和一台全日面望远镜将光线送入仪器(在给定时间只有一台望远镜在工作)。借助相关跟踪器和主动反射镜，高分辨率图像可以稳定，防止抖动。为了降低数据速率，测量的斯托克斯参数通过求解一组偏振辐射传输微分方程在船上反演，只有太阳大气中的最终物理参数被送回地球。机载反演是在米尔恩-爱丁顿大气假设下进行的，尽管也有更简单的还原方法(详情见Solanki等人，年)。

Metis(PI:E.Antoniucci(开发阶段)，M.Romoli(运行阶段)；Antonucci等人(年，图22)是一种外部掩蔽的日冕仪，在可见光(-纳米带通)中对日冕进行宽带和线性偏振成像，同时在以氢和.6纳米的莱曼α线为中心的窄光谱范围内对紫外线日冕进行成像。借助安装在望远镜焦平面前的铝/镁F2干涉滤光器，可以实现同步观测，从而将可见光反射到偏振单元和VL通道，同时选择莱曼α辐射并将其传输到增强型相机系统。Metis将以前所未有的时间和空间分辨率，在2.9°宽度的正方形视场中观测和诊断内日冕的结构和动力学，视场的内边缘从1.6°开始，从而从1.7R跨越太阳大气到9R左右(随太阳距离变化)。该仪器将绘制出天空平面上电子密度分布图和质子流出速度图。

Metis将观测太阳风中的氢质子和电子成分，目的是获得日冕区域外向速度和密度的全球地图，在该区域出流的风等离子体被加速。它将研究风是如何沿着开放的日冕磁场引导的，以便在观测的基础上准确地建立速度对磁场磁通管的非径向区域发散的依赖关系。日冕仪将追踪日冕物质抛射到9个太阳半径，并首次在任务的黄道外阶段测量它们的纵向分布。Metis将探测高达非常高频率的日冕波动(在仪器视野内部以固定偏振角拍摄的图像节奏低至1s)，利用航天器相对于太阳表面速度降低的周期来区分同向日冕不均匀性和其他现象，如湍流和波动，它们在太阳风加速中起着重要作用。

如前所述，17平方角分的SO/PHI高分辨率望远镜的视场与两个EUI高分辨率成像仪的视场和SPICE成像光谱仪的扫描视场相匹配，并且它们都被共同对准以进行协调观测。

太阳轨道器日球层成像仪（SoloHI；PI:R.A.Howard；Howard等人(，图24)通过观测由太阳发射的太阳风中的电子散射的可见光球光和围绕太阳运行的轨道上的行星际尘埃，在宽视场范围内对内部日球层进行成像。这是一个单一的白光望远镜，视角为20°半角，视场的内部界限从太阳中心延伸5°。随着太阳轨道器接近太阳，空间分辨率将相对于1天文单位的分辨率增加，绝对视场将相应减小。在近日点，SoloHI将具有与SOHOLASCO/C2日冕仪相同的有效分辨率，具有更大的视场(60R)和比后者更高的信噪比。

仪器内的挡板与隔热板的边缘相结合，减少了太阳日面散射的光，以显示太阳风电子和尘埃散射的非常微弱的光。SoloHI将直接解决前三个太阳轨道飞行器科学目标。通过观测梅蒂斯人和宇宙飞船之间的区域，索洛希将有助于确定太阳和宇宙飞船是如何连接的细节。像日冕物质抛射这样的结构将被跟踪，与背景太阳风的相互作用将被观测到。随着航天器轨道移出黄道面，SoloHI将从黄道面上方和下方的独特有利位置观测日冕物质抛射，从而能够观测太阳自转对日冕物质抛射和其他结构的纵向范围的影响。SoloHI可以高节奏地记录日球层小区域的强度，这将使我们能够确定密度波动最大的区域，指示波能沉积的位置，以及日冕可能被加热的位置。

日冕环境光谱成像(SPICE)仪器是一种在极紫外波长下工作的高分辨率光谱成像仪(SPICE联盟，图25)。它的宽波长范围涵盖了太阳大气的非常大的温度范围的紫外线辐射。通过扫描望远镜镜，它将覆盖与船上其他高分辨率仪器相当的视野。

SPICE将对太阳及其附近区域进行光谱表征，并提供关于观测到的等离子体的物理状态和元素组成的定量信息。特别是，SPICE将在研究将太阳表面和日冕与日球层联系起来的出流和喷流过程的来源区域方面发挥关键作用。SPICE对于建立遥感和局部测量之间的联系特别重要，因为它能够独特地远程表征源区的等离子体特性，这可以直接与SWA仪器套件进行的局地测量进行比较。

成像x光仪器的分光仪/望远镜(STIX；PI:S.Krucker，Switzerland；Krucker等人(年，图26)是一台硬X射线成像光谱仪，工作于~4-keV，光谱分辨率为1keV。STIX在32个粗像素化CdTe探测器前使用一组钨栅格(间距从0.到1mm)应用间接双栅格傅里叶成像技术，给出7到角秒的角度尺度信息(作为比较，RHESSI的空间分辨率达到2.3角秒；Hurford等人，年)。通过这些诊断，STIX观测提供了最热(≥10MK)耀斑源的定量测量，同时量化了耀斑加速非热电子的位置、光谱和能量含量。

该航天器是在弹道轨道上发射的，将与埃努斯五号和地球五号的行星伽马射线相结合。该轨迹基于一个短的“EVVEV”巡航剖面(图27)，航天器已于年2月离开地球，随后是两个VenusGAMs，一个地球GAM，另一个VenusGAM(SánchezPérezVarga，年)。

航天器和仪器的近地试运行随着年6月的飞行任务试运行结果审查而成功结束，此后，巡航阶段开始。在巡航期间，除了与名义任务阶段(NMP)相比地面站通过次数减少之外，现场仪器名义上在运行，而遥感仪器仅在预先计划的一组检查窗口期间运行。年6月15日的第一次近日点发生在0.51AU的距离。在年12月和年8月的两次金星伽马射线之后，年11月的一次地球伽马射线将把航天器注入近日点为0.32AU的日心科学轨道。这将标志着NMP的开始。金星将在年9月遇到第三颗金星GAM(V3)的入站，相对于金星轨道开始一系列5:4、4:3、3:2、3:2和3:2的共振轨道。这些比率决定了太阳轨道飞行器在任务寿命期间的不同轨道周期，分别为、和天。图28显示了日心纬度和距离与时间的关系。选择这个序列主要是因为它具有出色的数据下行链路特性，这种特性必须与更快地达到高太阳倾角进行权衡。

太阳轨道飞行器的科学有效载荷包括遥感和局地仪器。自巡航阶段开始以来，现场仪器已开始连续运行。作为基线，整套仪器将在每个轨道期间的三个为期十天的窗口(遥感窗口)内运行，名义上以最近的进近为中心，并处于最低和最高太阳纬度。这一概念是由遥测技术中的整体限制驱动的。然而，从名义运行阶段开始，我们设想在整个轨道上以天气模式运行遥感仪器的一个子集，以改进对重大太阳爆发的观测统计，并进一步支持与太阳轨道器上的现场仪器以及帕克太阳探测器等其他任务的合作科学研究。图30提供了在NMP和EMP期间使用的六个共振轨道的以太阳为中心的表示，包括第二个地球-Venus腿。该图显示了到太阳赤道面的垂直距离(投影到+Z轴上，该轴从太阳中心指向太阳北极的方向)，作为在该(X–Y)平面上到太阳的径向距离的函数。在这张图中，航天器沿顺时针方向追踪轨道。太阳的橙色直线代表太阳纬度不变的点，而灰色圆圈代表太阳距离不变的点。0.28AU的最小近日点约束用黑色突出显示。该图有助于快速确定近日点的位置以及将用于遥感窗口的最小和最大太阳纬度点。灰色十字表示用于金星伽马射线的弹道修正机动。

Sanchez等人描述了该任务的科学操作方法。).鉴于该任务的轨道特征将随着时间的推移而变化，单个轨道将专门用于特定的科学问题。这在任务级科学活动计划中有详细说明(SAP，Zouganelis等人，年)。

协调一致的观测将是太阳电池板科学成功的关键。Walsh等人(年)更详细地描述了局地仪器的协调，Auchère等人(年)更详细地描述了遥感仪器的协调。Velli等人(年)描述了太阳轨道飞行器、帕克太阳探测器任务和其他空间和地面观测站之间的协调。

理解太阳和日球层之间的耦合对于理解太阳系是如何工作的以及太阳活动是如何驱动的至关重要。为了解决这个问题以及太阳和日球层物理的其他基本问题，太阳轨道飞行器将把离太阳近0.28天文单位的局地测量与太阳的同时高分辨率成像和光谱观测结合起来。这些将在黄道面内外获得，太阳轨道飞行器将是有史以来第一个对太阳极区进行遥感观测的任务。同一个航天器上的局地和遥感仪器的结合，加上新的内日球层视角，使太阳轨道飞行器区别于以往和当前的所有任务。除了独立提供开创性的科学，太阳轨道飞行器还与美国宇航局的帕克太阳探测器任务以及其他天基和地基天文台有着重要的协同作用。从所有这些角度进行协调一致的观测将大大有助于增进我们对太阳及其环境的了解。