本文作者：天疆说

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引言

地月空间环境（Cislunar Space Environment）特指地球与月球之间的三维空间区域，这一过渡带不仅连接着人类的家园与地外天体，更构成了未来深空探索的关键门户。作为地球磁层、太阳风、行星际介质与月球表面相互作用的复杂交汇区，地月空间呈现出独特的物理特性、动力学行为和辐射环境特征。

随着各国月球探测计划的持续推进和地月空间基础设施的逐步建设，深入理解这一区域的环境特性已成为保障航天器安全运行、优化任务设计、保护航天员健康的核心前提。从太阳风粒子流到地球磁尾结构，从宇宙线辐射到月球磁异常，地月空间环境的复杂性远超传统近地轨道，对航天工程技术提出了全新挑战。

本文系统梳理地月空间环境的关键要素，重点分析粒子辐射环境、多体摄动环境等核心特征，探讨其对航天任务的潜在影响，旨在为未来地月空间任务规划、月球基地选址、航天器防护设计提供科学依据和技术参考。

图：地月空间环境示意图

粒子辐射环境

地月空间包括质子、重离子、电子等带电粒子及中子、X射线、伽马射线等中性粒子/射线。高能粒子辐射是日地空间环境中最为重要、也是危害性最大的要素之一，过量辐射会引起对航天器舱体及其元器件的充放电效应、单粒子事件等，导致电子器件上数据的丢失、器件性能的降低，使得空间设备异常、服务中断、材料加速老化、卫星飞行器寿命缩短、卫星元器件损毁[4]。同时，地月空间天气变化会影响电离层的电子密度，由于无线电波的传播取决于波所通过的介质，电离层的不均匀性会严重扰乱和削弱星地之间的传输信号质量，从而影响无线电通信和全球定位导航系统。此外，来自高能粒子的辐射剂量超出地面人体安全最低标准的数千至数万倍，过量辐射会危害空间中和月表上航天员的健康与生命安全，可能造成的健康危害包括癌症、白内障、急性辐射病、遗传效应以及对中枢神经系统的损伤等，因此对高能粒子的辐射监测在科学研究和空间天气应用与空间灾害防控方面非常重要[1,2]。同时，宇宙线、太阳风和地球风与月表作用可以生成次级粒子和水等物质，影响着月球环境，且月表物质保存了空间环境较为完整的信息和演化历史，对研究地月系统及太阳系其他天体（乃至系外行星）的宜居性与演化，也具有重要的科学价值[3]。

地月空间中能到达月表附近的主要能量粒子来源如下表所示。带电粒子除了来自宇宙线、太阳风、地球风之外，还包括了它们与月壤相互作用后产生的次级粒子。中性粒子包括GCR/SEP等与月表作用产生的中子和$\gamma$射线等，同时还有SEP期间直接来自太阳的爆发性中子。以上粒子与月表物质相互作用，能够产生能量中性原子、纳米铁、水、赤铁矿等，改变月表物质成分，并反过来又对月球空间粒子辐射环境产生一定的影响。

表：地月空间中能到达月表附近的辐射粒子来源

宇宙线

宇宙线包括银河宇宙线及源自日球层边界的异常宇宙线。银河宇宙线（Galactic Cosmic Ray, GCR）是由能量极高、通量较低的粒子/射线组成，在行星际空间中的初级银河宇宙线能谱覆盖了从1~10^14 MeV的能量范围[5]。银河宇宙线不同组成成分的能谱相似，相同能量的粒子中质子通量最高（可达87%），He离子通量次之（~12%），且都比重离子的通量高几个量级[6-8]。星际中性粒子向内日球层运动的过程中被电离或者发生电荷交换，被太阳风所携带的磁场捕获，形成拾起粒子（pickup ions），然后它们被太阳风携带着向外运动，在日球层边界区域中被加速到高能（粒子的动能从几~100 MeV/nuc），这些被加速的粒子就是所谓的异常宇宙线[9]。在日球层边界被加速的一部分粒子可到达内日球层，这些异常宇宙线粒子特性与银河宇宙线有明显差异，能谱如图2所示。目前，异常宇宙线的加速和输运过程仍存在争议[10]。

宇宙线持续存在于空间中，通量随时间变化的特性受太阳活动调制，有明显的随太阳活动的周期性变化（22年、11年、27天等）[11,12]和非周期性变化（如磁云或行星际日冕物质抛射ICME造成的福布斯下降）[13,14]。其中，11年变化最为显著，即在太阳活动极大年时，银河宇宙线的通量达到最小值，在太阳活动极小年时，通量达到最大值[15]。

参考文献

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太阳风、太阳能量粒子事件

太阳风（solar wind）是指从太阳高层大气喷发出的超声速等离子体带电粒子流。其成分主要包括质子、氦离子和电子（Bame, 1972; Gloeckler et al., 1995）。太阳风等离子体基本沿径向向外流动（Parker, 1958）。观测表明，太阳风到达地球位置时典型速度大约是 400 km·s⁻¹（Hundhausen, 1972; Wolfe, 1972）。相比于银河宇宙线，太阳风粒子平均能量在 1 keV 附近，能谱较窄，但通量很高，如图 2 所示。

太阳能量粒子 (Solar Energetic Particle, SEP) 是由太阳耀斑或日冕物质抛射驱动的激波加速而来的高能粒子流 (Reames, 1999)。太阳能量粒子事件是能量粒子的通量突然增强的事件，主要包括 3 种类型：与太阳耀斑爆发相关联的脉冲型事件，持续时间通常只有短短数小时，强度较弱且电子含量相对较高；与日冕物质抛射所驱动的激波扩散加速过程相关联的缓变型事件，持续时间长达 2 天且主要由质子组成；同时具有缓变型和脉冲型事件特征的混合型事件 (Cane et al., 1986; Reames, 1999; Kallenrode, 2003)。此外，SEP 发生期间也可以产生高能的中子，能量可高达千兆电子伏特 (GeV) (Murphy et al., 2007; 于晓霞等, 2008)。

参考文献

待整理...

地球风

太阳风流经地球的时候，和地磁场相互作用，在地球周围形成一个磁保护伞，叫做磁层。从地球电离层/高层大气逃逸并进入磁层的氧离子、氢离子等粒子，加上以各种方式（Dungey, 1961; Rosenbauer et al., 1975; Paschmann et al., 1976; Russell and Elphic, 1978; Haerendel and Paschmann, 1982; Farrugia et al., 1987; Liu and Hu, 1988; Pu et al., 1990; Woch and Lundin, 1991; Song and Russell, 1992; Nykyri and Otto, 2001; Lundin et al., 2003; Hasegawa et al., 2004; Zhou et al., 2007; Shi et al., 2013）进入磁层的部分太阳风粒子，共同构成了能够到达月球的地球磁层粒子，即“地球风”，其特性与太阳风粒子截然不同。因地球风主要来源是进入磁层的太阳风粒子和地球电离层/高层大气上行到磁层的粒子，它既包含带电粒子（H⁺、O⁺、NO⁺、N⁺、O₂⁺等，已在月球附近被观测到（Poppe et al., 2016）），又包括中性粒子（地球大气层的中性粒子也可以到达月球轨道（Baliukin et al., 2019））。早期文献中定义的“地球风”（Earth wind）一词（如 Ozima et al., 2005）主要是指磁层中只来自于地球高层大气的粒子流，然而磁层中的粒子还包含了来自太阳风进入的粒子，这些进入粒子经过一系列的加速和减速过程后，多数情况已经很难从来自地球大气的粒子中区别出来，因此我们给出了上述两种来源的地球风的“广义”定义（Wang et al., 2017, 2018, 2021a）。表2给出了太阳风和地球风中带电粒子的区别，可见不论在成分、能量还是数量上，地球风和太阳风都有明显不同：在成分上，太阳风中氢离子约占95%，He⁺⁺约占4%，另外还有少量的Fe等重离子；而地球风包含H⁺、O⁺、NO⁺、N⁺、O₂⁺等离子，它们的相对比例随地磁活动动态变化，在平静期以H⁺为主，而磁暴期间O⁺大比例增加（Fu et al., 2001; Yue et al., 2018, 2019）。通常来看，太阳风的示踪离子为He⁺⁺，而地球风的示踪粒子为O⁺。在磁暴/亚暴发生后，在月球轨道的远磁尾可观测到尾向流动的地球风高能氧离子通量明显增强的事件，这些镶嵌在磁岛里的高能氧离子具有能量高（通量最高的能量为250 keV，图3a）、速度高（> ~1000 km·s⁻¹）且各向异性强等特点（Zong, 1999）。地球磁尾观测卫星（Geotail）的统计结果如图3b所示，氧离子事件发生率具有很强的晨昏不对称性，在昏侧的发生率较高，沿GSE-Z轴分布也存在不对称性，且发生率随Kp指数的增加而显著增加（Fu and Zong, 2006）。

从数密度上分析,太 阳 风 通 常 为 (1~ 几 十 个)/ cm-3,而地球风 大 概 为 (0.1~ 几 个 )/cm-3,然 而 目 前测量手段所限,地 球 风 中 低 能 粒 子 的 密 度 可 能 比 预 计 的 更 高(Engwalletal.,2009),这 是 因 为 从 地 球大气层和电离层向上逃逸进入磁层的粒子绝大 部 分 能 量 很 低 ,它 们 易 被 阳 光 照 射 卫 星 产 生 的 电 势 阻 挡 而 无 法 进 入 仪 器 (Erikssonetal.,2006; Pedersenetal.,2008).通 常 情 况 下 ,位 于 尾 瓣 中 的 卫 星 电 势 大 约 是 20 V(对 应 于 可 探 测 到 的 低 能 粒 子 能量下限大 约 是 20eV)(Liemohn,2005;Engwall etal.,2009),导致在磁尾中对于<50eV 的低能粒 子探测很少.Engwall等(2009)利用 Cluster卫星对低 能(<60eV)的粒子研究发现,从电离层和大气层 逃 逸进入磁层的 质 子 数 在 1026 个/s,且 低 能 粒 子 数 量 占主导(比 Polar卫星探测到的15~33keV 的较高 能 的 粒 子 数 高 两 个 量 级 ).图4给 出 了 利 用2011年9月—2015 年 9 月 ARTEMIS 卫 星 静 电 分 析 仪 在 月球轨道附近测量的离子数据得到的太阳风和地球 风平均能谱(a为低 能 部 分 的 能 谱,b 为 高 能 部 分 的 能谱),可以看到,太阳风离 子 能 谱 较 窄,地球风的离 子能谱则较宽,从图4a可见在325~430eV之 间 太 阳 风和地球风的通量存 在 交 点;从 图 4b 可 以 看 出,在 2.5~4keV 之间太阳风和地球风的通量有交点.

虽然月球只有约四分之一的时间在地球磁层内，但地球风对月球的影响不可忽略，并且当月球位于不同的磁层区域（尾瓣、等离子体片边界层、等离子体片）时，地球风对月球空间环境的影响也不一样。研究表明，经太阳光电离后的地球高层大气中的氧离子会束缚在磁岛里，从而被磁岛经地球磁层携带至月球附近（Zong et al., 1997）。Seki等（2001）论证了4条路径对氧离子逃逸的贡献，其中2条通过磁尾以每秒3×10²⁴个离子的速率逃逸（见图5），依此估算，在过去3亿年间，地球的氧离子通过磁层损失了18%。Kistler等（2010）利用STEREO卫星的观测数据表明，在地球磁尾200个地球半径（约地月距离的3倍）以外，还有来自地球电离层的氧离子。Engwall等（2009）利用Cluster卫星探测发现，在磁层尾瓣中的氧离子通量可能比Seki等（2001）的估计还要高数倍。Ozima等（2008）提出，月球约有10%（根据不同的太阳风条件，这一比例可能更高，如约25%）的时间经过磁尾，在此期间逃逸的地球风粒子（Zong et al., 1997; Zong et al., 1998）可能会到达月球表面，从而影响月球的表面成分。Ozima等（2008）研究指出月表惰性气体成分与地球相似。日本Kaguya卫星的观测表明，当月球位于等离子体片时观测到来自地球的“生物性”氧离子，证实了地球风可以到达月球表面（Terada et al., 2017）。Wei等（2014）发现地球磁场倒转期间，氧逃逸率上升3~4个数量级，这时可能会有更多的氧到达月球表面。

图：磁层内的氧离子的4条逃逸路径

近月空间粒子辐射环境

在月球公转周期的约四分之三时间内，太阳风中的质子、电子以及高能粒子直接轰击表面月壤，在向阳面仅有0.1%~1%的太阳风氢离子以质子形式被反向散射（Saito et al., 2008; Wang et al., 2010），另有10%~20%的太阳风氢离子以能量中性原子形式被散射（Wieser et al., 2009），剩余的大部分氢离子注入月表被吸收并与月壤矿物结合生成水（OH/H₂O）（Li and Milliken, 2017），同时太阳风还可从月表物质中溅射出重离子（Tanaka et al., 2009; Yokota et al., 2009）。由于月球的电导率极低，太阳风磁场可以几乎毫无障碍地穿过月球，从而在月球背阳面形成一个几乎仅有磁场的等离子体空腔，即月球尾迹（Lyon et al., 1967），向后可延伸至25个月球半径（Clack et al., 2004）。此外，月表在接收和发射各种带电粒子过程中也会带电，并且由于德拜屏蔽作用，形成靠近月表的等离子体鞘（Stubb et al., 2014）。

尽管月球现在无全球磁场，但月壳存在许多局部的弱剩磁（Dyal et al., 1974; Ness et al., 1967），这些小规模的磁场区域称为磁异常。这些磁异常尺度范围从不到 1 km 到几百千米，表面场强从几纳特到 1000 nT 不等，随着高度的增加而迅速下降，最大到约 30 km 时为几十纳特，约 100 km 时几纳特（Dyal et al., 1974; Hood and Schubert, 1980; Mitchell et al., 2008; Purucker, 2008; Halekas et al., 2011）。一些强的磁异常可以阻碍和偏转太阳风，从而降低到达月表的太阳风通量，形成一个类似于地球磁层一样的局部保护结构，称作“迷你磁层”或微磁层（Kurata et al., 2005）。卫星观测表明，磁异常区的太阳风离子反射率会增加，在最强的磁异常区上空，甚至可以达到 50%（如下图）（Saito et al., 2010; Lu et al., 2011），月面能量中性原子通量会下降（Wieser et al., 2010），并会出现类似激波一样的压缩结构（Halekas et al., 2006）。同时，磁异常区还能看到水含量的降低（Li and Garrick-Bethell, 2019）以及神秘漩涡结构（lunar swirl，如 Denevi et al., 2016）。这些现象都说明了磁异常空间带电粒子的遮挡作用。国际上有人提出把月球基地建设在磁异常区中或者附近，可对航天员和设备起到一定的保护作用（Futaana et al., 2013）。利用最新的嫦娥四号中性原子探测数据，Xie 等（2021）得到月球背景最强磁异常区对太阳风的平均遮挡效率约为 50%。Wang 等（2021b）进一步分析嫦娥四号数据发现微磁层可造成太阳风的减速，减速率为 12%~18%，对应的静电势为 50~260 V。磁异常区在反射粒子的同时，还会产生各类电磁波动（0.01 Hz 左右的超低频波、~1 Hz 的低频波、~1 kHz 的高频哨声波）（Harada et al., 2015, 2021）。研究表明，太阳风与磁异常作用可产生低频哨声波，并在月球周围形成“翅”状结构分布，也会对月球空间的辐射环境产生影响（Zhang et al., 2021）。

图：月球磁异常反射质子通量分布

在围绕地球公转的四分之一时间（包含满月阶段）内，月球会进入地球的磁保护伞——磁层（或者说磁尾，即被太阳风拉伸后的地球磁场）。磁层对高能粒子有一定的屏蔽作用，可以有效屏蔽能量低于4 MeV的太阳能量粒子（Xu et al., 2017）和一些银河宇宙线（Winglee and Harnett, 2007）；以往模拟工作（Winglee and Harnett, 2007）表明，满月期间由于磁层的保护，运行在月球轨道上的航天器和在月面上活动的航天员会相对安全。Shang等（2020）利用美国宇航局THEMIS-ARTEMIS月球轨道探测器，发现在一个行星际激波通过后太阳风大幅度转向，导致磁层在月球轨道处产生大幅度偏转：磁尾像被风吹拂的“风向袋”一样摇摆，使位于满月期间的月球直接暴露于地球磁鞘——即被加热和压缩了的太阳风之中，这时位于月表的航天员和基地设施无法受到地球磁场的有效屏蔽，增大了被高能太阳粒子辐射的风险。

尽管早在1972年就有预测提出磁层可能发生大幅度偏转现象 (Howe and Binsack, 1972)，但当时和后续研究都认为主要发生在距离地球很远的地方，如3倍地月距离处。而 Shang 等 (2020) 不仅在月球轨道上发现了激波之后太阳风转向导致磁层明显偏转的事例，还通过数值模拟揭示，只要太阳风有明显转向，即使没有行星际激波，磁层也会发生相应偏转，因此这种事例发生的频率可能高于之前预计。如果利用上游卫星（如位于日地 L1 点的监测卫星）观测提前获知太阳风偏转信息，可以在太阳高能粒子（本被磁层屏蔽的部分）因磁层的偏转到达月球前至少约30 min内预警，让航天员和敏感仪器提前规避。这一发现有望帮助改进月球空间辐射环境的动态模型，为月球上各类活动提供一个安全缓冲期。此外，太阳风的影响也会随月表环境和纬度变化，这可能影响将来长期月表基地的选址、采矿作业等活动。

除了月球磁异常区、地球磁层对各种带电粒子的屏蔽和偏转作用外，日球层的磁场和电场也影响GCR和SEP等的传播和能量的变化，其中带电粒子到达月球之前会经历日球层磁场的屏蔽、偏转甚至再加速（Forbush, 1938; Jokipii and Thomas, 1981; Kóta and Jokipii, 1991; Cane, 2000; Lario et al., 2008; Shen et al., 2008; 魏稳稳等, 2016），其中有些问题涉及粒子加速和波粒相互作用等基础科学问题。同时，这些不同尺度磁场如何影响月表辐射环境，在科学和应用上都是十分重要的课题。此外，近月空间粒子辐射与月表作用之后产生次级粒子，这些粒子辐射又反过来影响近月辐射环境。

参考文献

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多体摄动环境

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