月球代表的是一類無氣體天體，早期人們認為月球的空間環境相對比較簡單，來自太陽的太陽風可以毫無障礙地轟擊向陽面月表，并在背陽面留下一個低密度、低壓強的月球尾跡。然而，最近探測結果表明月球雖然沒有全球性的偶極場，但是有廣泛分布的月殼剩磁，稱作磁異常。一些磁異常的強度可達上百 nT，它們可以造成太陽風減速和偏轉，從而降低達到月面的太陽風通量，換句話說就是保護了月面。這種磁場保護結構在一定程度上類似于地球磁層，由于尺度小，人們稱之為微磁層。微磁層代表了太陽系中最小的磁層結構，它的研究有助于人們理解太陽風與小尺度磁場的相互作用。此外，微磁層也可為月面探測活動提供相對安全的空間環境，對我國未來月球科研站的建立具有重要意義。

嚴格來講，微磁層應包含激波、磁鞘區以及中心密度空腔結構。但比較奇怪的是，目前所有有關月球微磁層的觀測都只看到密度和磁場的增強，并沒有看到所謂的中心密度空腔。這些觀測似乎只看到激波或磁鞘區，而沒有看到微磁層內部。還有一種可能就是月球微磁層可能并不能完全形成，即根本就沒有密度空腔。另外，以往所有觀測都只是單點觀測，微磁層的全局圖像是怎樣的仍不清楚。總的來說，微磁層是如何形成以及微磁層的大尺度結構是怎樣的都有待更多觀測數據來揭曉答案。

嫦娥四號是人類首個著陸在月球背面的探測器，其著陸點剛好位于月球最大磁異常區—雨海對趾區的東部邊緣，這為在月面就位探測微磁層提供了良好機會。利用嫦娥四號巡視器搭載的中性原子探測儀（ASAN）數據，中國科學院國家空間中心太陽活動與空間天氣重點實驗室的謝良海副研究員、李磊研究員和張愛兵研究員等人已經發現，微磁層的形成與離子慣性長度相關，即離子慣性長度越小，則越有利于微磁層形成，相應的遮擋效率也越高。最近，謝等人又利用 ASAN 數據找到了一次難得的事件，事件中太陽風離子慣性長度只有 50 公里左右（低于 98% 以上的太陽風），理論上最有利于形成微磁層。同時，美國 ARTEMIS 兩顆衛星剛好一顆（P1）位于磁異常上游，另一顆（P2）位于磁異常下游，再結合位于月面磁異常附近的 ASAN 數據，可實現微磁層的首次多點觀測（如圖 1）。借助該多點觀測，研究人員不僅有望揭曉微磁層的全局圖像，同時也有望利用 ASAN 數據來檢驗微磁層內部是否存在密度空腔。

圖 1 嫦娥四號聯合 ARTEMIS 兩顆衛星首次實現微磁層的多點觀測

通過分析數據研究人員發現，ARTEMIS 衛星在磁異常下游看到了明顯的激波結構，這與離子慣性長度小有利于形成微磁層的預期一致。然而，通過分析 ASAN 數據，謝等人發現大約有 2/3 的太陽風被磁異常擋住了，但仍然有 1/3 的太陽風穿過了磁異常并達到月面。此外，在穿越磁異常的過程中太陽風的能量從 492eV 降到了 325eV（圖 2）。這些結果表明，即使在最有利于形成微磁層的情況下，磁異常仍然不能完全屏蔽太陽風（穿透率 1/3），并且太陽風的速度也沒有降到 0。因此，所謂的中心密度空腔區是不存在的，磁異常對太陽風的主要作用是偏轉和減速，從而造成月面法向太陽風通量降低，在一定程度上保護了月面。

圖 2 嫦娥四號 ASAN 探測器看到的 ENA 能譜，其中 Case1 位于磁異常下游，Case2 和 Case3 位于磁異常上游，用于分析磁異常對太陽風的減速和偏轉作用

基于以上觀測證據，研究人員提出了太陽風與磁異常相互作用的新圖像。如圖 3 所示，磁異常區包含多個分離的小尺度（特征寬度為幾十公里）子磁場結構，單個子磁場對太陽風只能造成微弱的偏轉和減速作用，相應的會產生磁聲波和壓縮區，但并不能形成激波。多個子磁場結構的共同作用會讓太陽風偏轉得越來越明顯，最終可以平行月面甚至反向朝上流動。這些子磁場結構帶來的壓縮區會相互疊加形成類似于邊界層一樣的結構。此外，反向朝上的流動與高超聲速的來流相互作用，最終在磁異常下游形成尾激波結構（Trailing shock）。

圖 3 太陽風與月面磁異常相互作用示意圖

這些研究結果表明，所謂的月球微磁層不同于一般意義上的磁層，在它的中心磁場區并沒有密度空腔，而只有太陽風偏轉帶來的邊界層。另外，在磁異常上游也可能沒有分離的弓激波，而只有下游的尾激波。這些大大提高了人們對于太陽風與月球磁異常相互作用的認識，為后續進一步研究月球微磁層以及實施相關探測任務奠定了基礎。該項研究成果發表于國際著名期刊 The Astrophysical Journal Letters。