激波是宇宙中一種常見且基本的物理現象。在太陽系中，太陽風暴驅動的激波（CME-driven shock）可產生持久的太陽高能粒子事件和射電暴，行星的舷/弓激波（Bow shock）可改變太陽風粒子和磁場狀態，日球層終止激波（Termination shock）能夠加速新生離子產生異常宇宙射線。在天體物理中，超新星遺跡驅動的激波（Supernova remnant shock）能夠產生銀河宇宙射線（GCR）。近期，中國科學院國家空間科學中心空間天氣學重點實驗室研究員劉潁團隊通過分析多衛星高分辨率數據，給出激波所固有的基本特性——激波再形成（shock self-reformation）的明確證據。

在20世紀80年代，基于早期的超算集群模擬，一些科學家提出在無碰撞等離子體中，較高馬赫數激波（Supercritical shock）反射一部分上游入流離子，這些回旋反射的離子能夠促使形成新的激波面，新的激波面生長成熟后，其能夠取代老的激波面并反射上游離子，這個過程周而復始，稱為激波再形成（shock self-reformation），是激波的一個基本物理特性。研究激波面再形成，有利于揭示無碰撞激波微觀結構本身、了解能量耗散過程和理解高能粒子的加速機制。

目前，觀測激波再形成大多是基于磁場變化，缺乏粒子證據。此前粒子探測數據時間分辨率低，這使學界尚不明確激波再形成的特性。激波再形成的確鑿觀測證據是個難題，其主要原因是觀測需同時滿足以下條件：（1）必須是多點衛星觀測；（2）適當的衛星間距和相對位置，至少有兩顆衛星沿激波法向分開一定距離，先后觀測到的激波能夠鑒別出演化過程又落在同一個再形成周期里邊為最佳；同時，沿激波面方向也需至少兩顆衛星以排除激波漣漪的影響；（3）穿越過程中對帶電粒子速度分布函數的高分辨率、高質量、連續的觀測。最近，國際上發射磁層多尺度星簇計劃（Magnetospheric Multiscale Mission，簡稱MMS），4顆衛星位形及間距合適，能夠以150毫秒和30毫秒的分辨率測量離子和電子的三維速度分布函數，為研究激波再形成過程提供機會。

研究團隊副研究員楊忠煒基于MMS衛星的激波觀測數據，利用磁場和等離子體探測器（Fast Plasma Investigation，簡稱FPI）的就地測量，首次觀測到地球舷激波的完整再形成證據，從粒子動理學特性揭示再形成機制。研究發現，2016年1月11日，MMS穿越激波時，在激波法向的衛星間距分別在10~30千米（圖1），MMS1和MMS2先后穿越的激波面的時間正好落在同一個再形成周期（約2.7秒）內。如圖2（e）所示，MMS1首先觀測到老的激波面正在強烈的反射太陽風離子，此時激波面處在再形成中陡峭而強烈（峰值接近60 nT）的時刻；MMS2觀測到新老激波面此消彼長的過程，此時老的激波面減弱到40 nT左右，激波腳（foot）正在成長為新的激波面。根據理論，此時的新激波面不足以反射太陽風離子，它們能夠直接穿過新激波面，直到遇見尚未消亡的老激波面才開始反射，這在圖2（a）-（d）中得到證實。此外，MMS2還觀測到被老激波面反射的離子在源源不斷地往上游方向回旋，因此，在新的激波面處能夠同時觀測到入射的太陽風冷流和反射離子兩種成分，而且兩者在速度空間沒有銜接，說明反射離子源自別處（連續的速度分布函數證明其源自老激波面處，如圖3、圖4）。上述觀測結果與數值模擬的預言相吻合。

上述結果是首次完整的在離子回旋時間尺度上給出激波再形成過程中的電磁場演化和粒子動理學特性的直接觀測證據。研究表明，再形成這個非穩態特性能夠讓激波面厚度、強度、電磁場位形發生劇烈變化，并且存在豐富的粒子動理學過程。以往理論研究表明，激波對粒子的加速機制（如激波沖浪加速機制等）依賴激波面的厚度和電磁場精細結構，而激波中的能量耗散與熵增過程取決于粒子速度分布函數的演化。因此，激波再形成被認為是無碰撞激波中決定能量耗散和粒子加速關鍵的基本物理過程之一。

相關研究成果以MMS direct observations of kinetic-scale shock self-reformation為題，發表在The Astrophysical Journal Letters上。

圖1.MMS星簇在穿越地球舷激波時的衛星間距和相對位置

圖2.MMS2（a-d）和MMS1（e）觀測到激波再形成中不同時刻的動理學特性。新老激波面交替時，入射太陽風離子(標記為“I”)與反射離子（標記為“R”）形成了相空間渦旋（d中用虛線橢圓標出）。“RP”指離子反射點

圖3.MMS2觀測到的激波再形成中不同位置的離子速度分布函數特性

圖4.MMS2從激波上游到下游連續觀測到的離子速度分布函數三維可視化（150毫秒分辨率），包括激波再形成中的關鍵結構-相空間渦旋