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太陽物理学では、太陽圏ピックアップイオンは、太陽紫外線、太陽風陽子との電荷交換、または電子衝突電離のいずれかによって太陽圏内のニュートラル粒子が電離されるときに生成されます。ピックアップイオンは一般的に、単一電荷状態、0 km/s から太陽風速度の 2 倍 (~800 km/s) の範囲の典型的な速度、ニュートラルシード集団を反映した構成、および太陽圏における空間分布によって特徴付けられます。惑星間空間では、これらのイオンのニュートラルシード集団は、星間起源、月起源、彗星起源、または内部起源のいずれかになります。[ 2 ]電離直後、単一電荷イオンは磁化された太陽風プラズマによって「ピックアップ」され、その名前の由来となり、強い異方性およびトロイダル速度分布関数を発達させ、徐々に等方的な状態に変化します。[ 1 ]生成後、ピックアップイオンは太陽風とともに太陽から放射状に外側に移動します。
宇宙物理学では、ピックアップイオンは、火星、金星、水星などの外気圏が広がった惑星、イオやエンケラドゥスなどの巨大惑星の衛星、あるいは活動的な彗星の周囲に見られます。これらのピックアップイオンは天体の遥か上流で形成され、局所的なプラズマ不安定性を引き起こします。彗星では、新たに生成された低速の重イオン（主に水、酸素、二酸化炭素のイオン）が徐々に太陽風の流れに取り込まれ、衝突する高速で軽い太陽風が最終的に減速され、彗星の核の周囲に偏向されるという、質量負荷と呼ばれるプロセスが生じます。
星間ピックアップイオンは、太陽に対する相対運動の結果として25 km/sの速度で太陽圏に進入する局所星間物質（LISM）の中性成分に由来します。この中性風は徐々に電離され、星間ピックアップイオンの種粒子群として機能します。内部源ピックアップイオンは、中性粒子の内部源によって生成されます。これらのイオンの詳細な生成メカニズムについては、現在議論中です。[ 3 ]
太陽は局所的な星間物質 に対して約25 km/sの速度で移動しているため、星間原子は惑星間磁場によって偏向されることなく太陽圏に入ることができます。太陽圏内に中性星間粒子が存在することは、1970年に初めて予測されました。[ 4 ]それらが太陽圏の外縁、いわゆるヘリオポーズから地球の軌道まで旅をするのに30年以上かかります。その間、星間原子は電離プロセスによって徐々に減少し、1 AUでの密度は星間物質に比べて著しく低くなります。[ 5 ]原子はさまざまな電離プロセスに対して異なる感度を持っているため、1 AUでの星間原子の組成は、太陽圏の端や局所的な星間物質の組成とは大きく異なります。ヘリウム原子は他の星間物質に比べて第一イオン化ポテンシャルが非常に高いため、太陽紫外線によるイオン化損失の影響を受けにくい。これが、He +が 1 AU で最も豊富な星間ピックアップイオンである理由でもある（次いで H +、O +、Ne +、N +が続く）。また、He + は 1984 年に AMPTE 宇宙船の SULEICA 装置で最初に検出されたピックアップイオンでもある。[ 6 ]その後、数年後にユリシーズ宇宙船の SWICS 装置でH +、O +、Ne +、N + が検出された。[ 7 ]
地球近傍での星間ピックアップイオンの観測により、局所星間物質のガス力学を調査することが可能になります。これは、光学観測や星間中性ガスの直接測定によって遠隔的に推測することしかできません。観測されたピックアップイオンフラックスの空間パターンから、太陽に対する局所星間物質の相対速度、温度、密度を推測できます。特に、ピックアップイオン集束コーンは、星間中性原子（He +および Ne +）の速度ベクトルと一致する星間ピックアップイオンの増強であり、太陽の重力引力によって形成され、局所星間物質の流入方向を推測するために使用できます。[ 8 ]集束コーンとは反対に、いわゆる太陽の上流側では、第一イオン化ポテンシャルが低い原子（H +、O +、N + ）に対して、三日月形の増強されたピックアップイオンフラックスが生成されます。