• ISSN 2096-8957
  • CN 10-1702/P

巨行星空间环境研究进展

尧中华 郭瑞龙 袁憧憬 潘东晓 许严

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巨行星空间环境研究进展

Recent advances in giant planetary space environments

    Corresponding author: Yao Zhonghua, z.yao@mail.iggcas.ac.cn ;
  • CLC number: P353

  • 摘要: 太阳系八大行星分为类地行星和巨行星,巨行星不仅体积和质量大,其磁场也相对更强. 土星的磁矩大约是地球的600倍,而木星的磁矩则有地球的20 000倍之大. 土星和木星巨大的磁矩也让其拥有比地球大很多的巨型磁层空间. 等离子体在巨行星的磁层空间中受到强大的电磁力而产生复杂的加速和输运过程,持续产生空间能量物质扰动. 本文将回顾巨行星磁层空间的能量物质循环基本图像、辐射带高能物理过程、磁层电离层耦合过程以及巨行星磁层空间的关键基本等离子体物理过程,尤其结合中国学者在这一领域的最新研究进展进行介绍.
  • 图 1  低频波动在(a)XKSM-YKSM和(b)XKSM-ZKSM平面分布情况,以及(c)低频波动功率谱密度随地方时的分布. 其中,洋红色曲线为A06模型给出的可能的磁层顶位置(假设太阳风动压为0.009 06 nPa),两条黑色曲线给出了磁层顶位置误差范围(修改自Pan et al., 2021a

    Figure 1.  The distribution of low frequency fluctuation in (a) XKSM-YKSM and (b) XKSM-ZKSM plane, and (c) the distribution of low frequency fluctuation power spectral density with local time. Among them, the magenta curve is the possible position of the magnetopause given by the A06 model (assuming that the solar wind dynamic pressure is 0.00906 nPa), and two black curves give the error range of the magnetopause position (modified from Pan et al., 2021a)

    图 2  木星极光功率与不同周期阿尔芬波动强度的关系(a)1~20 min波动,(b)20~40 min波动,(c)40~60 min波动,(d)1~60 min波动(修改自Pan et al., 2021b

    Figure 2.  The relation between the power of the aurora of Jupiter and the intensity of Alfven waves in different periods is (a) 1~20 min fluctuation, (b) 20~40 min fluctuation, (c) 40~60 min fluctuation, (d) 1~60 min fluctuation (modified from Pan et al., 2021b)

    图 3  土星辐射带大于1 MeV电子径向分布(修改自Yuan et al., 2020

    Figure 3.  Radial distribution of electrons larger than 1 MeV in the Saturn radiation belt (modified from Yuan et al., 2020)

    图 4  相对论电子频发增强统计结果(修改自Yuan et al., 2020). (a)频发增强发生位置直方图;(b)频发增强相对电子总含量直方图;(c)频发增强径向位移典型个例;(d)频发增强径向位移关于L和地方时的分布

    Figure 4.  The frequency of relativistic electrons enhances the statistical results (modified from Yuan et al., 2020). (a) Histogram of the location of frequent enhancement; (b) The total content histogram of relativistic electrons is enhanced by frequent emission; (c) Typical cases of frequent enhanced radial displacement; (d) Distribution of frequent enhanced radial displacement with respect to L and local time

    图 5  磁盘粒子沿磁力线进入土星电离层产生极光的示意图

    Figure 5.  A schematic diagram of the aurora produced by magnetodisc particles entering Saturn's ionosphere along magnetic field lines

    图 6  地球和木星的类似极光特征与对应的磁层过程对比(修改自Bonfond et al., 2021

    Figure 6.  Comparison of Aurora features of earth and Jupiter with corresponding magnetospheric processes (modified from Bonfond et al., 2021)

    图 7  Cassini号飞船在磁重联离子扩散区内外观测到的电子谱图(修改自Guo et al., 2018a

    Figure 7.  The electron spectra observed by Cassini spacecraft inside and outside the ion diffusion region of magnetic reconnection (modified from Guo et al., 2018a)

    图 8  该示意图显示了小尺度磁重联分布在各个地方时且随磁层旋转(修改自Guo et al., 2019

    Figure 8.  The schematic diagram shows that the small-scale magnetic reconnection is distributed at any local time and rotates with the magnetosphere (modified from Guo et al., 2019)

    图 9  土星图片来源于Cassini观测,致谢NASA/JPL/SSI,完整图片来源于https://eos.org/editor-highlights/cassini-reveals-a-missing-link-on-saturns-rotating-aurora.

    Figure 9.  Saturn image from Cassini observation, thanks to NASA / JPL / SSI, full image from https://eos.org/editor-highlights/cassini-reveals-a-missing-link-on-saturns-rotating-aurora

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出版历程
  • 收稿日期:  2021-04-07
  • 网络出版日期:  2021-05-08

巨行星空间环境研究进展

摘要: 太阳系八大行星分为类地行星和巨行星,巨行星不仅体积和质量大,其磁场也相对更强. 土星的磁矩大约是地球的600倍,而木星的磁矩则有地球的20 000倍之大. 土星和木星巨大的磁矩也让其拥有比地球大很多的巨型磁层空间. 等离子体在巨行星的磁层空间中受到强大的电磁力而产生复杂的加速和输运过程,持续产生空间能量物质扰动. 本文将回顾巨行星磁层空间的能量物质循环基本图像、辐射带高能物理过程、磁层电离层耦合过程以及巨行星磁层空间的关键基本等离子体物理过程,尤其结合中国学者在这一领域的最新研究进展进行介绍.

English Abstract

    • 在太阳系八大行星中,木星、土星、天王星和海王星处于外太阳系. 由于体积相对内太阳系的行星(即类地行星)较大,因此外太阳系四颗行星被称为巨行星. 类地行星往往没有或者只有很少的天然卫星,而巨行星则通常拥有多颗卫星,并且卫星的大小、轨道和物理特性都丰富多样,因而产生了复杂的巨行星空间环境. 理解巨行星的卫星系统对于我们理解行星的形成和星球的宜居环境都至关重要. 此外,巨行星都有很强的磁场,因此在行星附近的空间环境中都形成了自身的磁层. 其中天王星和海王星是冰星球,其自转轴和磁轴之间的夹角很大,使得整个磁层绕着自转轴持续“翻转”,提供给我们理解这类独特磁场位型下等离子体基本过程的重要平台. 而土星和木星作为太阳系最大的两颗行星,其磁层也是太阳系最大,由于行星磁轴与自转轴夹角较小,所以形成了类似于地球磁层结构的相对稳定空间磁层构型. 同时,土星和木星都存在大气层和电离层,并且电离层与大气层通过磁力线与磁层空间连接,呈现出类似于地球的磁层—电离层—大气层的相互耦合过程. 这些圈层之间的耦合造成行星空间环境中丰富的物理过程,并产生类似于地球空间天气现象的行星空间天气过程. 地球空间物理过程主要由太阳风物质循环来驱动,土星和木星则与地球不同,其空间物理过程主要是由其天然卫星(分别为土卫二和木卫一)的地质活动所驱动.

      自1960年代以来,人造飞船携带各类电磁场探测器和粒子探测器一步步走向深空,一次次突破我们对空间环境的认知. 迄今为止,人造飞行器已经多次造访过太阳系的四大巨行星及其主要的天然卫星,并且针对土星和木星系统已经多次实施过专门的探测计划进行探测,譬如Cassini-Huygens土星探测飞船及着陆器、Galileo号木星探测飞船以及Juno号木星探测飞船. 迄今为止,人类还从未实施过针对天王星和海王星这两颗冰巨星系统的探测计划,不过欧美国家目前正在积极研讨和布局这类探测项目. 在成功地实施了针对土星和木星系统的飞船探测项目之后,人类对于这两个行星系统的认知获得了空前的突破,譬如确认了多颗卫星存在液态水(Waite et al., 2006),可能存在宜居环境甚至地外生命等. 因此,探测的科学问题进一步被聚焦在土星和木星的卫星系统上. 在欧空局和美国宇航局未来10年的行星探测计划中,有三次探测任务被安排针对土星和木星的卫星系统(JUICE, Europa Clipper, Dragonfly). 此外,土卫二的南极喷泉是Cassini计划最重大的发现之一. Cassini在喷泉物质中发现了有机化合物,这让土卫二冰层下面的全球海洋成为极有可能存在生命的地方,未来可能进行的水下探测正在被积极讨论.

      与地球类似,巨行星磁层空间也包含被称之为辐射带的高能粒子区域. 辐射带在磁层靠近行星的区域,也就是内磁层. 巨行星的辐射带粒子过程(譬如加速)与地球辐射带有诸多类似之处(Hao et al., 2020),因此它们的基本物理过程经常被比较研究. 比辐射带更远的磁层区域则是巨行星的中远磁层. 由于巨行星磁层区域整体与行星一起旋转,所以在离心力的作用下行星磁层整体向外拉伸,以及在电磁力的作用下等离子体被约束在磁赤道附近区域,从而形成等离子体磁盘结构(Arridge et al., 2011; Bagenal et al., 2016). 拉伸的等离子体磁盘类似于地球磁尾拉伸的等离子体片,对比地球的等离子体片仅限于磁尾区域,巨行星等离子体磁盘却分布在所有的地方时上. 因此,在地球上只存在于磁尾电流片区域的磁层动力学过程可能存在于巨行星的各个地方时. 磁层的最外边界是磁层顶,其两侧分别是磁鞘和磁层区,因此在磁层顶上持续存在活跃的等离子体过程. 地球磁层相对太阳旋转不显著,因此磁层顶上的动力学过程主要由磁鞘区域的等离子体流驱动(Delamere, 2016). 然而我们知道巨行星磁层整体随行星旋转,这会持续对磁层顶产生挤压作用,从而驱动与地球不同的磁层顶动力学过程(Masters et al., 2009, 2012; Delamere et al., 2013).

      本文将结合最新的研究进展和研究热点,系统讨论巨行星空间环境过程,主要聚焦在四个方面:(1)磁层物质的能量循环模式;(2)巨行星辐射带环境;(3)巨行星磁层—电离层耦合过程;(4)巨行星磁重联和偶极化. 考虑到巨行星空间环境与其他行星存在的诸多可类比过程,本文也将介绍其他行星环境的一些相关过程,尤其突出比较行星学研究手段所带来的研究发现.

    • 土星和木星都具有全球磁场,其磁场与太阳风相互作用能够形成巨型磁层. 太阳风驱动的磁层物质循环过程通常被称为Dungey对流(Dungey, 1961). 此外,土星和木星的磁层随行星旋转,形成了一个共转驱动的物质能量循环过程,通常被称为Vasyliunas对流(Vasyliunas, 1983). 在土星和木星磁层中,每秒钟分别约50 kg和500 kg物质会流失到太阳风中(Delamere et al., 2013). 离心力驱动的等离子体向外的径向输运过程可类比于重力驱动的瑞利—泰勒不稳定性过程(Kull, 1991). 等离子体物质向外输运的时间显著长于空间物理通常关注的过程持续的时间. 譬如,木卫一火山活动导致的逃逸物质在木星磁层内的径向输运时间尺度就达到20~50天(Delamere et al., 2003; Delamere et al., 2015a). 类似于地球电流片结构,土星和木星的磁盘结构也可以用包含偶极子磁场和电流片磁场的二维平衡模型来描述(譬如Caudal, 1986; Arridge et al., 2008; Achilleos et al., 2010).

      大尺度的磁通量管输运或者等离子体团释放是行星磁层向行星际空间释放物质的重要途径,这一途径是所有行星普遍存在的过程,包括有全球磁场和无全球磁场的行星. 在土星和木星上,与Vasyliunas对流相关的等离子体团释放是相对主要的途径,然而等离子体团释放的频率以及对应的物质量却被认为不足以平衡木星上木卫一产生的内部物质源(Bagenal, 2007). 很自然地,独立于Vasyliunas对流的等离子体释放过程需要被提出来作为平衡木星磁层物质的“收支平衡”,其中一个主流的观点是广泛存在于巨行星磁层当中的“drizzle-like”微小重联区,其对磁层物质的释放起到了关键的作用(Delamere et al., 2015b).

      在磁层能量物质循环的过程中,磁层的甚低频(ULF)等离子体波动在能量释放过程中起到关键作用,其对于粒子加速和极光的产生都有重要影响. 在地球上,人们将1 mHz~1 Hz的波动统称为超低频波,这一频率范围与地球磁场磁力线本征震荡频率相关. 然而,由于各个行星磁层大小的差异,这类波动的频率范围在不同行星磁层中的表现不同. 在巨行星磁层中,波动频率可小于1 mHz. 尽管波动的时间尺度差异较大,这些波动的基本物理性质仍然非常相似.

      准周期低频扰动在巨行星磁层中十分常见,这些扰动不仅表现在磁场数据中(Khurana and Kivelson, 1989; Kleindienst et al., 2009),在土星紫外极光(Palmaerts et al., 2016a)、木星X射线、红外、紫外极光和射电波段的观测以及能量粒子通量数据中也都有体现(Gladstone et al., 2002; Hospodarsky, 2004; Karanikola et al., 2004; Arkhypov and Rucker, 2006; Kimura et al., 2011, 2012; Dunn et al., 2016; Nichols et al., 2017a; Watanabe et al., 2018). 在巨行星上,准周期低频扰动的时间尺度一般在几十分钟的量级上. 低频波动的产生机制有多种,如太阳风和磁层共同作用会产生相关的Kelvin-Helmholtz不稳定性(Masters et al., 2009, 2010, 2012);与“Vasyliunas”循环相关的磁重联过程可能触发磁力线共振,从而激发低频波(Yao et al., 2017);太阳风压缩磁层能直接激发压缩波,其在向磁层内传播的过程中可逐渐转化成阿尔芬波(Zong et al., 2017)等. 然而,要得到更加细致的分析则还需要进一步的研究.

      直到Cassini任务结束,人们已经获得了十余年的土星磁层探测数据. Pan等(2021a)统计分析了2005~2014年期间土星磁层中的低频磁波动(图1). 在日侧土星磁层,强波主要位于~25 Rs处/之内,即磁层顶附近/内部有较强的波活动;而在~25 RS之外,波的活动迅速减弱. 低频波动在接近正午的区域达到峰值,这说明太阳风与土星磁层顶的相互作用可能是驱动磁层低频波的重要机制. Delamere等(2015b)发现微尺度(drizzle-like)重联出现率在正午附近出现峰值,结合低频波动的分布特征,这可能说明低频波动和微尺度重联有一定的联系. 土星磁层低频波的全球图像,为磁层能量如何消散到土星的极地电离层—大气提供了重要的启示.

      图  1  低频波动在(a)XKSM-YKSM和(b)XKSM-ZKSM平面分布情况,以及(c)低频波动功率谱密度随地方时的分布. 其中,洋红色曲线为A06模型给出的可能的磁层顶位置(假设太阳风动压为0.009 06 nPa),两条黑色曲线给出了磁层顶位置误差范围(修改自Pan et al., 2021a

      Figure 1.  The distribution of low frequency fluctuation in (a) XKSM-YKSM and (b) XKSM-ZKSM plane, and (c) the distribution of low frequency fluctuation power spectral density with local time. Among them, the magenta curve is the possible position of the magnetopause given by the A06 model (assuming that the solar wind dynamic pressure is 0.00906 nPa), and two black curves give the error range of the magnetopause position (modified from Pan et al., 2021a)

      Manners和Masters(2019)发现木星磁层中的低频扰动和阿尔芬波相关. 在地球上,丰富的观测数据使得人们认识到阿尔芬波在极光驱动方面的重要作用. 然而在木星上,“共转破坏”过程驱动极光是当下主流观点. 有研究曾从理论上提出了阿尔芬波在驱动木星极光方面的重要意义(Saur et al., 2018). Gershman等(2019)使用Juno号飞船的观测数据说明在极光区域通常都出现阿尔芬扰动的增强. Pan等(2021b)使用哈勃太空望远镜提供的极光数据和Juno号在磁层中的磁场观测数据更直接地证实了木星极光和阿尔芬波动的相关性(图2). 他们发现极光功率越强的事件对应的波动强度越强,这一结果为阿尔芬波驱动木星极光这一理论框架提供了重要观测证据.

      图  2  木星极光功率与不同周期阿尔芬波动强度的关系(a)1~20 min波动,(b)20~40 min波动,(c)40~60 min波动,(d)1~60 min波动(修改自Pan et al., 2021b

      Figure 2.  The relation between the power of the aurora of Jupiter and the intensity of Alfven waves in different periods is (a) 1~20 min fluctuation, (b) 20~40 min fluctuation, (c) 40~60 min fluctuation, (d) 1~60 min fluctuation (modified from Pan et al., 2021b)

    • 土星和木星具有强内禀磁场,磁层随行星高速自转而共转,其卫星和环则具有双重作用:既可以作为等离子体的内部源,也可以通过吸收带电粒子形成汇. 这些迥异于地球磁场的特性从多方面影响着土星和木星高能粒子辐射带的动力学过程. 例如,土星和木星内禀磁场的磁矩是北向的,因此能量带电粒子的磁场漂移方向与地球相反. 特别是能量在MeV量级的相对论电子,其磁场漂移方向与行星自转方向相反,因此与共转漂移相互抵消. 这种漂移—共转共振效应是巨行星辐射带的显著特征之一,但在地球辐射带则不存在这种效应. 因此,土星和木星辐射带长久以来的关键问题之一是:地球辐射带是否可以作为土星、木星辐射带的原型?土星、木星磁层的上述特征在辐射带的结构和演化方面起到何种作用?

      早在1981年之前,土星辐射带的存在就被Voyager和Pioneer飞船经过土星时的短暂观测所证实(Sicard-Piet et al., 2011; Krupp et al., 2016). 随后,得益于Cassini飞船长达13年的就地观测,人类对土星辐射带的认识得以全面深化. 土星辐射带主要由大于1 MeV的相对论电子构成,其内边界位于大约L=2.27(同时也是土星主环的外边界),外边界大概处于L=7. 相对论电子通量径向分布的长期平均呈现随L壳层升高,电子通量单调下降的趋势,如图3中的黑色廓线所示. Kollmann等(2018)指出径向输运和绝热加速在L>4的区域对能量电子径向分布的平衡态分布起到主要作用. 交换不稳定性引起的径向输运有可能将能量在keV量级的电子输运至内磁层(Paranicas et al., 2010; Thomsen et al., 2016). Carbary等(2011)Clark等(2014)分析了能量电子投掷角分布(PAD)在L>5区域的分布特征. 这两项研究指出PAD在土星外磁层和中磁层(L>10)主要是场向分布,而在L<10的区域则逐渐转换为捕获分布——径向输运和绝热加速的特征之一.

      图  3  土星辐射带大于1 MeV电子径向分布(修改自Yuan et al., 2020

      Figure 3.  Radial distribution of electrons larger than 1 MeV in the Saturn radiation belt (modified from Yuan et al., 2020)

      对Cassini飞船逐轨观测数据的进一步分析表明土星辐射带是随时间高度动态变化的. 这种变化性来自于辐射带种子电子的源区——中磁层的环电流(Roussos et al., 2014). 土星电子辐射带动态变化的其中一个显著特征为:相对论电子的动态延伸对长期平均呈现的单调递减分布造成显著扰动. 相对论电子动态延伸是间歇性全球尺度相对论电子通量增强的现象. 图3中的红色廓线展示了相对论电子动态延伸的特征个例,具体表现为径向分布在L~6处产生凸起状特征. Roussos等(2018)对发生于2016年年末的一个动态延伸个例进行了追踪. 他们进一步联合中磁层、外磁层的能量中性原子、能量电子等多项观测数据,指出这个事件中的相对论电子动态延伸可以上溯至磁尾电子加速,这些能量电子通过向内的径向输运,经由环电流流至内磁层辐射带. 整个演化过程的时间尺度在一个月以内,远远小于径向扩散的时间尺度. Roussos等(2018)进一步提出,动态延伸结构中的相对论电子的共转在很大程度上与磁场漂移相互抵消,即发生共转—漂移共振. 这种共转—漂移共振电子在经度方向上的漂移速度非常小,因此子午方向上的对流电场导致的径向输运可以对这部分电子造成显著影响. 土星磁层大尺度子午电场驱动的磁层对流已经被多项研究所证实(Paranicas et al., 2005; Roussos et al., 2005, 2007, 2013; Thomsen et al., 2012; Andriopoulou et al., 2012, 2014). 目前已有数项研究进一步支持了上述对流输运—绝热加速机制:Sun等(2019)研究了能量电子能谱随L的演化,并发现在约L5~8的区域,电子能谱呈现双幂律分布的特征,其对应的截止能量位于共转共振能量附近,这表明共转—漂移共振电子的输运在土星内磁层辐射带区域普遍存在. Yuan等(2020)研究了相对论电子的全球尺度频发增强现象,研究发现这种频发增强在数天内能够径向位移至少1个土星半径,可以穿透至土星磁层最内部区域,这为辐射带提供了至少20%的相对论电子(如图4所示). 相对论电子频发增强的这些特征表明径向输运机制是内磁层与中磁层源区耦合以及辐射带电子加速的重要机制. Hao等(2020)通过模拟能量电子的弹跳平均漂移轨道指出对流输运可以有效地作用于能量在100 keV至数个MeV范围内的电子,这一成果进一步为对流输运在土星内磁层的重要性提供了证据.

      图  4  相对论电子频发增强统计结果(修改自Yuan et al., 2020). (a)频发增强发生位置直方图;(b)频发增强相对电子总含量直方图;(c)频发增强径向位移典型个例;(d)频发增强径向位移关于L和地方时的分布

      Figure 4.  The frequency of relativistic electrons enhances the statistical results (modified from Yuan et al., 2020). (a) Histogram of the location of frequent enhancement; (b) The total content histogram of relativistic electrons is enhanced by frequent emission; (c) Typical cases of frequent enhanced radial displacement; (d) Distribution of frequent enhanced radial displacement with respect to L and local time

      局地加速机制,例如Z模波或哨声模合声波导致的电子回旋共振,也有可能对土星辐射带的电子加速做出贡献(Woodfield et al., 2018, 2019). 在L<4的区域,由于低等离子体密度和高磁场强度的存在,导致了高强度的Z模波(Ye et al., 2010). 这些Z模波的传播方向可以非常靠近磁力线方向,波动功率在赤道面附近较小,随磁纬升高而增长,并在磁纬约20°左右达到峰值(Menietti et al., 2015, 2016). 最近的数值模拟研究指出:这种沿磁力线方向传播的Z模波对电子的能量散射范围下至几百keV,上至约10 MeV;Z模波加速可以使电子通量在一年内从零升高4个数量级,达到可以与观测数据比拟的强度(Woodfield et al., 2018).

      Galileo飞船对木星系统的观测揭示了木星系统的高能粒子特征,包括与地球类似的粒子注入事件(Mauk et al., 1997, 2001). 粒子注入过程也会在极光上产生相应的增强区域(Mauk et al., 2002). Mauk(2014)系统地回顾了地球、土星和木星的环电流能量离子特征谱,提供了一个整体的视角来理解行星内磁层高能粒子特征. 高能粒子的产生与损失过程通常与磁层中的波动过程密切相关,相关的工作在地球磁层也有一系列的系统阐述(Summers et al., 1998, 2007),并且多种波动过程也被认为存在于巨行星环境. 譬如,电子回旋谐波通常被认为对地球辐射带电子散射有重要的作用(Ni et al., 2011, 2012),是产生弥散极光的一种来源. 在巨行星上,电子回旋谐波也被认为具有类似的效应,能够散射土星或者木星磁层电子,产生相应的极光贡献(Meredith et al., 2009; Menietti et al., 2012). 哨声波作为影响电子投掷角的关键过程,在地球辐射带被广泛关注(Horne et al., 2005; Thorne et al., 2010). Ni等(2018)从理论和模型上分析了哨声波带来的投掷角散射可能对木星辐射带的贡献,给出了影响投掷角散射的关键参数. 考虑到地球、土星和木星的诸多共同点(譬如等离子体注入过程和偶极子场结构),可以预计地球辐射带粒子加速的一些基本过程也会存在于土星和木星. 因此,在未来的比较行星学研究中,对辐射带粒子加速的研究是一个重要的方向.

    • 行星磁层和电离层通过磁场相关联,等离子体在磁场的引导下在磁层和电离层之间进行交换并相互作用着,同时带电粒子运动造成电流的扰动,从而形成了丰富的磁层电离层耦合过程. 行星极光活动就是这一过程的综合体现(图5). 通常认为,极光是行星空间高能粒子过程在行星大气层作用所产生的绚丽发光现象,其形态演化所反映的是一个行星的磁层、电离层和大气层相互耦合的能量传输和释放过程. 分析极光现象可以有助于我们理解行星高能粒子和电磁辐射相关的诸多关键空间天气过程.

      图  5  磁盘粒子沿磁力线进入土星电离层产生极光的示意图

      Figure 5.  A schematic diagram of the aurora produced by magnetodisc particles entering Saturn's ionosphere along magnetic field lines

      土星的极光过程被认为与地球有较多的类似之处,其极光驱动过程也通常与地球极光驱动过程一起进行比较研究. 譬如地球上驱动极光过程的磁重联和偶极化过程通常也被认为是木星极光的重要驱动过程. 对于木星的主要极光驱动过程,当前主流的观点认为是磁层“共转破坏”过程所造成的. 早在1979年,科学家就提出巨行星由于磁层巨大,行星旋转只能够带动靠近行星区域的磁层共转,而距离较远的磁层区域则难以维持共转角速度,因此会产生旋转的角速度剪切,而发生角速度剪切的区域则被称为行星磁层的“共转破坏区域”(Hill, 1979). 之后很长时间,该理论被认为是标准的巨行星磁层电离层耦合过程,模型科学家将其量化,定量给出磁层电离层耦合的场向电流大小(Hill, 2001; Cowley et al., 2003a). 该模型的一个重要的预测是:太阳风压缩的状态下,场向电流会减少,从而产生更弱的极光辐射(Cowley and Bunce, 2003b). 需要注意的是,以上的预测都是基于准稳态过程假设,理论学者提出,如果磁层压缩或者恢复的速度过快,可能得到与预期的电流相反的结果. 除了磁层“共转破坏”过程,类似于地球磁层的磁能“装卸载”过程也被发现存在于木星磁层,且该过程能够产生与地球类似的磁层电离层耦合结果(Ge et al., 2007). 由于缺少同时的磁层观测和极光观测,巨行星极光研究的理论框架难以被直接验证. 此外数值模拟结果也显示与磁层“共转破坏”驱动过程类似的电流体系(Sarkango et al., 2019). 值得一提的是,相反结果的数值模拟也被报道过(Chané et al., 2017).

      Cassini飞船在飞掠木星期间提供了直接的太阳风观测. 与此同时,哈勃太空望远镜开展了同步的紫外极光观测,因此为检验木星极光如何响应太阳风活动提供了直接的观测资料. 2001年Cassini飞掠木星所测得的木星磁层上游太阳风数据显示多次的显著增强压缩过程,与此同时哈勃太空望远镜所观测的极光也显示增强(Nichols et al., 2007),这一结果与传统的磁层“共转破坏”理论产生明显的冲突. 作者提出,可能有诸多“瞬态”过程同时起作用,因此产生的极光过程较为复杂. 值得一提的是,太阳风压缩增强期间,X-射线极光和红外极光也经常被观测到辐射增强(Dunn et al., 2016; Sinclair et al., 2019). 大量证据指出,太阳风压缩过程中的极光辐射增强是一个系统性的结果,因此“共转破坏”机制之外的过程需要被重新检视. 特别是在Juno号飞船进入木星轨道之后,其与哈勃太空望远镜的联合观测提供了宝贵的研究机会.

      与Cassini卫星飞掠期间的观测结论类似,木星极光在太阳风动压增强期间也是增强的(Nichols et al., 2017b). 通过对Juno号飞船不同轨道数据的对比分析,结合对应的哈勃太空望远镜所拍摄的木星极光辐射变化,Yao等(2019)首次从观测上揭示木星磁层的磁能“装卸载”过程对极光活动有直接的调制,这直接验证了Ge等(2007)提出来的观点. 此外,木星磁层的“装卸载”过程被发现与地球的相应过程存在两点显著差异:(1)地球磁能“装卸载”过程发生在夜侧磁尾,而木星的磁能“装卸载”是一个全球过程;(2)地球磁能“装卸载”过程持续时间通常是十几分钟或者几十分钟,尤其是卸载过程通常只有几分钟,而木星的“装卸载”过程持续时间通常长达数天,是木星旋转周期的数倍. 在随后的研究中,Yao等(2020)指出木星除了持续长达数天的全球“装卸载”过程,也存在类似于地球的瞬态偶极化过程,而瞬态偶极化过程对应的极光现象为局部的极光迅速增强,持续时间通常是数个小时,被称为极光的晨暴(dawn storm)过程. 在哈勃太空望远镜的观测资料中,由于观测视野的局限,木星极光晨暴只能被观测到日侧阶段,而夜侧阶段直到Juno号飞船进入木星轨道后才首次被揭示出来(Connerney et al., 2017). 通过对木星夜侧极光的系统分析,Bonfond等(2021)发现木星晨暴起始于子夜附近,其发展过程与地球的极光亚暴有诸多相似之处(图6),揭示出木星与地球磁层可能存在本质类似的磁层动力学过程,这与Yao等(2020)的观点一致. 显然,越来越多的观测证据显示,木星的极光驱动过程与地球和土星极光过程存在的相似之处远超过我们此前的认知. 对木星极光驱动过程的研究是当前行星极光的焦点,而当前的Juno号卫星探测器与哈勃太空望远镜的配合观测提供了突破当前理论框架的核心观测资料. 数值模拟与最新数据的结合是理解磁层电离层耦合过程的重要手段. 通过对比地球和木星极盖区极光,Zhang等(2021)发现木星磁场的螺旋状特征,并成功地解释了木星极盖区持续存在的极光辐射现象. 他们的结果还显示了木星中磁层与极区电离层的对应关系可能非常复杂,日侧的极光现象有可能由夜侧的磁层过程所产生.

      图  6  地球和木星的类似极光特征与对应的磁层过程对比(修改自Bonfond et al., 2021

      Figure 6.  Comparison of Aurora features of earth and Jupiter with corresponding magnetospheric processes (modified from Bonfond et al., 2021)

    • 磁重联是空间等离子体环境中的基本物理过程,在粒子加速加热和物质循环过程中起着关键作用. 磁重联过程在许多领域都必不可少,例如核聚变实验,太阳耀斑,行星磁层等(Zweibel and Yamada, 2009; Hesse and Cassak, 2020). 磁重联能够改变磁场拓扑,使得两个磁结构之间交换物质. 同时,磁重联加速的粒子团离开重联扩散区后能够携带磁通向外快速运动,形成高速流以及偶极化锋面(又叫重联锋面),进而对更大范围内的等离子体环境造成影响.

      在行星空间科学中,磁重联是许多基本现象的关键触发机制. 太阳风中的磁力线通过磁层顶磁重联与行星磁层中的磁力线连接,从而导致粒子和能量在太阳风和磁层之间传递(Paschmann et al., 1979; Sato and Hayashi, 1979). 在地球上,磁层顶磁重联将太阳风粒子和能量转移到磁层中,然后能量和物质逐渐存储在夜侧的磁尾中并形成薄电流层. 随着越来越多的能量和质量存储在夜侧磁尾中,尾部薄电流片将变得不稳定,从而触发磁尾磁重联,并为极区的极光爆发提供关键能量和物质来源,产生极光亚暴. 太阳风通过磁层顶磁重联向磁层输运的磁通量能够被夜侧磁重联过程平衡,并形成稳定的循环,被称为Dungey循环(Dungey, 1961). 除地球外,水星,土星和木星也存在Dungey循环过程. 但是,在巨大的土星和木星上,由行星自转驱动的Vasyliunas循环被认为在物质和磁通量循环中可能起更重要的作用(Vasyliunas, 1983). 在土星和木星上,磁重联发生在磁盘区域,这是重离子从内磁层向外输运过程中形成的被拉伸的磁场区域,也即环状电流片. 在Vasyliunas循环中,磁重联在靠近昏侧的夜侧被触发,然后在尾向移动的同时旋转到黎明前的区域.

      与地球、土星和木星相比,针对海王星和天王星的磁重联和偶极化的研究较少. 在1986年和1989年,旅行者2号飞船首次飞越并探测了天王星和海王星的空间环境. 它们自转轴和磁轴之间的夹角很大,磁场形态极为复杂(Ness et al., 1986; Arridge, 2015). 现有的观测研究证实磁重联过程也存在于天王星(Richardson et al., 1988; Masters, 2014; DiBraccio and Gershman, 2019)和海王星(Neptune)(Masters, 2015).

      磁重联产生的高速流和偶极化锋面在引起行星磁层扰动方面起关键作用,例如可以扰动电流系统(Angelopoulos et al., 2008). 磁重联也被认为是极光粒子的加速源(Hoyle, 1949; Dungey, 1961). 随着越来越多的卫星和地基观测的实施,人们对磁重联与极光之间的联系的理解越来越深(Baker et al., 1996). 在地球磁层中,磁重联高速流被认为是连接中尾磁重联点和近地偶极化区域的关键媒介,最终将导致极光亚暴产生. 地球(极光)亚暴产生机制的两个主要理论模型是近地电流扰动(NECD)模型和近地中性线(NENL)模型. 在NECD模型中,近地区域(~10 RE)的等离子体不稳定性引发越尾电流片破坏,形成亚暴电流楔并引起磁场位形变化,即磁层偶极化. 然后该扰动区域向尾部延伸,最终在中磁尾(约20~30 RE)触发磁重联(Lui et al., 1992; Lui, 1996). 在NENL模型中,中磁尾磁重联过程首先被触发,其产生的向地球运动的高速流将质量和能量传输到近地区域. 随着越来越多的能量积聚在近地磁尾中,通量堆积过程或等离子体的不稳定性破坏了越尾电流,最终触发亚暴. 尽管上述两种模型存在争议,但这两个模型中的磁重联和磁层偶极化两个基本过程都对应位于磁尾中的不同距离处. 在木星和土星也能够观测到上述由太阳风控制的极光亚暴过程(Yao et al., 2018; Bonfond et al., 2021). 但是与地球不同,木星和土星的磁层主要的等离子体来源是它们的卫星地质活动,磁重联能够发生在旋转效应主导产生的唱片状磁盘上,同时极区的主带极光辐射也能够一直存在.

      木星和土星两颗巨行星的磁层与地球磁层的差异来源主要有两个:(1)巨行星及其磁层旋转速度较快;(2)巨行星的天然卫星的地质活动向磁层提供以重离子(硫、氧等)为主的等离子体源. 在快速旋转的磁场环境中,巨行星内部产生的重离子在向外径向传输过程中被离心力束缚在赤道面附近(Bagenal et al., 2016),最终拉伸磁力线形成磁盘. 木星和土星磁层顶和磁尾中也观测到了太阳风主导的磁重联过程(Russell et al., 1998; Jackman et al., 2007; Hill et al. 2008; Kronberg et al., 2012; Masters et al., 2014; Arridge et al., 2016; Smith et al., 2018), 但一般认为太阳风在巨行星磁层活动中的贡献很小. 在巨行星磁层内,内部驱动的磁盘磁重联更加重要(Vasyliunas, 1983; Kronberg et al., 2007; Jackman et al., 2011). 在Vasylunas循环模型中,磁盘磁重联过程在夜间磁层中很重要,而对白天磁层活动没有贡献;此外,磁重联及其随后产生的磁岛对土星磁层夜侧磁通的平衡起着重要作用(Jackman et al., 2011; Arridge et al., 2016). 在土星和木星的Vasyliunas循环模型中的夜侧大尺度磁重联和磁岛还被认为是质量损失的重要机制,但该模型不足以解决有关巨行星磁层物质总损失率的问题(Bagenal, 2007; Thomsen, 2013).

      近年来,根据Cassini号飞船对土星磁场的探测数据,通过分析低纬磁层中具有北向磁场分量的事件的分布特征(平静时低维磁层磁场主要为南向),Delamere等(2015b)揭示了磁重联有可能在所有地时间都存在的现象,并指出磁重联的过程是小尺度的. 最终Guo等(2018a, 2018b)通过分析观测数据在日侧磁盘内发现了磁重联区内关键的霍尔电流系统及粒子加速特征,这直接证实了土星日侧磁盘磁重联的存在(图7). 该研究同时发现了日侧磁盘磁重联可以将重离子加速至600 keV以及产生次级磁岛的特征. 在日侧磁盘磁重联后,具有1小时周期特性的高能电子脉动现象被观测到,预示着两者之间可能存在物理关联. 准周期的高能电子脉动特征多次在磁层中被观测到(Mitchell et al., 2009; Palmaerts et al., 2016b; Roussos et al., 2016; Yates et al., 2016),并被认为与极区脉动极光有关(Badman et al., 2015; Palmaerts et al., 2016a).

      图  7  Cassini号飞船在磁重联离子扩散区内外观测到的电子谱图(修改自Guo et al., 2018a

      Figure 7.  The electron spectra observed by Cassini spacecraft inside and outside the ion diffusion region of magnetic reconnection (modified from Guo et al., 2018a)

      针对巨行星磁层中磁重联的研究大多并未充分考虑共转效应,而是认为磁重联区的运动以径向为主(例如,Vogt et al., 2010; Jackman et al., 2011, Smith et al., 2016; Vogt et al., 2020). Yao等(2017)将与磁重联相关的磁场南北分量的正负变化首次解释为由磁重联区沿环绕行星的方向运动并经过探测卫星引起,而不是由先前认为的磁重联区沿径向后退导致. 该研究将磁场南北分量的变化与一个土星自转周期(~11小时)之后的观测结果进行了比较,发现两次观测的磁场关键特征非常相似,这说明与磁重联相关的变化会随着土星一起旋转. Guo等(2019)揭示了多个磁重联区同时存在的现象,即每两个相邻的磁重联区观测时间的间隔远小于一个土星旋转周期,表明磁重联过程可以是小尺度的. 此外,这样的重联现象在各个地方时都被观测到. 以上观测表明这些小尺度的磁重联过程可以同时存在于土星各个地方时,并且随着磁层围绕土星旋转(图8). 该图象中的磁重联比Vasyliunas循环模型中的分布范围更广,出现频率更高,因此能够带来更大的物质损失率. 此外,各个小尺度磁重联区中被加速的电子随着磁重联区依次经过探测飞船时,高能电子脉动现象会被观测到.

      图  8  该示意图显示了小尺度磁重联分布在各个地方时且随磁层旋转(修改自Guo et al., 2019

      Figure 8.  The schematic diagram shows that the small-scale magnetic reconnection is distributed at any local time and rotates with the magnetosphere (modified from Guo et al., 2019)

      磁重联和磁场偶极化是两个紧密相连的物理过程. 当旋转的磁重联区被观测到,旋转的磁场偶极化事件自然会被期望观测到. Yao等(2018)在Cassini号飞船的探测数据中发现土星的磁场偶极化事件可能会在行星旋转一圈后再次出现,同时伴有高能的电子和离子. 考虑到木星和土星的相似性,这些旋转过程也可能存在于木星上. Yao等(2020)利用Juno飞船的最新观测结果也发现了木星的磁场偶极化磁结构可能在绕行星旋转一周后再次出现的现象. 这种周期性出现的磁场偶极化事件与旋转的高能中性原子团(Krimigis et al., 2007)以及亚共转的极光有关. Palmaerts等(2020)报道了土星极区存在几乎随土星共转的螺旋极光结构,并显示了同步出现的磁场偶极化过程与螺旋极光的产生可能存在的密切联系.

      磁场偶极化过程是具有全球磁层的行星普遍发生的一种现象,其对应的物理过程是磁能的突然释放以及磁层电离层电流体系的迅速变化,因此磁场偶极化常被用于指示磁层能量的耗散,且常与极光过程和空间粒子加速过程相关联. 磁场偶极化过程会在大范围磁层空间内增强磁场的南北分量,对应着磁力线从向外剧烈拉伸的形态向区域偶极子磁场的形态变化的过程. 在地球磁层,由于只有夜侧磁尾区域才能被强烈拉伸,所以磁能只能大量储存在磁尾区域. 因此,磁场偶极化过程也只存在于地球的夜侧磁尾区域. 在磁尾偶极化过程发生时,能量粒子会在同步轨道附近会产生并注入,该过程经常伴随夜侧极区的极光爆发,通常也称极光亚暴.

      因为巨行星磁层持续旋转,因此会产生旋转的重联区. 磁场偶极化过程常伴随磁场重联过程一起被探测到,因此被认为可能也具有旋转特征. Yao等(2018)通过分析Cassini飞船的磁场与等离子体数据确认了磁场偶极化随土星旋转的特征,并进一步确认了旋转的磁场偶极化结构可以在行星磁层日侧被观测到,该发现也解释了土星极光爆发过程的旋转特征. 通过对偶极化过程磁力线构型变化的理论分析,Yao等(2018)提出来旋转的偶极化过程会导致亚共转的极光爆发的观点(图9),这一预期与极光观测完全一致. 该文章指出,类似的极光现象也应该存在于木星上. Juno卫星在进入木星轨道之后,首次展开了对木星夜侧的极光观测,并确认了木星夜侧极光爆发过程是亚共转的(Bonfond et al., 2021). 与极光爆发过程对应的偶极化通常持续数小时,对应的木星极光过程被称为极光晨暴(auroral dawn storm)(Gérard et al., 1994; Kimura et al., 2015). 然而木星除了具有类似于地球的偶极化过程,还存在更长时间尺度的偶极化过程,通常能持续数个木星旋转周期(Ge et al., 2007). Yao等(2019)通过分析哈勃太空望远镜和Juno的联合观测发现这类偶极化过程对应全球的极光增强而并非局部的极光晨爆,并结合太阳风传播模型推测这类全球极光增强事件往往处于太阳风动压增强的条件下.

      图  9  土星图片来源于Cassini观测,致谢NASA/JPL/SSI,完整图片来源于https://eos.org/editor-highlights/cassini-reveals-a-missing-link-on-saturns-rotating-aurora.

      Figure 9.  Saturn image from Cassini observation, thanks to NASA / JPL / SSI, full image from https://eos.org/editor-highlights/cassini-reveals-a-missing-link-on-saturns-rotating-aurora

      巨行星磁层除了有与极光增强相关的偶极化过程,还存在类似于地球的偶极化锋面的结构(Arridge et al., 2016; Yao et al., 2017). 在地球偶极化过程的观测中,南北分量的磁场增强通常被看作一个重要的信号(Lui, 1996; Angelopoulos et al., 2008; Pu et al., 2010). 偶极化锋面结构虽然与亚暴偶极化都有类似的南北分量磁场变化特征,却对应非常不同的物理过程. 偶极化锋面又被称为重联锋面或者高速流锋面(Angelopoulos et al., 2013Fu et al., 2013),被认为是由重联产生的高速等离子体流形成的磁场堆积效应(Sitnov et al., 2009). 在地球磁层中,偶极化锋面与亚暴偶极化的观测特征可以从磁场、等离子体以及地磁活动等多方面来进行区分(Lui, 2014). 在土星和木星磁层,由于观测仪器的局限以及磁层的整体高速旋转,这两类偶极化过程的区分显得更为困难(Jackman et al., 2007, 2015). Yao等(2017)综合考虑了旋转效应、磁场的多分量相关性以及等离子体特征,首次系统地区分土星上的这两类偶极化过程.

    • 不论是从质量、体积,还是其丰富的卫星系统,巨行星都跟类地行星有很大的差异. 类地行星的空间环境主要是由太阳风主导的,其能量和物质来源主要都是太阳风. 而巨行星由于距离太阳更远,受到的太阳风作用相对更弱,而且巨行星系统由于内部存在剧烈的能够自发产生等离子体的内源的地质活动,可以说是自成体系. 不过太阳风对于巨行星空间能量的释放依然存在重要的影响,甚至决定了巨行星快速能量释放过程(Yao et al., 2019). 当前,对于巨行星的探测主要集中在土星和木星.

      迄今为止,共有9艘人造飞船对外太阳系进行过探测,其中包括我们熟知的发射于1970年代的先驱者和旅行者号. 这9艘飞船遍历了外太阳系的行星,并且全部访问过木星,这极大地提升了我们对木星系统的理解. 然而这9艘前往外太阳系的飞船对四颗巨行星(木、土、天、海)大多数都只是飞掠探测,也就是“惊鸿一瞥”地获得了一个行星的全貌. 因此对于巨行星的具体特性的研究则需要更具有针对性的轨道器甚至登陆器来实现. 这9艘飞船只有3艘是环绕巨行星的专用探测器,分别是发射于1997年的土星探测器Cassini、发射于1989年的木星探测器Galileo-Huygens和发射于2011年的木星探测器Juno. 其中木星探测器Galileo-Huygens由一艘轨道飞船和一个登陆器组成. Huygens登陆器是人类第一个外太阳系登陆器,也是第一个登陆在其他行星的卫星上(土卫六,Titan)的登陆器. Cassini和Galileo首次对土星和木星进行系统地探测,极大地丰富了我们对这两个巨行星及其卫星系统的认知. 譬如Galileo飞船所拍摄的木卫一(Io)火山活动图片让我们对地外火山的认知有了巨大的提升(McEwen et al., 2000). Cassini对土卫二(Enceladus)南极的水喷泉探测更是更新了我们对行星宜居环境的认知(Waite et al., 2006, 2017). 巨行星的空间环境是每个探测器必经的区域,也是每个行星探测任务必不可少的重头戏之一. 因此,理解巨行星的空间扰动模式是未来行星探测持续的话题. 土星磁层空间被认为是地球到木星的中间状态,太阳风和内部物质源都可能提供主要的驱动力,因此研究土星磁层随太阳风和内部物质源的变化可能帮助我们揭示太阳风—行星相互作用的一般规律. 同时针对土卫二喷发物质、土星上游太阳风和土星磁层参数的协同探测也是土星空间探测的核心需求.

      在Cassini和Galileo-Huygens探测任务之后,对于巨行星的进一步探测主要从三个方面考虑:(1)论证针对天王星或者海王星的特定对象探测任务,建立类似于Cassini对于土星的首次全面探测,获得冰巨星的基本空间环境特征;(2)实施新型探测仪器,获得此前探测器所不能得到的探测数据. 譬如最新的研究工作指出来天王星存在的可能来自于天王星的极区的X-射线辐射(Dunn et al., 2021). 目前,X-射线探测器还从未被用于外太阳系探测飞船,因此此类探测器可能突破我们对外太阳系空间环境中高能粒子的认知;(3)在我们已经获得全貌的目标上,通过针对性的设计突破对关键问题的理解. 比如Juno卫星对木星系统的探测是通过极轨轨道,探测到了距离木星非常近的区域,甚至到达木星电离层(Valek et al., 2019),这帮助人们突破了对木星极区过程和木星磁层电离层耦合过程的理解(Clark et al., 2017; Mauk et al., 2017, 2018; Elliott et al., 2018). Juno卫星首次从木星的夜侧拍摄极光也直接改变了我们对木星极光起源的认知(Bonfond et al., 2020, 2021).

      除了卫星轨道、探测器类型以及探测目标的突破,多数据库联合研究也是巨行星空间环境取得突破的重要途径. 不同于经常可以同时被多点探测的地球空间环境,巨行星的探测主要都是单点,因此通常更难区分信号的时间变化和空间变化特征. 地球轨道的光学遥感观测是配合卫星就位探测的核心资源,对于区分时空变化提供重要的支持(Nichols et al., 2007, 2017b; Kita et al., 2019; Yao et al., 2019, 2020). 虽然多数据配合分析可以极大提高我们对数据的理解,但就单一研究环境来说,巨行星探测的数据量以及种类依然不能跟地球空间环境相比拟. 考虑到不同行星在某些基本物理过程的类似特征,所以将不同行星进行比较的研究可以有效地突破我们在单一研究对象上遇到的困难. 地球与土星的偶极化比较,对于我们认识土星偶极化有重要的帮助. 对比地球和木星类似的极光爆发过程对木星极光的起源假说有重要的制约意义.

      最后,本文将展望一下国际上未来巨行星空间环境的探测和研究的几个核心方面,希望对于布局卫星探测任务的讨论和未来从事巨行星空间环境研究的青年学者提供一定的参考.

      (1)相对于土星和木星,冰巨星仍属于“未开发”之地. 国际上对于未来探测冰巨星的讨论已经越来越多(Arridge et al., 2012; Fletcher et al., 2020). 考虑到冰巨星的磁轴与自转轴较大这一事实,其空间环境与地球或者土星/木星都有非常大的区别,因此冰巨星空间环境提供了独特的磁化等离子体环境,这可以供人们研究基本等离子体物理问题,尤其对于磁重联这一关键物理过程,可能会与其他行星差别非常大,可对磁重联研究提供很大帮助.

      (2)Galileo和Juno卫星对木星磁层进行了相对全面的探测,提供了给我们诸多重大的认知突破. 当前我们对于木星的磁层动力学过程(譬如磁重联、磁层电离层耦合等)都有了比较全面的了解,然而对于木星辐射带却知道的甚少,其中一个核心的原因是木星辐射带粒子能量太高而不易探测(Roussos et al., 2019). 关于木星辐射带的探测以及粒子加速问题的研究是需要进一步讨论的关键方向.

      (3)行星和卫星的相互作用可以帮助我们理解行星的历史(Wei et al., 2020; Nénon et al., 2021). 对于地球或者类地行星,天然卫星数量少且没有活跃的物理现象(譬如地质活动、磁场等). 然而巨行星却有丰富的卫星系统,尤其是木星的卫星系统更是极具特色. 在木星的79颗卫星里面,包含了太阳系地质活动最活跃的木卫一(Io)和太阳系最大的卫星木卫三(Ganymede),而且木卫三也是太阳系唯一有全球磁场的卫星. 木卫三磁层和木星磁层间的磁层相互作用提供了一种独特的相互作用环境,而这一环境也类似于古地—月环境,可以提供现实的环境帮助理解古地—月系统的演化.

      (4)木星具有太阳系最强的极光辐射,其强度能达到地球的数百倍,这与磁层空间中大量的高能粒子分布有关. 木星磁层粒子的来源是木卫一的火山活动导致的大气逃逸,然而木星磁层能量的释放又与太阳活动紧密联系(Chané et al., 2017, Nichols et al., 2007, 2017b). 因此研究木星的空间环境演化最理想的情况是同时监测木卫一的火山活动逃逸物质(即木卫一等离子体环)、太阳风以及木星极光. 监测木星等离子体环可以关注包括极紫外在内的多个光学波段(譬如Hisaki卫星),而监测极光最好的信号是远紫外波段(譬如哈勃或者Juno卫星). 同时探测器需要较长时间处于木星磁层顶上游,其携带的等离子体仪器能够提供相对连续的太阳风活动监测. 该类探测器的轨道和仪器需求都非常类似于中欧联合的SMILE卫星计划(Wang et al., 2018).

      (5)土星的卫星土卫二和土卫六由于表面或内部的液态海洋的存在,被认为是太阳系生命信号搜索的关键目标. 未来对于土星的探测可以聚焦在这些卫星上,譬如探测土卫二南极冰层下面的液态海洋以及冰火山的能量来源.

参考文献 (151)

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