• ISSN 2096-8957
  • CN 10-1702/P

金星与火星电离层研究现状概述

曹雨田 牛丹丹 崔峻 吴晓姝

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金星与火星电离层研究现状概述

Review of Venusian and Martian ionospheres

    Corresponding author: Cao Yutian, caoyt6@mail.sysu.edu.cn ;
  • CLC number: P352

  • 摘要: 随着天问一号发射,我国深空探测迈入火星探测新阶段,这对我国行星科学的学科建设提出了更高要求. 行星电离层一般指行星高层大气中含有大量自由热电子与离子的区域. 这些等离子体主要由太阳紫外辐射与行星外部高能粒子电离行星中性大气后产生. 作为行星与外界进行物质能量交换的关键区域,电离层对行星高层大气以及地表环境都有十分重要的影响. 本文简略回顾了从上个世纪以来开展的一系列金星与火星探测计划所获得的对金星与火星电离层的研究结果,旨在为通过比较行星学研究不同星球电离层的异同提供基础.
  • 图 1  金星电离层、磁场等空间环境(修改自Brace and Kliore, 1991

    Figure 1.  Structure of the Venus ionosphere and magnetosphere (modified from Brace and Kliore, 1991)

    图 2  金星电离层主要离子光化学反应(修改自Nagy et al., 1983

    Figure 2.  Ion chemistry scheme appropriate for Venus (modefied from Nagy et al., 1983)

    图 3  模型模拟与实测金星电离层离子密度剖面(修改自Nagy et al., 1980

    Figure 3.  Measured and calculated dayside ion densities at Venus (modified from Nagy et al., 1980)

    图 4  PVO测量的金星离子漂移速度(修改自Miller and Whitten, 1991

    Figure 4.  Measured ion drift velocities at Venus (modified from Miller and Whitten, 1991)

    图 5  太阳极大年条件下实测(a)与模拟(b)的电子密度随太阳天顶角变化情况(修改自Shinagawa, 1996; Miller et al., 1980

    Figure 5.  Measured (a) and calculated (b) solar cycle maximum electron densities as a function of SZA (modified from Shinagawa, 1996; Miller et al., 1980)

    图 6  非磁化与磁化下金星电离层电子密度剖面(修改自Russell and Vaisberg, 1983

    Figure 6.  Measured altitude variations of magnetic field strength and electron densities corresponding to unmagnetized and magnetized ionospheric conditions at Venus (modified from Russell and Vaisberg, 1983)

    图 7  金星电离层顶高度分别随磁压(a)与太阳天顶角(b)变化(修改自Brace and Kliore, 1991

    Figure 7.  Measured ionopause height as a function of the magnetic pressure above the ionopause (a) and solar zenith angle (b), respectively (modified from Brace and Kliore, 1991)

    图 8  不同太阳天顶角下测量的离子温度(a)与电子温度(b)剖面(修改自Miller et al., 1980

    Figure 8.  Measured ion temperature (a) and electron temperature (b) as a function of solar zenith angle, respectively (modified from Miller et al., 1980)

    图 9  模型模拟的金星电离层电子温度与离子温度的高度剖面(修改自 Cravens et al., 1980

    Figure 9.  Electron and ion temperatures calculated by two different one-dimensional models, respectively (modified from Cravens et al., 1980)

    图 10  PVO第530号轨道测量的金星夜侧电离层电子密度轮廓(修改自Brace et al., 1982

    Figure 10.  Electron densities measured by the electron temperature probe carried aboard the Pioneer Venus Orbiter during Orbit 530 (modified from Brace et al., 1982)

    图 11  MGS测量的火星日侧电离层电子密度轮廓. 图中显示出三个独立的层结构:140 km处的M2层、110 km处的M1层以及90 km处的陨石层(修改自Withers et al., 2008

    Figure 11.  MGS radio occultation profile 5045K56A, which shows three clear layers, the M2 layer at 140 km, the M1 layer at 110 km and the meteoric layer at 90 km. (modefied from Withers et al., 2008)

    图 12  MAVEN测量的火星日侧电离层各离子成分平均密度轮廓. 观测数据范围为天顶角60°、高度在150~500 km(修改自Benna et al., 2015

    Figure 12.  Altitude profiles of the averaged density of ionospheric ions measured by NGIMS at SZA = 60° at altitudes between 150 and 500 km (modified from Benna et al., 2015)

    图 13  模型模拟的沙尘暴事件下电离层密度剖面(修改自Fang et al., 2020

    Figure 13.  Maodel-calculated ionospheric density disturbances for dust event (modefied from Fang et al., 2020)

    图 14  MGS观测的耀斑期间电离层电子密度结构(红线表示耀斑发生时,黑线表示耀斑发生之前或之后)(修改自Mendillo et al., 2006

    Figure 14.  MGS radio occultation electron density (Ne) profiles on Mars obtained for 15 April and 26 April 2001. The two profiles in red show statistically significant departures at low altitudes because of solar flares (modefied from Mendillo et al., 2006)

    图 15  不同加热流量下模拟的火星电离层电子温度与离子温度结构(修改自 Choi et al., 1998

    Figure 15.  Calculated ion and electron temperature profiles for different assumed topside heat inflows (modefied from Choi et al., 1998)

    图 16  基于MAVEN数据的典型光电子能谱

    Figure 16.  A typical photoelectron spectrum measured by MAVEN

    图 17  火星夜侧电子空洞事件与地壳磁场分布相关性(修改自Steckiewicz et al., 2017

    Figure 17.  The geographic distribution of electron depletions occurrence rate (modified from Steckiewicz et al., 2017)

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出版历程
  • 收稿日期:  2021-04-10
  • 网络出版日期:  2021-05-17

金星与火星电离层研究现状概述

摘要: 随着天问一号发射,我国深空探测迈入火星探测新阶段,这对我国行星科学的学科建设提出了更高要求. 行星电离层一般指行星高层大气中含有大量自由热电子与离子的区域. 这些等离子体主要由太阳紫外辐射与行星外部高能粒子电离行星中性大气后产生. 作为行星与外界进行物质能量交换的关键区域,电离层对行星高层大气以及地表环境都有十分重要的影响. 本文简略回顾了从上个世纪以来开展的一系列金星与火星探测计划所获得的对金星与火星电离层的研究结果,旨在为通过比较行星学研究不同星球电离层的异同提供基础.

English Abstract

    • 近年来,嫦娥探月工程的顺利实施,标志着我国在深空探测方面已经取得一定进展,天问一号的顺利发射,代表着我国深空探测迈入火星探测的新阶段. 一系列深空探测任务的开展,不仅促进了我国航天技术的发展,也为我国行星科学研究在国际领域走向前沿提供了新的机遇,同时也对我国的行星科学建设提出了迫切的需求. 行星电离层一般指行星高层大气中含有大量自由的热电子和离子的区域,这些电子与离子主要由太阳的极紫外和X 射线电离中性大气后产生,高能粒子与中性大气的碰撞电离也会产生大量电子与离子. 地球电离层对电磁波通讯过程有很重要的影响. 因此,研究地球电离层的各项性质以及变化特性对人类生产生活十分重要. 研究太阳系内其他星体电离层的特性,对深空探测的发展、对行星宜居性的探索和对未来人类登陆其他行星的研究都具有重大的意义.

      金星和火星作为两颗拥有浓密大气的类地行星,其电离层从上个世纪起就已经被广泛研究. 最早的金星电离层电子密度测量,是基于1967年发射的水手号探测卫星的雷达测量. 此后,美国与前苏联开展了一系列的金星探测计划. 其中1978年发射的金星先驱者号(PVO)探测卫星,在长达11年的运行周期内,基于就位和遥感两种探测手段提供了大量的金星电离层观测数据(Colin et al., 1980). 2005年由欧洲空间局发射的金星快车(VEx)探测卫星在8年的运行周期内,详细地探测了金星高层大气与电离层的成分、结构以及金星空间等离子体环境,为研究金星空间环境以及大气逃逸等过程提供了丰富的探测数据(例如,Barabash et al., 2007).

      首次火星大气探测要追溯到1965年发射的水手4号卫星对火星的飞掠探测. 这次探测发现火星大气以CO2为主,表面大气压为地球表面大气压的千分之一. 后续的水手9号以及“维京”号探测器为火星探测提供了更丰富的数据. 上个世纪末发射的火星全球勘探者号(MGS)卫星利用射电掩星提供了大量的火星电离层观测数据(Albee et al., 2011). 21世纪国际上针对火星的探测越来越多,从欧洲火星快车(MEx)到美国火星大气挥发物演化研究卫星(MAVEN)再到中国天问一号,一系列火星探测卫星的升空,使得我们对火星电离层的了解越发深入(例如,Barabash et al., 2006; Jakosky et al., 2015). 对火星电离层的认识不再局限于主要离子成分,获得了丰富的次要成分的分布信息. 同时,丰富的探测数据也使得我们能更好地研究火星电离层是如何受到太阳活动和火星表面沙尘暴等外部、内部极端天气的影响. 大量的探测数据与研究结果有助于我们更好地了解火星,乃至更深入地了解地球.

      本文拟分别介绍目前为止学术界基于近年来国际上金星与火星的探测,对金星与火星电离层的结构、分布及变化性等特点的认知,为后续行星科学的研究提供参考. 对于金星电离层的相关研究结果主要是基于上世纪发射的PVO测量数据,所以本文着重介绍金星电离层的密度、温度分布等信息. 火星大气成分、磁场环境与金星相似,因此其电离层基本结构与金星也较为相似. 近年来针对火星的探测与研究较为丰富,因此本文将着重介绍近期针对火星电离层更为深入细致的研究结果.

    • 金星是太阳系内第二颗行星,其质量、半径均与地球相近. 相较于地球,金星大气十分浓密,金星表面大气压约为地球表面大气压的100倍. 金星没有类似地球的全球内秉磁场保护,太阳风、行星际磁场等能直接与金星高层大气发生作用,甚至深入到金星电离层中,为金星形成了独特空间环境. 图1展示了金星电离层、磁层等空间环境的结构(Brace and Kliore, 1991).

      图  1  金星电离层、磁场等空间环境(修改自Brace and Kliore, 1991

      Figure 1.  Structure of the Venus ionosphere and magnetosphere (modified from Brace and Kliore, 1991)

      金星日侧电离层主要由太阳紫外辐射引起的光致电离产生,光致电离率在距金星表面140 km高度处达到峰值. 在这个高度,金星大气的主要中性成分为CO2,次要成分为氧原子,主要的电离层离子成分却不是CO2+,因为大气中CO2+不稳定,会迅速转化成O2+Kumar and Hunten, 1974). 在距金星表面180 km高度以下,金星电离层离子成分主要受离子化学影响,具体的主要化学反应如下:

      $ {\text{CO}}_{2}+hv\to {\text{CO}}_{2}^++{\mathrm{e}}^- $

      (1)

      $ {\text{CO}}_{2}^++\mathrm{O}\to {\text{O}}_{2}^++\mathrm{C}\mathrm{O} $

      (2)

      $ \to {\text{O}}^++{\text{CO}}_{2} $

      (3)

      $ {\text{O}}^++{\text{CO}}_{2}\to {\text{O}}_{2}^++\mathrm{C}\mathrm{O} $

      (4)

      $ {\text{O}}_{2}^++{\mathrm{e}}^-\to \text{O}+\mathrm{O} $

      (5)

      式(5)中的O2+分解复合反应,是整个化学反应链中离子耗散的终点. 图2展示了金星电离层中主要离子成分的光化学过程(Nagy et al., 1983).

      图  2  金星电离层主要离子光化学反应(修改自Nagy et al., 1983

      Figure 2.  Ion chemistry scheme appropriate for Venus (modefied from Nagy et al., 1983)

      基于上述金星电离层主要光化学反应,并且忽略输运作用,Nagy等(1980)通过求解多离子成分耦合的连续性方程与动量方程,获得了O2+、O+、CO2+等主要离子成分的密度分布,并与PVO的实际测量数据进行了比较,图3展示了上述光化学模型计算结果以及PVO测量的金星电离层离子密度剖面. 从金星电离层离子密度剖面中得知:(1)金星总离子密度与电子密度的峰值高度大概在140 km左右;(2)金星电离层主要离子成分为O2+;(3)CO2+是金星电离层中的次要成分;(4)在较高高度,O+变为了金星电离层中最主要的离子成分,峰值高度在大概200 km左右. 图中还可以看到金星电离层中存在多种次要离子成分,这些离子主要由图2中一系列光化学过程产生的(Fox, 1982).

      图  3  模型模拟与实测金星电离层离子密度剖面(修改自Nagy et al., 1980

      Figure 3.  Measured and calculated dayside ion densities at Venus (modified from Nagy et al., 1980)

      在180 km高度以下,金星电离层的形成主要由光化学过程主导,因此金星日侧电离层峰值处的电子密度与传统查普曼理论预言的相似,峰值密度随太阳天顶角增大而降低. 不同于地球F2层,金星电离层的峰值位置取决于光致电离产生率的峰值处. Hays等(1973)基于115条金星电离层电子密度剖面,提出了电离层峰值密度与太阳F10.7射电辐射流量和太阳天顶角的经验模型:

      $ {N}_{\mathrm{e},\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}(\mathrm{F}10.7,\chi)\!=\!(5.92 \! \pm \! 0.03) \! \times \! {10}^{5}{\left(\frac{\mathrm{F}\mathrm{E}\mathrm{U}\mathrm{V}}{150}\right)}^{0.376}{\left(\mathrm{c}\mathrm{o}\mathrm{s}\chi \right)}^{0.511} $

      (6)

      其中F10.7是太阳10.7 cm波段的射电流量,$ \chi $是太阳天顶角. 而金星电离层的峰值高度并不会像查普曼理论预言的一样随太阳天顶角的增大而升高,而是保持在140 km高度附近,因为随着太阳天顶角的增大,金星电离层的中性密度也会降低,导致峰值高度并不会明显变化(Cravens et al., 1981).

      在距金星表面200 km高度以上,由于化学时标的增大,输运过程变为金星电离层的主导因素,例如扩散效应以及等离子体沿磁场的漂移运动. 金星本身不像地球拥有全球的偶极磁场,而在强上游太阳风条件下,金星电离层会在水平方向形成感应磁场. 在感应磁场较弱的时候,等离子体沿竖直或水平方向自由运动. 金星日下点附近的离子与电子的垂直分布主要受到垂直扩散的影响,随着太阳天顶角增大,水平方向等离子体流逐渐成为影响金星电离层等离子分布的主要因素. 此外,输运作用也会显著提高金星电离层160 km以上二次电子的产生率(Cui et al., 2011).

      PVO对金星电离层离子运动速度也有测量. 对于离子速度的测量结果表明金星电离层等离子体水平输运速度随着高度与太阳天顶角的增大而增加,在晨昏分界面附近最高能达到km/s的量级,到了夜侧,能达到超声速. 图4展示了测量的离子漂移速度随高度与太阳天顶角的变化. 有一系列研究工作利用一维或多维流体力学与磁流体力学模型对金星电离层的离子密度与流体速度分布开展了系统性地研究(Shinagawa, 1996; Tanaka and Murawski, 1997; Bauske et al., 1998). 这些研究表明,金星电离层中如此大的等离子体运动速度主要是由日夜压力梯度驱动的. 对夜侧电离层,理论模型计算与实际观测表明,夜侧电离层离子运动速度受到明显的激波减速. 图5分别展示了测量与模拟的太阳极大年期间电子密度剖面随太阳天顶角的变化情况.

      图  4  PVO测量的金星离子漂移速度(修改自Miller and Whitten, 1991

      Figure 4.  Measured ion drift velocities at Venus (modified from Miller and Whitten, 1991)

      图  5  太阳极大年条件下实测(a)与模拟(b)的电子密度随太阳天顶角变化情况(修改自Shinagawa, 1996; Miller et al., 1980

      Figure 5.  Measured (a) and calculated (b) solar cycle maximum electron densities as a function of SZA (modified from Shinagawa, 1996; Miller et al., 1980)

      在金星顶部电离层附近,当等离子体热压与磁压近似相等时,电子密度有明显衰减,热压与磁压的总和与弓激波外的上游太阳风动压近似相等,此处被认为是电离层顶. 在电离层顶,电子密度梯度显著变化,当金星电离层没有被磁化时,在几十千米的高度范围内迅速由等离子体热压主导转变为由磁压主导. 当金星电离层被磁化后,由热压向磁压转变的过渡区域的高度范围要宽很多. 图6展示了在磁化与非磁化状态下PVO测量到的金星电离层电子密度与磁场强度随高度的变化剖面.

      图  6  非磁化与磁化下金星电离层电子密度剖面(修改自Russell and Vaisberg, 1983

      Figure 6.  Measured altitude variations of magnetic field strength and electron densities corresponding to unmagnetized and magnetized ionospheric conditions at Venus (modified from Russell and Vaisberg, 1983)

      金星电离层顶定义为太阳风动压与电离层热压加磁压平衡的高度,随着上游太阳风动压与金星电离层的变化而变化. 当太阳风动压增强时,金星电离层顶的高度会下降,但当太阳风动压超过4×10−8 dyne/cm2时,电离层顶高度则会稳定在350 km高度左右. 太阳天顶角从日下点增加到90°的过程中,金星电离层顶的平均高度也从350 km增加到900 km. 图7展示了电离层顶高度随顶部磁压与太阳天顶角变化的情况.

      图  7  金星电离层顶高度分别随磁压(a)与太阳天顶角(b)变化(修改自Brace and Kliore, 1991

      Figure 7.  Measured ionopause height as a function of the magnetic pressure above the ionopause (a) and solar zenith angle (b), respectively (modified from Brace and Kliore, 1991)

      金星电离层对上游太阳风动压的响应,除了电离层顶高度的变化外,电离层本身的磁化效应与上游太阳风动压息息相关. 在上游太阳风动压较强的时候,整个金星电离层被磁化,这个时候金星电离层中出现大尺度的水平磁场,同时电离层顶高度也会大幅下降(Luhmann et al., 1980). 当太阳风动压较小时,金星电离层则不会被磁化,此时电离层平均磁场强度只有1nT左右,但是电离层中会充斥着大量小尺度的磁通量管,这些磁通量管的磁场强度都非常大(Russell and Elphic, 1979). 当太阳活动十分剧烈,上游太阳风极大时,也能在金星电离层中看到少量磁通量管(Zhang et al., 2008; Wei et al., 2010). 以上结果都是基于PVO在太阳活动高年的观测结果. 基于金星快车在太阳活动低年对金星的观测,人们发现,在磁化的金星电离层中,也存在直径达上百千米量级的超大尺度磁通量管(Zhang et al., 2012).

      除了等离子体密度,电子温度与离子温度是描述金星电离层的另一重要参数. 图8展示了在太阳极大年观测到的电子温度与离子温度随太阳天顶角的变化情况. 观测到的等离子体温度要显著大于中性大气温度. 考虑到PVO的观测都集中在金星中纬度区域,观测到的等离子体高温无法用太阳紫外辐射加热与传统热传导过程描述(Schank and Nagy 2004). 为了与观测结果相符,有两类模型解释观测到的等离子体高温,一是在金星顶部电离层有额外的等离子体能量输入源;二是金星大气的热传导有衰减. 后者还会引起向下传导的热流的衰减并导致传输给中性大气的能量在低高度有所减弱(Nagy and Cravens, 1997). 虽然以上两个原因都有可能影响金星电离层电子与离子温度,但目前为止哪个过程起主导作用还尚未确定. PVO的等离子体波动仪器探测发现在金星电离层顶及以上有显著的波动效应,并且这些波动效应会将大约1010eV cm−2s−1量级的能量传输进金星电离层. 大量的能量输入,也会导致金星电离层等离子体温度的大幅上升(Cravens et al., 1980). 有研究表明,金星尾部的太阳风等离子体可能沿着悬挂磁场进入金星电离层,带来大量能量引起电离层等离子体温度升高(Gan et al., 1990). 金星电离层的磁场扰动,会引起电离层热传导率的变化,进而影响等离子体温度(Cravens et al., 1980). 图9分别展示了顶部有固定等离子体能量输入源和随磁场扰动变化的热传导率情况下计算出的金星一维电离层电子温度与离子温度剖面,可以看到两类模型的计算结果均与观测到的金星电子温度与离子温度相符合.

      图  8  不同太阳天顶角下测量的离子温度(a)与电子温度(b)剖面(修改自Miller et al., 1980

      Figure 8.  Measured ion temperature (a) and electron temperature (b) as a function of solar zenith angle, respectively (modified from Miller et al., 1980)

      图  9  模型模拟的金星电离层电子温度与离子温度的高度剖面(修改自 Cravens et al., 1980

      Figure 9.  Electron and ion temperatures calculated by two different one-dimensional models, respectively (modified from Cravens et al., 1980)

      一个金星夜晚的时长相当于58个地球日. 在夜侧,缺乏太阳辐射,所以没有足够的光致电离产生新的电子与离子来补充分解复合反应损失的电子与离子. 但金星仍然拥有较为稳定存在的夜侧电离层,不过变化十分剧烈. 图5中展示了在太阳活动极大年测量到的金星夜侧电离层的密度剖面. 金星夜侧电离层的成因主要是从日侧输运到夜侧的等离子体以及沉降高能电子与中性大气的碰撞电离. 在不同条件下,这两种成因的重要性各不相同,例如在太阳活动极大年,运输等离子体是金星夜侧电离层的主要成因(Dobe et al., 1995). 金星夜侧电离层在不同时间与位置的差异很大,图5中展示是平均的夜侧电离层电子密度剖面. PVO实际测量中发现,不同时间测量到同一路径上的电子密度可以相差一个数量级,还曾发现过金星夜侧电离层消失、电子空洞、等离子体云等多种特殊现象.

      基于PVO观测数据,金星夜侧电离层在南北半球各有一个大尺度电子密度空洞,均位于径向磁场强度较强的区域(Brace et al., 1982). 图10展示了PVO第530号轨道探测到的金星夜侧电离层两个电子密度空洞. 后续研究表明,金星夜侧电离层电子密度空洞可能是由上游太阳风对电离层的侵蚀作用形成大尺度等离子体管道造成的(Pérez-de-Tejada et al., 2004). 有研究提出电子密度空洞可能是由于感应磁场进入金星电离层后,连接了电离层与金星尾部,电离层电子能沿着磁场输运到金星尾部后逃逸(Collinson et al 2014).

      图  10  PVO第530号轨道测量的金星夜侧电离层电子密度轮廓(修改自Brace et al., 1982

      Figure 10.  Electron densities measured by the electron temperature probe carried aboard the Pioneer Venus Orbiter during Orbit 530 (modified from Brace et al., 1982)

    • 与金星类似,火星日侧存在一个永久性电离层结构,这种层结构由早期的射电掩星实验观测证实(Withers et al., 2008). 火星电离层中等离子体主要来源于中性背景大气中CO2的电离(Schunk and Nagy, 2000),不同的电离源导致火星电离层产生两个独立的层结构:在140 km附近的层结构称为M2层或者主峰,由太阳极紫外辐射的光致电离过程主导(Withers, 2009),因为该高度下火星中性大气的主要成分与金星同样为CO2,所以火星M2层形成的光化学过程与金星一致,并且其峰值密度和高度可以用查普曼理论描述(Zhang et al., 1990);在100 km附近的层结构称为M1层或者次峰,由软X射线产生的高能光电子碰撞电离过程主导. 在火星日侧电离层90 km处,有时也会观测到一个微陨石层,通常是由流星体烧蚀产生的. 在M2层以上区域,扩散时标小于光化学反应时标,因此输运过程起主导作用. 图11展示了基于MGS测量的单轨道电子密度剖面,显示出火星电离层有三个独立的层结构.

      图  11  MGS测量的火星日侧电离层电子密度轮廓. 图中显示出三个独立的层结构:140 km处的M2层、110 km处的M1层以及90 km处的陨石层(修改自Withers et al., 2008

      Figure 11.  MGS radio occultation profile 5045K56A, which shows three clear layers, the M2 layer at 140 km, the M1 layer at 110 km and the meteoric layer at 90 km. (modefied from Withers et al., 2008)

      火星日侧电离层成分的首次探测由“维京”号登陆器完成(Hanson et al., 1977; Chen et al., 1978),观测表明其主要离子成分是O2+、CO2+和O+. 与金星电离层相似,尽管火星电离层中CO2+是光致电离产生的最主要离子,但是O2+是主导的离子成分,在300 km高度以上成为最主要的离子成分. 之后MAVEN卫星于2014年9月22日进入火星轨道,携带的中性气体和离子质谱仪(NGIMS)提供了更全面的火星电离层信息(Jakosky et al., 2015),观测到至少25种离子成分:H2+、H3+、He+、O2+、C+、CH+、N+、NH+、O+、OH+、H2O+、H3O+、N2+/CO+、HCO+/HOC+/N2H+、NO+、HNO+、O2+、HO2+、Ar+、ArH+、CO2+和OCOH+. 图12展示了基于MAVEN观测的火星日侧电离层各离子成分的平均密度轮廓. 进一步研究表明,火星电离层各离子存在明显的晨昏不对称性(Cui et al., 2020).

      图  12  MAVEN测量的火星日侧电离层各离子成分平均密度轮廓. 观测数据范围为天顶角60°、高度在150~500 km(修改自Benna et al., 2015

      Figure 12.  Altitude profiles of the averaged density of ionospheric ions measured by NGIMS at SZA = 60° at altitudes between 150 and 500 km (modified from Benna et al., 2015)

      火星M2层最主要的特征是它的峰值高度、宽度以及电子密度,这些特征参数可以用查普曼模型描述. 与金星不同,火星M2层峰值高度和峰值密度与太阳天顶角的相关性均与查普曼理论一致,峰值高度随太阳天顶角增大而增大,峰值密度随太阳天顶角增大而减小. 然而,峰值密度与太阳辐射照度之间的相关性并不如查普曼理论预测的那样,这种差异可能是太阳辐射通量的替代指标不足引起的. 由于辐射活动区域在太阳表面不是均匀分布的,太阳自转引起的太阳辐射照度变化会引起峰值电子密度的短周期性变化(Liu et al., 2011). 太阳耀斑也引起峰值电子密度更快速的变化. 由于远日点与近日点之间日心距离的变化,M2层离子峰值高度会随季节出现15 km左右的变化(Stewart, 1987; Zhang et al., 1990),例如,在日下点的峰值高度通常从120 km变化到135 km.

      此外,M2层峰值高度与热潮汐和低层大气的热状态也是相关的. 对于给定的天顶角,峰值高度出现在光深等于1的地方,这意味着峰值高度以上有一个恒定的柱密度,即恒定的压力水平,因此峰值高度会受到低层大气中温度和压力的时空变化的影响. 在低层大气出现区域性或全球性沙尘暴时,电子密度峰值高度会上升. 早期水手9号的观测发现,在天顶角为50°~60°的情况下(Kliore et al., 1972),M2层峰值高度在134~154 km范围内,这比平均值高20~30 km. 离子密度也会通过光化学过程响应背景中性大气在沙尘暴期间的变化(Fang et al., 2020; Niu et al., 2021). 图13展示了基于模型模拟的沙尘暴事件下电离层成分的变化. 除了沙尘暴,火星大气中丰富的波动现象对电离层的结构也有一定影响. 譬如电离层电子密度峰值高度与经度的变化有关,通过MGS在远日点附近的观测发现,电子密度峰值高度出现2个和3个谐波的震荡,变化约为10 km(Bougher et al., 2001; 2004). 这种年复一年在远日点观测到的变化性与低层大气中的行星和潮汐波活动相关(Forbes et al., 2002; Moudden and Forbes, 2010). 而MAVEN探测到火星电离层多种中性成分与离子成分均呈现出相似的波动结构,这种统一的波动现象很有可能是由火星大气中的重力波导致的(Bougher et al., 2015).

      图  13  模型模拟的沙尘暴事件下电离层密度剖面(修改自Fang et al., 2020

      Figure 13.  Maodel-calculated ionospheric density disturbances for dust event (modefied from Fang et al., 2020)

      在M1层,软X射线通过电离背景大气会产生能量非常高的光电子和俄歇电子,这些高能电子反过来会产生更多的电离. 事实上,这些高能电子导致的电子碰撞过程是此区域的主要电离源. M1层中的CO+、O+和CO+主要是由CO2的电离过程产生的. 这些离子随后会通过化学反应转化成终端离子,主要是O2+和NO+. 最后,这些终端离子通过复合分解反应而损失. M1层峰值电子密度与天顶角余弦的平方根成正比,这与电离层光化学的理论预期一致. M1层对短时太阳耀斑事件有强烈的响应. 在太阳耀斑期间,整个M1层电子密度增加,并且随着海拔的降低,密度增加的程度也增大(Mendillo et al., 2006). 图14展示了MGS观测到的耀斑期间内电子密度剖面,电子密度在M2层以上无明显变化,但在低海拔显著增加. 结合MAVEN观测数据与模型计算,Xu等(2018)发现在2017年9发生的X级耀斑事件期间,火星电离层离子密度的增长量在不同高度能有10%到1500%不等.

      图  14  MGS观测的耀斑期间电离层电子密度结构(红线表示耀斑发生时,黑线表示耀斑发生之前或之后)(修改自Mendillo et al., 2006

      Figure 14.  MGS radio occultation electron density (Ne) profiles on Mars obtained for 15 April and 26 April 2001. The two profiles in red show statistically significant departures at low altitudes because of solar flares (modefied from Mendillo et al., 2006)

      在地球电离层的E层区域,时常会出现一个由消蚀微陨石而形成的层结构,主要由金属成分构成,例如镁离子、铁离子、钠离子、硅粒子以及他们的氧化物,如氧化镁离子等. 在类地行星中,这些消蚀出来的金属原子可能通过光致电离过程或者与NO+和O2+的电荷交换过程,形成金属离子(Grebowsky et al., 2002; Plane, 2003). Mariner 7、Mariner 9、MGS以及MEX的观测都表明在火星上存在这样一个微陨层(Fjeldbo et al., 1970; Kliore et al., 1972; Pätzold et al., 2005; Withers et al., 2008). 在MGS的观测中,微陨石层的平均高度为91.7 km,平均峰值密度为1.33×10−4 cm−3,平均宽度为10 km(Wither et al., 2008). 微陨石层的这些特征参数与背景大气性质或观测属性,如太阳辐照度、中性大气标高和太阳天顶角的相关性都不强,这与光化学控制的M2层的行为形成鲜明对比. 微陨石层的出现率与季节有关,不同季节下通常会达到一个数量级的变化,这与微陨石流通量的变化是一致的(Withers et al., 2008). 对于火星上陨石离子成分,一些研究表明几乎所有的金属离子在火星上是镁离子(Whalley and Plane, 2010).

      描述电离层的另一种重要参数是电离层中各成分的温度. 在火星电离层M2层或更低的地方,由于有足够的碰撞,中性、离子和电子温度处于热平衡状态. 在峰值稍高的地方,电子温度会偏离中性温度,并随海拔增加迅速增加,达到典型的数千开尔文值. 在较高的海拔(170 km左右),离子温度偏离中性温度,并且接近电子温度. 在MAVEN任务之前,电子温度和离子温度的观测仅限于“维京”号在太阳极小期的数据(Hanson and Mantas, 1988). 其观测到的等离子体温度偏离中性温度. 与金星类似,传统模型的结果无法达到测量的温度数值,表明仅由EUV作为白天电离层的加热源是不足够的. 为了与观测结果相符,可以从两个方面完善模型,一是在火星顶部电离层加入额外的加热源;二是降低火星大气的热传导效果. 图15展示了在顶部有不同加热流量情况下计算出的火星电离层电子温度与离子温度结构,可以看到随着输入能量流量的增大,模型的结果与观测到的等离子体温度逐渐接近. MAVEN的测量结果还发现,火星日侧电离层电子温度随经度变化明显,而且夜侧电离层的电子温度要显著的大于日侧电离层(Jakosky et al., 2015; Flynn et al., 2017).

      图  15  不同加热流量下模拟的火星电离层电子温度与离子温度结构(修改自 Choi et al., 1998

      Figure 15.  Calculated ion and electron temperature profiles for different assumed topside heat inflows (modefied from Choi et al., 1998)

      除了热电子与热离子,随着Mex、MAVEN等卫星探测数据的返回,人们对火星电离层中的高能电子的认识也不断深入. 高能电子一般指行星高层大气中能量大于1 eV的电子,行星空间环境中的高能电子可以将太阳辐射等外部能量传输给行星大气,因此是联系太阳辐射和行星大气的纽带,也是近年来的研究热点. 火星电离层中的高能电子主要包含两种成分:其一是由太阳紫外辐射以及X射线辐射电离行星中性大气后产生的光电子(Fox et al., 2008; Coates et al., 2011);其二是跟随太阳风沉降进行星高层大气的高能太阳风电子(Verigin et al., 1991).

      火星日侧空间环境中的高能电子主要成分,通常被认为是光致电离产生的光电子. 这些光电子最显著的观测特征是,其能谱在22~27 eV之间存在一个明显的峰值结构. 其形成过程是,太阳紫外辐射中流量较强的氦原子发射线电离火星大气中的二氧化碳分子和氧原子后,产生了大量的能量在22~27 eV之间的电子(Frahm et al., 2006a, 2006b). 此外,由于波长小于17 nm的太阳辐射流量大幅衰减,能量在60~70 eV范围内的光电子流量会发生陡降. 在过去近40年的时间里,从多颗火星探测卫星的电子能谱中都能观测到上述光电子的特征(Frahm et al., 2006b; Mantas et al., 1979; Sakai et al., 2015; 2016; Peterson et al., 2016),图16展示了MAVEN号火星探测器某时刻观测到的典型的火星日侧电离层光电子能谱. 以往工作中,光电子在22~27 eV之间的峰值特征被广泛用来作为识别光电子的指标. 因为光电子会沿着火星空间磁场输运至火星顶部电离层与夜侧电离层,所以通过识别这些区域的光电子,可以研究火星空间磁场分布(Liemohn et al., 2006; Shane et al., 2016; Cao et al., 2021). 在光电子沿磁场输运到夜侧过程中,其投掷角分布也会有显著变化,从日侧的各向同性变为仅沿磁场方向分布,到夜侧则恢复到各个方向均有分布(Cao et al., 2021). 除了光电子峰值特征以外,近年来有研究发现光电子能谱的斜率、较低能部分电子的流量变化等其他特征信息也与火星高层大气成分变化息息相关(Wu et al., 2019, 2020). 例如光电子在10~50eV之间的能谱斜率变化,便反映了光电子与中性大气分子非弹性碰撞过程的发生频率. 因此,可以用光电子能谱的斜率变化研究火星高层大气碰撞过程(Wu et al 2019).

      图  16  基于MAVEN数据的典型光电子能谱

      Figure 16.  A typical photoelectron spectrum measured by MAVEN

      不同于日侧,火星夜侧电离层缺乏太阳辐射,更加的复杂多变. 一般认为沉降太阳风电子是火星夜侧电离层的主要成因(Safaeinili et al., 2007; Fowler et al., 2015; Girazian et al., 2017; Adams et al., 2018; Lillis et al., 2018),从日侧输运而来的等离子也是火星夜侧电离层形成的原因之一(Cui et al., 2015, Cao et al., 2019). 在一定高度以下,沉降太阳风电子可以作为火星夜侧电离层的唯一电离源(Cui et al., 2019). 沉降太阳风电子流量以及相应的通过电子碰撞电离产生的等离子体密度则显著受到火星上游太阳风动压变化的影响(Lillis et al., 2013; Xu et al., 2016). 火星南半球的地壳剩余磁场也会阻碍太阳风电子的沉降,因此研究夜侧沉降太阳风电子的流量变化等也有助于了解火星空间磁场的分布. 由于火星地壳磁场的存在会阻碍太阳风电子沉降,多颗卫星曾在火星夜侧电离层观测到高能电子流量大量衰减的现象,即电子空洞事件(Steckiewicz et al., 2015, 2017; Niu et al., 2020). 基于火星全球勘探者、火星快车以及MAVEN卫星对火星夜侧高能电子的观测,Steckiewicz等(2017)在距火星地表125~900 km的高度内识别出了超过十万个高能电子空洞事件. 统计结果表明高能电子空洞事件发生率与火星地壳剩余磁场分布呈明显正相关关系,进一步验证了火星地壳剩余磁场会阻碍太阳风电子沉降过程的理论(Ma et al., 2002, 2004, 2014a, 2014b). 图17展示了火星高能电子空洞事件发生率与火星地壳剩余磁场分布的相关性的对比. 在距火星地表170 km以内的高度,高能电子空洞事件不再受火星地壳磁场分布调控,而与二氧化碳分子和高能电子之间的非弹性碰撞有关(Steckiewicz et al., 2017). 此外,有学者在火星日侧电离层与磁层观测到高能电子空洞事件,这些日侧高能电子空洞事件则与高能电子沿连接火星日夜的磁力线的输运相关(Brain et al., 2007; Hall et al., 2016).

      图  17  火星夜侧电子空洞事件与地壳磁场分布相关性(修改自Steckiewicz et al., 2017

      Figure 17.  The geographic distribution of electron depletions occurrence rate (modified from Steckiewicz et al., 2017)

    • 基于卫星探测与模型模拟数据,本文简略介绍了目前为止我们对金星与火星电离层的了解. 金星电离层主要具有以下特点:(1)虽然中性大气以CO2为止,但金星电离层的离子主要成分为O2+与O+;(2)金星日侧电离层峰值区域基本符合查普曼理论预言,峰值密度随太阳天顶角增大而减小,峰值高度则不随太阳天顶角变化,稳定在140 km高度附近;(3)由于金星缺少全球内秉磁场,太阳风与行星际磁场能深入金星电离层,在强上游太阳风条件下,金星电离层会被磁化;(4)金星电离层顶位于太阳风动压和电离层热压与磁压之和平衡的位置,电离层顶高度会随上游太阳风条件以及金星电离层的变化而变化,磁化与非磁化电离层状态下的电离层顶高度也有所不同;(5)金星夜侧电离层南北半球各存在一个大尺度电子密度空洞区域,可能与电离层等离子沿金星尾部的磁场输运有关;(6)金星电离层离子温度与电子温度显著大于中性温度,可能是由于金星电离层顶部有额外的能量注入源或是由金星大气热传导率随高度变化导致.

      火星大气主要成分与金星相似,而且同样没有全球内秉磁场,因此火星电离层主要特点与上述的金星电离层相似. 但火星南半球存在一块较大的地壳剩余磁场区域,火星表面又存在季节性的大尺度沙尘现象,这一系列因素使得火星电离层存在独特性,例如:(1)火星电离层除了M2主峰外,还存在由高能电子碰撞产生的M1层以及更低的流星层;(2)火星电离层离子存在明显晨昏不对称性;(3)全球性沙尘暴会显著抬高火星电离层高度;(4)火星电离层还会受到潮汐波、重力波等波动因素影响;(5)火星夜侧电离层电子温度明显大于日侧电子温度;(6)火星南半球地壳磁场既能削弱火星电离层等离子体输运又能阻碍高能太阳风电子沉降进入火星电离层.

      随着越来越多公开的卫星探测数据,我们对金星与火星电离层的了解逐渐深入,暴露出来的问题也就更多. 电离层作为影响行星大气与行星表面的重要区域,厘清其中的各种物理规律,对我们未来的深空探测计划,乃至载人登陆计划至关重要. 随着天问一号的入轨,我国将拥有自主的火星探测数据,结合已知的规律与最新的探测数据,我们才能更详细更完整地了解这些星球. 利用比较行星学的方法,比较不同行星电离层是如何随着行星大小、化学成分、磁场分布等特点变化也是一种有效的研究行星电离层的手段.

      致谢

      感谢中山大学顾浩博士、中国科学院地质与地球物理研究所范开博士在本文撰写过程中提供的大量宝贵意见. 感谢两位审稿人为本文提出的大量建设性修改意见.

参考文献 (98)

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