王明遠(yuǎn),平勁松

(中國科學(xué)院國家天文臺月球與深空探測重點實驗室,北京100012)

基于MARSIS的火星低緯度電離層統(tǒng)計特性研究

王明遠(yuǎn),平勁松

(中國科學(xué)院國家天文臺月球與深空探測重點實驗室,北京100012)

在對歐空局火星快車探測器搭載的MARSIS雷達(dá)的淺表層探測數(shù)據(jù)進(jìn)行校準(zhǔn)過程中,獲得了火星電離層的總電子含量(total electron content,TEC)觀測數(shù)據(jù)。利用該數(shù)據(jù),計算火星低緯度地區(qū)電離層的峰值電子密度和標(biāo)高;并對其進(jìn)行統(tǒng)計分析發(fā)現(xiàn),在低緯度地區(qū),火星冬季電離層的標(biāo)高和峰值電子密度均較夏季高,即冬季電離層較夏季更顯著,且春季電離層的電子密度梯度最大。

火星電離層;MARSIS;統(tǒng)計

0 引 言

2003年6月2日,歐空局發(fā)射了首個火星探測器火星快車(Mars Express,MEX),其上搭載了一個次表層和電離層雷達(dá)探測儀(Mars Adranced Radar Subsarface and Lonosphene Sounding, MARSIS)。MARSIS是一個多頻率合成孔徑下視雷達(dá),它在地下探測時發(fā)射的是大帶寬的線性調(diào)頻信號,進(jìn)行電離層探測時發(fā)射掃頻信號。MARSIS的主要科學(xué)目標(biāo)是探測火星殼層上部分的固態(tài)水和液態(tài)水分布;3個二級科學(xué)目標(biāo)是:地表以下的地質(zhì)探測、表面構(gòu)造、電離層探測。第一,探測火星表面以下、三維地質(zhì)結(jié)構(gòu)的特征和分布;第二,獲得火星表面信息;第三,利用MARSIS探測電離層、包括電離層在內(nèi)火星上層大氣與太陽風(fēng)的相互作用特征。用雷達(dá)研究電離層可獲得全球覆蓋的電離層電子密度分布、太陽和太陽風(fēng)對電離層的影響等統(tǒng)計結(jié)果[1-2]。

一般來說,作為HF雷達(dá),MARSIS在MEX軌道高度處于900 km以下時開始工作,每軌工作時長約為26 min。MARSIS有4個帶寬為1 MHz的工作頻帶,分別是1.3～2.3 MHz、2.5～3.5 MHz、3.5～4.5 MHz和4.5～5.5 MHz,其主要工作參數(shù)如表1所示。在實際工作中,探測頻率會受到電離層截止頻率的影響,通常向陽面約為4 MHz,背陰面約為1 MHz。同時電離層產(chǎn)生的色散會引起雷達(dá)信號調(diào)制失真,

這一點在脈沖壓縮之前要進(jìn)行補(bǔ)償。MARSIS在真空中的距離分辨率為150 m,其空間分辨率根據(jù)衛(wèi)星觀測高度的不同在15～30 km之間變化;在垂直軌跡方向上,MARSIS的有效分辨率為25 km;在沿跡方向上,通過在軌多普勒相干處理減少了由沿跡方向上遠(yuǎn)離星下點的散射體產(chǎn)生的雜波的影響,有效分辨率可以提高到5 km。

表1 MARSIS的基本工作參數(shù)Table 1 The main specification of MARSIS

在MARSIS淺表層探測中,雷達(dá)信號在穿過電離層時產(chǎn)生了依賴于信號頻率及電離層的總電子含量的相位漂移,從相位漂移的變化中按照參考文獻(xiàn)[3-4]所述方法可以獲得沿緯度的分辨率約為1° (約5 km)的火星電離層總電子含量。目前, MARSIS淺表層探測工作組公布了一組的火星電離層總電子含量數(shù)據(jù),這里根據(jù)這些數(shù)據(jù)對火星電離層的宏觀特征進(jìn)行了初步分析。

1 MARSIS的TEC觀測數(shù)據(jù)情況

從2005年6月19日—2007年9月30日, MARSIS在超過一個火星年的時間里獲得了電離層總電子含量約140萬個數(shù)據(jù)。這些數(shù)據(jù)幾乎覆蓋了火星全球,如圖1所示。由圖1中可以看出,火星電離層的總電子含量在1012～1017m-2范圍內(nèi)變化。

圖1 MARISIS TEC數(shù)據(jù)的全球分布圖Fig.1 The global map of MARISIS TEC data

和地球電離層一樣,太陽輻射對火星電離層的影響是十分重要的。在衛(wèi)星以橢圓軌道環(huán)繞火星的飛行過程中,隨著衛(wèi)星高度的降低,在某個特定區(qū)域可以探測到磁場的突然增強(qiáng),此區(qū)域被稱為弓形激波;在穿過弓形激波之后,磁場的大小和方向發(fā)生劇烈的擾動,等離子體的能量得到增強(qiáng),為磁場堆積區(qū);然后衛(wèi)星接近并進(jìn)入電離層,這里的邊界稱為磁場堆積邊界。此后隨著高度的降低,等離子體的密度也隨之增加;在135 km左右,火星電離層的電子數(shù)密度達(dá)到峰值。統(tǒng)計數(shù)據(jù)表明,日間火星電離層可以用Chapman層描述[5],其電子密度沿高度的分布可如下描述[6]

其中:h是高度;ne為電子密度;χ是太陽天頂角(solar zenith angle,SZA);H0表示χ為零度時電子密度峰值高度;n0表示χ為0°時電子密度的峰值; H為電離層的標(biāo)高;RMars為火星的半徑;Ch為Chapman方程,當(dāng)χ小于90°時Ch≈sec(χ)。

圖2 火星電離層總電子含量隨SZA的變化關(guān)系Fig.2 Martian ionospheric TEC as a function of SZA

對TEC觀測數(shù)據(jù)做Chapman擬合,可以得到在一個火星年內(nèi),全球電離層的平均電子密度峰值為2.226×1011m-3,標(biāo)高為11.12 km,如圖2所示。圖中,豎線區(qū)域表示TEC觀測值,*區(qū)域表示SZA每度的TEC平均值,曲線表示根據(jù)TEC日間觀測擬合出的Chapman曲線。由圖中可以確認(rèn),在SZA小于90°時,300 km以下的火星電離層是一個典型的Chapman層,總電子含量隨著SZA的增大而指數(shù)減小。

2 低緯地區(qū)TEC統(tǒng)計數(shù)據(jù)

為了討論方便,本文中稱火星北半球的春分點、夏至點、秋分點和冬至點為火星的春分點、夏至點、秋分點和冬至點(實際上對應(yīng)于南半球的秋分點、冬至點、春分點和夏至點)。此外,鑒于劇烈太陽活動對火星電離層有顯著影響,為研究火星電離層的季節(jié)和區(qū)域特性,在太陽經(jīng)度范圍[-129°,-123°]、[-114°,-93°]、[-88°,-83°]、[145°,149°]內(nèi)的觀測數(shù)據(jù)將不參與討論。

由于MARSIS觀測空間幾何構(gòu)型的限制,TEC數(shù)據(jù)的采樣分布并不是均勻的,不僅在太陽經(jīng)度上的分布有空缺,在每個緯度區(qū)間和太陽高度角上的分布上也不均衡。為獲得電離層的統(tǒng)計特征,將MARSIS的TEC數(shù)據(jù)分為春夏秋冬4個部分,分別對各個季節(jié)不同緯度地區(qū)的觀測數(shù)據(jù)利用式(1)統(tǒng)計電離層的主要參數(shù):中性大氣標(biāo)高H,太陽高度角為0°時電子密度的峰值n0,圖3就火星低緯度(25N-25S)地區(qū)給出了示例。在該圖中,每一列代表一個季節(jié),分別是春、夏、秋、冬;第一行,第(1)～(4)幅圖,表示該季節(jié)TEC數(shù)據(jù)的情況,TEC平均值和擬合得到的Chapman曲線;第二行,第(5)～(8)幅圖,表示歸一化后的TEC數(shù)據(jù)情況和TEC平均值;第三行,第(9)～(12)幅圖,表示TEC數(shù)據(jù)隨太陽經(jīng)度的分布情況和觀測量的太陽經(jīng)度平均值?？瞻妆硎驹搮^(qū)域觀測數(shù)據(jù)過少或者沒有。

圖3 火星低緯度(25N-25S)地區(qū)電離層TEC統(tǒng)計特征Fig.3 Statistical characteristics of TEC in martian equatorial region(25N-25S)

3 數(shù)據(jù)分析

由于火星電離層在太陽紫外極紫外輻射、火星大氣的CO2季節(jié)循環(huán)和火星剩磁磁場的共同約束下形成[7]?？紤]到火星近日點在Ls=250°處,接近冬至點(南半球的夏至點),遠(yuǎn)日點在Ls=70°處,接近夏至點;同時由于火星公轉(zhuǎn)軌道的橢圓度高,使得在低緯度地區(qū)太陽輻射強(qiáng)度在春季較秋季弱,在冬季較夏季更強(qiáng)。

在火星大氣CO2季節(jié)循環(huán)方面,考慮Viking Lander 1(VL1)和Viking Lander 2(VL2)上載荷RPA(retarding potential analyzer)觀測到的火星大氣壓變化趨勢(如圖4所示)。VL1位于(22.54 N, 48.23 W),工作時間為1976年7月20日至1982年11月13日;VL2位于(44 N,226W),工作時間為1976年9月3日至1980年4月11日,其中VL1位于低緯度地區(qū),它觀測到的大氣壓變化峰值的太陽經(jīng)度較VL2小。由圖4知在一個火星年中,大氣壓強(qiáng)的最大值出現(xiàn)在太陽經(jīng)度260°附近,另一個極大值出現(xiàn)在太陽經(jīng)度70°附近,最小值在150°附近,另一個極小值出現(xiàn)在0°附近。

圖4 Viking Lander的火星大氣壓觀測量Fig.4 The pressure of martian atmosphere measured by Viking Lander

同時,由圖3可知,在赤道地區(qū),電離層的標(biāo)高由春天開始增加,秋天時達(dá)到最大值;峰值密度則是在春天達(dá)到最大值,秋天最小;冬季的標(biāo)高和峰值密度都較夏季大。

火星低緯度地區(qū)的太陽輻射強(qiáng)度、大氣壓強(qiáng)、電離層標(biāo)高和電子峰值密度變化趨勢對比如表2所示。

綜上所述,由于太陽輻射強(qiáng)度和火星大氣的CO2季節(jié)循環(huán)的影響下,在低緯度地區(qū),火星冬季電離層的標(biāo)高和峰值電子密度均較夏季高,即冬季電離層較夏季更顯著,春季電離層的電子密度梯度最大。

表2 影響電離層的各個參數(shù)變化趨勢對比Table 2 The trend of parameters of martian ionosphere

[1]Picardi G,Plaut J J,Biccari D,et al.Radar soundings of the subsurface of mars[J].Science,2005,310(5756):1925 1928.

[2]Wilson A,Chicarro A.Mars express:the scientific payload [R].In Mars Express:the Scientic Payload,2004,1240.

[3]Mouginot J,Kofman W,Safaeinili A,et al.Correction of the ionospheric distortion on the marsis surface sounding echoes [J].Planetary and Space Science,2008,56(7):917 926.

[4]Safaeinili A,Kofman W,Mouginot J,et al.Estimation of the total electron content of the martian ionosphere using radar sounder surface echoes[J].Geophys Res Lett.,2007, 34(23):L23204.

[5]Hantsch M,Bauer S.Solar control of the mars ionosphere [J].Planetary and Space Science,1990,38(4):539 542.

[6]Chapman S.The absorption and dissociation or ionizing effect of monochromatic radiation in an atmosphere on a rotating earth[J].Proc Phys Soc,1931,43(1):1047 1055.

[7]王明遠(yuǎn).基于無線電科學(xué)的火星電離層研究[D].上海:中國科學(xué)院上海天文臺,2012.[Wang M Y.Investigation of martian ionosphere based on radio science[D].Shanghai: Shanghai Astronomical Observatory,2012.]

通信地址:北京市朝陽區(qū)大屯路甲20號(100012)

電話:(010)64807839

E-mail:wangmy@bao.ac.cn

[責(zé)任編輯:宋宏]

Statistical Characteristics of Martian Equatorial Ionosphere based on MARSIS

WANG Mingyuan,PING Jinsong
(Key Laboratory of Lunar and Deep Space Exploration,National Astronomical Observatories,CAS,Beijing 100012,China)

In calibrating the Martian ionosphere effects in subsurface detection of MARSIS(Mars advanced radar for subsurface and ionospheric sounding),total electron content(TEC)of the Martian ionosphere is yielded as a byproduct.Using these data,the peak electron density and scale height of Martian ionosphere in equatorial region is calculated.The result shows in equatorial region Martian ionosphere is more obvious in winter than in summar and the gradient of eletron density of Martian ionosphere in spring is of the biggest.

Martian ionosphere;MARSIS;statistics

P185.3

:A

:2095-7777(2014)04-0294-04

10.15982/j.issn.2095-7777.2014.04.008

王明遠(yuǎn)(1983—),女,主要研究方向:行星無線電科學(xué),行星電離層。

2014-07-25

2014-08-09

國家重點基礎(chǔ)研究發(fā)展計劃(973計劃)項目(2015CB857101);中國科學(xué)院國家天文臺2014青年人才基金項目