金泰峰，李 磊，張藝騰

（1.中國科學院國家空間科學中心空間天氣學國家重點實驗室，北京 100190；2.中國科學院大學地球與行星科學學院，北京 100049）

引 言

火星沒有內(nèi)稟磁場，沒有了內(nèi)源場的屏蔽，太陽風可以直接與火星高層大氣和電離層相互作用。作為良導體，電離層可阻止太陽風及其攜帶的磁場穿入，太陽風減速，在上游會出現(xiàn)弓激波，造成磁場堆積“披掛”在火星向陽面，形成類似于地球磁層的結(jié)構(gòu)，稱為磁堆積區(qū)。弓激波與磁堆積區(qū)上邊界之間的區(qū)域被稱為磁鞘。在日下點處，弓激波的高度約為0.5RM，磁堆積區(qū)上邊界的高度約為0.2RM，RM為火星半徑，RM≈3 389 km，如圖1所示[1-2]。下邊界為電離層頂，高度大約為400 km。

火星的另一個特征是：南半球的地殼磁場比較集中，也被稱為局部磁異常[3]。目前，學者認為這些磁異?？赡苁沁h古時曾存在的內(nèi)稟磁場造成的巖石剩磁。磁異常在400 km 高度處的強度可達～200 nT，形成類似于微磁層的閉合結(jié)構(gòu)，將當?shù)仉婋x層頂抬高；同時其開放磁力線還會與感應磁場發(fā)生重聯(lián)，形成復雜的拓撲結(jié)構(gòu)[4]。考慮到火星的自旋，其磁場結(jié)構(gòu)隨時間的演化特征也呈現(xiàn)十分多樣的變化。整體而言，火星空間的等離子體環(huán)境既受到太陽風和行星際磁場（Interplanetary Magnetic Field，IMF）的調(diào)控，又與磁異常有關(guān)。越靠近火星表面，磁異常產(chǎn)生的影響越顯著。

圖1 火星空間結(jié)構(gòu)示意圖[2]Fig.1 Structure of martian space[2]

太陽風與火星的相互作用，產(chǎn)生了磁場和等離子體各種波或擾動。波動可為傳播路徑上的離子提供能量，使之加速，逃離火星空間，造成火星大氣的顯著流失，從而在大的時間尺度上影響火星環(huán)境的演化。本文將簡要介紹幾種較為常見的波動在火星空間的觀測特征，包括離子回旋波（Ion-Cyclotron Wave，ICW）、磁流體力學（MagnetoHydro Dynamics，MHD）波、哨聲波等。

1 離子回旋波

1.1 概述

離子回旋波是磁化等離子體中的離子遇到多普勒頻移過的頻率是其回旋頻率數(shù)倍的波動時，發(fā)生共振而產(chǎn)生，當波動頻率ω滿足條件為

其中：k為波矢；v為等離子體速度；Ω為離子回旋頻率。

當n為整數(shù)時，圍繞磁力線回旋的離子持續(xù)經(jīng)歷波場而發(fā)生共振，獲得能量而加速。n=1時為基頻，波動最顯著。

因火星引力弱，包裹行星的大氣層將延伸至弓激波的上游。這意味著來自太陽的輻射和粒子流可在遇到弓激波之前便與源自行星的粒子相互作用。火星散逸層的主要成分是中性氫原子，它們在太陽極紫外（Extreme Ultraviolet，EUV）輻射、與太陽風粒子交換電荷，或電子撞擊的作用下電離生成質(zhì)子，并被太陽風電場加速，這一過程被稱為“拾取”（pick-up）。

在太陽風坐標系中，新形成的質(zhì)子速度分布包括：平行于太陽風速度（vsw）的單束（v||=vswsinα）、以及垂直于太陽風速度的環(huán)（v⊥=vswcosα），α是太陽風速度與IMF 的夾角。這種束、環(huán)分布可激發(fā)離子-離子共振不穩(wěn)定性。根據(jù)質(zhì)子被拾取時α大小不同，激發(fā)的共振不穩(wěn)定性的類型發(fā)生變化。在α值中等偏小時，右旋（Right Hand，RH）不穩(wěn)定性占據(jù)主導；而當α＞75°，左旋（Left Hand，LH）不穩(wěn)定性的增長率高于右旋不穩(wěn)定性?？紤]到多普勒效應，不論是RH 共振還是LH 共振，在飛船坐標系中觀測到的波動都呈現(xiàn)為左旋偏振，探測器觀測到的頻率接近當?shù)刭|(zhì)子的回旋頻率，故有時亦稱質(zhì)子回旋波。

激發(fā)波動的“拾取”離子源自火星，觀測到ICW 意味著該位置的存在源自行星（散逸層）的中性氫原子。因此，ICW 可作為火星散逸層延伸區(qū)域的指示劑，并可用于推算散逸層氫原子的密度。新生質(zhì)子的回旋半徑與火星尺度相當，意味著它們可以輕易擺脫火星的束縛，逃逸至行星際，逃逸過程如圖2所示，ICW 被認為是火星大氣逃逸中一個關(guān)鍵過程的標識。散逸層特性的變化可能會影響ICW 出現(xiàn)的頻率與位置?；鹦蔷嚯x太陽的遠近、太陽活動的強弱等都會影響到散逸層的高度和氫原子的密度，進而影響質(zhì)子的逃逸。因此，可通過觀測上游ICW，來監(jiān)測散逸層氫原子的變化。

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圖2 新生質(zhì)子的逃逸[5]Fig.2 Escape of newborn proton[5]

1.2 觀測與特征

ICW 通常出現(xiàn)在弓激波上游，偶見于下游磁鞘內(nèi)，夜側(cè)也會有少量觀測事例。ICW 波動頻率在當?shù)刭|(zhì)子回旋頻率附近，在飛船上觀察為左旋偏振。波動基本沿磁場傳播，夾角不超過20°；磁場波動的振幅可達到背景場的20%～56%，且與電子通量的波動高度相關(guān)。波動常見于IMF 角度較大時（α＞10°），可以作為與起源于太陽風的ICW 區(qū)別的判據(jù)，后者主要形成于α接近0°時。當有強烈太陽活動事件時，磁尾區(qū)域ICW的發(fā)生頻率會顯著升高[6]。

Phobos-2 探測器首次在火星弓激波上游觀測到ICW，波動的特征包括：左旋橢圓偏振、小振幅（～0.15 nT）、傳播方向接近背景磁場方向[7]。MGS（Mars Global Surveyor）在火星日側(cè)弓激波上游和晨昏側(cè)弓激波的下游也觀測到了左旋偏振的ICW，只是振幅較Phobos-2 的探測結(jié)果大2～3 倍，探測結(jié)果如圖3所示。對MGS 觀測的統(tǒng)計顯示，波動持續(xù)的時間通常較長，出現(xiàn)的位置與激波前兆區(qū)沒有明顯關(guān)聯(lián)；距離行星越遠，波動能量越弱，衰減的快慢受太陽天頂角（Solar Zenith Angle，SZA）控制；IMF 方向不影響振幅、偏振度和傳播方向，太陽風運動電場不影響波動的空間分布[8-9]。

Wei 等對MGS 的數(shù)據(jù)進一步校正后，對弓激波上游的ICW 事件進行了統(tǒng)計。結(jié)果顯示，波動可以出現(xiàn)在距離火星很遠的空間（～14RM）；IMF 會影響波動的發(fā)生率（～45°時最容易出現(xiàn)）；波動的空間分布沿太陽風運動電場呈現(xiàn)不對稱[10]。

借助于MGS 和MAVEN（Mars Atmosphere and Volatile Evolution）探測器的長期觀測數(shù)據(jù)，人們對ICW波動特性變化的長期規(guī)律進行了統(tǒng)計分析。Ro‐manelli 等通過分析MGS 不同任務階段的探測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)波動發(fā)生率存在顯著的差異[9]。Bertucci 等對MGS 在南半球高緯度區(qū)域上空的觀測進行統(tǒng)計，數(shù)據(jù)覆蓋了太陽活動從低年到中間期的時間段，結(jié)果表明：波動出現(xiàn)率在火星靠近近日點（南半球夏季）時顯著升高，而在春、秋季降低，這種長期變化與模型預測的散逸層氫原子密度變化一致[11]。Romanelli 等使用 MAVEN 從 2014年10月—2016年3月的數(shù)據(jù) ，空間覆蓋更加完整，發(fā)現(xiàn)ICW 發(fā)生率明顯與其上游的散逸層氫密度（根據(jù)模型算出）變化相關(guān)，這可通過熱層對不同的紫外輻射通量響應的差異得到部分解釋[12]。

圖3 MGS探測結(jié)果Fig.3 The results of MGS

2 磁流體動力學波

2.1 概述

磁流體動力學波包括阿爾文波和快/慢磁聲波。阿爾文波由磁力線的張力驅(qū)動，磁聲波由磁壓力和熱壓力共同驅(qū)動。阿爾文波的一般特征為：磁場總強度和粒子密度不變，呈現(xiàn)圓偏振或線偏振特性；粒子速度和磁場在各方向上的變化同相位。磁聲波的一般特征為：磁場波動具有壓縮成分，磁場強度與粒子密度的變化同相位。磁鞘中產(chǎn)生的阿爾文波可傳播至電離層，加速當?shù)氐碾x子，使之沿開放磁力線逃逸，從而會對大氣的流失產(chǎn)生影響。

2.2 特征

MHD 波動為超低頻波，頻率遠低于質(zhì)子回旋頻率。Ruhunusiri等利用MAVEN從2014年10月—2015年3月間的數(shù)據(jù)，對MHD 波以及鏡像模（mirrormode）波的空間分布進行了統(tǒng)計分析[13]（如圖4所示）。結(jié)果表明：阿爾文波主要出現(xiàn)在弓激波上游，即太陽風主導的區(qū)域內(nèi)，通常源于太陽表面附近，隨著太陽風傳播至火星空間?？齑怕暡ǔ霈F(xiàn)在磁堆積區(qū)內(nèi)，在磁堆積區(qū)邊界的下游和上游經(jīng)常與鏡像模波成對出現(xiàn)，但前者的起源似乎并非在磁堆積區(qū)內(nèi)，而更有可能是雙離子流耦合產(chǎn)生的駐波[14-15]。

Ruhunusiri 等還使用MAVEN 的探測數(shù)據(jù)估計太陽風動壓，并比較了各類波動的分布情況對太陽風動壓變化的響應。結(jié)果表明：當動壓增大時，弓激波附近阿爾文波的出現(xiàn)變得更加頻繁，而磁鞘內(nèi)快磁聲波出現(xiàn)的位置則更加遠離激波[13]。然而，由于缺乏對上游太陽風直接的持續(xù)監(jiān)測，這一結(jié)果的不確定性很大。

利用 MAVEN 和 Mars Express 的聯(lián)合觀測，Col‐linson等發(fā)現(xiàn)太陽風中的超低頻壓縮波作用于火星的感應磁層，可在電離層中激發(fā)線偏振的低頻磁聲波[17]，以及頻率落在當?shù)刭|(zhì)子回旋頻率上的電磁波。該類事件的發(fā)生不需要特殊的上游太陽風條件，集中發(fā)生于火星靠近近日點時，它意味著太陽風和激波前兆區(qū)域的波動可直接影響電離層，為離子逃逸創(chuàng)造一個全新的途徑。

圖4 火星空間MHD波動分布[13]Fig.4 MHD wave distribution in Martian space[13]

3 鏡像模波

3.1 概述

鏡像模波是鏡像模不穩(wěn)定性發(fā)展的結(jié)果。當?shù)入x子體的垂直溫度與平行溫度滿足條件β⊥/β∥＞1+1/β⊥時，就會觸發(fā)不穩(wěn)定性。被加熱的粒子沿著垂直于磁力線的方向注入等離子體中，磁力線在粒子的抗磁作用下發(fā)生彎曲，形成磁鏡結(jié)構(gòu)。在磁鏡力的作用下，粒子的回旋中心沿磁力線運動。投擲角接近90°的粒子不沿磁力線運動，被束縛在磁鏡結(jié)構(gòu)內(nèi)，與磁場變化發(fā)生共振而交換能量；投擲角接近0°的粒子可越過磁鏡點，磁矩守恒，不與磁場交換能量。在共振粒子的作用下，磁力線進一步彎曲，磁鏡力增大，反射粒子的投擲角減小，更多的粒子被束縛在磁鏡結(jié)構(gòu)內(nèi)，導致粒子堆積，熱壓升高，磁壓降低。在空間上觀察，粒子密度高的區(qū)域磁場強度低，粒子密度低的區(qū)域磁場強度高，即粒子密度和磁場強度呈現(xiàn)反相關(guān)的波動。

3.2 特征

火星空間鏡像模波的波動頻率遠低于質(zhì)子回旋頻率。波動中壓縮成分為主導，呈線偏振，波動的磁場和電子密度的波動反相位，空間尺度約為數(shù)個（弓激波上游）質(zhì)子回旋半徑。鏡像模波主要發(fā)生于磁鞘內(nèi)，集中在磁堆積區(qū)邊界的上游，如圖5所示。導致粒子溫度各向異性的原因可能有準垂直激波下游熱離子的注入，以及行星重離子的“拾取”。然而鏡像模波的分布并不顯著依賴于激波的幾何結(jié)構(gòu)，而是更貼近磁堆積區(qū)邊界，可能是產(chǎn)生于邊界上游并被等離子體流攜帶至邊界附近[2]。

圖5 MGS在穿越MPB時觀測到的鏡像模波，從04：37：30左右開始［[2]Fig.5 Observed mirror-mode wave while crossing MPB，event start from ～04：37：30[2]

4 哨聲波

4.1 概述

哨聲波通常是由溫度各向異性（Te⊥＞Te||）的電子激發(fā)，頻率在低混雜頻率和電子回旋頻率之間。當磁化等離子體中有熱粒子流注入，形成電子各向異性時，會引起電子的回旋共振，產(chǎn)生哨聲波。波的頻率小于電子回旋頻率，共振電子和波動必須向相反方向傳播，這個波才能通過多普勒頻移達到電子回旋頻率。波動發(fā)展到非線性階段時，其群速度發(fā)生色散，同一地點產(chǎn)生的寬頻哨聲波中高頻的波傳播較快，先到達另一地點，聽起來像音調(diào)下降的口哨一樣，故得名。

火星弓激波上游區(qū)域內(nèi)1 Hz 哨聲波的具體產(chǎn)生機制尚無定論。根據(jù)地球和其它行星空間內(nèi)的觀測和數(shù)值模擬結(jié)果，目前有上游質(zhì)子/電子束、激波面運動電場和各向異性驅(qū)動不穩(wěn)定性、激波非線性過程等說法。溫度各向異性的質(zhì)子或電子被激波面反射，形成的束流具有特定的能量和角度分布，在前兆激波區(qū)發(fā)生共振而激發(fā)的不穩(wěn)定性可以導致波動的發(fā)生。進入激波面斜波的電子在跨激波電場、運動電場等中獲得自由能而出現(xiàn)溫度各向異性，該區(qū)域內(nèi)的壓縮磁場可令更多電子與波動發(fā)生回旋共振和朗道共振，從而產(chǎn)生哨聲波[17]。

4.2 觀測與特征

火星空間中，哨聲波通?？梢娪诠げㄉ嫌钨N近激波面（激波前兆區(qū)）的區(qū)域。在飛船坐標系下觀測，波動的頻率為～1 Hz，所以又被叫做“1 Hz波”或“1 s 波”。偏振特性為圓偏振或橢圓偏振；形成時為右旋偏振，但其中部分波動朝向太陽以較小的夾角傳播時，因與太陽風來流的相對速度產(chǎn)生的多普勒效應，在飛船坐標系下觀測即呈現(xiàn)為左旋偏振。波的振幅隨著到弓激波距離的增大而降低，表明波動產(chǎn)生于激波或上游的區(qū)域。波的群速度高于太陽風速度（＞400 km/s），它可以傳播至相當遠的地方[1,8]。

Brain 等使用MGS 的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)[8]，這一類波動的頻率為0.4～2.3 Hz，磁場波動中橫波的成分占據(jù)主導，橢圓偏振。波的傳播方向k與背景磁場的夾角集中在19°～40°的范圍內(nèi)；當k與太陽風來流的相反方向（即從火星指向太陽的方向）之間的夾角小于66°時，波動呈現(xiàn)左旋偏振，大于時呈現(xiàn)右旋偏振。在距離激波面相當遠的位置（～10RM），MGS仍觀測到哨聲波，只是波動的強度較激波面附近弱了許多，這暗示著波動可能起源于弓激波或前兆區(qū)。使用MA‐VEN 在一個火星年內(nèi)的數(shù)據(jù)，Ruhunusiri 等對上游哨聲波對EUV 輻射通量、馬赫數(shù)及等離子體β值的響應，以及激波前兆區(qū)不同位置波動的發(fā)生頻率進行了統(tǒng)計分析。結(jié)果表明：EUV 通量的改變并不影響波動的發(fā)生頻率；馬赫數(shù)、β值低時波動更容易產(chǎn)生，頻率更低，這或許表明波動受到了朗道阻尼的影響；波動在準垂直激波前和準平行激波前發(fā)生的頻率幾乎相同，但準垂直激波前波動的頻譜寬一些[18]。

Harada等在MAVEN的觀測數(shù)據(jù)中發(fā)現(xiàn)了一例磁堆積區(qū)內(nèi)的哨聲波事件，如圖6所示。磁場和電場的波動符合哨聲波的特征，根據(jù)電子速度分布計算得到的線性增長率意味著波動由各向異性電子的回旋共振引發(fā)。波動與電子各向異性在空間上的分布與磁異常區(qū)域具有相關(guān)性，表明火星表面磁異常影響著哨聲波的產(chǎn)生[19]。

5 磁場鋸齒狀波動

Halekas等在MGS的數(shù)據(jù)中發(fā)現(xiàn)了磁場的一種波動結(jié)構(gòu)，形似鋸齒波（Sawtooth Oscillation），呈線偏振，伴隨熱電子通量的同步變化和電子投擲角分布的各向異性[20-21]，如圖7所示。這些波動集中出現(xiàn)在火星向陽面磁堆積區(qū)內(nèi)，避開了磁異常區(qū)域的上空。對于此類鋸齒狀波動產(chǎn)生的機制，作者提出了IMF與磁異常發(fā)生重聯(lián)、電離層等離子體不穩(wěn)定性、磁異常區(qū)上空堆積的磁力線觸發(fā)磁聲波等猜測，但目前尚無定論。

6 結(jié)束語

本文對火星空間內(nèi)存在的主要的磁場低頻波動進行了總結(jié)，概述了波動的觀測特征、發(fā)生區(qū)域和可能的形成機制。在弓激波上游，激波面反射的粒子進入太陽風發(fā)生回旋共振，可以產(chǎn)生ICW 與哨聲波；在磁鞘內(nèi)，熱等離子體注入等造成的溫度各向異性可觸發(fā)鏡像模不穩(wěn)定性，產(chǎn)生鏡像模波；磁堆積區(qū)內(nèi)則存在快磁聲波和哨聲波。不同種類的波動現(xiàn)象對應著各個空間區(qū)域內(nèi)存在的不同物理過程。對這些現(xiàn)象和過程的深入研究，有助于完善我們對火星空間環(huán)境的認識，并在一定程度上預測火星環(huán)境未來的演化過程。

圖6 MAVEN在磁堆積區(qū)內(nèi)觀測到的哨聲波事例[18]Fig.6 Observed whistler wave event by MAVEN in MPR[18]

圖7 磁場鋸齒狀波動的觀測事[19]Fig.7 Observed event of sawtooth oscillation of magnetic field[19]