秦珺峰，鄒 鴻，葉雨光

（北京大學(xué) 地球與空間科學(xué)學(xué)院 空間物理與應(yīng)用技術(shù)研究所，北京100871）

1 火星高層大氣研究的歷史及現(xiàn)狀

早在18世紀(jì)末，人們便通過火星極蓋區(qū)面積的周期變化以及對火星的臨邊光學(xué)觀測推測火星存在大氣[1]，成為火星大氣研究的開端。在火星大氣研究初期（1965年之前），由于缺乏衛(wèi)星觀測，人們只能通過對由火星大氣反射或折射的太陽光進(jìn)行光譜學(xué)分析來推測火星大氣的組成和含量。盡管基于地面觀測的光譜學(xué)分析很容易受到地球大氣的影響，但是仍然取得了一些初步成果。例如，Spinrad 等[2]通過地基光譜學(xué)觀測得到火星表面氣壓是地球表面氣壓的1%～4%的結(jié)論，這與后來的實(shí)際探測數(shù)值只相差不到1個數(shù)量級。

隨著“水手4號”在1965年對火星的造訪，人類對火星大氣的研究進(jìn)入了新的階段。在“水手4號”飛越火星時，人們借助無線電掩星方法測量得到火星大氣的表面氣壓為400～600 Pa，明確了火星大氣主要成分為CO2，并第一次進(jìn)行了火星電離層剖面觀測[3]。隨后的“水手6號”和“水手7號”均沒有進(jìn)入火星環(huán)繞軌道，只得到有限的火星大氣數(shù)據(jù)。但與此同時，隨著火星大氣主要參數(shù)的完善以及地球大氣循環(huán)模型的建立，一些具有代表性的火星大氣單圈環(huán)流模型開始發(fā)展起來[4]。

1971年，“水手9號”成為第一個進(jìn)入火星環(huán)繞軌道的探測器，開始對火星進(jìn)行長期、穩(wěn)定的觀測。與之前的幾次觀測不同的是，當(dāng)“水手9號”進(jìn)入環(huán)火星軌道時，火星表面正在發(fā)生一次規(guī)模罕見的全球性塵暴。經(jīng)過觀測發(fā)現(xiàn)，塵暴期間火星中性大氣剖面和電離層剖面都發(fā)生了明顯的變化[5-6]。自此之后，人們開始關(guān)注火星大氣的動態(tài)特征，對大氣和電離層的研究也更加細(xì)節(jié)化。1975年，2顆“海盜號”探測器先后發(fā)射，為火星大氣研究提供了更加豐富的探測數(shù)據(jù)。特別是在這2次任務(wù)中搭載的著陸器在下降階段測量的火星中高層大氣主要中性成分以及電離成分的密度剖面數(shù)據(jù)，在此后三四十年仍被參考和使用[7]（但這也反映了一直以來火星中高層大氣探測比較缺乏的現(xiàn)狀）。

鑒于“海盜號”任務(wù)的成功，在該任務(wù)之后的20年內(nèi)都未再進(jìn)行較大規(guī)模的火星探測?！八痔枴币约啊昂１I號”的觀測數(shù)據(jù)極大地幫助了對火星大氣組成、季節(jié)變化、CO2循環(huán)、水循環(huán)、塵暴產(chǎn)生和擴(kuò)散以及大氣環(huán)流等問題的研究[8-11]。但是，想要進(jìn)一步完善火星大氣模型，以及對并不穩(wěn)定的火星高層大氣進(jìn)行研究，“海盜號”提供的對火星大氣（特別是高層大氣）的密度觀測數(shù)據(jù)是遠(yuǎn)遠(yuǎn)不夠的；并且，由于火星缺乏內(nèi)源磁場，且大氣比較稀薄，星際空間粒子與火星高層大氣間的關(guān)聯(lián)非常密切，亟需對火星周圍粒子環(huán)境與磁場條件進(jìn)行測量。同時，人們也逐漸意識到，火星很可能是一個未來版的地球，因此需要通過進(jìn)一步的地質(zhì)探測來更加深入地了解火星過往的氣候和環(huán)境。基于這些考慮，在20世紀(jì)與21世紀(jì)之交，“火星探路者”（Mars Pathfinder）、“火星全球勘測者”（Mars Global Surveyor,MGS）、“火星奧德賽”（Mars Odyssey,ODY）、“火星快車”（Mars Express,MEX）、“火星勘察軌道器”（Mars Reconnaissance Orbitor,MRO）以及“火星科學(xué)實(shí)驗(yàn)室”（Mars Science Laboratory,MSL）等火星探測任務(wù)相繼實(shí)施。

這些探測器/著陸器/火星車的探測結(jié)果使得人們對火星有了全球性、系統(tǒng)性和精細(xì)化的認(rèn)識。例如：基于MGS的觀測，人們首次獲取了火星全球的磁場、地形以及高清影像數(shù)據(jù)，厘清了火星磁場的源與分布[12-13]；MGS的無線電掩星實(shí)驗(yàn)實(shí)現(xiàn)了對火星電離層和低層大氣的長期、穩(wěn)定觀測，提供了數(shù)千個電離層剖面和中低層大氣密度剖面；MRO的光譜學(xué)觀測數(shù)據(jù)生成了火星全球的礦物分布圖，而其上搭載的火星氣候雷達(dá)對火星大氣的溫度剖面、大氣中的干冰云以及沙塵暴分布進(jìn)行了全球范圍的長期觀測，為火星大氣和氣候演化的研究提供了充足而精細(xì)的數(shù)據(jù)[14]；MEX 上搭載的ASPERA-3（the Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms，空間等離子體和能量原子分析儀）首次對火星周圍的空間粒子環(huán)境（包括電子、離子以及中性原子）進(jìn)行了系統(tǒng)性測量，厘清了太陽風(fēng)粒子和火星高層大氣、電離層、磁場的相互作用[15-17]?；诟泳?xì)和充足的數(shù)據(jù)，火星大氣模型的廣度和準(zhǔn)確度也得到不斷提升，其中具有代表性的歐洲MGCM-MTGCM（Mars General Circulation Model - Mars Thermosphere General Circulation Model）、美國M-GITM（Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model）等模型已經(jīng)能夠?qū)幕鹦堑乇淼綗釋拥拇髿鈪^(qū)域進(jìn)行模擬計(jì)算[18-19]。

基于對以上眾多探測器的數(shù)據(jù)分析以及模型、理論研究，目前人們對火星大氣的基本認(rèn)識為：火星大氣主要由CO2組成，并含有少量的氬氣、氮?dú)庖约皹O少量的氧氣；火星大氣在平均半徑處的氣壓為630 Pa；當(dāng)大氣中沒有沙塵暴或其他雜質(zhì)時，大氣溫度從火星表面至熱層持續(xù)下降，在熱層以下沒有逆溫層，但如果大氣中存在雜質(zhì)時，則會產(chǎn)生逆溫層；由于火星具有較大的自轉(zhuǎn)軸傾斜角以及軌道偏心率，其大氣和塵暴活動顯示出很強(qiáng)的季節(jié)性，CO2會季節(jié)性地在兩極的冰蓋中凝華或者升華，塵暴活動會在火星距離太陽較近的期間發(fā)生得更加頻繁；在光電離下，火星日側(cè)中高層大氣中會形成電離層，其中主峰的形成與波長區(qū)間20～90 nm 的輻射有關(guān)，主峰高度在125 km 左右，且可以用查普曼（Chapman）理論很好地描述，次峰的形成與波長小于20 nm 的輻射有關(guān)且變化比較復(fù)雜；由于火星沒有內(nèi)源磁場，太陽風(fēng)粒子能夠直接與高層大氣相互作用，注入較低層的大氣或者通過濺射、碰撞電離等方式侵蝕火星大氣；火星大氣中存在重力波、開爾文波等波動，特別是在高層大氣中，擾動十分明顯。

目前主流的火星大氣探測手段主要有大氣制動觀測、就地觀測、光譜學(xué)觀測以及無線電掩星觀測等。通過大氣制動觀測，MGS、ODY 獲取的高層大氣密度數(shù)據(jù)為大氣重力波、非遷移潮汐以及高層大氣不穩(wěn)定性的研究提供了很好的素材[20-22]；在最新的MAVEN（Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN）任務(wù)中，大氣制動階段配合NGIMS（Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer，中性氣體和粒子質(zhì)譜儀）以及SWIA（Solar Wind Ion Analyzer，太陽風(fēng)離子探測器）的就地觀測獲取了最低至135 km 處大氣主要中性成分和離子成分的剖面分布[23-24]，低于此高度的比較具有參考價值的就地觀測數(shù)據(jù)（除去火星表面）仍然只源自20世紀(jì)70年代NASA“海盜號”以及蘇聯(lián)“火星6號”[25]著陸器在下降階段的觀測。大氣制動觀測和就地觀測的缺點(diǎn)是觀測高度受限，一般很難對100 km 以下的高層大氣進(jìn)行觀測，并且數(shù)據(jù)在時間和空間上的連續(xù)性不好[26-28]。MEX/SPICAM（the Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars，火星大氣成分研究光譜儀）以及MAVEN/IUVS（Imaging Ultraviolet Spectrograph，成像紫外線光譜儀）分別利用火星大氣恒星掩星時的光譜學(xué)方法測量了火星60～130 km 以及100～150 km 高度的大氣溫度、壓力剖面數(shù)據(jù)[29-30]。這種觀測方法能夠有效測量火星中高層大氣主要成分的剖面，但是目前這些觀測數(shù)據(jù)在地方時和季節(jié)上的覆蓋性不足，而隨著任務(wù)的繼續(xù)，IUVS有望獲取空間、時間覆蓋更全面的中高層大氣觀測數(shù)據(jù)。另外，MGS/TES（Thermal Emission Spectrometer，熱發(fā)射譜儀）以及MRO/MCS（Mars Climate Sounder，火星氣候雷達(dá)）通過對火星大氣的臨邊光譜學(xué)觀測獲取了中低高度大氣的溫度剖面以及大氣中沙塵、水冰、干冰顆粒分布剖面，這些觀測數(shù)據(jù)在火星大氣氣候演化的研究中發(fā)揮了非常重要的作用[14]。

無線電掩星方法作為一種有效、廉價的電離層和低層大氣觀測手段，被廣泛用于幾乎所有的火星探測器上。其原理是利用深空探測網(wǎng)接收由衛(wèi)星發(fā)射的一定頻率的無線電波，當(dāng)該無線電波經(jīng)過火星大氣時，可通過分析其多普勒頻移推知大氣對無線電信號光路的偏折角，再基于均勻球?qū)蛹僭O(shè)反演出大氣的電子密度剖面和中性大氣密度剖面（見圖1）。受限于探測精度，這種方法往往只能測量火星一定高度大氣的密度，例如在MGS的無線電掩星探測中，有效的中性大氣密度剖面都只針對50 km高度以下[31]。但是，這種方法同時也是目前觀測和研究火星電離層的最主要方法——MGS在服役期內(nèi)利用無線電掩星實(shí)驗(yàn)獲取了超過21 000組電離層剖面數(shù)據(jù)，記錄了火星高層大氣和電離層豐富的動態(tài)過程，時至今日仍具有很大研究價值。

圖1 無線電掩星探測原理Fig.1 Principle of radio occultation observation

圖2展示了MAVEN 探測器服役前主要的火星探測器（包括著陸器）對火星大氣的觀測情況。無線電掩星觀測集中在低層（高度＜50 km）大氣，其中MGS、MEX 的掩星數(shù)據(jù)在緯度覆蓋和季節(jié)覆蓋上均比較好，且觀測時間長。TES以及MCS的臨邊光譜學(xué)觀測同樣集中在中低層（最高不超過80 km）大氣，在緯度覆蓋和季節(jié)覆蓋上也都比較好。高層大氣觀測主要來自于MGS、MRO以及ODY 的大氣制動觀測，由于軌道傾角的限制，大氣制動觀測只能覆蓋一部分緯度區(qū)域，且每一次軌道制動計(jì)劃的持續(xù)時間較短，因此季節(jié)覆蓋和時間覆蓋不足。MEX/SPICAM 的光譜學(xué)觀測可以覆蓋中層到高層大氣區(qū)域，觀測時間較長，但數(shù)據(jù)主要來自于中低緯度地區(qū)。著陸器能夠?qū)χ扅c(diǎn)以上的整個大氣剖面進(jìn)行測量，但是在空間覆蓋性上明顯不足。除了圖2所列出的探測任務(wù)，MAVEN 上搭載的加速度計(jì)、IUVS和NGIMS還在持續(xù)產(chǎn)生大氣制動數(shù)據(jù)、光譜學(xué)觀測數(shù)據(jù)和就地觀測數(shù)據(jù)，其中：NGIMS的觀測區(qū)域與大氣制動的觀測區(qū)域一致，主要集中在130 km 高度以上，且因?yàn)檐壍涝蛑饕性谥械途暥鹊貐^(qū)；IUVS的觀測區(qū)域同樣集中在中低緯度地區(qū)。因此，目前人們對火星高層大氣的觀測無論在時間還是空間覆蓋上都不理想，缺乏季節(jié)跨度長、時間跨度長以及緯度覆蓋寬的數(shù)據(jù)，尤其缺乏對高緯度地區(qū)的高層大氣觀測。

圖2 MAVEN 任務(wù)之前主要火星大氣探測任務(wù)的空間和時間分布Fig.2 The spatial and temporal distributions of explorations on Martian atmosphere prior the MAVEN mission

由于火星大氣沒有內(nèi)源偶極磁場，只有很弱的殼層遺留磁場，來自太陽風(fēng)的粒子能夠直接與高層大氣相互作用，同時，太陽輻照度的變化也能改變火星高層大氣的能量吸收，從而改變其結(jié)構(gòu)[32]。高層大氣中存在著諸如非遷移潮汐、重力波等復(fù)雜的大氣波動，同時火星中低層大氣中的極端天氣現(xiàn)象（例如沙塵暴）也能夠顯著影響到100 km 以上的大氣[33]。綜合以上信息可以看出，火星高層大氣是一個形成機(jī)理非常復(fù)雜的區(qū)域，模式分析的難度比較大。目前主流的火星大氣模型對高層大氣的模擬都存在一定的問題，不同模型的輸出很難相互印證，并且由于高層大氣觀測（特別是在130 km 以下的區(qū)域）的缺乏，很難對現(xiàn)有模型進(jìn)行有效修正或?yàn)樾履Ｐ偷慕⑻峁┏渥阌行У难芯繑?shù)據(jù)。

火星高層大氣的理論和模式研究對于人類目前和未來的火星探測計(jì)劃都有著非常重要的意義：高層大氣的波動會顯著影響火星低軌探測器的壽命以及著陸器下降時的穩(wěn)定性，同時，存在于高層大氣中的電離層會對火星著陸器和軌道器之間的通信造成影響。以火星塵暴為例，根據(jù)目前的研究，火星塵暴對大氣的影響范圍可以延伸到數(shù)百千米的高度，并且塵暴發(fā)生時高層大氣密度數(shù)值會有數(shù)倍的變化，電離層主峰高度也會被顯著抬升[33-35]。火星塵暴的發(fā)生具有顯著的季節(jié)性，且年際差異也非常大[36]，因此關(guān)于火星全球性塵暴的發(fā)生還沒有很好的理論可予以解釋和預(yù)測。如果無法通過模型對塵暴時的火星高層大氣和電離層的變化進(jìn)行有效預(yù)測，一旦全球性塵暴突然發(fā)生，既定的火星著陸任務(wù)必然會受到影響。

目前人們對火星高層大氣的探測數(shù)據(jù)總量與火星高層大氣研究的必要性和重要性并不相稱——眾多已經(jīng)建立的火星大氣模型需要更多的高層大氣密度數(shù)據(jù)去檢驗(yàn)和修正，正在研制之中的火星大氣模型也需要更多關(guān)于高層大氣的數(shù)據(jù)研究和理論支持；而在火星極端天氣下對高層大氣的觀測數(shù)據(jù)則更加稀少。針對這一情況，基于火星電離層主峰剖面與主峰附近的中性大氣的耦合，本研究組提出了一種利用無線電掩星對電離層剖面的觀測數(shù)據(jù)計(jì)算電離層主峰附近的中性大氣密度的方法，結(jié)合MGS無線電掩星觀測數(shù)據(jù)分析了火星高緯度地區(qū)高層大氣與中低層大氣的季節(jié)變化，并對火星大氣數(shù)據(jù)庫MCD V4.3（Mars Climate Database, Version 4.3）的高層大氣密度數(shù)據(jù)進(jìn)行了修正，又以此為基礎(chǔ)定量提取了一次發(fā)生在低緯度地區(qū)的局域塵暴對高緯度地區(qū)高層中性大氣密度的影響，最后通過對塵暴前后的電離層剖面行為的反演，進(jìn)一步驗(yàn)證了該方法的準(zhǔn)確性。

下面介紹本研究組的理論工作和研究成果。

2 主要研究成果

2.1 火星高層大氣與電離層主峰的耦合

在火星形成電離層主峰的高度（約125 km），主要大氣成分只有CO2，并且CO2的吸收截面在形成火星電離層主峰的主要輻射波段（20～90 nm）基本是一個常數(shù)?？梢?，雖然Chapman 理論主要用于解釋地球電離層E 層，但Chapman 層基于單一太陽輻射和單一大氣成分假設(shè)的定義與火星電離層更為接近，這使得火星電離層的主峰剖面與Chapman理論基本吻合。

對于Chapman 層，電子密度峰值出現(xiàn)在光學(xué)深度為1個單位的地方，即電離層的主峰高度（主峰中電子密度峰值的高度）hm處的中性大氣密度（或CO2密度）Nhm以及該高度處的中性大氣標(biāo)高Hn(hm)滿足關(guān)系式[37]

式中：χ為太陽天頂角，可以從MGS進(jìn)行無線電掩星測量時衛(wèi)星、火星、地球的幾何關(guān)系得到；對于火星電離層主峰，σ為CO2分子對20～90 nm 太陽輻射的平均吸收截面，一般取σ=2.3×10-17cm-2。

從式(1)可以看出，火星電離層主峰與主峰附近的中性大氣狀態(tài)緊密耦合，因此主峰附近的電離層剖面能夠反映該高度的大氣狀態(tài)；但是，僅僅知道太陽天頂角和吸收截面顯然不能單獨(dú)獲取在hm高度處的中性大氣密度Nhm或者中性大氣標(biāo)高Hn(hm)，還需要更多的信息。

根據(jù)Breus等[37]的研究，火星電離層主峰附近的電子密度n與高度h的關(guān)系可以近似為一個二階泰勒級數(shù)的形式，

利用式(2)，通過對MGS無線電掩星觀測的火星電離層主峰剖面數(shù)據(jù)進(jìn)行擬合，能夠針對每一個剖面提取出對應(yīng)的電離層主峰的電子密度峰值nm、主峰高度hm以及主峰高度處的中性大氣標(biāo)高Hn(hm)；再根據(jù)式(1)，便可以得到電離層主峰高度處的中性大氣密度

最后，假設(shè)hm到130 km 之間的大氣標(biāo)高是一個常數(shù)且等于Hn(hm)，則130 km 中性大氣密度為

如前所述，MGS無線電掩星不僅可以獲取火星電離層剖面，還可以獲取50 km 高度以下的中性大氣密度剖面。結(jié)合上述理論分析，利用MGS的無線電掩星觀測可以同時獲取高層（以130 km 高度為代表）中性大氣密度以及低層（以20 km 高度為代表）大氣密度，而中層大氣狀態(tài)則可以通過20～130 km 大氣的有效標(biāo)高來描述。

從式(1)可以看出，MGS直接觀測到的電離層主峰高度不僅與中性大氣參數(shù)（密度和標(biāo)高）有關(guān)，還與觀測時的太陽角有關(guān)。基于前人的研究，太陽角與火星電離層主峰高度以及電子峰值密度的關(guān)系已經(jīng)比較明確[38]：相對于太陽垂直照射大氣，當(dāng)太陽傾斜照射時，光線路徑上的大氣結(jié)構(gòu)相當(dāng)于垂直大氣剖面被拉伸，因此光深為1個單位的位置會更高，即主峰高度會升高。但是，主峰處的太陽輻照度不變（均為初始太陽輻照度的1/e），而隨著主峰高度的升高，中性大氣密度下降，因此當(dāng)光線傾斜時分子電離率下降，電子密度峰值下降。

為更加嚴(yán)謹(jǐn)?shù)乇硎龌鹦请婋x層主峰高度與火星大氣結(jié)構(gòu)之間的關(guān)系，有如下理論分析：

設(shè)h0=20 km，則20～130 km 的大氣平均標(biāo)高為

由式(6)可以發(fā)現(xiàn)，隨著太陽天頂角χ的增加，電離層峰值高度增加，這與我們之前的分析是一致的。并且，當(dāng)χ=0°（即太陽垂直入射大氣）時電離層峰值高度最低，為

我們將hm0稱為日下點(diǎn)電離層主峰高度，它反映了在當(dāng)前大氣條件下，太陽垂直入射大氣時的電離層主峰高度。由式(7)可知，hm0僅與中性大氣狀態(tài)有關(guān)，是一個可以直接體現(xiàn)電離層峰值高度和中性大氣之間的耦合關(guān)系的量。

1999年5月和2001年3月—4月，MGS無線電掩星分別對火星南半球高緯地區(qū)和北半球高緯地區(qū)進(jìn)行了觀測。2段觀測分別發(fā)生在第24個火星年（MY24）和第25個火星年（MY25）的同一段太陽經(jīng)度區(qū)間（134°～146°），1999年5 月時南半球正處在冬季到春季之間，2001年3月—4月時北半球正處在夏季到秋季之間，因此這2段數(shù)據(jù)所反映的大氣結(jié)構(gòu)應(yīng)當(dāng)會有比較明顯的差異。

我們利用上述方法分別計(jì)算了MGS無線電掩星在這2段時期內(nèi)觀測的20 km 中性大氣密度N20、20～130 km 大氣平均標(biāo)高ξˉ、電離層主峰處的中性大氣標(biāo)高Hn(hm)以及相應(yīng)的日下點(diǎn)電離層主峰高度hm0。由于這2段觀測的持續(xù)時間都比較短，在觀測時期內(nèi)上述幾個參數(shù)均沒有明顯變化，所以為了簡化問題，我們對同一段觀測中的這些參數(shù) 進(jìn)行平均處理，平均后的參數(shù)見表1。

表1 火星大氣南北半球平均參數(shù)對比Table1 The differences of atmospheric parameters between northern and southern hemispheres of Mars

根據(jù)式(7)，日下點(diǎn)電離層主峰高度hm0與20 km中性大氣密度N20、20～130 km 中性大氣平均標(biāo)高以及電離層主峰附近的中性大氣標(biāo)高Hn(hm)有關(guān)。從表1可以發(fā)現(xiàn)，相比冬半球，夏半球高緯地區(qū)的平均日下點(diǎn)電離層主峰高度要高出7.5 km。造成這種差異的原因可能來自于20 km 處的中性大氣密度的差異、20～130 km 中性大氣平均標(biāo)高的差異以及電離層主峰附近中性大氣標(biāo)高的差異。

為了明確各個因素對日下點(diǎn)電離層主峰高度的影響程度，在式(7)的基礎(chǔ)上對各個變量進(jìn)行微分運(yùn)算，再帶入表1中的變化量，可以得到：

則以上3 個變量對Δhm0的總貢獻(xiàn)為4.0+0.6+3.0=7.6(km)≈7.5 km?？梢钥闯?，夏秋半球電離層的抬升主要是低層大氣密度和標(biāo)高增大的結(jié)果，而與高層大氣的標(biāo)高關(guān)系不大。

綜上可見，電離層主峰高度與火星大氣的結(jié)構(gòu)是緊密耦合在一起的，利用Chapman 理論，結(jié)合MGS無線電掩星觀測數(shù)據(jù)能夠很好地闡釋火星電離層與中性大氣的耦合過程。

2.2 利用MGS無線電掩星觀測分析火星大氣的季節(jié)性變化以及對MCD V4.3的修正

火星有著25.19°的自轉(zhuǎn)軸傾角，因此其南北半球有著明顯的季節(jié)變化差異。通常人們用太陽經(jīng)度（LS，Solar Longitudes）來描述火星相對太陽的位置，并將LS=0°定義為火星北半球的春分點(diǎn)以及南半球的秋分點(diǎn)。同時，火星軌道為一個偏心率（0.093）很大的橢圓軌道，近日點(diǎn)距離為2.07×108km，遠(yuǎn)日點(diǎn)距離為2.49×108km，這意味著在穩(wěn)定太陽輻照下火星在近日點(diǎn)（LS=251°）接收到的太陽輻射是遠(yuǎn)日點(diǎn)（LS=71°）的1.45倍?；鹦谴髿獾募竟?jié)變化往往同時包含日下點(diǎn)移動帶來的照射角變化以及火-日距離變化帶來的輻照度差異影響。

圖3[39]展示了MGS從1998年到2003年在不同太陽經(jīng)度對火星北半球高緯地區(qū)進(jìn)行無線電掩星觀測得到的20 km 中性大氣密度N20數(shù)據(jù)。不同火星年的觀測之間相互吻合得很好，說明低層大氣的年際差異很小。通過擬合3個火星年的觀測數(shù)據(jù)容易發(fā)現(xiàn)，火星北半球高緯地區(qū)低層大氣密度的季節(jié)變化主要受到日下點(diǎn)緯度的調(diào)制（體現(xiàn)為在LS=90°附近密度為極大值），火-日距離的調(diào)制作用不是非常明顯。

圖3 MGS無線電掩星1998年—2003年自不同太陽經(jīng)度對火星北半球高緯地區(qū)20 km 中性大氣密度的觀測[39]Fig.3 Solar longitude variations of the neutral density at 20 km in the high latitude (60°～90°)region of the northern hemisphere of Mars during three Martian years(from 1998 to 2003)[39],data quoted with the permission of AGU(American Geophysical Union)

火星高層大氣遠(yuǎn)沒有低層大氣穩(wěn)定，其密度容易受到太陽活動的影響，內(nèi)部波動也十分豐富，因此高層大氣密度的年際差異相對較大，簡單地將上面3個火星年中MGS對高層大氣的密度觀測數(shù)據(jù)放在一起很難準(zhǔn)確描述高層大氣的季節(jié)變化。在2000年11月到2001年7月之間，MGS對火星北半球高緯地區(qū)的電離層和低層大氣進(jìn)行了持續(xù)的觀測，觀測區(qū)間超過了90°太陽經(jīng)度（LS=80°～170°，MY25）。本研究組利用這段數(shù)據(jù)分析了火星大氣的長期變化。

圖4展示了這段觀測中獲得的觀測點(diǎn)20 km中性大氣密度N20、20～130 km 中性大氣平均標(biāo)高以及130 km 中性大氣密度N130隨太陽經(jīng)度的變化。圖中對比了基于MGS無線電掩星觀測的計(jì)算值（菱形代表）與MCD V4.3對同一觀測點(diǎn)同一時刻的模擬值（圓點(diǎn)代表）。MCD是一個基于歐洲的火星全球氣候模型MGCM得到的描述火星環(huán)境和氣候的數(shù)據(jù)庫，能夠提供從火星表面到250 km 高度的大氣溫度、表面力、風(fēng)向、大氣密度以及水蒸氣、冰和大氣主要組分的混合比例[40]等數(shù)據(jù)。

圖4 MY25期間MGS觀測到的以及MCD V4.3模擬的最大太陽活動下的日平均N20、以及N130 隨太陽經(jīng)度的變化Fig.4 The comparison between the daily averages of the neutral atmospheric parameters simulated by the LMD MGCM model(MCD V4.3)with the same longitudes,latitudes,local times against solar longitude under the solar maximum condition,and those derived from the MGSmeasurementsduring MY25

MCD V4.3允許用戶定義不同的太陽輻射、大氣塵暴條件以獲取不同條件下的火星大氣模擬數(shù)據(jù)。在本研究中使用的大氣塵暴條件為基于觀測的MY24的平均塵暴活動，太陽輻射條件為最活躍狀態(tài)下的太陽輻射強(qiáng)度。由于MY24沒有觀測到比較大的塵暴活動，所以模擬結(jié)果基本沒有受到火星塵暴的影響。MGS觀測區(qū)間在MY25的非塵暴季（LS=0°～180°），期間火星表面也沒有明顯的塵暴活動（雖然MY25的塵暴季發(fā)生了1次十分顯著的火星大塵暴）[36]。

從圖4中可以看出，利用MGS無線電掩星觀測數(shù)據(jù)計(jì)算得到的20 km 中性大氣密度N20、20～130 km 大氣平均標(biāo)高以及130 km 中性大氣密度N130均與MCD V4.3的模擬結(jié)果比較吻合，具有同樣的變化趨勢：隨著北半球由夏季到秋季的過程，N20持續(xù)降低，而和N130在LS=70°～150°區(qū)間持續(xù)上升，在LS＞150°后開始下降。需要注意的是：由于MGS的觀測點(diǎn)地方時在連續(xù)變化（從開始的4:00附近變化到3:00然后連續(xù)增長到9:00再退回到6:00），所以圖4中展示的3個參數(shù)的變化中不僅包含了季節(jié)變化，還包含了地方時變化帶來的影響；另外，在MGS的觀測過程中，觀測點(diǎn)的緯度也有一定的變化，因此這些參數(shù)的變化也包含了緯度變化帶來的影響。

總體上，MGS 無線電掩星觀測到的中性大氣的長期變化與MCD V4.3 數(shù)據(jù)庫是基本符合的。并且，從圖4中可以發(fā)現(xiàn)，由MGS無線電掩星數(shù)據(jù)計(jì)算的N130與MCD模擬的數(shù)值之間的變化趨勢非常一致，因此可以利用從MGS掩星觀測計(jì)算得到的N130數(shù)據(jù)來修正MCD V4.3數(shù)據(jù)庫。圖5顯示了對MCD V4.3數(shù)據(jù)庫的修正過程，其中采用了一個簡單的線性關(guān)系：N130_Corrected_LMD=A·N130_Uncorrected_LMD+B。修正結(jié)果顯示，A=0.97、B=-1.94×1010cm-3。從圖5可看出，修正后的MCD V4.3模擬數(shù)據(jù)與觀測結(jié)果完美吻合。

隨著MCD版本的更新，我們在隨后的研究中將MCD V5.2的模擬結(jié)果與觀測結(jié)果進(jìn)行對比，期望在兩者之間獲得更好的一致性。然而，我們發(fā)現(xiàn)新版本在某些季節(jié)對高層大氣的模擬結(jié)果反而沒有舊版本與觀測結(jié)果的一致性好。圖6分別展示了2000年11月到2001年7月期間130 km 中性大氣密度數(shù)據(jù)的觀測結(jié)果以及MCD V4.3和MCD V5.2的模擬結(jié)果。容易發(fā)現(xiàn)，在LS＜120°的區(qū)域，MCD V5.2與MCD V4.3的模擬結(jié)果比較一致，但是在LS＞135°之后，MCD V5.2的模擬結(jié)果卻因?yàn)槟撤N原因快速下降，表現(xiàn)出與觀測數(shù)據(jù)不同的變化趨勢。總體而言，在我們研究的這一段時期內(nèi)，MCD V4.3的模擬結(jié)果要優(yōu)于MCD V5.2的，可見MGCM大氣模型仍然有需要改進(jìn)的地方。隨著MAVEN上搭載的NGIMS（Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer，中性氣體及離子質(zhì)譜儀）以及大氣制動觀測數(shù)據(jù)的增加，本研究組將進(jìn)一步對比和研究MGS、MAVEN的高層大氣觀測數(shù)據(jù)和MCD模擬數(shù)據(jù)。

圖5 修正前后的MCD V4.3模擬結(jié)果和MGS觀測結(jié)果對比Fig.5 The comparison between MCD V4.3 data before(a)&after (b)being corrected and MGSobservations

圖6 未修正的MCD V4.3模擬結(jié)果、未修正的MCD V5.2模擬結(jié)果以及MGS觀測結(jié)果對比Fig.6 The comparison among uncorrected MCD V4.3 data,uncorrected MCDV5.2 data,and MGSobservations

2.3 定量研究火星塵暴對高層大氣的影響

Withers和Pratt[33]展示了在第27個火星年的一次發(fā)生在中低緯度地區(qū)的局域塵暴的影響下MGS觀測到的北半球高緯地區(qū)電離層主峰高度的異常上升以及MEX/SPICAM（SPectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars，火星大氣成分分析譜儀）觀測到的中低緯度地區(qū)高層大氣密度變化。典型的火星塵暴往往持續(xù)10°太陽經(jīng)度以上，在此期間高層大氣和電離層的變化除了受到塵暴的影響，往往還受到季節(jié)、觀測地方時變化的影響，因此，單純分析塵暴過程中電離層或高層大氣的密度變化是不夠的，要定量研究塵暴對高層大氣和電離層的影響，必須先排除季節(jié)、觀測地方時變化對高層大氣和電離層的影響。

MGS在2004年11月到2005年7月對火星北半球高緯地區(qū)的電離層和低層大氣進(jìn)行了持續(xù)觀測，覆蓋了上述塵暴發(fā)生的時段。利用電離層和中性大氣觀測數(shù)據(jù)的耦合，我們能夠獲取這段時期內(nèi)北半球130 km 中性大氣密度。再將MGS觀測結(jié)果與MCD V4.3的模擬結(jié)果進(jìn)行對比。由于使用的MCD V4.3采用了第24個火星年的低塵暴活動環(huán)境，并不包含第27個火星年中這次局域塵暴對大氣的影響，但包含與觀測數(shù)據(jù)吻合的季節(jié)、地方時和緯度變化，因此，將我們計(jì)算的130 km 中性大氣密度值減去經(jīng)過修正的MCD V4.3模擬的130 km中性大氣密度值，就能定量提取出此次局域塵暴對觀測區(qū)域高層大氣的影響。

圖7[41]顯示了這次局域塵暴對火星電離層的影響。我們對比了塵暴發(fā)生前的一天（2004年12月26日）觀測到的日平均電離層剖面與電離層主峰高度增加最劇烈的一天（2005年1月2日）觀測到的日平均電離層剖面。從圖中容易看出：塵暴前和塵暴時的觀測在太陽天頂角（Solar Zenith Angle,SZA）、經(jīng)度、緯度以及地方時上都存在較小的差異，基本可以忽略它們對電離層的影響；塵暴使得電離層電子密度峰值增加了9.1%，峰值高度增加了5.4 km。

圖8[42]顯示了利用MGS觀測計(jì)算的130 km中性大氣密度與修正后的MCD V4.3的模擬結(jié)果間的對比。如前所述，在塵暴期間（即圖中2條紅色虛線之間），兩者的差值即可以看成塵暴對130 km中性大氣密度的定量影響。該影響排除了高層大氣季節(jié)變化以及隨著觀測地緯度和地方時變化的影響。經(jīng)計(jì)算，在塵暴影響最大時，相比塵暴前130 km中性大氣密度增加了74%左右。

圖7 塵暴前與塵暴時的電離層日平均剖面對比[41]Fig.7 The comparison of mean electron density profiles with respect to pre-storm day and on storm day[41],data quoted with the permission of AGU(American Geophysical Union)

圖8 130 km 中性大氣密度的MCD V4.3模擬結(jié)果與MGS無線電掩星觀測數(shù)據(jù)推算結(jié)果對比[42]Fig.8 Thecomparison of neutral densitiesat 130 km between the simulation data obtained by MCD V4.3, and the calculation data based on MGS observations[42],data quoted with the permission of AGU(American Geophysical Union)

根據(jù)Withers和Pratt[33]對MEX/SPICAM觀測數(shù)據(jù)的分析，在與塵暴區(qū)域更加接近的中低緯度區(qū)域，SPICAM觀測到60～80 km 中性大氣密度在塵暴時相比塵暴前增加了1倍，而90～120 km 中性大氣密度在塵暴時比塵暴前增幅達(dá)到2倍。相比于我們通過MGS無線電掩星觀測到的74%的增幅，可以發(fā)現(xiàn)局域塵暴發(fā)生時塵暴區(qū)域和非塵暴區(qū)域?qū)m暴的響應(yīng)是有差異的。

Wang 和Nielsen[35]提出了一個能夠模擬火星塵暴時向陽面電離層行為的模型。通過該模型，我們可以利用從MGS無線電掩星中觀測到的130 km中性大氣密度來反向模擬塵暴前、塵暴時的電離層密度剖面，并與圖7的觀測結(jié)果進(jìn)行對比，作為對我們獲取的中性大氣密度的驗(yàn)證。該模型所需的SZA、地方時、經(jīng)緯度等輸入?yún)?shù)均與圖7中的一致，并設(shè)定120 km 中性大氣密度在塵暴時比塵暴前增加74%（即假設(shè)塵暴時120 km 高度中性大氣密度與我們的觀測一致）。圖9展示了模擬結(jié)果，可以發(fā)現(xiàn)在設(shè)定的輸入條件下，塵暴時的火星電離層主峰高度比塵暴前的升高了6 km，與MGS無線電掩星觀測到的增加幅度（5.4 km，見圖7）差別不大；而基于暴前中性大氣密度和暴時太陽輻射強(qiáng)度模擬的電離層剖面相比于塵暴前的電離層剖面，則表現(xiàn)為電子峰值密度顯著提升，而峰值高度變化不大。

圖9 基于Wang 和Nielsen[35]模型模擬的塵暴前、塵暴時以及暴前大氣條件+暴時太陽輻射條件的電離層剖面Fig.9 Ionospheric profiles on pre-storm day (blue line),storm day (red line)and under pre-storm-day atmospheric situations and storm-day F10.7 situations(green line)simulated by models proposed by Wang and Nielsen[35]

上述模擬結(jié)果與MGS無線電掩星觀測到的電離層剖面比較一致，說明通過MGS無線電掩星對電離層的觀測剖面獲取中性大氣密度的理論和方法是有效的，也說明Wang 和Nilesen[35]的模型對塵暴下的電離層的模擬是比較準(zhǔn)確的。從觀測到計(jì)算再利用計(jì)算結(jié)果對觀測進(jìn)行模擬的閉環(huán)也讓我們對電離層和中性大氣的耦合有了更深入的理解。

Wang 和Nielsen[35]利用其模型模擬了Mariner 9無線電掩星實(shí)驗(yàn)觀測的火星電離層主峰在1971年大塵暴期間的行為。由于模型中的部分輸入?yún)?shù)在手頭研究的案例中較難獲取，我們沿用了其文章中這些參數(shù)的取值，例如：設(shè)塵暴前100 km 高度火星中性大氣溫度T0為130 K，塵暴中該溫度增加到150 K；混合層頂?shù)母叨仍趬m暴前為126 km，在塵暴中被抬升到156 km（混合層頂以下，火星大氣中各種成分標(biāo)高一致，而在混合層以上不同的成分會有不同的標(biāo)高，因此混合層的高度主要會影響電離層主峰上部的剖面）。另外，該模型還需要火星處的太陽輻照度。目前的研究表明太陽輻射對火星電離層主峰高度的影響相對較小，而主要影響電離層電子密度峰值。為了闡明電離層與中性大氣密度、太陽輻射的關(guān)系，除對基于塵暴前、塵暴時太陽輻照度下的電離層剖面進(jìn)行模擬外，我們還模擬了基于塵暴前的中性大氣密度+塵暴時的太陽輻照度條件下的電離層剖面。

目前對火星大氣的觀測和模擬表明，火星大氣環(huán)流為簡單的單圈Hadley 環(huán)流：在日下點(diǎn)緯度，陽光直射，火星表面氣溫比較高，大氣受地表加熱的影響做上升運(yùn)動；上升的氣流在某一高度分為南北2支，分別運(yùn)動到南北半球的高緯地區(qū)，而后下沉，再在較低高度從高緯地區(qū)流向低緯地區(qū)。

火星大氣Hadley 環(huán)流的強(qiáng)度變化可以解釋2.2節(jié)中MGS觀測到的中性大氣的季節(jié)變化。當(dāng)火星北半球從夏季轉(zhuǎn)向冬季時（LS=90°～270°），隨著火-日距離的縮小，大氣環(huán)流強(qiáng)度增強(qiáng)，從而造成向北的支流在北半球高緯地區(qū)的下沉運(yùn)動增強(qiáng)。這種絕熱下沉運(yùn)動使得中高層大氣（20～130 km）的溫度上升，這解釋了圖4中20～130 km 中性大氣標(biāo)高及130 km 中性大氣密度的增加。同時，隨著從北半球極區(qū)向南流動的氣流強(qiáng)度的增強(qiáng)，這些來自較冷地區(qū)的氣流降低了北半球高緯地區(qū)低層大氣的溫度（與標(biāo)高），因此低層大氣收縮，這解釋了圖4中20 km 中性大氣密度的降低。Hinson[43]和McCleese等[44]關(guān)于火星北半球高緯地區(qū)低層大氣溫度的觀測均能印證以上解釋，而關(guān)于大氣環(huán)流對火星高緯度地區(qū)大氣的加熱已經(jīng)有很多的觀測和模擬研究[45-47]。

值得注意的是，按照上面的理論，在LS=251°之前，火-日距離一直在縮小，因此環(huán)流強(qiáng)度會一直增加，這顯然不能解釋圖4中在LS=160°之后中高層大氣標(biāo)高和130 km 中性大氣密度的下降。事實(shí)上，中高層大氣的溫度除了受大氣環(huán)流強(qiáng)度的影響外，也會受到太陽輻射的影響：隨著日下點(diǎn)的南移，北半球高緯地區(qū)的大氣能夠接收到的太陽輻射會越來越少，甚至還會經(jīng)歷極夜。我們認(rèn)為，在火星從遠(yuǎn)日點(diǎn)向近日點(diǎn)運(yùn)動的過程中，在遠(yuǎn)日點(diǎn)附近（LS=71°～161°），火-日距離變化比較快，因此大氣環(huán)流增強(qiáng)對北半球高緯地區(qū)中高層大氣的影響超過了日下點(diǎn)南移的影響，中高層大氣標(biāo)高和密度保持增長；在比較接近近日點(diǎn)之后（LS＞161°），火-日距離變化比較慢，因此日下點(diǎn)南移的影響超過大氣環(huán)流增強(qiáng)的影響，中高層大氣溫度開始下降，導(dǎo)致大氣標(biāo)高和130 km 中性大氣密度下降。

Lewis等[48]、Conrath 等[49]以及Medvedev 等[34]的觀測和模擬顯示，火星大氣環(huán)流的強(qiáng)度（特別是由此帶來的極區(qū)加熱現(xiàn)象）也會受到塵暴的影響。當(dāng)塵暴發(fā)生時，火星大氣環(huán)流強(qiáng)度會增加，環(huán)流模式也會發(fā)生變化，從而給極區(qū)中高層大氣帶來額外的加熱或者冷卻效應(yīng)。仍以MGS觀測到的MY27局域塵暴期間130 km 中性大氣密度增加了74%為例，為了確定中高層大氣是否受到大氣環(huán)流的加熱，我們比較了MY24—MY26這幾個火星年中同一時期測量的20 km 中性大氣密度以及MY27局部塵暴期間MGS測量的20 km 中性大氣密度，見圖10。從圖中不難看出，塵暴期間低層大氣基本沒有受到影響，這是因?yàn)楸卑肭蚋呔暤貐^(qū)并沒有處在塵暴區(qū)。由于20 km 中性大氣密度沒有變化，而130 km 中性大氣密度增加了74%，可以推測20～130 km 之間的中性大氣平均標(biāo)高增加了，即中高層大氣溫度升高了。因此我們可以確定，塵暴期間中高層大氣溫度和密度的增加與北半球高緯地區(qū)的下沉氣流增強(qiáng)有很大的關(guān)系。

圖10 MY24—MY26中與MY27塵暴相同時期由MGS無線電掩星測量的北半球高緯地區(qū)20 km 中性大氣密度對比Fig.10 MGS observed neutral densities and standard deviations at 20 km in northern high-latitudes during MY24—MY26(black)and in the mean time of the MY27 dust storm (red)

從上面的分析可以發(fā)現(xiàn)，火星大氣環(huán)流強(qiáng)度對中性大氣（特別是高緯地區(qū)的中性大氣）有較大影響，尤其是極區(qū)加熱效應(yīng)在中性大氣的季節(jié)變化以及對塵暴的響應(yīng)中扮演了重要的角色。MGS無線電掩星提供的20～130 km 中性大氣觀測為我們展現(xiàn)了大氣不同層結(jié)豐富的變化，對我們進(jìn)一步認(rèn)識火星大氣的行為有著重要意義。

同樣，我們也對比了這段時期中MGS的觀測值以及MCD V4.3、MCD V5.2的模擬值，如圖11所示。可以發(fā)現(xiàn)，MCD V5.2在某些太陽經(jīng)度處的模擬結(jié)果與MCD V4.3模擬結(jié)果以及觀測值差異較大。再對比圖11和圖6，可以發(fā)現(xiàn)MCD V5.2均存在LS＞135°時預(yù)報(bào)的高層大氣密度突然下降的現(xiàn)象，但這種現(xiàn)象在MY25和MY27的觀測中均沒有體現(xiàn)，因此我們認(rèn)為MGCM火星氣候模型仍需要進(jìn)一步改進(jìn)。

圖11 2004-11到2005-07期間MGS觀測的，未修正與修正后的MCD V4.3以及基于MY24—MY31平均塵暴活動和基于MY27塵暴活動條件下MCD V5.2模擬相同樣觀測地點(diǎn)130 km 中性大氣密度隨太陽經(jīng)度的變化Fig.11 The variations of neutral densities at 130 km observed by MGS/RS(blue diamonds)and simulated by unmodified (yellow dots)/ modified (green dots)MVD V4.3,and those simulated by MCD V5.2 with MY27 dust scenario(red dots)and with climatology scenario(blue dots)from Nov 2004 through Jul 2005

3 結(jié)束語

本文介紹了本研究組在關(guān)于火星電離層和中性大氣的耦合方面的理論研究以及在關(guān)于火星大氣的季節(jié)變化、塵暴影響方面的觀測研究。

理論研究方面，我們提出了一種從MGS無線電掩星數(shù)據(jù)中提取出20 km 和130 km 中性大氣密度、中高層大氣平均標(biāo)高、電離層電子密度峰值以及電離層日下點(diǎn)主峰高度的方法，并通過與MCD V4.3對中性大氣的模擬結(jié)果以及Wang 和Nielsen[35]對電離層的模擬結(jié)果之間的對比，驗(yàn)證了該方法的正確性。

觀測研究方面，我們研究了中性大氣的季節(jié)變化以及受塵暴活動的定量影響，結(jié)合MCD V4.3的模擬結(jié)果進(jìn)行了修正，并基于修正的結(jié)果提取了一次局域塵暴對高層大氣密度的定量影響。通過一個光化學(xué)平衡模型反演了塵暴下電離層剖面的變化，并與直接觀測結(jié)果進(jìn)行對比，進(jìn)一步驗(yàn)證了利用電離層觀測計(jì)算130 km 中性大氣密度的方法。

通過觀測數(shù)據(jù)與模擬結(jié)果的對比研究發(fā)現(xiàn)，雖然火星大氣數(shù)據(jù)庫MCD V4.3對于我們所研究的時空范圍內(nèi)的高層大氣密度的預(yù)測比較準(zhǔn)確，但MCD V5.2的模擬結(jié)果卻與觀測結(jié)果差異較大，說明MGCM火星氣候模型還需要進(jìn)一步研究改進(jìn)。

以上研究過程中的中性大氣數(shù)據(jù)、電離層數(shù)據(jù)以及模擬數(shù)據(jù)都是自洽的，能夠互相支持。所提出的通過電離層觀測提取中性大氣密度的方法也是普適的，可以運(yùn)用在除MGS無線電掩星觀測外的其他以及未來的火星大氣研究任務(wù)中。

致謝

感謝MGSRadio Science Team 在網(wǎng)站上提供的電離層和中性大氣成分的數(shù)據(jù)，感謝歐洲LMD團(tuán)隊(duì)（特別是Ehouarn Millour 先生）提供的火星大氣模型。