火星空間環(huán)境中電子通量的統(tǒng)計研究

郭志忠，符慧山*，劉楊洋

1 北京航空航天大學(xué)空間與環(huán)境學(xué)院，北京 100191

2 工業(yè)與信息化部 空間環(huán)境監(jiān)測與信息處理重點(diǎn)實(shí)驗室，北京 100191

0 引言

火星是太陽系中四個類地行星之一，也是人類深空探測的重要目標(biāo).空間中超音速的太陽風(fēng)向火星運(yùn)動，在火星上游形成弓激波（Zhang et al.,1991;Mazelle et al.,2004）.在弓激波后方，被減速的太陽風(fēng)充斥的區(qū)域稱為磁鞘（Lundin et al.,1991;Kallio et al.,1994;Espley et al.,2004）.由于火星沒有全球性的內(nèi)稟磁場，只有局部的地殼剩磁（Acu?a et al.,1999,2001;Connerney et al.,2004），所以太陽風(fēng)攜帶的行星際磁力線遇到火星后，無法穿透導(dǎo)電的電離層，并且磁力線在電離層內(nèi)不能被快速地擴(kuò)散，從而披掛在電離層上，在日側(cè)形成磁堆 積 區(qū)（Crider et al.,2002;Bertucci et al.,2003;Nagy et al.,2004;Fedorov et al.,2006）.磁堆積區(qū)和磁鞘之間的區(qū)域稱為磁堆積邊界層（Vignes et al.,2000），或者感應(yīng)磁層邊界層，或者感應(yīng)磁層頂；該邊界層通常是區(qū)分太陽風(fēng)粒子和行星粒子的邊界層（Matsunaga et al.,2017;Espley,2018;Wang et al.,2020）.披掛在火星日側(cè)的行星際磁力線，其兩端向朝著太陽反方向延伸，在火星夜側(cè)形成磁尾（Nagy et al.,2004;Fedorov et al.,2006）.火星磁尾由兩個磁場方向相反的尾瓣構(gòu)成，兩個尾瓣被中心等離子體片分開，其方向受上游行星際磁場方向直接調(diào)制（Crider et al.,2002;Connerney et al.,2015）.

空間中發(fā)生的一些普遍的動力學(xué)過程，比如磁重 聯(lián)（Fu et al.,2013a,2013b,2015,2017;2019b;Huang et al.,2016,2017,2018;Guo et al.,2018a,2018b;Chen et al.,2019;Wang et al.,2019;Xu et al.,2021）、絕熱效應(yīng)（Fu et al.,2011,2020a;Liu et al.,2017,2018;Xu et al.,2018）以及波粒相互作用（Fu et al.,2014,2019a,2020b;Huang et al.,2015;Jiang et al.,2019；Chen et al.,2021;Guo et al.,2021b）等，在火星空間環(huán)境中也有相應(yīng)的報道.例如，Harada等在火星夜側(cè)近磁尾（Harada et al.,2015a）和日側(cè)地殼磁場上方（Harada et al.,2018）都觀測到磁重聯(lián)信號，他們研究發(fā)現(xiàn)晝側(cè)磁重聯(lián)可能控制火星全球的磁層結(jié)構(gòu)以及晝側(cè)離子的逃逸路徑.Wang 等（2021）在火星感應(yīng)磁層頂重聯(lián)的研究中發(fā)現(xiàn)磁層頂重聯(lián)促使行星離子通過重聯(lián)磁場穿過感應(yīng)磁層頂逃逸，增加電離層離子的損失率.此外，Guo 等（2021a）在火星磁尾報道了由于局部磁場減弱導(dǎo)致的電子回旋冷卻效應(yīng)，他們發(fā)現(xiàn)熱電子、超熱電子和高能電子都能發(fā)生該物理過程.對于波粒相互作用而言，Harada 等（2016）報道了在火星磁層中各向異性電子通過回旋共振可以激發(fā)哨聲波.Fowler 等（2018）在火星日側(cè)電離層觀測到大振幅的磁聲波，該磁聲波振幅達(dá)到25 nT，約為背景磁場強(qiáng)度的40%，能引起電離層密度和溫度的巨大變化.他們還發(fā)現(xiàn)大振幅的磁聲波能顯著地加熱電子，在之后的研究中他們進(jìn)一步發(fā)現(xiàn)傳入火星電離層頂端的大尺度磁聲波也能夠調(diào)制電子的分布函數(shù)，導(dǎo)致電子溫度各向異性并激發(fā)哨聲波，哨聲波進(jìn)一步通過波粒相互作用引起超熱電子投擲角散射（Fowler et al.,2020）.以上諸多物理過程是我們研究火星磁層中粒子（質(zhì)子、行星粒子、電子）動力學(xué)的重要部分.

在整個火星空間尺度上，對等離子體性質(zhì)的研究也是理解行星演化必不可少的.例如，Inui 等（2019）統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn)火星南半球的地殼剩磁能夠?qū)е履习肭蛑仉x子出流通量小于北半球.Harada 等（2015b）在統(tǒng)計工作中發(fā)現(xiàn)上游太陽風(fēng)和磁場條件控制著磁尾（?1.5RM

1 觀測

本文使用的數(shù)據(jù)全部來自于MAVEN（Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN;Jakosky et al.,2015）探測器.其中，磁通門磁強(qiáng)計儀器（magnetometer,MAG;Connerney et al.,2015）提供了磁場數(shù)據(jù)；太陽風(fēng)電子分析儀（Solar Wind Electron Analyzer,SWEA;Mitchell et al.,2016）提供了3～5000 eV 范圍的電子數(shù)據(jù)；太陽高能粒子（Solar Energetic Particle,SEP;Larson et al.,2015）儀器提供了20～1000 keV 范圍的高能電子數(shù)據(jù).所有數(shù)據(jù)均在火星太陽軌道坐標(biāo)系（Mars-Solar-Orbital coordinate,MSO）下展示.在火星太陽軌道坐標(biāo)系中，X方向從火星指向太陽，Y方向為火星軌道速度分量垂直于X軸的方向，Z向垂直于火星軌道面，滿足右手坐標(biāo)系定則.我們使用MAVEN航天器從2015 年1 月1 日 至2020 年12 月31 日共6 年的磁場和電子測量數(shù)據(jù)，統(tǒng)計研究了火星空間環(huán)境中電子在不同等離子體結(jié)構(gòu)中的性質(zhì).在統(tǒng)計過程中，由于SWEA 儀器測量的低能電子分布可能會遭受航天器光電子和次級電子的污染（Akbari et al.,2019），于是SWEA 儀器測量的數(shù)據(jù)我們主要統(tǒng)計研究了30～5000 eV 能量范圍的電子.

圖1 表示MAVEN 航天器的軌道覆蓋范圍以及通過每一個位置采樣的總時間t在X-YMSO平面和X-ZMSO平面的分布.從圖中我們可以看到，從2015 年1 月1 日 至2020 年12 月31 日，MAVEN航天器繞過的空間范圍半徑約為2.8RM（RM表示火星半徑），覆蓋了太陽風(fēng)、磁鞘、磁尾等區(qū)域，為我們研究整個火星空間中電子的空間分布提供了機(jī)會.其中黑色實(shí)線表示弓激波，黑色虛線表示感應(yīng)磁層頂（Trotignon et al.,2006）.

圖1 2015 年1 月1 日至2020 年12 月31 日期間MAVEN 航天器在火星空間環(huán)境中各個位置處的軌道覆蓋時間t.（a）XYMSO 面；（b）X-ZMSO 平面.其中黑色實(shí)線表示弓激波的位置，黑色虛線表示感應(yīng)磁層頂?shù)奈恢肍ig.1 Orbital coverage time (t) of the MAVEN spacecraft at each position in the Martian space environment between 2015-01-01 and 2020-12-31.(a) X-YMSO plane;(b) X-ZMSO plane.The solid black lines and the dashed lines indicate the positions of bow shock and induced magnetosphere,respectively

圖2 表示火星空間環(huán)境中總磁場強(qiáng)度|B|分別在X-YMSO平面（圖2a）和X-ZMSO平面（圖2b）的分布情況.每一個位置的磁場強(qiáng)度對應(yīng)圖1 中該位置處總采樣時間t內(nèi)的平均值，在統(tǒng)計電子微分能量通量時也是同樣的方法.在圖2a、2b 中我們能清晰的看出：在火星日側(cè)，感應(yīng)磁層頂（黑色虛線）下方有一個清晰的磁堆積區(qū)；此外，在火星遠(yuǎn)磁尾（?2.8RM

圖2 火星空間環(huán)境中磁場強(qiáng)度|B|的統(tǒng)計分布.（a）在X-YMSO 平面；（b）在X-ZMSO 平面Fig.2 Statistical distribution of magnetic field intensity |B| in (a) X-YMSO plane and (b) X-ZMSO plane

在圖3 中我們統(tǒng)計了火星空間中30～100 eV范圍的電子微分能量通量的分布情況.圖3a 和3b、3c 和3d、3e 和3f 分別表示30～40 eV、40～50 eV和50～100 eV 范圍電子的微分能量通量分布.圖3a、3c、3e 對比分析，在X-YMSO平面，磁鞘、磁尾和尾瓣中的電子微分能量通量在晨昏兩側(cè)有很好的對稱性，且30～100 eV 范圍的電子主要分布在磁鞘中，電子微分能量通量在108eV/(cm2·s·sr·eV)以上.30～50 eV 范圍的電子，在遠(yuǎn)磁尾?2.8RM

圖3 30～100 eV 范圍的電子微分能量通量在X-YMSO 和X-ZMSO 平面的分布.（a，b）30～40 eV；（c，d）40～50 eV；（e，f）50～100 eVFig.3 Statistical distribution of differential energy flux of electrons (30～100 eV) in the X-YMSO planes (first column) and X-ZMSO planes (second column).(a,b) 30～40 eV;(c,d) 40～50 eV;(e,f) 50～100 eV

圖4 統(tǒng)計了100～5000 eV 和20～1000 keV 范圍的電子微分能量通量在X-YMSO平面和X-ZMSO平面的分布情況.圖4a 和4b、4c 和4d、4e 和4f、4g 和4h、4i 和4j 對應(yīng)的能量范圍分別為100～300 eV、300～500 eV、500～1000 eV、1000～5000 eV、20～1000 keV.對于100～300 eV 范圍的電子，在磁鞘中的微分能量通量相對較高，尤其是感應(yīng)磁層頂上游?1RM

2 討論

由于火星沒有內(nèi)稟磁場，磁尾直接受到上游太陽風(fēng)的調(diào)制（Crider et al.,2002;Connerney et al.,2015），導(dǎo)致火星磁尾非常的復(fù)雜和活躍.在火星遠(yuǎn)磁尾區(qū)域（?2.8RM

3 結(jié)論

在本文中，我們使用MAVEN 航天器2015 年1 月1 日至2020 年12 月31 日共6 年的觀測數(shù)據(jù)，統(tǒng)計分析了火星空間環(huán)境中電子微分能量通量的空間分布情況.從統(tǒng)計結(jié)果中我們得到以下主要結(jié)論：（1）在火星遠(yuǎn)磁尾區(qū)域（?2.8RM

高能電子（100～5000 eV 和20～1000 keV）微分能量通量的增加有一定的相關(guān)性；（2）30～1000 eV范圍的電子主要集中分布在磁鞘；（3）30～50 eV范圍的電子在遠(yuǎn)磁尾?2.8RM

數(shù)據(jù)與來源

本文使用的所有MAVEN 數(shù)據(jù)均可在美國宇航局的行星數(shù)據(jù)系統(tǒng)（NASA Planetary Data System;https://pdsppi.igpp.ucla.edu）中獲取.

致謝

感謝MAG、SWEA 和SEP 衛(wèi)星團(tuán)隊提供的磁場和電子數(shù)據(jù).