火星空间环境中电子通量的统计研究

郭志忠，符慧山*，刘杨洋

1 北京航空航天大学空间与环境学院，北京 100191

2 工业与信息化部 空间环境监测与信息处理重点实验室，北京 100191

0 引言

火星是太阳系中四个类地行星之一，也是人类深空探测的重要目标.空间中超音速的太阳风向火星运动，在火星上游形成弓激波（Zhang et al.,1991;Mazelle et al.,2004）.在弓激波后方，被减速的太阳风充斥的区域称为磁鞘（Lundin et al.,1991;Kallio et al.,1994;Espley et al.,2004）.由于火星没有全球性的内禀磁场，只有局部的地壳剩磁（Acuña et al.,1999,2001;Connerney et al.,2004），所以太阳风携带的行星际磁力线遇到火星后，无法穿透导电的电离层，并且磁力线在电离层内不能被快速地扩散，从而披挂在电离层上，在日侧形成磁堆 积 区（Crider et al.,2002;Bertucci et al.,2003;Nagy et al.,2004;Fedorov et al.,2006）.磁堆积区和磁鞘之间的区域称为磁堆积边界层（Vignes et al.,2000），或者感应磁层边界层，或者感应磁层顶；该边界层通常是区分太阳风粒子和行星粒子的边界层（Matsunaga et al.,2017;Espley,2018;Wang et al.,2020）.披挂在火星日侧的行星际磁力线，其两端向朝着太阳反方向延伸，在火星夜侧形成磁尾（Nagy et al.,2004;Fedorov et al.,2006）.火星磁尾由两个磁场方向相反的尾瓣构成，两个尾瓣被中心等离子体片分开，其方向受上游行星际磁场方向直接调制（Crider et al.,2002;Connerney et al.,2015）.

空间中发生的一些普遍的动力学过程，比如磁重 联（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）、绝热效应（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，在火星空间环境中也有相应的报道.例如，Harada等在火星夜侧近磁尾（Harada et al.,2015a）和日侧地壳磁场上方（Harada et al.,2018）都观测到磁重联信号，他们研究发现昼侧磁重联可能控制火星全球的磁层结构以及昼侧离子的逃逸路径.Wang 等（2021）在火星感应磁层顶重联的研究中发现磁层顶重联促使行星离子通过重联磁场穿过感应磁层顶逃逸，增加电离层离子的损失率.此外，Guo 等（2021a）在火星磁尾报道了由于局部磁场减弱导致的电子回旋冷却效应，他们发现热电子、超热电子和高能电子都能发生该物理过程.对于波粒相互作用而言，Harada 等（2016）报道了在火星磁层中各向异性电子通过回旋共振可以激发哨声波.Fowler 等（2018）在火星日侧电离层观测到大振幅的磁声波，该磁声波振幅达到25 nT，约为背景磁场强度的40%，能引起电离层密度和温度的巨大变化.他们还发现大振幅的磁声波能显著地加热电子，在之后的研究中他们进一步发现传入火星电离层顶端的大尺度磁声波也能够调制电子的分布函数，导致电子温度各向异性并激发哨声波，哨声波进一步通过波粒相互作用引起超热电子投掷角散射（Fowler et al.,2020）.以上诸多物理过程是我们研究火星磁层中粒子（质子、行星粒子、电子）动力学的重要部分.

在整个火星空间尺度上，对等离子体性质的研究也是理解行星演化必不可少的.例如，Inui 等（2019）统计研究发现火星南半球的地壳剩磁能够导致南半球重离子出流通量小于北半球.Harada 等（2015b）在统计工作中发现上游太阳风和磁场条件控制着磁尾（−1.5RM

1 观测

本文使用的数据全部来自于MAVEN（Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN;Jakosky et al.,2015）探测器.其中，磁通门磁强计仪器（magnetometer,MAG;Connerney et al.,2015）提供了磁场数据；太阳风电子分析仪（Solar Wind Electron Analyzer,SWEA;Mitchell et al.,2016）提供了3～5000 eV 范围的电子数据；太阳高能粒子（Solar Energetic Particle,SEP;Larson et al.,2015）仪器提供了20～1000 keV 范围的高能电子数据.所有数据均在火星太阳轨道坐标系（Mars-Solar-Orbital coordinate,MSO）下展示.在火星太阳轨道坐标系中，X方向从火星指向太阳，Y方向为火星轨道速度分量垂直于X轴的方向，Z向垂直于火星轨道面，满足右手坐标系定则.我们使用MAVEN航天器从2015 年1 月1 日 至2020 年12 月31 日共6 年的磁场和电子测量数据，统计研究了火星空间环境中电子在不同等离子体结构中的性质.在统计过程中，由于SWEA 仪器测量的低能电子分布可能会遭受航天器光电子和次级电子的污染（Akbari et al.,2019），于是SWEA 仪器测量的数据我们主要统计研究了30～5000 eV 能量范围的电子.

图1 表示MAVEN 航天器的轨道覆盖范围以及通过每一个位置采样的总时间t在X-YMSO平面和X-ZMSO平面的分布.从图中我们可以看到，从2015 年1 月1 日 至2020 年12 月31 日，MAVEN航天器绕过的空间范围半径约为2.8RM（RM表示火星半径），覆盖了太阳风、磁鞘、磁尾等区域，为我们研究整个火星空间中电子的空间分布提供了机会.其中黑色实线表示弓激波，黑色虚线表示感应磁层顶（Trotignon et al.,2006）.

图1 2015 年1 月1 日至2020 年12 月31 日期间MAVEN 航天器在火星空间环境中各个位置处的轨道覆盖时间t.（a）XYMSO 面；（b）X-ZMSO 平面.其中黑色实线表示弓激波的位置，黑色虚线表示感应磁层顶的位置Fig.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

图2 表示火星空间环境中总磁场强度|B|分别在X-YMSO平面（图2a）和X-ZMSO平面（图2b）的分布情况.每一个位置的磁场强度对应图1 中该位置处总采样时间t内的平均值，在统计电子微分能量通量时也是同样的方法.在图2a、2b 中我们能清晰的看出：在火星日侧，感应磁层顶（黑色虚线）下方有一个清晰的磁堆积区；此外，在火星远磁尾（−2.8RM

图2 火星空间环境中磁场强度|B|的统计分布.（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

在图3 中我们统计了火星空间中30～100 eV范围的电子微分能量通量的分布情况.图3a 和3b、3c 和3d、3e 和3f 分别表示30～40 eV、40～50 eV和50～100 eV 范围电子的微分能量通量分布.图3a、3c、3e 对比分析，在X-YMSO平面，磁鞘、磁尾和尾瓣中的电子微分能量通量在晨昏两侧有很好的对称性，且30～100 eV 范围的电子主要分布在磁鞘中，电子微分能量通量在108eV/(cm2·s·sr·eV)以上.30～50 eV 范围的电子，在远磁尾−2.8RM

图3 30～100 eV 范围的电子微分能量通量在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

图4 统计了100～5000 eV 和20～1000 keV 范围的电子微分能量通量在X-YMSO平面和X-ZMSO平面的分布情况.图4a 和4b、4c 和4d、4e 和4f、4g 和4h、4i 和4j 对应的能量范围分别为100～300 eV、300～500 eV、500～1000 eV、1000～5000 eV、20～1000 keV.对于100～300 eV 范围的电子，在磁鞘中的微分能量通量相对较高，尤其是感应磁层顶上游−1RM

2 讨论

由于火星没有内禀磁场，磁尾直接受到上游太阳风的调制（Crider et al.,2002;Connerney et al.,2015），导致火星磁尾非常的复杂和活跃.在火星远磁尾区域（−2.8RM

3 结论

在本文中，我们使用MAVEN 航天器2015 年1 月1 日至2020 年12 月31 日共6 年的观测数据，统计分析了火星空间环境中电子微分能量通量的空间分布情况.从统计结果中我们得到以下主要结论：（1）在火星远磁尾区域（−2.8RM

高能电子（100～5000 eV 和20～1000 keV）微分能量通量的增加有一定的相关性；（2）30～1000 eV范围的电子主要集中分布在磁鞘；（3）30～50 eV范围的电子在远磁尾−2.8RM

数据与来源

本文使用的所有MAVEN 数据均可在美国宇航局的行星数据系统（NASA Planetary Data System;https://pdsppi.igpp.ucla.edu）中获取.

致谢

感谢MAG、SWEA 和SEP 卫星团队提供的磁场和电子数据.