火星弓激波上游高能拾起氧離子實例分析

雷桓, 郭建鵬*, 何林峽, 林海博, 常克文, 陳艷

1 北京師范大學天文與天體物理前沿科學研究所, 北京 102206 2 北京師范大學天文系行星與空間物理研究團組, 北京 100875

0 引言

火星早期氣候與地球類似,表面存在穩定的液態水(Goldspiel and Squyres, 1991).然而,火星大氣逃逸導致火星表面液態水不斷減少(Salese et al., 2019).Jakosky等(2018)基于火星大氣和揮發物演化任務(Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, MAVEN)衛星觀測,計算出高層大氣中氫(H)和氧(O)在一個火星年內的平均逃逸率約為2～3 kg·s-1.研究火星大氣中H和O的產生與逃逸,有助于探索火星大氣逃逸機制,追溯火星上水的演變.研究表明,火星大氣中H主要以熱逃逸形式逃離火星,而O則主要以光化學逃逸形式(Chassefière and Leblanc, 2004).火星引力場較弱,約為地球的2/5,并且火星弓激波距離火星較近,因此火星的H、O逃逸層可以延伸至弓激波外.由于H的相對原子質量比O小,H外逸層可以延伸至十幾個火星半徑(RM≈3400 km),O外逸層一般延伸至1～2個火星半徑.水手號(Mariner)衛星的紫外光譜儀在Lyman-α波段(約121.6 nm)的觀測,首次證實火星周圍存在向外延伸的H外逸層(Anderson and Hord, 1971),而羅塞塔號(Rosetta)衛星的紫外光譜儀則首次觀測到火星周圍的O外逸層(Feldman et al., 2011).延展的外逸層使得太陽風與中性原子直接相互作用,外逸層中性原子通過光致電離、電荷交換或電子碰撞形成新生離子,被太陽風拾起后稱為拾起離子.Rahmati等(2018)根據MAVEN的觀測,發現O+主要通過光致電離產生,其電離頻率量級為10-7s-1;H+則主要通過電荷交換產生,其電離頻率量級為10-7～10-6s-1(Rahmati et al., 2018).離子拾起過程是重要的離子逃逸通道,Dong等(2015)發現能量高于25 eV的O+,其通過“離子羽”形式逃逸的逃逸率為4.0～5.4×1023s-1,占總逃逸量的23%(Dong et al., 2015).

拾起離子在行星際磁場中做回旋運動,同時受對流電場加速,在衛星坐標系中呈現擺線,其速度分布函數(velocity distribution function,VDF)在垂直于磁場的速度空間中呈環束分布(Gui et al., 2022).火星快車號(MXE)觀測到弓激波附近呈環分布的氫離子(H+),Yamauchi等(2006, 2008)認為這些H+可能起源于火星H外逸層,后經弓激波反射形成(Yamauch et al., 2006, 2011).而對于拾起O+,Yamauchi等(2015)基于火星快車號(MEX)的觀測,發現在上游太陽風中存在約1 keV的氧離子(O+)束,他們認為這些離子可能被磁鞘和上游太陽風的對流電場加速后形成.火星弓激波上游空間中還存在一些高能O+束(一般大于10 keV).Rahmati等(2014, 2015)使用測試粒子模型發現能量高達60 keV的高能O+的運動軌跡符合拾起O+的動力學特征,處于擺線運動的最高點附近,說明這些離子起源于O外逸層,被上游太陽風對流電場充分加速,故能量較高(Rahmati et al., 2014, 2015).Masunaga等(2016)在弓激波上游觀測到能量約10 keV的拾起O+束,他們認為這些高能O+來自于上游太陽風的新生拾起O+, 這些新生離子注入火星的過程中被對流電場加速,以一定的初速度進入磁鞘,故在磁鞘中呈現初速度不為0的部分環分布.隨后這些離子在磁鞘的強磁場區發生反射,穿過弓激波回到上游,呈束狀分布.理論上,拾起離子在上下游均應呈現環分布特征,但他們在上游太陽風中并未觀測到.Cravens等(2002)只在弓激波外側附近觀測到高能O+呈現環分布(55～72 keV),而在上游太陽風中卻沒有觀測到(Cravens et al., 2002).本文提供了上游太陽風中高能O+呈現環分布的觀測證據.

相較于以往發射的火星探測器,美國國家航空航天局發射的MAVEN衛星攜帶更多精密儀器,其任務是確定火星高層大氣當前狀態、理解火星大氣逃逸機制,量化大氣中各種成分的逃逸率,有助于分析拾起離子的動力學過程.因此本文分析了2014年10月—2019年2月期間 MAVEN的觀測數據,找到了一個特殊的觀測事件.MAVEN衛星在2018年11月17日09∶16∶29—10∶22∶37 UT期間從上游太陽風運行到磁鞘,軌道高度逐漸降低,并持續觀測到能量不變的高能O+(～30 keV),呈現初始速度不為0的部分環分布.本文對這些高能O+的形成過程進行討論,并對其可能的起源提出合理猜想.

1 儀器數據

MAVEN于2014 年9 月22 日抵達火星,衛星運行軌道為橢圓,軌道傾角約74°,近火點和遠火點分別為150 km和6200 km,軌道周期約4.5 h,MAVEN攜帶9臺儀器,可以測量太陽風、太陽輻射和太陽高能粒子的相關參數,有助于研究火星大氣層對這些驅動源的響應,如大氣逃逸等(Jakosky et al., 2015).為進一步探測火星低空物理環境,衛星于2019年2月11日至4月5日變軌,近火點和遠火點分別為130 km和4700 km,軌道周期約3.7 h.本文關注火星高空環境的高能O+,因此選取2018年11月17日的衛星觀測數據,使用其中4臺儀器進行分析:磁力計(Magnetometer, MAG;Connerney et al., 2015),太陽風離子分析儀(Solar Wind Ion Analyzer, SWIA;Halekas et al., 2015),太陽風電子分析儀(Solar Wind Electron Analyzer, SWEA;Mitchell et al., 2016),超熱和熱離子成分分析儀(Supra thermal and Thermal Ion Composition, STATIC;McFadden et al., 2015).

為顯示衛星在觀測期間的運行軌跡,需要使用MAG在火星-太陽-軌道(Mars-Sun-Orbital, MSO)坐標系下的衛星位置數據,并由此計算出衛星與火星之間的天頂角.

火星大氣存在分層結構,MAG的磁場強度、SWIA的3D離子能譜,和SWEA的太陽風超熱電子能譜可以識別這些結構的邊界位置.通過太陽風質子能譜變寬、磁場強度的增大和波動增強可識別火星弓激波位置,通過太陽風電子能量下降、行星重離子通量增強可識別感應磁層邊界.MAG的時間分辨率為32 Hz,探測磁場強度的范圍為0.1～60000 nT.SWIA的視場范圍為360°×90°,時間分辨率為4″,探測離子能量的范圍為25 eV～25 keV.SWEA的時間分辨率為2 s,探測電子能量的范圍為3～4,600 eV,能量分辨率為17%.

火星空間環境的離子種類非常豐富,雖然SWIA可以探測離子,但無法區分離子種類,所以還需要其他儀器作為互補探測.STATIC由靜電分析儀和質譜儀組成,用于研究行星離子逃逸.靜電分析儀根據靜電偏轉可以探測能量范圍在0.1 eV～30 keV的正離子,視場范圍為360°×90°,能量分辨率為15%,角分辨率為22.5°×22.5°.質譜儀根據飛行時間可以分辨火星附近的主要離子(H+、He+、O+、O2+、CO2+).STATIC儀器提供不同分辨率、不同功能的數據產品:STATICd0的時間分辨率為 32 s或 128 s,有32個能量段、8個質量段,16個方位角和4個俯仰角,可以幫助繪制不同探測方向的O+能譜圖.此外,根據SWIA的太陽風速度和MAG的磁場可以計算出對流電場,從而得到拾起O+的速度分布函數(velocity distribution function,VDF);STATIC c6的時間分辨率為4 s,有32個能量段和64個質量段,可以繪制離子的質譜圖,通過行星重離子通量可以識別火星感應磁層邊界.本文研究O+,所以考慮質量范圍分布在12～20 amu的質量段.

SWIA和MAG儀器分別提供MSO坐標系下的太陽風速度和磁場,根據太陽風速度V和磁場B可生成對流電場E(E=-V×B),取B方向為z軸,E方向為y軸,E×B方向為軸,建立SWB坐標系.STATIC儀器d0數據需要先從儀器球坐標系轉換到直角坐標系,再根據儀器的四元數q轉換到MSO坐標系,最終轉換到SWB坐標系.

離子的VDF計算過程如下:離子的相空間密度f0(Vpqr)由第p個能量段,第q個仰俯角和第r個方位角范圍內的離子計數C(Vpqr)計算,計算公式如(1)式所示(Ueno et al.,2001):

(1)

(2)

(3)

根據STATIC儀器所有能量段、俯仰角、方位角的頻掃結果,可得離子的總相空間密度,將離子的三維VDF投影至SWB坐標系可得VDF圖,其縱軸代表電場方向的速度,橫軸代表垂直于磁場和電場方向的速度.

2 觀測結果

2.1 時序圖

圖1a顯示2018年11月17日08∶54—10∶24 UT期間,MAVEN衛星在MSO坐標系下的運動軌跡,衛星從上游太陽風穿越弓激波(BS)后靠近火星,根據圖1b和1l可知,衛星在08∶54—10∶24 UT內高度不斷下降,并且與火星之間的太陽天頂角幾乎保持90°.衛星穿越弓激波的時刻如圖1(b—l)中紅色豎直線(09∶25∶33 UT)所示.在穿越弓激波前后觀測到太陽風速度約從260 km·s-1降至200 km·s-1(圖1j),磁場強度從5 nT增加至20 nT(圖1k),離子能譜(圖1c)和電子能譜(圖1d)變寬,STATIC所有相對原子質量分布的離子能譜(圖1f)也變寬.這段時間內衛星沒有觀測到行星重離子,如相對原子質量為16 amu的O+和相對原子質量為32 amu的O2+等(圖1e),表明這個時段內MAVEN穿越弓激波后一直處于磁鞘中,尚未到達感應磁層邊界(Brain et al., 2010).需要說明的是:圖1a中衛星運動軌跡與感應磁層邊界(IMB)存在交點,但感應磁層邊界只是經驗擬合模型.根據圖1e和1f可知,實際上衛星沒有達到此處.

圖1 MAVEN衛星在2018年11月17日08∶54—10∶24 UT的觀測結果,觀測到從上游太陽風到磁鞘中能量持續不變的高能O+

在09∶16∶29—10∶22∶37 UT這段時間,STATIC儀器從上游太陽風到磁鞘中觀測到能量持續不變的高能O+(～30 keV)(圖1g),白色實線Emax表示理論上新生拾起O+被對流電場加速獲得的最大能量,白色箭頭表示觀測到的高能O+,這些離子的能量高于最大能量Emax(Emax=2mV2sin2θVB,V是太陽風速度,B是背景磁場,θVB是V與B的夾角,也稱行星際錐角).上游太陽風中相關參數如下:行星際錐角θ為68°,背景磁場B為3 nT,太陽風速度V為260 km·s-1,故對流電場加速的最大能量Emax約為17 keV.為了研究這些高能離子,本文還選取STATIC儀器的兩個觀測方向A07D2和A15D2(圖1h和圖1i),發現A07D2在09∶16∶29—09∶24∶29 UT時間段內看到上游的高能O+,A15D2在09∶27∶42—09∶46∶53 UT時間段內看到磁鞘中高能O+.

2.2 氧離子的VDF圖

圖1h和圖1i這兩個觀測方向的O+能譜中存在能量持續不變且高于Emax的高能O+,為了研究這些離子的形成,還需要分析離子對應的VDF圖.

根據高能O+的觀測位置,在弓激波前后分別選取兩個時間段,對應分析此處O+的VDF圖,如圖1藍色豎直方框(1)—(4)所示,其中(1)和(2)在上游太陽風中,(3)和(4)在磁鞘中.圖2(a1—a4)顯示選取時間段內MSO坐標系中衛星觀測位置,局地電場,磁場以及速度.圖2(b1—b4)顯示選取時間段內O+的VDF圖,VDF圖中存在兩種典型O+群.第一種離子分布在紅色環上,相空間密度較高(10-12s3·m-6),能量較低(1～10 keV),對應于圖1h和圖1i中Emax之下,能量范圍在1～10 keV的O+,這種離子是新生拾起離子.第二種離子分布在橙色環上,相空間密度較低(10-14s3·m-6),能量較高(～30 keV),對應于圖1h和圖1i中Emax之上,能量約為30 keV的O+,這種離子是高能拾起離子.此外,新生拾起離子背離火星運動,高能拾起離子背離太陽運動,所以這兩種離子可能存在混合成分,如圖2(b2)和圖2(b4)的VDF中觀測到這兩種離子有部分混合,呈鉤狀分布.然而,圖2(b1)和圖2(b3)的VDF中卻沒有觀測這種現象,可能是由于STATIC儀器的視場有限.

圖2 2018年11月17日09∶16∶29—09∶46∶53 UT期間,MAVEN衛星在MSO坐標系中位置和此時O+的速度分布函數(VDF)圖

3 討論

VDF圖中共觀測到兩種離子.第一種是局地產生的新生拾起離子,離子能量較低(1～10 keV),相空間密度較高(10-12s3·m-6),背離火星運動,分布在紅色環上,速度沿E方向,處于對流電場加速的初始階段,可能起源于觀測點附近.第二種是非局地產生的高能拾起離子,離子能量較高(～30 keV),相空間密度較低(10-14s3·m-6),背離太陽運動,分布在橙色環上,弓激波前后的離子速度從E×B方向朝-E方向偏轉,即部分環分布發生偏轉.Dong等(2015)發現了類似的通量低但能量高的拾起O+(～20 keV),認為這些離子起源于外逸層,被上游太陽風對流電場充分加速后,處于擺線運動的最高點附近,故能量較高(Dong et al., 2015).火星外逸層的中性原子電離后被太陽風拾起,由于其幾乎沒有初始速度,應呈現初始速度為0的環分布,分布在VDF圖中的紅色環上.另外,Rahmati(2016)認為火星外逸層的中性O密度隨著距離火星高度的增加而降低,故這部分來自外逸層,初速度為0的拾起離子具有較低的相空間密度.然而,本文在上游太陽風觀測到高能拾起離子雖然相空間密度較低,但卻呈初始速度不為0的環分布,分布在VDF圖中的橙色環上,這表明這些高能拾起O+有較大的初始速度,可能有其他起源.

對于高能拾起O+的起源,本文認為有以下幾種可能:(1)高能中性原子(Energetic neutral atom,ENA)電離后被拾起.ENA是由高能離子與中性原子通過相互作用形成,仍保持離子的初始能量,其電荷為中性而不受電磁場影響,做簡單的直線運動.Liemohn等(2014)發現起源于電離層的行星離子通過“離子羽”形式被對流電場加速后逃逸到火星上游(Liemohn et al., 2014),與火星外逸層的中性原子相互作用形成ENA,所以上游太陽風中存在O-ENA.Futaana等(2011)發現上游太陽風的O-ENA能量范圍從幾十eV到幾十MeV(Futaana et al., 2011),這類ENA被電離后可形成初始速度較大的O+.(2)拾起離子與背景等離子體發生波粒相互作用,拾起O+從波動中獲得能量.太陽風和火星高層大氣的相互作用與等離子體波動呈高度相關,拾起離子通過不穩定性激發各種波動(Akbari et al., 2022),所以拾起離子可能與離子回旋波在波粒相互作用下發生波粒共振,獲得較高能量(Russell and Blanco-Cano, 2007).

新生拾起離子在空間中做擺線運動,在初始階段被對流電場加速,速度幾乎沿E方向,離子開始獲得能量.當拾起離子運動到擺線的最高點,此時速度只在E×B方向,沒有E方向分量,對流電場不再加速,離子獲得最大能量,即擺線運動最高點附近為高能區域.不同于新生拾起離子,有初始速度的拾起離子在空間中做類擺線運動,此時離子的回旋半徑變大,擺線運動的高能區域變大.基于上述拾起離子的動力學和VDF觀測,本文認為能量持續不變的高能拾起O+的形成過程如下:具有初始速度的O+被上游太陽風拾起,在對流電場的充分加速下達到約30 keV.由于這些O+的初始能量較高,回旋半徑較大,擺線運動的高能范圍橫跨了弓激波上游附近到磁鞘的這段觀測區域,離子在該范圍內能量變化不顯著,只是使得相應環分布在穿越弓激波后發生偏轉,所以高能拾起O+在整個觀測期間的能量不變.

離子能量變化不顯著可能有以下原因:(1)擺線高能范圍內的O+被對流電場加速后能量改變,但在對數坐標系下變化不顯著.(2)由于STATIC儀器探測能量上限為30 keV,上限處中心能量Ec的誤差δE約9 keV,不能體現對流電場的加速效果.此外,這段時間內上游太陽風能量不足500 eV,初速度為0的O+其擺線高能范圍約17 keV.若上游太陽風能量為1 keV,則擺線高能范圍可達60 keV,此時30 keV的O+并未在高能范圍內,能量可顯著變化.

對于高能拾起O+部分環分布在弓激波前后發生偏轉,本文認為這是因為弓激波前后電磁場方向改變.圖3計算了高能拾起O+部分環分布偏轉的角度,圖3a在圖2(b2)的基礎上顯示上游太陽風坐標系的橫軸和縱軸(如圖中灰色正交直線所示),圖3b在圖2(b3)的基礎上同時顯示上游太陽風坐標系(圖中灰色正交直線)和磁鞘坐標系(圖中黑色正交直線)的橫軸和縱軸,可以對比高能拾起O+的部分環分布在弓激波前后兩個坐標系的差異.本文根據弓激波前后不同的電磁場方向,計算出前后兩個速度空間坐標系之間的偏轉角度為27°.通過圖3a和圖3b發現,高能拾起O+最大能量約30 keV,背離太陽運動,離子速度從E×B方向朝-E方向偏轉,部分環分布發生偏轉.圖3b的離子速度在磁鞘坐標系中有-E方向分量,但在上游太陽風坐標系中又回到E×B方向.這表明離子環分布偏轉實際只是電磁場方向改變.

圖3 上游太陽風和磁鞘中高能O+部分環分布偏轉機制的示意圖

4 結論

2018年11月17日08∶54∶00—10∶24∶00 UT期間,MAVEN衛星從上游太陽風到磁鞘持續觀測到能量不變的高能O+,通過分析這一事件的VDF圖,發現這些高能拾起O+的相空間密度較低(10-14s3·m-6),能量約為30 keV,背離太陽運動,呈初始速度不為0的部分環分布,弓激波前后的離子速度從E×B方向朝-E方向偏轉.結合O-ENA以及波粒相互作用討論了這些高能O+可能的起源,具體的形成機制和起源位置還需深入探討.關于該部分高能O+呈現環分布的原因,本文認為:具有初速度的O+被上游太陽風拾起,在對流電場的充分加速后達到高能狀態(～30 keV).由于這些O+的初始能量較高,回旋半徑較大,擺線運動的高能范圍橫跨了弓激波上游附近到磁鞘的這段觀測區域,離子在該范圍內能量變化不顯著,只是使得相應環分布在穿越弓激波后發生偏轉,所以高能拾起O+在整個觀測期間的能量不變.由于弓激波前后電磁場方向改變,環分布會偏轉27°.目前,中國“天問一號”的成功發射(Tang et al., 2020;Liu et al., 2020;Zhang et al., 2022),有助于探測火星空間等離子體環境,進一步理解火星空間拾起離子的動力學過程.

致謝本工作使用的MAVEN 數據由美國宇航局(https:∥pds-ppi.igpp.ucla.edu/)提供.