基于无线电掩星观测的火星高层大气研究

秦珺峰，邹 鸿，叶雨光

（北京大学 地球与空间科学学院 空间物理与应用技术研究所，北京100871）

1 火星高层大气研究的历史及现状

早在18世纪末，人们便通过火星极盖区面积的周期变化以及对火星的临边光学观测推测火星存在大气[1]，成为火星大气研究的开端。在火星大气研究初期（1965年之前），由于缺乏卫星观测，人们只能通过对由火星大气反射或折射的太阳光进行光谱学分析来推测火星大气的组成和含量。尽管基于地面观测的光谱学分析很容易受到地球大气的影响，但是仍然取得了一些初步成果。例如，Spinrad 等[2]通过地基光谱学观测得到火星表面气压是地球表面气压的1%～4%的结论，这与后来的实际探测数值只相差不到1个数量级。

随着“水手4号”在1965年对火星的造访，人类对火星大气的研究进入了新的阶段。在“水手4号”飞越火星时，人们借助无线电掩星方法测量得到火星大气的表面气压为400～600 Pa，明确了火星大气主要成分为CO2，并第一次进行了火星电离层剖面观测[3]。随后的“水手6号”和“水手7号”均没有进入火星环绕轨道，只得到有限的火星大气数据。但与此同时，随着火星大气主要参数的完善以及地球大气循环模型的建立，一些具有代表性的火星大气单圈环流模型开始发展起来[4]。

1971年，“水手9号”成为第一个进入火星环绕轨道的探测器，开始对火星进行长期、稳定的观测。与之前的几次观测不同的是，当“水手9号”进入环火星轨道时，火星表面正在发生一次规模罕见的全球性尘暴。经过观测发现，尘暴期间火星中性大气剖面和电离层剖面都发生了明显的变化[5-6]。自此之后，人们开始关注火星大气的动态特征，对大气和电离层的研究也更加细节化。1975年，2颗“海盗号”探测器先后发射，为火星大气研究提供了更加丰富的探测数据。特别是在这2次任务中搭载的着陆器在下降阶段测量的火星中高层大气主要中性成分以及电离成分的密度剖面数据，在此后三四十年仍被参考和使用[7]（但这也反映了一直以来火星中高层大气探测比较缺乏的现状）。

鉴于“海盗号”任务的成功，在该任务之后的20年内都未再进行较大规模的火星探测。“水手号”以及“海盗号”的观测数据极大地帮助了对火星大气组成、季节变化、CO2循环、水循环、尘暴产生和扩散以及大气环流等问题的研究[8-11]。但是，想要进一步完善火星大气模型，以及对并不稳定的火星高层大气进行研究，“海盗号”提供的对火星大气（特别是高层大气）的密度观测数据是远远不够的；并且，由于火星缺乏内源磁场，且大气比较稀薄，星际空间粒子与火星高层大气间的关联非常密切，亟需对火星周围粒子环境与磁场条件进行测量。同时，人们也逐渐意识到，火星很可能是一个未来版的地球，因此需要通过进一步的地质探测来更加深入地了解火星过往的气候和环境。基于这些考虑，在20世纪与21世纪之交，“火星探路者”（Mars Pathfinder）、“火星全球勘测者”（Mars Global Surveyor,MGS）、“火星奥德赛”（Mars Odyssey,ODY）、“火星快车”（Mars Express,MEX）、“火星勘察轨道器”（Mars Reconnaissance Orbitor,MRO）以及“火星科学实验室”（Mars Science Laboratory,MSL）等火星探测任务相继实施。

这些探测器/着陆器/火星车的探测结果使得人们对火星有了全球性、系统性和精细化的认识。例如：基于MGS的观测，人们首次获取了火星全球的磁场、地形以及高清影像数据，厘清了火星磁场的源与分布[12-13]；MGS的无线电掩星实验实现了对火星电离层和低层大气的长期、稳定观测，提供了数千个电离层剖面和中低层大气密度剖面；MRO的光谱学观测数据生成了火星全球的矿物分布图，而其上搭载的火星气候雷达对火星大气的温度剖面、大气中的干冰云以及沙尘暴分布进行了全球范围的长期观测，为火星大气和气候演化的研究提供了充足而精细的数据[14]；MEX 上搭载的ASPERA-3（the Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms，空间等离子体和能量原子分析仪）首次对火星周围的空间粒子环境（包括电子、离子以及中性原子）进行了系统性测量，厘清了太阳风粒子和火星高层大气、电离层、磁场的相互作用[15-17]。基于更加精细和充足的数据，火星大气模型的广度和准确度也得到不断提升，其中具有代表性的欧洲MGCM-MTGCM（Mars General Circulation Model - Mars Thermosphere General Circulation Model）、美国M-GITM（Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model）等模型已经能够对从火星地表到热层的大气区域进行模拟计算[18-19]。

基于对以上众多探测器的数据分析以及模型、理论研究，目前人们对火星大气的基本认识为：火星大气主要由CO2组成，并含有少量的氩气、氮气以及极少量的氧气；火星大气在平均半径处的气压为630 Pa；当大气中没有沙尘暴或其他杂质时，大气温度从火星表面至热层持续下降，在热层以下没有逆温层，但如果大气中存在杂质时，则会产生逆温层；由于火星具有较大的自转轴倾斜角以及轨道偏心率，其大气和尘暴活动显示出很强的季节性，CO2会季节性地在两极的冰盖中凝华或者升华，尘暴活动会在火星距离太阳较近的期间发生得更加频繁；在光电离下，火星日侧中高层大气中会形成电离层，其中主峰的形成与波长区间20～90 nm 的辐射有关，主峰高度在125 km 左右，且可以用查普曼（Chapman）理论很好地描述，次峰的形成与波长小于20 nm 的辐射有关且变化比较复杂；由于火星没有内源磁场，太阳风粒子能够直接与高层大气相互作用，注入较低层的大气或者通过溅射、碰撞电离等方式侵蚀火星大气；火星大气中存在重力波、开尔文波等波动，特别是在高层大气中，扰动十分明显。

目前主流的火星大气探测手段主要有大气制动观测、就地观测、光谱学观测以及无线电掩星观测等。通过大气制动观测，MGS、ODY 获取的高层大气密度数据为大气重力波、非迁移潮汐以及高层大气不稳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）任务中，大气制动阶段配合NGIMS（Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer，中性气体和粒子质谱仪）以及SWIA（Solar Wind Ion Analyzer，太阳风离子探测器）的就地观测获取了最低至135 km 处大气主要中性成分和离子成分的剖面分布[23-24]，低于此高度的比较具有参考价值的就地观测数据（除去火星表面）仍然只源自20世纪70年代NASA“海盗号”以及苏联“火星6号”[25]着陆器在下降阶段的观测。大气制动观测和就地观测的缺点是观测高度受限，一般很难对100 km 以下的高层大气进行观测，并且数据在时间和空间上的连续性不好[26-28]。MEX/SPICAM（the Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars，火星大气成分研究光谱仪）以及MAVEN/IUVS（Imaging Ultraviolet Spectrograph，成像紫外线光谱仪）分别利用火星大气恒星掩星时的光谱学方法测量了火星60～130 km 以及100～150 km 高度的大气温度、压力剖面数据[29-30]。这种观测方法能够有效测量火星中高层大气主要成分的剖面，但是目前这些观测数据在地方时和季节上的覆盖性不足，而随着任务的继续，IUVS有望获取空间、时间覆盖更全面的中高层大气观测数据。另外，MGS/TES（Thermal Emission Spectrometer，热发射谱仪）以及MRO/MCS（Mars Climate Sounder，火星气候雷达）通过对火星大气的临边光谱学观测获取了中低高度大气的温度剖面以及大气中沙尘、水冰、干冰颗粒分布剖面，这些观测数据在火星大气气候演化的研究中发挥了非常重要的作用[14]。

无线电掩星方法作为一种有效、廉价的电离层和低层大气观测手段，被广泛用于几乎所有的火星探测器上。其原理是利用深空探测网接收由卫星发射的一定频率的无线电波，当该无线电波经过火星大气时，可通过分析其多普勒频移推知大气对无线电信号光路的偏折角，再基于均匀球层假设反演出大气的电子密度剖面和中性大气密度剖面（见图1）。受限于探测精度，这种方法往往只能测量火星一定高度大气的密度，例如在MGS的无线电掩星探测中，有效的中性大气密度剖面都只针对50 km高度以下[31]。但是，这种方法同时也是目前观测和研究火星电离层的最主要方法——MGS在服役期内利用无线电掩星实验获取了超过21 000组电离层剖面数据，记录了火星高层大气和电离层丰富的动态过程，时至今日仍具有很大研究价值。

图1 无线电掩星探测原理Fig.1 Principle of radio occultation observation

图2展示了MAVEN 探测器服役前主要的火星探测器（包括着陆器）对火星大气的观测情况。无线电掩星观测集中在低层（高度＜50 km）大气，其中MGS、MEX 的掩星数据在纬度覆盖和季节覆盖上均比较好，且观测时间长。TES以及MCS的临边光谱学观测同样集中在中低层（最高不超过80 km）大气，在纬度覆盖和季节覆盖上也都比较好。高层大气观测主要来自于MGS、MRO以及ODY 的大气制动观测，由于轨道倾角的限制，大气制动观测只能覆盖一部分纬度区域，且每一次轨道制动计划的持续时间较短，因此季节覆盖和时间覆盖不足。MEX/SPICAM 的光谱学观测可以覆盖中层到高层大气区域，观测时间较长，但数据主要来自于中低纬度地区。着陆器能够对着陆点以上的整个大气剖面进行测量，但是在空间覆盖性上明显不足。除了图2所列出的探测任务，MAVEN 上搭载的加速度计、IUVS和NGIMS还在持续产生大气制动数据、光谱学观测数据和就地观测数据，其中：NGIMS的观测区域与大气制动的观测区域一致，主要集中在130 km 高度以上，且因为轨道原因主要集中在中低纬度地区；IUVS的观测区域同样集中在中低纬度地区。因此，目前人们对火星高层大气的观测无论在时间还是空间覆盖上都不理想，缺乏季节跨度长、时间跨度长以及纬度覆盖宽的数据，尤其缺乏对高纬度地区的高层大气观测。

图2 MAVEN 任务之前主要火星大气探测任务的空间和时间分布Fig.2 The spatial and temporal distributions of explorations on Martian atmosphere prior the MAVEN mission

由于火星大气没有内源偶极磁场，只有很弱的壳层遗留磁场，来自太阳风的粒子能够直接与高层大气相互作用，同时，太阳辐照度的变化也能改变火星高层大气的能量吸收，从而改变其结构[32]。高层大气中存在着诸如非迁移潮汐、重力波等复杂的大气波动，同时火星中低层大气中的极端天气现象（例如沙尘暴）也能够显著影响到100 km 以上的大气[33]。综合以上信息可以看出，火星高层大气是一个形成机理非常复杂的区域，模式分析的难度比较大。目前主流的火星大气模型对高层大气的模拟都存在一定的问题，不同模型的输出很难相互印证，并且由于高层大气观测（特别是在130 km 以下的区域）的缺乏，很难对现有模型进行有效修正或为新模型的建立提供充足有效的研究数据。

火星高层大气的理论和模式研究对于人类目前和未来的火星探测计划都有着非常重要的意义：高层大气的波动会显著影响火星低轨探测器的寿命以及着陆器下降时的稳定性，同时，存在于高层大气中的电离层会对火星着陆器和轨道器之间的通信造成影响。以火星尘暴为例，根据目前的研究，火星尘暴对大气的影响范围可以延伸到数百千米的高度，并且尘暴发生时高层大气密度数值会有数倍的变化，电离层主峰高度也会被显著抬升[33-35]。火星尘暴的发生具有显著的季节性，且年际差异也非常大[36]，因此关于火星全球性尘暴的发生还没有很好的理论可予以解释和预测。如果无法通过模型对尘暴时的火星高层大气和电离层的变化进行有效预测，一旦全球性尘暴突然发生，既定的火星着陆任务必然会受到影响。

目前人们对火星高层大气的探测数据总量与火星高层大气研究的必要性和重要性并不相称——众多已经建立的火星大气模型需要更多的高层大气密度数据去检验和修正，正在研制之中的火星大气模型也需要更多关于高层大气的数据研究和理论支持；而在火星极端天气下对高层大气的观测数据则更加稀少。针对这一情况，基于火星电离层主峰剖面与主峰附近的中性大气的耦合，本研究组提出了一种利用无线电掩星对电离层剖面的观测数据计算电离层主峰附近的中性大气密度的方法，结合MGS无线电掩星观测数据分析了火星高纬度地区高层大气与中低层大气的季节变化，并对火星大气数据库MCD V4.3（Mars Climate Database, Version 4.3）的高层大气密度数据进行了修正，又以此为基础定量提取了一次发生在低纬度地区的局域尘暴对高纬度地区高层中性大气密度的影响，最后通过对尘暴前后的电离层剖面行为的反演，进一步验证了该方法的准确性。

下面介绍本研究组的理论工作和研究成果。

2 主要研究成果

2.1 火星高层大气与电离层主峰的耦合

在火星形成电离层主峰的高度（约125 km），主要大气成分只有CO2，并且CO2的吸收截面在形成火星电离层主峰的主要辐射波段（20～90 nm）基本是一个常数。可见，虽然Chapman 理论主要用于解释地球电离层E 层，但Chapman 层基于单一太阳辐射和单一大气成分假设的定义与火星电离层更为接近，这使得火星电离层的主峰剖面与Chapman理论基本吻合。

对于Chapman 层，电子密度峰值出现在光学深度为1个单位的地方，即电离层的主峰高度（主峰中电子密度峰值的高度）hm处的中性大气密度（或CO2密度）Nhm以及该高度处的中性大气标高Hn(hm)满足关系式[37]

式中：χ为太阳天顶角，可以从MGS进行无线电掩星测量时卫星、火星、地球的几何关系得到；对于火星电离层主峰，σ为CO2分子对20～90 nm 太阳辐射的平均吸收截面，一般取σ=2.3×10-17cm-2。

从式(1)可以看出，火星电离层主峰与主峰附近的中性大气状态紧密耦合，因此主峰附近的电离层剖面能够反映该高度的大气状态；但是，仅仅知道太阳天顶角和吸收截面显然不能单独获取在hm高度处的中性大气密度Nhm或者中性大气标高Hn(hm)，还需要更多的信息。

根据Breus等[37]的研究，火星电离层主峰附近的电子密度n与高度h的关系可以近似为一个二阶泰勒级数的形式，

利用式(2)，通过对MGS无线电掩星观测的火星电离层主峰剖面数据进行拟合，能够针对每一个剖面提取出对应的电离层主峰的电子密度峰值nm、主峰高度hm以及主峰高度处的中性大气标高Hn(hm)；再根据式(1)，便可以得到电离层主峰高度处的中性大气密度

最后，假设hm到130 km 之间的大气标高是一个常数且等于Hn(hm)，则130 km 中性大气密度为

如前所述，MGS无线电掩星不仅可以获取火星电离层剖面，还可以获取50 km 高度以下的中性大气密度剖面。结合上述理论分析，利用MGS的无线电掩星观测可以同时获取高层（以130 km 高度为代表）中性大气密度以及低层（以20 km 高度为代表）大气密度，而中层大气状态则可以通过20～130 km 大气的有效标高来描述。

从式(1)可以看出，MGS直接观测到的电离层主峰高度不仅与中性大气参数（密度和标高）有关，还与观测时的太阳角有关。基于前人的研究，太阳角与火星电离层主峰高度以及电子峰值密度的关系已经比较明确[38]：相对于太阳垂直照射大气，当太阳倾斜照射时，光线路径上的大气结构相当于垂直大气剖面被拉伸，因此光深为1个单位的位置会更高，即主峰高度会升高。但是，主峰处的太阳辐照度不变（均为初始太阳辐照度的1/e），而随着主峰高度的升高，中性大气密度下降，因此当光线倾斜时分子电离率下降，电子密度峰值下降。

为更加严谨地表述火星电离层主峰高度与火星大气结构之间的关系，有如下理论分析：

设h0=20 km，则20～130 km 的大气平均标高为

由式(6)可以发现，随着太阳天顶角χ的增加，电离层峰值高度增加，这与我们之前的分析是一致的。并且，当χ=0°（即太阳垂直入射大气）时电离层峰值高度最低，为

我们将hm0称为日下点电离层主峰高度，它反映了在当前大气条件下，太阳垂直入射大气时的电离层主峰高度。由式(7)可知，hm0仅与中性大气状态有关，是一个可以直接体现电离层峰值高度和中性大气之间的耦合关系的量。

1999年5月和2001年3月—4月，MGS无线电掩星分别对火星南半球高纬地区和北半球高纬地区进行了观测。2段观测分别发生在第24个火星年（MY24）和第25个火星年（MY25）的同一段太阳经度区间（134°～146°），1999年5 月时南半球正处在冬季到春季之间，2001年3月—4月时北半球正处在夏季到秋季之间，因此这2段数据所反映的大气结构应当会有比较明显的差异。

我们利用上述方法分别计算了MGS无线电掩星在这2段时期内观测的20 km 中性大气密度N20、20～130 km 大气平均标高ξ¯、电离层主峰处的中性大气标高Hn(hm)以及相应的日下点电离层主峰高度hm0。由于这2段观测的持续时间都比较短，在观测时期内上述几个参数均没有明显变化，所以为了简化问题，我们对同一段观测中的这些参数 进行平均处理，平均后的参数见表1。

表1 火星大气南北半球平均参数对比Table1 The differences of atmospheric parameters between northern and southern hemispheres of Mars

根据式(7)，日下点电离层主峰高度hm0与20 km中性大气密度N20、20～130 km 中性大气平均标高以及电离层主峰附近的中性大气标高Hn(hm)有关。从表1可以发现，相比冬半球，夏半球高纬地区的平均日下点电离层主峰高度要高出7.5 km。造成这种差异的原因可能来自于20 km 处的中性大气密度的差异、20～130 km 中性大气平均标高的差异以及电离层主峰附近中性大气标高的差异。

为了明确各个因素对日下点电离层主峰高度的影响程度，在式(7)的基础上对各个变量进行微分运算，再带入表1中的变化量，可以得到：

则以上3 个变量对Δhm0的总贡献为4.0+0.6+3.0=7.6(km)≈7.5 km。可以看出，夏秋半球电离层的抬升主要是低层大气密度和标高增大的结果，而与高层大气的标高关系不大。

综上可见，电离层主峰高度与火星大气的结构是紧密耦合在一起的，利用Chapman 理论，结合MGS无线电掩星观测数据能够很好地阐释火星电离层与中性大气的耦合过程。

2.2 利用MGS无线电掩星观测分析火星大气的季节性变化以及对MCD V4.3的修正

火星有着25.19°的自转轴倾角，因此其南北半球有着明显的季节变化差异。通常人们用太阳经度（LS，Solar Longitudes）来描述火星相对太阳的位置，并将LS=0°定义为火星北半球的春分点以及南半球的秋分点。同时，火星轨道为一个偏心率（0.093）很大的椭圆轨道，近日点距离为2.07×108km，远日点距离为2.49×108km，这意味着在稳定太阳辐照下火星在近日点（LS=251°）接收到的太阳辐射是远日点（LS=71°）的1.45倍。火星大气的季节变化往往同时包含日下点移动带来的照射角变化以及火-日距离变化带来的辐照度差异影响。

图3[39]展示了MGS从1998年到2003年在不同太阳经度对火星北半球高纬地区进行无线电掩星观测得到的20 km 中性大气密度N20数据。不同火星年的观测之间相互吻合得很好，说明低层大气的年际差异很小。通过拟合3个火星年的观测数据容易发现，火星北半球高纬地区低层大气密度的季节变化主要受到日下点纬度的调制（体现为在LS=90°附近密度为极大值），火-日距离的调制作用不是非常明显。

图3 MGS无线电掩星1998年—2003年自不同太阳经度对火星北半球高纬地区20 km 中性大气密度的观测[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)

火星高层大气远没有低层大气稳定，其密度容易受到太阳活动的影响，内部波动也十分丰富，因此高层大气密度的年际差异相对较大，简单地将上面3个火星年中MGS对高层大气的密度观测数据放在一起很难准确描述高层大气的季节变化。在2000年11月到2001年7月之间，MGS对火星北半球高纬地区的电离层和低层大气进行了持续的观测，观测区间超过了90°太阳经度（LS=80°～170°，MY25）。本研究组利用这段数据分析了火星大气的长期变化。

图4展示了这段观测中获得的观测点20 km中性大气密度N20、20～130 km 中性大气平均标高以及130 km 中性大气密度N130随太阳经度的变化。图中对比了基于MGS无线电掩星观测的计算值（菱形代表）与MCD V4.3对同一观测点同一时刻的模拟值（圆点代表）。MCD是一个基于欧洲的火星全球气候模型MGCM得到的描述火星环境和气候的数据库，能够提供从火星表面到250 km 高度的大气温度、表面力、风向、大气密度以及水蒸气、冰和大气主要组分的混合比例[40]等数据。

图4 MY25期间MGS观测到的以及MCD V4.3模拟的最大太阳活动下的日平均N20、以及N130 随太阳经度的变化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允许用户定义不同的太阳辐射、大气尘暴条件以获取不同条件下的火星大气模拟数据。在本研究中使用的大气尘暴条件为基于观测的MY24的平均尘暴活动，太阳辐射条件为最活跃状态下的太阳辐射强度。由于MY24没有观测到比较大的尘暴活动，所以模拟结果基本没有受到火星尘暴的影响。MGS观测区间在MY25的非尘暴季（LS=0°～180°），期间火星表面也没有明显的尘暴活动（虽然MY25的尘暴季发生了1次十分显著的火星大尘暴）[36]。

从图4中可以看出，利用MGS无线电掩星观测数据计算得到的20 km 中性大气密度N20、20～130 km 大气平均标高以及130 km 中性大气密度N130均与MCD V4.3的模拟结果比较吻合，具有同样的变化趋势：随着北半球由夏季到秋季的过程，N20持续降低，而和N130在LS=70°～150°区间持续上升，在LS＞150°后开始下降。需要注意的是：由于MGS的观测点地方时在连续变化（从开始的4:00附近变化到3:00然后连续增长到9:00再退回到6:00），所以图4中展示的3个参数的变化中不仅包含了季节变化，还包含了地方时变化带来的影响；另外，在MGS的观测过程中，观测点的纬度也有一定的变化，因此这些参数的变化也包含了纬度变化带来的影响。

总体上，MGS 无线电掩星观测到的中性大气的长期变化与MCD V4.3 数据库是基本符合的。并且，从图4中可以发现，由MGS无线电掩星数据计算的N130与MCD模拟的数值之间的变化趋势非常一致，因此可以利用从MGS掩星观测计算得到的N130数据来修正MCD V4.3数据库。图5显示了对MCD V4.3数据库的修正过程，其中采用了一个简单的线性关系：N130_Corrected_LMD=A·N130_Uncorrected_LMD+B。修正结果显示，A=0.97、B=-1.94×1010cm-3。从图5可看出，修正后的MCD V4.3模拟数据与观测结果完美吻合。

随着MCD版本的更新，我们在随后的研究中将MCD V5.2的模拟结果与观测结果进行对比，期望在两者之间获得更好的一致性。然而，我们发现新版本在某些季节对高层大气的模拟结果反而没有旧版本与观测结果的一致性好。图6分别展示了2000年11月到2001年7月期间130 km 中性大气密度数据的观测结果以及MCD V4.3和MCD V5.2的模拟结果。容易发现，在LS＜120°的区域，MCD V5.2与MCD V4.3的模拟结果比较一致，但是在LS＞135°之后，MCD V5.2的模拟结果却因为某种原因快速下降，表现出与观测数据不同的变化趋势。总体而言，在我们研究的这一段时期内，MCD V4.3的模拟结果要优于MCD V5.2的，可见MGCM大气模型仍然有需要改进的地方。随着MAVEN上搭载的NGIMS（Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer，中性气体及离子质谱仪）以及大气制动观测数据的增加，本研究组将进一步对比和研究MGS、MAVEN的高层大气观测数据和MCD模拟数据。

图5 修正前后的MCD V4.3模拟结果和MGS观测结果对比Fig.5 The comparison between MCD V4.3 data before(a)&after (b)being corrected and MGSobservations

图6 未修正的MCD V4.3模拟结果、未修正的MCD V5.2模拟结果以及MGS观测结果对比Fig.6 The comparison among uncorrected MCD V4.3 data,uncorrected MCDV5.2 data,and MGSobservations

2.3 定量研究火星尘暴对高层大气的影响

Withers和Pratt[33]展示了在第27个火星年的一次发生在中低纬度地区的局域尘暴的影响下MGS观测到的北半球高纬地区电离层主峰高度的异常上升以及MEX/SPICAM（SPectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars，火星大气成分分析谱仪）观测到的中低纬度地区高层大气密度变化。典型的火星尘暴往往持续10°太阳经度以上，在此期间高层大气和电离层的变化除了受到尘暴的影响，往往还受到季节、观测地方时变化的影响，因此，单纯分析尘暴过程中电离层或高层大气的密度变化是不够的，要定量研究尘暴对高层大气和电离层的影响，必须先排除季节、观测地方时变化对高层大气和电离层的影响。

MGS在2004年11月到2005年7月对火星北半球高纬地区的电离层和低层大气进行了持续观测，覆盖了上述尘暴发生的时段。利用电离层和中性大气观测数据的耦合，我们能够获取这段时期内北半球130 km 中性大气密度。再将MGS观测结果与MCD V4.3的模拟结果进行对比。由于使用的MCD V4.3采用了第24个火星年的低尘暴活动环境，并不包含第27个火星年中这次局域尘暴对大气的影响，但包含与观测数据吻合的季节、地方时和纬度变化，因此，将我们计算的130 km 中性大气密度值减去经过修正的MCD V4.3模拟的130 km中性大气密度值，就能定量提取出此次局域尘暴对观测区域高层大气的影响。

图7[41]显示了这次局域尘暴对火星电离层的影响。我们对比了尘暴发生前的一天（2004年12月26日）观测到的日平均电离层剖面与电离层主峰高度增加最剧烈的一天（2005年1月2日）观测到的日平均电离层剖面。从图中容易看出：尘暴前和尘暴时的观测在太阳天顶角（Solar Zenith Angle,SZA）、经度、纬度以及地方时上都存在较小的差异，基本可以忽略它们对电离层的影响；尘暴使得电离层电子密度峰值增加了9.1%，峰值高度增加了5.4 km。

图8[42]显示了利用MGS观测计算的130 km中性大气密度与修正后的MCD V4.3的模拟结果间的对比。如前所述，在尘暴期间（即图中2条红色虚线之间），两者的差值即可以看成尘暴对130 km中性大气密度的定量影响。该影响排除了高层大气季节变化以及随着观测地纬度和地方时变化的影响。经计算，在尘暴影响最大时，相比尘暴前130 km中性大气密度增加了74%左右。

图7 尘暴前与尘暴时的电离层日平均剖面对比[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)

图8 130 km 中性大气密度的MCD V4.3模拟结果与MGS无线电掩星观测数据推算结果对比[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)

根据Withers和Pratt[33]对MEX/SPICAM观测数据的分析，在与尘暴区域更加接近的中低纬度区域，SPICAM观测到60～80 km 中性大气密度在尘暴时相比尘暴前增加了1倍，而90～120 km 中性大气密度在尘暴时比尘暴前增幅达到2倍。相比于我们通过MGS无线电掩星观测到的74%的增幅，可以发现局域尘暴发生时尘暴区域和非尘暴区域对尘暴的响应是有差异的。

Wang 和Nielsen[35]提出了一个能够模拟火星尘暴时向阳面电离层行为的模型。通过该模型，我们可以利用从MGS无线电掩星中观测到的130 km中性大气密度来反向模拟尘暴前、尘暴时的电离层密度剖面，并与图7的观测结果进行对比，作为对我们获取的中性大气密度的验证。该模型所需的SZA、地方时、经纬度等输入参数均与图7中的一致，并设定120 km 中性大气密度在尘暴时比尘暴前增加74%（即假设尘暴时120 km 高度中性大气密度与我们的观测一致）。图9展示了模拟结果，可以发现在设定的输入条件下，尘暴时的火星电离层主峰高度比尘暴前的升高了6 km，与MGS无线电掩星观测到的增加幅度（5.4 km，见图7）差别不大；而基于暴前中性大气密度和暴时太阳辐射强度模拟的电离层剖面相比于尘暴前的电离层剖面，则表现为电子峰值密度显著提升，而峰值高度变化不大。

图9 基于Wang 和Nielsen[35]模型模拟的尘暴前、尘暴时以及暴前大气条件+暴时太阳辐射条件的电离层剖面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]

上述模拟结果与MGS无线电掩星观测到的电离层剖面比较一致，说明通过MGS无线电掩星对电离层的观测剖面获取中性大气密度的理论和方法是有效的，也说明Wang 和Nilesen[35]的模型对尘暴下的电离层的模拟是比较准确的。从观测到计算再利用计算结果对观测进行模拟的闭环也让我们对电离层和中性大气的耦合有了更深入的理解。

Wang 和Nielsen[35]利用其模型模拟了Mariner 9无线电掩星实验观测的火星电离层主峰在1971年大尘暴期间的行为。由于模型中的部分输入参数在手头研究的案例中较难获取，我们沿用了其文章中这些参数的取值，例如：设尘暴前100 km 高度火星中性大气温度T0为130 K，尘暴中该温度增加到150 K；混合层顶的高度在尘暴前为126 km，在尘暴中被抬升到156 km（混合层顶以下，火星大气中各种成分标高一致，而在混合层以上不同的成分会有不同的标高，因此混合层的高度主要会影响电离层主峰上部的剖面）。另外，该模型还需要火星处的太阳辐照度。目前的研究表明太阳辐射对火星电离层主峰高度的影响相对较小，而主要影响电离层电子密度峰值。为了阐明电离层与中性大气密度、太阳辐射的关系，除对基于尘暴前、尘暴时太阳辐照度下的电离层剖面进行模拟外，我们还模拟了基于尘暴前的中性大气密度+尘暴时的太阳辐照度条件下的电离层剖面。

目前对火星大气的观测和模拟表明，火星大气环流为简单的单圈Hadley 环流：在日下点纬度，阳光直射，火星表面气温比较高，大气受地表加热的影响做上升运动；上升的气流在某一高度分为南北2支，分别运动到南北半球的高纬地区，而后下沉，再在较低高度从高纬地区流向低纬地区。

火星大气Hadley 环流的强度变化可以解释2.2节中MGS观测到的中性大气的季节变化。当火星北半球从夏季转向冬季时（LS=90°～270°），随着火-日距离的缩小，大气环流强度增强，从而造成向北的支流在北半球高纬地区的下沉运动增强。这种绝热下沉运动使得中高层大气（20～130 km）的温度上升，这解释了图4中20～130 km 中性大气标高及130 km 中性大气密度的增加。同时，随着从北半球极区向南流动的气流强度的增强，这些来自较冷地区的气流降低了北半球高纬地区低层大气的温度（与标高），因此低层大气收缩，这解释了图4中20 km 中性大气密度的降低。Hinson[43]和McCleese等[44]关于火星北半球高纬地区低层大气温度的观测均能印证以上解释，而关于大气环流对火星高纬度地区大气的加热已经有很多的观测和模拟研究[45-47]。

值得注意的是，按照上面的理论，在LS=251°之前，火-日距离一直在缩小，因此环流强度会一直增加，这显然不能解释图4中在LS=160°之后中高层大气标高和130 km 中性大气密度的下降。事实上，中高层大气的温度除了受大气环流强度的影响外，也会受到太阳辐射的影响：随着日下点的南移，北半球高纬地区的大气能够接收到的太阳辐射会越来越少，甚至还会经历极夜。我们认为，在火星从远日点向近日点运动的过程中，在远日点附近（LS=71°～161°），火-日距离变化比较快，因此大气环流增强对北半球高纬地区中高层大气的影响超过了日下点南移的影响，中高层大气标高和密度保持增长；在比较接近近日点之后（LS＞161°），火-日距离变化比较慢，因此日下点南移的影响超过大气环流增强的影响，中高层大气温度开始下降，导致大气标高和130 km 中性大气密度下降。

Lewis等[48]、Conrath 等[49]以及Medvedev 等[34]的观测和模拟显示，火星大气环流的强度（特别是由此带来的极区加热现象）也会受到尘暴的影响。当尘暴发生时，火星大气环流强度会增加，环流模式也会发生变化，从而给极区中高层大气带来额外的加热或者冷却效应。仍以MGS观测到的MY27局域尘暴期间130 km 中性大气密度增加了74%为例，为了确定中高层大气是否受到大气环流的加热，我们比较了MY24—MY26这几个火星年中同一时期测量的20 km 中性大气密度以及MY27局部尘暴期间MGS测量的20 km 中性大气密度，见图10。从图中不难看出，尘暴期间低层大气基本没有受到影响，这是因为北半球高纬地区并没有处在尘暴区。由于20 km 中性大气密度没有变化，而130 km 中性大气密度增加了74%，可以推测20～130 km 之间的中性大气平均标高增加了，即中高层大气温度升高了。因此我们可以确定，尘暴期间中高层大气温度和密度的增加与北半球高纬地区的下沉气流增强有很大的关系。

图10 MY24—MY26中与MY27尘暴相同时期由MGS无线电掩星测量的北半球高纬地区20 km 中性大气密度对比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)

从上面的分析可以发现，火星大气环流强度对中性大气（特别是高纬地区的中性大气）有较大影响，尤其是极区加热效应在中性大气的季节变化以及对尘暴的响应中扮演了重要的角色。MGS无线电掩星提供的20～130 km 中性大气观测为我们展现了大气不同层结丰富的变化，对我们进一步认识火星大气的行为有着重要意义。

同样，我们也对比了这段时期中MGS的观测值以及MCD V4.3、MCD V5.2的模拟值，如图11所示。可以发现，MCD V5.2在某些太阳经度处的模拟结果与MCD V4.3模拟结果以及观测值差异较大。再对比图11和图6，可以发现MCD V5.2均存在LS＞135°时预报的高层大气密度突然下降的现象，但这种现象在MY25和MY27的观测中均没有体现，因此我们认为MGCM火星气候模型仍需要进一步改进。

图11 2004-11到2005-07期间MGS观测的，未修正与修正后的MCD V4.3以及基于MY24—MY31平均尘暴活动和基于MY27尘暴活动条件下MCD V5.2模拟相同样观测地点130 km 中性大气密度随太阳经度的变化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 结束语

本文介绍了本研究组在关于火星电离层和中性大气的耦合方面的理论研究以及在关于火星大气的季节变化、尘暴影响方面的观测研究。

理论研究方面，我们提出了一种从MGS无线电掩星数据中提取出20 km 和130 km 中性大气密度、中高层大气平均标高、电离层电子密度峰值以及电离层日下点主峰高度的方法，并通过与MCD V4.3对中性大气的模拟结果以及Wang 和Nielsen[35]对电离层的模拟结果之间的对比，验证了该方法的正确性。

观测研究方面，我们研究了中性大气的季节变化以及受尘暴活动的定量影响，结合MCD V4.3的模拟结果进行了修正，并基于修正的结果提取了一次局域尘暴对高层大气密度的定量影响。通过一个光化学平衡模型反演了尘暴下电离层剖面的变化，并与直接观测结果进行对比，进一步验证了利用电离层观测计算130 km 中性大气密度的方法。

通过观测数据与模拟结果的对比研究发现，虽然火星大气数据库MCD V4.3对于我们所研究的时空范围内的高层大气密度的预测比较准确，但MCD V5.2的模拟结果却与观测结果差异较大，说明MGCM火星气候模型还需要进一步研究改进。

以上研究过程中的中性大气数据、电离层数据以及模拟数据都是自洽的，能够互相支持。所提出的通过电离层观测提取中性大气密度的方法也是普适的，可以运用在除MGS无线电掩星观测外的其他以及未来的火星大气研究任务中。

致谢

感谢MGSRadio Science Team 在网站上提供的电离层和中性大气成分的数据，感谢欧洲LMD团队（特别是Ehouarn Millour 先生）提供的火星大气模型。