基于MARSIS的火星低纬度电离层统计特性研究

王明远,平劲松

(中国科学院国家天文台月球与深空探测重点实验室,北京100012)

基于MARSIS的火星低纬度电离层统计特性研究

王明远,平劲松

(中国科学院国家天文台月球与深空探测重点实验室,北京100012)

在对欧空局火星快车探测器搭载的MARSIS雷达的浅表层探测数据进行校准过程中,获得了火星电离层的总电子含量(total electron content,TEC)观测数据。利用该数据,计算火星低纬度地区电离层的峰值电子密度和标高;并对其进行统计分析发现,在低纬度地区,火星冬季电离层的标高和峰值电子密度均较夏季高,即冬季电离层较夏季更显著,且春季电离层的电子密度梯度最大。

火星电离层;MARSIS;统计

0 引 言

2003年6月2日,欧空局发射了首个火星探测器火星快车(Mars Express,MEX),其上搭载了一个次表层和电离层雷达探测仪(Mars Adranced Radar Subsarface and Lonosphene Sounding, MARSIS)。MARSIS是一个多频率合成孔径下视雷达,它在地下探测时发射的是大带宽的线性调频信号,进行电离层探测时发射扫频信号。MARSIS的主要科学目标是探测火星壳层上部分的固态水和液态水分布;3个二级科学目标是:地表以下的地质探测、表面构造、电离层探测。第一,探测火星表面以下、三维地质结构的特征和分布;第二,获得火星表面信息;第三,利用MARSIS探测电离层、包括电离层在内火星上层大气与太阳风的相互作用特征。用雷达研究电离层可获得全球覆盖的电离层电子密度分布、太阳和太阳风对电离层的影响等统计结果[1-2]。

一般来说,作为HF雷达,MARSIS在MEX轨道高度处于900 km以下时开始工作,每轨工作时长约为26 min。MARSIS有4个带宽为1 MHz的工作频带,分别是1.3～2.3 MHz、2.5～3.5 MHz、3.5～4.5 MHz和4.5～5.5 MHz,其主要工作参数如表1所示。在实际工作中,探测频率会受到电离层截止频率的影响,通常向阳面约为4 MHz,背阴面约为1 MHz。同时电离层产生的色散会引起雷达信号调制失真,

这一点在脉冲压缩之前要进行补偿。MARSIS在真空中的距离分辨率为150 m,其空间分辨率根据卫星观测高度的不同在15～30 km之间变化;在垂直轨迹方向上,MARSIS的有效分辨率为25 km;在沿迹方向上,通过在轨多普勒相干处理减少了由沿迹方向上远离星下点的散射体产生的杂波的影响,有效分辨率可以提高到5 km。

表1 MARSIS的基本工作参数Table 1 The main specification of MARSIS

在MARSIS浅表层探测中,雷达信号在穿过电离层时产生了依赖于信号频率及电离层的总电子含量的相位漂移,从相位漂移的变化中按照参考文献[3-4]所述方法可以获得沿纬度的分辨率约为1° (约5 km)的火星电离层总电子含量。目前, MARSIS浅表层探测工作组公布了一组的火星电离层总电子含量数据,这里根据这些数据对火星电离层的宏观特征进行了初步分析。

1 MARSIS的TEC观测数据情况

从2005年6月19日—2007年9月30日, MARSIS在超过一个火星年的时间里获得了电离层总电子含量约140万个数据。这些数据几乎覆盖了火星全球,如图1所示。由图1中可以看出,火星电离层的总电子含量在1012～1017m-2范围内变化。

图1 MARISIS TEC数据的全球分布图Fig.1 The global map of MARISIS TEC data

和地球电离层一样,太阳辐射对火星电离层的影响是十分重要的。在卫星以椭圆轨道环绕火星的飞行过程中,随着卫星高度的降低,在某个特定区域可以探测到磁场的突然增强,此区域被称为弓形激波;在穿过弓形激波之后,磁场的大小和方向发生剧烈的扰动,等离子体的能量得到增强,为磁场堆积区;然后卫星接近并进入电离层,这里的边界称为磁场堆积边界。此后随着高度的降低,等离子体的密度也随之增加;在135 km左右,火星电离层的电子数密度达到峰值。统计数据表明,日间火星电离层可以用Chapman层描述[5],其电子密度沿高度的分布可如下描述[6]

其中:h是高度;ne为电子密度;χ是太阳天顶角(solar zenith angle,SZA);H0表示χ为零度时电子密度峰值高度;n0表示χ为0°时电子密度的峰值; H为电离层的标高;RMars为火星的半径;Ch为Chapman方程,当χ小于90°时Ch≈sec(χ)。

图2 火星电离层总电子含量随SZA的变化关系Fig.2 Martian ionospheric TEC as a function of SZA

对TEC观测数据做Chapman拟合,可以得到在一个火星年内,全球电离层的平均电子密度峰值为2.226×1011m-3,标高为11.12 km,如图2所示。图中,竖线区域表示TEC观测值,*区域表示SZA每度的TEC平均值,曲线表示根据TEC日间观测拟合出的Chapman曲线。由图中可以确认,在SZA小于90°时,300 km以下的火星电离层是一个典型的Chapman层,总电子含量随着SZA的增大而指数减小。

2 低纬地区TEC统计数据

为了讨论方便,本文中称火星北半球的春分点、夏至点、秋分点和冬至点为火星的春分点、夏至点、秋分点和冬至点(实际上对应于南半球的秋分点、冬至点、春分点和夏至点)。此外,鉴于剧烈太阳活动对火星电离层有显著影响,为研究火星电离层的季节和区域特性,在太阳经度范围[-129°,-123°]、[-114°,-93°]、[-88°,-83°]、[145°,149°]内的观测数据将不参与讨论。

由于MARSIS观测空间几何构型的限制,TEC数据的采样分布并不是均匀的,不仅在太阳经度上的分布有空缺,在每个纬度区间和太阳高度角上的分布上也不均衡。为获得电离层的统计特征,将MARSIS的TEC数据分为春夏秋冬4个部分,分别对各个季节不同纬度地区的观测数据利用式(1)统计电离层的主要参数:中性大气标高H,太阳高度角为0°时电子密度的峰值n0,图3就火星低纬度(25N-25S)地区给出了示例。在该图中,每一列代表一个季节,分别是春、夏、秋、冬;第一行,第(1)～(4)幅图,表示该季节TEC数据的情况,TEC平均值和拟合得到的Chapman曲线;第二行,第(5)～(8)幅图,表示归一化后的TEC数据情况和TEC平均值;第三行,第(9)～(12)幅图,表示TEC数据随太阳经度的分布情况和观测量的太阳经度平均值。空白表示该区域观测数据过少或者没有。

图3 火星低纬度(25N-25S)地区电离层TEC统计特征Fig.3 Statistical characteristics of TEC in martian equatorial region(25N-25S)

3 数据分析

由于火星电离层在太阳紫外极紫外辐射、火星大气的CO2季节循环和火星剩磁磁场的共同约束下形成[7]。考虑到火星近日点在Ls=250°处,接近冬至点(南半球的夏至点),远日点在Ls=70°处,接近夏至点;同时由于火星公转轨道的椭圆度高,使得在低纬度地区太阳辐射强度在春季较秋季弱,在冬季较夏季更强。

在火星大气CO2季节循环方面,考虑Viking Lander 1(VL1)和Viking Lander 2(VL2)上载荷RPA(retarding potential analyzer)观测到的火星大气压变化趋势(如图4所示)。VL1位于(22.54 N, 48.23 W),工作时间为1976年7月20日至1982年11月13日;VL2位于(44 N,226W),工作时间为1976年9月3日至1980年4月11日,其中VL1位于低纬度地区,它观测到的大气压变化峰值的太阳经度较VL2小。由图4知在一个火星年中,大气压强的最大值出现在太阳经度260°附近,另一个极大值出现在太阳经度70°附近,最小值在150°附近,另一个极小值出现在0°附近。

图4 Viking Lander的火星大气压观测量Fig.4 The pressure of martian atmosphere measured by Viking Lander

同时,由图3可知,在赤道地区,电离层的标高由春天开始增加,秋天时达到最大值;峰值密度则是在春天达到最大值,秋天最小;冬季的标高和峰值密度都较夏季大。

火星低纬度地区的太阳辐射强度、大气压强、电离层标高和电子峰值密度变化趋势对比如表2所示。

综上所述,由于太阳辐射强度和火星大气的CO2季节循环的影响下,在低纬度地区,火星冬季电离层的标高和峰值电子密度均较夏季高,即冬季电离层较夏季更显著,春季电离层的电子密度梯度最大。

表2 影响电离层的各个参数变化趋势对比Table 2 The trend of parameters of martian ionosphere

[1]Picardi G,Plaut J J,Biccari D,et al.Radar soundings of the subsurface of mars[J].Science,2005,310(5756):1925 1928.

[2]Wilson A,Chicarro A.Mars express:the scientific payload [R].In Mars Express:the Scientic Payload,2004,1240.

[3]Mouginot J,Kofman W,Safaeinili A,et al.Correction of the ionospheric distortion on the marsis surface sounding echoes [J].Planetary and Space Science,2008,56(7):917 926.

[4]Safaeinili A,Kofman W,Mouginot J,et al.Estimation of the total electron content of the martian ionosphere using radar sounder surface echoes[J].Geophys Res Lett.,2007, 34(23):L23204.

[5]Hantsch M,Bauer S.Solar control of the mars ionosphere [J].Planetary and Space Science,1990,38(4):539 542.

[6]Chapman S.The absorption and dissociation or ionizing effect of monochromatic radiation in an atmosphere on a rotating earth[J].Proc Phys Soc,1931,43(1):1047 1055.

[7]王明远.基于无线电科学的火星电离层研究[D].上海:中国科学院上海天文台,2012.[Wang M Y.Investigation of martian ionosphere based on radio science[D].Shanghai: Shanghai Astronomical Observatory,2012.]

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[责任编辑:宋宏]

Statistical Characteristics of Martian Equatorial Ionosphere based on MARSIS

WANG Mingyuan,PING Jinsong
(Key Laboratory of Lunar and Deep Space Exploration,National Astronomical Observatories,CAS,Beijing 100012,China)

In calibrating the Martian ionosphere effects in subsurface detection of MARSIS(Mars advanced radar for subsurface and ionospheric sounding),total electron content(TEC)of the Martian ionosphere is yielded as a byproduct.Using these data,the peak electron density and scale height of Martian ionosphere in equatorial region is calculated.The result shows in equatorial region Martian ionosphere is more obvious in winter than in summar and the gradient of eletron density of Martian ionosphere in spring is of the biggest.

Martian ionosphere;MARSIS;statistics

P185.3

:A

:2095-7777(2014)04-0294-04

10.15982/j.issn.2095-7777.2014.04.008

王明远(1983—),女,主要研究方向:行星无线电科学,行星电离层。

2014-07-25

2014-08-09

国家重点基础研究发展计划(973计划)项目(2015CB857101);中国科学院国家天文台2014青年人才基金项目