自20世纪60年代以来，人类已对火星电离层进行了大量探测.其中Viking 1、2着陆器(Viking Landers)的探测方式为实地探测，着陆器上的电势分析仪(Viking Landers Retarding Potential Analyzers, RPAs)能测量火星电离层中的粒子成份，不过没有长期观测数据.对火星电离层的其余探测主要为掩星探测，包括早期的Viking 1, 2轨道器(Viking Orbiters)、苏联的Mars系列、美国的Mariner系列以及1996年美国国家航天局发射的火星全球探测者(Mars Global Surveyor, MGS)，MGS实现了对火星长期连续观测.2003年欧洲航天局发射了名为火星快车(Mars Express, MEX)的探测卫星，其搭载了先进探地和电离层探测雷达(Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding, MARSIS)，首次实现用顶部雷达探测火星电离层.同时MEX上还搭载了火星电波科学实验仪(Mars Radio Science Experiment, MaRS).MaRS通过航天器和位于地球上的接收天线来探测火星的电离层、中性大气、地表以及火星内部的情况.美国宇航局于2013年发射的MAVEN(Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN)卫星，搭载了用于探测火星磁场、中性大气成份、带电粒子以及太阳极紫外辐射、太阳高能粒子等的仪器，用于研究火星的高层大气、电离层的结构、成份和火星中性大气层顶到外部空间的损失率等问题.截止到2017年5月，MAVEN已持续在轨观测火星电离层2年多的时间.相比于掩星探测和顶部雷达探测，MAVEN能探测几乎所有太阳天顶角(Solar Zenith Angle, SZA)范围的数据，探测精度高，探测电子浓度范围约在10²~10⁶ cm^-3，且能获取连续的大量数据.MAVEN为进一步研究火星电离层尤其是夜间部分，提供了很好的数据基础(Andrews et al., 2015a; Ergun et al., 2015; Fowler et al., 2015; Xu et al., 2016; Girazian et al., 2017).

火星白天电离层主要由太阳极紫外辐射电离中性大气而形成.白天的电子浓度剖面可以分为3个不同区间：主峰，对应M2层，约在140 km左右；M2层以下约在110 km左右称为M1层；以及M2层以上的部分，电子浓度随高度指数衰减.白天电离层主峰值可用Chapman理论描述，即随太阳天顶角增加电离层电子浓度峰值降低，峰值高度增加.与地球不同的是火星没有全球性内禀磁场，但是在南半球的部分区域(140°E—240°E)存在着较强的地壳剩磁(Brain et al., 2003; Connerney et al., 2001).Flynn等(2017)利用MAVEN的数据研究表明这个较强的地壳磁场会对火星白天电离层产生影响：在200 km以上的强磁场区域，电子浓度有增强现象，但温度却比相邻区域低.与白天相比，夜间电离层的研究相对较少，其主要原因是夜间探测数据缺乏.在上述提到的探测技术中，能探测夜间电离层的主要有Mars 4和5、Viking 1和2轨道器(Zhang et al., 1990)、MEX MaRS和MARSIS(Duru et al., 2011; Andrews et al., 2015b)，但掩星探测的大部分数据在白天，并不能覆盖全部SZA范围内的数据；另一个原因和仪器的精度有关，如MARSIS所能探测到的电子浓度下限为5×10³ cm^-3，这个阈值可能导致无法对火星夜间电离层进行探测.目前，火星夜间电离层电子浓度的变化规律尚未被研究清楚.

Němec等(2010)研究了MARSIS 4年的数据，其中包含约3万多个电离图，观测范围为SZA>107°，高度 < 1100 km.他们的观测数据中能识别出夜间电离层峰值的约占9%，其中大部分夜间峰值浓度小于2×10⁴ cm^-3，峰值高度约在100~150 km，这比Fox等(1993)模拟的结果略低.而剩余90%的数据或由于电子浓度峰值少于MARSIS仪器的最小探测下限阈值而不能识别出峰值.另外，他们研究了SZA>107°时电子浓度峰值随SZA变化出现的几率及其受磁场的影响.在磁场强度较弱的区域，峰值出现几率随SZA增加而减小；在磁场较强的区域，这个几率的大小与SZA无关，而是与磁场与地面夹角有关.当磁场的方向与地平线垂直时，电子浓度峰值出现的几率是磁场方向与地面平行时的4倍.在夜间，电子沉降作用对电子浓度变化起主导作用，虽然Němec等(2010)的结果说明了垂直向的磁场可能对夜间的电离层电子浓度有增强作用，但是并没有给出在南半球强磁场区域火星夜间电子浓度的整体变化情况.

另外，Withers等(2012)利用MaRS在2015年期间37个电子浓度剖面数据(SZA=101°~123°)研究了火星夜侧电离层的电子浓度峰值和SZA的关系，发现电子浓度峰值随SZA的增大而减小持续到SZA=115°，峰值高度约在130~170 km.但在SZA>115°时，并没有观测到电子浓度峰值和峰高与SZA之间的依赖关系.Cui等(2015)利用MEX上MARSIS观测的TEC数据研究指出等离子体昼夜输运在夜间昏线附近电离层电子的主要来源，而电子沉降作用在其后的地方时更为显著(Lillis et al., 2009; Fowler et al., 2015; Chaufray et al., 2014).

本文将利用MAVEN卫星Langmuir Probe and Waves (LPW)仪器的在轨电子浓度探测数据，讨论在不同高度范围内电子浓度随SZA的变化，并分析在峰值高度附近，特别是夜间电子浓度的变化特征.

MAVEN围绕火星运行在一个周期约为4.5 h的椭圆形轨道上，正常运行时最低点高度约为150 km，变化范围在约为125~175 km，轨道最高点在6200 km左右.轨道相对于赤道倾斜角为75°，随着MAVEN的运行可以观测到所有当地时间(Local Time, LT)、纬度在75°S—75°N之间的数据(Jakosky et al., 2015).本文所使用的数据为MAVEN Langmuir Probe and Waves(LPW)仪器所观测的结果(Andersson et al., 2015)，LPW探测的电子浓度范围约在10²~10⁶ cm^-3.

本文使用了MAVEN卫星2014年9月至2017年5月约32个月的电子浓度数据.在这32个月期间，MAVEN经历了6次deep-dip(低高度深入探测，以下简称DD#1—#6).在deep-dip期间，MAVEN的最低点约在125 km，低于正常的150 km.每次deep-dip持续时间约为7天.其中前4次分别在2015年的2月、4月、7月和9月，DD#5和DD#6分别在2016年的6月和7月.在300 km以下时，其中只有DD#2全部在白天，DD#3和DD#6全部在夜间，并且DD#6在300 km以下时在SZA>140°的深夜(对应LT约为0~2 h)；DD#1、DD#4和DD#5在白天和夜间都有数据.

我们在研究火星不同高度的电子浓度随SZA的变化时，使用了MAVEN 32个月的所有数据，虽然MAVEN卫星理论上能覆盖所有SZA和LT，不过从目前的探测结果来看，在SZA>160°区域的数据相对较少.

火星的昼夜电离层有很大不同，控制昼夜电离层变化的物理过程不同.白天电离层受太阳极紫外辐射的影响，在约200 km以下为光化学平衡区，随着高度的增加光化学平衡时间常数增加，扩散时间常数减小，在约200 km以上扩散时间常数小于光化学平衡时间常数为扩散平衡区(Ma et al., 2004; Withers, 2009)；夜间电离层变化复杂，起主导作用的主要是电子沉降过程，这意味着随SZA的增加夜的电离层可能没有固定的变化趋势.由于夜间和白天电子浓度相差很大，在昼夜交界处，电子浓度随SZA的增加会出现快速的下降.本节利用MAVEN共32个月的所有的在轨数据研究不同高度范围的电子浓度随SZA的变化.

图 1给出不同高度电子浓度随纬度和SZA的变化情况，其中空白区域表示在对应的纬度和SZA处数据量小于50个，而其余所有格点中数据量基本都大于100个，在高度200 km以下有相当一部分格点的数据量能达到1000~2000个.

图 1

Fig. 1

图 1 2014年9月至2017年5月期间MAVEN LPW电子浓度随纬度和SZA的变化 Fig. 1 MAVEN′s LPW electron density as a function of Solar Zenith Angle and latitude from Sep 2014 to May 2017

从图 1可以看出对于所有的高度范围，白天和夜间的电离层电子浓度有明显的区别，且电子浓度约在SZA=100°处出现快速变化.虽然在300 km以上白天和夜间的电子浓度都小于10³ cm^-3，但依然能看出白天和夜间的区别.MAVEN在120~160 km仍能观测到部分区域的数据，但数据量相对较少，这与MAVEN轨道高度有关.

为了更直观地展示电子浓度的变化情况，图 2给出的是纬向平均电子浓度随SZA的变化曲线.由于在SZA>150°范围的数据量较小，所以我们只分析SZA < 150°时的情况.图 2中红色均值曲线显示了电子浓度在不同的高度随SZA的变化.可以看出日间的电子浓度要显著大于夜间.同时，图 3给出参量τ=ΔN_e/ΔSZA的变化来研究昼夜传输区域电子浓度下降速率的变化.这里ΔSZA= SZA₁-SZA₀，SZA₀=85°，且图 3仅给出了SZA>90°情况下ΔN_e=|N_e1-N_e0|的变化.

图 2

Fig. 2

图 2 纬向平均电子浓度随SZA的变化曲线.红色线代表所有纬度上相同SZA的电子浓度均值.每个子图中竖直的虚线给出SZA=90°和SZA=110°位置 Fig. 2 Variations of zonal average electron density as a function of SZA. Red solid lines represent the average value of all the data at the same SZA. Two vertical dotted lines in each panel denote SZA=90° and SZA=110°, respectively

图 3

Fig. 3

图 3 电子浓度随SZA的变化率 图中的参量ΔSZA是图 2中红色均值曲线上各个位置SZA1(对应的电子浓度Ne1)与选定的参考位置SZA0(对应的电子浓度Ne0)的差值.ΔNe是Ne1和Ne0差的绝对值.τ=ΔNe/ΔSZA Fig. 3 Variations of τ along with SZA. Here, ΔSZA=SZA1-SZA0 and ΔNe=|Ne1-Ne0|.

结合图 2和图 3，可以看出SZA>90°时昼夜传输区域电子浓度出现明显快速的下降.在160~180 km，约在SZA>110°时电子浓度变化速率很缓慢，不过随着高度的增加在SZA>90°的持续减小可能会延续到约SZA=120°甚至更大：180~200 km在SZA>115°时SZA才出现缓慢变化，在200~220 km和240~260 km约SZA>120°时，才出现缓慢变化.在这些持续减小的区域，电子浓度受昼夜传输影响比较大，而对于更大的SZA时间里，电子沉降的作用应更明显.

Withers等(2012)的研究也指出电子浓度峰值随SZA的增大而减小一直持续到SZA=115°(峰值高度约在130~170 km)；当SZA大于115°时，并没有观测到电子浓度峰值和峰值高度与SZA之间的依赖关系.该结果与本文图 2中160~180 km的结果类似，但需要注意的是本文研究在相同高度区间的电子浓度的变化，而不是电子浓度峰值的变化.

如图 3所示，在160~180 km高度范围，τ的最大值出现在SZA=100°，且SZA=105°处τ的值与最大值相差不大，说明在这个高度范围在SZA=95°~105°时电子浓度下降速率最快；在SZA>110°时τ值变化缓慢并且有减小的趋势.在180~200 km处，电子浓度下降最快的区域同样在SZA=95°~105°，τ的最大值出现在SZA=100°~105°.

在200 km以上，τ值变化的转折点基本上都在SZA=120°处，在这之后的τ值较小，并且呈不断减小的趋势，由此可见，电子浓度下降最快的范围主要在SZA=95°~110°.

图 4中给出了120~140 km(左)以及140~160 km (右)的电子浓度随SZA的变化.虽然120~140 km内的数据很少，图 4c中在约SZA=85°~115°之间，电子浓度的数据是连续分布的，同时结合图 4e的结果，可看出在120~140 km处昼夜传输下降速率最快的约在SZA=90°~95°的位置，持续的下降直到约105°左右.从图 4d和4f中可以看出，τ的最大值在SZA=100°，电子浓度在95°~105°下降的最快，并且在110°之后变化变得缓慢，变化趋势和160~180 km基本相同.

图 4

Fig. 4

图 4 (a, b)电子浓度随纬度和SZA的分布，(c, d)纬向平均电子浓度随着SZA的变化，以及(e, f) τ值随SZA的变化.左右图分别表示120~140 km和140~160 km高度范围的情况 Fig. 4 Variations of (a, b) electron density as a function of SZA and latitude, (c, d) zonal mean electron density as a function of SZA, and (e, f) τ as a function of SZA. The left and right panels represent 120~140 km and 140~160 km

如图 5所示，每个高度区间的τ最大值随着高度增加是递减的，说明τ的最大值和不同高度的电子浓度有关.从160~180 km到200~220 km处，τ的最大值下降的大小约为0.03；从200~220 km到360~380 km τ的最大值下降的大小也约为0.03，说明在200 km以下的电子浓度下降速率要明显高于200 km以上.

图 5

Fig. 5

图 5 不同高度范围内τ值的变化 Fig. 5 Variation of τ as a function of SZA at different altitudes

Withers(2009)中提到火星白天电离层M2层，在约200 km以下，光化学时间尺度(photochemical timescale)小于扩散时间常数(diffusive time constant)，并且随着高度的增加光化学时间尺度呈指数增长，扩散时间常数呈指数减小，到约200 km以上扩散时间常数小于光化学时间尺度，输运过程开始对电离层结构起主导作用.所以在白天光化学过程控制的区域的电子浓度远大于扩散平衡区域的电子浓度：在峰值高度以上到200 km左右的范围，电子浓度随高度的增加而呈指数下降.而在夜间没有光照的影响，电子沉降对电子浓度的大小起主导作用，电子浓度远小于白天的电子浓度.从图 5中τ的最大值随高度增加而减小可以看出：随着高度的增加，夜间和白天的电子浓度的差别逐渐减小，在昼夜交界面处电子浓度的下降速率随高度的增加而减小.200 km以下受光化学作用影响昼夜密度差别较大，电子浓度的快速下降持续到SZA=110°左右，之后的变化平缓；200 km以上的电离层受输运过程控制，昼夜电子浓度差别变小，在整体昼夜传输的过程中，电子浓度变化平稳.

Vogt等(2017)研究了MAVEN 2015年9月的deep-dip (DD#4)期间的日间观测数据，此期间MAVEN经历了约37个轨道，最低点约在SZA=89°~94°.他们的研究结果表明随着轨道SZA的增加所探测到的火星电子浓度峰值从约132 km增长到约146 km.考虑火星白天的电离层是可以用Chapman理论来描述，由此得出的电子浓度峰值高度Z_m和SZA的关系(Withers, 2009, Eq.5)：

(1)

方程(1)中Z_o表示在日下点处电子浓度的峰值高度，H表示中性大气的标高，Ch是一个无量纲的几何校正因子(对于足够小的SZA，Ch会减小到约等于sec(SZA)，SZA为太阳天顶角)；由此可以看出随SZA的增大Z_m是逐渐增大的，即电子浓度峰值高度随着SZA增大而增高.结合Vogt等(2017)的结果，火星的白天电离层的峰值高度在140 km左右，随SZA的减小而变得更低.

根据我们的结果，在120~140 km和140~160 km时，昼夜传输的影响范围分别到约SZA =105°和110°的区域，这两个高度范围涵盖了电子浓度的峰值高度，这说明电子浓度峰值随SZA的增大而减小持续到不超过SZA=110°的区域.这比Withers等(2012)电子浓度峰值随SZA的增大而减小一直持续到SZA=115°的结果略小.

Cui等(2015)通过研究火星夜间电离层电子浓度总含量(TEC)数据(MARSIS)，发现在昼夜交界面处的电子浓度主要来源是昼夜传输，并且在昏线之后约5×10³s内的时间里昼夜传输仍然是夜间电离层电子的主要来源，在此之后电子沉降起主导作用.与此类似，我们得出：在200 km以下，昼夜传输起主导作用的区域，不超过约SZA=110°；在此之后对电子浓度大小影响最大的是电子沉降作用.

上节主要讨论了在不同高度范围的火星电离层电子浓度随SZA的变化，本节将用MAVEN在deep-dip期间的数据来研究电子浓度峰值高度附近的变化情况.MAVEN在deep-dip(低高度深入探测)期间可以达到比平时更低的高度.截止到2017年5月共经历了6次deep-dip，本节利用其中4个deep-dip的数据，其中两次deep-dip的轨道最低点在白天，另外两次在夜间.图 6中每个子图代表 1个deep-dip期间电子浓度随纬度和经度的变化，其中DD#6和DD#3全部在夜间.

图 6

Fig. 6

图 6 DD#3—#6期间电子浓度随纬度和经度的变化 Fig. 6 Variation of electron densities as a function of latitude and longitude during DD#3—#6

图 6和图 7中所取的数据在120~300 km的高度范围.图 6中DD#3标记的范围为140°E—240°E、45°S—70°S；DD#4中和DD#3的相同；DD#6标记的范围为140°E—240°E、20°S—20°N；图 7中DD#3、DD#4、DD#6中的黑色方框区域大小和图 6中对应的deep-dip分别相同.图 6中DD#3标记范围内电子浓度大小比相邻的经度区域(相同的纬度、高度)的明显要小，而这正是磁场最强的区域，对比图 7中的高度图可以看到这个区域的高度在最低点(约125 km)到200 km左右.Flynn等(2017)研究了白天这个区域的200 km以上的电子浓度受磁场的影响，并发现该区域比相邻的区域电子浓度要大.

图 7

Fig. 7

图 7 图 6中测量电子密度对应的高度变化大小 Fig. 7 The corresponding height variations of Fig. 6

Němec等(2010)的研究结果表明，在强磁场区域磁场的方向可能会影响电子浓度峰值在观测电离图中出现的几率，考虑到MARSIS最小能观测到的电子浓度约为5×10³ cm^-3，并且其数据范围在夜间SZA>107°(高度在100~150 km)，电子浓度峰值出现的几率增加，意味着磁场对夜间电离层电子浓度的有增强作用；不过增强作用的大小和磁场方向有关系，磁场方向和地面垂直的区域能观察到峰值的几率最大，约是在平行区域的4倍.对比本文的结果，从整体上看在强磁场区域，虽然强磁场的存在可能会对电子浓度有增强作用，不过磁场的存在同样有可能会阻碍电子的沉降作用，导致电子浓度变小.

图 6中DD#4中标记的区域虽然和DD#3相同但是对比图 7可以看到高度范围也在200 km以下，但由于DD#4处于白天，因此强磁场区域和相邻区域的电子浓度并没有明显的差别，这和Flynn等(2017)的结果是一致的.

图 6中DD#6中标记的区域经度范围和DD#3相同，但纬度和SZA不同，DD#3中的SZA约在110°，而DD#6的SZA大于160°，并且高度都在200 km以下.由于夜间电子浓度和SZA并没有显著依赖关系，所以两个图中标记区域所表现出的差别主要是由纬度的不同引起的.而两个deep-dip纬度的不同导致DD#3在强磁场区域，而DD#6不在强磁场区域.从图 6中DD#6中可以看到在标记区域内和区域外并没有出现DD#3中类似的情况.这说明强磁场的存在会影响夜间电离层200 km以下电子浓度的大小，而对夜间电离层电子浓度大小起主导作用的是电子沉降作用，所以强磁场区域在夜间可能会影响电子沉降过程进而导致电子浓度小于周围相邻区域的电子浓度.

为了进一步对比火星夜间和白天电离层电子浓度，我们利用DD#3—#6的数据给出了每个deep-dip期间的电子浓度随高度变化的散点图，并得到其中值曲线(如图 8所示).图中中值实线上每隔5 km一个点，每个点代表在以对应高度为中心5 km范围内散点的中值.对比图中DD#4—#5和DD#3、DD#6，可以看到白天和夜间的电子浓度大小差别很大；另一个明显的差别是，在电子浓度峰值高度以上：白天电子浓度随高度呈指数衰减，持续到200 km左右，而夜间的衰减仅持续到160 km左右，并且白天和夜间的电子浓度峰值都在140 km左右.虽然夜间DD#3和DD#6的SZA和纬度都不同，不过这两个deep-dip的电子浓度峰值高度都在140 km左右，而峰值高度以上的电子浓度快速衰减也都是持续到160 km左右.

图 8

Fig. 8

图 8 DD#3—#6期间的电子浓度随高度变化，其中实线表示平均结果, 横线表示误差棒 Fig. 8 Electron density and the averaged density profiles during DD#3—#6

表 1中给出了4个deep-dip期间电子浓度峰值大小，以及对应的高度、SZA和纬度.从表 1中可以看出，对比白天的DD#4和DD#5，可以看出DD#4的电子浓度峰值大于DD#5，对应的SZA小于DD#5，峰值高度小于DD#5，这与以往的研究结果一致.不过对比夜间的DD#3和DD#6情况：峰值高度DD#3大于DD#6，而对应的SZA，DD#3小于DD#6.但我们还不能确定在夜间昼夜交界面附近的峰值高度是否比深夜的峰值高度更高.

表 1 Table 1

表 1 DD#3~#6平均电子浓度剖面对应的峰值以及其SZA、高度和纬度 Table 1 The peak electron density, peak altitude from the average profiles in Fig. 8. The corresponding SZA, altitude and latitude are also given DD#3 DD#4 DD#5 DD#6 电子浓度(cm-3) 1400 44900 28500 1130 SZA(°) 107 83 89 164 高度(km) 146 140 145 138 纬度(°) -51 -56 45 8

表 1 DD#3~#6平均电子浓度剖面对应的峰值以及其SZA、高度和纬度 Table 1 The peak electron density, peak altitude from the average profiles in Fig. 8. The corresponding SZA, altitude and latitude are also given

本文利用MAVEN约32个月的数据研究了火星电离层在不同高度的昼夜传输区域电子浓度的变化，并通过分析MAVEN在deep-dip期间的电子浓度数据，对比了火星白天和夜间电离层电子浓度的不同.

对于SZA>90°时的火星电离层电子浓度，在200 km以下，随SZA的增大电子浓度在SZA=95°~105°时下降最快，快速下降持续到约SZA=110°.在200 km以上电子浓度随SZA的下降变化和200 km以下有明显的区别，造成这种差异的主要原因是在200 km以下和以上的电离层结构所受的主导控制因素不同.对于200 km以下的情况，白天电子浓度大小受光化学过程的控制，通过光电离产生大量电子，使得昼夜电子浓度的差距较大，在昼夜交界处电子浓度快速下降持续到约SZA=110°；由于扩散作用，在SZA>110°电子浓度仍然有减小的趋势，不过速率和之前交界面处的减小速率相比很小，变化平缓.对于200 km以上电子浓度随SZA的变化，光化学平衡不再对白天的电离层结构起主导作用，电离层结构主要受输运过程的影响，电子浓度变小(小于8000 cm^-3)，和夜间差异变小.在昼夜交界面处的下降速率减小，在SZA>110°时扩散作用仍然存在，与200 km以下不同的是在扩散过程中电子浓度的减小速率和SZA < 110°的减小速率接近，所以会看到电子浓度持续电子浓度下降速率在SZA=110°附近变化平缓，电子浓度大小趋于稳定地下降.

强磁场区域对电子浓度的变化有重要影响.在火星强磁场区域夜间和白天电子浓度的变化也不同，在白天200 km以上的强磁场区域电子受闭合磁力线的束缚，电子损失过程减弱，使得在相同高度的电子浓度要高于周围磁场较弱的区域(Flynn et al., 2017)；而在夜间，电子沉降对电子浓度大小起主导作用，但此时闭合磁力线会阻碍电子沉降过程，从而导致在强磁场区域的电子浓度小于磁场较弱的区域.与白天不同的是，在夜间200 km以下能看到强磁场对电子浓度的影响，而在白天在200 km以下并没有体现.其可能的原因是白天200 km以下电子浓度远大于200 km以上和夜间的电子浓度，而磁场对电子浓度大小的影响相比较小，这仍需要更多的数据加以验证.

在电子浓度峰值高度以上，白天电子浓度随高度呈指数减小，持续到约200 km处，而在200 km处也是光化学平衡主导区域和输运过程主导区域的交界处.而DD#3和DD#6夜间的电子浓度随高度的快速减小持续到约160 km，说明电子沉降对夜间电离层起主导作用的区域可能集中在160 km高度以下.

感谢美国加利福尼亚大学洛杉矶分校提供MAVEN数据(https://pds-ppi.igpp.ucla.edu/).