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水星磁層亞暴和磁暴

2022-05-14 05:58趙玖桐孫為杰宗秋剛
關鍵詞:磁通量水星質子

趙玖桐,孫為杰,宗秋剛,3*

1 北京大學 空間物理與應用技術研究所,北京 100871

2 美國密歇根大學氣候與空間科學與工程系,密歇根安娜堡 48109

3 中國極地研究中心,上海 200136

0 引言

水星是太陽系距離太陽最近的行星,它與太陽的平均距離約為0.39 個天文單位(Astronomy Unit,AU,1.498×1011m,一個天文單位為地球與太陽的平均距離).水星的公轉軌道傾角相較于太陽赤道面約為7°,軌道離心率約為0.21,對應的遠日點約為0.467 AU,近日點約為0.307 AU,因此水星的公轉軌道覆蓋了約0.16 AU 的距日的徑向距離.水星的半徑(RM)約為2440 km,固體密度在八大行星中僅次于地球,約為 5.4 g/cm3,暗示其固體成分富含高密度的金屬物質.水星的公轉周期約88 天,自轉周期約為58.5 天,公轉周期與自傳周期的比例為3:2,是一顆引力潮汐鎖定的行星(Solomon et al.,2018).在自轉的驅動下,水星擁有全球性的內稟磁場(Ness et al.,1975;Alexeev et al.,2010;Anderson et al.,2010),盡管水星磁矩只有大約195 nT·,不足地球磁矩的千分之一(Anderson et al.,2011),但它足以在大部分時間抵御太陽風的壓縮和磁重聯(lián)的侵蝕,然后形成一個尺寸比地球小約10 倍的迷你磁層(Siscoe et al.,1975;Slavin et al.,2009;Winslow et al.,2013;Zhong et al.,2015a,2015b,2020a).然而與地球不同的是,水星原有的大氣幾乎逃逸殆盡,現(xiàn)存的大氣十分稀薄,無法形成一個電子含量顯著的電離層,因而被稱作逃逸層(Broadfoot et al.,1974;McClintock et al.,2008).

自1980 年代始,地球上太陽望遠鏡的遙感探測確認了水星逃逸層中存在鈉原子(Potter and Morgan,1985)、鉀原子(Potter and Morgan,1986)和鈣原子(Bida et al.,2000)等.雖然遙感探測可以很好地成像水星逃逸層原子的整體分布和特征,但要對水星進行深入的了解,則需要人造衛(wèi)星任務的局地探測.迄今為止共有三個人造衛(wèi)星任務造訪過水星,它們分別是發(fā)射于1973 年的水手10 號(Mariner-10)、發(fā)射于2004 年的信使號(MErcury,Surface and Space ENviroment,GEochemistry,and Ranging,MESSENGER)(Solomon et al.,2007)以及發(fā)射于2018 年的BepiColombo(Benkhoff et al.,2010).水手10 號對水星進行了三次飛掠,首次探測到了水星的全球性內稟磁場以及磁層高能粒子(Ness et al.,1974;Simpson et al.,1974).信使號對水星進行了為期5 年的極軌環(huán)繞觀測,信使號對水星的表面、化學成分以及空間環(huán)境作了較為全面的測量.信使號于2015 年4 月30 日硬著陸在水星表面 的Suisei 平 原.BepiColombo 于2021 年10 月1日飛掠了水星,BepiColombo 計劃于2025 年底或者2026 年初被水星捕獲,成為第二個環(huán)繞水星進行探測的人造衛(wèi)星任務.

目前的觀測結果顯示,水星與地球有很多相似之處.在空間物理方面,水星的磁場在大多數(shù)情況下可以抵御太陽風的壓縮和磁重聯(lián)的侵蝕,在水星的向日側形成磁層和磁層頂,磁層頂上游約1 個水星半徑處存在由太陽風減速而形成的弓形激波.無論是磁層頂還是弓激波,它們的形狀都和地球的磁層頂和弓激波相似,只是尺寸上縮小了約10 倍(Winslow et al.,2013).此外,水星還具有一系列的磁層結構,包括極尖區(qū)、磁尾電流片、等離子體幔等(Raines et al.,2014;DiBraccio et al.,2015;Poh et al.,2017b;Sun et al.,2020a;Zhao et al.,2020).太陽風與磁層的相互作用激發(fā)了磁層的亞暴活動,包括磁尾通量的裝卸載過程、磁通量繩、偶極化鋒面以及等離子體團等(Slavin et al.,2009;Sun et al.,2015a,2015b,2016;Zhao et al.,2019;Zhong et al.,2019).最新的工作證實了水星環(huán)電流的存在,進一步更新了我們對水星磁層的認識,同時為水星和地球的磁層又增加了一個相似結構(Zhao et al.,2022).

水星的磁層亞暴與地球磁層亞暴有許多相似之處,但水星缺少顯著的大氣層,因此磁層亞暴期間沒有類似于地球極區(qū)的絢麗的可見極光,而是會存在由于高能電子撞擊水星表面之后產生的X 射線(Lindsay et al.,2016).本文中我們將專注于發(fā)生在水星磁層的與亞暴相關的過程,下文中我們提及的水星亞暴均指水星磁層亞暴.由于潮汐鎖定,水星的共轉電場非常弱,水星表面之外不存在由共轉電場捕獲的等離子體層.此外,水星所處的行星際位置也使得它必須面臨相較地球更強的太陽風動壓以及行星際磁場(Sun et al.,2022).因此,關于水星磁層的亞暴、磁暴研究可以為整個磁層科學提供來自不同視角的見解.水星這種強外部驅動的磁層系統(tǒng)可以為預想極端空間災害事件起到重要的參考作用.目前,關于水星磁層亞暴、磁暴的研究包括但不限于:磁層亞暴的時空間尺度;亞暴電流系統(tǒng)的強度及分布;亞暴期間的粒子輸運、加熱及損失;漂移粒子對環(huán)電流及磁暴的貢獻.本文將從以上幾個方向介紹水星磁層亞暴、磁暴的最新進展.

1 水星磁層亞暴

1.1 向日側磁通量傳輸事件

磁層亞暴這種爆發(fā)式的太陽風—磁層耦合過程,起始于向日側的磁重聯(lián)(Dungey,1961).而向日側磁重聯(lián)的產物,通量傳輸事件(flux transfer events,FTEs)(Lee and Fu,1985),是 目 前 水 星向日側磁層研究中的重點.一般認為,磁重聯(lián)可以將水星磁層閉合的磁力線打開,使其一端連向開放的行星際磁場,另一端連著水星的內稟磁場,這種磁力線結構被稱為是半開放—半閉合的.在存在多個重聯(lián)點的情況下,相鄰的兩個重聯(lián)點之間的磁力線會相互交織,形成螺旋式的磁場結構,被稱作通量傳輸事件,是磁通量繩(以下簡稱為磁繩)的一種.磁繩的觀測特征為:雙極化的磁場法向分量以及增強的磁場強度,此外,通量傳輸事件還伴隨有高速的(約數(shù)百千米每秒)、沿磁層頂切向、朝向背陽面的等離子體流.圖1 展示了水星向日側磁層中觀測到的通量傳輸事件(Slavin et al.,2014).其內部半開放—半閉合的磁力線一方面為可以傳輸磁通量,另一方面為太陽風粒子向磁層內的輸運提供了通道.

圖1 水星磁層通量傳輸事件示例(修改自 Slavin et al.,2014).(a)質子能譜(儀器掃描周期內平均值)和總磁場(黑色實線).(b)質子能譜(區(qū)分儀器掃描周期)和總磁場(黑色實線).(c)磁場BZ 分量.FTE:通量傳輸事件;E/q:能荷比;Alt:衛(wèi)星高度;MLat:衛(wèi)星磁緯度/(°);LT:地方時Fig.1 Observations of flux transfer events on Nov 23th,2011 (modified from Slavin et al.,2014).(a) Proton differential flux with same time step and the magnetic field intensity (black solid line).(b) Proton differential flux with different time step because of FIPS's voltage ramp-up.(c) Magnetic field Z component

觀測表明水星磁層頂附近的通量傳輸事件發(fā)生率極其頻繁,在某些條件下,信使號在一次磁層頂穿越中(約20 min)可以觀測到超過100 個通量傳輸事件.通量傳輸事件間隔僅數(shù)秒,這種高頻的通量傳輸事件也被稱為“通量傳輸事件雨”(FTE shower)(Slavin et al.,2012a;Sun et al.,2020b;Zhong et al.,2020b;鐘俊,2021).這種密集的通量傳輸事件僅在水星磁層被觀測到,在其他的行星磁層,如地球、木星和土星,通量傳輸事件一般間隔幾至十分鐘(Rijnbeek et al.,1984;Walker and Russell,1985;Jasinski et al.,2016,2021).另外,水星上的通量傳輸事件往往具有很強的核心場,可以攜帶相較于水星開放磁通量可觀的通量(Imber et al.,2014).因此通量傳輸事件對水星向日側磁層的剝蝕作用很有效.

在地球、木星和土星磁層中,通量傳輸事件對地球磁層磁通量的輸運貢獻是很小的(<5%)(Sun et al.,2022 以及其中的參考文獻),因此研究普遍認為單一重聯(lián)X 線(X-Line)的重聯(lián)模式是地球、木星和土星磁層向日側磁層頂?shù)幕局芈?lián)模式.最近一個研究中,Sun 等(2020b)證實,在水星的通量傳輸事件雨期間,通量傳輸事件可以傳輸大部分的(>85%)水星磁層循環(huán)所需的磁通量,此結果說明多重重聯(lián)X 線(X-Line)的重聯(lián)模式在水星磁層頂占主導地位.另外Sun 等(2022)還證實,水星的通量傳輸事件雨的發(fā)生率不僅隨著磁層頂兩側磁場剪切角的增加而增高,還會隨著磁鞘的等離子體β減小而增加.

1.2 磁尾磁通量裝載和卸載過程

與地球磁層不同是,由于水星缺少濃密的大氣,它的磁層亞暴并不伴隨可見極光.因此,水星的磁層亞暴主要是由磁層整體構型的變化所刻畫的,其中一個重要的過程是磁尾磁通量的裝載—卸載(loading-unloading).磁尾磁通量裝載—卸載過程的主要觀測特征為:磁尾尾瓣磁場突發(fā)性的增強(對應裝載過程)和減弱(對應卸載過程),體現(xiàn)了磁層頂電流和越尾電流的增強及衰減,以及磁尾總磁通量的增加和減少.裝卸載過程對應著磁層亞暴的增長相和膨脹相,以及水星磁層中的物質、能量、通量的傳輸.水星磁層的磁通量裝載—卸載過程最早被信使號觀測到(Slavin et al.,2010).在第三次水星飛掠過程中(2009 年9 月29 日),信使號在20 min內總計觀測到4 次磁通量的裝卸載過程(如圖2 所示).這些磁通量裝卸載過程持續(xù)時間約為2 min,磁場強度增加幅度接近一倍,由此可見水星磁層的磁通循環(huán)速度非常高.磁通量裝載—卸載事件在Imber 和Slavin(2017)中得到了系統(tǒng)的統(tǒng)計研究,結果指出,這類事件的平均漲幅為27.8%,平均持續(xù)時間3.54 min,對應的磁通量變化約為0.69 ± 0.38 MWb,部分極端事件的漲幅甚至可達約100%.相較于地球磁層中的磁通量裝載—卸載事件(平均漲幅約10%,平均持續(xù)時間2~3小時),水星上的磁通量裝載—卸載事件更快且更劇烈,對比結果說明水星磁層在強太陽風的驅動下有非常高的重聯(lián)率.

圖2 水星磁尾裝載—卸載過程示例(修改自Slavin et al.,2010).自上而下分別是磁場的BX、BY、BZ 分量,總磁場強度|B|,磁場與緯向夾角、磁場和經向夾角以及3 s 內磁場均方差.圖中MP 對應虛線為信使號穿越背陽面磁層頂?shù)臅r刻,數(shù)字標號表示裝載事件,Lat B :磁場緯向方位角;Lon B:磁場經向方位角;RMS:均方根Fig.2 Examples of Mercury's loading-unloading events (modified from Slavin et al.,2010).The first four panels show the magnetic field X,Y,Z component and magnetic field intensity.The following three panels shows the latitudinal angles,longitudinal angles,and root-mean-square deviation (within 3 seconds) of the magnetic field

在另一項研究中,Sun 等(2015a)結合了信使號的磁場與離子觀測,對整個磁層亞暴的過程進行了系統(tǒng)性的研究(如圖3 所示).除了磁場的增強和減弱,他們還觀測到了質子通量的相應變化,暗示著磁尾電流片的變薄與變厚.且他們觀測到了發(fā)生在電流片變厚之前的磁場偶極化,這一特點與地球亞暴期間觀測到的由高速流減速造成的磁通量堆積類似(Shiokawa et al.,1997;Zhang et al.,2007).據(jù)他們估算,水星一次亞暴過程中整個磁尾存儲的磁場能量可達1 012J,這一數(shù)值比地球亞暴的能量低3 個量級.與地球差異更大的是,由于水星缺少電離層,這些亞暴的能量無法通過場向電流在電離層以焦耳加熱的形式進行耗散.因此,能量的最終耗散以及場向電流的閉合可能需要水星本身,尤其是它的巨大金屬核心的參與(Anderson et al.,2014;Poh et al.,2017a).

圖3 水星磁尾亞暴完整過程(修改自Sun et al.,2015a).左中右對應三個獨立的事件,自上而下分別是質子能譜、質子密度、磁場BX、BY、BZ 分量、總磁場和磁場俯仰角.PS :等離子體片;LB :磁尾尾瓣區(qū);GR :亞暴增長相;EX:亞暴膨脹相;MLAT:磁緯度;LT:地方時;ALT:高度Fig.3 Three examples of Mercury's magnetospheric substorm (modified from Sun et al.,2015a).Panels in each column show the proton energy spectrum,magnetic field X,Y,Z component,magnetic field intensity and elevation angle from the top to the bottom.Red dashed lines in the bottom four panels represent the nearest non-substorm time observation.GR:Substorm growth phase;EX:Substorm expansion phase

1.3 水星磁尾磁重聯(lián)的分布及特性

在亞暴過程中,磁層的全球性、宏觀的磁通量裝載—卸載過程需要磁重聯(lián)的參與來改變磁力線的拓撲結構.因此,磁重聯(lián)對全球的通量循環(huán)和磁層亞暴有著至關重要的作用.受限于距地觀測的時空分辨率,目前僅有部分觀測直接對重聯(lián)區(qū)的物理過程進行觀測(Zhong et al.,2018,2020b,2020c;Sun et al.,2020a),大部分研究主要關注與磁重聯(lián)相關的磁結構.這些磁結構除了1.1 節(jié)中提到的通量傳輸事件,還包括磁尾的磁通量繩和偶極化鋒面(Sun et al.,2016;Dewey et al.,2017;Zhao et al.,2019).這些磁結構還會為粒子提供能量、激發(fā)波動、驅動電流,甚至對全球磁場產生影響.

水星磁尾的磁通量繩最早由Slavin 等(2012b)報道,觀測顯示這類磁結構的時間尺度約為1 s,空間尺度不足500 km,和局地的離子慣性尺度相當.這一時空尺度特性與向日側的通量傳輸事件十分接近.然而,二者的核心場差別較大,所攜帶的磁通量也相距甚遠,磁尾磁繩所攜帶的磁通僅約為通量傳輸事件的十分之一.盡管如此,它的核心場仍然相當可觀,往往比等離子體片內背景場強數(shù)倍,可以達到尾瓣區(qū)磁場的~30%(Sun et al.,2022).信使號在水星磁尾觀測到的最強的磁繩核心場接近100 nT(如圖4 所示),幾乎可與水星的表面的偶極磁場相當(Zhao et al.,2019).其中一些尺度足以和越尾電流片厚度比擬的磁繩還會受到磁尾背景場的影響,例如磁繩在南北方向上會受到尾瓣區(qū)的強磁場限制,使其在形狀上更接近橢圓,這一結論 由Zhao 等(2019)的觀測證實.Zhao 等(2019)的統(tǒng)計觀測還表明,等離子體片內磁繩內部的磁壓力和磁張力并非嚴格的比例關系,說明磁繩內部可能還存在著熱壓梯度力(?p),熱壓梯度力與磁張力共同平衡指向磁尾外部的磁壓梯度力(?p=J×B).熱壓梯度力的存在暗示著水星磁尾的磁通量繩仍處于演化初期,并未達到磁螺度最低的“泰勒態(tài)”(Taylor State)(Taylor,1986).

圖4 水星磁尾強核心場磁通量繩觀測(修改自Zhao et al.,2019).(a,b)矢端圖;(c~f)磁場BX、BY、BZ 分量以及總磁場強度|B|Fig.4 MESSENGER's observation of magnetotail flux rope with strong core field (modified from Zhao et al.,2019).(a,b) Magnetic field hodograms.(c~f) Magnetic field X,Y,Z components and intensity

水星磁尾磁繩主要分布在磁尾距水星2 到3 個水星半徑處(如圖5d 所示),朝向磁尾運動(即尾向,磁場BZ分量先正后負)和朝向水星運動(即行星向,磁場BZ分量先負后正)的磁繩結構共存,兩者在徑向的分布不存在明顯的差異,說明水星磁尾的近水星重聯(lián)點(near-Mercury neutral line,NMNL)正位于這個范圍之內(Smith et al.,2017).在晨昏方向的分布上,約60%~70%的磁繩出現(xiàn)在磁尾的晨側(如圖5e 所示),這一結論與地球磁尾磁重聯(lián)的晨昏分布恰好相反(Sun et al.,2016;Smith et al.,2017),在地球磁尾磁重聯(lián)在昏側的出現(xiàn)率高于晨側.對這一現(xiàn)象最直接的可能解釋便是磁尾等離子體片存在不對稱性.然而,Poh等(2017a)以及Rong 等(2018)的統(tǒng)計工作都顯示,磁尾等離子體片在晨側更厚,反而不利于重聯(lián)的發(fā)生,與目前的重聯(lián)更多的在晨側被觀測到恰恰相反.而隨后的模擬工作中,Chen 等(2019)的工作利用MHD-EPIC(全球MHD+磁尾EPIC)模擬很好地重現(xiàn)了水星磁尾磁重聯(lián)過程的不對稱性,包括磁尾電流片厚度、等離子體密度以及磁重聯(lián)在晨側高的發(fā)生率(Liu et al.,2019),對目前觀測到的晨昏不對稱性做出了解釋.Chen 等(2019)的模擬結果顯示,在中等強度的太陽風驅動下,磁尾的電流片在昏測更薄,磁重聯(lián)略微傾向于在昏測發(fā)生.但當太陽風驅動變強之后,磁尾晨昏兩側的電流片都變得非常薄,足以支持磁重聯(lián)的發(fā)生,而在離子重聯(lián)耗散區(qū)與磁力線凍結的電子會通過漂移運動將磁通量輸送至晨側,導致磁重聯(lián)更傾向于在晨側發(fā)生.

圖5 水星磁尾磁通量繩事件的空間分布(修改自Smith et al.,2017).(a)事件數(shù);(b)衛(wèi)星觀測時間;(c)事件發(fā)生率;(d)觀測時間隨X 方向分布;(e)觀測事件隨Y 方向分布Fig.5 Spatial distribution of flux ropes event in Mercury's magnetotail (modified from Smith et al.,2017).(a) Event distribution;(b) Observation time in XY plane;(c) Rate of detection;(d) Observation time along X direction;(e) Observation time along Y direction

與重聯(lián)相關的另一個磁結構——行星向的偶極化鋒面,也是目前水星亞暴研究中的重點.它的觀測特征是:等離子體徑向向內的高速流,伴隨磁場BZ分量以及總磁場的突然上升,隨后觀測到等離子體被排空的低熵區(qū)域,是典型的一維結構.它由磁尾磁重聯(lián)產生的高速粒子流(burst bulk flow)經歷剎車效應(brake effect)演化而成,前方高速運動的磁力線受到磁壓梯度力減速,導致后方磁力線在尾部堆積,形成強磁場區(qū)域,被稱為磁通量捆(dipolarization flux bundle,DFB)(Kepko et al.,2015a).在地球磁層中,偶極化鋒面被認為是加速粒子、實現(xiàn)磁尾粒子向內磁層輸入以及形成亞暴電流楔的關鍵手段,因此被廣泛研究(Fu et al.,2020).水星磁層中的偶極化鋒面最早由Sundberg等(2012)報道,相比于磁通量繩,這一現(xiàn)象的尺度更大,雖然起始的磁場突增僅持續(xù)約1 s,但后續(xù)的緩慢恢復長達10 s 左右,也具有更為顯著的離子排空特征.當這些偶極化鋒面沿著運動到靠近水星時(~1.5RM),徑向向外的磁壓梯度會使得鋒面高速流減速至停止,偶極化鋒面后尾隨的磁通量捆也會在此堆積,形成通量堆積區(qū).此外,減速的等離子體流還會導致晨昏向的慣性電流(Jiner=,形成亞暴中最為關鍵的電流體系——亞暴電流楔.

1.4 水星磁尾亞暴電流楔

亞暴電流楔是磁尾和行星極區(qū)耦合的重要通道,同時亞暴電流楔的電流強度是衡量亞暴強度的重要標志.目前有一些工作對水星磁尾這一電流系統(tǒng)的強度進行了估計.Sun 等(2015a)從能量耗散的角度出發(fā),采用前人估算的電流環(huán)路電導數(shù)值(σ~ 1S)(Anderson et al.,2014),估算出水星磁層亞暴電流楔的平均電流強度為60 kA 左右.Poh 等(2017a)和Dewey 等(2019)基于電流在水星近磁尾所誘發(fā)的磁場分布,估算出亞暴電流楔的總電流強度為約1 0~20 kA.

行星向運動的偶極化鋒面伴隨著多種電流回路(Liu et al.,2013;Sun et al.,2013;Yao et al.,2013;Sun et al.,2014),其中,磁尾亞暴電流體系的構建及閉合需要平行于磁場的場向電流.在地球亞暴的研究中,亞暴電流楔中場向電流的載流子目前被認為是長周期(40~150 s)的阿爾芬波,即Pi2 波動(Kepko et al.,2015b).Sun 等(2015a)在水星磁尾亞暴期間也觀測到了類似的波動,但其周期約為10 s.一次亞暴膨脹相期間可以持續(xù)出現(xiàn)超過5個波動周期(見圖6),這些特征與地球亞暴中的Pi2 波動相似.如圖6 所示,在亞暴膨脹相開始時刻,信使號在磁尾的高緯區(qū)域觀測到具有圓極化特征的與阿爾芬波特性相符的波動.這種波動被認為是一種具有阿爾芬特性的擾動,它不僅有顯著的垂直于背景磁場的擾動分量,還有平行于背景磁場的擾動分量,其模式并不單一.如圖6d 所示,這些阿爾芬特性的擾動伴隨著顯著的磁場Y分量的變化,這是場向電流的觀測特征,暗示著它們可能攜帶者場向電流.隨著亞暴膨脹相的進行,等離子體片變厚,信使號隨即進入了等離子體片中心,觀測到了一系列的壓縮波.

圖6 一次水星亞暴期間信使號在磁尾觀測到的阿爾芬波和壓縮波.(a)質子微分通量能譜;(b)質子的觀測密度;(c)磁場強度(Bt,黑線),磁場X 分量(BX,紅線),非亞暴期間最近一次穿越觀測到的磁場X 分量(虛藍線);(d)BY;(e)BZ;(f)磁場強度的擾動值;(g)磁場分量的擾動值,δBX(紅線)、δBY(綠線)、δBZ(藍線);(h)局地磁場坐標系下的磁場擾動分量,δBpara(紅線)、δBperp1(綠線)、δBperp2(藍線);(i)位于16:13:56.0 至16:14:07.6 間的波動一的磁場矢端分布圖;(j)位于16:14:15.8 至16:14:24.0 間的波動二的磁場矢端分布圖(修改自Sun et al.,2015b)Fig.6 MESSENGER observations of Alfven waves and compressional waves in Mercury's magnetotail (modified from Sun et al.,2015b).(a) Proton energy spectrum;(b) Proton density;(c) Magnetic field X component (red line) and intensity (black line);(d) Magnetic field Y component;(e) Magnetic field Z component;(f) Residual magnetic field;(g) Residual magnetic field in MSM coordinates;(h) Residual magnetic field in field aligned coordinate;(i) Wave magnetic field hodogram between UT 16:13:56.0 and UT 16:14:07.6;(j) Wave magnetic field hodogram between UT 16:14:15.8 and UT 16:14:24.0

阿爾芬特性的擾動和壓縮波的周期十分接近,均在10 s 左右,暗示它們可能產生于相同的物理過程.在地球磁層的研究中,這種Pi2 波動產生的機制主要包括:在南北兩極電離層之間彈跳的阿爾芬波、等離子體層邊界處的空腔模、近地磁尾的氣球模和準周期性出現(xiàn)的高速流等.然而由于水星自轉過慢,不存在位于水星表面之上的等離子體層,無法形成空腔模.同時由于水星土壤的低電導率,阿爾芬波的反射率較低,彈跳阿爾芬波不太容易在兩極之間形成.因此水星磁層亞暴期間的類Pi2 波動被認為是由準周期性的高速流在減速過程中所產生的(Sun et al.,2015b).

Anderson 等(2014)使用信使號在水星北極蓋區(qū)的磁場測量,推算出了場向電流誘發(fā)的磁場旋度.Anderson 等(2014)基于這些磁場旋度,反演出了水星北極蓋區(qū)的場向電流的分布以及強度.他們的圖像很好顯示出了場向電流在晨側流入、昏側流出的特征,這一分布與地球極區(qū)的一區(qū)場向電流相同,但水星一區(qū)場向電流的大小為約20~40 kA,這與水星亞暴電流楔的場向電流強度相當,但遠遠小于地球一區(qū)場向電流的強度(~ 1 MA)(Iijima and Potemra,1978;王 慧,2022).除此之外,Anderson 等(2014)還討論了場向電流在水星內部閉合的路徑,他們認為水星內部外核與地殼的交接處是完成電流閉合的關鍵.Janhunen 和 Kallio(2004)最早于模擬工作中提出了水星磁層這種電流閉合的可能性.

1.5 質子和電子加速和加熱

在磁層亞暴劇烈的能量釋放過程中,帶電粒子會被加速和加熱從而獲得顯著的能量.Sun 等(2017)研究了質子在水星磁層亞暴期間的加速和加熱,該工作觀測到在亞暴偶極化發(fā)生前后,質子的溫度增加,且能譜從麥克斯韋分布轉向kappa分布,質子分布具有明顯的高能尾.這一偶極化過程中粒子的主要能量來自于對流電場以及偶極化過程的感生電場(Delcourt et al.,2005).與地球上的亞暴偶極化過程相比,水星亞暴伴隨的質子加速對kappa 指數(shù)的改變更顯著,說明加速過程更加偏離絕熱過程(Sun et al.,2018).導致這種非絕熱性的可能原因之一是磁尾的電流片散射,水星磁尾電流片很薄且磁場很弱,質子只需不到1 keV 的垂直動能就足以滿足破壞第一絕熱不變量的條件,因此水星磁尾中質子的很多過程都不絕熱(Zhao et al.,2020).

Zhao 等(2020)詳細地統(tǒng)計了水星磁尾的質子分布(如圖7 所示),其統(tǒng)計結果顯示質子溫度存在明顯的徑向向外的梯度,說明盡管粒子在加速過程中不完全絕熱,但整體的加速結果和絕熱加熱有相似性.此外,統(tǒng)計中還發(fā)現(xiàn)質子的密度、kappa指數(shù)都存在顯著的晨昏不對稱性,晨側的密度更高且kappa 指數(shù)更高.Zhao 等(2020)認為,密度上的差異和重聯(lián)注入更多的發(fā)生在晨側有關,而kappa 指數(shù)上的差異則說明質子在由晨側向昏側的梯度—曲率漂移的過程中還會受到非絕熱的加速作用,這些非絕熱的加速過程導致kappa 指數(shù)的進一步降低.此外,磁尾中的質子分布呈明顯的單向損失錐分布(即行星向粒子各向同性,磁尾向粒子呈損失錐分布),這種分布一方面證明了磁尾等離子體會沿磁力線撞擊水星表面,另一方面說明磁尾電流片可能以磁力線曲率散射(field line curvature scatter)的形式改變質子的投擲角,這一散射過程可以使質子不斷的填充損失錐(同時見 Korth et al.,2014).

圖7 水星磁尾質子動力學特性分布圖(修改自Zhao et al.,2020).(a)質子密度;(b)質子溫度;(c)質子熱壓強;(d)質子能譜kappa 指數(shù);(e)>0.83 keV 質子通量;(f)<0.83 keV 質子通量Fig.7 Proton kinetic properties in Mercury's magnetotail (modified from Zhao et al.,2020).(a) Proton density;(b) Proton temperature;(c) Proton thermal pressure;(d) Proton kappa index;(e) >0.83 keV proton flux;(f) <0.83 keV proton flux

電子的測量目前主要來自電子高能探測儀(Andrews et al.,2007)、X 射線譜儀和伽馬射線—中子譜儀(GRNS)(Goldsten et al.,2007;Schlemm et al.,2007).X 射線譜儀和伽馬射線—中子譜儀是通過測量能量電子撞擊金屬隔板所產生的軔致輻射來推測高能電子的通量.X 射線譜儀可以測量的高能電子能量為數(shù)十keV,伽馬射線—中子譜儀測量的高能電子能量為數(shù)百keV.對高能電子的觀測顯示,水星磁尾存在頻繁的能量電子注入事件(Ho et al.,2011),并且其中一部分注入事件還具有準周期的重現(xiàn)性(Baker et al.,2016),它的重現(xiàn)周期和百keV 電子環(huán)繞水星的漂移周期十分接近.這些準周期出現(xiàn)的高能電子事件同樣出現(xiàn)在了向日側磁層,因此它被認為是一種漂移回聲結構.

Dewey 等(2017)研究了偶極化鋒面伴隨的高能電子注入事件,他們數(shù)據(jù)庫中的2976 例高能電子事件有538 例是與偶極化鋒面相伴的,因此說明偶極化鋒面是造成高能電子注入的原因之一.他們發(fā)現(xiàn)高能電子注入事件(無論是伴隨偶極化鋒面的,還是不伴隨偶極化鋒面的),都非常顯著地集中在晨側.Sun 等(2016)認為:一方面,重聯(lián)以及偶極化加速在晨側發(fā)生更多;另一方面,加速后地電子會經歷磁場漂移,向晨側運動,最終導致觀測上的不對稱性.

2 水星磁暴

如前所述,水星磁層頻繁的亞暴活動可以為近水星磁層提供豐富的能量粒子,從而為水星磁暴的發(fā)生提供前提條件,然而目前學界對于這些粒子能否完成環(huán)繞水星的漂移運動并形成完整的環(huán)電流并沒有統(tǒng)一的認識.在地球磁層中,環(huán)電流的分布區(qū)域為L(即偶極場磁力線在赤道處到地心的距離,以地球半徑為單位)≈ 3~5、輻射帶的分布區(qū)域為L ≈1~6.而地球磁層頂距離與水星磁層頂距離的比值約為7:1,如果將水星磁層和地球磁層按照距日下點磁層頂?shù)木嚯x做歸一化,地球輻射帶和環(huán)電流對應在水星磁層中的位置則位于水星表面之下.因此,水星的環(huán)電流一度被認為只能在超低太陽風動壓的情形下存在.Schriver 等(2011)的個例研究發(fā)現(xiàn),在夜側低緯靠近水星表面的區(qū)域,質子通量以及高能電子(X 射線譜儀觀測)的計數(shù)率比周圍區(qū)域顯著增強,而且這一區(qū)域伴隨有較強的磁場波動.Schriver 等(2011)認為這一區(qū)域與地球磁層的環(huán)電流粒子準捕獲區(qū)類似,因此認為是水星磁層中的環(huán)電流粒子捕獲區(qū).然而這種局地的粒子分布很難被證明是一種全球性存在的結構.Walsh 等(2013)的單粒子模擬工作為水星環(huán)電流的粒子提供了新的閉合回路,即粒子從背陽面出發(fā),經由向日側的高緯區(qū)域(包括北半球和南半球),最終從水星的另一側返回背陽面.圖8a 顯示的是Zhao 等(2022)的一個類似的單粒子軌道模擬.這一分叉的粒子軌道最早在Shabansky(1971)提出,被稱為Shabansky 軌道.Shabansky 軌道形成原因是,向日側的磁層頂電流增強了磁赤道面的磁場,使得原本位于磁赤道面的磁場極小值沿磁力線向南北兩側偏移,在南北半球高緯形成了一對磁場極小值區(qū)域,部分從磁尾漂移而來的帶電粒子無法穿越位于磁赤道面的磁場極大值區(qū)域,而只能被捕獲在某個半球,從而形成分叉的粒子飄逸回路.在地球磁層L約8~10 的區(qū)域,也有部分粒子會經歷Shabansky 軌道,但是這些粒子相較于環(huán)電流粒子的比例非常少(Antonova 1996;Pugacheva et al.,2005;McCollough et al.,2012).

圖8 水星環(huán)電流形態(tài)學特征(修改自Zhao et al.,2022).(a)測試粒子軌跡,兩個5 keV 質子從磁尾X=? 1.2 RM處出發(fā),初始投擲角分別為50°(紅色實線)和130°(藍色實線);(b)信使號觀測的能量質子(>4.7 keV)在子午面的分布;(c)赤道面的分布;(d)晨昏面的分布.其中觀測范圍限制在日下點磁層頂距離在1.35~1.49 個水星半徑之間,對應中等強度太陽風動壓Fig.8 Test particle simulation and MESSENGER's observation of Mercury's ring current proton (modified from Zhao et al.,2022).(a) Test particle trajectories of 5 keV proton with 50° and 130°initial pitch angles that released in the midnight magnetotail (X=?1.2 RM).(b~d) MESSENGER's observation of energetic proton (>4.7 keV) distribution in the day-night meridian plane,magnetic equatorial plane,and dawn-dusk meridian plane,respectively.Only magnetosphere crossings with magnetopause subsolar stand-off distances between 1.35 RM and 1.49 RM are taken into account in the above statistics

Zhao 等(2022)發(fā)現(xiàn)在水星磁層的向日側,也有一個高緯、非常靠近磁層頂?shù)母吣苜|子富集區(qū)(如圖8b 所示).利用信使號5 年的數(shù)據(jù),Zhao等(2022)對這部分高能質子通量的空間分布做了系統(tǒng)性的研究,如圖8 所示,他們的結果顯示在中等太陽風動壓情況下,向日側高緯區(qū)域的高能質子通量顯著高于周圍其他區(qū)域,這部分質子分布在投擲角90°附近.同時這部分高能質子聚集的區(qū)域對應了磁力線上的磁場極小值,符合高緯區(qū)域對粒子的捕獲條件.在與單粒子模擬的軌道進行對比之后,他們確認了這股高能質子起源于水星的磁尾,從而證實了水星環(huán)電流的存在.水星的環(huán)電流可以在大范圍的太陽風動壓條件下存在,應該是水星磁層中長存的等離子體結構.當太陽風動壓足夠低時,會有很多粒子能夠穿越向日側磁赤道,從而使水星的環(huán)電流退化為和地球環(huán)電流類似的形態(tài).除了質子和電子,水星磁層中常見的鈉組離子、氧組離子、氦離子也存在通過這種分叉的漂移軌道構成環(huán)電流的可能性(Yagi et al.,2010),更多對于不同成分的研究有待進一步觀測發(fā)掘.

Zhao 等(2022)的觀測顯示,水星環(huán)電流中的質子所存儲的動能在(0.2~5)×1012J 范圍內,這說明水星的環(huán)電流能量具有較大的動態(tài)變化范圍,也暗示著磁暴這種在地球上最為廣泛關注的空間災害事件也可能在水星上發(fā)生.通過Dessler Parker Sckopke 公式推算(Dessler and Parker,1959;Sckopke,1966),上述最高能量的環(huán)電流可以對水星的磁場產生約4 nT 的磁場擾動.盡管這一擾動的絕對幅度很低,但它在水星的本底磁矩面前并非微不足道.假如把水星的地表磁場放大到和地球一樣,這一擾動幅度則可以對應地球上Dst 指數(shù)超過500 nT 的大磁暴.

由于缺乏穩(wěn)定的在水星低緯表面的磁場測量,磁暴對應的地磁擾動目前無法被直接觀測到.Zong等(2022)利用地球上成熟的天基地磁Dst 指數(shù)算法(Le et al.,2011),對信使號的數(shù)據(jù)進行了處理.其結果顯示,在一次日冕物質拋射事件飛越水星期間,算法推導出的地磁指數(shù)呈現(xiàn)出和地磁暴相似的時間變化特征,即水星地磁Dst 指數(shù)表現(xiàn)出先突然下降、而后緩慢恢復的特征(如圖9 所示).這種現(xiàn)象從磁場擾動的角度進一步支持了水星磁暴的可能性.

圖9 基于天基Dst 算法推算出的水星地磁Dst 指數(shù)時間演化圖(修改自Zong et al.,2022).圖中①對應“平靜狀態(tài)”,②對應“中等強度磁暴”,③對應“強磁暴”Fig.9 Time series of Mercury's Dst index that derived from an space-based Dst algorithm (modified from Zong et al.,2022).Circled numbers correspond to the quiet time,moderate magnetic storm time,and intense magnetic storm time,respectively

然而,磁暴這一現(xiàn)象的進一步認證還需要更多的觀測證據(jù),比如磁場的多點測量、環(huán)電流能量密度的短期變化等.此外,在極端太陽活動時期(如日冕物質拋射),水星的向日側磁層頂可能被壓縮至水星表面附近甚至完全被剝蝕(Slavin et al.,2019).屆時水星磁層的磁場位形將遠遠偏離我們現(xiàn)有的認識,磁層頂?shù)谋平矔沟么罅苛W油ㄟ^撞擊磁層頂而損失,因此,水星磁層的磁暴現(xiàn)象將會以何種形式存在仍有待進一步的觀測研究.

3 展望

目前與水星磁層亞暴以及磁暴相關的領域仍有很多待解決的問題.學界很多對水星磁層的研究很大程度上依賴于地球磁層的現(xiàn)有理論和觀測,即通過尋求地球上的類似觀測現(xiàn)象和理論以推斷其對應的物理本質.地球磁層的相關研究已有近百年歷史,學者們結合了天基、地基、光學、粒子電磁場等各個角度的觀測,建立了相對成熟完整的理論框架.這些理論基礎為水星磁層的研究提供了難以估量的參考,極大地推進了研究進程,尤其對二者相似點的研究.然而,對于二者差異性的研究仍受限于觀測水平,并不完備和透徹.例如,在地球的亞暴和磁暴理論中電離層起到了為磁層承載電流、提供離子等關鍵作用,水星電離層的缺失會對水星亞暴、磁暴產生怎樣的影響仍是目前的關鍵問題之一.水星內部巨大的金屬核被認為會參與到磁層動力學活動中來,起到抑制向陽面磁力線剝蝕、反射阿爾芬波、參與場向電流閉合等作用,這些作用及其具體物理機制也有待進一步的證實和研究.水星作為一顆缺乏濃密大氣保護的行星,它的地表幾乎直接暴露在空間等離子體中,它與這些等離子體的作用也會為磁層帶來很多的不確定性(如行星起源的鈉離子、氧離子等).Orsini 等(2018)的地基光學觀測顯示,水星的鈉原子分布會顯著受到太陽風活動的影響,可以作為空間天氣事件的反映.因此,空間等離子體和行星的直接相互作用,及其產生的效應,值得我們進行更多的研究.此外,從比較行星學的角度來說,我們也期待通過對水星亞暴、環(huán)電流和磁暴等課題的研究加深我們對地球磁層中相應現(xiàn)象的理解,如亞暴發(fā)展的時間順序、環(huán)電流的加速機制和極端磁暴的強度等.

盡管水星上的亞暴活動頻率非常高,我們有大量的事件集用于研究,但目前對水星亞暴及磁暴的觀測角度仍十分有限,僅有直流磁場與50 eV~13 keV 離子.冷離子、電子、電場與高頻波動都沒有直接的局地的探測.信使號的等離子體探測器視場也十分有限,只有1.15 π(全空間為4 π),很難獲取等離子體的速度信息.這些信息對于判斷磁層內活動狀態(tài)、研究活動發(fā)展十分關鍵,是水星磁層研究進一步發(fā)展的關鍵推力.此外,由于長期以來水星只有信使號一顆衛(wèi)星進行環(huán)繞觀測,我們無法兼顧行星際的變化以及磁層的變化,所以上下游的驅動關系也是目前無法直接探究的.并且,對于磁暴、亞暴這種全球性的活動,它的演化以及動態(tài)特征也需要磁層中的多點觀測.

即將于2025 年入軌的BepiColombo 衛(wèi)星將提供對水星磁層的雙星觀測,并搭載有多套等離子體、電磁場儀器,可用于彌補信使號觀測上的不足,未來將為水星磁層科學研究提供穩(wěn)定的增長點(Milillo et al.,2020;Benkhoff et al.,2021).我們期待,屆時能夠通過更完備的測量數(shù)據(jù)對我們現(xiàn)有的認識和理解做出突破.

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