低频哨声波小行星磁场的遥感工具

　　日球层中的各类天体都浸渍在太阳喷射出的太阳风中。这些超声速的太阳风连续不断地刻画这些天体表面的自然环境，驱动自然环境的长期演化。比如，太阳风可使天体表面空间风化，改变天体的光学性质或化学性质；太阳风也可以轰击星体的电离大气，加剧星体的大气逃逸过程。然而，当天体上存在磁场时，太阳风的作用可以被改变。
　　磁场可以阻碍带电粒子的长驱直入，磁场往往可以将入射太阳风屏蔽在天体表面之外，因此磁化天体的太阳风空间风化效应通常都会被减弱甚至消失。另外，星体磁场在太阳风的轰击下，通常可以在星体周边形成磁场结构。这些磁场结构，既可能降低电离大气的逃逸效率，从而保护星体大气，也可能加剧大气逃逸，这取决于磁场结构内部的复杂物理过程。超声速太阳风与星体磁场之间的相互作用正是空间物理学研究的重要课题之一。
　　事实上，太阳系的行星上，都存在着行星尺度的磁场。这些磁场或由星体自身的发电机系统驱动，或在运动的行星际磁场中感生。这些磁场的空间尺度巨大。在与太阳风相互作用的过程中，在星体向阳面或者侧翼，行星磁场可以延伸至数十倍于星体半径的空间，在背阳面则可拖曳出数百倍于星体尺度的长尾巴。这些磁场所覆盖的区域，往往被称为行星磁层。
　　在过去60多年的太空探索中，人类发射了多颗深空探测器对太阳系中的行星磁层进行了广泛的探测，掌握了大量的观测资料，对行星周边的磁场结构和物理过程有了较为充分的认识。
　　小行星上也可能存在磁场，然而，对小行星磁场的测量则相当困难。我们既没有探测器在某颗小行星周边长期近距离绕飞测量，也未实现登陆小行星对磁场进行就位测量。目前我们仅有一些探测器远距离飞掠小行星时的探测资料。
　　比如，上世纪90年代，伽利略号探测器（Galileo）曾经接近过一颗名为Gaspra的小行星，并在1500千米的距离上探测到这颗小行星对行星际磁场的扰动，并推测该小行星的磁场特性。这是一颗直径不足20千米但磁化的小天体，其磁场的空间尺度也仅为200千米。由于测量距离遥远，伽利略号探测器的探测资料并不能给我们提供Gaspra的磁场细节，更无法给出这样小尺度的磁场结构究竟如何与超声速太阳风相互作用的详细图景。人们习惯于思维惯性，认为它们和行星磁层与太阳风的相互作用具有相似的场景。为突出这种相似性，人们把小尺度磁场与太阳风相互作用形成的空间结构称为迷你磁层。
　　众所周知，月球表面散落着众多的小尺度的剩余磁场。这些磁场的月面强度通常为几十纳特，最高可达一千纳特。它们的月面水平尺度为数十或数百千米不等，而垂直尺度往往只有几十千米。它们在与太阳风相互作用时，可能形成诸多的迷你磁层结构。诸多的数值模拟工作表明，月球剩余磁场与太阳风的相互作用区一般位于距离月面30千米高度之内。再加上我们已经拥有诸多携带等离子体和电磁场探测设备的卫星在月面附近长期绕飞测量，月球本应是研究和探索迷你磁层的最好的场所。
　　然而，由于月面的高山海拔最高可达11千米，为防止由于卫星轨道控制误差而撞击月面的情况发生，通常的绕月探测卫星高度一般都在30千米之上。比如，中国的嫦娥卫星（Chang’e）的常规探测高度在120千米，美国的月球探矿者号飞船（LunarProspector）主要观测高度在6080千米。它们都没有深入到距离月面30千米之内的迷你磁层区域，这造成月球剩余磁场与太阳风相互作用的实地观测资料也相当缺乏。
　　中国科学院地质与地球物理研究所地球与行星物理院重点实验室张辉和魏勇研究员等，详细研究了位于距离月面1个月球半径（约1738千米）高度内等离子体和电磁场卫星探测资料，以寻找剖析剩磁与太阳风相互作用的关键证据。这一高度范围仍然位于月球迷你磁层之外，好在太阳风与剩磁相互作用过程所反射的太阳风离子和所激发的电磁波动可以传播到此区域，它们携带着相互作用的关键信息，成为遥感太阳风剩磁相互作用的关键物理参数。
　　月球剩磁上的太阳风离子反射，是月球空间物理研究早就关注的重要问题之一。其之所以受到关注，很大原因仍然是从类比的角度出发，太阳风离子反射是行星磁层弓激波外的常见现象。对于月球而言，这些反射离子会对月球周遭空间环境有显著影响。比如，这些反射离子会被周边的超声速太阳风捕获，从而降低太阳风速度，引起太阳风中行星际磁场的异常增强。由于这些反射离子总是太阳风电场的作用下偏转到月球的一侧，从而造成月球周边磁场扰动的显著不对称性。正如我国嫦娥卫星所观测到的，这些反射离子还可以在太阳风中被加速并深入到月球后部的太阳风尾迹当中去，并在月球尾迹中引起电磁波动。
　　最新的探测结果还表明，这些反射的离子可以向相反方向深入到太阳风中去，到达距离月面400500千米的高度，对入射的超声速太阳风形成新的障碍，并在那个高度上形成激波的结构。这个结果表明，人们对迷你磁层的认识还没有统一：一方面，人们基于与行星磁层的类比，相信月球剩磁反射太阳风源于迷你磁层前激波结构；另一方面，人们又相信这些被迷你磁层前的激波所反射的太阳风粒子会在更上游形成新的激波结构。事实上，我们尚不明确太阳风离子是如何被月球剩磁反射的。
　　月球周边也存在丰富的电磁波动，其频率范围跨度很大，从0。01赫兹到数千赫兹不等，它们可由各类磁流体物理过程或者动力学物理过程所激发。这些波动中，与太阳风月面剩磁相互作用紧密相关的是频率为1赫兹的低频波。从波动的频率看，它们与离子的回旋频率相当，再加上该频率范围的波动在行星磁层弓激波外非常常见，研究早已认为这些低频波动是由弓激波上反射的离子所激发的离子回旋共振波动，人们自然而然地认为月球上1赫兹波动也是由于迷你磁层弓激波上反射的离子回旋共振造成的。然而，也有研究发现，月球上该频率的波动是左旋波哨声波，这些波动只能是由电子产生。可见，学界对于1赫兹低频波的起源问题的认识也不统一。
　　地球与行星物理院重点实验室研究团队详细研究了月球剩磁的反射粒子和低频波动的特征。研究发现这里反射离子和低频波动在空间分布上并不重合，即反射粒子所能到达的区域并不一定有低频波动存在（图1）。这一发现直接说明反射离子并不是低频波动的起源，这与行星磁层激波前兆区域的情形完全不同。
　　图1月球周边1Hz磁场低频波动分布（左）与反射太阳风离子分布（右）。波动在月球周边展示出翅状结构。波动与反射粒子的空间区域并不重合。
　　低频波动在月球周遭的分布呈现出翅状结构（图1左）。这些波动起源于30千米高度以下的剩磁太阳风相互作用区，在以400千米秒的背景太阳风中，沿着磁力线向月球两侧运动，从而展示出翅状结构，就如同大海中航线的船只在其两侧拖拽出的尾迹一般。根据翅状结构的张角和太阳风的速度，可以推断出波动的传播相速度，计算结果完全符合哨声波的传播特征，它该是由电子的运动造成的。然而电子的运动特征频率在千赫兹范围，电子如何能产生该低频波动（1赫兹）呢？
　　研究提出，这些低频波动不是电子作为粒子运动的结果，而是电子流体遇到月球剩余磁场时绕流运动的结果（电子回旋尺度为10千米，远小于剩磁的空间尺度）。月球剩磁水平尺度大约为500千米，太阳风中的电子流体的速度约为400千米秒。绕流运动的时间尺度在1秒附近，其对应的频率在1赫兹。研究还表明，月球低频哨声波或是单色波，但一般是宽频波动，覆盖0。110赫兹的频率范围。这一个结果是由月面磁场的复杂结构造成的。月面磁场的空间尺度并不是单一的，甚至在相邻区域磁场分布的空间频率很宽（101000千米），这是造成宽频哨声波的原因。
　　该研究工作也对反射离子的特性进行了分析。研究结果表明，入射的太阳风离子在月球剩磁外经历了镜面反射（图2）。该结果反映离子在这一相互作用过程中，与电子流体不同，它们更展示出的粒子特性，这源于它们的回旋尺度与月面剩磁的空间尺度相当。离子的镜面反射则表明垂直电场在相互作用过程中的主导作用。
　　图2图1右图中反射离子表现出镜面反射的特诊。
　　整个分析可以看出，作为具有较小动量的电子流体在遭遇到月球剩磁时被磁场所阻碍并绕流，产生低频哨声波；而具有大动量的离子则会与电子流体分离，刺入月球剩磁较深的区域，在产生垂直电场的同时，离子自身也被该垂直电场所反射（图3）。因此，太阳风与月球剩磁相互作用过程与行星磁层的场景完全不同，激波结构不再是必然结果，月球迷你磁层不具有与行星磁层可比拟的结构。由于激波是磁层的必要组件，基于类比目的的月球迷你磁层的称号似乎不甚合适。
　　图3太阳风与小尺度（100千米）月球剩余磁场相互作用场景：激波不再形成；入射太阳风离子表现为粒子性，被镜面反射；入射电子表现为流体性，围绕剩余磁场绕流，从而产生哨声波，形成哨声翅；离子与电子的空间分离或运动解耦产生垂直于月面的电场，从而反射入射离子。
　　这一研究结果不仅揭开了小尺度磁场与太阳风相互作用的图景，还可能让低频哨声波成为我们探索小行星磁场的重要诊断工具。由于相互作用过程中所产生的哨声波的相速度很快，在通常太阳风中可达1000千米秒，这些波动可以从小行星或者星体剩磁很快传播到遥远的空间中去，从而被抵近的人类探测器所捕获。这些哨声波的波长频率与小行星或者星体表面剩磁的空间尺度密切相关，可以利用它们反演小行星磁场尺度和强度，从而让其成为遥感小行星磁场的重要诊断工具。
　　该成果以WhistlerWingsandReflectedParticlesDuringSolarWindInteractionofLunarMagneticAnomalies为题发表于地球物理学术期刊GRL：Zhang，Hui，YongWei，JunZhong，TianxinZhang，LiboLiu，BinbinNi，JinbinCao，SongFu，YidingChen，SuiyanFuandWeixingWan（2021）。GeophysicalResearchLetters48（8）：e2021GL092425。研究受中国科学院先导专项B类（XDB41000000）和国家自然科学基金（41731068，41774175，41941001，41674163和41974186）的资助。
　　参考资料：
　　1。Kivelson，M。G。，L。F。Bargatze，K。K。Khurana，D。J。Southwood，R。J。Walker，andP。J。Coleman（1993），MagneticfieldsignaturesnearGalileoclosestapproachtoGaspra，Science，261（5119），331334，doi：10。1126science。261。5119。331。
　　2。Zhang，T。X。，etal。（2020），AsymmetricLunarMagneticPerturbationsProducedbyReflectedSolarWindParticles，Astrophys。J。Lett。，893（2），doi：10。384720418213ab8640。
　　3。Zhong，J。，etal。（2013），ChangE1observationsofpickupionsneartheMoonunderdifferentinterplanetarymagneticfieldconditions，PlanetSpaceSci。，7980，5663，doi：10。1016j。pss。2013。02。001。