低頻哨聲波——小行星磁場的遙感工具_風聞

日球層中的各類天體都浸漬在太陽噴射出的太陽風中。這些超聲速的太陽風連續不斷地刻畫這些天體表面的自然環境，驅動自然環境的長期演化。比如，太陽風可使天體表面空間風化，改變天體的光學性質或化學性質；太陽風也可以轟擊星體的電離大氣，加劇星體的大氣逃逸過程。然而，當天體上存在磁場時，太陽風的作用可以被改變。

磁場可以阻礙帶電粒子的長驅直入，磁場往往可以將入射太陽風屏蔽在天體表面之外，因此磁化天體的太陽風空間風化效應通常都會被減弱甚至消失。另外，星體磁場在太陽風的轟擊下，通常可以在星體周邊形成磁場結構。這些磁場結構，既可能降低電離大氣的逃逸效率，從而保護星體大氣，也可能加劇大氣逃逸，這取決於磁場結構內部的複雜物理過程。超聲速太陽風與星體磁場之間的相互作用正是空間物理學研究的重要課題之一。

事實上，太陽系的行星上，都存在着行星尺度的磁場。這些磁場或由星體自身的發電機系統驅動，或在運動的行星際磁場中感生。這些磁場的空間尺度巨大。在與太陽風相互作用的過程中，在星體向陽面或者側翼，行星磁場可以延伸至數十倍於星體半徑的空間，在背陽面則可拖曳出數百倍於星體尺度的長尾巴。這些磁場所覆蓋的區域，往往被稱為“行星磁層”。

在過去60多年的太空探索中，人類發射了多顆深空探測器對太陽系中的行星磁層進行了廣泛的探測，掌握了大量的觀測資料，對行星周邊的磁場結構和物理過程有了較為充分的認識。

小行星上也可能存在磁場，然而，對小行星磁場的測量則相當困難。我們既沒有探測器在某顆小行星周邊長期近距離繞飛測量，也未實現登陸小行星對磁場進行就位測量。目前我們僅有一些探測器遠距離飛掠小行星時的探測資料。

比如，上世紀90年代，伽利略號探測器（Galileo）曾經接近過一顆名為Gaspra的小行星，並在1500千米的距離上探測到這顆小行星對行星際磁場的擾動，並推測該小行星的磁場特性。這是一顆直徑不足20千米但磁化的小天體，其磁場的空間尺度也僅為200千米。由於測量距離遙遠，伽利略號探測器的探測資料並不能給我們提供Gaspra的磁場細節，更無法給出這樣小尺度的磁場結構究竟如何與超聲速太陽風相互作用的詳細圖景。人們習慣於思維慣性，認為它們和行星磁層與太陽風的相互作用具有相似的場景。為突出這種相似性，人們把小尺度磁場與太陽風相互作用形成的空間結構稱為“迷你磁層”。

眾所周知，月球表面散落着眾多的小尺度的剩餘磁場。這些磁場的月面強度通常為幾十納特，最高可達一千納特。它們的月面水平尺度為數十或數百千米不等，而垂直尺度往往只有幾十千米。它們在與太陽風相互作用時，可能形成諸多的“迷你磁層”結構。諸多的數值模擬工作表明，月球剩餘磁場與太陽風的相互作用區一般位於距離月面30千米高度之內。再加上我們已經擁有諸多攜帶等離子體和電磁場探測設備的衞星在月面附近長期繞飛測量，月球本應是研究和探索“迷你磁層”的最好的場所。

然而，由於月面的高山海拔最高可達11千米，為防止由於衞星軌道控制誤差而撞擊月面的情況發生，通常的繞月探測衞星高度一般都在30千米之上。比如，中國的嫦娥衞星（Chang’e）的常規探測高度在120千米，美國的月球探礦者號飛船（Lunar Prospector）主要觀測高度在60-80千米。它們都沒有深入到距離月面30千米之內的迷你磁層區域，這造成月球剩餘磁場與太陽風相互作用的實地觀測資料也相當缺乏。

中國科學院地質與地球物理研究所地球與行星物理院重點實驗室張輝和魏勇研究員等，詳細研究了位於距離月面1個月球半徑（約1738千米）高度內等離子體和電磁場衞星探測資料，以尋找剖析剩磁與太陽風相互作用的關鍵證據。這一高度範圍仍然位於月球“迷你磁層”之外，好在太陽風與剩磁相互作用過程所反射的太陽風離子和所激發的電磁波動可以傳播到此區域，它們攜帶着相互作用的關鍵信息，成為遙感太陽風-剩磁相互作用的關鍵物理參數。

月球剩磁上的太陽風離子反射，是月球空間物理研究早就關注的重要問題之一。其之所以受到關注，很大原因仍然是從類比的角度出發，太陽風離子反射是“行星磁層”弓激波外的常見現象。對於月球而言，這些反射離子會對月球周遭空間環境有顯著影響。比如，這些反射離子會被周邊的超聲速太陽風捕獲，從而降低太陽風速度，引起太陽風中行星際磁場的異常增強。由於這些反射離子總是太陽風電場的作用下偏轉到月球的一側，從而造成月球周邊磁場擾動的顯著不對稱性。正如我國嫦娥衞星所觀測到的，這些反射離子還可以在太陽風中被加速並深入到月球后部的太陽風尾跡當中去，並在月球尾跡中引起電磁波動。

最新的探測結果還表明，這些反射的離子可以向相反方向深入到太陽風中去，到達距離月面400-500千米的高度，對入射的超聲速太陽風形成新的障礙，並在那個高度上形成激波的結構。這個結果表明，人們對迷你磁層的認識還沒有統一：一方面，人們基於與“行星磁層”的類比，相信月球剩磁反射太陽風源於迷你磁層前激波結構；另一方面，人們又相信這些被迷你磁層前的激波所反射的太陽風粒子會在更上游形成新的激波結構。事實上，我們尚不明確太陽風離子是如何被月球剩磁反射的。

月球周邊也存在豐富的電磁波動，其頻率範圍跨度很大，從0.01赫茲到數千赫茲不等，它們可由各類磁流體物理過程或者動力學物理過程所激發。這些波動中，與太陽風-月面剩磁相互作用緊密相關的是頻率為1赫茲的低頻波。從波動的頻率看，它們與離子的迴旋頻率相當，再加上該頻率範圍的波動在“行星磁層”弓激波外非常常見，研究早已認為這些低頻波動是由弓激波上反射的離子所激發的離子迴旋共振波動，人們自然而然地認為月球上1赫茲波動也是由於“迷你磁層”弓激波上反射的離子迴旋共振造成的。然而，也有研究發現，月球上該頻率的波動是左旋波哨聲波，這些波動只能是由電子產生。可見，學界對於1赫茲低頻波的起源問題的認識也不統一。

地球與行星物理院重點實驗室研究團隊詳細研究了月球剩磁的反射粒子和低頻波動的特徵。研究發現這裏反射離子和低頻波動在空間分佈上並不重合，即反射粒子所能到達的區域並不一定有低頻波動存在（圖1）。這一發現直接説明反射離子並不是低頻波動的起源，這與“行星磁層”激波前兆區域的情形完全不同。

圖1 月球周邊1Hz磁場低頻波動分佈（左）與反射太陽風離子分佈（右）。波動在月球周邊展示出翅狀結構。波動與反射粒子的空間區域並不重合。

低頻波動在月球周遭的分佈呈現出翅狀結構（圖1左）。這些波動起源於30千米高度以下的剩磁-太陽風相互作用區，在以400千米/秒的背景太陽風中，沿着磁力線向月球兩側運動，從而展示出翅狀結構，就如同大海中航線的船隻在其兩側拖拽出的尾跡一般。根據翅狀結構的張角和太陽風的速度，可以推斷出波動的傳播相速度，計算結果完全符合哨聲波的傳播特徵，它該是由電子的運動造成的。然而電子的運動特徵頻率在千赫茲範圍，電子如何能產生該低頻波動（1赫茲）呢？

研究提出，這些低頻波動不是電子作為“粒子“運動的結果，而是電子流體遇到月球剩餘磁場時繞流運動的結果（電子迴旋尺度為10千米，遠小於剩磁的空間尺度）。月球剩磁水平尺度大約為500千米，太陽風中的電子流體的速度約為400千米/秒。繞流運動的時間尺度在1秒附近，其對應的頻率在1赫茲。研究還表明，月球低頻哨聲波或是單色波，但一般是寬頻波動，覆蓋0.1-10赫茲的頻率範圍。這一個結果是由月面磁場的複雜結構造成的。月面磁場的空間尺度並不是單一的，甚至在相鄰區域磁場分佈的空間頻率很寬（10-1000千米），這是造成寬頻哨聲波的原因。

該研究工作也對反射離子的特性進行了分析。研究結果表明，入射的太陽風離子在月球剩磁外經歷了鏡面反射（圖2）。該結果反映離子在這一相互作用過程中，與電子流體不同，它們更展示出的“粒子特性”，這源於它們的迴旋尺度與月面剩磁的空間尺度相當。離子的鏡面反射則表明垂直電場在相互作用過程中的主導作用。

圖2 圖1右圖中反射離子表現出鏡面反射的特診。

整個分析可以看出，作為具有較小動量的電子流體在遭遇到月球剩磁時被磁場所阻礙並繞流，產生低頻哨聲波；而具有大動量的離子則會與電子流體分離，刺入月球剩磁較深的區域，在產生垂直電場的同時，離子自身也被該垂直電場所反射（圖3）。因此，太陽風與月球剩磁相互作用過程與行星磁層的場景完全不同，激波結構不再是必然結果，月球“迷你磁層”不具有與“行星磁層”可比擬的結構。由於激波是磁層的必要組件，基於類比目的的月球“迷你磁層”的稱號似乎不甚合適。

圖3 太陽風與小尺度（~100千米）月球剩餘磁場相互作用場景：激波不再形成；入射太陽風離子表現為“粒子”性，被鏡面反射；入射電子錶現為流體性，圍繞剩餘磁場繞流，從而產生哨聲波，形成哨聲翅；離子與電子的空間分離或運動解耦產生垂直於月面的電場，從而反射入射離子。

這一研究結果不僅揭開了小尺度磁場與太陽風相互作用的圖景，還可能讓低頻哨聲波成為我們探索小行星磁場的重要診斷工具。由於相互作用過程中所產生的哨聲波的相速度很快，在通常太陽風中可達1000千米/秒，這些波動可以從小行星或者星體剩磁很快傳播到遙遠的空間中去，從而被抵近的人類探測器所捕獲。這些哨聲波的波長/頻率與小行星或者星體表面剩磁的空間尺度密切相關，可以利用它們反演小行星磁場尺度和強度，從而讓其成為遙感小行星磁場的重要診斷工具。

該成果以Whistler Wings and Reflected Particles During Solar Wind Interaction of Lunar Magnetic Anomalies為題發表於地球物理學術期刊GRL: Zhang, Hui, Yong Wei, Jun Zhong, Tianxin Zhang, Libo Liu, Binbin Ni, Jinbin Cao, Song Fu, Yiding Chen, Suiyan Fu and Weixing Wan (2021)。Geophysical Research Letters 48(8): e2021GL092425。研究受中國科學院先導專項B類（XDB41000000）和國家自然科學基金（41731068,41774175,41941001,41674163和41974186）的資助。

參考資料：

1. Kivelson, M. G., L. F. Bargatze, K. K. Khurana, D. J. Southwood, R. J. Walker, and P. J. Coleman (1993), Magnetic-field signatures near Galileo closest approach to Gaspra, Science, 261(5119), 331-334, doi:10.1126/science.261.5119.331.

2. Zhang, T.-X., et al. (2020), Asymmetric Lunar Magnetic Perturbations Produced by Reflected Solar Wind Particles, Astrophys. J. Lett., 893(2), doi:10.3847/2041-8213/ab8640.

3. Zhong, J., et al. (2013), Chang’E-1 observations of pickup ions near the Moon under different interplanetary magnetic field conditions, Planet Space Sci., 79-80, 56-63, doi:10.1016/j.pss.2013.02.001.

來源：中國科學院地質與地球物理研究所