行星電離層

在太陽系中除水星以外，其他行星都存在穩定的大氣層。儘管各個行星大氣具有不同的組成成分，但在來自行星際空間的電磁輻射和粒子輻射的作用下，它們都不同程度地會產生電離現象，從而形成各自的電離層。行星電離層對電磁波傳播有顯著影響。地球電離層作為行星電離層的特例研究得是最多的。對其他行星電離層的研究，只是從20世紀60年代中期深空探測活動開展以來，才得以進行。

即行星電離層電子密度、離子密度、電子温度、離子温度和離子成分的空間分佈。決定行星電離層結構的主要因素是行星大氣的組成和空間分佈、電離輻射源（短波電磁輻射和粒子輻射）的輻射通量以及作用於行星大氣的力場（重力場和磁場）等。由於各種複雜因素的共同作用，行星電離層具有多層結構，類似於地球電離層的D層、E層、F1層和 F2層結構。一些穿透能力最強的輻射（通常是宇宙線）可以達到行星大氣的低層，從而決定了行星電離層的下邊界。行星電離層的上邊界由太陽風與行星相互作用所決定。對於沒有磁場或磁場很弱的行星（如金星），太陽風和行星電離層直接相互作用形成電離層的上邊界（圖1）。向陽面的上邊界稱為電離層頂；背陽面的電離層象一條尾巴延伸到很遠的距離，其邊界由離子逃逸條件所決定。對於有磁場的行星（如地球、木星等），太陽風與行星本體磁場相互作用而形成行星磁層，行星的電離層則處於磁層之下（圖2）。這時,隨行星共轉的等離子體的邊界就定義為電離層的上邊界，有時也叫做等離子體層頂。

行星電離層的探測原理，大多數與地球電離層的探測相同。但是由於行星際飛行器對設備的重量、功耗和軌道選擇的限制，通常以無線電掩食法為主。這一方法直接利用飛行器上遙測和跟蹤發射機作為探測設備，工作頻率一般選在 102～103兆赫之間。當空間飛行器飛越行星或進入繞行星運轉的軌道而被行星掩食時，行星電離層將使觀測到的無線電信號的多普勒頻移不同於根據飛行器軌道所計算的真空多普勒頻移，實測值與計算值之差稱為多普勒餘差。產生多普勒餘差的原因包括兩個方面，一個是折射指數沿射線路徑不等於1,另一個是折射使路徑增加。折射指數是電子密度的函數，因此根據測量數據經過反演就可算出電子密度隨高度的分佈情況。為了提高無線電掩食法的測量靈敏度，在一些行星際飛行器（如“水手”5號）上採用了 49.8兆赫和423.3兆赫兩個相干頻率的發射機,這種系統可以測到的最低電子密度約為102釐米-3。 　20世紀70年代末期以來，開始採用直接方法來探測行星電離層。這類方法是把朗繆爾探針、質譜計和減速電位分析器等儀器安裝在圍繞行星飛行的軌道器上，對行星電離層進行直接測量（見電離層直接探測）。這種探測方法不但給出電子密度分佈，而且提供如中性成分、離子成分、電子温度、離子温度和電子能量譜等物理參量的分佈，這就使得行星電離層的研究更加廣泛和深入。

是除地球之外第一個得到實驗證實的行星電離層。火星電離層是一個高度較低的、“發育不全”的電離層。它不是一個由光化學過程和等離子體擴散所共同控制的F2層模式,而是包括分子離子（如CO娚）在內的光化反應平衡的查普曼層模式。這一點後來由繞火星運轉的飛行器“水手” 9號的重複觀測所證實。一些觀測結果表明,這個層的電子密度峯值Nm及峯值高度hm隨太陽天頂角x而變化，具有查普曼層的特徵,也就是具有和地球電離層F1層相同的特徵。另外也觀測到,在hm以下25公里處出現了第二個層，它對應於由軟 X射線產生的地球E層。預計下面還有一對應於地球D層的區域存在，並且可能延伸到火星表面。

它的結構是與無磁場行星電離層的結構模式一致的(圖1)。向陽面電離層的主要層最大電子密度Nm≈5×105釐米-3，高度hm≈140公里。它是一個主要離子成分為CO娚的光化反應平衡層。在hm以下15公里處存在由軟 X射線產生的類似於地球 E層的亞電離區。頂部層的主要成分是輕離子He+，其等離子體温度很高。背陽面電離層的最大電子密度Nm可達104釐米-3的量級,峯值高度hm則與向陽側的hm相同。維持這種電離結構的機制很可能是從向陽面到背陽面的等離子體輸運過程。無論在向陽面電離層還是在背陽面電離層中，探測到的離子密度分佈和等離子體温度都有相當大的時間和空間變化，這種變化同太陽風的特性相關。 　木星電離層 　在行星探測器到達木星以前，人們已經根據這個行星的無線電輻射的觀測，確信在它的周圍存在着電離層。“旅行者”1號的探測表明:白天木星電離層中的電子密度峯值約為2×105釐米-3，峯值高度為1600公里；晚間的峯值不到白天的十分之一，峯值高度為2300公里。儘管金星、地球、火星和木星的大小、與太陽的距離和各自的大氣結構有很大的差異，但這些行星的電離層的電子密度峯值都在 105～106釐米-3之間。對這一點還未找到完滿的解釋。土星、天王星、海王星和冥王星的電離層結構還有待進一步的探測和研究。