科研进展
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张驰等-NC：火星岩石剩磁捕获太阳风离子2023-11-30
火星是地球的近邻，也被认为是太阳系中气候最为接近地球的星球。然而与地球不同，火星当前并不存在类似地球那样的全球性偶极磁场（见图1）。由于缺乏全球磁场的保护，外部太阳风可直接轰击火星大气，并剥蚀火星大气粒子致其逃逸，这使得当前火星的气候环境要比地球恶劣得多。但火星表面残剩的岩石磁场表明，至少在37亿年前火星具有像地球一样的全球偶极磁场，并极有可能拥有适合生命生存的宜居环境。因此，一般认为，当前火星就是地球未来演化的模样。
图1 地球和火星的对比。左图为地球，地球存在由全球性的偶极地磁场。火星当前没有全球性磁场，但在表面（尤其南半球）广泛分布着岩石剩磁
研究表明，地磁场能有效屏蔽太阳风高能粒子的主要原因在于，地磁场较强、尺度较大、磁场环境稳定，这使得“打进”地磁场中的太阳风粒子容易被地磁场捕获住——粒子沿磁力线呈现弹跳运动，并环绕地球出现漂移运动（见图2）。不同于地球，火星虽然缺乏全球性的磁场，但火星表面到处分布着局部、小尺度的强磁场区，人们称这些磁场为壳磁场（如图2所示）。这些壳磁场可延伸至高达1000公里处的区域，并与外部太阳风发生相互作用。
图2 左图为带电粒子在地磁场中的运动轨迹，其中蓝线为磁力线，黄色曲线代表粒子的运动轨迹。捕获粒子会围绕磁力线进行回旋运动，在南北极进行弹跳运动，同时会围绕着地球进行漂移运动。右图为火星表面小尺度的壳磁场结构
那么一个重要的科学问题就自然出现：火星的小尺度壳磁场能不能捕获太阳风粒子？准确回答这个问题不仅对于我们认识火星与太阳风的相互作用能给予关键的事实证据，而且对于我们探究地磁场倒转期间(偶极磁场消失)，乃至未来地球全球磁场消亡时，太阳风与地磁场的相互作用能给予最有效的对比参考。
研究这个问题是存在着挑战性的。前人虽已经发现太阳风电子可以有效地被火星壳磁场捕获住。但这一发现并不意外，因为电子质量非常小，很容易被磁场约束住。但对于离子而言，情况就比较复杂了。由于离子质量大、回旋半径也大，壳磁场空间尺度较小，人们发现离子在壳磁场中的运动轨迹是非常不确定的，至今还未找到壳磁场能捕获太阳风离子的确切证据。这促使人们推测，火星的壳磁场或许并不能够有效地捕获太阳风离子。
为从根本上回答这个问题，基于美国航天局的火星大气与挥发物演化任务（Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission, MAVEN）所给予的科学数据，以及中国科研实验室地质与地球物理研究所行星物理学科组自主开展的火星壳磁场模型，中国科研实验室地质与地球物理研究所张驰博士与导师戎昭金研究员、魏勇研究员，和瑞典空间物理研究所、日本京都大学、日本东京大学、美国波士顿大学、北京大学、美国爱荷华大学、美国加州大学伯克利分校、武汉大学等多家国内外科研单位携手合作，首次发现了火星壳磁场能捕获太阳风离子的直接观测证据（如图3所示）。
具体来说，他们在检查了大量的观测事件后，发现当MAVEN飞船穿越火星壳磁场区域时，有时会探测到离子能谱呈现出“先上升—后下降”的能量色散结构（图3）。这一色散现象在地球磁层辐射带观测中普遍存在，这实际上就是捕获离子漂移运动的直接反映——不同能量的离子在空间中有着不同的漂移轨迹。当飞船穿越壳磁场区域时，在时序上会记录到不同能量的离子，从而会显示出这些色散结构特征。经过深入的数据解析，他们发现这些捕获离子（主要成分为H+）并非来源于火星，而是来源于太阳风。这表明太阳风与壳磁场的相互作用发生了某种物理过程，使太阳风离子得以注入到火星壳磁场中。同时离子的漂移运动使得高（低）能量的离子倾向于分布在火星壳磁场的内部（外部）区域（参见图3和图4）。
图 3 (a)在壳磁场磁赤道平面上的磁场强度空间分布； (b) MAVEN所穿越的磁力线，其对应在磁赤道面上的磁场强度时许分布；(c) 离子能谱
图4 火星壳磁场中太阳风注入离子的漂移运动示意图。低能量（高能量）离子位于壳磁场的外部（内部）区域，导致MAVEN在朝向壳磁场的内部（外部）方向移动时会记录到离子能量的上升（降低）
他们的发现首次揭示火星壳磁场在一定物理条件下能有效捕获太阳风离子。这对于进一步认识火星空间环境，理解地磁场演化与太阳风的相互作用，以及比较认识和理解火星、地球的气候环境演变、地球生物演化等都具有重要的科学价值，也能为后续分析我国“天问一号”火星探测数据给予重要的指导方向。
研究成果发表于国际学术期刊Nature Communications（Zhang C#, Nilsson H, Ebihara Y, Yamauchi M, Persson M, Rong Z*, Zhong J, Dong C, Chen Y, Zhou X, Sun Y, Harada Y, Halekas J, Xu S, Futaana Y, Shi Z, Yuan C, Yun X, Fu S, Gao J, Holmstrom M, Wei Y*, and Barabash S. Detection of magnetospheric ion drift patterns at Mars. Nature Communications, 2023, 14(1). DOI: 10.1038/s41467-023-42630-7）。研究得到国家自然科学基金（41922031,41774188）、中国科研实验室A类先导专项（鸿鹄专项，XDA17010201）、中国科研实验室B类先导专项（XDB41000000）、以及中国科研实验室地质与地球物理研究所重点部署项目（IGGCAS-201904, IGGCAS-202102）的资助。
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王磊等-GRL：火星磁尾重联的高发生率及其对离子逃逸的影响2023-11-30
早期的火星被认为存在液态水，具备孕育生命的条件。然而，现在的火星已经变得异常干燥，这预示着火星上可能长期存在大气和水的丢失。在太阳风与火星大气相互作用的过程中，行星际磁场被阻挡并拖拽在火星周围形成拉伸状的感应磁层。磁层尾部的电流片是火星离子逃逸的关键通道。磁重联能够改变磁场位形并加速等离子体，可能是导致大量离子逃离火尾的关键诱因。然而，至今为止，人们对磁重联在火星磁尾中的发生频率以及其对离子逃逸的具体贡献仍不清楚。
中国科研实验室地质与地球物理研究所院深地资源装备技术工程实验室博士后王磊与合作导师杜爱民研究员，以及黄灿副研究员、葛亚松研究员等合作，基于MAVEN卫星积累的大量观测数据，对火尾中的磁重联过程进行了统计研究。磁重联的典型特性包括霍尔磁场和高速离子出流。与以往传统的单一甄别方法不同的是，该研究结合这两种信号来识别磁重联。他们在880个火尾电流片事件中发现有130个事件呈现出磁重联信号，比例明显高于以前的统计结果。他们首次估算出磁重联在火尾的发生率约为平均每天0.46次，比在地球磁尾的情况（约每天0.34次）更高。磁重联事件主要发生在火尾的中部或正Y半球或负Z半球（图1）。
图1 电流片事件在（a）X-Y MSE平面、（d）X-Z MSE平面和（g）Y-Z MSE平面上的投影。其中，重联电流片、未重联电流片和不确定事件分别用红色、蓝色和灰色表示；（b, e, h）未重联电流片在MSE坐标中的发生率分布；（c, f, i）重联电流片在MSE坐标中的发生率分布。格子中的数字代表事件数
他们统计了电流片的特征（图2），从而寻找火尾磁重联频繁发生的原因。结果表明，火尾电流片的平均厚度比质子趋肤深度更薄，而地球磁尾电流片的厚度一般为数个质子趋肤深度。质子尺度的电流片是磁重联发生的必要条件，因此，更薄的火尾电流片意味着这里更容易发生磁重联。尽管火尾瓣区的磁场比地球弱，但电流片更薄，导致电流密度比地球上更高。
图2 火尾电流片相关参数的直方图。（a）电流片厚度；（b）瓣区磁场强度；（c）峰值电流密度；（d）不对称度；（e）氧氢比；（f） 值。图a中的点虚线和长虚线分别指示质子热回旋半径和质子趋肤深度的中位值。（g-i）电流片的厚度和电流密度在火尾不同位置处的分布
为了评估磁重联对火尾离子逃逸的贡献，他们对比了重联电流片和未重联电流片中的氢离子和氧离子的平均净尾向离子通量（图3）。结果表明，在磁尾的大部分区域，磁重联可以增强电流片中氢离子的尾向出流。平均来看，重联电流片中的氢离子出流通量是非重联电流片的1.7倍。然而，磁重联对平均氧离子出流的影响并不明显。这是因为在火星空间中氧离子回旋半径长达数个火星半径，其与磁场解耦，很难响应这种百公里到千公里尺度上的过程。
该研究发现火尾中磁重联是频发的，质子尺度的薄电流片可能是引发这一现象的主要根源。同时，该研究表明磁重联对离子逃逸，特别是氢离子逃逸，具有潜在贡献。这些发现对我们理解火星磁尾动力学特征和大气演化过程具有重要的科学意义。
图3 （a-b）氢离子和（c-d）氧离子的平均尾向通量在MSE坐标中的分布。左右分别为未重联电流片和重联电流片的结果 研究成果发表于国际学术期刊GRL（王磊，黄灿*，杜爱民，葛亚松，陈果，樊津桥，覃基鹏. Magnetic Reconnection in the Martian Magnetotail: Occurrence Rate and Impact on Ion Loss [J]. Geophysical Research Letters, 2023, 50: e2023GL104996. DOI: 10.1029/2023GL104996）。研究受国家重点研发计划项目（2022YFF0503200）和国家自然科学基金项目（41974173, 42274224）等联合资助。
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林红磊等-SCES/ESS：火星北部低地水活动的矿物学证据2023-11-30
火星曾经存在过古海洋吗？
当观察火星地形图时，不难注意到火星地形呈现明显的南北二分性，南部是高原，北部是低地（图1）。这自然引发了一个问题：既然大量证据表明火星早期曾有水流的活动，水流是否注入了这片占据火星表面三分之一的低洼区域而汇聚成一个古海洋？先前的研究基于南北二分性地形和北方荒原组（可能的海洋沉积地质单元）的空间分布，绘制出类似古海岸带的边界，这被认为火星存在古海洋的最有力证据之一。此外，峡谷网络和三角洲沉积等地貌特征的发现也支持了北部低地存在丰富水活动的观点。然而，现在尚缺乏足够的物质成分证据来支持这一重大假说。现在，火星北部平原地区仅在一些大型陨石坑的中央峰和溅射物中探测到诺亚纪时期的黏土矿物（图1）。火星古海洋假说缺少充分物质成分证据的原因主要是北部低地受到沙尘的覆盖、岩石表面因化学风化而形成非晶质物质、以及较强的大气吸收影响。着陆巡视探测具有最高的空间分辨，并可能抵近新鲜岩石露头，从而取得原岩的光谱特征。
图1 已发现的火星含水矿物主要分布在南部高地，而北部低地平原极少。海陆界面1（Contact 1）和海陆界面2（Contact 2）为推测的古海岸线；“祝融号”火星车着陆点用红色十字标示
“祝融号”火星车实地考察遇难题
与轨道遥感相比，火星车在北部低地的原位探测具有更高分辨率和较少的火星大气干扰，可给予更准确的成分信息。20世纪的“海盗1号”、“海盗2号”和“火星探路者号”在北部低地着陆，然而，受限于载荷资源和技术，未能明确鉴定出含水矿物类型。中国首次火星探测任务“天问一号”的“祝融号”火星车于2021年5月15日成功降落在北部低地的乌托邦平原（图1），其主要科学目标之一是探测着陆区的物质组成，以揭示火星北部低地的古环境。其中一个关键手段是对火星表面进行高分辨率的光谱观测。
然而，火星经常出现沙尘暴，这不仅覆盖了地表，还覆盖了探测设备，进而影响载荷的探测性能。光谱观测中，精确的定标至关重要，但不幸的是，火星车上的两块定标板（白板和灰板）很快被沙尘覆盖。虽然没有专门的相机记录定标板的状态，但根据太阳能板上的沙尘积累情况（图2），沙尘覆盖问题显而易见。沙尘覆盖了定标板，导致使用这两块板定标的同一目标光谱数据不一致，而且得到的火星表面反射率显著大于所有其他火星探测任务观测的结果，这给数据解释带来了极大的挑战。
图2 “祝融号”火星车太阳能电池板随着时间积累了一层沙尘。光谱仪定标板同样也会被沙尘覆盖
在轨标定还原火表真实光谱
中国科研实验室地质与地球物理研究所的科研团队提出了一种光谱解混策略，以恢复火星车上洁净定标板的真实辐亮度，不确定度为14%（图3）。在实验室进行了仿真实验来验证这个方法，得到了很好的效果。同时，他们还评估和标定了探测器的温度变化、定标板的非均匀性以及大气传输过程对光谱的影响。标定后，“祝融号”火星车的原位近红外光谱数据质量得到了显著提高，这对于小尺度矿物的识别以及轨道遥感数据的校准具有重要意义。完成数据的在轨标定后，两块板对同一目标定标的光谱趋于一致，而且着陆区的反射率也处在火星土壤的正常范围内。
图3 “祝融号”火星车定标板去除沙尘覆盖前后的辐亮度；定标后的火星表面反射率光谱及与实验室纯矿物光谱对比
确定矿物种类，支持水的活动
“祝融号”火星车取得的着陆区所有目标光谱在约1.45和约1.95微米处都显示明显的吸收特征（图3）。这些特征的出现是由于羟基或水分子的存在所致，与激光诱导击穿光谱（LIBS）中观察到的氢信号一致。在排除了定标板固有吸收的本底后，还在2.20至2.25微米范围内观察到明显的吸收特征。在约1.45微米处的吸收深度约为3%，在约1.95微米处的吸收深度约为10%，在约2.20微米处的吸收深度约为5%，这些值明显高于光谱仪辐射定标的不确定度。除此之外，在约1.20微米和约1.75微米处也存在微弱的吸收。作为对比，由于大气吸收的干扰和轨道探测混合效应及信噪比的限制，这些微弱特征在轨道测量中无法被准确识别。基于“祝融号”火星车探测到的这些特征，可以推断着陆区存在多种含水矿物，如多水硫酸盐、石膏和含水硅酸盐，其中硫酸盐的含量低于27%-39%（这是一个上限，真实含量可能更低）。
着陆区硫酸盐和含水硅酸盐的存在表明火星北部低地曾经有过水的活动，这与乌托邦盆地发现的壁垒撞击坑、薄饼状撞击坑、凹锥等地貌特征所指示的该区域存在地下冰川或冻土的推测是一致的。撞击坑统计定年显示“祝融号”火星车着陆区的地质年龄为32-35亿年前的晚西方纪。因此,基于硫酸盐矿物的识别结果,在35亿年前,着陆区可能存在地下水，甚至地表水。
（1）如果当时只存在地下水,硫酸盐可能是由岩石和土壤与酸性地下水相互作用形成；
（2）如果当时仍然存在地表水,则有两种可能的情况：(a) 着陆点附近存在一个局部水域,硫酸盐随着水的蒸发而形成；(b) 假设过去的地形与现今变化不大，由于“祝融号”火星车的探测点位于乌托邦盆地平坦而宽阔的南部斜坡上,那么火星北部平原可能曾是古海洋(图4)。这与火星车着陆点位于两条可能的古海岸线内的推测一致。当古海岸线退至较低海拔后，硫酸盐会从着陆点的地下水中析出。
图4 火星北部低地可能的水活动。红色标记为“祝融号”火星车着陆点
未来还需要综合多源数据分析进一步区分是地下水活动与存在古海洋这两种可能性。硫酸盐的存在指示了净蒸发环境，因此在诺亚纪晚期或早西方纪，火星古气候可能发生了从温暖潮湿到干燥寒冷的转变。
研究成果发表于SCIENCE CHINA Earth Sciences 和Earth and Space Science。研究受国家重点研发计划项目（2022YFF0504000）、中国科研实验室重点部署项目（ZDBS-SSW-TLC00106）、研究所重点部署项目（IGGCAS-202102）、中国科研实验室青年创新促进会（2023071）、中国科协青年人才托举工程项目（2021QNRC001）等资助。
1. 林红磊*, 徐睿, 林杨挺, 许学森, 吴兵, 芶盛, 魏勇. In-flight calibration of near-infrared reflectance spectra measured by the Zhurong Mars rover[J]. Earth and Space Science, 2023 10(2): e2022EA002624. DOI: 10.1029/2022EA002624.
2. 林红磊，林杨挺*，魏勇, 芶盛, 张驰, 阮仁浩, 潘永信. Mineralogical Evidence of Water Activity in the Northern Lowlands of Mars based on Inflight-Calibrated Spectra from the Zhurong Rover[J]. SCIENCE CHINA Earth Sciences, 2023 66(11). DOI: 10.1007/s11430-023-1194-4.
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王旭等-GRL：基于变参数极化分析的InSight低频火震重定位研究2023-10-08
准确定位火星地震（火震）能够为理解火星内部地震活动性、地下结构、物质组分以及深部动力学过程给予关键信息。通常，描述火震的位置需要两个基本参数：震中距和反方位角。在美国InSight（洞察号）任务的单台定位研究中，地震波走时分析和波形极化分析分别用于确定震中距和反方位角。然而，相比于震中距，反方位角的有效测定更具挑战性，因为InSight记录的地震波振幅比走时更容易受到噪声干扰。前人的研究已使用多种方法来确定火震的反方位角，但对于每一个火震，通常需要人为选择最优的地震记录时间窗和频率范围来进行分析。由于对这些参数的选择具有较强的主观性，分析结果往往存在较大的不确定度，因此现在仅取得了少量低频火震位置信息，而且不同研究对部分火震的定位结果也存在明显差异，从而制约了对火震活动性的深入认识和对火星内部结构的有效约束。
针对火震反方位角定位难题，中国科研实验室地质与地球物理研究所王旭博士后、陈凌研究员和王新副研究员经过反复试验测试，提出了一种基于变参数极化分析的单台站事件反方位角有效测定方法，用以确定InSight低频火震的反方位角。该方法采用滑动时间和频率窗来处理波形数据，基于主成分分析分别获取每个参数组合下的火震事件波形极化特征和噪声极化特征，并顺利获得统计分析和与噪声对比确定事件反方位角的最优估计和不确定度。为了验证方法的有效性，研究团队将其应用于两个已知真实位置（由轨道图像确认）的火星陨石撞击事件S1094b和S1000a波形数据。采用新方法约束的位置比已报道的InSight团队MQS（MarsQuake Service）定位结果更接近真实的陨石撞击点，两个事件反方位角测定值与真实值的差距分别缩小了约5度和14度（图1）。这表明新方法能够有效压制参数主观选择所带来的影响，在反方位角测定精度方面具有显著优势。
图1 两个火星陨石撞击事件的真实位置（黑色五角星）、本研究测定的撞击位置（黄色圆圈）和MQS发布的撞击位置（白色圆圈）的对比。（a）撞击事件在火星表面的位置及其反方位角偏差；（b）S1094b事件反方位角统计测定结果；（c）S1000a事件反方位角统计测定结果
研究团队采用新方法进一步深入分析了 44个低频火震，其中39个取得了可靠的反方位角测定结果。结合MQS发布的震中距信息，对这些火震进行了重新定位。新的定位结果显示（图2a），低频火震主要分布在InSight着陆点以东约1500公里处的科柏洛斯槽沟（Cerberus Fossae）区域，同时在北部低地、南部高地以及沿火星二分边界附近也存在火震分布。这一新的研究结果给予了现在为止最为完整的低频火震分布图像，揭示科柏洛斯槽沟区域的火震更靠近大约5万年前仍有火山活动的断裂尾端（图2b），而在其他区域火震的分布也更为广泛，特别是首次在南部赫斯珀利亚高原（Hesperia Planum）发现了4个火震事件，表明火星的构造活动可能比以往所认为的更为活跃。然而，要深入理解不同区域低频火震的成因及其反映的火星构造特征，还需要召开更多的火震定位和震源机制研究。
图2 重新定位的低频火星震分布
研究成果发表于国际学术期刊GRL（王旭，陈凌*，王新. Renewed epicentral distribution of Low Frequency marsquakes by varying-parameter polarization analysis of InSight data[J]. Geophysical Research Letters, 50: e2023GL103896. DOI: 10.1029/2023GL103896）。研究得到国家重点研发计划（2022YFF0503203）、国家自然科学基金（42004041, 42288201）和中国博士后科学基金（2021T140659）共同资助。
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申建勋等-ISME：趋磁细菌与天体生物学2023-10-08
随着国内外深空探测任务和行星科学的蓬勃开展，研究地球生命起源和早期演化、探索地外宜居环境与生命信号的天体生物学日益受到关注。趋磁细菌是一类在细胞内合成纳米级铁磁性颗粒（成分为磁铁矿或胶黄铁矿，称为磁小体）且沿着磁场方向定向运动的微生物总称，火星陨石ALH84001中曾发现疑似微生物成因的纳米级磁铁矿颗粒，趋磁细菌由此一度成为天体生物学的重要研究对象。然而，后续研究发现，无机化学过程也可能形成类似的铁磁性矿物。趋磁细菌是否可能在类比地外的极端环境（特别是类火星环境）中生存？如何识别生物成因和化学成因的纳米级铁磁性矿物？这些关键科学问题的深入剖析将有助于更好地指导未来地外生命信号的探测与研究。
近期，中国科研实验室地质与地球物理研究所地球与行星物理院重点实验室的申建勋博士后与合作导师林巍研究员等，联合国内外合作者，在学术期刊The ISME Journal发表了题为“Renaissance for magnetotactic bacteria in astrobiology（趋磁细菌在天体生物学研究中的复兴）”的前瞻性论文，概述了趋磁细菌的起源和生存环境特征，系统总结了趋磁细菌在自然界极端环境和实验室模拟极端环境中的生存和适应机制，重点阐述了早期火星具有的可能宜居环境（如全球內禀磁场、液态水长期存在且可能具有较稳定的氧化还原梯度等），鉴于这些环境特征与现今地球上趋磁细菌生存的环境类似，提出早期火星可能适宜类似趋磁微生物的生命形式的起源和生存，因此趋磁细菌及其合成的磁小体生物矿物可作为未来地外生命信号探测的潜在目标。在此基础上，文章论述了趋磁细菌及其磁小体作为生命信号的主要特征，提出了基于形貌、磁学和化学等特征来识别地球早期趋磁细菌和地外类趋磁细菌生命的综合判别指标（图1），为地球早期生命和古环境重建、地外生命信号探测等给予了依据，也为地外生命探测技术和载荷的研发给予了新思路。
图1 地球趋磁细菌和地外类趋磁细菌生命的综合判别指标
研究成果发表于国际学术期刊The ISME Journal（申建勋，Greig A. Paterson，王寅炤，Joseph L. Kirschvink，潘永信，林巍*. Renaissance for magnetotactic bacteria in astrobiology [J]. The ISME Journal, 2023, 17(10): 1526-1534. DOI: 10.1038/s41396-023-01495-w）。该研究受国家自然科学基金、中国科研实验室地质与地球物理研究所、中国博士后科学基金会等联合资助。
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汪洋等-GRL：发现水星弓激波上游驻哨声波2023-06-27
太阳风与行星磁层相互作用时，会在上游形成无碰撞激波——弓激波。影响无碰撞激波的一个重要参数是阿尔芬马赫数MA（太阳风速度与阿尔芬速度之比）；在不同MA下，无碰撞激波具有不同的结构特征。不同行星轨道附近太阳风MA不同；由于离日最近，水星轨道处太阳风MA在所有行星中最低（约为4～6），尤其在行星际日冕物质抛射事件(ICMEs)经过水星期间，MA将会更低（约为2）。因此，研究水星弓激波是我们认识和理解低马赫数无碰撞激波的重要途径。
哨声波在行星弓激波上游广泛存在，它参与着激波的形成并与粒子发生相互作用。现在已经发现了两种从激波坡道产生的哨声波：传播哨声波和相位驻哨声波。传播哨声波的传播方向相对于磁场角度较小，它们可以传播到上游很远的地方。它们在地球弓激波的上游被广泛观测到，通常被称为“1Hz”波。此外，它们也经常在其他行星弓激波中被观察到，如水星、金星、火星和土星。相反，驻哨声波则较为少见。
驻哨声波相对于激波在空间上具有恒定相位，沿激波法线方向传播，并能在几个波周期内迅速衰减（图1）。当卫星从上游移动到下游时，驻哨声波相对于磁场方向表现为右手极化（绿色方框中为波的极化方向）。相反，当卫星朝相反方向运动时，表现为左手极化。驻哨声波在地球弓激波的上游很少被观测到，因为它们通常发生在低MA条件下。
图1 水星弓激波上游驻哨声波示意图
中国科研实验室地质与地球物理研究所地球与行星重点实验室博士生汪洋与导师钟俊副研究员、潘永信研究员等，利用“信使号”对水星的观测，研究了ICMEs经过水星期间弓激波的特征。发现在ICMEs期间，驻哨声波普遍存在于水星弓激波上游。
典型驻哨声波观测如图2所示。在几分钟的时间内，由于弓激波的运动，导致“信使号”多次穿越弓激波，并在激波上游观测到了振幅快速衰减的椭圆极化波。在这一事件中，当卫星从太阳风（上游）进入磁鞘（下游）时，观测到的波相对于磁场方向(B3)是右手极化，反之，观测到的是左手极化，这一特征表明这些波的相位相对于激波在空间上是固定的。
图2 水星弓激波上游驻哨声波典型观测
在所有ICMEs经过水星的事件中，共寻找到36个驻哨声波事件，发生率大约为20%。相对于地球较少的报道，水星具有高发生率的特点。这些椭圆极化波统计特征包括：（1）沿着激波法向传播（图3a）；（2）波幅在几个波长内快速衰减（图3c），径向空间尺度在50公里以内（图3b）；（3）在卫星坐标系中，平均频率约为1.67Hz。
图3 水星弓激波上游驻哨声波统计特征。(a)波矢与磁场(kB)及激波法向(kn)的夹角；(b)卫星坐标系中波的衰减距离；（c）波幅衰减时间与波周期之比；（d）波频分布；（e）波周期与激波坡道之比；（f）波幅与激波角余弦的相关性
在之前的研究中，有学者认为激波是驻哨声波的最后半个周期波。本研究利用卫星观测到的波周期及激波穿越时长之比（图3e）检验这一猜想。观测结果表明，激波宽度接近于驻哨声波的一个波长，因此这一猜想现在来看并不可靠。也有学者从理论上提出激波中的电流产生驻哨声波的机制。基于该理论得到波的相对振幅与激波角（磁场与激波法向夹角）的余弦成正相关关系。本研究观测与这一理论一致（图3f），表明水星驻哨声波极有可能是激波中的电流产生。
该研究进一步表明，激波上游驻哨声波是低马赫数下无碰撞激波的固有结构；水星弱弓激波是研究和认识驻哨声波的天然实验室。欧空局和日本联合的双星计划BepiColombo已于2018年发射，预计2025年底入轨，我们期待带来高质量、多仪器的联合探测数据，帮助我们进一步深入理解这些波动。
研究成果发表于国际学术期刊GRL （汪洋，钟俊,James Slavin,张辉,Lou-Chuang Lee，单立灿，戎昭金，魏勇，潘永信. MESSENGER Observations of Standing Whistler Waves Upstream of Mercury's Bow Shock[J]. Geophysical Research Letters,2023, 50: e2022GL102574. DOI: 10.1029/2022GL102574）。
