火星是一颗没有全球性偶极磁场的岩石行星。在过去几十亿年的演化进程中，由于缺乏磁场的有效保护，火星大气已逃逸殆尽，并变成了今天干、冷的不宜居星球。在影响火星大气逃逸速率的多种因素中，太阳风事件期间的离子损失可能对火星大气的长期演变有重要贡献。由于缺乏全球性偶极磁场，外部太阳风会直接与火星大气发生相互作用，火星大气离子会从电离层逃逸出来，并最终通过感应磁层进入太阳风中而逃逸损失掉。
在太阳风与火星大气直接相互作用过程中会发生一种特殊的物理现象。太阳风中能量较高的质子与火星氢冕中低能的氢原子发生碰撞电荷交换，形成能量中性原子（H-ENA）。中性的H- ENA不受太阳风磁场和火星岩石剩余磁场的束缚，会直接穿过火星弓激波，在火星日侧低层大气中沉积能量。一部分H-ENA与大气中的分子发生碰撞（如CO2），获得能量，变成激发态的氢原子。氢原子在退激发过程中产生多普勒频移的121.6 nm辐射，被称为火星质子极光（如图1）。之前发现的离散极光和弥漫极光一般发生在特定的行星际磁场（IMF）条件下，而质子极光是在火星日侧观测到的唯一类型的极光。质子极光的特征是121.6 nm辐射增强几千Rayleigh量级，峰值高度约为110-150公里。在火星日侧低太阳天顶角（SZA）处观测到了最高的质子极光发生率，最高的发射增强、峰值强度、峰值高度和发生率出现在南半球夏至附近，即太阳经度LS ~270°。
图1 火星质子极光产生示意图（引自Hughes et al., 2019）
火星质子极光爆发是由几个因素决定的，比如中性低层大气的密度和温度、氢冕密度和太阳风质子通量。火星上游的太阳风参数对质子极光的产生起着关键和直接的作用。强的质子极光事件与日冕物质抛射（CME）或流相互作用区（SIR）到达火星相吻合。然而，太阳风变化和质子极光活动之间的直接关系仍然不清楚，火星大气/电离层的同时响应也还没有被详细研究过。为了探寻火星质子极光对太阳风活动的响应及同步的火星空间环境响应特征，中科院地质与地球物理研究所何飞研究员、魏勇研究员、范开博士后、尧中华特聘研究员、戎昭金研究员、柴立晖副研究员和闫丽梅特聘副研究员联合中山大学、国家卫星气象中心、美国戈达德航天中心、美国科罗拉多大学、德国马普太阳系研究所，利用MAVEN卫星在一系列太阳风SIR流过火星期间的火星上游太阳风、火星质子极光、火星电离层、火星磁层粒子的综合观测数据，开展了系统的质子极光研究工作，发现了火星上的同步质子极光增亮和大气离子损失加剧，这两者都是由太阳风动压直接控制的。
在研究时段内，MAVEN观测到三个明显的SIRs。根据SIR的标准，IMF强度(BT)、太阳风质子数密度(NSW)和动压(Pdyn)有三个显著的峰值，且每个峰值都位于太阳风速度(VSW)的上升边缘，清楚地表明了三次SIR通过火星。此外，12月20日至21日出现一次压力脉冲事件。图2a中太阳EUV辐射显示出典型的太阳自转周特征，但其变化幅度小于5%，表明火星大气EUV电离和加热相对稳定。因此，大气/电离层的显著变化可以可靠地归因于太阳风的变化。在这段时间内，MAVEN的紫外光谱仪（IUVS）共观测到633个质子极光事件，这些质子极光事件分布在不同的地理位置、不同的SZA。由于MAVEN轨道原因，太阳风和质子极光的观测是间隔开展的，因此我们只能在一轨的时间尺度内研究太阳风和质子极光的关联。在每个轨道中，质子极光参数随着SZA发生了巨大变化。为了表征质子极光对太阳风变化的响应，有必要将质子极光参数归一化至一个固定的SZA。研究团队通过深入研究质子极光的分布特性，发现在同一轨道内质子极光的变化与SZA之间呈现清晰的余弦平方律关系（图3a-图3c）。因此，利用这一规律将每一轨的质子极光事件都归一化至SZA=45o度和60o（如图2f-图2h所示）。
图2 2016年12月14日至2017年1月10日的太阳风和质子极光观测。(a)太阳EUV辐射通量(0.5-90 nm)；(b) IMF强度，BT。(c) 太阳风速度，VSW；(d) 太阳风质子数密度，NSW；(e) 太阳风动压，Pdyn；(f) 质子极光峰值强度Ip；(g) 质子极光辐射增强Ee；(h) 质子极光峰值高度，Hp；(i) 不同纬度带的日均9.3 μ m吸收沙尘光学深度(CDOD)，虚线表示三条实线的平均值
图2中最有趣的特征是质子极光亮度增强与太阳风动压/太阳风密度增加之间的一一对应关系。也可以看出，极光亮度对太阳风密度的波动非常敏感，即SIR-1中太阳风密度越大，对应的极光亮度也越大，且随着密度波动而波动。考虑到SIR期间太阳风动压的增加主要来自密度的增加（即高密度和低速事件），质子极光的增亮主要是由太阳风密度的升高引发的。根据质子极光的产生机制，太阳风密度越高，H-ENAs在氢冕中的通量越大，部分H-ENAs会在弓激波和电离层顶自由运动；随后，电荷交换和与低层大气中性体的碰撞将在火星向阳面激发出更强的质子极光。质子极光峰值高度对太阳风参数不太敏感，可能是因为太阳风对产生质子极光的200公里以下的低层大气影响不大。
值得关注的是，在火星南半球夏至前后 (LS约280o-300o)，质子极光的发生率通常较高，这主要是因为氢冕的季节性膨胀和火星外层大气的变暖。这段时间也与沙尘暴季节相吻合，区域或全球沙尘暴也可能导致质子极光的发生率的提高。如图2i所示，研究时段内沙尘暴活动较弱且处于消退阶段，没有明显大幅波动，因此沙尘暴对该研究时段内质子极光和电离层变化的影响可能不太显著，外部太阳风条件应占主导地位。
在分析质子极光与太阳风参数(BT、NSW、VSW、Pdyn)的相关性后，发现质子极光辐射增强（Ee）与太阳风动压的相关性最好。在图3d中可以观察到明显的非线性增长趋势，并将其拟合为双曲正切函数。在两个SZA位置，Pdyn<0.6 nPa时Ee相对较弱且没有显著变化，而在0.6 nPa<Pdyn<5.0 nPa时Ee迅速增强，在Pdyn>5.0 nPa时Ee呈缓慢增加趋势，说明太阳风动压对质子极光的增亮具有饱和效应。这种饱和效应可能是由于随着太阳风动压的增加，H-ENAs的沉降趋于饱和。沉降H-ENAs通量由太阳风质子通量和火星弓激波外氢原子柱密度共同决定。火星弓激波的日下点距离随Pdyn的减小遵循幂律，并在Pdyn>5.0 nPa时逐渐接近的最小值。因此，暴露在太阳风中的氢冕范围也趋于饱和，导致沉降H-ENAs通量的增加也会随着Pdyn的增强而减慢，最终导致Ee的增加趋势减慢。这种饱和效应可能也适用于在其它SZA位置探测到的质子极光，因为一旦在火星上发生质子极光事件，考虑到H-ENAs可以在弓激波和电离层顶内自由移动，H-ENAs的分布也与SZA呈余弦平方定律，整个日侧都会被点亮。
图3 不同动压水平下质子极光参数的SZA分布。从上到下分别显示了质子极光峰值强度（a）、质子极光辐射增强（b）和质子极光峰值高度（c）；（d）质子极光辐射增强随太阳风动压的变化；粉色和蓝点分别代表45o和60o SZAs处的质子极光辐射增强；粉红色和蓝色的线是将数据拟合到左上角所示的双曲正切函数
研究团队进一步利用MAVEN卫星的质谱仪（NGIMS）离子密度和朗缪尔探针（LWP）电子密度观测结果，评估了SIR经过期间电离层的响应。图4显示了平静期(Pdyn<0.5 nPa)和扰动期(Pdyn>1.5 nPa)的平均离子密度和电子密度。在扰动期间，所有离子成分和电子在大约365 km以上，表现出明显的电离层顶特征。当大量H-ENAs和太阳风质子沉降到火星电离层时，同时在高Pdyn下太阳风电场增强且火星边界向内压缩（即弓激波、磁堆积边界和光电子边界），最明显的影响就是导致离子通过电离、加速、溅射和/或拾起过程逃逸。这导致大量离子从火星电离层剥离到太空中。为了定量评估火星质子极光增亮与火星离子逃逸之间的关系，研究团队利用MAVEN卫星STATIC仪器测量的外向离子通量计算了火星全球离子逃逸速率（主要是O+和O2+）。结果表明，随着太阳风动压的升高，离子逃逸速率以幂指数方式上升，而在火星质子极光增亮与离子逃逸速率之间也存在类似的幂指数规律。
图4 平静期和扰动期火星电离层变化及离子逃逸规律。(a-i) O+、O2+、CO2+、N+、C+、NO+、N2+/CO+、OH+、HCO+的密度分布图；(j) 总离子密度(粗线)和电子密度(细线)之间的比较； (k) 离子逃逸速率（Ri）与Pdyn的相关性；(l) 离子逃逸速率（Ri）与质子极光增亮的相关性
太阳风驱动的离子逃逸一直被认为在火星大气演化中起着关键作用。观测和模型都表明，在行星际日冕物质抛射事件期间，离子向太空的逃逸率显著提高。本研究首次建立的质子极光和离子逃逸之间的经验关系提供了一种利用光学遥感成像评估火星离子逃逸的新方法，这种方法可以远程使用，具有更大的灵活性。本项研究成果也对未来研究动压调控太阳风与无磁行星相互作用的规律、恒星风与系外行星相互作用，有重要的意义和启示。
研究成果发表于国际学术期刊Geophysical Research Letters （何飞，范开，Andrea Hughes，魏勇，Cui J，Nicholas Schneider，Markus Fraenz，尧中华，戎昭金，柴立晖，闫丽梅，Wu S Q，Zhang X X. Martian proton aurora brightening reveals atmospheric ion loss intensifying [J]. Geophysical Research Letters, 2023, 50: e2023GL102723. DOI: 10.1029/2023GL102723。研究受国家自然科学基金优秀青年科学基金（42222408、41922031）、研究所重点部署项目（IGGCAS-201904、IGGCAS‐202102）、中科院重点部署项目（ZDBS-SSW-TLC00103）、中国科学院青年创新促进会优秀会员（Y2021027）等资助。
