水星磁層亞暴和磁暴

趙玖桐，孫為杰，宗秋剛,3*

1 北京大學(xué) 空間物理與應(yīng)用技術(shù)研究所，北京 100871

2 美國(guó)密歇根大學(xué)氣候與空間科學(xué)與工程系，密歇根安娜堡 48109

3 中國(guó)極地研究中心，上海 200136

0 引言

水星是太陽(yáng)系距離太陽(yáng)最近的行星，它與太陽(yáng)的平均距離約為0.39 個(gè)天文單位（Astronomy Unit,AU,1.498×1011m，一個(gè)天文單位為地球與太陽(yáng)的平均距離）.水星的公轉(zhuǎn)軌道傾角相較于太陽(yáng)赤道面約為7°，軌道離心率約為0.21，對(duì)應(yīng)的遠(yuǎn)日點(diǎn)約為0.467 AU，近日點(diǎn)約為0.307 AU，因此水星的公轉(zhuǎn)軌道覆蓋了約0.16 AU 的距日的徑向距離.水星的半徑（RM）約為2440 km，固體密度在八大行星中僅次于地球，約為 5.4 g/cm3，暗示其固體成分富含高密度的金屬物質(zhì).水星的公轉(zhuǎn)周期約88 天，自轉(zhuǎn)周期約為58.5 天，公轉(zhuǎn)周期與自傳周期的比例為3:2，是一顆引力潮汐鎖定的行星（Solomon et al.,2018）.在自轉(zhuǎn)的驅(qū)動(dòng)下，水星擁有全球性的內(nèi)稟磁場(chǎng)（Ness et al.,1975;Alexeev et al.,2010;Anderson et al.,2010），盡管水星磁矩只有大約195 nT·，不足地球磁矩的千分之一（Anderson et al.,2011），但它足以在大部分時(shí)間抵御太陽(yáng)風(fēng)的壓縮和磁重聯(lián)的侵蝕，然后形成一個(gè)尺寸比地球小約10 倍的迷你磁層（Siscoe et al.,1975;Slavin et al.,2009;Winslow et al.,2013;Zhong et al.,2015a,2015b,2020a）.然而與地球不同的是，水星原有的大氣幾乎逃逸殆盡，現(xiàn)存的大氣十分稀薄，無法形成一個(gè)電子含量顯著的電離層，因而被稱作逃逸層（Broadfoot et al.,1974;McClintock et al.,2008）.

自1980 年代始，地球上太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡的遙感探測(cè)確認(rèn)了水星逃逸層中存在鈉原子（Potter and Morgan,1985）、鉀原子（Potter and Morgan,1986）和鈣原子（Bida et al.,2000）等.雖然遙感探測(cè)可以很好地成像水星逃逸層原子的整體分布和特征，但要對(duì)水星進(jìn)行深入的了解，則需要人造衛(wèi)星任務(wù)的局地探測(cè).迄今為止共有三個(gè)人造衛(wèi)星任務(wù)造訪過水星，它們分別是發(fā)射于1973 年的水手10 號(hào)（Mariner-10）、發(fā)射于2004 年的信使號(hào)（MErcury,Surface and Space ENviroment,GEochemistry,and Ranging,MESSENGER）（Solomon et al.,2007）以及發(fā)射于2018 年的BepiColombo（Benkhoff et al.,2010）.水手10 號(hào)對(duì)水星進(jìn)行了三次飛掠，首次探測(cè)到了水星的全球性內(nèi)稟磁場(chǎng)以及磁層高能粒子（Ness et al.,1974;Simpson et al.,1974）.信使號(hào)對(duì)水星進(jìn)行了為期5 年的極軌環(huán)繞觀測(cè)，信使號(hào)對(duì)水星的表面、化學(xué)成分以及空間環(huán)境作了較為全面的測(cè)量.信使號(hào)于2015 年4 月30 日硬著陸在水星表面 的Suisei 平 原.BepiColombo 于2021 年10 月1日飛掠了水星，BepiColombo 計(jì)劃于2025 年底或者2026 年初被水星捕獲，成為第二個(gè)環(huán)繞水星進(jìn)行探測(cè)的人造衛(wèi)星任務(wù).

目前的觀測(cè)結(jié)果顯示，水星與地球有很多相似之處.在空間物理方面，水星的磁場(chǎng)在大多數(shù)情況下可以抵御太陽(yáng)風(fēng)的壓縮和磁重聯(lián)的侵蝕，在水星的向日側(cè)形成磁層和磁層頂，磁層頂上游約1 個(gè)水星半徑處存在由太陽(yáng)風(fēng)減速而形成的弓形激波.無論是磁層頂還是弓激波，它們的形狀都和地球的磁層頂和弓激波相似，只是尺寸上縮小了約10 倍（Winslow et al.,2013）.此外，水星還具有一系列的磁層結(jié)構(gòu)，包括極尖區(qū)、磁尾電流片、等離子體幔等（Raines et al.,2014;DiBraccio et al.,2015;Poh et al.,2017b;Sun et al.,2020a;Zhao et al.,2020）.太陽(yáng)風(fēng)與磁層的相互作用激發(fā)了磁層的亞暴活動(dòng)，包括磁尾通量的裝卸載過程、磁通量繩、偶極化鋒面以及等離子體團(tuán)等（Slavin et al.,2009;Sun et al.,2015a,2015b,2016;Zhao et al.,2019;Zhong et al.,2019）.最新的工作證實(shí)了水星環(huán)電流的存在，進(jìn)一步更新了我們對(duì)水星磁層的認(rèn)識(shí)，同時(shí)為水星和地球的磁層又增加了一個(gè)相似結(jié)構(gòu)（Zhao et al.,2022）.

水星的磁層亞暴與地球磁層亞暴有許多相似之處，但水星缺少顯著的大氣層，因此磁層亞暴期間沒有類似于地球極區(qū)的絢麗的可見極光，而是會(huì)存在由于高能電子撞擊水星表面之后產(chǎn)生的X 射線（Lindsay et al.,2016）.本文中我們將專注于發(fā)生在水星磁層的與亞暴相關(guān)的過程，下文中我們提及的水星亞暴均指水星磁層亞暴.由于潮汐鎖定，水星的共轉(zhuǎn)電場(chǎng)非常弱，水星表面之外不存在由共轉(zhuǎn)電場(chǎng)捕獲的等離子體層.此外，水星所處的行星際位置也使得它必須面臨相較地球更強(qiáng)的太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓以及行星際磁場(chǎng)（Sun et al.,2022）.因此，關(guān)于水星磁層的亞暴、磁暴研究可以為整個(gè)磁層科學(xué)提供來自不同視角的見解.水星這種強(qiáng)外部驅(qū)動(dòng)的磁層系統(tǒng)可以為預(yù)想極端空間災(zāi)害事件起到重要的參考作用.目前，關(guān)于水星磁層亞暴、磁暴的研究包括但不限于：磁層亞暴的時(shí)空間尺度；亞暴電流系統(tǒng)的強(qiáng)度及分布；亞暴期間的粒子輸運(yùn)、加熱及損失；漂移粒子對(duì)環(huán)電流及磁暴的貢獻(xiàn).本文將從以上幾個(gè)方向介紹水星磁層亞暴、磁暴的最新進(jìn)展.

1 水星磁層亞暴

1.1 向日側(cè)磁通量傳輸事件

磁層亞暴這種爆發(fā)式的太陽(yáng)風(fēng)—磁層耦合過程，起始于向日側(cè)的磁重聯(lián)（Dungey,1961）.而向日側(cè)磁重聯(lián)的產(chǎn)物，通量傳輸事件（flux transfer events,FTEs）（Lee and Fu,1985），是 目 前 水 星向日側(cè)磁層研究中的重點(diǎn).一般認(rèn)為，磁重聯(lián)可以將水星磁層閉合的磁力線打開，使其一端連向開放的行星際磁場(chǎng)，另一端連著水星的內(nèi)稟磁場(chǎng)，這種磁力線結(jié)構(gòu)被稱為是半開放—半閉合的.在存在多個(gè)重聯(lián)點(diǎn)的情況下，相鄰的兩個(gè)重聯(lián)點(diǎn)之間的磁力線會(huì)相互交織，形成螺旋式的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)，被稱作通量傳輸事件，是磁通量繩（以下簡(jiǎn)稱為磁繩）的一種.磁繩的觀測(cè)特征為：雙極化的磁場(chǎng)法向分量以及增強(qiáng)的磁場(chǎng)強(qiáng)度，此外，通量傳輸事件還伴隨有高速的（約數(shù)百千米每秒）、沿磁層頂切向、朝向背陽(yáng)面的等離子體流.圖1 展示了水星向日側(cè)磁層中觀測(cè)到的通量傳輸事件（Slavin et al.,2014）.其內(nèi)部半開放—半閉合的磁力線一方面為可以傳輸磁通量，另一方面為太陽(yáng)風(fēng)粒子向磁層內(nèi)的輸運(yùn)提供了通道.

圖1 水星磁層通量傳輸事件示例（修改自 Slavin et al.,2014）.（a）質(zhì)子能譜（儀器掃描周期內(nèi)平均值）和總磁場(chǎng)（黑色實(shí)線）.（b）質(zhì)子能譜（區(qū)分儀器掃描周期）和總磁場(chǎng)（黑色實(shí)線）.（c）磁場(chǎng)BZ 分量.FTE：通量傳輸事件；E/q：能荷比；Alt：衛(wèi)星高度；MLat：衛(wèi)星磁緯度/(°)；LT：地方時(shí)Fig.1 Observations of flux transfer events on Nov 23th,2011 (modified from Slavin et al.,2014).(a) Proton differential flux with same time step and the magnetic field intensity (black solid line).(b) Proton differential flux with different time step because of FIPS's voltage ramp-up.(c) Magnetic field Z component

觀測(cè)表明水星磁層頂附近的通量傳輸事件發(fā)生率極其頻繁，在某些條件下，信使號(hào)在一次磁層頂穿越中（約20 min）可以觀測(cè)到超過100 個(gè)通量傳輸事件.通量傳輸事件間隔僅數(shù)秒，這種高頻的通量傳輸事件也被稱為“通量傳輸事件雨”（FTE shower）（Slavin et al.,2012a;Sun et al.,2020b;Zhong et al.,2020b;鐘俊,2021）.這種密集的通量傳輸事件僅在水星磁層被觀測(cè)到，在其他的行星磁層，如地球、木星和土星，通量傳輸事件一般間隔幾至十分鐘（Rijnbeek et al.,1984;Walker and Russell,1985;Jasinski et al.,2016,2021）.另外，水星上的通量傳輸事件往往具有很強(qiáng)的核心場(chǎng)，可以攜帶相較于水星開放磁通量可觀的通量（Imber et al.,2014）.因此通量傳輸事件對(duì)水星向日側(cè)磁層的剝蝕作用很有效.

在地球、木星和土星磁層中，通量傳輸事件對(duì)地球磁層磁通量的輸運(yùn)貢獻(xiàn)是很小的（<5%）（Sun et al.,2022 以及其中的參考文獻(xiàn)），因此研究普遍認(rèn)為單一重聯(lián)X 線（X-Line）的重聯(lián)模式是地球、木星和土星磁層向日側(cè)磁層頂?shù)幕局芈?lián)模式.最近一個(gè)研究中，Sun 等（2020b）證實(shí)，在水星的通量傳輸事件雨期間，通量傳輸事件可以傳輸大部分的（>85%）水星磁層循環(huán)所需的磁通量，此結(jié)果說明多重重聯(lián)X 線（X-Line）的重聯(lián)模式在水星磁層頂占主導(dǎo)地位.另外Sun 等（2022）還證實(shí)，水星的通量傳輸事件雨的發(fā)生率不僅隨著磁層頂兩側(cè)磁場(chǎng)剪切角的增加而增高，還會(huì)隨著磁鞘的等離子體β減小而增加.

1.2 磁尾磁通量裝載和卸載過程

與地球磁層不同是，由于水星缺少濃密的大氣，它的磁層亞暴并不伴隨可見極光.因此，水星的磁層亞暴主要是由磁層整體構(gòu)型的變化所刻畫的，其中一個(gè)重要的過程是磁尾磁通量的裝載—卸載（loading-unloading）.磁尾磁通量裝載—卸載過程的主要觀測(cè)特征為：磁尾尾瓣磁場(chǎng)突發(fā)性的增強(qiáng)（對(duì)應(yīng)裝載過程）和減弱（對(duì)應(yīng)卸載過程），體現(xiàn)了磁層頂電流和越尾電流的增強(qiáng)及衰減，以及磁尾總磁通量的增加和減少.裝卸載過程對(duì)應(yīng)著磁層亞暴的增長(zhǎng)相和膨脹相，以及水星磁層中的物質(zhì)、能量、通量的傳輸.水星磁層的磁通量裝載—卸載過程最早被信使號(hào)觀測(cè)到（Slavin et al.,2010）.在第三次水星飛掠過程中（2009 年9 月29 日），信使號(hào)在20 min內(nèi)總計(jì)觀測(cè)到4 次磁通量的裝卸載過程（如圖2 所示）.這些磁通量裝卸載過程持續(xù)時(shí)間約為2 min，磁場(chǎng)強(qiáng)度增加幅度接近一倍，由此可見水星磁層的磁通循環(huán)速度非常高.磁通量裝載—卸載事件在Imber 和Slavin（2017）中得到了系統(tǒng)的統(tǒng)計(jì)研究，結(jié)果指出，這類事件的平均漲幅為27.8%，平均持續(xù)時(shí)間3.54 min，對(duì)應(yīng)的磁通量變化約為0.69 ± 0.38 MWb，部分極端事件的漲幅甚至可達(dá)約100%.相較于地球磁層中的磁通量裝載—卸載事件（平均漲幅約10%，平均持續(xù)時(shí)間2～3小時(shí)），水星上的磁通量裝載—卸載事件更快且更劇烈，對(duì)比結(jié)果說明水星磁層在強(qiáng)太陽(yáng)風(fēng)的驅(qū)動(dòng)下有非常高的重聯(lián)率.

圖2 水星磁尾裝載—卸載過程示例（修改自Slavin et al.,2010）.自上而下分別是磁場(chǎng)的BX、BY、BZ 分量，總磁場(chǎng)強(qiáng)度|B|，磁場(chǎng)與緯向夾角、磁場(chǎng)和經(jīng)向夾角以及3 s 內(nèi)磁場(chǎng)均方差.圖中MP 對(duì)應(yīng)虛線為信使號(hào)穿越背陽(yáng)面磁層頂?shù)臅r(shí)刻，數(shù)字標(biāo)號(hào)表示裝載事件，Lat B ：磁場(chǎng)緯向方位角；Lon B：磁場(chǎng)經(jīng)向方位角；RMS：均方根Fig.2 Examples of Mercury's loading-unloading events (modified from Slavin et al.,2010).The first four panels show the magnetic field X,Y,Z component and magnetic field intensity.The following three panels shows the latitudinal angles,longitudinal angles,and root-mean-square deviation (within 3 seconds) of the magnetic field

在另一項(xiàng)研究中，Sun 等（2015a）結(jié)合了信使號(hào)的磁場(chǎng)與離子觀測(cè)，對(duì)整個(gè)磁層亞暴的過程進(jìn)行了系統(tǒng)性的研究（如圖3 所示）.除了磁場(chǎng)的增強(qiáng)和減弱，他們還觀測(cè)到了質(zhì)子通量的相應(yīng)變化，暗示著磁尾電流片的變薄與變厚.且他們觀測(cè)到了發(fā)生在電流片變厚之前的磁場(chǎng)偶極化，這一特點(diǎn)與地球亞暴期間觀測(cè)到的由高速流減速造成的磁通量堆積類似（Shiokawa et al.,1997;Zhang et al.,2007）.據(jù)他們估算，水星一次亞暴過程中整個(gè)磁尾存儲(chǔ)的磁場(chǎng)能量可達(dá)1 012J，這一數(shù)值比地球亞暴的能量低3 個(gè)量級(jí).與地球差異更大的是，由于水星缺少電離層，這些亞暴的能量無法通過場(chǎng)向電流在電離層以焦耳加熱的形式進(jìn)行耗散.因此，能量的最終耗散以及場(chǎng)向電流的閉合可能需要水星本身，尤其是它的巨大金屬核心的參與（Anderson et al.,2014;Poh et al.,2017a）.

圖3 水星磁尾亞暴完整過程（修改自Sun et al.,2015a）.左中右對(duì)應(yīng)三個(gè)獨(dú)立的事件，自上而下分別是質(zhì)子能譜、質(zhì)子密度、磁場(chǎng)BX、BY、BZ 分量、總磁場(chǎng)和磁場(chǎng)俯仰角.PS ：等離子體片；LB ：磁尾尾瓣區(qū)；GR ：亞暴增長(zhǎng)相；EX：亞暴膨脹相；MLAT：磁緯度；LT：地方時(shí)；ALT：高度Fig.3 Three examples of Mercury's magnetospheric substorm (modified from Sun et al.,2015a).Panels in each column show the proton energy spectrum,magnetic field X,Y,Z component,magnetic field intensity and elevation angle from the top to the bottom.Red dashed lines in the bottom four panels represent the nearest non-substorm time observation.GR:Substorm growth phase;EX:Substorm expansion phase

1.3 水星磁尾磁重聯(lián)的分布及特性

在亞暴過程中，磁層的全球性、宏觀的磁通量裝載—卸載過程需要磁重聯(lián)的參與來改變磁力線的拓?fù)浣Y(jié)構(gòu).因此，磁重聯(lián)對(duì)全球的通量循環(huán)和磁層亞暴有著至關(guān)重要的作用.受限于距地觀測(cè)的時(shí)空分辨率，目前僅有部分觀測(cè)直接對(duì)重聯(lián)區(qū)的物理過程進(jìn)行觀測(cè)（Zhong et al.,2018,2020b,2020c;Sun et al.,2020a），大部分研究主要關(guān)注與磁重聯(lián)相關(guān)的磁結(jié)構(gòu).這些磁結(jié)構(gòu)除了1.1 節(jié)中提到的通量傳輸事件，還包括磁尾的磁通量繩和偶極化鋒面（Sun et al.,2016;Dewey et al.,2017;Zhao et al.,2019）.這些磁結(jié)構(gòu)還會(huì)為粒子提供能量、激發(fā)波動(dòng)、驅(qū)動(dòng)電流，甚至對(duì)全球磁場(chǎng)產(chǎn)生影響.

水星磁尾的磁通量繩最早由Slavin 等（2012b）報(bào)道，觀測(cè)顯示這類磁結(jié)構(gòu)的時(shí)間尺度約為1 s，空間尺度不足500 km，和局地的離子慣性尺度相當(dāng).這一時(shí)空尺度特性與向日側(cè)的通量傳輸事件十分接近.然而，二者的核心場(chǎng)差別較大，所攜帶的磁通量也相距甚遠(yuǎn)，磁尾磁繩所攜帶的磁通僅約為通量傳輸事件的十分之一.盡管如此，它的核心場(chǎng)仍然相當(dāng)可觀，往往比等離子體片內(nèi)背景場(chǎng)強(qiáng)數(shù)倍，可以達(dá)到尾瓣區(qū)磁場(chǎng)的～30%（Sun et al.,2022）.信使號(hào)在水星磁尾觀測(cè)到的最強(qiáng)的磁繩核心場(chǎng)接近100 nT（如圖4 所示），幾乎可與水星的表面的偶極磁場(chǎng)相當(dāng)（Zhao et al.,2019）.其中一些尺度足以和越尾電流片厚度比擬的磁繩還會(huì)受到磁尾背景場(chǎng)的影響，例如磁繩在南北方向上會(huì)受到尾瓣區(qū)的強(qiáng)磁場(chǎng)限制，使其在形狀上更接近橢圓，這一結(jié)論 由Zhao 等（2019）的觀測(cè)證實(shí).Zhao 等（2019）的統(tǒng)計(jì)觀測(cè)還表明，等離子體片內(nèi)磁繩內(nèi)部的磁壓力和磁張力并非嚴(yán)格的比例關(guān)系，說明磁繩內(nèi)部可能還存在著熱壓梯度力（?p），熱壓梯度力與磁張力共同平衡指向磁尾外部的磁壓梯度力（?p=J×B）.熱壓梯度力的存在暗示著水星磁尾的磁通量繩仍處于演化初期，并未達(dá)到磁螺度最低的“泰勒態(tài)”（Taylor State）（Taylor,1986）.

圖4 水星磁尾強(qiáng)核心場(chǎng)磁通量繩觀測(cè)（修改自Zhao et al.,2019）.（a，b）矢端圖；（c～f）磁場(chǎng)BX、BY、BZ 分量以及總磁場(chǎng)強(qiáng)度|B|Fig.4 MESSENGER's observation of magnetotail flux rope with strong core field (modified from Zhao et al.,2019).(a,b) Magnetic field hodograms.(c～f) Magnetic field X,Y,Z components and intensity

水星磁尾磁繩主要分布在磁尾距水星2 到3 個(gè)水星半徑處（如圖5d 所示），朝向磁尾運(yùn)動(dòng)（即尾向，磁場(chǎng)BZ分量先正后負(fù)）和朝向水星運(yùn)動(dòng)（即行星向，磁場(chǎng)BZ分量先負(fù)后正）的磁繩結(jié)構(gòu)共存，兩者在徑向的分布不存在明顯的差異，說明水星磁尾的近水星重聯(lián)點(diǎn)（near-Mercury neutral line,NMNL）正位于這個(gè)范圍之內(nèi)（Smith et al.,2017）.在晨昏方向的分布上，約60%～70%的磁繩出現(xiàn)在磁尾的晨側(cè)（如圖5e 所示），這一結(jié)論與地球磁尾磁重聯(lián)的晨昏分布恰好相反（Sun et al.,2016;Smith et al.,2017），在地球磁尾磁重聯(lián)在昏側(cè)的出現(xiàn)率高于晨側(cè).對(duì)這一現(xiàn)象最直接的可能解釋便是磁尾等離子體片存在不對(duì)稱性.然而，Poh等（2017a）以及Rong 等（2018）的統(tǒng)計(jì)工作都顯示，磁尾等離子體片在晨側(cè)更厚，反而不利于重聯(lián)的發(fā)生，與目前的重聯(lián)更多的在晨側(cè)被觀測(cè)到恰恰相反.而隨后的模擬工作中，Chen 等（2019）的工作利用MHD-EPIC（全球MHD+磁尾EPIC）模擬很好地重現(xiàn)了水星磁尾磁重聯(lián)過程的不對(duì)稱性，包括磁尾電流片厚度、等離子體密度以及磁重聯(lián)在晨側(cè)高的發(fā)生率（Liu et al.,2019），對(duì)目前觀測(cè)到的晨昏不對(duì)稱性做出了解釋.Chen 等（2019）的模擬結(jié)果顯示，在中等強(qiáng)度的太陽(yáng)風(fēng)驅(qū)動(dòng)下，磁尾的電流片在昏測(cè)更薄，磁重聯(lián)略微傾向于在昏測(cè)發(fā)生.但當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)驅(qū)動(dòng)變強(qiáng)之后，磁尾晨昏兩側(cè)的電流片都變得非常薄，足以支持磁重聯(lián)的發(fā)生，而在離子重聯(lián)耗散區(qū)與磁力線凍結(jié)的電子會(huì)通過漂移運(yùn)動(dòng)將磁通量輸送至晨側(cè)，導(dǎo)致磁重聯(lián)更傾向于在晨側(cè)發(fā)生.

圖5 水星磁尾磁通量繩事件的空間分布（修改自Smith et al.,2017）.（a）事件數(shù)；（b）衛(wèi)星觀測(cè)時(shí)間;（c）事件發(fā)生率;（d）觀測(cè)時(shí)間隨X 方向分布;（e）觀測(cè)事件隨Y 方向分布Fig.5 Spatial distribution of flux ropes event in Mercury's magnetotail (modified from Smith et al.,2017).(a) Event distribution;(b) Observation time in XY plane;(c) Rate of detection;(d) Observation time along X direction;(e) Observation time along Y direction

與重聯(lián)相關(guān)的另一個(gè)磁結(jié)構(gòu)——行星向的偶極化鋒面，也是目前水星亞暴研究中的重點(diǎn).它的觀測(cè)特征是：等離子體徑向向內(nèi)的高速流，伴隨磁場(chǎng)BZ分量以及總磁場(chǎng)的突然上升，隨后觀測(cè)到等離子體被排空的低熵區(qū)域，是典型的一維結(jié)構(gòu).它由磁尾磁重聯(lián)產(chǎn)生的高速粒子流（burst bulk flow）經(jīng)歷剎車效應(yīng)（brake effect）演化而成，前方高速運(yùn)動(dòng)的磁力線受到磁壓梯度力減速，導(dǎo)致后方磁力線在尾部堆積，形成強(qiáng)磁場(chǎng)區(qū)域，被稱為磁通量捆（dipolarization flux bundle,DFB）（Kepko et al.,2015a）.在地球磁層中，偶極化鋒面被認(rèn)為是加速粒子、實(shí)現(xiàn)磁尾粒子向內(nèi)磁層輸入以及形成亞暴電流楔的關(guān)鍵手段，因此被廣泛研究（Fu et al.,2020）.水星磁層中的偶極化鋒面最早由Sundberg等（2012）報(bào)道，相比于磁通量繩，這一現(xiàn)象的尺度更大，雖然起始的磁場(chǎng)突增僅持續(xù)約1 s，但后續(xù)的緩慢恢復(fù)長(zhǎng)達(dá)10 s 左右，也具有更為顯著的離子排空特征.當(dāng)這些偶極化鋒面沿著運(yùn)動(dòng)到靠近水星時(shí)（～1.5RM），徑向向外的磁壓梯度會(huì)使得鋒面高速流減速至停止，偶極化鋒面后尾隨的磁通量捆也會(huì)在此堆積，形成通量堆積區(qū).此外，減速的等離子體流還會(huì)導(dǎo)致晨昏向的慣性電流（Jiner=，形成亞暴中最為關(guān)鍵的電流體系——亞暴電流楔.

1.4 水星磁尾亞暴電流楔

亞暴電流楔是磁尾和行星極區(qū)耦合的重要通道，同時(shí)亞暴電流楔的電流強(qiáng)度是衡量亞暴強(qiáng)度的重要標(biāo)志.目前有一些工作對(duì)水星磁尾這一電流系統(tǒng)的強(qiáng)度進(jìn)行了估計(jì).Sun 等（2015a）從能量耗散的角度出發(fā)，采用前人估算的電流環(huán)路電導(dǎo)數(shù)值（σ～ 1S）（Anderson et al.,2014），估算出水星磁層亞暴電流楔的平均電流強(qiáng)度為60 kA 左右.Poh 等（2017a）和Dewey 等（2019）基于電流在水星近磁尾所誘發(fā)的磁場(chǎng)分布，估算出亞暴電流楔的總電流強(qiáng)度為約1 0～20 kA.

行星向運(yùn)動(dòng)的偶極化鋒面伴隨著多種電流回路（Liu et al.,2013;Sun et al.,2013;Yao et al.,2013;Sun et al.,2014），其中，磁尾亞暴電流體系的構(gòu)建及閉合需要平行于磁場(chǎng)的場(chǎng)向電流.在地球亞暴的研究中，亞暴電流楔中場(chǎng)向電流的載流子目前被認(rèn)為是長(zhǎng)周期（40～150 s）的阿爾芬波，即Pi2 波動(dòng)（Kepko et al.,2015b）.Sun 等（2015a）在水星磁尾亞暴期間也觀測(cè)到了類似的波動(dòng)，但其周期約為10 s.一次亞暴膨脹相期間可以持續(xù)出現(xiàn)超過5個(gè)波動(dòng)周期（見圖6），這些特征與地球亞暴中的Pi2 波動(dòng)相似.如圖6 所示，在亞暴膨脹相開始時(shí)刻，信使號(hào)在磁尾的高緯區(qū)域觀測(cè)到具有圓極化特征的與阿爾芬波特性相符的波動(dòng).這種波動(dòng)被認(rèn)為是一種具有阿爾芬特性的擾動(dòng)，它不僅有顯著的垂直于背景磁場(chǎng)的擾動(dòng)分量，還有平行于背景磁場(chǎng)的擾動(dòng)分量，其模式并不單一.如圖6d 所示，這些阿爾芬特性的擾動(dòng)伴隨著顯著的磁場(chǎng)Y分量的變化，這是場(chǎng)向電流的觀測(cè)特征，暗示著它們可能攜帶者場(chǎng)向電流.隨著亞暴膨脹相的進(jìn)行，等離子體片變厚，信使號(hào)隨即進(jìn)入了等離子體片中心，觀測(cè)到了一系列的壓縮波.

圖6 一次水星亞暴期間信使號(hào)在磁尾觀測(cè)到的阿爾芬波和壓縮波.（a）質(zhì)子微分通量能譜；（b）質(zhì)子的觀測(cè)密度；（c）磁場(chǎng)強(qiáng)度（Bt，黑線），磁場(chǎng)X 分量（BX，紅線），非亞暴期間最近一次穿越觀測(cè)到的磁場(chǎng)X 分量（虛藍(lán)線）；（d）BY；（e）BZ；（f）磁場(chǎng)強(qiáng)度的擾動(dòng)值；（g）磁場(chǎng)分量的擾動(dòng)值，δBX（紅線）、δBY（綠線）、δBZ（藍(lán)線）；（h）局地磁場(chǎng)坐標(biāo)系下的磁場(chǎng)擾動(dòng)分量，δBpara（紅線）、δBperp1（綠線）、δBperp2（藍(lán)線）；（i）位于16:13:56.0 至16:14:07.6 間的波動(dòng)一的磁場(chǎng)矢端分布圖；（j）位于16:14:15.8 至16:14:24.0 間的波動(dòng)二的磁場(chǎng)矢端分布圖（修改自Sun et al.,2015b）Fig.6 MESSENGER observations of Alfven waves and compressional waves in Mercury's magnetotail (modified from Sun et al.,2015b).(a) Proton energy spectrum;(b) Proton density;(c) Magnetic field X component (red line) and intensity (black line);(d) Magnetic field Y component;(e) Magnetic field Z component;(f) Residual magnetic field;(g) Residual magnetic field in MSM coordinates;(h) Residual magnetic field in field aligned coordinate;(i) Wave magnetic field hodogram between UT 16:13:56.0 and UT 16:14:07.6;(j) Wave magnetic field hodogram between UT 16:14:15.8 and UT 16:14:24.0

阿爾芬特性的擾動(dòng)和壓縮波的周期十分接近，均在10 s 左右，暗示它們可能產(chǎn)生于相同的物理過程.在地球磁層的研究中，這種Pi2 波動(dòng)產(chǎn)生的機(jī)制主要包括：在南北兩極電離層之間彈跳的阿爾芬波、等離子體層邊界處的空腔模、近地磁尾的氣球模和準(zhǔn)周期性出現(xiàn)的高速流等.然而由于水星自轉(zhuǎn)過慢，不存在位于水星表面之上的等離子體層，無法形成空腔模.同時(shí)由于水星土壤的低電導(dǎo)率，阿爾芬波的反射率較低，彈跳阿爾芬波不太容易在兩極之間形成.因此水星磁層亞暴期間的類Pi2 波動(dòng)被認(rèn)為是由準(zhǔn)周期性的高速流在減速過程中所產(chǎn)生的（Sun et al.,2015b）.

Anderson 等（2014）使用信使號(hào)在水星北極蓋區(qū)的磁場(chǎng)測(cè)量，推算出了場(chǎng)向電流誘發(fā)的磁場(chǎng)旋度.Anderson 等（2014）基于這些磁場(chǎng)旋度，反演出了水星北極蓋區(qū)的場(chǎng)向電流的分布以及強(qiáng)度.他們的圖像很好顯示出了場(chǎng)向電流在晨側(cè)流入、昏側(cè)流出的特征，這一分布與地球極區(qū)的一區(qū)場(chǎng)向電流相同，但水星一區(qū)場(chǎng)向電流的大小為約20～40 kA，這與水星亞暴電流楔的場(chǎng)向電流強(qiáng)度相當(dāng)，但遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于地球一區(qū)場(chǎng)向電流的強(qiáng)度（～ 1 MA）（Iijima and Potemra,1978;王 慧,2022）.除此之外，Anderson 等（2014）還討論了場(chǎng)向電流在水星內(nèi)部閉合的路徑，他們認(rèn)為水星內(nèi)部外核與地殼的交接處是完成電流閉合的關(guān)鍵.Janhunen 和 Kallio（2004）最早于模擬工作中提出了水星磁層這種電流閉合的可能性.

1.5 質(zhì)子和電子加速和加熱

在磁層亞暴劇烈的能量釋放過程中，帶電粒子會(huì)被加速和加熱從而獲得顯著的能量.Sun 等（2017）研究了質(zhì)子在水星磁層亞暴期間的加速和加熱，該工作觀測(cè)到在亞暴偶極化發(fā)生前后，質(zhì)子的溫度增加，且能譜從麥克斯韋分布轉(zhuǎn)向kappa分布，質(zhì)子分布具有明顯的高能尾.這一偶極化過程中粒子的主要能量來自于對(duì)流電場(chǎng)以及偶極化過程的感生電場(chǎng)（Delcourt et al.,2005）.與地球上的亞暴偶極化過程相比，水星亞暴伴隨的質(zhì)子加速對(duì)kappa 指數(shù)的改變更顯著，說明加速過程更加偏離絕熱過程（Sun et al.,2018）.導(dǎo)致這種非絕熱性的可能原因之一是磁尾的電流片散射，水星磁尾電流片很薄且磁場(chǎng)很弱，質(zhì)子只需不到1 keV 的垂直動(dòng)能就足以滿足破壞第一絕熱不變量的條件，因此水星磁尾中質(zhì)子的很多過程都不絕熱（Zhao et al.,2020）.

Zhao 等（2020）詳細(xì)地統(tǒng)計(jì)了水星磁尾的質(zhì)子分布（如圖7 所示），其統(tǒng)計(jì)結(jié)果顯示質(zhì)子溫度存在明顯的徑向向外的梯度，說明盡管粒子在加速過程中不完全絕熱，但整體的加速結(jié)果和絕熱加熱有相似性.此外，統(tǒng)計(jì)中還發(fā)現(xiàn)質(zhì)子的密度、kappa指數(shù)都存在顯著的晨昏不對(duì)稱性，晨側(cè)的密度更高且kappa 指數(shù)更高.Zhao 等（2020）認(rèn)為，密度上的差異和重聯(lián)注入更多的發(fā)生在晨側(cè)有關(guān)，而kappa 指數(shù)上的差異則說明質(zhì)子在由晨側(cè)向昏側(cè)的梯度—曲率漂移的過程中還會(huì)受到非絕熱的加速作用，這些非絕熱的加速過程導(dǎo)致kappa 指數(shù)的進(jìn)一步降低.此外，磁尾中的質(zhì)子分布呈明顯的單向損失錐分布（即行星向粒子各向同性，磁尾向粒子呈損失錐分布），這種分布一方面證明了磁尾等離子體會(huì)沿磁力線撞擊水星表面，另一方面說明磁尾電流片可能以磁力線曲率散射（field line curvature scatter）的形式改變質(zhì)子的投擲角，這一散射過程可以使質(zhì)子不斷的填充損失錐（同時(shí)見 Korth et al.,2014）.

圖7 水星磁尾質(zhì)子動(dòng)力學(xué)特性分布圖（修改自Zhao et al.,2020）.（a）質(zhì)子密度；（b）質(zhì)子溫度；（c）質(zhì)子熱壓強(qiáng)；（d）質(zhì)子能譜kappa 指數(shù)；（e）>0.83 keV 質(zhì)子通量；（f）<0.83 keV 質(zhì)子通量Fig.7 Proton kinetic properties in Mercury's magnetotail (modified from Zhao et al.,2020).(a) Proton density;(b) Proton temperature;(c) Proton thermal pressure;(d) Proton kappa index;(e) >0.83 keV proton flux;(f) <0.83 keV proton flux

電子的測(cè)量目前主要來自電子高能探測(cè)儀（Andrews et al.,2007）、X 射線譜儀和伽馬射線—中子譜儀（GRNS）（Goldsten et al.,2007;Schlemm et al.,2007）.X 射線譜儀和伽馬射線—中子譜儀是通過測(cè)量能量電子撞擊金屬隔板所產(chǎn)生的軔致輻射來推測(cè)高能電子的通量.X 射線譜儀可以測(cè)量的高能電子能量為數(shù)十keV，伽馬射線—中子譜儀測(cè)量的高能電子能量為數(shù)百keV.對(duì)高能電子的觀測(cè)顯示，水星磁尾存在頻繁的能量電子注入事件（Ho et al.,2011），并且其中一部分注入事件還具有準(zhǔn)周期的重現(xiàn)性（Baker et al.,2016），它的重現(xiàn)周期和百keV 電子環(huán)繞水星的漂移周期十分接近.這些準(zhǔn)周期出現(xiàn)的高能電子事件同樣出現(xiàn)在了向日側(cè)磁層，因此它被認(rèn)為是一種漂移回聲結(jié)構(gòu).

Dewey 等（2017）研究了偶極化鋒面伴隨的高能電子注入事件，他們數(shù)據(jù)庫(kù)中的2976 例高能電子事件有538 例是與偶極化鋒面相伴的，因此說明偶極化鋒面是造成高能電子注入的原因之一.他們發(fā)現(xiàn)高能電子注入事件（無論是伴隨偶極化鋒面的，還是不伴隨偶極化鋒面的），都非常顯著地集中在晨側(cè).Sun 等（2016）認(rèn)為：一方面，重聯(lián)以及偶極化加速在晨側(cè)發(fā)生更多；另一方面，加速后地電子會(huì)經(jīng)歷磁場(chǎng)漂移，向晨側(cè)運(yùn)動(dòng)，最終導(dǎo)致觀測(cè)上的不對(duì)稱性.

2 水星磁暴

如前所述，水星磁層頻繁的亞暴活動(dòng)可以為近水星磁層提供豐富的能量粒子，從而為水星磁暴的發(fā)生提供前提條件，然而目前學(xué)界對(duì)于這些粒子能否完成環(huán)繞水星的漂移運(yùn)動(dòng)并形成完整的環(huán)電流并沒有統(tǒng)一的認(rèn)識(shí).在地球磁層中，環(huán)電流的分布區(qū)域?yàn)長(zhǎng)（即偶極場(chǎng)磁力線在赤道處到地心的距離，以地球半徑為單位）≈ 3～5、輻射帶的分布區(qū)域?yàn)長(zhǎng) ≈1～6.而地球磁層頂距離與水星磁層頂距離的比值約為7:1，如果將水星磁層和地球磁層按照距日下點(diǎn)磁層頂?shù)木嚯x做歸一化，地球輻射帶和環(huán)電流對(duì)應(yīng)在水星磁層中的位置則位于水星表面之下.因此，水星的環(huán)電流一度被認(rèn)為只能在超低太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓的情形下存在.Schriver 等（2011）的個(gè)例研究發(fā)現(xiàn)，在夜側(cè)低緯靠近水星表面的區(qū)域，質(zhì)子通量以及高能電子（X 射線譜儀觀測(cè)）的計(jì)數(shù)率比周圍區(qū)域顯著增強(qiáng)，而且這一區(qū)域伴隨有較強(qiáng)的磁場(chǎng)波動(dòng).Schriver 等（2011）認(rèn)為這一區(qū)域與地球磁層的環(huán)電流粒子準(zhǔn)捕獲區(qū)類似，因此認(rèn)為是水星磁層中的環(huán)電流粒子捕獲區(qū).然而這種局地的粒子分布很難被證明是一種全球性存在的結(jié)構(gòu).Walsh 等（2013）的單粒子模擬工作為水星環(huán)電流的粒子提供了新的閉合回路，即粒子從背陽(yáng)面出發(fā)，經(jīng)由向日側(cè)的高緯區(qū)域（包括北半球和南半球），最終從水星的另一側(cè)返回背陽(yáng)面.圖8a 顯示的是Zhao 等（2022）的一個(gè)類似的單粒子軌道模擬.這一分叉的粒子軌道最早在Shabansky（1971）提出，被稱為Shabansky 軌道.Shabansky 軌道形成原因是，向日側(cè)的磁層頂電流增強(qiáng)了磁赤道面的磁場(chǎng)，使得原本位于磁赤道面的磁場(chǎng)極小值沿磁力線向南北兩側(cè)偏移，在南北半球高緯形成了一對(duì)磁場(chǎng)極小值區(qū)域，部分從磁尾漂移而來的帶電粒子無法穿越位于磁赤道面的磁場(chǎng)極大值區(qū)域，而只能被捕獲在某個(gè)半球，從而形成分叉的粒子飄逸回路.在地球磁層L約8～10 的區(qū)域，也有部分粒子會(huì)經(jīng)歷Shabansky 軌道，但是這些粒子相較于環(huán)電流粒子的比例非常少（Antonova 1996;Pugacheva et al.,2005;McCollough et al.,2012）.

圖8 水星環(huán)電流形態(tài)學(xué)特征（修改自Zhao et al.,2022）.（a）測(cè)試粒子軌跡，兩個(gè)5 keV 質(zhì)子從磁尾X=? 1.2 RM處出發(fā)，初始投擲角分別為50°（紅色實(shí)線）和130°（藍(lán)色實(shí)線）；（b）信使號(hào)觀測(cè)的能量質(zhì)子（>4.7 keV）在子午面的分布；（c）赤道面的分布；（d）晨昏面的分布.其中觀測(cè)范圍限制在日下點(diǎn)磁層頂距離在1.35～1.49 個(gè)水星半徑之間，對(duì)應(yīng)中等強(qiáng)度太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓Fig.8 Test particle simulation and MESSENGER's observation of Mercury's ring current proton (modified from Zhao et al.,2022).(a) Test particle trajectories of 5 keV proton with 50° and 130°initial pitch angles that released in the midnight magnetotail (X=?1.2 RM).(b～d) MESSENGER's observation of energetic proton (>4.7 keV) distribution in the day-night meridian plane,magnetic equatorial plane,and dawn-dusk meridian plane,respectively.Only magnetosphere crossings with magnetopause subsolar stand-off distances between 1.35 RM and 1.49 RM are taken into account in the above statistics

Zhao 等（2022）發(fā)現(xiàn)在水星磁層的向日側(cè)，也有一個(gè)高緯、非?？拷艑禹?shù)母吣苜|(zhì)子富集區(qū)（如圖8b 所示）.利用信使號(hào)5 年的數(shù)據(jù)，Zhao等（2022）對(duì)這部分高能質(zhì)子通量的空間分布做了系統(tǒng)性的研究，如圖8 所示，他們的結(jié)果顯示在中等太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓情況下，向日側(cè)高緯區(qū)域的高能質(zhì)子通量顯著高于周圍其他區(qū)域，這部分質(zhì)子分布在投擲角90°附近.同時(shí)這部分高能質(zhì)子聚集的區(qū)域?qū)?yīng)了磁力線上的磁場(chǎng)極小值，符合高緯區(qū)域?qū)αＷ拥牟东@條件.在與單粒子模擬的軌道進(jìn)行對(duì)比之后，他們確認(rèn)了這股高能質(zhì)子起源于水星的磁尾，從而證實(shí)了水星環(huán)電流的存在.水星的環(huán)電流可以在大范圍的太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓條件下存在，應(yīng)該是水星磁層中長(zhǎng)存的等離子體結(jié)構(gòu).當(dāng)太陽(yáng)風(fēng)動(dòng)壓足夠低時(shí)，會(huì)有很多粒子能夠穿越向日側(cè)磁赤道，從而使水星的環(huán)電流退化為和地球環(huán)電流類似的形態(tài).除了質(zhì)子和電子，水星磁層中常見的鈉組離子、氧組離子、氦離子也存在通過這種分叉的漂移軌道構(gòu)成環(huán)電流的可能性（Yagi et al.,2010），更多對(duì)于不同成分的研究有待進(jìn)一步觀測(cè)發(fā)掘.

Zhao 等（2022）的觀測(cè)顯示，水星環(huán)電流中的質(zhì)子所存儲(chǔ)的動(dòng)能在(0.2～5)×1012J 范圍內(nèi)，這說明水星的環(huán)電流能量具有較大的動(dòng)態(tài)變化范圍，也暗示著磁暴這種在地球上最為廣泛關(guān)注的空間災(zāi)害事件也可能在水星上發(fā)生.通過Dessler Parker Sckopke 公式推算（Dessler and Parker,1959;Sckopke,1966），上述最高能量的環(huán)電流可以對(duì)水星的磁場(chǎng)產(chǎn)生約4 nT 的磁場(chǎng)擾動(dòng).盡管這一擾動(dòng)的絕對(duì)幅度很低，但它在水星的本底磁矩面前并非微不足道.假如把水星的地表磁場(chǎng)放大到和地球一樣，這一擾動(dòng)幅度則可以對(duì)應(yīng)地球上Dst 指數(shù)超過500 nT 的大磁暴.

由于缺乏穩(wěn)定的在水星低緯表面的磁場(chǎng)測(cè)量，磁暴對(duì)應(yīng)的地磁擾動(dòng)目前無法被直接觀測(cè)到.Zong等（2022）利用地球上成熟的天基地磁Dst 指數(shù)算法（Le et al.,2011），對(duì)信使號(hào)的數(shù)據(jù)進(jìn)行了處理.其結(jié)果顯示，在一次日冕物質(zhì)拋射事件飛越水星期間，算法推導(dǎo)出的地磁指數(shù)呈現(xiàn)出和地磁暴相似的時(shí)間變化特征，即水星地磁Dst 指數(shù)表現(xiàn)出先突然下降、而后緩慢恢復(fù)的特征（如圖9 所示）.這種現(xiàn)象從磁場(chǎng)擾動(dòng)的角度進(jìn)一步支持了水星磁暴的可能性.

圖9 基于天基Dst 算法推算出的水星地磁Dst 指數(shù)時(shí)間演化圖（修改自Zong et al.,2022）.圖中①對(duì)應(yīng)“平靜狀態(tài)”，②對(duì)應(yīng)“中等強(qiáng)度磁暴”，③對(duì)應(yīng)“強(qiáng)磁暴”Fig.9 Time series of Mercury's Dst index that derived from an space-based Dst algorithm (modified from Zong et al.,2022).Circled numbers correspond to the quiet time,moderate magnetic storm time,and intense magnetic storm time,respectively

然而，磁暴這一現(xiàn)象的進(jìn)一步認(rèn)證還需要更多的觀測(cè)證據(jù)，比如磁場(chǎng)的多點(diǎn)測(cè)量、環(huán)電流能量密度的短期變化等.此外，在極端太陽(yáng)活動(dòng)時(shí)期（如日冕物質(zhì)拋射），水星的向日側(cè)磁層頂可能被壓縮至水星表面附近甚至完全被剝蝕（Slavin et al.,2019）.屆時(shí)水星磁層的磁場(chǎng)位形將遠(yuǎn)遠(yuǎn)偏離我們現(xiàn)有的認(rèn)識(shí)，磁層頂?shù)谋平矔?huì)使得大量粒子通過撞擊磁層頂而損失，因此，水星磁層的磁暴現(xiàn)象將會(huì)以何種形式存在仍有待進(jìn)一步的觀測(cè)研究.

3 展望

目前與水星磁層亞暴以及磁暴相關(guān)的領(lǐng)域仍有很多待解決的問題.學(xué)界很多對(duì)水星磁層的研究很大程度上依賴于地球磁層的現(xiàn)有理論和觀測(cè)，即通過尋求地球上的類似觀測(cè)現(xiàn)象和理論以推斷其對(duì)應(yīng)的物理本質(zhì).地球磁層的相關(guān)研究已有近百年歷史，學(xué)者們結(jié)合了天基、地基、光學(xué)、粒子電磁場(chǎng)等各個(gè)角度的觀測(cè)，建立了相對(duì)成熟完整的理論框架.這些理論基礎(chǔ)為水星磁層的研究提供了難以估量的參考，極大地推進(jìn)了研究進(jìn)程，尤其對(duì)二者相似點(diǎn)的研究.然而，對(duì)于二者差異性的研究仍受限于觀測(cè)水平，并不完備和透徹.例如，在地球的亞暴和磁暴理論中電離層起到了為磁層承載電流、提供離子等關(guān)鍵作用，水星電離層的缺失會(huì)對(duì)水星亞暴、磁暴產(chǎn)生怎樣的影響仍是目前的關(guān)鍵問題之一.水星內(nèi)部巨大的金屬核被認(rèn)為會(huì)參與到磁層動(dòng)力學(xué)活動(dòng)中來，起到抑制向陽(yáng)面磁力線剝蝕、反射阿爾芬波、參與場(chǎng)向電流閉合等作用，這些作用及其具體物理機(jī)制也有待進(jìn)一步的證實(shí)和研究.水星作為一顆缺乏濃密大氣保護(hù)的行星，它的地表幾乎直接暴露在空間等離子體中，它與這些等離子體的作用也會(huì)為磁層帶來很多的不確定性（如行星起源的鈉離子、氧離子等）.Orsini 等（2018）的地基光學(xué)觀測(cè)顯示，水星的鈉原子分布會(huì)顯著受到太陽(yáng)風(fēng)活動(dòng)的影響，可以作為空間天氣事件的反映.因此，空間等離子體和行星的直接相互作用，及其產(chǎn)生的效應(yīng)，值得我們進(jìn)行更多的研究.此外，從比較行星學(xué)的角度來說，我們也期待通過對(duì)水星亞暴、環(huán)電流和磁暴等課題的研究加深我們對(duì)地球磁層中相應(yīng)現(xiàn)象的理解，如亞暴發(fā)展的時(shí)間順序、環(huán)電流的加速機(jī)制和極端磁暴的強(qiáng)度等.

盡管水星上的亞暴活動(dòng)頻率非常高，我們有大量的事件集用于研究，但目前對(duì)水星亞暴及磁暴的觀測(cè)角度仍十分有限，僅有直流磁場(chǎng)與50 eV～13 keV 離子.冷離子、電子、電場(chǎng)與高頻波動(dòng)都沒有直接的局地的探測(cè).信使號(hào)的等離子體探測(cè)器視場(chǎng)也十分有限，只有1.15 π（全空間為4 π），很難獲取等離子體的速度信息.這些信息對(duì)于判斷磁層內(nèi)活動(dòng)狀態(tài)、研究活動(dòng)發(fā)展十分關(guān)鍵，是水星磁層研究進(jìn)一步發(fā)展的關(guān)鍵推力.此外，由于長(zhǎng)期以來水星只有信使號(hào)一顆衛(wèi)星進(jìn)行環(huán)繞觀測(cè)，我們無法兼顧行星際的變化以及磁層的變化，所以上下游的驅(qū)動(dòng)關(guān)系也是目前無法直接探究的.并且，對(duì)于磁暴、亞暴這種全球性的活動(dòng)，它的演化以及動(dòng)態(tài)特征也需要磁層中的多點(diǎn)觀測(cè).

即將于2025 年入軌的BepiColombo 衛(wèi)星將提供對(duì)水星磁層的雙星觀測(cè)，并搭載有多套等離子體、電磁場(chǎng)儀器，可用于彌補(bǔ)信使號(hào)觀測(cè)上的不足，未來將為水星磁層科學(xué)研究提供穩(wěn)定的增長(zhǎng)點(diǎn)（Milillo et al.,2020;Benkhoff et al.,2021）.我們期待，屆時(shí)能夠通過更完備的測(cè)量數(shù)據(jù)對(duì)我們現(xiàn)有的認(rèn)識(shí)和理解做出突破.