[拼音]：xingxing dianliceng

[外文]：planetary ionosphere

在太阳系中除水星以外，其他行星都有稳定的大气层。虽然各个行星大气具有不同的组成成分，但在来自行星际空间的电磁辐射和粒子辐射的作用下，它们都不同程度地产生电离，从而形成各自的电离层。行星电离层对电磁波传播有显著影响。地球电离层作为行星电离层的特例研究得最多。对其他行星电离层的研究，只是从20世纪60年代中期深空探测活动开展以来才得以进行。

即行星电离层电子密度、离子密度、电子温度、离子温度和离子成分的空间分布。决定行星电离层结构的主要因素是行星大气的组成和空间分布、电离辐射源（短波电磁辐射和粒子辐射）的辐射通量以及作用于行星大气的力场（重力场和磁场）等。由于各种复杂因素的共同作用，行星电离层具有多层结构，类似于地球电离层的D层、E层、F1层和 F2层结构。一些穿透能力强的辐射（通常是宇宙线）可以达到行星大气的低层，从而决定了行星电离层的下边界。行星电离层的上边界由太阳风与行星相互作用所决定。对于没有磁场或磁场很弱的行星（如金星），太阳风和行星电离层直接相互作用形成电离层的上边界（图1）。向阳面的上边界称为电离层顶；背阳面的电离层象一条尾巴延伸到很远的距离，其边界由离子逃逸条件所决定。对于有磁场的行星（如地球、木星等），太阳风与行星本体磁场相互作用而形成行星磁层，行星的电离层则处于磁层之下（图2）。这时，随行星共转的等离子体的边界就定义为电离层的上边界，有时也叫做等离子体层顶。

行星电离层的探测原理，大多数与地球电离层的探测相同。但是由于行星际飞行器对设备的重量、功耗和轨道选择的限制，通常以无线电掩食法为主。这一方法直接利用飞行器上遥测和跟踪发射机作为探测设备，工作频率一般选在 102～103兆赫之间。当空间飞行器飞越行星或进入绕行星运转的轨道而被行星掩食时，行星电离层将使观测到的无线电信号的多普勒频移不同于根据飞行器轨道所计算的真空多普勒频移，实测值与计算值之差称为多普勒余差。产生多普勒余差的原因包括两个方面，一个是折射指数沿射线路径不等于1，另一个是折射使路径增加。折射指数是电子密度的函数，因此根据测量数据经过反演就可算出电子密度随高度的分布情况。为了提高无线电掩食法的测量灵敏度，在一些行星际飞行器（如“水手”5号）上采用了 49.8兆赫和423.3兆赫两个相干频率的发射机，这种系统可以测到的较低电子密度约为102厘米-3。

20世纪70年代末期以来，开始采用直接方法来探测行星电离层。这类方法是把朗缪尔探针、质谱计和减速电位分析器等仪器安装在围绕行星飞行的轨道器上，对行星电离层进行直接测量（见电离层直接探测）。这种探测方法不但给出电子密度分布，而且提供如中性成分、离子成分、电子温度、离子温度和电子能量谱等物理参量的分布，这就使得行星电离层的研究更加广泛和深入。

是除地球之外第一个得到实验证实的行星电离层。火星电离层是一个高度较低的、“发育不全”的电离层。它不是一个由光化学过程和等离子体扩散所共同控制的F2层模式，而是包括分子离子（如CO娚）在内的光化反应平衡的查普曼层模式。这一点后来由绕火星运转的飞行器“水手” 9号的重复观测所证实。一些观测结果表明，这个层的电子密度峰值Nm及峰值高度hm随太阳天顶角x而变化，具有查普曼层的特征，也就是具有和地球电离层F1层相同的特征。另外也观测到，在hm以下25公里处出现了第二个层，它对应于由软 X射线产生的地球E层。预计下面还有一对应于地球D层的区域存在，并且可能延伸到火星表面。

它的结构是与无磁场行星电离层的结构模式一致的(图1)。向阳面电离层的主要层较大电子密度Nm≈5×105厘米-3，高度hm≈140公里。它是一个主要离子成分为CO娚的光化反应平衡层。在hm以下15公里处存在由软 X射线产生的类似于地球 E层的亚电离区。顶部层的主要成分是轻离子He+，其等离子体温度很高。背阳面电离层的较大电子密度Nm可达104厘米-3的量级，峰值高度hm则与向阳侧的hm相同。维持这种电离结构的机制很可能是从向阳面到背阳面的等离子体输运过程。无论在向阳面电离层还是在背阳面电离层中，探测到的离子密度分布和等离子体温度都有相当大的时间和空间变化，这种变化同太阳风的特性相关。

在行星探测器到达木星以前，人们已经根据这个行星的无线电辐射的观测，确信在它的周围存在着电离层。“旅行者”1号的探测表明:白天木星电离层中的电子密度峰值约为2×105厘米-3，峰值高度为1600公里；晚间的峰值不到白天的十分之一，峰值高度为2300公里。

尽管金星、地球、火星和木星的大小、与太阳的距离和各自的大气结构有很大的差异，但这些行星的电离层的电子密度峰值都在 105～106厘米-3之间。对这一点还未找到完满的解释。

土星、天王星、海王星和冥王星的电离层结构还有待进一步的探测和研究。

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