化的复杂程度使得归纳总结季节循环的规律非常困难，而且数值模式计算结果与气候记录之间的比对尚未完全成功。我们还不懂得火星沙尘暴发生和发展的规律。我们也不理解火星极区沉积层中有关沙尘和水汽的记录与有关冰云的观测(Fouchetetal.,2007,Whitewayetal.,2009)。火星热层和电离层的光化学过程在某种程度上控制了今天火星大气的逃逸过程，而大气逃逸对火星气候从远古至今的演化历史有重大影响。最近的观测显示火星高层大气随时间的变化比较剧烈（Forgetetal.，2009），这些变化在多大程度上影响大气逃逸还不为人所知。研究火星大气逃逸和气候可以验证地球气象学和高层大气动力学的理论。目前，有关火星大气和气候研究的重要问题如下（Smith，2009，Mischna，2009Titus，2009)：1）控制现代火星气候变化的物理过程是什么？从表面边界层到大气顶层的火星大气四维风场结构是怎样的？引发和影响火星全球沙尘暴的主要原因是什么？火星大气中二氧化碳、水和沙尘之间的耦合过程是怎样的？2）火星大气化学组分的分布和源与汇的信息：痕量气体是否能够告诉我们关于近火星表面的地质、地球化学甚至生命活动的信息？火山活动及气溶胶对大气成分和气候的影响；3）能否观测到火星气候在10至1000年时间尺度上的变化？这些变化的原因是什么？什么影响了火星极区的残余冰和水冰冠的形成？火星气候和水循环是如何受其轨道和自转轴倾角变化影响的？火星全球水冰的演化历史是怎样的？4）远古火星的气候环境是什么样的？表面气候环境是否曾经适于生命存在?5）什么过程影响了火星环境从远古时期至今的演化？什么物理过程控制了大气逃逸和火星内部的去气化过程？火星是目前人类探测次数最多，也是探测最广泛的行星。在过去几十年，美欧苏等国家已发射了一系列火星探测器（见表2），这些探测提供了火星地形、地质结构、表面矿物质和元素成分、近表面水分布、内在和残余磁场、重力场和壳层结构、和大气成分等的系统信息。这一阶段的探测告诉我们水在火星演化历16 / 60
16 / 60 化的复杂程度使得归纳总结季节循环的规律非常困难，而且数值模式计算结果与 气候记录之间的比对尚未完全成功。我们还不懂得火星沙尘暴发生和发展的规 律。我们也不理解火星极区沉积层中有关沙尘和水汽的记录与有关冰云的观测 （Fouchet et al., 2007, Whiteway et al., 2009）。 火星热层和电离层的光化学过程在某种程度上控制了今天火星大气的逃逸 过程，而大气逃逸对火星气候从远古至今的演化历史有重大影响。最近的观测显 示火星高层大气随时间的变化比较剧烈（Forget et al., 2009），这些变化在多大 程度上影响大气逃逸还不为人所知。研究火星大气逃逸和气候可以验证地球气象 学和高层大气动力学的理论。 目前，有关火星大气和气候研究的重要问题如下（Smith，2009, Mischna，2009, Titus，2009）： 1） 控制现代火星气候变化的物理过程是什么？从表面边界层到大气顶层的 火星大气四维风场结构是怎样的？引发和影响火星全球沙尘暴的主要原 因是什么？火星大气中二氧化碳、水和沙尘之间的耦合过程是怎样的？ 2） 火星大气化学组分的分布和源与汇的信息；痕量气体是否能够告诉我们 关于近火星表面的地质、地球化学甚至生命活动的信息？火山活动及气溶 胶对大气成分和气候的影响； 3） 能否观测到火星气候在10至1000年时间尺度上的变化？这些变化的原因 是什么？什么影响了火星极区的残余干冰和水冰冠的形成？火星气候和 水循环是如何受其轨道和自转轴倾角变化影响的？火星全球水冰的演化 历史是怎样的？ 4） 远古火星的气候环境是什么样的？表面气候环境是否曾经适于生命存 在？ 5） 什么过程影响了火星环境从远古时期至今的演化？什么物理过程控制了 大气逃逸和火星内部的去气化过程？ 火星是目前人类探测次数最多，也是探测最广泛的行星。在过去几十年，美 欧苏等国家已发射了一系列火星探测器（见表 2），这些探测提供了火星地形、 地质结构、表面矿物质和元素成分、近表面水分布、内在和残余磁场、重力场和 壳层结构、和大气成分等的系统信息。这一阶段的探测告诉我们水在火星演化历
史上扮演了重要的角色。近几年的“火星快车”、“火星勘测卫星”等探测项目告诉我们火星的表面环境是多种多样的。为了加强对火星的研究，NASA和ESA计划在近期向火星发射一系列的探测器，其主要火星探测项目及其科学研究目标有：1）火星科学实验室（MSL，将于2012年着陆），目的是为了研究火星表面是否有支撑生命存在的条件；2）火星高层大气观测任务（MAVEN，将于2013年发射）研究高层大气和大气逃逸过程；3）火星痕量气体观测任务（TraceGasOrbiter，简称TGO，将于2016年入轨）研究痕量气体（包括甲烷）的空间和时间分布与变化。日程未定的火星探测项目及其科学研究目标有：1）火星采样返回任务（MSRM）获得火星岩石和土壤样品并将其返回地球，2）火星空间生命探险者（MAX-C）收集火星岩石和土壤样品，应视为火星采样返回任务的先导，3）火星地球物理网络（MarsGeophysicalNetwork）探测火星内部结构，测量壳层、慢层和核心厚度、密度和成分：收集局部气象数据用以验证在轨探测器的数据，4）火星极区气候任务（MarsPolarClimateMission）探测火星极区冰层沉积从而为研究火星气候变化提供数据，这一任务可以与研究地球气候变化紧密联系。3.3土卫六（Titan）土卫六是土星最大的卫星（图10），它的体积甚至比水星还要大。在太阳系各行星的卫星中，土卫六仅比木星的卫星Ganymede小一些。与其它太阳系卫星不同的是王卫六拥有相当厚的大气层，地表大气压力为1.467个大气压。王卫六大气的重要成分是氮气，占大气总质量的95%，其余为甲烷。为什么一个质量比火星还小的卫星能够拥有比地球还厚重的大气层，而火星只有很稀薄的大气层，这至今还没有确定的答案。这也从一方面说明，火星的质量是可以吸引更多大气的。17 / 60
17 / 60 史上扮演了重要的角色。近几年的“火星快车”、“火星勘测卫星”等探测项目告 诉我们火星的表面环境是多种多样的。为了加强对火星的研究，NASA 和 ESA 计划在近期向火星发射一系列的探测器，其主要火星探测项目及其科学研究目标 有： 1）火星科学实验室（MSL, 将于 2012 年着陆），目的是为了研究火星表面是 否有支撑生命存在的条件； 2）火星高层大气观测任务（MAVEN，将于 2013 年发射）研究高层大气和 大气逃逸过程； 3）火星痕量气体观测任务（Trace Gas Orbiter, 简称 TGO，将于 2016 年入轨） 研究痕量气体（包括甲烷）的空间和时间分布与变化。 日程未定的火星探测项目及其科学研究目标有： 1） 火星采样返回任务（MSRM）获得火星岩石和土壤样品并将其返回地球， 2） 火星空间生命探险者（MAX-C）收集火星岩石和土壤样品，应视为火星 采样返回任务的先导， 3） 火星地球物理网络（Mars Geophysical Network）探测火星内部结构，测 量壳层、幔层和核心厚度、密度和成分；收集局部气象数据用以验证在 轨探测器的数据， 4） 火星极区气候任务（Mars Polar Climate Mission）探测火星极区冰层沉积 从而为研究火星气候变化提供数据，这一任务可以与研究地球气候变化 紧密联系。 3.3 土卫六（Titan） 土卫六是土星最大的卫星（图 10），它的体积甚至比水星还要大。在太阳系 各行星的卫星中，土卫六仅比木星的卫星 Ganymede 小一些。与其它太阳系卫星 不同的是土卫六拥有相当厚的大气层，地表大气压力为 1.467 个大气压。土卫六 大气的重要成分是氮气，占大气总质量的 95%，其余为甲烷。为什么一个质量比 火星还小的卫星能够拥有比地球还厚重的大气层，而火星只有很稀薄的大气层， 这至今还没有确定的答案。这也从一方面说明，火星的质量是可以吸引更多大气 的
王卫六大气层丰富的氮气最初很可能是由于氨气分解而来，因为氨气很容易光解为氮和氢，当氢逃逸向太空后，留下的氮气成为土卫六的主要成分。在太阳紫外辐射作用下，土卫六大气中的甲烷大约在100万年的时间内就可以被完全光解掉。因此，一定存在一个甲烷的生成源，现有的估计是甲烷来自王卫六内部的排气过程。“卡西尼”宇宙飞船已探测到甲烷自土卫六内部喷发出来的情景。王卫六的密度相当小，只有1.88kgm，因此，它的固体核应该主要是由固态的甲烷、氨和水冰等组成的。王卫六大气高层有一层烯类橙色的有机气溶胶（霾）。这层有机气溶胶能够吸收太阳短波辐射，而是地表温度降低，这种效应通常称为“反温室效应”，其作用就像地球大气平流层臭氧那样，在大气上层形成逆温现象（如图11所示）。这些有机气溶胶应主要是甲烷和氮气光解后，经过一系列化学反应生成的，并逐步合并成气溶胶颗粒。“卡西尼”携带的“惠更斯”探测器在土卫六大气层中观测到了这些气溶胶颗粒。卫六的表面温度大约是-178℃（95K），低于甲烷等的凝结温度。因此，王卫六的表面有可能存在液态的甲烷。“卡西尼”飞船确实发现卫六表面有甲烷等碳水化合物的湖泊和河流存在的迹象。“卡西尼”飞船还发现土卫六大气层中存在强的对流运动风暴等“天气现象”，伴随风暴的是液态的甲烷“雨”降到地面，蒸发后又返回大气中。与金星类似，土卫六的自转速度比较慢，自转周期大约是16个地球日，所以，在很多方面，王卫六大气的环流特征与金星可比较。“卡西尼”和“旅行者”飞船测量的土卫六的纬向风高达100msl，在平流层，风速甚至高达160ms。与金星一样，王卫六大气也具有超级旋转现象。与金星和地球大气的哈德雷环流不一样，土卫六大气的哈德雷环流基本是从一个极地到另外一个极地，这很可能与土卫六的自转轴倾角较大有关（26°）。与金星大气不一样的是，土卫六大气运动有很强的季节性，这是由于金星地表温度主要是由大气的温室效应决定的，而非由太阳辐射决定的，其表面温度比较均匀，没有明显的季节性。土卫六的对流层项高达40km，有利于垂直对流运动和丰富“天气现象”以及风暴的发生。伴随着风暴活动，有两种“降水”发生，一种是较缓慢的和较重的有机气溶胶粒子，另一种是液态甲烷等。“卡西尼”飞船甚至观测到了闪电的发生。18/60
18 / 60 土卫六大气层丰富的氮气最初很可能是由于氨气分解而来，因为氨气很容易 光解为氮和氢，当氢逃逸向太空后，留下的氮气成为土卫六的主要成分。在太阳 紫外辐射作用下，土卫六大气中的甲烷大约在 100 万年的时间内就可以被完全光 解掉。因此，一定存在一个甲烷的生成源，现有的估计是甲烷来自土卫六内部的 排气过程。“卡西尼”宇宙飞船已探测到甲烷自土卫六内部喷发出来的情景。土 卫六的密度相当小，只有 1.88 kgm-3，因此，它的固体核应该主要是由固态的甲 烷、氨和水冰等组成的。 土卫六大气高层有一层烯类橙色的有机气溶胶（霾）。这层有机气溶胶能够 吸收太阳短波辐射，而是地表温度降低，这种效应通常称为“反温室效应”，其 作用就像地球大气平流层臭氧那样，在大气上层形成逆温现象（如图 11 所示）。 这些有机气溶胶应主要是甲烷和氮气光解后，经过一系列化学反应生成的，并逐 步合并成气溶胶颗粒。“卡西尼”携带的“惠更斯”探测器在土卫六大气层中观 测到了这些气溶胶颗粒。 土卫六的表面温度大约是-178℃（95 K），低于甲烷等的凝结温度。因此，土 卫六的表面有可能存在液态的甲烷。“卡西尼”飞船确实发现土卫六表面有甲烷 等碳水化合物的湖泊和河流存在的迹象。“卡西尼”飞船还发现土卫六大气层中 存在强的对流运动风暴等“天气现象”，伴随风暴的是液态的甲烷“雨”降到地 面，蒸发后又返回大气中。 与金星类似，土卫六的自转速度比较慢，自转周期大约是 16 个地球日，所 以，在很多方面，土卫六大气的环流特征与金星可比较。“卡西尼”和“旅行者” 飞船测量的土卫六的纬向风高达 100 ms-1，在平流层，风速甚至高达 160 ms -1。 与金星一样，土卫六大气也具有超级旋转现象。与金星和地球大气的哈德雷环流 不一样，土卫六大气的哈德雷环流基本是从一个极地到另外一个极地，这很可能 与土卫六的自转轴倾角较大有关（26°）。与金星大气不一样的是，土卫六大气运 动有很强的季节性，这是由于金星地表温度主要是由大气的温室效应决定的，而 非由太阳辐射决定的，其表面温度比较均匀，没有明显的季节性。土卫六的对流 层顶高达 40 km，有利于垂直对流运动和丰富“天气现象”以及风暴的发生。伴 随着风暴活动，有两种“降水”发生，一种是较缓慢的和较重的有机气溶胶粒子， 另一种是液态甲烷等。“卡西尼”飞船甚至观测到了闪电的发生
土卫六是目前所发现的除地球以外唯一有液态流体的星球。液态流体为那些需要液态物质作为循环载体的生命提供了必要的生存条件，其丰富的氮气也是生命所必需的元素。土卫六的气候环境是否适于生命（至少是厌氧生命）的存在一直是人们关心的一个重要问题。土卫六大气的成分有可能与早期地球大气成分类似，因此对土卫六大气逃逸、大气化学和气候的研究对理解早期地球大气、生命起源和早期演化有重要意义，也是当前国际上土卫六大气研究的热点之一。3.4巨行星大气木星，土星，天王星和海王星是太阳系外围的巨行星。这些巨行星由流体外层和很小的固体内核构成。木星和土星是气态巨行星，它们的流体外层主要是氢，氨，以及少量重元素组成的气层。天王星和海王星是冰巨行星，它们的流体外层可分为两层：外层主要是由氢和氨组成的大气层；内层是由水，甲烷和氨混合组成的冰层(Guillot，2005)。以木为例，其大气温度在100hPa以下随高度升高而递减，类似于地球大气的对流层（图12）。由对流运动造成的氨气和水汽所凝结成的云层分别分布于1~3大气压以及5~10大气压。在100hPa之上，有逆温层。这是由于由甲烷光解后生成有机气溶胶吸收太阳辐射造成的。巨行星具有很大的体积和质量，这四颗行星的总质量占太阳系行星质量的99.5%。这些巨行星主要由流体构成，并不适宜生命存在。与地球大气层不同的是，巨行星的大气层与其下层没有明显的界限。在巨行星上，没有陆地和海洋对大气层的运动产生较大的摩擦。也就是说，巨行星的大气层是没有底的，它们直接深入行星的内部。对于巨行星，驱动大气运动的能量不仅来自太阳辐射，还来自于行星内部发射出的热能。“旅行者宇宙飞船上的红外于涉光谱仪收集到的数据表明，木星、土星和海王星的行星内部热能都超过了它们所吸收的太阳辐射能量。天王星内部热能很小，可以忽略不计（LoddersandFegley,1998)。巨行星大气环流的重要特征是多急流和涡旋，例如木星大气在每个半球都有许多东西风交替的急流带（图13）。巨行星的风速是通过跟踪小尺度云系相对于行星磁场的运动而测量的。巨行星的风速非常强，并且非常稳定，在数十年中变化很小。木星和土星的赤道上空有强的西风急流，也就是所谓的超级旋转，最大19/60
19 / 60 土卫六是目前所发现的除地球以外唯一有液态流体的星球。液态流体为那些 需要液态物质作为循环载体的生命提供了必要的生存条件，其丰富的氮气也是生 命所必需的元素。土卫六的气候环境是否适于生命（至少是厌氧生命）的存在一 直是人们关心的一个重要问题。土卫六大气的成分有可能与早期地球大气成分类 似，因此对土卫六大气逃逸、大气化学和气候的研究对理解早期地球大气、生命 起源和早期演化有重要意义，也是当前国际上土卫六大气研究的热点之一。 3.4 巨行星大气 木星，土星，天王星和海王星是太阳系外围的巨行星。这些巨行星由流体外 层和很小的固体内核构成。木星和土星是气态巨行星，它们的流体外层主要是氢， 氦，以及少量重元素组成的气层。天王星和海王星是冰巨行星,它们的流体外层 可分为两层:外层主要是由氢和氦组成的大气层；内层是由水，甲烷和氨混合组 成的冰层(Guillot，2005)。以木星为例，其大气温度在 100 hPa 以下随高度升高 而递减，类似于地球大气的对流层（图 12）。由对流运动造成的氨气和水汽所凝 结成的云层分别分布于 1~3 大气压以及 5~10 大气压。在 100 hPa 之上，有逆温 层。这是由于由甲烷光解后生成有机气溶胶吸收太阳辐射造成的。巨行星具有很 大的体积和质量，这四颗行星的总质量占太阳系行星质量的 99.5%。这些巨行星 主要由流体构成，并不适宜生命存在。 与地球大气层不同的是，巨行星的大气层与其下层没有明显的界限。在巨行 星上，没有陆地和海洋对大气层的运动产生较大的摩擦。也就是说，巨行星的大 气层是没有底的，它们直接深入行星的内部。对于巨行星，驱动大气运动的能量 不仅来自太阳辐射，还来自于行星内部发射出的热能。“旅行者”宇宙飞船上的红 外干涉光谱仪收集到的数据表明，木星、土星和海王星的行星内部热能都超过了 它们所吸收的太阳辐射能量。天王星内部热能很小，可以忽略不计（Lodders and Fegley, 1998）。 巨行星大气环流的重要特征是多急流和涡旋，例如木星大气在每个半球都有 许多东西风交替的急流带（图 13）。巨行星的风速是通过跟踪小尺度云系相对于 行星磁场的运动而测量的。巨行星的风速非常强，并且非常稳定，在数十年中变 化很小。木星和土星的赤道上空有强的西风急流，也就是所谓的超级旋转，最大
风速分别为100ms和400ms。天王星和海王星的赤道上空有东风急流，最高风速分别达到100ms和450ms。在中高纬度区域，木星和土星的东西风交替的急流分别对应于观测到的亮暗交替的云带，而天王星和海王星在中高纬度只有西风急流。除了非常强的急流，巨行星的大气层中还有很多不同尺度，颜色，和旋转方向的涡旋。其中最值得注意的涡旋是木星上的大红斑和海王星上的大黑斑。木星上的大红斑是太阳系中最大的涡旋。它可以装下2－3个地球，并且已经存在了至少346年（由RobertHooke于1664年首次观测到，而非伽利略首次观测到的（LoddersandFegley，1998）)。由局部强对流所生成的强风暴和闪电也在最近被观察到。在2010年12月5日爆发的土星超级风暴非常壮观，爆发两个月后，超级风暴环绕了整个土星。在风暴最强时，每秒钟有10次闪电产生(图14)NASA向太阳系外围的巨行星发射了一系列的宇宙飞船和探测器。例如，“先锋10号”探测器（Pioneer10）是第一个穿越小行星带并且访问木星的宇宙飞船，它于1973年经过木星飞向太阳系的边缘；“先锋11号”（Pioneer11）是第一个访问土星的宇宙飞船；“旅行者1号”和“旅行者2号”宇宙飞船去探索太阳系外围，包括巨行星和它们的卫星。“旅行者1号”和“旅行者2号”于1979年飞过木星，于1980年飞过王星。“旅行者1号”在对王卫六号进行了短暂的观测之后，飞往了太阳系的边缘。“旅行者2号”于1986年飞经天王星，于1989年飞经海王星，完成了对太阳系外围的探测。“旅行者2号”发现了海王星上的大黑斑（Ingersolletal.，2004）。“伽利略号”是第一个环绕木星飞行的的宇宙飞船，从1995到2003年，该飞船对木星进行了长期的观测（Porcoetal.，2003），它探测到了闪电并且给出了闪电分布图。“伽利略号”还第一次把探测器抛入木星的大气层，该探测器测量了木星外大气层（深达22个大气压）中的温度和风速。“卡西尼号”于2000年底经过木星，于2004年到达土星并且围绕土星进行观测直到现在。“卡西尼号”宇宙飞船对土星的南极涡旋、深度闪电、赤道纬向风的变化以及王星大气的季节变化进行了详细的探测，它于2005年向王卫六抛入了“惠更斯”探测器，考察了土卫六大气和地表。这些宇宙飞船上安装的摄像机连续地拍摄了许多高分辨率的图片，另外，这些宇宙飞船上还安装了红外干涉光谱仪，用于测量行星发出的红外辐射。20/60
20 / 60 风速分别为 100 ms-1 和 400 ms-1。天王星和海王星的赤道上空有东风急流，最高 风速分别达到 100 ms-1和 450 ms-1。在中高纬度区域，木星和土星的东西风交替 的急流分别对应于观测到的亮暗交替的云带，而天王星和海王星在中高纬度只有 西风急流。 除了非常强的急流，巨行星的大气层中还有很多不同尺度，颜色，和旋转方 向的涡旋。其中最值得注意的涡旋是木星上的大红斑和海王星上的大黑斑。木星 上的大红斑是太阳系中最大的涡旋。它可以装下 2 - 3 个地球，并且已经存在了 至少 346 年（由 Robert Hooke 于 1664 年首次观测到，而非伽利略首次观测到的 （Lodders and Fegley，1998））。由局部强对流所生成的强风暴和闪电也在最近被 观察到。在 2010 年 12 月 5 日爆发的土星超级风暴非常壮观，爆发两个月后，超 级风暴环绕了整个土星。在风暴最强时，每秒钟有 10 次闪电产生(图 14)。 NASA 向太阳系外围的巨行星发射了一系列的宇宙飞船和探测器。例如，“先 锋 10 号”探测器（Pioneer 10）是第一个穿越小行星带并且访问木星的宇宙飞船， 它于 1973 年经过木星飞向太阳系的边缘；“先锋 11 号”（Pioneer 11）是第一个 访问土星的宇宙飞船；“旅行者 1 号”和“旅行者 2 号”宇宙飞船去探索太阳系 外围，包括巨行星和它们的卫星。“旅行者 1 号”和“旅行者 2 号”于 1979 年飞 过木星，于 1980 年飞过土星。“旅行者 1 号”在对土卫六号进行了短暂的观测之 后，飞往了太阳系的边缘。“旅行者 2 号”于 1986 年飞经天王星，于 1989 年飞 经海王星，完成了对太阳系外围的探测。“旅行者 2 号”发现了海王星上的大黑 斑（Ingersoll et al.，2004）。“伽利略号”是第一个环绕木星飞行的的宇宙飞船， 从 1995 到 2003 年，该飞船对木星进行了长期的观测（Porco et al.，2003），它探 测到了闪电并且给出了闪电分布图。“伽利略号”还第一次把探测器抛入木星的 大气层，该探测器测量了木星外大气层（深达 22 个大气压）中的温度和风速。 “卡西尼号”于 2000 年底经过木星，于 2004 年到达土星并且围绕土星进行观测 直到现在。“卡西尼号”宇宙飞船对土星的南极涡旋、深度闪电、赤道纬向风的 变化以及土星大气的季节变化进行了详细的探测，它于 2005 年向土卫六抛入了 “惠更斯”探测器，考察了土卫六大气和地表。这些宇宙飞船上安装的摄像机连 续地拍摄了许多高分辨率的图片，另外，这些宇宙飞船上还安装了红外干涉光谱 仪，用于测量行星发出的红外辐射