散布在太陽系中的流星體闖入地球大氣，會產(chǎn)生絢爛的流星現(xiàn)象。多數(shù)流星體在進(jìn)入地球大氣時(shí)會發(fā)生破碎，其形態(tài)受尺寸、速度和結(jié)構(gòu)等因素決定。破碎分為宏觀（大尺度、爆發(fā)式）與微觀（連續(xù)）碎裂兩類。以往研究多聚焦于火球閃耀及其引發(fā)的尾跡效應(yīng)，而對流星體持續(xù)碎裂及其引起的等離子體尾跡過程不甚清晰。研究不同母體來源流星體的成分、結(jié)構(gòu)和強(qiáng)度及其形成等離子體尾跡的過程，有助于揭示其母體天體及早期太陽系形成，以及其物質(zhì)注入地球大氣影響空間環(huán)境過程。

圍繞進(jìn)入地球空間的流星體來源，以及其蒸發(fā)、電離背景大氣、產(chǎn)生等離子體尾跡等全過程探測，中國科學(xué)院地質(zhì)與地球物理研究所空間環(huán)境探測實(shí)驗(yàn)室在海南研制建設(shè)了流星不均勻體多波段探測系統(tǒng)(MIOS)，其包含光學(xué)和無線電雷達(dá)子系統(tǒng)，可同時(shí)監(jiān)測流星光學(xué)軌跡、光譜和等離子體尾跡回波。2022年12月24日18時(shí)30分，該系統(tǒng)監(jiān)測到一顆慢速流星（事件編號M20221224_183010），以約13.2 km/s的初始速度自西向東飛行（圖1a），高度由81.0 km降至41.1 km，持續(xù)發(fā)光時(shí)間超過15秒。在此過程中，該流星經(jīng)歷了十余次非爆炸性碎裂（圖2），未出現(xiàn)典型閃耀，同時(shí)速度隨碎裂次數(shù)增加而明顯下降（圖1b）。軌道計(jì)算結(jié)果顯示，該流星體可能來源于阿波羅型小行星。

圖1?（a）MIOS系統(tǒng)監(jiān)測的流星事件M20221224_183010軌跡在地面的投影圖，紅線代表流星軌跡；（b）M20221224_183010流星速度隨時(shí)間的減速曲線。速度和加速度分別用紅色和藍(lán)色標(biāo)記

圖2?流星M20221224_183010碎裂階段的光學(xué)觀測圖像。圖像來自MIOS系統(tǒng)不同攝像機(jī)的觀測：?18:30，14.04s和14.40s(樂東9號相機(jī))；17.13s和18.29s(三亞4號相機(jī))；17.39s和18.53s(樂東1號相機(jī))；以及19.40s、19.76s、20.00s、20.24s、20.56s和20.68s(樂東5號相機(jī))

MIOS系統(tǒng)的光譜觀測，揭示了該流星體豐富的元素特征，包括低溫譜線（約4500 K，如Cr I、Mg I、Fe I、Na I）和高溫譜線（約10000 K，如Ca II），同時(shí)檢測到大氣O I、N I吸收線及N?、O?分子帶（圖3a、圖3b）。在Na I線附近的556–577 nm波段上，觀測到與FeO發(fā)射一致的寬帶特征，表明可能存在Fe被臭氧氧化后產(chǎn)生的化學(xué)發(fā)光。流星體在進(jìn)入大氣層后，其原子發(fā)射譜通常由兩種機(jī)制產(chǎn)生：一是燒蝕過程中中性原子的熱激發(fā)，二是高空金屬氧化物的化學(xué)發(fā)光（M+O₃→MO+O₂, MO+O→M+O₂，M代表Na、Fe、Mg或Ca等金屬原子）。然而，該事例中觀測的光譜高度為74–52 km，顯著低于氧原子豐富的高層區(qū)域（80-105 km），化學(xué)發(fā)光過程受限。盡管該流星體的入射速度較低，流星表面溫度仍可升至約2000 K，足以使Na、Mg、Fe等元素汽化并通過熱碰撞被激發(fā)或部分電離，從而產(chǎn)生特征原子發(fā)射線。該事件中觀測到的Na I、Mg I 與 Fe I譜線可能主要源自燒蝕蒸汽的碰撞激發(fā)過程。此外，該流星光譜表現(xiàn)出強(qiáng)烈的Na I線，而Mg I線較弱，且未呈現(xiàn)典型的差異燒蝕規(guī)律（圖3c、圖3d）。這可能與其較低的入射速度有關(guān)。鈉的激發(fā)能僅約2.1 eV，易被激發(fā)；而鎂Mg I 518.4 nm線需約5.1 eV激發(fā)能，在低速流星中較難形成強(qiáng)發(fā)射。

圖3 (a、b)MIOS系統(tǒng)的樂東4號和8號光譜相機(jī)記錄的流星體事件M20221224_183010的合成光譜。4號光譜相機(jī)中，±1級光譜位于零級（未色散）圖像兩側(cè)，+1級在右側(cè)。8號光譜相機(jī)中，僅檢測到零級圖像和右側(cè)+1級光譜。流星的飛行方向從左上至右下；(c)沿流星軌跡積分的校正光譜強(qiáng)度；(d)4號光譜相機(jī)記錄的Na I-1、Fe I-15和Mg I-2的單色光曲線

在流星體持續(xù)碎裂的過程中，MIOS系統(tǒng)的雷達(dá)觀測顯示在64 km與60 km高度存在兩個短暫而強(qiáng)烈的非場向等離子體不均勻體回波（圖4），遠(yuǎn)低于流星不均勻體通常出現(xiàn)的95-110 km范圍。這兩團(tuán)不均勻體回波與流星體碎裂時(shí)間和空間位置高度吻合。研究推測，流星體的持續(xù)碎裂為低層大氣中形成此類非場向等離子體結(jié)構(gòu)提供了條件。碎裂過程中不斷釋放的細(xì)小塵埃顆粒能快速帶電，形成塵埃等離子體，促進(jìn)布拉格尺度電子密度結(jié)構(gòu)的形成，導(dǎo)致顯著的雷達(dá)后向散射?？紤]到60 km高度處的背景電離層電子密度非常低，塵埃帶電所需的自由電子可能主要由流星體燒蝕過程提供。對于慢速流星，具有最低電離勢的元素（尤其是Na）可能對自由電子總量作出了顯著貢獻(xiàn)。

這類在低高度持續(xù)碎裂并產(chǎn)生非場向等離子體不均勻結(jié)構(gòu)的流星事件，揭示了流星體持續(xù)破碎在塑造地球中間層等離子體結(jié)構(gòu)中的重要作用，表明伴隨流星體碎裂直接產(chǎn)生的塵埃顆粒及其帶電過程可能是近地空間塵埃等離子體結(jié)構(gòu)形成的一種重要方式。

圖4 (a)MIOS雷達(dá)記錄的后向散射回波的距離-時(shí)間-強(qiáng)度圖。曲線代表視線距離95 km處的回波強(qiáng)度隨時(shí)間的變化；(b)流星不均勻體回波和流星光學(xué)軌跡的位置(方位角和仰角)。疊加的背景色顯示了MIOS雷達(dá)輻射方向圖，白色虛線表示在30-90 km高度范圍雷達(dá)視線垂直于磁場的方向，黑色曲線為流星的光學(xué)軌跡，紅點(diǎn)標(biāo)示雷達(dá)觀測到的兩團(tuán)流星回波位置，黑色圓圈代表17.13s和17.39-18.29s流星體碎裂的相應(yīng)位置

研究成果發(fā)表于國際學(xué)術(shù)期刊JGR-Planets（李怡，李國主^*，武志，胡連歡，趙秀寬，孫文杰，解海永，代國峰，劉建飛，寧百齊. Observation of a Long-Lived Optical Meteor Producing Low Mesosphere Irregularity Echo: Trajectory, Fragmentation, and Spectroscopy[J].?Journal of Geophysical Research: Planets, 2025, 130(11): e2025JE009448. DOI:10.1029/2025JE009448）。研究受國家自然科學(xué)基金項(xiàng)目（42020104002，41727803）等資助。