引言
瞬变涡旋在年度沙尘循环中发挥着重要作用，它们会引发A型和C型沙尘暴。这一命名由Kass等人（2016）引入，他们利用跨越6个火星年的卫星中层气温观测数据追踪了A型与C型沙尘暴的发生。这两种沙尘暴在时间上有所差异——A型风暴出现在北半球冬至之前，C型风暴则出现在冬至之后——但本质上基本相同。它们起始于北半球高纬度地区，向东传播、周期为几个太阳日的瞬变涡旋会触发冲扫式沙尘暴，这些沙尘暴向南穿过北半球的地形盆地（Wang et al., 2003, Wang et al., 2005, Wang, 2007, Hinson and Wang, 2010, Hinson et al., 2012, Wang, 2018, Battalio and Wang, 2021, Wang et al., 2023）。（一个太阳日等于88,775秒。）这可能引发南半球中纬度地区额外的沙尘抬升，随后沙尘被卷入哈德莱环流，导致柱状沙尘光学厚度在全球范围内迅速增加。南半球中纬度地区大气中悬浮沙尘的太阳加热会增强并拓宽哈德莱环流，从而改变北半球极地涡旋的结构和稳定性（Kavulich et al., 2013, Guzewich et al., 2016, Mulholland et al., 2016），并抑制地表附近的涡旋活动（Wang, 2007, Battalio and Wang, 2020, Hinson and Wilson, 2021）。当沙尘暴消散、极地涡旋恢复到风暴前的状态时，涡旋活动重新开始。
利用NASA艾姆斯火星通用环流模型（MGCM）进行的数值模拟表明，北半球瞬变涡旋的振幅在被称为风暴路径的地理区域中会增强（Hollingsworth et al., 1996）。后续模拟表明，风暴路径的结构随季节变化（Hollingsworth et al., 1997）。在火星全球勘测者（MGS）任务之前，气溶胶分布和地表地形尚未被充分了解，这限制了MGCM模拟的精度，但风暴路径的存在后来被MGS的观测所证实（Banfield et al., 2004, Wang et al., 2005, Hinson and Wang, 2010, Hinson et al., 2012, Mooring and Wilson, 2015, Lewis et al., 2016）。在这些研究中使用了两种类型的观测数据：由热辐射光谱仪（TES）获取的温度廓线（Smith, 2004），以及从无线电掩星（RO）测量中反演的温度和位势高度廓线（Hinson et al., 1999）。
本文在这些结果的基础上，分析了火星气候探测器（MCS）超过8个火星年的近乎连续观测数据。MCS是搭载在火星勘测轨道飞行器（MRO）上的九通道红外滤光辐射计（McCleese et al., 2007, Kleinb?hl et al., 2009）。本文使用的MCS数据子集包括A1和B1通道的非天底亮温测量，这些通道对地表附近的波动活动敏感（Hinson and Wilson, 2021, Hinson, 2025）。采用时空谱分析来确定北半球短周期瞬变涡旋的基本特征，为Hinson和Wilson（2021）整理的波动特性数据库增加了3年的数据。8年的波动活动记录使得各种模式得以清晰识别。
本文的主要目标是确定火星北半球风暴路径的空间结构和年循环。这是首个基于MCS观测的此类研究。与以往任何研究相比，本次调查覆盖了更多年份，并以更精细的时间分辨率绘制了风暴路径的结构，揭示了其行为中新的和令人惊讶的方面。在先前的一些研究中，风暴路径的结构是通过对航天器温度测量数据进行空间和时间分箱并计算标准差来确定的（Banfield et al., 2004, Wang et al., 2005）。本文采用了一种不同的方法，通过时空谱分析推导风暴路径的空间结构。这通过减小测量噪声的影响提高了结果的质量。
为本次调查做准备，我们使用时空谱分析来表征由EMARS（Greybush et al., 2019）和OpenMARS（Holmes et al., 2020）生成的公开再分析数据集中出现的瞬变涡旋。通过将再分析结果与直接从原始航天器观测得出的结果进行比较来评估。OpenMARS和EMARS在TES覆盖的年份表现良好，但在MCS覆盖的年份中，两者都无法对瞬变涡旋提供一致可靠的描述（另见Battalio（2022））。为此，本文仅将再分析数据用于说明影响沙尘暴行为的背景近地表风场的特征。
本文的结构安排如下。第2节描述本研究所使用的数据。第3节说明如何确定瞬变涡旋的性质。结果在第4节中呈现，随后在第5节中对未来工作的可能方向进行讨论。
