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火星与地球不同，它不具有全球性内禀磁场，因此太阳风和火星大气/电离层直接相互作用。这种直接相互作用在火星空间环境中产生了多个等离子体区域及其边界层，这些边界层包括弓激波、磁场堆积边界层、光电子边界层和电离层顶。虽然火星等离子体空间环境的知识框架早在几十年前就已经建立，但由于各探测任务的探测能力较弱、数据较少，人们对其详细特征，尤其是长期变化性尚未全面了解。自2004年开始，火星快车(Mars Express)上携带的火星高级探地与电离层探测雷达(Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding，MARSIS)与火星空间等离子体和高能粒子探测仪(Analyzer of Space Plasma andEnergetic Atoms，ASPERA)对火星空间等离子体进行了直接的长期的探测，为研究火星电离层及其与太阳风的相互作用提供了时间跨度最长、分辨率最高、覆盖区域最广的观测数据。借助于这些观测，进行了如下工作: 发展了一种基于经验正交基函数的火星顶部频高图反演方法，用于从三百多万张MARSIS频高图中获取火星顶部电离层电子浓度剖面。该方法首先使用火星全球勘探者(Mars Global Surveyor，MGS)存档的无线电掩星数据构建出经验正交基函数族，然后使用该函数族的线性多项式拟合频高图中的电离层回波描迹，算出电离层参数，进而得到火星顶部电离层电子浓度剖面。与Titheridge多项式方法中的Taylor多项式以及Huang和Reinisch方法中的Chebyshev多项式相比，经验正交基函数反映了火星电离层本身的变化特性，而且收敛快，稳定性好，为处理大量MARSIS频高图提供了一个有效工具。 从2005年到2009年，我们使用基于经验正交基函数的新反演方法，从MARSIS频高图中获取了约305，000个主峰值密度，数据表明，当SZA＜75°时，Nm=1.67×105cos0.62(SZA)。 从2005年到2013年，我们基于MARSIS探测的当地电子浓度剖面和ASPERA-3探测的电子能谱分别获得了2018次电离层顶穿越和11514次光电子边界层穿越。研究发现光电子边界层平均位置比电离层顶高了～200 km。还发现光电子边界层/电离层顶平均位置随地壳磁场强度增加而升高，在50 nT时达到饱和;不显著依赖于太阳天顶角，但具有明显的经纬度依赖性。基于ASPERA-3电子能谱数据，我们还获得了约～8500次弓激波穿越，～10800次磁场堆积边界层穿越，并且使用圆锥曲线拟合获得了这两个边界层的平均位置和形态的新模型，证实了前人对弓激波和磁场堆积边界层位置和形态的预测。下一步工作将研究内部电离层参数和外部太阳风参数对火星空间等离子体边界层的影响，以期对近火空间环境有更加全面的理解。