中国北极黄河站
餐饮vi-毛概名词解释
2023年3月20日发(作者：吏部天官)第30卷第3期极地研究Vol.30,No.3
2018年9月CHINESEJOURNALOFPOLARRESEARCHSeptember2018
[收稿日期]2018年4月收到来稿,2018年5月收到修改稿
[基金项目]国家自然科学基金项目(41431072,41474146,41674169,41774174)、国家海洋局极地考察办公室对外合作项目
(201608)、浦东新区科技发展基金(Pkj2013-z01)资助
[作者简介]韩德胜,男,1973年生。教授,目前主要从事日侧磁层顶过程研究。E-mail:handesheng@
基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展
韩德胜1胡泽骏2陈相材2刘建军2胡红桥2杨惠根2
(1同济大学地球与海洋学院,海洋地质国家重点实验室,上海200092;
2中国极地研究中心,上海200136)
提要回顾了基于中国黄河站全天空极光观测对日侧弥散极光与喉区极光研究的最新进展。首先,利用黄
河站极光观测,对日侧弥散极光展开系统性分类与统计研究,对这一重要空间物理现象取得新认识,指出
日侧弥散极光对研究日侧外磁层冷等离子体的分布、形成及磁鞘粒子进入磁层都具有重要启示作用;同时
发现并定义了一种新型分立极光结构——喉区极光,并推断其可能对应磁层顶的局地变形。喉区极光是指
发生在电离层对流喉区附近、从极光卵赤道侧向低纬方向延伸出来的分立极光结构。全天空极光观测表明
喉区极光走向大致与电离层对流方向一致。之后,观测验证了喉区极光对应磁层顶局地内陷式变形的推测;
统计发现喉区极光是一种非常高发的现象,对应的磁层顶变形尺度可达2—3Re,并指出这种变形最可能由
磁鞘高速流冲击磁层顶产生;发现在喉区极光产生过程中还可能触发磁重联;证实伴随喉区极光的产生,
磁鞘粒子会进入磁层并诱发产生一种新型弥散极光。通过喉区极光研究,可以将已有的磁鞘瞬态过程研究
和触发式磁重联研究有机地结合在一起,对太阳风-磁层耦合过程形成一种新的认识,即:在磁鞘中局地产
生(而不是存在于太阳风中)的瞬态过程可以在日下点附近频繁地导致磁层顶局地变形、触发重联、引发系
列地球空间效应,可能对太阳风-磁层耦合具有不可忽略的重要性。以此为基础,讨论了日侧极光研究引出
的新课题。
关键词极光弥散极光喉区极光
doi:10.13679/.20180020
0引言
极光的产生是带电的能量粒子沿磁力线沉降
进入电离层,使电离层中某些粒子的原子核外围
电子由低能道激发到高能道,受激发电子从高能
道再跃迁回低能道的同时释放出光子的过程。作
为一种发光现象,极光的物理要素主要包括频段
(即颜色)、强弱、形态等。极光的不同物理要素
能够反映出不同的空间物理信息。能够激发哪种
频段的极光由沉降粒子的能量大小决定,但是能
够激发出多少光子却是由沉降粒子的多少(数通
量)决定;同时,极光的形态又可以反映出沉降粒
子的二维分布。经过滤波,成像观测可同时获得
特定极光频段的强弱和形态信息,因此,利用连
续的极光成像观测,不仅可以推断空间物理过程
中沉降粒子的能量、通量、空间尺度,还可以了
解其时空演化特征。极光为空间物理研究提供了
一种强有力的观测手段。
极光光谱中既包括肉眼可以看到的可见光频
段,也有肉眼看不到的紫外频段。紫外频段极光
在地面观测极为困难,因此在地面主要观测极光
的可见光频段,其中绿色(波长557.5nm)与红色
(波长630.0nm)是最强的两条可见光谱线,并且
236极地研究第30卷
都是由电子沉降产生。
地面上观测到的极光根据其形态可分为分立
极光与弥散极光两大类。分立极光具有明显的边
界,比如,常见到的弧状、射线状、涡旋状极光结
构都属于分立极光。弥散极光的发光强度在发光
区域内相对均匀,因而在形态上常常呈现为模糊
一片。分立极光通常在红色与绿色波段中同时都
可以观测到,但弥散极光主要出现在绿色波段。
图1是黄河站观测到的极光图像,其中可以看到
分立极光与弥散极光具有明显不同的光学特征。
除光学特征外,分立极光与弥散极光的产生
机理以及针对它们开展的研究侧重点也不同。产
生分立极光的沉降电子都会经历加速过程[1],因
此,针对分立极光的研究重点在于粒子的加速机
制。此外,一些分立极光的瞬态现象被证实与特
定空间物理过程相对应,比如发生在夜侧的极光
点亮、高纬扩展对应磁层亚暴过程[2],发生在日
侧的PMAF(极向运动极光结构)对应磁层顶重联
过程[3-4]。
图1分立极光与弥散极光具有明显不同的观测特征
entopticalpropertiesbetweendiscreteand
diffuseauroras
针对弥散极光的研究起初主要聚焦在粒子源
区、有无加速、极光粒子散射机理等几个方面。
20世纪70年代,得益于卫星的快速发展,人们利
用卫星与地面的联合观测研究了弥散极光的粒子
源区以及粒子沉降的物理机制,基本回答了两个
问题:(1)引起弥散极光的沉降电子来源于等离子
体片,而且很可能是来自中心等离子体片[5];(2)沉
降粒子在沉降过程中未被加速,而且粒子散射的
物理过程也并未明显地改变粒子的能量[6]。因此,
20世纪80年代后对弥散极光的研究就主要集中
在了粒子的散射机理上。对于这一问题,被广泛
接受的理论是波粒相互作用,也就是通过波粒相
互作用将等离子体片粒子散射到损失锥,增强粒
子沉降率,从而产生弥散极光。
人们很早就发现电子回旋简谐波(electron
cyclotronharmonicwave,ECH)和哨声波(whistler
modechorus,Chorus)都可以引起等离子体片内的
粒子散射,但这两种波中哪一种对弥散极光的产
生具有决定性作用一直是磁层物理研究中一个争
论不休的问题。最新研究认为,Chorus是产生近
地(L<8)弥散极光粒子散射的主要原因[7-8],而
ECH波可能在外磁层(L>8)粒子散射中发挥了重
要的作用[9-10]。
弥散极光一般出现在磁地方时午夜—正午的
极光卵低纬一侧[11-12]。在日侧,虽然光学[11,13]和
粒子[14-15]观测都早已注意到存在大量弥散极光,
但受观测条件所限,一直缺乏针对日侧弥散极光
的系统研究。借助地理优势,挪威科学家[13]在长
期观测基础上对日侧极光根据形态进行了分类,发
现在午前极光卵低纬侧(磁纬73°以下)存在弥散极
光。对于日侧弥散极光的产生机制,他们仅简单推
测其沉降粒子主要来源于亚暴发生后由夜侧漂移
到日侧的等离子体片的高能粒子,对日侧弥散极光
的详细特性、产生机制并没有更为深入讨论。
在日侧开展极光观测需要观测台站同时满足
两个条件。(1)台站的地理纬度要足够高,确保台
站在冬季转到日侧时完全处于极夜状态;(2)台站
要在日侧极光卵下方,也就是地磁纬度75°附
近。简单来说就是要求有极光、无日光。由于地
球自转轴与地磁轴存在角度差,而且北极地区陆
地稀少,因此在北半球能满足上述条件的地方极
为有限。挪威北部的斯瓦尔巴岛是北半球为数不
多的可进行日侧极光观测地之一,而我国黄河站
正坐落于该岛上,因此黄河站对开展日侧极光观
测拥有得天独厚的优势。从2003年底开始,我国
在北极黄河站架设了全天空多波段极光成像观测
系统,该系统一直运行至今,积累了非常宝贵的
日侧极光观测数据[16-17]。基于这些新数据已取得
了系列研究成果,在研究日侧弥散极光过程中还
发现了在正午时近的一种新型分立极光结构——
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展237
喉区极光。本文将主要回顾近期围绕日侧弥散极
光和喉区极光取得的新结果,在此基础上重点分
析它们对理解日侧磁层过程的重要科学意义。
1基于北极黄河站观测的日侧弥散研究
1.1日侧弥散极光的分类及统计研究
利用黄河站2003—2009年7个冬季的全天空
极光观测,对日侧(06—18MLT)弥散极光的形态
及出现规律进行了统计研究[18],发现日侧弥散极
光(daysidediffuseaurora,DDA)普遍存在,从形态
上可以大体分为无结构弥散极光(unstructured
diffuseaurora)与有结构弥散极光(structureddif-
fuseaurora)两种。无结构弥散极光表现为满视野
均匀发光或在均匀发光背景上存在黑色极光结构,
如图2所示。其中面纱状(Veiling)弥散极光是以
往研究中对无结构弥散极光的一种叫法;黑色极
光(Blackaurora)特指在无结构弥散极光背景之下
存在的一些不发光的区域;而在下午观测到的弥
散极光带(Diffuseband)是指形态上类似分立极光
弧的一些条带状的弥散极光结构。有结构弥散极
光主要包括如图3所示的(a)条带状(stripy)、(b)
块状(patchy)、(c)不规则状(irregular),其中发光强
度呈现周期性明弱变化的又称作是脉动型弥散极
光(pulsatingdiffuseaurora)。在此分类基础上,对
各类弥散极光的出现规律进行了统计分析(图4)。
图4表明无结构弥散极光上午出现率明显高于下
午,出现峰值在09MLT,在12MLT存在出现率最
小值;而有结构弥散极光的出现率在正午附近有最
大值。除上述统计分布结果之外,有结构弥散极光
中条带状弥散极光的走向分布也非常有意思。图5
是针对条带状弥散极光走向分布的统计结果,表明
条带状弥散极光的走向在午前、正午、午后分别沿
着西南—东北,南—北,西北—东南走向,即与正
午附近电离层对流方向一致。图6给出了一个能够
显示这种走向变化的条带状弥散极光的典型事例。
图2日侧“无结构”弥散极光示例.原图见文献[18]
esfor“unstructured”turesfromreference[18]
238极地研究第30卷
图3日侧“有结构”弥散极光示例.主要有块状、条带状、不规则状.原图见文献[18]
esfor“structured”daysidediffuseauroras,whichincludepatchy,stripy,turesfrom
reference[18]
1.2日侧弥散极光分类与统计结果的物理意义
想要理解上述观测结果的物理意义,首先需
要考虑产生弥散极光的物理过程。如前所述,弥
散极光是中心等离子体片电子经波粒相互作用散
射进入损失锥所致。这意味着,产生弥散极光有
两个关键因素,一个是源粒子,另一个是波。基于
这两个因素,就可以很好地解释上述观测结果。
首先,对于弥散极光,无论日侧还是夜侧,
其源粒子都是伴随亚暴向地注入中心等离子体片
的热电子。这些热电子由午夜附近注入后会向着
晨侧漂移,在漂移过程中一些热电子就会通过波
-粒相互作用被散射到损失锥中,产生弥散极光,
与此同时也会使产生弥散极光的源电子数密度逐
渐降低。由于极光强度与沉降热电子的数密度成
正比,源电子的数密度逐渐降低会直接导致能够
沉降产生极光的电子数密度降低,这正是弥散极
光在午夜后逐渐减弱的根本原因。
对于如图2和图3所示的无结构和有结构弥
散极光,它们最主要区别在于弥散极光的发光区
域大小。如果极光发光区域足够大,它将充满摄
像机的视野,因此看上去就是“无结构”;如果
发光区域有限,其形态在摄像机视野范围内可以
被识别,那它看上去就成了“有结构”弥散极光。
图4显示,弥散极光在晨侧主要表现为“无结构”,
这可以理解为,虽然产生弥散极光的源粒子的密
度在从午夜漂移到中午的过程中逐渐降低,但其
在晨侧时仍然较高,仍然可以在大范围内产生弥
散极光,因此在观测上就表现为“无结构”多发。
至于为什么在正午附近变成“有结构”多发,这
就需要参考“有结构”弥散极光的产生原因。在
夜侧,人们很早就注意到“有结构”弥散极光的
存在。对于这些“有结构”弥散极光,以往研究
认为它们对应磁层中的冷等离子体团[19-20],磁层
中冷等离子体团的形状和大小决定了“有结构”
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展239
图4日侧弥散极光统计结果.a)所有可用的观测数据(蓝色)、所有弥散事件(黄色)、脉动弥散极光(红色)随时间分布图;
b)弥散极光和脉动弥散极光的发生率;c)—f)分别是无结构弥散极光、有结构弥散极光、块状加不规则状弥散极光、
条带状弥散极光事件随时间分布.原图见文献[18]
ticalresultsfortheDDAs.a)distributionsforalltheobservation,DDA,andpulsatingDDA;b)occurrencerateof
DDAandpulsatingDDA,c)–f)distributionsofunstructuredDDA,structuredDDA,patchyandirregularDDAs,and
stripyDDA,turesfromreference[18]
弥散极光的形状和大小。在日侧,已有观测证实
“有结构”弥散极光与磁层中的冷等离子体团对
应[21-22]。对于产生弥散极光,冷等离子体的作用
主要在于降低参与共振的热电子的能量阈值。也
就是说,当来自中心等离子体片的热电子遇到冷
等离子体团时,由于冷等离子体的存在,会使一
些原本低于共振能量阈值的热电子也能够参与到
波的共振中来,从而被散射进入损失锥产生弥散
极光[20-23]。由于极光强度与沉降粒子的数通量成
正比,更多的粒子沉降意味着更强的极光强度。
因此,可将图4所示的统计结果解释如下:产生
弥散极光的热电子在从午夜向正午漂移过程中数
密度逐渐减少,到了正午附近,虽然它们仍然可
以经过波粒作用散射进入损失锥产生弥散极光,
但由于发光强度太弱,不易被观测到。在这种情
况下,如果在日侧外磁层中存在冷等离子体团,
那么在热电子通过冷等离子团时就会有更多的热
电子参与到共振过程中来,从而被散射进入损失
锥,使该区域的极光强度增强,最终在极光观测
中表现为“有结构”弥散极光。
上述解释充分体现出外磁层冷等离子团对日
侧“有结构”弥散极光产生的重要作用。将日侧
弥散极光所反映的物理过程综合显示在图7中,
显然,这使得通过日侧弥散极光观测来研究日侧
240极地研究第30卷
图5条带状弥散极光走向的统计结果.原图见文献[18]
turesfromreference[18]
图62007年12月2日观测到的一个条带状弥散极光观测事例.图中显示条带状弥散极光的走向在午前、正午、午后
与图5所示的统计结果一致.原图见文献[18]
pleobservedonDecember2,2007toshowthatthestripyDDA’salignmentisconsistentwiththestatistical
turesfromreference[18]
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展241
图7日侧弥散极光观测结果对应的日侧物理过程示意图.原图见文献[18]
aticillustrationofthephysicalpro
picturesfromreference[18]
外磁层冷等离子体分布、形成等成为可能。
当卫星穿过日侧外磁层时常会观测到冷等离
子体结构,这些冷等离子体一般被认为来自等离
子体层羽状结构向日侧磁层顶漂移(plasma-
sphericdrainageplumes)或电离层粒子沿磁力线
上行。卫星观测虽然可以探测到冷等离子体存在,
但即使多颗卫星编组飞行,也很难准确描述出冷
等离子体结构投影到卫星所在平面的二维形态。
因此,人们都只能推断冷等离子体在外磁层是以
团状结构存在。在正午附近,观测到如图3所示
的块状、条带状、不规则状弥散极光,由此推断
块状弥散极光对应磁层中的团状冷等离子体,而
条带状弥散极光应该对应楔形冷等离子体结构。
根据条带状弥散极光沿对流方向分布的观测特征
(图5,图6),推断楔形冷等离子体的形成和电离
层或磁层大尺度对流过程密切相关。基于现有观
测,我们认为最可能的过程应该是:光致电离使
中高纬电离层等离子体密度增加,电离层对流携
带高密度等离子体由低纬向高纬运动在电离层内
形成条带状高密度区,该高密度区又对应高发的
电离层粒子上行乃至逃逸,由此形成磁层中楔形
冷等离子体分布。
对于上述推断的验证可以通过统计分析条带
状弥散极光的发生与地磁活动、太阳风条件的相
关性,推断获得楔形冷等离子体的形成条件;结
合SuperDARN雷达观测分析确定楔形冷等离子
体与磁层对流的相关性。利用DMSP卫星与条带
状弥散极光协同观测,判断条带状弥散极光是否
对应电离层离子上行。利用THEMIS和MMS卫
星,寻找可靠的星-地联合观测事件,确定条带状
弥散极光是否与外磁层冷等离子体结构相关;同
时,通过分析冷等离子体投射角或粒子成分可推
断其是否源于电离层。这些都是非常有意义的研
究新课题。
2基于北极黄河站观测的喉区极光研究
在研究日侧弥散极光过程中发现,当条带状
弥散极光(通常沿南北向分布)与分立极光卵
(discreteauroraloval)接触的情况下,常会在极光
卵低纬侧出现一种沿南北向分布的分立极光结构
(图8)。我们注意到这种极光结构只发生在电离层
242极地研究第30卷
图8一个典型的喉区极光事件.a),b)全天空红色极光观测,及其在电离层投影,其中红点所示为分立极光卵的赤道向
边界,黑点所围区域为喉区极光;c)喉区极光边界在磁赤道平面投影.原图见文献[27]
althroatauroraexample.a),b)originalall-skyobservationintheredlineandthemappingintotheionosphere,
respectively,inwhichthereddotsindicatetheequatorwardboundaryofthediscreteauroralovalandtheauroracircle
bytheblackdotsisthroataurora;c)turesfromreference[27]
对流喉区附近,因此将其命名为“喉区极光”
(Throataurora)。
以往研究认为正午附近的分立极光对应开
放磁力线区[24-25],分立极光卵的赤道向边界对
应日侧磁层顶的开-闭磁力线边界[3],喉区极光
是发生在正午附近的分立极光,又具有从分立
极光卵赤道向边界向低纬延伸的特征,因此,直
观的感觉它应该对应磁层顶上一个局地的内陷
式变形。如果磁层顶上的这种变形真的存在,而
且可以通过喉区极光来追踪,那么这对研究对
应的磁层顶过程来说无疑是一个非常重要的发
现。在定义喉区极光的研究中[18],由于缺乏进一
步的观测证明,只是在如图7所示的磁层顶上画
了一个小缺口,作为对喉区极光可能对应的物
理过程的一种推断。在随后的研究中,这个推断
得到了观测证实。
2.1喉区极光对应磁层顶内陷式变形的卫星观
测证据及相关推论
在多年连续观测中,找到了近10例DMSP
卫星刚好穿过喉区极光的观测事件,所有的事件
都支持喉区极光对应磁层顶局地变形的推断。
图9给出了其中一个例子。左边显示的是卫星轨
迹(带箭头的黄色曲线)落在全天空极光观测图像
上的位置。可以看到,当卫星在“a”“b”两点穿过喉
区极光时,图9c所示的卫星观测显示出明显的磁
鞘(开放磁力线)特征;而在喉区极光之外的地方
则显示出典型的闭合磁力线特征。这一结果直观
地反映出喉区极光的确对应磁层顶局地变形[26]。
以此为基础,我们还对产生喉区极光的相关
过程做了一些推断。这些推断都综合在图10中,
其中包括:(1)喉区极光由磁鞘粒子产生,对应磁
层顶局地变形和下行场向电流;(2)总与喉区极光
相伴存在的条带状弥散极光对应日侧外磁层中楔
形冷等离子体结构;(3)紧邻喉区极光存在的黑色
极光区域对应下行场向电流;(4)因为磁鞘粒子温
度低于中心等离子体片电子温度,当它们渗透进
入磁层将可能与中心等离子体片热电子作用产生
一种新的弥散极光;(5)喉区极光是分立极光,伴
随场向电流,那么它在产生过程中将会驱动电离
层局地对流涡。对这些推断的验证都是非常有意
义的研究课题。
2.2喉区极光的统计研究
当我们确认喉区极光对应磁层顶局地变形之
后,自然会问:喉区极光怎么产生的？它对应的
磁层顶局地变形尺度上能有多大？发生的频率如
何？与其他磁层顶物理过程(如磁重联)有什么关
系？会伴随产生怎样的地球空间效应？
这些问题每一个都非常重要,尤其是发生频
率。如果发生频率很高,那么产生喉区极光的相
关过程必然会对太阳风-磁层之间的能量和物质
耦合产生非常重要的影响。带着这些问题,完成
了喉区极光的统计研究[27]。我们发现:
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展243
图9两条平行分布的喉区极光的绿色a)和红色b)波段观测.c)从上到下分别是行星际磁场、DMSP卫星观测到的磁场、
电子与离子总能量、电子与离子的平均能量、电子差分能谱、离子差分能谱.原图见文献[26]
allelthroataurorasobservedingreena)andredb)linesandtheassociatedprecipitationpropertiesobservedby
DMSPsatellite;c)fromtoptobottom,showtheIMFcomponents,thegeomagneticfieldobservdbyDMSP,thetotal
energyfluxofelectrons(blackdots)andions(reddots),theaverageenergyofelectrons(blackdots)andions(reddots),
turesfromreference[26]
图10基于DMSP卫星观测得出的喉区极光对应物理过程的示意图.原图见文献[26]
aticillustrationofthephysical
picturesfromreference[26]
244极地研究第30卷
1.按天算(观测到喉区极光的天数除以总观
测天数),喉区极光的发生率超过50%;按10min
算(在特定的10min之内发生喉区极光的概率)约
为25%。这说明喉区极光是一种非常高发的现象。
2.将喉区极光投影到磁赤道平面,其尺度可
达~2Re×3Re(图8),说明喉区极光对应的磁层顶
变形的空间尺度可以相当可观。
3.喉区极光发生率与IMF的南北向没有明
显相关性,但与IMF锥角(arccos(|Bx|/B))明显相
关:锥角越大,发生率越低。这一相关性与IMF
锥角影响磁鞘高速流(Highspeedjet,HSJ)发生率
的统计结果[28]非常相似(图11)。磁鞘高速流是发
生在磁鞘区内的一种瞬态过程,它的空间尺度约
为~1—2Re[29],它的动压比磁鞘背景动压高出3—10
倍[30],它可以冲击磁层顶引起磁层顶局地变形[31]。因
此,我们认为磁鞘高速流冲击导致磁层顶局地变
形可能是产生喉区极光的一个必要原因[27]。
对于研究磁层顶过程,卫星的实地观测有其
明显的局限性,而连续的地面极光成像观测在提
供二维、动态信息方面具有不可替代的优越性。
因此,喉区极光对全面认识磁鞘高速流影响太阳
风-磁层耦合过程具有重要科学意义。
图11地面观测到的喉区极光的发生率(左侧红色曲线)[27]与磁鞘中观测到的高速流发生率(右侧黑色曲线)[28]对比
isonbetweentheoccurrencerateofthroataurora(redcurveintheleftpanel)observedontheground[27]and
theoccurrencerateofhigh-speedjetsobservedinthemagnetosheath(blackcurveintherightpanel)[28]
2.3喉区极光与磁层顶重联
作者[32]注意到喉区极光总是依次包含:点
亮、极向运动(PMAF)、变暗等三个过程。利用地
面极光、雷达与低轨卫星的协同观测,发现喉区
极光的点亮和随后的PMAF在雷达和卫星粒子观
测上均显示出明显的开放磁力线特征。我们认为
喉区极光的点亮和随后的PMAF分别对应伴随磁
层顶重联的磁力线打开和新开磁力线的极向“拖
拽”,而随后的变暗则对应磁力线由开放恢复到
闭合的动态过程。简单说,在产生喉区极光过程
中,在与其对应的磁层顶内陷变形区内会发生磁
重联。
2.4伴随喉区极光产生的日侧弥散极光
在确认喉区极光源区粒子特性的研究中[26],
推断在日下点磁层顶附近伴随喉区极光产生过
程渗透进入磁层的磁鞘粒子可能会起到冷等离
子体团的作用,与来自中心等离子体片的热电
子作用产生一种新的弥散极光。这一过程如果
能被证实,将意味着可以通过地面的弥散极光
观测来推断得到磁鞘粒子渗透进入磁层的二
维、动态信息。
在最近的研究中[33],首先统计确认了在正午
附近存在两种动态特征完全不同的“有结构”弥散
极光。一种常表现为以较高的速度从低纬到高纬
漂移,有时还会显示出脉动特征;另一种总是紧
靠分立极光出现,漂移方向与相邻分立极光一致,
漂移速度较前一类慢很多(图12)。然后,利用
MMS卫星和地面极光协同观测,发现这两种弥
散极光分别与源于磁层的O+离子和源于磁鞘的
He2+离子的数密度的增加相关。这一结果验证了
图4中有关伴随喉区极光会产生新型弥散极光的
推断。同时,在图12最后两幅图像中,两种弥散
极光混合到一起,这暗示着磁层粒子可能参与或
影响喉区极光产生过程。
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展245
图12红色箭头与黄色箭头所指的为动态特征完全不同的两种弥散极光,分别将其称为I类、II类弥散极光,其中I
类弥散极光的产生与喉区极光相关.原图见文献[33]
esofdiffuseauroraobservednearmagneticlocalnoon,whicharecalledtypeIandtypeIIdiffuseaurorasand
areindicatedbytheredandyellowarrows,eIdiffuseauroraisrelatedwiththegenerationproc-
turesfromreference[33]
2.5喉区极光对应磁鞘高速流引起磁层顶变形
的直接观测证明
对于构建由磁鞘高速流引起磁层顶局地变形从
而产生喉区极光这一物理图像,虽然我们利用低轨卫
星与地面观测证实喉区极光对应磁层顶变形[26],并
且通过统计研究给出了喉区极光与磁鞘高速流之间
的相关性[27],但很明显,这里还存在一个缺口,那就
是缺少直接的磁鞘高速流引起喉区极光的观测证明。
a)b)
图13a)MMS卫星轨道在X-Y平面内投影;b)卫星足点落在黄河站全天空视野中的位置.原图见文献[34]
Fig.13.a)MMSorbitintheX-Yplane;b)t
picturesfromreference[34]
246极地研究第30卷
得益于MMS卫星轨道设计,在2015年至2017
年冬季,当卫星每次穿越日下点磁层顶时,黄河站
都正好处于磁正午附近,使我们找到不止一例能够
完美重现由磁鞘高速流引起磁层顶局地变形从而
产生喉区极光的观测事件。以此为基础,我们给出
了喉区极光对应磁层顶内陷式变形的直接观测证
明[34]。图13左边显示的是MMS卫星轨道,右边红
线是卫星轨道在黄河站视野内的投影。图14给出
图14喉区极光对应磁鞘高速流、磁层顶局地变形的直接观测证据.原图见文献[34]
observationevidenceforthecasualrelationbetweenthemagnetosheathhigh-speedjetandthethroataurora.
Seepicturesfromreference[34]
第3期韩德胜等:基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展247
了这段时间的MMS和地面极光观测。在9:46UTC
左右,MMS卫星观测到一个瞬态事件,并伴随有
地向高速流。这类事件通常被解释成由于磁层顶
一张一缩地运动,导致处于磁层内的卫星短暂进
入磁鞘然后又回到磁层。但是结合地面极光观测,
可以清晰地看到,从9:45:20—9:47:40UTC,极光
卵的赤道向边界整体并没有明显运动(说明没有
磁层顶张缩运动),而是刚好出现了一个喉区极
光事件。而且利用连续的极光观测我们可以看到
是喉区极光从右向左运动时扫过卫星。也就是说
MMS在9:45UTC左右观测到的瞬态事件其实是
喉区极光对应的磁层顶内陷变形结构扫过卫星所
致。这是针对磁层顶瞬态事件给出的一个确定无
疑的新解释。
3总结与研究展望
我们针对日侧弥散极光展开分类、统计研究[18],
其结果极大地拓展了人们对这一重要空间物理现
象的认识,对研究日侧外磁层冷等离子体的分
布、形成以及磁鞘粒子进入磁层[33]具有重要的启
示作用;更为重要的是在此基础上发现并定义了
喉区极光,确认了喉区极光对应磁层顶上的局地
内陷式变形[26,34],其空间尺度可大至~2Re×~3Re,
是一种非常高发的现象,研究指出这种变形最可
能由磁鞘高速流冲击磁层顶产生[27],同时还可能
触发磁重联过程[32]。
太阳风与磁层之间的物质与能量耦合是空间
物理学关键科学问题之一,以往认为太阳风与
IMF特性对这一过程具有控制作用。喉区极光将
已有的磁鞘瞬态过程研究、触发式磁重联研究有
机地融合在一起,使我们认识到在磁鞘中局地产
生(而不是存在于太阳风中)的瞬态过程可以导致
磁层顶局地变形、触发重联、引发系列地球空间
效应,可能对太阳风-磁层能量与物质耦合具有
不可忽略的重要性。这是目前对于太阳风-磁层耦
合问题所取得的最新认识。
在这一新认识像拼拼图一样逐渐成形的过程
中,我们的研究为其提供了极为关键的组块。这
些组块在使这一新认识的轮廓变得清晰的同时,
也让我们看到了构建完整图像的缺口所在。这些
缺口就是由喉区极光引出的新课题,它们至少包
括以下几个方面。
3.1定量估算磁鞘瞬态事件引起的太阳风-磁层
能量输入
在确定了磁鞘瞬态过程可以引起磁层顶变形
从而产生喉区极光的基础上,考虑到统计结果显
示喉区极光不但空间尺度可观,而且发生频率也
非常高,因此我们推断喉区极光产生过程对整个
太阳风-磁层耦合过程具有不可忽略的重要性。但
是,目前没还有人能回答到底有多重要。要回答
这个问题,我们需要定量估算到底有多少能量或
物质可以由此进入磁层？它们在全部太阳风-磁
层交换量中的占比如何？这项工作的意义还在于,
目前所有太阳风-磁层耦合模型中很少考虑由磁
鞘瞬态过程所致的能量传输。如果这个量不可忽
略,那么就应该将其指数化,然后输入到现有模
型,来提高模型预测精度。
3.2磁层粒子参与和影响磁层顶过程的研究
在前面研究中[18,26-27],我们反复强调了一个
观测事实:喉区极光总是与弥散极光相伴而生。
实际上,喉区极光本身就是在研究弥散时发现的
一种极光结构。如前所述,弥散极光对应磁层内
部过程;而喉区极光对应磁层顶变形并伴随重联
过程。它们总是相伴而生的观测事实(如图12最后
两幅所示)强烈暗示着我们可以通过极光观测来
研究磁层内粒子如何参与和影响磁层顶过程,比
如:磁层顶重联过程、喉区极光产生过程、或磁
层粒子逃逸过程等。
3.3喉区极光相关的地磁波动研究
喉区极光是磁鞘高速流冲击磁层顶所致。根
据现有理论,在磁层顶受压过程中会激发超低频
(ULF)波。利用南极极点站、北极黄河站极光观测
确定喉区极光发生时间,与此同时利用周边地磁
观测,检出与喉区极光相伴而生的地磁脉动,分
析其频率、空间分布、南北极共轭等特征,可能
会对极隙区附近的ULF波形成新认识。
3.4外磁层冷等离子体分布和成因研究
在已确认的几类弥散极光中,条带状弥散极
光具有特殊的重要性。先前研究中,我们推断这
些条带状弥散极光应该对应日侧外磁层中楔形分
布的冷等离子体团[18];由于这些条带状弥散极光
沿对流方向分布,所以我们可以推断这些楔形冷
等离子体团的成因应该与电离层(或磁层)对流密
248极地研究第30卷
切相关。对此,我们认为最可能的过程应该是:
光致电离使中高纬电离层等离子体密度增加,电
离层对流携带高密度等离子体由低纬向高纬运动
在电离层内形成条带状高密度区,高密度区对应
高发的电离层粒子上行乃至逃逸,由此形成磁层
中楔形冷等离子体分布。对这一推断的确认也是
一个非常有意义的课题。
总得来说,我国的黄河站极光观测为开展
日侧太阳风-磁层耦合相关过程研究创造了极
佳的条件。以黄河站极光观测为基础,围绕上述
课题继续深入研究,有望进一步取得重要科学
成果。
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250极地研究第30卷
RECENTRESULTSOBTAINEDFROMDAYSIDEOPTICALAURORAL
OBSERVATIONSATYELLOWRIVERSTATION
HanDesheng1,HuZejun2,ChenXiangcai2,LiuJianjun2,HuHongqiao2,YangHuigen2
(1StateKeyLaboratoryofMarineGeology,SchoolofOceanandEarthScience,TongjiUniversity,Shanghai200092,China;
2PolarResearchInstituteofChina,Shanghai200136,China)
Abstract
Recentresultsbmatic
studyofdaysidediffuseaurorahasimportantimplicationsformanytopics,suchasgenerationanddistribu-
tionofcoldplasmasinthedaysideoutermagnetosphere,andpenetrationofmagnetosheathparticlesintothe
rtanewauroralform,the“throataurora”,andconfirmitcorrespondstolocalized
magneturrencerateofthroat
auroracanbehigh,andthespecialscaleofmagnetopauseindentationassociatedwithitaslargeas2–3RE.
Wesuggestthatthroataurorasarelikelycausedbyamagnetosheathhigh-speedjetimpactingonthe
magnetopause,irmthataspe-
cialdiffuseauroracanbegeneratedfrommagnetosheathparticlepenetrationintothemagnetosphereassoci-
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