韓德勝 胡澤駿 陳相材 劉建軍 胡紅橋 楊惠根

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基于北極黃河站觀測的日側極光研究新進展

韓德勝1胡澤駿2陳相材2劉建軍2胡紅橋2楊惠根2

(1同濟大學地球與海洋學院, 海洋地質國家重點實驗室, 上海 200092;2中國極地研究中心, 上海 200136)

回顧了基于中國黃河站全天空極光觀測對日側彌散極光與喉區(qū)極光研究的最新進展。首先, 利用黃河站極光觀測, 對日側彌散極光展開系統(tǒng)性分類與統(tǒng)計研究, 對這一重要空間物理現(xiàn)象取得新認識, 指出日側彌散極光對研究日側外磁層冷等離子體的分布、形成及磁鞘粒子進入磁層都具有重要啟示作用; 同時發(fā)現(xiàn)并定義了一種新型分立極光結構—— 喉區(qū)極光, 并推斷其可能對應磁層頂?shù)木值刈冃?。喉區(qū)極光是指發(fā)生在電離層對流喉區(qū)附近、從極光卵赤道側向低緯方向延伸出來的分立極光結構。全天空極光觀測表明喉區(qū)極光走向大致與電離層對流方向一致。之后, 觀測驗證了喉區(qū)極光對應磁層頂局地內(nèi)陷式變形的推測; 統(tǒng)計發(fā)現(xiàn)喉區(qū)極光是一種非常高發(fā)的現(xiàn)象, 對應的磁層頂變形尺度可達2—3 Re, 并指出這種變形最可能由磁鞘高速流沖擊磁層頂產(chǎn)生; 發(fā)現(xiàn)在喉區(qū)極光產(chǎn)生過程中還可能觸發(fā)磁重聯(lián); 證實伴隨喉區(qū)極光的產(chǎn)生, 磁鞘粒子會進入磁層并誘發(fā)產(chǎn)生一種新型彌散極光。通過喉區(qū)極光研究, 可以將已有的磁鞘瞬態(tài)過程研究和觸發(fā)式磁重聯(lián)研究有機地結合在一起, 對太陽風-磁層耦合過程形成一種新的認識, 即: 在磁鞘中局地產(chǎn)生(而不是存在于太陽風中)的瞬態(tài)過程可以在日下點附近頻繁地導致磁層頂局地變形、觸發(fā)重聯(lián)、引發(fā)系列地球空間效應, 可能對太陽風-磁層耦合具有不可忽略的重要性。以此為基礎, 討論了日側極光研究引出的新課題。

極光 彌散極光 喉區(qū)極光

0 引言

極光的產(chǎn)生是帶電的能量粒子沿磁力線沉降進入電離層, 使電離層中某些粒子的原子核外圍電子由低能道激發(fā)到高能道, 受激發(fā)電子從高能道再躍遷回低能道的同時釋放出光子的過程。作為一種發(fā)光現(xiàn)象, 極光的物理要素主要包括頻段(即顏色)、強弱、形態(tài)等。極光的不同物理要素能夠反映出不同的空間物理信息。能夠激發(fā)哪種頻段的極光由沉降粒子的能量大小決定, 但是能夠激發(fā)出多少光子卻是由沉降粒子的多少(數(shù)通量)決定; 同時, 極光的形態(tài)又可以反映出沉降粒子的二維分布。經(jīng)過濾波, 成像觀測可同時獲得特定極光頻段的強弱和形態(tài)信息, 因此, 利用連續(xù)的極光成像觀測, 不僅可以推斷空間物理過程中沉降粒子的能量、通量、空間尺度, 還可以了解其時空演化特征。極光為空間物理研究提供了一種強有力的觀測手段。

極光光譜中既包括肉眼可以看到的可見光頻段, 也有肉眼看不到的紫外頻段。紫外頻段極光在地面觀測極為困難, 因此在地面主要觀測極光的可見光頻段, 其中綠色(波長557.5 nm)與紅色(波長630.0 nm)是最強的兩條可見光譜線, 并且都是由電子沉降產(chǎn)生。

地面上觀測到的極光根據(jù)其形態(tài)可分為分立極光與彌散極光兩大類。分立極光具有明顯的邊界, 比如, 常見到的弧狀、射線狀、渦旋狀極光結構都屬于分立極光。彌散極光的發(fā)光強度在發(fā)光區(qū)域內(nèi)相對均勻, 因而在形態(tài)上常常呈現(xiàn)為模糊一片。分立極光通常在紅色與綠色波段中同時都可以觀測到, 但彌散極光主要出現(xiàn)在綠色波段。圖1是黃河站觀測到的極光圖像, 其中可以看到分立極光與彌散極光具有明顯不同的光學特征。

除光學特征外, 分立極光與彌散極光的產(chǎn)生機理以及針對它們開展的研究側重點也不同。產(chǎn)生分立極光的沉降電子都會經(jīng)歷加速過程[1], 因此, 針對分立極光的研究重點在于粒子的加速機制。此外, 一些分立極光的瞬態(tài)現(xiàn)象被證實與特定空間物理過程相對應,比如發(fā)生在夜側的極光點亮、高緯擴展對應磁層亞暴過程[2], 發(fā)生在日側的PMAF(極向運動極光結構)對應磁層頂重聯(lián)過程[3-4]。

圖1 分立極光與彌散極光具有明顯不同的觀測特征

Fig.1. Different optical properties between discrete and diffuse auroras

針對彌散極光的研究起初主要聚焦在粒子源區(qū)、有無加速、極光粒子散射機理等幾個方面。20世紀70年代, 得益于衛(wèi)星的快速發(fā)展, 人們利用衛(wèi)星與地面的聯(lián)合觀測研究了彌散極光的粒子源區(qū)以及粒子沉降的物理機制, 基本回答了兩個問題: (1)引起彌散極光的沉降電子來源于等離子體片, 而且很可能是來自中心等離子體片[5]; (2)沉降粒子在沉降過程中未被加速, 而且粒子散射的物理過程也并未明顯地改變粒子的能量[6]。因此, 20世紀80年代后對彌散極光的研究就主要集中在了粒子的散射機理上。對于這一問題, 被廣泛接受的理論是波粒相互作用, 也就是通過波粒相互作用將等離子體片粒子散射到損失錐, 增強粒子沉降率, 從而產(chǎn)生彌散極光。

人們很早就發(fā)現(xiàn)電子回旋簡諧波(electron cyclotron harmonic wave, ECH)和哨聲波(whistler mode chorus, Chorus)都可以引起等離子體片內(nèi)的粒子散射, 但這兩種波中哪一種對彌散極光的產(chǎn)生具有決定性作用一直是磁層物理研究中一個爭論不休的問題。最新研究認為, Chorus是產(chǎn)生近地(L < 8)彌散極光粒子散射的主要原因[7-8], 而ECH波可能在外磁層(L > 8)粒子散射中發(fā)揮了重要的作用[9-10]。

彌散極光一般出現(xiàn)在磁地方時午夜—正午的極光卵低緯一側[11-12]。在日側, 雖然光學[11,13]和粒子[14-15]觀測都早已注意到存在大量彌散極光, 但受觀測條件所限, 一直缺乏針對日側彌散極光的系統(tǒng)研究。借助地理優(yōu)勢, 挪威科學家[13]在長期觀測基礎上對日側極光根據(jù)形態(tài)進行了分類, 發(fā)現(xiàn)在午前極光卵低緯側(磁緯73°以下)存在彌散極光。對于日側彌散極光的產(chǎn)生機制, 他們僅簡單推測其沉降粒子主要來源于亞暴發(fā)生后由夜側漂移到日側的等離子體片的高能粒子, 對日側彌散極光的詳細特性、產(chǎn)生機制并沒有更為深入討論。

在日側開展極光觀測需要觀測臺站同時滿足兩個條件。(1)臺站的地理緯度要足夠高, 確保臺站在冬季轉到日側時完全處于極夜狀態(tài); (2)臺站要在日側極光卵下方, 也就是地磁緯度75°附近。簡單來說就是要求有極光、無日光。由于地球自轉軸與地磁軸存在角度差, 而且北極地區(qū)陸地稀少, 因此在北半球能滿足上述條件的地方極為有限。挪威北部的斯瓦爾巴島是北半球為數(shù)不多的可進行日側極光觀測地之一, 而我國黃河站正坐落于該島上, 因此黃河站對開展日側極光觀測擁有得天獨厚的優(yōu)勢。從2003年底開始, 我國在北極黃河站架設了全天空多波段極光成像觀測系統(tǒng), 該系統(tǒng)一直運行至今, 積累了非常寶貴的日側極光觀測數(shù)據(jù)[16-17]?；谶@些新數(shù)據(jù)已取得了系列研究成果, 在研究日側彌散極光過程中還發(fā)現(xiàn)了在正午時近的一種新型分立極光結構——喉區(qū)極光。本文將主要回顧近期圍繞日側彌散極光和喉區(qū)極光取得的新結果, 在此基礎上重點分析它們對理解日側磁層過程的重要科學意義。

1 基于北極黃河站觀測的日側彌散研究

1.1 日側彌散極光的分類及統(tǒng)計研究

利用黃河站2003—2009年7個冬季的全天空極光觀測, 對日側(06—18 MLT)彌散極光的形態(tài)及出現(xiàn)規(guī)律進行了統(tǒng)計研究[18],發(fā)現(xiàn)日側彌散極光(dayside diffuse aurora, DDA)普遍存在, 從形態(tài)上可以大體分為無結構彌散極光(unstructured diffuse aurora)與有結構彌散極光(structured diffuse aurora)兩種。無結構彌散極光表現(xiàn)為滿視野均勻發(fā)光或在均勻發(fā)光背景上存在黑色極光結構, 如圖2所示。其中面紗狀(Veiling)彌散極光是以往研究中對無結構彌散極光的一種叫法; 黑色極光(Black aurora)特指在無結構彌散極光背景之下存在的一些不發(fā)光的區(qū)域; 而在下午觀測到的彌散極光帶(Diffuse band)是指形態(tài)上類似分立極光弧的一些條帶狀的彌散極光結構。有結構彌散極光主要包括如圖3所示的(a)條帶狀(stripy)、(b)塊狀(patchy)、(c)不規(guī)則狀(irregular), 其中發(fā)光強度呈現(xiàn)周期性明弱變化的又稱作是脈動型彌散極光(pulsating diffuse aurora)。在此分類基礎上, 對各類彌散極光的出現(xiàn)規(guī)律進行了統(tǒng)計分析(圖4)。圖4表明無結構彌散極光上午出現(xiàn)率明顯高于下午, 出現(xiàn)峰值在09 MLT, 在12 MLT存在出現(xiàn)率最小值; 而有結構彌散極光的出現(xiàn)率在正午附近有最大值。除上述統(tǒng)計分布結果之外, 有結構彌散極光中條帶狀彌散極光的走向分布也非常有意思。圖5是針對條帶狀彌散極光走向分布的統(tǒng)計結果, 表明條帶狀彌散極光的走向在午前、正午、午后分別沿著西南—東北, 南—北, 西北—東南走向, 即與正午附近電離層對流方向一致。圖6給出了一個能夠顯示這種走向變化的條帶狀彌散極光的典型事例。

圖2 日側“無結構”彌散極光示例. 原圖見文獻[18]

Fig.2. Examples for “unstructured” dayside diffuse auroras. See pictures from reference[18]

圖3 日側“有結構”彌散極光示例. 主要有塊狀、條帶狀、不規(guī)則狀. 原圖見文獻[18]

Fig.3. Examples for “structured” dayside diffuse auroras, which include patchy, stripy, and irregular forms. See pictures from reference[18]

1.2 日側彌散極光分類與統(tǒng)計結果的物理意義

想要理解上述觀測結果的物理意義, 首先需要考慮產(chǎn)生彌散極光的物理過程。如前所述, 彌散極光是中心等離子體片電子經(jīng)波粒相互作用散射進入損失錐所致。這意味著, 產(chǎn)生彌散極光有兩個關鍵因素, 一個是源粒子, 另一個是波?；谶@兩個因素, 就可以很好地解釋上述觀測結果。

首先, 對于彌散極光, 無論日側還是夜側, 其源粒子都是伴隨亞暴向地注入中心等離子體片的熱電子。這些熱電子由午夜附近注入后會向著晨側漂移, 在漂移過程中一些熱電子就會通過波-粒相互作用被散射到損失錐中, 產(chǎn)生彌散極光, 與此同時也會使產(chǎn)生彌散極光的源電子數(shù)密度逐漸降低。由于極光強度與沉降熱電子的數(shù)密度成正比, 源電子的數(shù)密度逐漸降低會直接導致能夠沉降產(chǎn)生極光的電子數(shù)密度降低, 這正是彌散極光在午夜后逐漸減弱的根本原因。

對于如圖2和圖3所示的無結構和有結構彌散極光, 它們最主要區(qū)別在于彌散極光的發(fā)光區(qū)域大小。如果極光發(fā)光區(qū)域足夠大, 它將充滿攝像機的視野, 因此看上去就是“無結構”; 如果發(fā)光區(qū)域有限, 其形態(tài)在攝像機視野范圍內(nèi)可以被識別, 那它看上去就成了“有結構”彌散極光。圖4顯示, 彌散極光在晨側主要表現(xiàn)為“無結構”, 這可以理解為, 雖然產(chǎn)生彌散極光的源粒子的密度在從午夜漂移到中午的過程中逐漸降低, 但其在晨側時仍然較高, 仍然可以在大范圍內(nèi)產(chǎn)生彌散極光, 因此在觀測上就表現(xiàn)為“無結構”多發(fā)。至于為什么在正午附近變成“有結構”多發(fā), 這就需要參考“有結構”彌散極光的產(chǎn)生原因。在夜側, 人們很早就注意到“有結構”彌散極光的存在。對于這些“有結構”彌散極光, 以往研究認為它們對應磁層中的冷等離子體團[19-20], 磁層中冷等離子體團的形狀和大小決定了“有結構”彌散極光的形狀和大小。在日側, 已有觀測證實“有結構”彌散極光與磁層中的冷等離子體團對應[21-22]。對于產(chǎn)生彌散極光, 冷等離子體的作用主要在于降低參與共振的熱電子的能量閾值。也就是說, 當來自中心等離子體片的熱電子遇到冷等離子體團時, 由于冷等離子體的存在, 會使一些原本低于共振能量閾值的熱電子也能夠參與到波的共振中來, 從而被散射進入損失錐產(chǎn)生彌散極光[20-23]。由于極光強度與沉降粒子的數(shù)通量成正比, 更多的粒子沉降意味著更強的極光強度。因此, 可將圖4所示的統(tǒng)計結果解釋如下: 產(chǎn)生彌散極光的熱電子在從午夜向正午漂移過程中數(shù)密度逐漸減少, 到了正午附近, 雖然它們?nèi)匀豢梢越?jīng)過波粒作用散射進入損失錐產(chǎn)生彌散極光, 但由于發(fā)光強度太弱, 不易被觀測到。在這種情況下, 如果在日側外磁層中存在冷等離子體團, 那么在熱電子通過冷等離子團時就會有更多的熱電子參與到共振過程中來, 從而被散射進入損失錐, 使該區(qū)域的極光強度增強, 最終在極光觀測中表現(xiàn)為“有結構”彌散極光。

圖4 日側彌散極光統(tǒng)計結果. a)所有可用的觀測數(shù)據(jù)(藍色)、所有彌散事件(黃色)、脈動彌散極光(紅色)隨時間分布圖; b)彌散極光和脈動彌散極光的發(fā)生率; c)—f)分別是無結構彌散極光、有結構彌散極光、塊狀加不規(guī)則狀彌散極光、條帶狀彌散極光事件隨時間分布. 原圖見文獻[18]

Fig.4. Statistical results for the DDAs. a) distributions for all the observation, DDA, and pulsating DDA; b) occurrence rate of DDA and pulsating DDA, c) – f) distributions of unstructured DDA, structured DDA, patchy and irregular DDAs, and stripy DDA, respectively. See pictures from reference[18]

上述解釋充分體現(xiàn)出外磁層冷等離子團對日側“有結構”彌散極光產(chǎn)生的重要作用。將日側彌散極光所反映的物理過程綜合顯示在圖7中, 顯然, 這使得通過日側彌散極光觀測來研究日側外磁層冷等離子體分布、形成等成為可能。

圖5 條帶狀彌散極光走向的統(tǒng)計結果. 原圖見文獻[18]

Fig.5. Statistical results on the orientation of the stripy diffuse auroras. See pictures from reference[18]

圖6 2007年12月2日觀測到的一個條帶狀彌散極光觀測事例. 圖中顯示條帶狀彌散極光的走向在午前、正午、午后與圖5所示的統(tǒng)計結果一致. 原圖見文獻[18]

Fig.6. An example observed on December 2, 2007 to show that the stripy DDA’s alignment is consistent with the statistical results as shown in Figure 5. See pictures from reference[18]

圖7 日側彌散極光觀測結果對應的日側物理過程示意圖. 原圖見文獻[18]

Fig.7. A schematic illustration of the physical processes inferred from the observational results of dayside diffuse aurora. See pictures from reference[18]

當衛(wèi)星穿過日側外磁層時常會觀測到冷等離子體結構, 這些冷等離子體一般被認為來自等離子體層羽狀結構向日側磁層頂漂移(plasma-spheric drainage plumes)或電離層粒子沿磁力線上行。衛(wèi)星觀測雖然可以探測到冷等離子體存在, 但即使多顆衛(wèi)星編組飛行, 也很難準確描述出冷等離子體結構投影到衛(wèi)星所在平面的二維形態(tài)。因此, 人們都只能推斷冷等離子體在外磁層是以團狀結構存在。在正午附近, 觀測到如圖3所示的塊狀、條帶狀、不規(guī)則狀彌散極光, 由此推斷塊狀彌散極光對應磁層中的團狀冷等離子體, 而條帶狀彌散極光應該對應楔形冷等離子體結構。根據(jù)條帶狀彌散極光沿對流方向分布的觀測特征(圖5, 圖6), 推斷楔形冷等離子體的形成和電離層或磁層大尺度對流過程密切相關。基于現(xiàn)有觀測, 我們認為最可能的過程應該是: 光致電離使中高緯電離層等離子體密度增加, 電離層對流攜帶高密度等離子體由低緯向高緯運動在電離層內(nèi)形成條帶狀高密度區(qū), 該高密度區(qū)又對應高發(fā)的電離層粒子上行乃至逃逸, 由此形成磁層中楔形冷等離子體分布。

對于上述推斷的驗證可以通過統(tǒng)計分析條帶狀彌散極光的發(fā)生與地磁活動、太陽風條件的相關性, 推斷獲得楔形冷等離子體的形成條件; 結合SuperDARN雷達觀測分析確定楔形冷等離子體與磁層對流的相關性。利用DMSP衛(wèi)星與條帶狀彌散極光協(xié)同觀測, 判斷條帶狀彌散極光是否對應電離層離子上行。利用THEMIS和MMS衛(wèi)星, 尋找可靠的星-地聯(lián)合觀測事件, 確定條帶狀彌散極光是否與外磁層冷等離子體結構相關; 同時, 通過分析冷等離子體投射角或粒子成分可推斷其是否源于電離層。這些都是非常有意義的研究新課題。

2 基于北極黃河站觀測的喉區(qū)極光研究

在研究日側彌散極光過程中發(fā)現(xiàn), 當條帶狀彌散極光(通常沿南北向分布)與分立極光卵(discrete auroral oval)接觸的情況下, 常會在極光卵低緯側出現(xiàn)一種沿南北向分布的分立極光結構(圖8)。我們注意到這種極光結構只發(fā)生在電離層對流喉區(qū)附近, 因此將其命名為“喉區(qū)極光” (Throat aurora)。

圖8 一個典型的喉區(qū)極光事件. a),b)全天空紅色極光觀測, 及其在電離層投影, 其中紅點所示為分立極光卵的赤道向邊界, 黑點所圍區(qū)域為喉區(qū)極光; c)喉區(qū)極光邊界在磁赤道平面投影. 原圖見文獻[27]

Fig.8. A typical throat aurora example. a), b) original all-sky observation in the red line and the mapping into the ionosphere, respectively, in which the red dots indicate the equatorward boundary of the discrete auroral oval and the aurora circle by the black dots is throat aurora; c) dots mapping to the geomagnetic equatorial plane. See pictures from reference[27]

以往研究認為正午附近的分立極光對應開放磁力線區(qū)[24-25], 分立極光卵的赤道向邊界對應日側磁層頂?shù)拈_-閉磁力線邊界[3], 喉區(qū)極光是發(fā)生在正午附近的分立極光, 又具有從分立極光卵赤道向邊界向低緯延伸的特征, 因此, 直觀的感覺它應該對應磁層頂上一個局地的內(nèi)陷式變形。如果磁層頂上的這種變形真的存在, 而且可以通過喉區(qū)極光來追蹤, 那么這對研究對應的磁層頂過程來說無疑是一個非常重要的發(fā)現(xiàn)。在定義喉區(qū)極光的研究中[18], 由于缺乏進一步的觀測證明, 只是在如圖7所示的磁層頂上畫了一個小缺口, 作為對喉區(qū)極光可能對應的物理過程的一種推斷。在隨后的研究中, 這個推斷得到了觀測證實。

2.1 喉區(qū)極光對應磁層頂內(nèi)陷式變形的衛(wèi)星觀測證據(jù)及相關推論

在多年連續(xù)觀測中, 找到了近10例DMSP衛(wèi)星剛好穿過喉區(qū)極光的觀測事件, 所有的事件都支持喉區(qū)極光對應磁層頂局地變形的推斷。圖9給出了其中一個例子。左邊顯示的是衛(wèi)星軌跡(帶箭頭的黃色曲線)落在全天空極光觀測圖像上的位置?？梢钥吹? 當衛(wèi)星在“a”“b”兩點穿過喉區(qū)極光時, 圖9c所示的衛(wèi)星觀測顯示出明顯的磁鞘(開放磁力線)特征; 而在喉區(qū)極光之外的地方則顯示出典型的閉合磁力線特征。這一結果直觀地反映出喉區(qū)極光的確對應磁層頂局地變形[26]。

以此為基礎, 我們還對產(chǎn)生喉區(qū)極光的相關過程做了一些推斷。這些推斷都綜合在圖10中, 其中包括: (1)喉區(qū)極光由磁鞘粒子產(chǎn)生, 對應磁層頂局地變形和下行場向電流; (2)總與喉區(qū)極光相伴存在的條帶狀彌散極光對應日側外磁層中楔形冷等離子體結構; (3)緊鄰喉區(qū)極光存在的黑色極光區(qū)域對應下行場向電流; (4)因為磁鞘粒子溫度低于中心等離子體片電子溫度, 當它們滲透進入磁層將可能與中心等離子體片熱電子作用產(chǎn)生一種新的彌散極光; (5)喉區(qū)極光是分立極光, 伴隨場向電流, 那么它在產(chǎn)生過程中將會驅動電離層局地對流渦。對這些推斷的驗證都是非常有意義的研究課題。

2.2 喉區(qū)極光的統(tǒng)計研究

當我們確認喉區(qū)極光對應磁層頂局地變形之后, 自然會問: 喉區(qū)極光怎么產(chǎn)生的？它對應的磁層頂局地變形尺度上能有多大？發(fā)生的頻率如何？與其他磁層頂物理過程(如磁重聯(lián))有什么關系？會伴隨產(chǎn)生怎樣的地球空間效應？

這些問題每一個都非常重要, 尤其是發(fā)生頻率。如果發(fā)生頻率很高, 那么產(chǎn)生喉區(qū)極光的相關過程必然會對太陽風-磁層之間的能量和物質耦合產(chǎn)生非常重要的影響。帶著這些問題, 完成了喉區(qū)極光的統(tǒng)計研究[27]。我們發(fā)現(xiàn):

圖9 兩條平行分布的喉區(qū)極光的綠色a)和紅色b)波段觀測. c)從上到下分別是行星際磁場、DMSP衛(wèi)星觀測到的磁場、電子與離子總能量、電子與離子的平均能量、電子差分能譜、離子差分能譜. 原圖見文獻[26]

Fig.9. Two parallel throat auroras observed in green a) and red b) lines and the associated precipitation properties observed by DMSP satellite; c)from top to bottom, show the IMF components, the geomagnetic field observd by DMSP, the total energy flux of electrons (black dots) and ions (red dots), the average energy of electrons (black dots) and ions (red dots), and spectrograms of differential energy flux of electrons and ions. See pictures from reference[26]

圖10 基于DMSP衛(wèi)星觀測得出的喉區(qū)極光對應物理過程的示意圖. 原圖見文獻[26]

Fig.10. A schematic illustration of the physical processes associated with throat aurora obtained from DMSP observations. See pictures from reference[26]

1. 按天算(觀測到喉區(qū)極光的天數(shù)除以總觀測天數(shù)), 喉區(qū)極光的發(fā)生率超過50%; 按10 min算(在特定的10 min之內(nèi)發(fā)生喉區(qū)極光的概率)約為25%。這說明喉區(qū)極光是一種非常高發(fā)的現(xiàn)象。

2. 將喉區(qū)極光投影到磁赤道平面, 其尺度可達~2Re×3Re(圖8), 說明喉區(qū)極光對應的磁層頂變形的空間尺度可以相當可觀。

3. 喉區(qū)極光發(fā)生率與IMF的南北向沒有明顯相關性, 但與IMF錐角(arccos(|Bx|/B))明顯相關: 錐角越大, 發(fā)生率越低。這一相關性與IMF錐角影響磁鞘高速流(High speed jet, HSJ)發(fā)生率的統(tǒng)計結果[28]非常相似(圖11)。磁鞘高速流是發(fā)生在磁鞘區(qū)內(nèi)的一種瞬態(tài)過程, 它的空間尺度約為~1—2 Re[29], 它的動壓比磁鞘背景動壓高出3—10倍[30], 它可以沖擊磁層頂引起磁層頂局地變形[31]。因此, 我們認為磁鞘高速流沖擊導致磁層頂局地變形可能是產(chǎn)生喉區(qū)極光的一個必要原因[27]。

對于研究磁層頂過程, 衛(wèi)星的實地觀測有其明顯的局限性, 而連續(xù)的地面極光成像觀測在提供二維、動態(tài)信息方面具有不可替代的優(yōu)越性。因此, 喉區(qū)極光對全面認識磁鞘高速流影響太陽風-磁層耦合過程具有重要科學意義。

圖11 地面觀測到的喉區(qū)極光的發(fā)生率(左側紅色曲線)[27]與磁鞘中觀測到的高速流發(fā)生率(右側黑色曲線)[28]對比

Fig.11. Comparison between the occurrence rate of throat aurora (red curve in the left panel) observed on the ground[27]and the occurrence rate of high-speed jets observed in the magnetosheath (black curve in the right panel)[28]

2.3 喉區(qū)極光與磁層頂重聯(lián)

作者[32]注意到喉區(qū)極光總是依次包含: 點亮、極向運動(PMAF)、變暗等三個過程。利用地面極光、雷達與低軌衛(wèi)星的協(xié)同觀測, 發(fā)現(xiàn)喉區(qū)極光的點亮和隨后的PMAF在雷達和衛(wèi)星粒子觀測上均顯示出明顯的開放磁力線特征。我們認為喉區(qū)極光的點亮和隨后的PMAF分別對應伴隨磁層頂重聯(lián)的磁力線打開和新開磁力線的極向“拖拽”, 而隨后的變暗則對應磁力線由開放恢復到閉合的動態(tài)過程。簡單說, 在產(chǎn)生喉區(qū)極光過程中, 在與其對應的磁層頂內(nèi)陷變形區(qū)內(nèi)會發(fā)生磁重聯(lián)。

2.4 伴隨喉區(qū)極光產(chǎn)生的日側彌散極光

在確認喉區(qū)極光源區(qū)粒子特性的研究中[26], 推斷在日下點磁層頂附近伴隨喉區(qū)極光產(chǎn)生過程滲透進入磁層的磁鞘粒子可能會起到冷等離子體團的作用, 與來自中心等離子體片的熱電子作用產(chǎn)生一種新的彌散極光。這一過程如果能被證實, 將意味著可以通過地面的彌散極光觀測來推斷得到磁鞘粒子滲透進入磁層的二維、動態(tài)信息。

在最近的研究中[33], 首先統(tǒng)計確認了在正午附近存在兩種動態(tài)特征完全不同的“有結構”彌散極光。一種常表現(xiàn)為以較高的速度從低緯到高緯漂移, 有時還會顯示出脈動特征; 另一種總是緊靠分立極光出現(xiàn), 漂移方向與相鄰分立極光一致, 漂移速度較前一類慢很多(圖12)。然后, 利用MMS衛(wèi)星和地面極光協(xié)同觀測, 發(fā)現(xiàn)這兩種彌散極光分別與源于磁層的O+離子和源于磁鞘的He2+離子的數(shù)密度的增加相關。這一結果驗證了圖4中有關伴隨喉區(qū)極光會產(chǎn)生新型彌散極光的推斷。同時, 在圖12最后兩幅圖像中, 兩種彌散極光混合到一起, 這暗示著磁層粒子可能參與或影響喉區(qū)極光產(chǎn)生過程。

圖12 紅色箭頭與黃色箭頭所指的為動態(tài)特征完全不同的兩種彌散極光, 分別將其稱為I類、II類彌散極光, 其中I類彌散極光的產(chǎn)生與喉區(qū)極光相關. 原圖見文獻[33]

Fig.12. Two types of diffuse aurora observed near magnetic local noon, which are called type I and type II diffuse auroras and are indicated by the red and yellow arrows, respectively. The type I diffuse aurora is related with the generation process of throat aurora. See pictures from reference[33]

2.5 喉區(qū)極光對應磁鞘高速流引起磁層頂變形的直接觀測證明

對于構建由磁鞘高速流引起磁層頂局地變形從而產(chǎn)生喉區(qū)極光這一物理圖像, 雖然我們利用低軌衛(wèi)星與地面觀測證實喉區(qū)極光對應磁層頂變形[26], 并且通過統(tǒng)計研究給出了喉區(qū)極光與磁鞘高速流之間的相關性[27], 但很明顯, 這里還存在一個缺口, 那就是缺少直接的磁鞘高速流引起喉區(qū)極光的觀測證明。

圖13 a)MMS衛(wèi)星軌道在X-Y平面內(nèi)投影; b)衛(wèi)星足點落在黃河站全天空視野中的位置. 原圖見文獻[34]

Fig.13. a)MMS orbit in the X-Y plane; b)the projection in the ionosphere in the field of view of Yellow River Station. See pictures from reference[34]

得益于MMS衛(wèi)星軌道設計, 在2015年至2017年冬季, 當衛(wèi)星每次穿越日下點磁層頂時, 黃河站都正好處于磁正午附近, 使我們找到不止一例能夠完美重現(xiàn)由磁鞘高速流引起磁層頂局地變形從而產(chǎn)生喉區(qū)極光的觀測事件。以此為基礎, 我們給出了喉區(qū)極光對應磁層頂內(nèi)陷式變形的直接觀測證明[34]。圖13左邊顯示的是MMS衛(wèi)星軌道, 右邊紅線是衛(wèi)星軌道在黃河站視野內(nèi)的投影。圖14給出了這段時間的MMS和地面極光觀測。在9:46 UTC左右, MMS衛(wèi)星觀測到一個瞬態(tài)事件, 并伴隨有地向高速流。這類事件通常被解釋成由于磁層頂一張一縮地運動, 導致處于磁層內(nèi)的衛(wèi)星短暫進入磁鞘然后又回到磁層。但是結合地面極光觀測,可以清晰地看到, 從9:45:20—9:47:40 UTC, 極光卵的赤道向邊界整體并沒有明顯運動(說明沒有磁層頂張縮運動), 而是剛好出現(xiàn)了一個喉區(qū)極光事件。而且利用連續(xù)的極光觀測我們可以看到是喉區(qū)極光從右向左運動時掃過衛(wèi)星。也就是說MMS在9:45 UTC左右觀測到的瞬態(tài)事件其實是喉區(qū)極光對應的磁層頂內(nèi)陷變形結構掃過衛(wèi)星所致。這是針對磁層頂瞬態(tài)事件給出的一個確定無疑的新解釋。

圖14 喉區(qū)極光對應磁鞘高速流、磁層頂局地變形的直接觀測證據(jù). 原圖見文獻[34]

Fig.14. Direct observation evidence for the casual relation between the magnetosheath high-speed jet and the throat aurora. See pictures from reference[34]

3 總結與研究展望

我們針對日側彌散極光展開分類、統(tǒng)計研究[18], 其結果極大地拓展了人們對這一重要空間物理現(xiàn)象的認識, 對研究日側外磁層冷等離子體的分布、形成以及磁鞘粒子進入磁層[33]具有重要的啟示作用; 更為重要的是在此基礎上發(fā)現(xiàn)并定義了喉區(qū)極光, 確認了喉區(qū)極光對應磁層頂上的局地內(nèi)陷式變形[26,34], 其空間尺度可大至~2Re×~3Re, 是一種非常高發(fā)的現(xiàn)象, 研究指出這種變形最可能由磁鞘高速流沖擊磁層頂產(chǎn)生[27], 同時還可能觸發(fā)磁重聯(lián)過程[32]。

太陽風與磁層之間的物質與能量耦合是空間物理學關鍵科學問題之一, 以往認為太陽風與IMF特性對這一過程具有控制作用。喉區(qū)極光將已有的磁鞘瞬態(tài)過程研究、觸發(fā)式磁重聯(lián)研究有機地融合在一起, 使我們認識到在磁鞘中局地產(chǎn)生(而不是存在于太陽風中)的瞬態(tài)過程可以導致磁層頂局地變形、觸發(fā)重聯(lián)、引發(fā)系列地球空間效應, 可能對太陽風-磁層能量與物質耦合具有不可忽略的重要性。這是目前對于太陽風-磁層耦合問題所取得的最新認識。

在這一新認識像拼拼圖一樣逐漸成形的過程中, 我們的研究為其提供了極為關鍵的組塊。這些組塊在使這一新認識的輪廓變得清晰的同時, 也讓我們看到了構建完整圖像的缺口所在。這些缺口就是由喉區(qū)極光引出的新課題, 它們至少包括以下幾個方面。

3.1 定量估算磁鞘瞬態(tài)事件引起的太陽風-磁層能量輸入

在確定了磁鞘瞬態(tài)過程可以引起磁層頂變形從而產(chǎn)生喉區(qū)極光的基礎上, 考慮到統(tǒng)計結果顯示喉區(qū)極光不但空間尺度可觀, 而且發(fā)生頻率也非常高, 因此我們推斷喉區(qū)極光產(chǎn)生過程對整個太陽風-磁層耦合過程具有不可忽略的重要性。但是, 目前沒還有人能回答到底有多重要。要回答這個問題, 我們需要定量估算到底有多少能量或物質可以由此進入磁層？它們在全部太陽風-磁層交換量中的占比如何？這項工作的意義還在于, 目前所有太陽風-磁層耦合模型中很少考慮由磁鞘瞬態(tài)過程所致的能量傳輸。如果這個量不可忽略, 那么就應該將其指數(shù)化, 然后輸入到現(xiàn)有模型, 來提高模型預測精度。

3.2 磁層粒子參與和影響磁層頂過程的研究

在前面研究中[18,26-27], 我們反復強調了一個觀測事實: 喉區(qū)極光總是與彌散極光相伴而生。實際上, 喉區(qū)極光本身就是在研究彌散時發(fā)現(xiàn)的一種極光結構。如前所述, 彌散極光對應磁層內(nèi)部過程; 而喉區(qū)極光對應磁層頂變形并伴隨重聯(lián)過程。它們總是相伴而生的觀測事實(如圖12最后兩幅所示)強烈暗示著我們可以通過極光觀測來研究磁層內(nèi)粒子如何參與和影響磁層頂過程, 比如: 磁層頂重聯(lián)過程、喉區(qū)極光產(chǎn)生過程、或磁層粒子逃逸過程等。

3.3 喉區(qū)極光相關的地磁波動研究

喉區(qū)極光是磁鞘高速流沖擊磁層頂所致。根據(jù)現(xiàn)有理論, 在磁層頂受壓過程中會激發(fā)超低頻(ULF)波。利用南極極點站、北極黃河站極光觀測確定喉區(qū)極光發(fā)生時間, 與此同時利用周邊地磁觀測, 檢出與喉區(qū)極光相伴而生的地磁脈動, 分析其頻率、空間分布、南北極共軛等特征, 可能會對極隙區(qū)附近的ULF波形成新認識。

3.4 外磁層冷等離子體分布和成因研究

在已確認的幾類彌散極光中, 條帶狀彌散極光具有特殊的重要性。先前研究中, 我們推斷這些條帶狀彌散極光應該對應日側外磁層中楔形分布的冷等離子體團[18]; 由于這些條帶狀彌散極光沿對流方向分布, 所以我們可以推斷這些楔形冷等離子體團的成因應該與電離層(或磁層)對流密切相關。對此, 我們認為最可能的過程應該是: 光致電離使中高緯電離層等離子體密度增加, 電離層對流攜帶高密度等離子體由低緯向高緯運動在電離層內(nèi)形成條帶狀高密度區(qū), 高密度區(qū)對應高發(fā)的電離層粒子上行乃至逃逸, 由此形成磁層中楔形冷等離子體分布。對這一推斷的確認也是一個非常有意義的課題。

總得來說, 我國的黃河站極光觀測為開展日側太陽風-磁層耦合相關過程研究創(chuàng)造了極佳的條件。以黃河站極光觀測為基礎, 圍繞上述課題繼續(xù)深入研究, 有望進一步取得重要科學成果。

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RECENT RESULTS OBTAINED FROM DAYSIDE OPTICAL AURORAL OBSERVATIONS AT YELLOW RIVER STATION

Han Desheng1, Hu Zejun2, Chen Xiangcai2, Liu Jianjun2, Hu Hongqiao2, Yang Huigen2

(1State Key Laboratory of Marine Geology, School of Ocean and Earth Science, Tongji University, Shanghai 200092, China;2Polar Research Institute of China, Shanghai 200136, China)

Recent results based on optical auroral observations at Yellow River Station are reviewed. A systematic study of dayside diffuse aurora has important implications for many topics, such as generation and distribution of cold plasmas in the dayside outer magnetosphere, and penetration of magnetosheath particles into the magnetosphere. We report a new auroral form, the “throat aurora”, and confirm it corresponds to localized magnetopause indentation using coordinated satellite and ground observations. The occurrence rate of throat aurora can be high, and the special scale of magnetopause indentation associated with it as large as 2–3 RE. We suggest that throat auroras are likely caused by a magnetosheath high-speed jet impacting on the magnetopause, and that they should be associated with magnetopause reconnection. We confirm that a special diffuse aurora can be generated from magnetosheath particle penetration into the magnetosphere associated with generation of throat aurora. We propose that transient structures locally generated in the magnetosheath (but not originating from solar wind) frequently cause indentations in the subsolar magnetopause, trigger reconnection, result in series of responses in geospace, and accordingly play an important role in solar wind-magnetosphere coupling.

aurora, dayside diffuse aurora, throat aurora

2018 年4 月收到來稿, 2018 年5 月收到修改稿

國家自然科學基金項目(41431072, 41474146, 41674169, 41774174)、國家海洋局極地考察辦公室對外合作項目(201608)、浦東新區(qū)科技發(fā)展基金(Pkj2013-z01)資助

韓德勝, 男, 1973 年生。教授, 目前主要從事日側磁層頂過程研究。E-mail: handesheng@#edu.cn

10. 13679/j. jdyj. 20180020