2013, Vol. 56
2. 国家海洋局极地科学重点实验室, 中国极地研究中心, 上海 200136;
3. 西安电子科技大学理学院, 西安 710071
, HU Hong-Qiao2, HAN De-Sheng2, XING Zan-Yang2,3, HU Ze-Jun2, HUANG De-Hong2, YANG Hui-Gen2
2. SOA Key Laboratory for Polar Science, Polar Research Institute of China, Shanghai 200136, China;
3. School of Science, Xidian University, Xi'an 710071, China
行星际激波是日地空间天气能量传输的主要载体之一, 它与地球磁层、电离层的相互作用一直受到人们的广泛关注[1-2].地磁急始(SC)或突然脉冲(SI)被认为是由行进中的行星际激波与地球磁层相互作用触发的一种地磁场强扰动[3-4].自从一系列极轨卫星相继发射以来, 与行星际激波引起的强扰动有关的极光响应特征被逐步观测到.例如Polar和IMAGE卫星大尺度的极光观测发现行星际激波作用于地球磁层之后, 增强的极光辐射首先发生在日侧极光卵的正午扇区, 之后沿着极光卵的晨昏两侧向夜侧扩展[5-6].在某些事例中, 激波也可能引发夜侧地磁活动增强, 粒子沉降的能通量甚至达到典型磁层亚暴的量级[7]、激波直接触发亚暴膨胀相[8].洪明华等[9]对两个行星际激波触发的极光亚暴事件进行分析, 提出行星际激波在触发磁层亚暴的过程中具有重要的作用, 需进一步研究和重新认识.
利用地面磁力计, Schieldge和Siscoe[10]发现在SC之前低纬度观测的地磁场水平分量H趋于减小时则更容易触发亚暴.Kawasaki等[11]关于SC与磁层亚暴相互关系的研究表明磁层受到的压缩足够强时才有可能触发亚暴, 并指出IMF的方向并不是触发亚暴的一个重要参数.Kokubun等[12]总结得出磁层亚暴紧随SC的发生而发生, 并指出行星际以及磁层内部的先决条件是亚暴能否被触发的重要因素.Burch[13]和Kokubun等[12]特别注意到如果IMF的Bz分量在SC之前长时间处于南向, 那么亚暴的发生率将会提高.关于夜侧极光对行星际激波的响应, Akasofu和Chao[14]对六个SC事件进行分析, 并利用极光电急流指数AE的变化判别亚暴是否发生.他们发现SC之后太阳风-磁层能量耦合函数ε显著增加时容易触发亚暴, 并且认为磁层亚暴是太阳风-磁层发电机直接驱动的效应.
关于夜侧极光对行星际激波压缩效应的响应, Zhou和Tsurutani[15]利用Polar卫星两年内观测的53个与行星际激波撞击磁层有关的极光事件进行详细的分析.结果发现夜侧极光对行星际激波压缩效应的响应大体上可以分为三类.第一类是碰撞作用直接导致太阳风-磁层发电机效率增加从而触发磁层亚暴, 该过程极光表现为SC之后几分钟内突然增亮; 第二类是所谓的"伪爆发现象", 该过程大尺度的极光只在局部地区增亮; 第三类是SC之后没有观测到明显的极光活动增强.而Liou等[16]对1996-1999年的43个事件进行分析后发现, ~52%的激波触发了地磁场负弯扰(一个可以用来粗略表征亚暴是否发生的参数), 但其中只有4个(~9%)事件在SC/SI之后的30min内观测到了极光爆发现象.他们最后总结得到激波压缩磁层不太可能触发亚暴, 只是增强了磁层电流系和极光粒子沉降, IMF的北向偏转似乎才是亚暴的触发机制. Meurant等[7]对IMAGE卫星观测的3个事件进行分析, 结果显示由激波携带的增强的太阳风动压和IMF条件共同决定着沉降粒子的总能量, 并得出当磁层处于非稳态时激波才能够触发亚暴.上述卫星极光观测尽管依靠其覆盖范围广阔, 可以在大尺度上对与激波有关的极光演化成像, 但无疑没有给出一致性结论.
目前利用地面光学成像仪对与行星际激波压缩磁层有关的夜侧极光的响应开展的工作还不多见.完全利用地面观测的极光爆发(极向膨胀和西行浪涌)来判定行星际激波是否触发亚暴的研究工作更少.这主要受限于地面观测所需的自然条件以及观测台站的地理位置、当时气象条件等因素的影响.中国南极中山站和北极黄河站的极光观测系统分别建成于1995年和2003年[17-19].通常情况下, 虽然不能观测到亚暴极光点亮的过程, 但两个极光观测台站在夜侧位于极光卵的极向边缘或极盖区, 中等地磁活动条件下全天空视野的光学镜头甚至可以观测到夜侧极光卵的中心部分, 为研究夜侧极光提供了良好的条件.本文充分利用两站连续多年的极光观测数据, 采用事例分析和时间序列的统计分析方法研究地基观测的极光对行星际激波的响应, 为夜侧极光对行星际激波的响应特征给出概括性的结论.
2 极光观测我国在南极中山站和北极黄河站都安装了先进的极光全天空成像系统, 为极光形态以及能谱学方面的研究奠定了坚实的数据基础.南极中山站的地理坐标为(69.4°S, 76.4°E), 地磁纬度为-74.5°MLAT.中山站的地方时(LT)比世界时(UT)早大约5h, 磁地方时(MLT)比世界时大约早1.5h.在磁中午中山站处于极隙区下方, 子夜则在极光卵的极向侧或极盖区.因此中山站的地理位置特别适合观测午后极光以及子夜高纬侧极光.自从1995年中山站高空大气物理观测系统建立以来, 已经连续获取了16年的极光光学观测资料, 为开展午后以及夜侧极光的研究提供了雄厚的数据基础[17, 19].
中国北极科学考察站--黄河站位于北极斯瓦尔巴特群岛新奥尔松地区, 地理坐标为(78.92°N, 11.93°E), 地磁纬度为76.24°MLAT, 处于地球极隙区纬度.黄河站的LT比UT早大约1h, MLT比UT早大约3h.黄河站的全天空CCD成像仪, 在极夜期间能一天24小时连续进行观测, 在一般的地磁活动条件下, 可以获得完整的日侧极光卵以及夜侧极光卵极向侧和极盖区的地面光学观测特征, 对日侧和夜侧极光的研究具有重要意义[20].
受到观测位置、气象、日照等诸多自然条件的影响, 截止到2008年底, 我们挑选出SC/SI发生时中山站或黄河站位于夜侧扇区期间有完整极光观测的事件共计18个.本文基于这18个事件就地面观测的高时空分辨率的极光对行星际激波压缩效应的响应进行详细的分析.对称环电流指数SYM-H用来确定激波到达并作用于磁层的时间(SC/SI突始的时间), 这样的时间不确定控制在1min之内[21].按照SC/SI突始之后极光的活动类型可以将其分为两类:第一类是行星际激波触发的极光爆发事件(auroral breakup event, 简称A类事件); 第二类是极光微弱增强或静态无变化事件(weak intensification or quiescent event, 简称W/Q类事件).下面从光学观测的角度对这两类观测现象分别给出个例描述.
2.1 星际激波触发的A类事件这类事件揭示了行星际激波是触发极光爆发的潜在因素.为了确定触发式极光爆发, SC/SI突始与极光爆发的时间必须准确地确定出来.下面给出其中一个代表性的行星际激波触发的A类事件.图 1a-1e是2002年5月18日位于日地连线的ACE卫星观测的行星际磁场(IMF)和太阳风参数.图 1f-1i是极光电急流指数AU、AL、AE和对称环电流指数SYM-H.图中显示19:18UT之前IMF的Bz分量持续弱南向, 磁场总强度B保持在~4nT, 太阳风参数Nsw、Vx和Pdyn基本不变.这样的IMF和太阳风条件使地磁活动长时间维持平静状态(见SYM-H、AE等指数).ACE卫星在19:18 UT观测到IMF和太阳风参数突然变化.磁场总强度B显著增加, Bz开始扰动, 主要以南向为主.太阳风等离子体参数Vx和Nsw突然增加, 导致太阳风动压Pdyn由~1 nPa陡增至~10 nPa, 即ACE卫星监测到一个行星际激波事件[22].该激波的法向分量为(-0.919, -0.363, 0.151), 法向速度值达到520.3k m/s, 上游马赫数为4.0, 表明该前向快速激波与磁层几乎正向碰撞[22].
图 1i显示SYM-H指数在20:08UT突然增加, 即该行星际激波与磁层相互作用触发了SC.西向电急流指数AL在20min内已经减小到-550nT, 即激波的突然撞击触发了地磁场负弯扰.AE指数由150nT增加至830nT, 表明由密集的极光粒子沉降在夜侧极光卵形成了一个高电导带, 即极光带电急流.
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图 1 左边自上而下依次是ACE卫星于2002年5月18日观测的(a)IMF总强度B, (b)Bz分量, (c)质子数密度Np, (d)太阳风速度Vx, (e)太阳风动压Pdyn, (f)-(h)极光电急流指数AU、AL、AE, (i)对称环电流指数SYM -H.第一条竖直间断线表示ACE卫星在19:18UT监测到的行星际激波, 第二条表示激波到达磁层在20:08UT触发一个SC事件.右边是中山站全天空成像仪在20:08-20:50UT观测的极光序列图像, 图中的M.S和M.E分别代表磁南(极向)和磁东. Fig. 1 Left panels from top to bottom are (a)total B, (b) IMF Bz component, (c)proton density Np, (d)solar wind speed Vx, (e)solar wind dynamic pressure Pdyn, (f)-(h) auroral electrojet AU, AL and AE indices, (e) SYM-H index on 18 May 2002. The first vertical dashed line shows the shock time observed by ACE at 19:18 UT, and the second vertical dashed line shows the SC triggered by the interplanetary shock at 20:08 UT. A sequence of aurora images were displayed on right side from 20:08 UT to 20:50 UT. M.S and M.E marked magnetic south (poleward) and magnetic east, respectively. |
SC期间中山站的磁地方时接近22MLT, 即处于亚暴通常发生的地方时扇区[23].图 1右边是全天空成像仪在激波压缩磁层期间拍摄的极光序列图像.第一帧图像左上角的箭号表示激波触发SC的时间.从极光序列图像可以看到SC刚刚发生时位于极光卵极向侧或极盖区的中山站并没有观测到极光, 此时中山站上空极区空间电磁环境稳定.图中显示极光开始点亮发生在中山站视野之外(纬度更低的区域), 直到其极向边界扩展进入全天空成像仪(20:18UT).20:20UT开始在全天空成像仪低纬区域出现活动强度较大的极光, 并迅速向高纬运动, 亮度几乎饱和.追踪极光序列图, 可以发现最先开始出现显著增强的时间是20:18:38UT.截止到20:24UT, 极向运动的爆发式极光布满成像仪视野.极光序列图像清晰地显示增强的极光向极向运动的同时也向西快速运动, 即形成所谓的"西行浪涌".极光在20:24UT亮度达到饱和, 之后继续向高纬扩展, 亮度逐渐降低, 表明此时夜侧极光卵的宽度显著增加.极光序列图像显示20:42UT中山站正天顶极光强度再次达到饱和, 并出现了一系列的卷曲极光结构, 逐步分裂为南北向排列的多重极光弧.
图 2是中山站通门式磁力计观测的地磁场变化.图中显示20:08UT之前中山站上空电离层活动平静.当激波突然压缩磁层, 磁力计观测到明显的地磁场扰动效应, 20:18UT之后磁场的水平分量显示了典型的负弯扰特征.表明激波压缩磁层使极区电离层感应电流增强.磁层亚暴期间典型的扰动幅度为200~2000nT, 持续时间为1~3h[24].图 2所示磁场扰动形态表明激波压缩磁层触发了典型的极光亚暴事件.
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图 2 2002年5月18日19:00-21:00UT中山站通门式磁力计观测的地磁场三分量, 黑色间断线表示S C突始的时刻. Fig. 2 Geomagnetic three components observed by fluxgate magnetometer at Zhongshan station during 19:00-21:00 UT on 18 May 2002. Black vertical dashed line shows the SC onset. |
对于此类事件, SC之后的30min内地面台站并没有观测到极光活动显著增强.尽管某些激波压缩磁层导致地磁指数AL降幅显著, 但对那些激波触发的SC事件, 在如此宽的时间窗口都没有观测到极光或极光活动显著增强, 我们将其称为"静态无变化"或"极光微弱增强"事件.由于受到观测位置单一、视野覆盖有限等的影响, 这类事件并不能完全代表夜侧极光卵没有在其它地方时扇区发生局部极光爆发现象.虽然我们仅关注南极中山站和北极黄河站采集到的极光观测数据, 统计发现这类事件仍然具有一定的共性.由于W/Q类事件对应的极光活动并不显著, 下面以一个代表性事例介绍此类行星际激波触发的极光响应事件.
图 3左是1999年5月17日23:00 UT至18日02:00UT期间ACE卫星监测的IMF和太阳风等离子体参数.00:02 UT, ACE卫星监测到一个行星际激波事件[22].磁场总强度B突然增加, Bz分量变得更加北向, Nsw、Vx同时增加.太阳风动压Pdyn由~3nPa陡增至~9nPa.54min (00:56UT)后行星际激波传播到地球空间触发了SC事件.该激波的法向分量为(-0.994, 0.106, -0.038)[22], 法向速度值为444.3km·s-1, 上游马赫数为2.30, 表明该前向快速激波与磁层正向碰撞.图 3显示太阳风动压Pdyn增加值为~6nPa, 激波作用于磁层导致SYM-H指数突然增加至少20nT.图 3f-3i显示AU、AL、AE指数同时变化.AL在5 min之内减小到~-65nT, AU增加值超过了100nT.相对于2002年5月18日SC事件期间极光电急流的变化, 图 3显示地磁指数的变化幅度较微弱.
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图 3 左边是ACE卫星于1999年5月17日23:00UT至18日02:00UT观测的(a)IMF总强度B, (b)Bz分量, (c)质子数密度Np, (d)日地连线方向的太阳风速度Vx, (e)太阳风动压Pdyn, (f)-(h)极光电急流指数AU、AL、AE, (i)对称环电流指数SYM-H.第一条竖直间断线表示ACE卫星在00:02UT监测到的行星际激波事件, 第二条表示激波到达磁层在00:56UT触发的SC事件.右边是00:54-01:32UT中山站观测的极光序列图像, 图中的M.S和M.E分别代表磁南(极向)和磁东. Fig. 3 Left panels from top to bottom are (a) total B, (b) IMF Bz components (c) proton density Np, (d) solar wind speed Vx, (e) solar wind dynamic pressure Pdyn, (f)-(h) auroral electrojet AU, AL and AE indices, (i) SYM-H index between 23:00 UT on 17 May and 02:00 UT on 18 May 2002.The first vertical dashed line shows the shock time observed by ACE at 00:02 UT, and the second vertical dashed line shows the SC triggered by the interplanetary shock at 00:56 UT.A sequence of aurora images were displayed on right side from 00:54 UT to 01:32 UT.M.S and M.E marked magnetic south (poleward) and magnetic east, respectively. |
图 3右是00:54-01:32UT期间中山站全天空成像仪观测的极光序列图像.SC之前在中山站东北方向(低纬)观测到一条亮度极低的极光弧, 该极光弧长时间存在.SC之后的短时间内暗弱的极光弧持续在东北侧活动, 并没有明显的活动增强迹象, 相反在01:02UT之后极光弧逐渐消失, 此后中山站上空直到01:12UT才再次出现弱的极光弧结构.该极光弧逐渐发展为东西向排列的多重弧结构, 并呈现了冕状极光的特征.多重极光弧并没有显著的活动增强现象, 运动至中山站正天顶之后并没有继续向高纬移动.多重弧演化的过程中, 中山站天顶出现了涡状极光, 是夜侧极光卵中典型的极光微弱增强结构[25].综上所述, 外部的行星际激波与磁层相互作用并没有引起极光的整体爆发式增强, 仅属于一种局地式极光微弱增强(极光弧增亮)现象.
图 4是中山站通门式磁力计观测的地磁场变化.图中显示00:56UT之前中山站上空电离层活动平静.当激波突然压缩磁层, 中山站磁力仪观测到了扰动效应, 磁场水平分量的变化显示了类似负弯扰特征.前面提到亚暴期间典型的扰动幅度为200~2000nT, 持续时间为1~3h[24].而图 4所示磁场扰动幅度较小, 持续时间短暂, 即激波压缩磁层没有触发典型的极光亚暴事件.
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图 4 1999年5月18日00:00-02:00UT中山站通门式磁力计观测的地磁场三分量, 黑色竖直间断线表示S C突始的时刻. Fig. 4 Geomagnetic three components observed by fluxgate magnetometer at Zhongshan station during 00:00-02:00 UT on 18 May 1999. Black vertical dashed line shows the SC onset. |
地面观测的极光虽然表现出向高纬运动的特征, 但图 3的极光序列图显示激波的突然压缩并没有触发极光爆发, 相反只有微弱的增亮, 而且极光响应激波压缩效应的时间延迟较长.其次, 图 4所示高纬磁力计观测数据显示SC之后虽然出现了类似负弯扰结构, 但弯扰的幅度较小, 持续时间短暂, 即没有达到亚暴期间典型的磁场扰动效应.因此, 就该事件而言, 太阳风动压增强幅度较大的行星际激波引起了极光的微弱增强.
3 统计分析个例研究表明与行星际激波撞击磁层有关的夜侧极光的响应包括A与W/Q两类事件.但个例研究无法得出各类事件的发生频率、参数变化规律等, 接下来主要通过时间序列分析的方法, 研究这两类极光响应事件各类别参数变化的统计规律.研究针对1998-2008年11年间共18个事件进行分析.
表 1列出了18个事件及其相关参数.第一、二列分别是行星际激波发生的日期和ACE卫星观测到激波的时间, 第三列给出了激波下游IMF的Bz分量的变化.作为判定激波到达地球空间的准确时刻, SC/SI突始的时间列于第四列[21].在此, 通过检测西向电急流指数AL, 我们也考虑了磁场的负弯扰.由行星际激波触发的地磁场负弯扰的定义是, SC/SI突始之后的30 min内AL指数突然降低至少-100nT[16].鉴于此, AL指数在半小时内的最小值列于第五列, 18个激波事件中有12个地磁场负弯扰事件.
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表 1 行星际激波与夜侧极光事件 Table 1 List of interplanetary shock and associated nightside aurora events |
第六列是SC/SI之后半小时内中山站或黄河站观测到极光爆发的时刻, W/Q表示极光微弱增强或静态无变化事件.卫星大尺度的光学观测发现极光爆发可以发生在激波到达磁层之后的10 min内[15].考虑到地面全天空成像仪的地方时和纬向覆盖有限, 我们要求在SC/SI突始之后的30min内既观测到地磁场负弯扰, 又应观测到极光爆发现象.这样的时间窗口足以包括大部分触发式极光爆发事件.本文定义的极光爆发现象是指从极光序列图像中判定与SC/SI突始之前的极光活动相比, 那些极光整体膨胀式极向运动(poleward bulge expansion)、极光浪涌(surge)表现突出的光学现象.从极光序列图像检查极光整体膨胀式极向运动或极光浪涌事件的过程中, 一般整体运动被确定下来, 我们及时追踪到极光第一次活动明显增强的图像, 增强的活动包括快速的极向运动和方位角方向运动.第一次极光活动增强的时间就是极光爆发的时间.本文涉及的极光爆发包括了行星际激波触发的极光亚暴和亚暴期间激波撞击导致的极光活动持续增强.表 1显示极光活动持续增强几乎随SC/SI的突始瞬时发生.为了把"极光微弱增强"和极光爆发区别开来, 定义快速移动的极光的纬度区间要不小于2°MLA T.这样的选取标准可以比较准确地判定极光爆发事件突始的时间.基于这样的事件选择标准, 表 1列出的18个事件中极光爆发事件有8个, 极光微弱增强或静态无变化事件共计10个.
为了探究行星际激波触发的A和W/Q两类事件的原因, 我们对相关参数作了时间序列的分析.考察了IMF和太阳风等离子体参数以及太阳风-磁层能量耦合函数ε在激波上、下游的变化, 以及相应的地磁指数在激波触发的SC/SI前后的变化.图 5是两类事件的IMF与太阳风参量以及ε函数的时间序列分析结果, 时间跨度为SC/SI前后各三小时.左、右两列分别表示A与W/Q的相关参数的变化.图中实线表示不同参量的中值.综合表 1和图 5的主要结果可归纳如下:
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图 5 左、右两列分别是与A、W/Q类事件有关的太阳风和IMF参量的时间序列变化.从上至下依次是IMF总强度B、Bz分量、太阳风质子数密度Np、速度V、太阳风动压Pdyn、太阳风-磁层能量耦合函数ε、磁压强Pmag.实线表示各参量的中值, 第二行的红色虚线表示零值. Fig. 5 Epoch time analysis of solar wind and IMF parameters on A, W/Q events. Panels from top to bottom are the total B, IMF Bz component, proton density Np, solar wind speed V, dynamic pressure Pdyn, solar wind-magnetosphere coupling function ε, and magnetic pressure Pmag. Solid lines indicate the median value of every parameter, and red dashed lines in the second row show the zero value. |
(1)行星际激波撞击磁层容易触发地磁场负弯扰, 但不一定伴随极光爆发.
(2)对于两类事件, IMF总强度B在激波下游均突然增加, 而A类事件对应的B的增加值更加显著.A类事件对应的Bz在激波上游以南向或接近零值为主, 激波下游Bz南向更强(个别事例显示Bz北向偏转).W/Q类事件对应的Bz在激波上下游的变化并不十分显著.
(3) A类事件对应的太阳风动压Pdyn的增加值几乎是W/Q类事件的两倍.太阳风质子数密度Np对激波是否触发极光爆发的影响相对较小.对18个事件一一检查之后发现太阳风速度V的增加值较大时激波容易触发A类事件.
(4)最为显著的特征是A类事件对应的ε函数在激波上游通常持续缓慢增加, 当行星际激波与磁层相互作用之后ε函数突然大幅增加; 而W/Q类事件对应的ε函数则没有显著的增加.
(5)在此我们特别注意了激波上、下游行星际磁压强Pmag的变化.A类事件对应的Pmag在激波下游迅速增加, 增加值甚至超过100 pPa; W/Q类事件对应的Pmag增加值相对较小.
为了考察相应的地磁扰动响应情况, 图 6给出极光电急流指数AU、AL、AE、对称环电流指数SYM-H以及极盖指数PC随时间的变化.图中清晰地显示A类事件对应的AU、|AL|和AE指数在激波到达磁层之前普遍持续增加, 反映了极区电离层电流系处于持续的扰动状态, 即极区空间环境处于不稳定状态.W/Q类事件对应的极光电急流指数在激波到达磁层之前变化微弱, 表明极区空间电磁环境相对稳定.激波与磁层相互作用期间, 与A类事件对应的AU、AL、AE变化显著, 个别事件对应的AL指数降幅超过了-1000nT.W/Q类事件对应的AU、AL、AE变化相对较小.AL指数的大幅减小表示行星际激波的撞击使地磁活动显著增强[26], 与亚暴电流楔有关的极光电急流增强.图 6显示激波与磁层相互作用均导致SYM-H指数突然增加, 表示东向的磁层顶电流快速增加, 并由此触发了地磁场强扰动.最后一栏显示A类事件对应的PC指数的增加值更大.
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图 6 左、右两列分别是与A、W/Q类事件有关的地磁活动指数的时间序列变化.从上至下依次是AU、AL、AE、SYM-H和PC.实线表示指数的中值. Fig. 6 Epoch time analysis f the variation of the geomagnetic indices on A, W/Q events. Panels from top to bottom are AU, AL, AE, SYM-H and PC indices. Solid line indicates the median value. |
按照每个事件发生时地面极光观测台站当时所在的地方时扇区, 我们给出了18个事件随MLT分布的直方图 7.图 7显示大部分极光观测事件位于子夜前, 即位于亚暴通常发生的地方时扇区[23], 子夜至早晨扇区共计4个.
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图 7 位于不同磁地方时扇区(MLT)的极光观测事件个数, 灰色表示A类事件、黑白渐变表示W/Q类事件. Fig. 7 Magnetic local time distribution of aurora events. Gray indicates A events, and gray of shade shows W/Q events. |
中国南极中山站和北极黄河站的全天空成像仪观测显示夜侧极光对行星际激波撞击磁层的响应包括A与W/Q两类事件.表 1所列的18个极光观测事件中, 67%的事件在SC/SI之后的30min内观测到了地磁场负弯扰, 负弯扰的比例明显高于前人研究的结果[12]; 激波触发的A类事件所占的比例为44%, 与卫星观测的结果一致[15].前面已经提到本文全天空成像仪观测的极光爆发包括了行星际激波触发的极光亚暴和亚暴期间压缩效应导致的极光活动持续增强.即地基光学观测的结果意味着地磁场负弯扰不一定伴随极光爆发现象, 体现了单纯利用负弯扰作为亚暴判据的局限性[12, 16, 27-28].
本文对18个事件的IMF和太阳风等相关参数进行时序分析的结果显示, 8个A类事件对应的Bz分量在激波上游均持续一段时间南向, 另外10个事件中的某些个例也有持续一段时间的南向IMF.可见, 伴随南向IMF的行星际激波与磁层相互作用易于触发A类事件.前人的研究工作总结得到伴随SC/SI在某些条件下会触发亚暴事件, 例如较大的AE (AE > 100nT)[12]、SC/SI之前超过30min的南向IMF[13-14].Zhou和Tsurutani[15]的研究结果也得出太阳风动压突然增加之前的1.5h内南向IMF是激波触发亚暴的一个必要条件.Liou等[16]则认为激波作用于磁层触发的亚暴极有可能与IMF同时北向偏转有关.Yue等[29]对106个激波事件进行统计分析发现南向IMF的行星际激波容易触发亚暴类强地磁活动, 伴随北向IMF的激波仅产生了一种压缩效应.因此, 持续一段时间的南向IMF是触发极光爆发的关键要素.
当IMF处于南向期间, 在地球磁层顶附近发生磁重联的物理过程, 太阳风中的能量、质量和动量通过重联的磁通量管输入到磁层中.这些能量在磁层中分散, 暂时储存[30].输入向日面磁层的能量, 有一部分通过场向电流直接传输到高纬电离层, 以极光、焦耳热的形式消耗掉[24].其余能量输运到磁尾, 在磁尾暂时以等离子体的动能、热等离子体能量以及磁场能量的形式储存起来[24].图 6显示与A类事件对应的SYM-H指数在SC/SI之前主要为负或接近零, 即南向IMF条件下西向环电流随时间增大, 磁层处于能量持续填充或填充即满的状态[31].同时中值的变化显示了AU、|AL|和AE指数在SC/SI之前总体呈现增长的态势, 即极区空间电流系处于持续扰动状态, 表示储存在磁尾的部分能量在极区电离层缓慢释放.W/Q类事件对应的SYM-H指数在SC/SI之前较大, 表示西向环电流相对较弱, 磁层本身储存的能量较少, 磁层处于非常稳定的状态.同时图 6显示AU、|AL|和AE指数在SC/SI之前普遍较小, 即当时极区空间电磁环境持续稳定.通常PC指数越大, 极区地磁扰动越强[32-33].对照图 6发现A类事件对应的极区地磁扰动的剧烈程度在SC/SI之前明显更高.
为了定量地描述磁层能量输入的效率, 我们考察了太阳风-磁层能量耦合函数ε在激波上、下游的变化[34].ε函数与V和B2成正比, V和B增加值较大时能量耦合效率大幅提高.图 5显示所有激波事件的ε值均突然增加, 但A类事件对应的ε增加值远大于W/Q类事件对应的ε的变化.该结果表明磁层输入的能量越多, 触发极光爆发的几率越大. 图 5显示与A类事件对应的极光电急流指数在SC/SI突始之后显著增加, 说明磁尾能量耗散急剧增加.W/Q类事件对应的极光电急流指数变化幅度则相对较小.与亚暴电流楔密切相关的AL指数的降幅非常微弱的原因包括了两种可能:简单的压缩效应导致AL减小[16, 29]; 另一种可能是SC/SI之前磁尾储存的能量较少所致[15, 35].图 6所示A类事件对应的PC指数的增加值更加明显, 表示输入磁层的能量越多, 激波的压缩效应引起的极区地磁扰动越强.
行星际激波与磁层相互作用触发了地磁场强扰动, 受到东向磁层顶电流增强的影响, 图 6显示18个事件对应的SYM-H指数迅速增加.尾向传播的行星际激波压缩磁层导致磁尾磁场增强, 储存在磁尾的磁场能量增加.激波的压缩可以在~2min内使磁尾达到新的平衡, 即在短时间内建立起强越尾电流体系[9].Borovsky等[36]发现磁尾等离子体片密度、温度和压强在行星际激波压缩期间均显著增加.磁尾的这种位形处于不稳定状态, 强压缩促使越尾电流片激发不稳定的等离子体波[37].对于行进的激波到达磁层之前磁层能量填充较满的事件, 激波的突然压缩易于触发磁尾磁重联和越尾电流中断, 导致磁尾粒子注入环电流、磁场偶极化过程形成[9, 38-39].环电流的增加导致SYM-H指数持续减小, 表现为图 6所示的SYM-H指数突然增加之后再减小.当磁层本身储存的能量较少时(磁层处于稳态), 碰撞效应使输入磁层的能量首先在磁尾储存, 磁层经历能量积累的过程[40].与此同时, 由于磁尾并没有建立起强越尾电流系, SYM-H指数的增加仅是由东向磁层顶电流增加所致, 即SYM-H指数在SC/SI之后几乎没有减小.总之, 磁层储存的能量较多时, 外部行星际激波突然压缩通常导致能量爆发式的释放, 从而触发了极光爆发事件; 当磁层处于稳定的状态, 激波的碰撞使其首先进行能量储存, 即地面台站并没有观测到很强的极光活动.综上所述, 极区空间电磁环境和磁层本身的能量状态是行星际激波能否触发极光爆发的先导条件.
总结以上的数据分析和讨论, 可以得出如下结论:
(1) 我国南极中山站和北极黄河站地面光学观测显示行星际激波与磁层相互作用在夜侧电离层触发了A和W/Q两类事件.地磁场负弯扰并不一定伴随极光爆发, 负弯扰的比例高于极光爆发事件的比例.
(2) 行星际激波上游的南向IMF是激波触发极光爆发的必要条件.
(3) 太阳风-磁层能量耦合的效率越高, 极光爆发事件发生的几率越大.
(4) 磁层处于能量填充阶段激波的突然撞击易于触发极光爆发.
致谢中国南北极考察历次执行高空大气物理观测项目的科考队员为极光观测数据的采集付出了艰辛, NASA的CDAweb在互联网上提供了行星际磁场和太阳风参数, WDC的Kyoto中心提供了地磁活动指数, 在此一并致谢.
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