2014, Vol. 57
2. 中国科学院大学, 北京 100049
2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
1 引言
磁暴和磁层亚暴是两种重要的地磁扰动现象，也是磁层动力学中最重要的过程.磁暴是磁层爆发性释放巨大能量的全球性过程，亚暴是磁层中能量储存、释放和耗散的短时活动.两者均可引起地球空间环境的剧烈扰动，出现各类粒子事件(如磁层相对论电子通量增强事件等)、电离层暴、热层结构变化等，严重威胁地球空间中各种航天器活动及通信和导航系统.因此，磁暴和磁层亚暴对空间活动、地面技术系统和人类生存环境有重要影响(刘振兴等，1998； Li et al., 2009).
通常在磁暴发展过程中，太阳风动压增强，压缩磁层，造成地磁场H分量增强，产生磁暴初相，当IMF Bz为南向并持续较长时间后，太阳风向磁层输入的能量显著增加，磁尾等离子体片中大量的离子被加热并注入环电流区，环电流强度增大，产生磁暴主相.研究表明，在太阳风动压突然增大但IMF Bz为北向时也可出现反常的磁暴和亚暴(Du et al., 2008，Du et al., 2011).太阳风动压P、速度V和密度ρ(P=ρV2)及IMF Bz的方向和持续时间都对磁暴和亚暴的演化过程起着重要作用(Snyder et al., 1963; Fairfield and Cahill， 1966; Smith et al., 1986，Du et al., 2011).
一般磁暴主相是在IMF Bz≈-5 nT的条件下产生，而亚暴在IMF Bz≈-2 nT的条件下开始(Kamide and Maltsev， 2007).长期观测表明，几乎所有的磁暴主相都伴随着亚暴的发生，但亚暴发生时并不一定会产生磁暴.磁暴-亚暴之间的关系至今尚不明确.一些学者认为磁暴是一系列亚暴的叠加，磁暴主相期间环电流粒子主要来自电离层离子，即环电流粒子注入和主相期间频繁发生的强亚暴相关(Akasofu and Chapman， 1961；Hamilton et al., 1988；Daglis et al., 1994；Liu and Rostoker， 1995；Sun and Akasofu， 2000).然而，McPherron(1997)发现，85%的Dst指数变化来源于太阳风动压和电场的变化，对称环电流由全球性对流增强引发，与亚暴膨胀相无关；Huang等(2004)指出在磁暴主相期间发生的亚暴onset之后，Dst指数显著增加20~40 nT，即亚暴使磁暴趋于减弱.磁暴期间发生的亚暴一直是磁暴研究中的一个重点问题，该类亚暴是否和其他类型的亚暴不同至今尚有争议.
Baumjohann等(1996)通过时序叠加法对位于磁尾10~19RE范围内的等离子体和磁场进行统计研究后发现，AE指数在暴时比在非暴时扰动更加剧烈、等离子体片温度在暴时是非暴时的两倍、暴时亚暴onset后偶极化强度是非暴时的3倍；同时他们发现非暴时亚暴期间尾瓣磁场没有明显变化，而暴时亚暴具有典型的尾瓣场能量的储存和释放过程；非暴时亚暴尾瓣磁压对亚暴onset无响应，暴时亚暴尾瓣磁压在亚暴onset之后减小；非暴时亚暴期间，磁倾角逐渐增加，偶极化不明显，平均最大倾角只有15°；而磁暴主相亚暴期间，中心等离子体片磁场在亚暴onset之后迅速偶极化，最大倾角可达50°.由此他们推断暴时亚暴膨胀相由近地中性线(~25RE)磁重联驱动，而非暴时亚暴由电流中断(~12RE)驱动.Kamide等(1998)指出暴时亚暴可能是由远X-线重联产生的不稳定性导致尾瓣磁通量累积并在近地中性线突然重联触发；而非暴时亚暴可能是近地区域强烈增强的电流产生的不稳定性触发的，与磁层对流相关.他们指出暴时和非暴时亚暴期间IMF的不同行为致使出现了不同类型的亚暴.这种暴时亚暴和非暴时亚暴之间存在本质性差异的观点得到了一些学者的支持：Nagai等(2005)在研究太阳活动对磁重联位置的影响中发现，太阳活动极小年，重联事件只能在磁尾X~-21RE之外观测到，且在25RE外发生率最高；太阳活动极大年，重联事件可在X~-21RE以内观测到，且在-17 ~-31RE范围内近似等概率出现.重联位置和太阳风能量输入效率相关.他们推断暴时和非暴时亚暴事件中性线出现的位置有系统性差别.Kistler等(2006)在研究亚暴期间离子组成和压力变化中发现，平均太阳风动压和平均磁尾压力在暴时是非暴时的两倍；等离子体片中氧离子的含量在暴时是非暴时的五倍；暴时亚暴增长相期间H+和O+密度增加、压力增强，但O+/H+数密度比值保持相对平衡；onset后，H+减少速度比O+快，从而导致O+/H+比值增加；暴时氧离子温度增加，氢离子温度保持不变.磁倾角在暴时亚暴onset之后变化更大更快.Hoffman等(2010)在研究暴时亚暴和孤立亚暴的光学差异中发现，磁暴主相期间亚暴的极光特性与典型的孤立亚暴有很大差异，暴时亚暴缺少浪涌/隆起和极光分裂、有更短的膨胀相和更高的亚暴强度，该现象表明经典的亚暴模式并不适用于暴时磁层-电离层电流系统，暴时亚暴可能与磁暴主相有关.
然而，McPherron和Hsu(2002)针对Baumjohann等(1996)的研究结果，利用更多的数据进行了相似的研究后发现，暴时和非暴时亚暴之间的偶极化的变化趋势和整体压力变化百分比均无明显差异，两类亚暴尾瓣或中心等离子体片的Bz变化也无明显差异，从而推断不同亚暴类型之间无定性差异；Miyashita等(2004)在研究过程中也发现两类亚暴中的磁尾磁重联和偶极化过程无定性差异.他们推断暴时亚暴和非暴时亚暴的触发机制相同.
亚暴onset的判定是亚暴研究过程中的一个重要问题.亚暴膨胀相触发开始后，磁层和地面会发生一系列扰动现象，如夜侧的极光弧首先在极光椭圆带的赤道侧突然增亮、爆发，并形成极光隆起向极向和东西方向扩展；中、近磁尾可探测到地向快速等离子体流；近磁尾磁场偶极化；等离子体被迅速加热，注入到同步高度附近；带电粒子注入事件通常是能量无色散的；同时地磁台站还可观测到Pi2脉动，中纬正湾扰和高纬负湾扰等(刘振兴，2005).
根据地面和空间的扰动现象可判定亚暴onset 时间.通常，亚暴过程中AL指数突然下降超过100 nT，并且持续至少20 min后恢复，其中AL下降幅度突然增大的时刻可作为AL onset时间(McPherron and Hsu， 2002).然而，利用AL指数来判定亚暴onset时间并不精确，为提高亚暴onset时间判定的精确性，本文选用磁场偶极化、同步轨道粒子无色散注入、Pi2地磁脉动联合观测来确定亚暴onset时间.其中，磁场偶极化是指亚暴增长相期间磁力线尾向拉伸过程突然停止，磁场位形由尾向型(tail-like)变成偶极型(dipole-like)，通常利用 Bz和磁倾角的增大来判断磁场偶极化(姚丽，2009)，可通过GOES卫星和其他位于近地磁尾的卫星来观测.同步轨道等离子体无色散注入现象是指磁暴和磁层亚暴期间不同能量段粒子的通量同时突然增加，粒子无色散注入的时间与磁暴和磁层亚暴的触发时间有着密切的联系，通常利用LANL系列卫星观测(何兆海，2007).Pi2脉动是地磁场的不规则脉动，周期一般在40~150 s之间的阻尼振荡型脉动，持续时间为5~10 min，最长不超过25 min(Cao et a1.，2004)，可在全球各处观测到.Saito等(1976)提出Pi2脉动可用来判定亚暴onset，Pi2脉动几乎和极光破裂(Sakurai and Saito， 1976)、高能粒子注入内磁层(Yeoman et al., 1994；Takahash et al., 1997)同时发生，是一个很好的亚暴“指示器”.通常的亚暴会有几个Pi2脉动爆发，一般选用与AL急剧下降开始时间最接近的Pi2脉动爆发时间来判定亚暴onset时间(McPherron and Hsu， 2002；Rostoker，1968；Hsu and McPherron， 1998).
从能量在磁尾的蓄积与释放特征看，孤立亚暴事件和暴时亚暴事件应该是有所区别的.磁尾从能量较低的初始状态，在太阳风作用下慢慢蓄积能量，最终爆发的亚暴被称为是“孤立”的.发生这类亚暴的磁尾初始条件比较松弛.反之，在磁暴条件下，磁尾、特别是近地磁尾的能量密度和拉伸程度都比较高，亚暴发生的背景相比孤立事件受力情况要大，这类亚暴的起源与演化就很可能与孤立事件有差异.发生在2008年2月26日的亚暴事件，是一个比较有代表性的孤立事件(Angelopoulos et al., 2008；Lui，2009；Liu et al., 2012)，以上作者判断这一亚暴的爆发是由外向内演化，通过中磁尾磁场重联诱发的.虽然这一观点还存在着很大的异议，但从基本物理角度，这一论点是可以成立的.然而，在磁暴期间，由于10RE以内的内磁层和近地磁尾处于磁场高度伸张、能量高度蓄积的状态，这时发生的亚暴很有可能来自能量聚集区等离子体的不稳定性，也就是所谓“由内向外”的演化模式.
本研究的基本定位，就是研究发生在2005年8月24日的强磁暴主相期间的一个强亚暴事件.通过分析比较各种参数，如太阳风和IMF参数、地磁指数、近地磁尾磁场、同步轨道质子通量以及位于中磁尾磁场和等离子体等参数，确定事件的演化方式，进而为解决“磁暴条件下的亚暴是否有异于孤立亚暴”这一命题提供新的线索和证据.
2 事件选择和数据来源本文选取了发生在2005年8月24日期间的磁暴和亚暴事件，采用的卫星轨道数据主要来自于NASA网站，其中TC-2卫星和Cluster星簇卫星的轨道数据精度为1 min，LANL1994-084、97A卫星的轨道数据精度为3 min.太阳风、行星际磁场以及地磁数据来自于NASA网站下的OMNI数据库，数据精度为1 min.近地磁尾磁场数据主要来自搭载于极轨卫星TC-2上的FGM仪器，数据精度为4 s.同步轨道数据主要采用搭载于LANL1994-084、97A卫星上测量质子通量的SOPA仪器，数据精度为10 s.中磁尾磁场和等离子体数据采用搭载于Cluster星簇卫星上的FGM和CIS仪器，FGM仪器主要测量磁场强度，CIS仪器包括HIA和CODIF，主要观测热离子、质子以及重离子的数密度、温度和速度参数等，数据精度4 s.地磁数据一部分来自于Canada提供的CBB、BLC、YKC、FCC、VIC台站的数据，数据精度为1 min，用于观测地磁湾扰现象；另一部分来自于NASA提供的Canada的WHIT、PGEO、PINE台站的地磁数据，数据精度为0.5 s，用于分析Pi2地磁脉动.八个台站的位置如表 1所示.本文分析卫星数据采用的坐标系统一为GSM坐标系，分析地磁数据采用观测点直角坐标系.
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表 1 地磁台站地理经纬度、地磁经纬度及09 ∶ 44UT时刻的地方时(LT=UT+地理经度/15) Table 1 The geographic longitude，geographic latitude， geomagnetic longitude and geomagnetic latitude of geomagnetic stations and the local time of these stations at 09 ∶ 44 UT(LT=UT+geomagnetic longitude divide 15) |
图 1所示为发生于2005年08月24日的磁暴和亚暴事件，分别利用SYM-H和AE/AL指数表征磁暴和亚暴的强度.图 1上栏所示为磁暴期间AE/AL指数的变化，下栏为SYM-H指数的变化.
由图 1下栏可知，暴前磁场水平分量H扰动较小，~06 ∶ 14 UT，H突然增加，1 min内由20 nT突 增到33 nT，并于06 ∶ 18 UT达到53 nT，此阶段为“磁暴急始”(SSC)；随后磁暴初相开始，H分量高于暴前水平起伏变化，该阶段持续时间约为3 h；~09 ∶ 10 UT附近，H分量开始急剧下降，磁暴主相开始，此后H分量经过多阶变化后，~11 ∶ 50 UT 下降到最小值-179 nT，~11 ∶ 50 UT 前后，-200 nT
 | 图 1 2005年8月24日00 ∶ 00—24 ∶ 00 UT 期间发生的磁暴和亚暴事件. 图中四条垂直虚线分别表示SSC、主相开始、SYM-H极小值和最小值的时间：06 ∶ 14 UT、09 ∶ 10 UT、11 ∶ 00 UT、11 ∶ 50 UT Fig. 1 Storm and substorms occurred in the interval from 00 ∶ 00 to 24 ∶ 00 UT on 24 August，2005. Four vertical dotted lines mark the time of SSC，the start of main phase，the minimal and minimum value of SYM-H，06 ∶ 14 UT，09 ∶ 10 UT，11 ∶ 00 UT and 11 ∶ 50 UT，respectively |
图 2所示为GSM坐标系下，2005年8月24日06 ∶ 00—12 ∶ 00 UT期间，太阳风、行星际磁场和地磁参数变化.~06 ∶ 14 UT，磁暴SSC开始，磁暴进 入初相阶段.在~09 ∶ 09 UT至~ 09 ∶ 10 UT 的1 min 内，行星际磁场急剧增大，IMF Bz突然减小至负值(0.19 nT减小至-10.92 nT，Bz北向为正)，之后IMF Bz开始南向，SYM-H指数急剧下降，磁暴主相开始，~11 ∶ 00 UT，IMF Bz由南转北，SYM-H指数达到一个极小值，恢复相开始，主相持续时间约为 90 min，期间IMF Bz最小值为-55.57 nT，IMF Bz<-10 nT 持续时间Δt约为80 min.
 | 图 2 2005年8月24日06 ∶ 00—12 ∶ 00 UT期间，太阳风、行星际磁场和地磁参数变化. 图中自上而下分别表示：(a)太阳风动压;(b)IMF总磁场B;(c)IMFBz;(d)IMF Bx和By;(e)太阳风速度;(f)太阳风速 度X分量;(g)太阳风质子数密度;(h)AE、AU、AL指数;(i)SYM-H指数，图中四条垂直虚线分别为09 ∶ 10 UT、09 ∶ 44 UT、11 ∶ 00 UT和11 ∶ 50 UT时刻 Fig. 2 The variation of the solar wind，IMF and geomagnetic parameters from 06 ∶ 00 UT to 12 ∶ 00 UT on 24 August，2005. From top to bottom，panels show that:(a)The solar wind dynamic pressure;(b)IMF B;(c)IMF Bz;(d)IMF Bx and IMF By;(e)The solar wind velocity;(f)The X component of the solar wind velocity;(g)Proton density of solar wind;(h)AE，AU，AL indexes;(i)SYM-H index. The four vertical dotted lines mark the time 09 ∶ 10 UT，09 ∶ 44 UT，11 ∶ 00 UT and 11 ∶ 50 UT，respectively |
磁暴初相期间，太阳风动压扰动较剧烈，06 ∶ 14—07 ∶ 00 UT，太阳风动压P大幅度增强至24.52 nPa，随后迅速下降；07 ∶ 03—08 ∶ 17 UT，太阳风动压变化较平缓，之后再次剧烈变化，期间达到最大值 31.11 nPa(~09 ∶ 05 UT)；在09 ∶ 09 UT后1 min内，太阳风动压急剧减小(由22.05 nPa下降至10.05 nPa). IMF B(总磁场)在此阶段内持续增大至主相开始，而IMF Bz多次出现转向：06 ∶ 35—07 ∶ 19 UT、07 ∶ 43—08 ∶ 18 UT、08 ∶ 25—08 ∶ 33 UT时间段内，IMF Bz南向，即此阶段IMF Bz南北向交替，08 ∶ 36— 09 ∶ 09 UT，IMF B和IMF Bz大幅度增强，之后1 min 内，IMF B无明显变化，IMF By突然急剧增加，IMF Bz突然减小至负值(0.19 nT减小至-10.92 nT).
磁暴主相期间，~ 09 ∶ 10 UT，AL指数开始缓慢下降，AE指数缓慢增长，亚暴增长相开始；~ 09 ∶ 44 UT，AL指数突然下降，9 min内迅速由-171 nT下降到-1007 nT，即~09 ∶ 44 UT为亚暴膨胀相AL onset时间；之后AL指数呈锯齿形变化且多次出现极小值，分别为10 ∶ 09 UT(-3327 nT)、10 ∶ 18 UT(-4046 nT)、10 ∶ 37 UT(-4009 nT)，~10 ∶ 37 UT之后，AL指数开始恢复，亚暴进入恢复相.
磁暴主相期间，太阳风速度扰动较小，主要沿X方向，平均约为Vx= -619 km·s-1.太阳风动压和等离子体密度变化趋势几乎相同(P=ρV2).09 ∶ 10—10 ∶ 05 UT期间，太阳风动压P变化幅度较小，平均约为8 nPa；~10 ∶ 05 UT，太阳风动压突然增大，AE/AL指数变化加剧.09 ∶ 10~10 ∶ 09 UT期 间，IMF B变化较小，平均约为57 nT.~10 ∶ 09 UT，IMF B开始减小，此时AE/AL指数达到极小值.
~11 ∶ 00 UT，IMF Bz由南转北，磁暴进入恢复相，至~11 ∶ 50 UT，SYM-H指数从-165 nT下降到最小值-179 nT.11 ∶ 00—11 ∶ 50 UT期间，太阳风动压P、IMF B及等离子体密度变化剧烈、变化 幅度也较大；IMF Bz扰动较明显，南、北向交替偏 转，且各方向持续时间均较短；而AE/AL指数逐渐恢复.
根据图 1、2分析，2005年8月24日发生的磁 暴、亚暴事件为强磁暴和强亚暴，09 ∶ 10—11 ∶ 00 UT为磁暴主相阶段，发生在主相期间的亚暴：~09 ∶ 10 UT，亚暴增长相开始；~09 ∶ 44 UT，亚暴膨胀相开始.
3.3 夜侧卫星轨道和地磁台站位置磁暴期间，环电流的增长开始于粒子从磁尾向内磁层注入的过程.亚暴期间出现的磁场偶极化、等离子体注入、磁尾磁场重联、磁尾高速流等空间现象均发生在磁尾区域.图 3所示为09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间处于夜侧的七颗卫星：TC-2、LANL 1994-084和LANL-97A、Cluster星簇卫星的轨道，图a、b分别表示七颗卫星在GSM坐标系下，x-y平面和x-z平面内的轨迹.其中TC-2卫星距地心约5~7RE，处于近地磁尾区域；LANL 1994-084、LANL-97A卫星为地球同步轨道卫星；Cluster卫星距地心约为18RE左右，处于中磁尾区域.表 1所示为09 ∶ 00—11 ∶ 00UT期间处于夜侧的8个地磁台站的位置及09 ∶ 44 UT时刻各台站的地方时.8个台站处于中、高磁纬区域，均属于加拿大观测台站，其中CBB地 磁纬度最高，PINE地磁纬度最低，八个台站纬度范围在地磁纬度50°~80°之间，地磁经度275°~330°之间.
 | 图 3 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间处于夜侧的Cluster星簇、TC-2卫星和LANL 1994-084，LANL-97A卫星的轨道，图中箭头表示卫星运行方向 Fig. 3 The orbits of Cluster，TC-2，LANL 1994-084 and LANL-97A during 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August，2005 which are in the nightside magnetosphere. The arrows show the flying direction of the satellites |
本文通过TC-2观测到的磁场偶极化、LANL卫星观测到的等离子体无色散注入及地磁台站观测到的Pi2地磁脉动的onset时间联合判定亚暴onset时间.
3.4.1 磁场偶极化GSM坐标系下，~09 ∶ 42 ∶ 30 UT附近，TC-2位于近地夜侧磁尾约(-6.01，-1.40，-0.87)RE，磁 经纬度：193.13°/-8.04°，磁地方时 22 ∶ 35MLT. 图 4所示为位于近地磁尾的TC-2卫星观测到的磁场参照图，图中自上而下依次给出磁场三分量Bx、By、Bz以及磁倾角和总磁场强度的变化.其中，磁倾角计算公式为：θ=arctan(Bz/(B2x+B2y)1/2)(Duan et al., 2011).从图 4可看出，09 ∶ 10—09 ∶ 33 ∶ 30 UT期间，|Bx|、|By|、|Bz|和总磁场逐渐减小，磁倾角开始缓慢减小，说明磁力线尾向拉伸.09 ∶ 33 ∶ 30— 09 ∶ 35 UT期间，磁场和磁倾角有一微小的增大，在09 ∶ 35—09 ∶ 40 UT期间，|Bz|和磁倾角减小；09 ∶ 40—09 ∶ 42 ∶ 30 UT期间，|Bz|和磁倾角开始缓慢增大，至~ 09 ∶ 42 ∶ 30 UT，|Bz|和磁倾角迅速增加，并在~3.5 min内，|Bz|自37 nT增长到76 nT，磁倾角增加约13°，说明磁场发生了偶极化，即磁场由尾向型(tail-like)变成偶极型(dipole-like).
 | 图 4 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，TC-2观测到的磁场变化. 图中自上而下分别表示：(a)磁场三分量Bx、By、Bz;(b)磁倾角θ;(c)总磁场B. 两条垂直虚线分别表示亚暴增长 相开始时刻和亚暴onset时刻：09 ∶ 10UT、09 ∶ 42 ∶ 30UT Fig. 4 The variation of magnetic field observed by TC-2 from 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August，2005. The panels from top to bottom represent separately:(a)Bx，By，Bz;(b)Magnetic inclination angle θ;(c)B. The two vertical dotted lines in figure mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 42 ∶ 30 UT，which are the start time of substorm growth phase and the time of substorm onset |
图 5所示为2005年8月24日06 ∶ 00—12 ∶ 00 UT 期间同步轨道质子通量变化.~09 ∶ 44 ∶ 30 UT，LANL1994-084卫星(第四栏)观测到不同能段的离 子通量突然同时增加，即观测到质子无色散注入现 象，此时，LANL1994-084卫星磁经纬度约为158.24°/6.78°，20 ∶ 17 MLT，表明该卫星位于无色散注入区，从触发开始增加到峰值的注入时间很短，无色散注入后至~11 ∶ 00 UT前一直维持高通量状态；~09 ∶ 46 ∶ 30 UT，LANL-97A卫星(第三栏)观测到 了质子的有色散注入现象，此时，LANL-97A卫星的磁经纬度约为111.45°/-5.17°，17 ∶ 10 MLT，该卫星已偏离无色散注入区.
 | 图 5 2005年08月24日06 ∶ 00—12 ∶ 00 UT期间，LANL系列同步轨道卫星观测到的质子通量，图中第三、四栏分别表 示LANL-97A和LANL1994-084卫星的观测结果，图中垂直虚线标示LANL1994-084卫星观测到等离子体无色散注入时刻：09 ∶ 44 ∶ 30 UT(数据来自：http://www.lanl-epdata.lanl.gov/cgi-bin/ep_plot_choose_3.cgi) Fig. 5 LANL geosynchronous proton flux from 06 ∶ 00 to 12 ∶ 00 UT on 24 August，2005. The third panel and the forth panel represent the observations of LANL-97A and LANL 1994-084，the vertical dotted line shows the onset of dispersionless plasma injection: 09 ∶ 44 ∶ 30 UT(This figure was from the website http://www.lanl-epdata.lanl.gov/cgi-bin/ep_plot_choose_3.cgi) |
图 6所示为在09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，地磁台站WHIT、PGEO、PINE观测到的地磁场水平分量H的Pi2地磁脉动.其中，地磁台站的地理经纬度和地磁经纬度由表 1给出.地磁场H分量经过数字滤波法可得到H分量的Pi2脉动(40~150 s).根据图 6和表 1可知，地磁台站WHIT、PGEO、PINE的地磁经纬度和~09 ∶ 42 ∶ 30 UT时刻的地 方时分别为：277.52°/64.07°、00 ∶ 42 ∶ 30 LT；295.75°/ 59.36°、01 ∶ 31 ∶ 30 LT； 322.93°/51.67°、02 ∶ 52 ∶ 30 LT.~09 ∶ 42 ∶ 30 UT附近，WHIT、PGEO、PINE台站均出现Pi2脉动，且PGEO观测到的Pi2脉动振幅最大，其扰动超过100 nT，WHIT较早观测到Pi2脉动信号且Pi2脉动在膨胀相和恢复相期间波动较明显，PINE观测到的Pi2脉动幅度最小.
 | 图 6 2005年8月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，Canada三个地磁台站.(a)WHIT、(b)PGEO、(c)PINE台站观测的 地磁场H分量的Pi2脉动(40~150 s)，两条垂直虚线分别表示时刻09 ∶ 10 UT和09 ∶ 42 ∶ 30 UT Fig. 6 During 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August， 2005，Pi2 pulsations(40~150 s)of geomagnetic field H component observed by(a)WHIT;(b)PGEO;(c)PINE stations of Canada. The two vertical dotted lines mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 42 ∶ 30 UT |
根据Pi2地磁脉动、近地磁尾磁场偶极化及同步轨道质子无色散注入和有色散注入现象分析可知，~09 ∶ 42 ∶ 30 UT附近，亚暴膨胀相onset开始.根据图 4—6所示，我们判断onset的区域大约在LANL卫星之外不远处，否则卫星不太可能观测到很干净的无色散注入特征.另外，鉴于TC-2与地磁台站的Pi2脉动信号略有时序差异，我们判定onset区域在TC-2卫星的昏侧.从图 3可以看出，这一亚暴的发生区域是相当靠近地球的.
3.5 暴时亚暴期间观测现象 3.5.1 近地磁尾Pi2脉动图 7所示为2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT 期间磁场Pi2脉动参照图.图中给出了磁场分量Bx、By、Bz以及三分量滤波后的Pi2脉动变化.从图 7可看出，在偶极化开始时刻，磁场分量出现明显的Pi2脉动.亚暴膨胀相开始后，磁场扰动剧烈，Pi2脉动在相应时刻出现大幅度扰动，其中By分量的Pi2脉动扰动强度最大.~09 ∶ 57 UT附近，磁场各分量及其Pi2脉动变化幅度最大.
 | 图 7 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，TC-2观测到的磁场Pi2脉动(40~150 s). 图中自上而下分别为(a)磁场三分量Bx、By、Bz;(b)Bx滤波后的Pi2脉动;(c)By滤波后的Pi2脉动;(d)Bz滤波后的Pi2脉动，图中两条垂直虚线分别表示09 ∶ 10 UT和09 ∶ 42 ∶ 30 UT Fig. 7 During 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August，2005，the Pi2 pulsations(40~150 s)of magnetic field observed by TC-2. The panels from top to bottom represent separately.(a)Bx，By，Bz;(b)The Pi2 pulsation of Bx;(c)The Pi2 pulsation of By;(d)the Pi2 pulsation of Bz. The two vertical dotted lines mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 42 ∶ 30 UT |
2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，在GSM坐标系下，Cluster星簇卫星位置在X方向上分别为Cluster-4(C4)：-17.33~-17.64RE、 Cluster-3(C3)：-17.37~-17.66RE、Cluster-1(C1)： -17.66~-17.85RE、Cluster-2(C2)：-18.22~-18.32RE，表 2为~09 ∶ 44 UT时刻四颗卫星的空间位置.
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表 2 ~09 ∶ 44 UT时刻，Cluster星簇卫星在GSM坐标系下的空间位置 Table 2 The location of Cluster under GSM coordinate system at ~09 ∶ 44 UT |
图 8所示为磁暴主相期间，Cluster星簇卫星探测到的磁场变化.图示表明，四颗卫星观测到的总磁场和磁场各分量的变化趋势十分类似，仅在时间和变化幅 度上有差异.增长相期间，C1－C4先后观测到磁尾磁场Bx转向，对应时刻和Z方向位置分别为：C1： ~ 09 ∶ 30 ∶ 55 UT、ZGSM~ -0.47RE; C2：~09 ∶ 31 ∶ 45 UT、ZGSM~-0.50RE; C3：~ 09 ∶ 32 ∶32 UT、ZGSM~ -0.91RE; C4：~ 09 ∶ 32 ∶ 15 UT、ZGSM~-0.77RE，即中心等离子体片先后扫过C1、C2、C4 、C3卫星.~ 09 ∶ 44 UT附近，磁场出现极值，总磁场突然增大到极大值，|Bx|稍微减小到极小值，|By|和|Bz|突然增大至极大值.
 | 图 8 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，Cluster星簇卫星观测到的磁场.图中红线、绿线、蓝线、紫线分别代表 C1、C2、C3、C4的观测结果. 图示自上而下分别为:(a)总磁场;(b)磁场分量Bx;(c)磁场分量By;(d)磁场分量Bz，两条垂直虚线分别表示09 ∶ 10 UT、09 ∶ 44 UT Fig. 8 During 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August，2005，the magnetic field observed by Cluster. The red line，green line，blue line and purple line in figure represent separately the data from Cluster-1，Cluster-2，Cluster-3 and Cluster-4. The two vertical dotted lines mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 44 UT |
图 9表示磁暴主相期间，C1、C4卫星探测到的磁场和等离子体参量的参照图.亚暴膨胀相开始后，C1、C4分别于~ 09 ∶ 45 ∶ 30 UT、~ 09 ∶ 46 ∶ 10 UT附近观测到Bz转向(图 9c)，且伴随强尾向流出现，表现了磁尾磁场重联特征，之后观测到总磁场和磁场分量扰动较大.
 | 图 9 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，C1(左图)、C4(右图)卫星观测到的磁场和等离子体参量变化. 图示自上而下依次为:(a)总磁场;(b)磁场分量Bx、By;(c)磁场分量Bz;(d)热离子密度(左)和氢、氧离子密度(右);(e)热离子(左)和质子(右)在X方向速度;(f)等离子体温度;(g)等离子体β值.其中，两条垂直虚线分别表示09 ∶ 10 UT、09 ∶ 44 UT时刻，灰色阴影部分为亚暴onset附近尾向流出现的时间段 Fig. 9 During 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August，2005，the magnetic field and plasma parameters observed by Cluster-1(left) and Cluster-4(right). The panels from top to bottom in figure represent separately.(a)total magnetic field;(b)Bx，By;(c)Bz;(d)hot ion density(left) and proton density and oxygen ion density(right);(e)hot ion(left) and proton(right)velocity in the X direction;(f)hot ion(left) and proton(right)temperature;(g)plasma β value. The two vertical dotted lines mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 44 UT. The gray shadows show the duration of the occurrence of tailward flow near substorm onset |
增长相期间，磁尾等离子体速度(图 9e)及其变 化均较小，主要是地向流.C1、C4分别于~ 09 ∶ 43 UT、~09 ∶ 44 UT 附近观测到等离子体Vx转向，即出现尾向流.C1观测到尾向流持续时间约为10 min，且在~09 ∶ 50 UT附近，尾向流速度达到最大；C4观测到~09 ∶ 51 UT附近，尾向流速度达到最大，其后很短的时间内转向，再次出现地向流.尾向流持续时间段由图中的灰色阴影部分标出.尾向流开始后，总磁场和磁场分量By、Bz变化速度较快，说明尾向流的出现与磁场的变化相关.在这一尾向流结束后，磁场和等离子体参量变化较明显，地向流和尾向流交替出现，期间磁尾扰动较剧烈.
增长相期间，质子温度(图 9f)变化较小，热离子温度变化较大；尾向流出现后，等离子体温度自极大值减小.随后的过程中等离子体温度波动较大.图 9d(右)表明，增长相期间，O+在所有离子中所占比例较小，而膨胀相开始后O+所占比例增大.
Miyashita等(2000)根据β值划分磁尾区域：当X<-15RE时β1=1，β2=0.05；当X>-15RE，log10β1=－0.14X－2.1，log10β2=－0.14X－3.4.当β>β1时，处于等离子体片(PS)区；当β2<β<β1处于等离子体片边界层(PSBL)区；当β<β2处于尾瓣(lobe)区.其中，β=P/PB=P/(B2/2μ0)，P为热压、B为总磁场.根据该标准及Cluster星簇卫星此期间的位置给出β1=1，β2=0.05标记在图 9g中，即为两条横向虚线.图示表明，亚暴增长相期间，β 值较高，C1卫星开始时处于PS区域，~09 ∶ 29 UT附近，出现极大值；09 ∶ 35—09 ∶ 42 UT期间，C1处于PSBL区域；~09 ∶ 44 UT出现极大值后迅速减小.C4卫星在09 ∶ 10—09 ∶ 44 UT期间，一直处于PS区域.尾向流开始时，C1、C4观测到的等离子体β值由极大值突然下降到很小的值.在该尾向流结束后，β值的波动幅度较小，C1、C4多处于PSBL区域.
3.5.3 湾扰图 10所示为09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间，地磁台站CBB、BLC、YKC、FCC、VIC观测的地磁场水平分量H参照图.结合表 1可知，CBB台站的磁纬度 最高，为76.55°，VIC台站的磁纬度最低，为54.16°，5个台站属于中高磁纬区域.自亚暴onset开始后，中、高磁纬地区可观测到H分量出现明显的“负湾扰”.其中，磁纬度最低的VIC台站最早开始出现“负湾扰”并最早到达极小值，FCC观测到的扰动幅度最大，H分量随经纬度变化.
 | 图 10 2005年08月24日09 ∶ 00—11 ∶ 00 UT期间.(a)CBB;(b)BLC;(c)YKC;(d)FCC;(e)VIC台站观测到的H分 量，其左侧为选定时间段内H的平均值，右侧为其磁纬度、磁经度(单位°)，图中两条垂直虚线分别表示09 ∶ 10 UT和09 ∶ 42 ∶ 30 UT时刻 Fig. 10 During 09 ∶ 00 to 11 ∶ 00 UT on 24 August， 2005，geomagnetic field H component observed by(a)CBB，(b)BLC，(c)YKC，(d)FCC，(e)VIC stations of Canada. The averaged value of H during the selected time on the left and geomagnetic longitude and geomagnetic latitude on the right. The two vertical dotted lines mark separately 09 ∶ 10 UT and 09 ∶ 42 ∶ 30 UT |
对于太阳风、行星际磁场条件的分析表明，磁暴初相阶段，太阳风动压和IMF Bz的变化对于SYM-H指数变化影响较小，但影响到了AE/AL指数的变化，~08 ∶ 41 UT，AE指数出现最大值1795 nT，AL指数出现最小值为-1182 nT，即出现了亚暴事件，Li等(2011)通过TC-1的观测研究了该阶段磁 尾对太阳风动压和IMF Bz变化的响应特征.在磁暴 主相期间，IMF Bz南向持续时间约为90 min(09 ∶ 10—11 ∶ 00 UT)，其中Bzmin~ -55.57 nT.磁暴主相期间，太阳风主要沿X方向，速度波动较小，太阳风动压和等离子体密度的变化趋势几乎相同.在亚暴增长相期间及膨胀相开始后约20 min内，太阳风动压 变化较小，IMF总磁场B变化也较小.~10 ∶ 05 UT，太阳风动压P突然增大，AE、AL变化加剧.随后，太阳风动压、IMF B变化幅度加大，IMF Bz南向开始减小，AE、AL指数开始出现震荡.由此可知，在磁暴和亚暴发展过程中，太阳风动压、IMF Bz起着重要的作用.通过Gonzalez 等(1994)统计(如表 3)的磁暴类型与IMF Bz持续时间的关系可知，产生强磁暴的IMF Bz持续时间Δt需大于3 h，然而，本事件 是在IMF Bz南向持续时间仅90 min的情况下出现的强磁暴和强亚暴事件.即大振幅(Bz min~ -55.57 nT)、 短持续时间(90 min)的IMF Bz条件下出现了强磁暴和强亚暴事件.
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表 3 Dst指数、IMF Bz的数值和持续时间(阈值) Table 3 Dst index，the value of IMF Bz and duration(threshold value) |
IMF Bz南向偏转，磁暴主相和亚暴增长相开 始，2005年8月24日发生的磁暴主相期间的亚暴 事件增长相持续时间段为09 ∶ 10—09 ∶ 42 ∶ 30 UT，持续约32 min.通过TC-2和Cluster星簇卫星观测磁场可知，增长相开始，近地磁尾|Bz|缓慢减小，磁倾角也缓慢减小，中磁尾|Bz|也在缓慢减小，~09 ∶ 31 UT附近，Cluster星簇卫星先后观测到磁场Bx转向，即中心等离子体片先后扫过Cluster星簇卫 星，通过四颗卫星空间位置和速度(Vz=1.06 km·s-1)分析表明了亚暴增长相期间，等离子体片南向偏移，磁尾位形变化较大，亚暴增长相期间，磁力线尾向拉伸，表现了亚暴增长相特征(刘振兴，2005).
在增长相开始前，太阳风动压突然减小，地磁场出现扰动.增长相期间，同步轨道处无等离子体注入事件发生；中磁尾观测到等离子体片区(β>1)中O+在离子中所占比例较小，等离子体速度及其变化均较小，且以地向流为主，质子温度变化较小，热离子总温度变化较大.
4.3 暴时亚暴膨胀相特征本文通过Pi2地磁脉动、磁场偶极化及同步轨道质子无色散注入现象联合观测判定暴时亚暴onset时间约为09 ∶ 42 ∶ 30 UT.
近地磁尾是磁暴和亚暴重要的触发区域.Lee和Min(2002)指出在磁暴主相期间，亚暴onset可能出现的区域覆盖了很宽的地方时范围，~82%的亚暴onset位置分布在20—01 LT区域内.磁尾磁力线在亚暴增长相期间尾向拉伸，在亚暴onset时刻，拉伸过程突然停止，磁场位形由尾向型(tail-like)变成偶极型(dipole-like)，磁场Bz分量有明显增加，即磁场偶极化过程，这一现象被解释为越尾电流中断后进入电离层，形成亚暴电流楔的过程(SCW)(Bonnevier et al., 1970；McPherron et al., 1973；Rostoker，1974).而越尾电流增强和中断开始的位置位于近地磁尾等离子体片区6~10RE(Lui，1991；Kennel，1992).磁场偶极化开始的位置被限制在有限的经度范围之内，并在形成之后迅速向东西方向扩展(Kokubun and McPherron， 1981；Nagai，1982；Liou et al., 2002；姚丽，2009).在亚暴膨胀相触发后会立即出现磁场偶极化现象，大约在X~-10RE以内(Liou et al., 2001；Miyashita et al., 2000)，磁场偶极化在亚暴触发过程中出现的位置依赖于亚暴强度(Kamide，2001)，强度越强，其位置越靠近地球(Miyashita et al., 2004).平均而言，偶极化的位置在X~-8RE处(Miyashita et al., 2005). TC-2卫星观测到磁场偶极化时(~09 ∶ 42 ∶ 30 UT)，卫星位置约为(-6.01，-1.40，-0.87)RE，磁经纬度193.13°/-8.04°，22 ∶ 35 MLT，即磁场偶极化出现在X~-6RE处，这一观测结果比前人研究过程中 发现的位置更靠近地球，与亚暴强度相关(Miyashita et al., 2005). 该偶极化发生时磁倾角变化13°.
许多无色散注入来自于磁场偶极化过程(Lee and Min， 2002).同步轨道等离子体注入发生的地方时范围一般集中在18—06 LT，通常等离子体向内磁层注入时，注入区会沿经向和径向扩展(何兆海，2007).LANL1994-084卫星观测到质子无色散注入 现象时(~09 ∶ 44 ∶ 30 UT)其位置约为(-6.11，2.44，0.78)RE，磁经纬度158.24°/6.78°，20 ∶ 16 MLT；LANL-97A卫星观测到质子有色散注入现象时(~09 ∶ 46 ∶ 30 UT)其位置约为(-2.40，6.13，-0.60)RE，磁纬经度为111.45°/-5.17°，17 ∶ 10 MLT. 亚暴触发后，等离子体无色散注入.观测分析表明，LANL1994-084位于无色散注入区，且注入过程很 短，注入开始后至~11 ∶ 00 UT前一直维持高通 量状态；LANL-97A偏离无色散注入区.通过LANL1994-084和LANL-97A观测的无色散注入和有色散注入的磁经纬度及其磁地方时可知，亚暴触发后注入区迅速沿经度方向扩展，但被限制在了有限的经度范围内.
低纬度地区Pi2脉动振幅很小，一般只有几分之一nT，Pi2脉动的振动强度随纬度变化而变化，在极光带的赤道侧边界和Harang间断附近有主极大值，约为几十个nT，而在亚暴电集流下方，其振幅 可超过100 nT(Rostoker and Samson， 1981；Samson，1981； Olson，1999；徐文耀，2009).~09 ∶ 42 ∶ 30 UT附近，各台站均观测到Pi2地磁脉动，且磁纬度约60°的PGEO台站观测的地磁H分量扰动最大，超过了100 nT，这表明PGEO台站位于亚暴电集流所映射的区域内.
根据观测到的磁场偶极化、等离子体无色散注入、Pi2地磁脉动现象，我们判断onset的区域大约在LANL卫星之外不远处，否则卫星不太可能观测到很干净的无色散注入特征.另外，鉴于TC-2与地磁台站的Pi2脉动信号略有时序差异，我们判定亚暴onset区域在TC-2卫星昏侧.结合图 3可以看出，这一亚暴的发生区域是相当靠近地球的.
TC-2卫星观测到近地磁尾出现明显的Pi2脉动，其开始时间与磁场偶极化对应，扰动振幅变化较剧烈，且在~09 ∶ 57 UT附近，Pi2脉动的振幅达到了最大，此时近地磁尾磁场变化也较大.
在中磁尾，亚暴膨胀相期间，Cluster卫星观测到的β值相对增长相期间的值较小，开始时卫星多处于PSBL区域，~10 ∶ 03 UT之后，卫星多处于尾瓣区域.分析~10 ∶ 03 UT前膨胀相特征可知，~09 ∶ 44 UT，中磁尾磁场开始急剧变化，即相对近地磁尾磁场变化延迟约1.5 min.而此时O+所占比例增大，等离子体温度自极大值开始减小，随后的时间内等离子体温度波动较大.亚暴膨胀相开始后，较短时间内可观测到尾向流出现.尾向流的持续时间较短，且在尾向流出现后，磁尾磁场变化剧烈.出现尾向流期间，C1、C4先后观测到磁重联现象.磁尾磁重联位置取决于亚暴强度，即强度越强，其位置越靠近地球(Kamide，2001)，磁重联出现的平均位置在X~-20RE处(Miyashita et al., 2005).在该亚暴事件中，Cluster星簇卫星观测到磁重联时位于-18RE附近，表明了该磁重联现象和强亚暴相关.
亚暴膨胀相开始后，地面也可以观测到一系列扰动现象，如地磁台站在高纬观测到H分量出现明显的负湾扰，中纬H分量的正湾扰，低纬观测到Pi2脉动等(刘振兴，2005).在对地磁扰动观测分析中，我们发现亚暴膨胀相开始后，中、高磁纬区域先后出现了“负湾扰”现象.这与非暴时亚暴膨胀相期间中纬度H分量的正湾扰不同.
亚暴触发主要分为外部触发和内部触发.其中，外部触发是指太阳风动压、行星际磁场条件发生变化导致亚暴触发，而内部触发是指亚暴由近地磁尾等离子体片中的不稳定性触发.其代表性的模型是电流中断(CD)模型和近地中性线(NENL)模型.CD模型(Lui，1996)中，亚暴膨胀相是由近地越尾电流的某种不稳定性触发的，这种不稳定性导致近地越尾电流的局部瓦解，产生局部磁场偶极化，通过诱导电场使等离子体加能，并向辐射带和环电流区注入，电流崩塌区同时沿经向和尾向扩展，触发中磁尾磁场重联，在极区电离层可看到增亮的极光弧向昏侧 及北向膨胀(刘振兴，2005；王荣生等，2010)；NENL 模型(McPherron et al., 1973；Hones，1979；Baker et al., 1996)中，首先在中磁尾发生磁场重联，重联产生的高速流在近地区域受到阻塞，产生磁通量堆积、磁场偶极化，这时产生向东的惯性漂移电流，导致亚暴电流楔的形成，从而触发亚暴(姚丽，2009；王荣生等，2010).在本次事件中，亚暴onset开始前，太阳风和行星际条件无明显变化，最早在近地磁尾X~-6RE附近观测到磁场偶极化，随后在同步轨道观测到等离子体无色散注入现象，而中磁尾磁场和等离子体参量变化相对延迟，尾向流出现后磁场开始剧烈变化，随后出现磁重联现象.由此可知，此次亚暴事件是由近地磁尾不稳定性触发的可能性很大.由此我们进一步推断，磁暴期间发生的亚暴与磁尾从平静期逐渐形成的孤立亚暴事件有着重要的区别.在磁暴期间，内磁层和近地磁尾能量蓄积丰富，内部张力高于平均值，比较容易诱发等离子体不稳定性，进而形成“由内向外”演化的亚暴.而孤立亚暴事件期间，磁尾能量蓄积先从中远距离开始，近地磁尾的能量状态比较松弛，因此将“由外向内”模式作为这类事件起源的基准是合理的.本文研究的单一事件还不足以证实以上的猜想，需要统计更多事件加以证实，这正是本项研究的未来目标之一.
5 结论我们通过对太阳风和行星际磁场条件、近地磁尾和中磁尾卫星、同步轨道卫星以及地磁台站的联合观测分析可知，2005年8月24日的磁暴事件有 明显SSC，强度较大(SYM-Hmin~-179 nT)且持 续时间短.该事件是在大振幅(IMF Bz min~-55.57 nT)、 短持续时间(~90 min)的行星际磁场条件下产生的强磁暴，而发生在磁暴主相期间的亚暴强度很大，AL最小值可达-4046 nT.发生在磁暴主相期间的亚暴主要特征如下：
亚暴增长相期间，磁尾中心等离子体片先后扫过Cluster 星簇的四颗探测器C1、C2、 C4、C3；Cluster星簇在中磁尾等离子体片的观测表明亚暴增长相期间，等离子体片南向偏移，磁尾磁场位形变化较大.
亚暴膨胀相触发后，可在近地磁尾(X~-6RE)观测到磁场偶极化现象；而LANL卫星能够清晰地观测到等离子体无色散注入现象表明了亚暴onset的区域大约在LANL卫星之外不远处，地磁台站在~09 ∶ 42 ∶ 30 UT附近观测到Pi2地磁脉动，磁场偶极化和Pi2地磁脉动之间略有时序差异，可大致判定亚暴onset区域在TC-2卫星昏侧.这一亚暴的发生区域是相当靠近地球的.
等离子体无色散注入区在亚暴onset开始后，迅速沿经向扩展，但被限制在了有限的经度范围内. 磁纬60°附近，Pi2地磁脉动振动强度超过了100 nT. 膨胀相开始后，在中、高磁纬地磁台站观测到了地磁场H分量的“负湾扰”现象，在近地磁尾观测到Pi2脉动，而在中磁尾区域观测到尾向流和磁重联现象，以及O+/H+比值在亚暴onset之后增大.
该强亚暴事件onset发生前太阳风和行星际磁场条件无明显变化，且亚暴现象发生时序自内向外：~09 ∶ 42 ∶ 30UT，X~-6RE处TC-2观测到磁场偶极化；~09 ∶ 44 ∶ 30UT，同步轨道卫星LANL1994-084观测到等离子体无色散注入；~09 ∶ 45 ∶ 30UT，X~-17.8RE处C1观测到磁尾磁重联，由此推断该亚暴事件很可能是近地磁尾不稳定性触发产生的.
致谢 感谢日本京都地磁数据中心提供SYM-H、AE、AU、AL指数.感谢美国NASA提供OMNI太阳风、IMF数据及LANL1994-084、LANL97A卫星数据.感谢ESA提供的Cluster、TC-2卫星数据.感谢美国NASA提供WHIT、PGEO、PINE地磁台站的地磁场数据.感谢GSC提供的CBB、BLC、YKC、FCC、VIC地磁台站的磁场数据.感谢LANL卫星研究团队和网站http://www.lanl-epdata.lanl.gov/cgi-bin/ep_plot_choose_3.cgi提供的数据.
| [1] | Akasofu S I, Chapman S. 1961. The ring current, geomagnetic disturbance, and the Van Allen radiation belts. J. Geophys. Res., 66(5): 1321-1350. |
| [2] | Angelopoulos V, McFadden J P, Larson D, et al. 2008. Tail reconnection triggering substorm onset. Science, 321(5891): 931-935. |
| [3] | Baker D N, Pulkkinen T I, Angelpoulos V, et al. 1996. Neutral line model of substorms: Past results and present view. J. Geophys. Res., 101(A6): 12975-13010, doi: 10.1029/95JA03753. |
| [4] | Baumjohann W, Kamide Y, Nakamura R. 1996. Substorms, storms, and the near-earth tail. J. Geomag. Geoelectr., 48(2): 177-185. |
| [5] | Bonnevier B, Bostrom R, Rostoker G. 1970. A three-dimensional model current system for polar magnetic substorms. J. Geophys. Res., 75: 107-122, doi: 10.1029/JA075i001p00107. |
| [6] | Cao J B, Wang D J, Zhao H, et al. 2004. Relationship between Pi2 in Beijing and AE indexes. Chinese J. Geophys. (in Chinese), 47(6): 949-953. |
| [7] | Daglis L A, Livi S, Sarris E T, et al. 1994. Energy density of ionospheric and solar wind origin ions in the near-earth magnetotail during substorms. J. Geophys. Res., 99(A4): 5691-5703, doi: 10.1029/93JA02772. |
| [8] | Du A M, Tsurutani B T, Sun W. 2008. Anomalous geomagnetic storm of 21-22 January 2005: A storm main phase during northward IMFs. J. Geophys. Res., 113 : A10214, doi: 10.1029/2008JA013284. |
| [9] | Du A M, Tsurutani B T, Sun W. 2011. Solar wind energy input during prolonged, intense Northward interplanetary magnetic fields: A new coupling function. J. Geophys. Res., 116: A12215, doi: 10.1029/2011JA016718. |
| [10] | Duan S P, Liu Z X, Liang J, et al. 2001. Multiple magnetic dipolarizations observed by THEMIS during a substorm. Ann. Geophys., 29: 331-339, doi: 10.5194/angeo-29-331-2011. |
| [11] | Fairfield D H, Cahill L J. 1966. Transition region magnetic field and polar magnetic disturbances. J. Geophys. Res., 71(1): 155-169. |
| [12] | Gonzalez W D, Joselyn J A, Kamide Y, et al. 1994. What is a geomagnetic storm?.J. Geophys. Res., 99(A4): 5771-5792. |
| [13] | Hamilton D C, Gloeckler G, Ipavich F M, et al. 1988. Ring current development during the great geomagnetic storm of February 1986. Geophys. Res. Lett., 93(A12): 14343-14355. |
| [14] | He Z H. 2007. Study on the plasma injection in magnetosphere [Ph. D. thesis]. Beijing: Chinese Academy of Sciences (Center for Space Science and Applied Research). |
| [15] | Hoffman R A, Gjerloev J W, Frank L A, et al. 2010. Are there optical differences between storm-time substorms and isolated substorms?.Ann. Geophys., 28(5): 1183-1198, doi: 10.5194/angeo-28-1183-2010. |
| [16] | Hones Jr E W. 1979. Transient phenomena in the magnetotail and their relation to substorms. Space Sci. Rev., 23(3): 393-410. |
| [17] | Hsu T S, McPherron R L. 1998. The main onset of a magnetospheric substorm. // Substorms-4: International Conference on Substorms-4. Terra Sci.: 79-82. |
| [18] | Huang C S, Foster J C, Goncharenko L P, et al. 2004. Variations of low-latitude geomagnetic fields and Dst index caused by magnetospheric substorms. J. Geophys. Res., 109: A5219, doi: 10.1029/2003JA010334. |
| [19] | Kamide Y, Baumjohann W, Daglis I A, et al. 1998. Current understanding of magnetic storms: Storm-substorm relationships. J. Geophys. Res., 103(A8): 17705-17728. |
| [20] | Kamide Y, Maltsev Y P. 2007. Geomagnetic storms. // Handbook of the Solar-Terrestrial Environment. Berlin Heidelberg: Springer, 355-374. |
| [21] | Kamide Y. 2001. Some "missing" elements of constraint in substorm initiation modeling. J. Atmos. Sol. Terr. Phys., 63(7): 635-642. |
| [22] | Kennel C. 1992. The Kiruna conjecture: The strong version. // Proceedings of the International Conference on Substorms (ICS-1). Eur. Space Agency Spec. Publ., ESA SP-335, 599. |
| [23] | Kistler L M, Mouikis C G, Cao C, et al. 2006. Ion composition and pressure changes in storm time and nonstorm substorms in the vicinity of the near-Earth neutral line. J. Geophys. Res., 111(A11): A11222, doi: 10.1029/2006JA011939. |
| [24] | Kokubun S, McPherron R L. 1981. Substorm signatures at synchronous altitude. J. Geophys. Res., 86(A13): 11265-11277. |
| [25] | Lee D Y, Min K W. 2002. Statistical features of substorm indicators during geomagnetic storms. J. Geophys. Res., 107(A11): SMP 16-1-SMP 16-12, doi: 10.1029/2002JA009243. |
| [26] | Li L Y, Cao J B, Zhou G C, et al. 2009. Statistical roles of storms and substorms in changing the entire outer zone relativistic electron population. J. Geophys. Res., 114 : A12214, doi: 10.1029/2009JA014333. |
| [27] | Li L Y, Cao J B, Zhou G C, et al. 2011. Multiple responses of magnetic field. J. Geophys. Res., 116: A12223, doi: 10.1029/2011JA016816. |
| [28] | Liou K, Meng C I, Lui A T Y, et al. 2002. Magnetic dipolarization with substorm expansion onset. J. Geophys. Res., 107(A7): SMP 23-1-SMP 23-12, doi: 10.1029/2001JA000179. |
| [29] | Liou K, Meng C I, Newell P T, et al. 2001. Particle injections with auroral expansions. J. Geophys. Res., 106(A4): 5873-5881. |
| [30] | Liu W W, Liang J, Donovan E F, et al. 2012. If substorm onset triggers tail reconnection, what triggers substorm onset?. J. Geophys. Res., 117(A11): A11220, doi: 10.1029/2012JA018161. |
| [31] | Liu W W, Rostoker G. 1995. Energetic ring current particles generated by recurring substorm cycles. J. Geophys. Res., 100(A11): 21897-21910, doi: 10.1029/95JA01934. |
| [32] | Liu Z X, Pu Z Y, Shen C. 1998. The whole process of magnetospheric substorms and storms. 100 Scientific Puzzles of the 21st Century. Changchun: Jilin People's Publishing House. |
| [33] | Liu Z X. 2005. Space Physics. Harbin: Harbin Institute of Technology Press, 148. |
| [34] | Lui A T Y. 1991. A synthesis of magnetospheric substorm models. J. Geophys. Res., 96: 1849-1856, doi: 10.1029/90JA02430. |
| [35] | Lui A T Y. 1996. Current disruption in the Earth's magnetosphere: Observation and models. J. Geophys. Res., 101(A6): 13067-13088, doi: 10.1029/96JA00079. |
| [36] | Lui A T Y. 2009. Comment on "Tail reconnection triggering substorm onset". Science, 324(5933): 1391-1391. |
| [37] | McPherron R L, Hsu T S. 2002. A comparison of substorms occurring during magnetic storms with those occurring during quiet times. J. Geophys. Res., 107(A9): SMP 23-1-SMP 23-16, doi: 10.1029/2001JA002008. |
| [38] | McPherron R L, Russell C T, Aubry M P. 1973. Satellite studies of magnetospheric substorms on August 15, 1968 Phenomenological model for substorms. J. Geophys. Res., 78(16): 3131-3149, doi: 10.1029/JA078i016p03131. |
| [39] | McPherron R L. 1997. The role of substorms in the generation of magnetic storms. AGU Geophysical Monograph 98,131. |
| [40] | Miyashita Y, Kamide Y, Machida S, et al. 2004. Difference in magnetotail variations between intense and weak substorms. J. Geophys. Res., 109(A11): A11205, doi: 10.1029/2004JA010588. |
| [41] | Miyashita Y, Machida S, Mukai T, et al. 2000. A statistical study of variations in the near and middistant magnetotail associated with substorm onsets: Geotail observations. J. Geophys. Res., 105(A7): 15913-15930. |
| [42] | Miyashita Y, Miyoshi Y, Matsumoto Y, et al. 2005. Geotail observations of signatures in the near-Earth magnetotail for the extremely intense substorms of the 30 October 2003 storm. J. Geophys. Res., 110(A9): A09S25, doi: 10.1029/2005JA011070. |
| [43] | Nagai T, Fujimoto M, Nakamura R, et al. 2005. Solar wind control of the radial distance of the magnetic reconnection site in the magnetotail. J. Geophys. Res., 110(A9): A09208, doi: 10.1029/2005JA011207. |
| [44] | Nagai T. 1982. Observed magnetic substorm signatures at synchronous altitude. J. Geophys. Res., 87(A6): 4405-4417. |
| [45] | Olson J V. 1999. Pi2 pulsations and substorm onsets. J. Geophys. Res., 104(A8): 17499-17520. |
| [46] | Rostoker G, Samson J C. 1981. Polarization characteristics of Pi2 pulsation and implications for their source mechanisms: location of regions with respect to auroral electrojets. Planet. Space Sci., 29(1): 225-230. |
| [47] | Rostoker G. 1968. Macrostructure of geomagnetic bays. J. Geophys. Res., 73(13): 4217-4229. |
| [48] | Rostoker G. 1974. Current flow in the magnetosphere during magnetospheric substorms. J. Geophys. Res., 79: 1994-1998, doi: 10.1029/JA079i013p01994. |
| [49] | Saito T, Sakurai T, Koyama Y. 1976. Mechanism of association between Pi2 pulsations and magnetospheric substorm. J. Atmos. Sol. Terr. Phys., 38(12): 1265-1277. |
| [50] | Sakurai T, Saito T. 1976. Magnetic pulsation Pi2 and substorm onset. Planet. Space Sci., 24(6): 573-575. |
| [51] | Samson J C. 1981. Pi2 pulsations: high latitude results. Planet. Space Sci., 30(12): 1239-1247. |
| [52] | Smith E J, Slavin A, Zwickle R D, et al. 1986. Shocks and storm sudden commencements. // Solar Wind-Magnetospere Coupling. Terra. Scientific, Tokyo, 345-365. |
| [53] | Snyder C W, Neugebauer M, Rao V R. 1963. The solar wind velocity and itscorrelation with solar and geomagnetic activity. J. Geophys. Res., 68(24): 6361-6370. |
| [54] | Sun W, Akasofu S I. 2000. On the formation of the storm time ring current belt. J. Geophys. Res., 105(A3): 5411-5418, doi: 10.1029/1999JA000339. |
| [55] | Takahash K, Anderson B J, Ohtani S, et al. 1997. Drift shell splitting of energetic ions injected at pseudo-substorm onsets. J. Geophys. Res., 102(A10): 22117-22130. |
| [56] | Wang R S, Du A M, Lu Q M, et al. 2010. Mid-tail magnetic reconnection triggering substorm: A case study. Chinese J.Geophys. (in Chinese), 53(5): 1028-1033, doi: 10.3969/j.issn.0001-5733.2010.05.002. |
| [57] | Xu W Y. 2009. Physics of Electromagnetic Phenomena of the Earth. Hefei: Press of University of Science and Technology of China, 336 |
| [58] | Yao L. 2009. Study on the near-earth magnetotail dynamics: based on double star TC-1 spacecraft observations[Ph. D. thesis]. Beijing: Chinese Academy of Sciences (Center for Space Science and Applied Research). |
| [59] | Yeoman T K, Freeman M P, Reeves G D, et al. 1994. A comparison of midlatitude Pi2 pulsations and geostationary orbit particle injections as substorm indicators. J. Geophys. Res., 99(A3): 4085-4093. |
| [60] | 何兆海. 2007. 磁层等离子体注入现象研究［博士论文］. 北京: 中国科学院研究生院(空间科学与应用研究中心). |
| [61] | 刘振兴, 濮祖荫, 沈超. 1998. 磁层亚暴和磁暴的整体过程. 21世纪100个难题. 长春: 吉林人民出版社. |
| [62] | 刘振兴. 2005. 太空物理学. 哈尔滨: 哈尔滨工业大学出版社, 148. |
| [63] | 王荣生, 杜爱民, 陆全明等. 2010. 中磁尾重联触发亚暴的单事例分析. 地球物理学报, 53(5): 1028-1033, doi: 10.3969/j.issn.0001-5733.2010.05.002. |
| [64] | 徐文耀. 2009. 地球电磁现象物理学. 合肥: 中国科学技术大学出版社, 336. |
| [65] | 姚丽. 2009. 基于双星计划TC-1卫星观测的近地磁尾动力学研究［博士论文］. 北京: 中国科学院研究生院. |