邢贊揚，楊惠根，吳振森，胡澤駿，劉俊明，張清和，胡紅橋

1西安電子科技大學(xué)理學(xué)院，西安 710071

2中國極地研究中心國家海洋局極地科學(xué)重點實驗室，上海 200136

1 引 言

極光是由磁層各種區(qū)域的不同能量的粒子在磁力線的引導(dǎo)下與極區(qū)電離層高度的高層大氣碰撞，產(chǎn)生能量躍遷，激發(fā)出光子的發(fā)光現(xiàn)象.絢爛多彩的極光能夠反映沉降粒子的磁層源區(qū)以及地球極區(qū)高空大氣的空間結(jié)構(gòu)等重要信息，通過對極光典型譜線（如427.8nm，557.7nm和630.0nm等）的同時觀測，比較不同譜線極光強弱，可以加深對磁層源區(qū)中各邊界層動力學(xué)過程對應(yīng)的沉降粒子的特征以及極光在電離層中激發(fā)、輻射及其湮滅過程的理解，對深入研究日地空間環(huán)境以及空間天氣過程的變換規(guī)律具有重要意義［1－5］.

許多學(xué)者利用測量的不同光譜的極光發(fā)光強度和強度比值來診斷極光沉降粒子的能量特征［6－16］.早期的地面掃描光度計、衛(wèi)星以及飛機飛行試驗的觀測都研究了不同波段的極光發(fā)光強度比與特定波段 極 光 發(fā) 光 強 度 之 間 的 關(guān) 系［7，14－15，17］.Eather 和Mende［7］利用36次的極區(qū)飛行試驗獲得的數(shù)據(jù)，系統(tǒng)分析了427.8nm，557.7nm、630.0nm極光強度和I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比的變化關(guān)系以及它們與沉降電子能通量和特征能量的關(guān)系，結(jié)果表明I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比反映了極光沉降電子的特征能量.后來更多的研究表明不同波段的極光強度比與入射電子的平均能量之間也存在相似 的 函 數(shù) 關(guān) 系［8，10－11，16－17］.Rees 和 Roble［10］以 及Christensen等［11］提出427.8nm 波段的極光強度可以估算沉降電子的能通量，而630.0nm／427.8nm的極光強度比可用來估算沉降粒子的平均能量.由于此前研究極光強度與能量參數(shù)之間關(guān)系時的數(shù)據(jù)量較少且存在模型初始輸入誤差的不確定性，本文采用更大的數(shù)據(jù)集進一步驗證極光強度與極光沉降粒子能量特征之間的關(guān)系，并推演出具體模型參數(shù)信息.

極軌衛(wèi)星的觀測表明磁正午附近的極光粒子沉降存在軟粒子沉降區(qū)（發(fā)生在極隙區(qū)附近）和硬粒子沉降區(qū)（發(fā)生在相對較低緯度上）［18］.然而，極軌衛(wèi)星（如DMSP衛(wèi)星）只能獲得直接經(jīng)過時采樣的沉降粒子的能譜數(shù)據(jù)，有限信息較少且在磁地方時的覆蓋與分辨率上受到衛(wèi)星軌道的限制.Yang等［19］利用南極中山站的全天空攝像機發(fā)現(xiàn)了磁正午附近的冕狀極光，它具有明顯的射線結(jié)構(gòu)并且630.0nm極光占主導(dǎo)，主要由軟電子沉降引起.Hu等［2］利用北極黃河站的全天空成像儀的極光數(shù)據(jù)，對日側(cè)極光進行綜觀統(tǒng)計研究，發(fā)現(xiàn)磁正午附近存在630.0nm極光發(fā)光占主導(dǎo)而557.7nm極光發(fā)光間斷的“正午間隙區(qū)”（midday gap），而午后極光存在“熱點”區(qū)（hot spot）.由于磁正午附近不同磁地方時的極光沉降粒子的磁層源區(qū)不同，而且磁正午附近的粒子探測也較少，因此利用地面極光數(shù)據(jù)反演磁正午附近的粒子沉降特征就非常必要.

本文中我們利用北極黃河站磁正午附近（10—14MLT）的三波段（427.8nm，557.7nm和630.0nm）單色極光全天空CCD成像儀（ASI）的高分辨率的地面極光觀測數(shù)據(jù)，結(jié)合DMSP衛(wèi)星實測的沉降電子能譜數(shù)據(jù)，對磁正午附近的極光強度與粒子沉降能量特征之間的關(guān)系進行定量研究，以期建立適合黃河站觀測系統(tǒng)的較為理想的半經(jīng)驗半物理的沉降電子平均能量和能通量的反演方法，可以為空間天氣的監(jiān)測和預(yù)報服務(wù)，具有重要的實際應(yīng)用價值.

2 儀器及數(shù)據(jù)

中國黃河站位于北極斯瓦爾巴特群島新奧爾松地區(qū)（地理緯度為78.92°N，經(jīng)度為11.93°E），是世界上能夠開展冬季日側(cè)極光觀測的少數(shù)臺站之一，修正地磁緯度是76.24°MLAT，日側(cè)時正好處于極光卵的極隙區(qū)緯度，是研究磁層頂邊界層及其動力學(xué)物理過程的理想場所.自2003年11月底，在黃河站安裝了三臺先進的配置相同的極光 ASI［2，20－22］，對極光427.8nm，557.7nm和630.0nm三個特征譜線進行同時觀測，連續(xù)測量極光的譜線強度的二維空間分布及其高分辨率時間演化特征（時間分辨率為10s），提供了研究日側(cè)極光粒子沉降特征的基礎(chǔ).不同波段的極光由于其激發(fā)機制不同，引起發(fā)光的峰值高度不同（將在討論中詳述），文中分別選取日側(cè)極光630.0nm的發(fā)光高度為220km，而427.8nm的發(fā)光高度為120km［23］.本文利用北極黃河站的極光ASI從2003年12月到2009年2月共6年的冬季觀測，選取磁正午前后2個小時（10—14MLT）時間段內(nèi)的天氣晴好，無日光干擾的極光觀測數(shù)據(jù).

DMSP（Defense Meteorological Satellite Program）衛(wèi)星是美國國防部自1965年1月開始發(fā)射的一系列極軌氣象衛(wèi)星的統(tǒng)稱.此類極軌衛(wèi)星幾乎每2年發(fā)射一顆新的，命名依次為DMSP＿F1—F17，該系列衛(wèi)星的傾角大約96°，運行在高度約830km的太陽同步軌道，周期約101min.DMSP衛(wèi)星上的沉降離子和電子探測儀（SSJ／4）［24］可探測能量范圍在32eV～30keV的沉降電子和離子的能譜特征，結(jié)合地面極光光學(xué)觀測和同時的DMSP衛(wèi)星沉降粒子探測，可以獲得極光粒子沉降特征.本文主要是利用F13—F17這5顆衛(wèi)星的SSJ／4測量的沉降電子的能通量和平均能量信息，數(shù)據(jù)源于霍普金斯大學(xué)應(yīng)用 物 理 實 驗 室 的 JHU／APL 網(wǎng) 站 http：／／sdwww.jhuapl.edu／Aurora／data／data＿step1.cgi.

3 反演方法

本文中的極光沉降粒子主要指沉降電子，根據(jù)目前已經(jīng)基本清晰的不同波段極光強度與沉降電子的能量特征的關(guān)系，反演參數(shù)模型設(shè)計為含有兩個待確定參數(shù)的冪函數(shù).具體關(guān)系如下：427.8nm波段極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量之間的關(guān)系模型為公式（1），其中F為沉降電子的能通量，A1為轉(zhuǎn)換系數(shù)，I為427.8nm波段極光發(fā)光強度，B1為無量綱的數(shù)據(jù).相應(yīng)地，630.0nm／427.8nm 的極光強度比與平均能量的關(guān)系模型為公式（2），其中E為沉降電子的平均能量，I1和I2分別為630.0nm和427.8nm的極光發(fā)光強度，A2和B2分別與A1和B1類似.

本文采用兩個數(shù)據(jù)集，一個是2003—2009年的地面極光ASI獲得的極光圖像數(shù)據(jù).另一個是穿越ASI視野范圍對應(yīng)的DMSP衛(wèi)星采集的粒子沉降數(shù)據(jù).沉降粒子能量反演模型需要根據(jù)現(xiàn)有的大量的數(shù)據(jù)信息確定極光強度與能量特征變換中的參數(shù)信息，即確定A1、A2、B1和B2四個參數(shù).一旦確定系數(shù)，就可以極光強度信息估計當(dāng)?shù)氐某两盗Ｗ拥哪芰刻卣?本文中選取了磁正午前后2個小時（10—14MLT）時間段，不同磁地方時區(qū)間的樣本數(shù)分別為1209（10—11MLT），3006（11—12MLT），3592（12—13MLT）和3473（13—14MLT），詳細研究磁正午附近不同時區(qū)內(nèi)極光強度與粒子沉降能量的定量關(guān)系.

極光ASI采集的圖像提供了相應(yīng)像素點的位置和時間信息，因此，可以根據(jù)DMSP衛(wèi)星上的粒子探測儀提供位置和時間信息確定對應(yīng)的ASI圖像上極光的發(fā)光強度信息，然后確定DMSP衛(wèi)星穿越時的粒子沉降信息.具體處理過程如下：首先，極光數(shù)據(jù)預(yù)處理.極光強度需要去除背景暗電流，并進行由于視線范阿倫效應(yīng)產(chǎn)生的強度修正，獲得極光發(fā)光的絕對強度［25］；其次，根據(jù)96天的極光觀測時間以及DMSP衛(wèi)星穿越黃河站極光觀測視野的軌跡，選取較好的穿越天頂附近（天頂角小于60°）的聯(lián)合觀測時段；再次，根據(jù)高度修正地磁坐標(biāo)系（AACGM）將不同波段的ASI圖像投影到其對應(yīng)的發(fā)光高度上獲得ASI圖像點的地磁緯度、地磁經(jīng)度、時間和發(fā)光強度信息；尋找對應(yīng)的DMSP軌跡點和不同波段ASI對應(yīng)像素點的極光強度信息，相鄰幀極光圖像像素值采用線性插值，計算出相同或近似地磁經(jīng)緯度對應(yīng)的像素點的極光強度.最后，匹配極光發(fā)光強度以及極光發(fā)光強度比與DMSP衛(wèi)星測量的沉降電子的能通量和平均能量.為方便計，統(tǒng)計研究427.8nm波段極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量的關(guān)系以及630.0nm／427.8nm的極光強度比與平均能量的關(guān)系時，相應(yīng)數(shù)據(jù)均采用對數(shù)值，并經(jīng)過等間隔分割取均值，采用最小二乘法擬合，獲得磁正午附近極光強度與粒子沉降之間的定量關(guān)系.

4 統(tǒng)計結(jié)果與討論

4.1 磁正午附近427.8nm與630.0nm極光強度的關(guān)系

圖1給出了磁正午附近不同MLT時區(qū)的427.8nm與630.0nm極光發(fā)光強度的關(guān)系.極光發(fā)光強度的單位為瑞利（R），圖中為千瑞利（kR）.從圖中可以看出，在磁正午附近（如10—11MLT和11—12MLT）主要以630.0nm的極光發(fā)光為主，而427.8nm極光的發(fā)光強度較弱，這可以解釋為源于磁鞘的低能電子沿著磁力線能映射到低緯邊界層（LLBL）或者極隙區(qū)（Cusp）區(qū)域［26］.在12—13MLT，427.8nm和630.0nm的極光強度均有增加，主要以軟電子沉降為主，此時輻射型冕狀極光占主導(dǎo)，對應(yīng)著Hu等［2］提出的R區(qū)域，可能對應(yīng)Cusp或開放LLBL的極區(qū)電離層投影區(qū)域.然而，在13—14MLT，427.8nm極光的發(fā)光強度增加明顯，此時磁層源區(qū)的動力學(xué)過程復(fù)雜，極光活動性增強，沉降電子可能經(jīng)過加速過程具有較高的平均能量，激發(fā)出427.8nm極光.不同能量的電子沉降到電離層的高度不同，從而激發(fā)不同波段的極光.427.8nm極光的激發(fā)屬于N2＋的第一負帶系統(tǒng)，是由較高能量的粒子沉降到電離層E層引起的，可作為電離過程的指示器.而630.0波長的“紅線”產(chǎn)生于氧原子1D態(tài)向基態(tài)的躍遷，對低能粒子沉降很敏感［27］.文中選取630.0nm極光的峰值發(fā)光高度為220km，這是因為低能的沉降電子的碰撞截面大，容易在高空損失能量，而630.0nm極光的O（1D）亞穩(wěn)態(tài)的持續(xù)時間是110s，在低空時碰撞頻率高導(dǎo)致激發(fā)的氧原子去激發(fā)，不易產(chǎn)生極光，所以630.0nm極光的發(fā)光高度一般在200km以上.然而，激發(fā)427.8nm極光是較高能量的沉降電子，這是因為高能沉降電子的碰撞截面小，在高空時的碰撞機會就少，只有到達低空（120km），大氣成分密度增加，碰撞增加，電子損失能量，容易導(dǎo)致N＋2（1NG）的激發(fā)，即產(chǎn)生427.8nm譜線的極光，文中選取其極光峰值發(fā)光高度為120km.

圖1 黃河站磁正午附近不同時區(qū)的427.8nm與630.0nm極光強度的關(guān)系Fig.1 Relation of auroral intensities of 427.8nm and 630.0nm emissions observed at YRS near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.2 磁正午附近I（630.0nm）／I（427.8nm）與I（427.8nm）的關(guān)系

圖2給出了磁正午附近不同MLT時區(qū)的630.0nm／427.8nm極 光 強 度 比 （I（630.0nm）／I（427.8nm））與427.8nm 極光強度（I（427.8nm））之間的關(guān)系，其中不同MLT時區(qū)內(nèi)二者的相關(guān)系數(shù)R也標(biāo)示在每幅子圖右下角.從圖中可以看出，I（630.0nm）／I（427.8nm）與I（427.8nm）之間存在明顯的反相關(guān)關(guān)系，這與早期的觀測研究的結(jié)果非常吻合.值得注意的是，在10—11MLT和11—12MLT，427.8nm的極光強度較小，并且I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比絕大多數(shù)大于2，說明該區(qū)域內(nèi)是軟電子沉降（＜500eV）為主.在12—13MLT存在部分I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比小于2甚至小于1的電子沉降，說明此時存在部分較高能量的電子沉降，但仍然以軟電子沉降為主.然而，在13—14MLT，427.8nm 的極光強度顯著增加，而強度比有所降低，說明沉降電子正逐漸變硬，即引起較高能量的電子沉降.這些統(tǒng)計結(jié)果與Yang等［19］和 Hu等［2］的綜觀結(jié)果以及粒子探測結(jié)果有很好的一致性.

圖2 黃河站磁正午附近不同時區(qū)的630.0nm／427.8nm強度比與427.8nm強度的關(guān)系Fig.2 Relation of the I（630.0nm）／I（427.8nm）ratio and the intensity of 427.8nm observed at YRS near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.3 I（427.8nm）與沉降電子的能通量的關(guān)系

根據(jù)I（427.8nm）與沉降電子的能通量的關(guān)系［11］及假設(shè)的參數(shù)模型公式（1），圖3給出了磁正午附近不同 MLT時區(qū)的I（427.8nm）與DMSP衛(wèi)星探測的沉降電子的能通量（F）的關(guān)系.其中相應(yīng)數(shù)據(jù)均采用對數(shù)值，此時為線性關(guān)系，其相關(guān)系數(shù)R也標(biāo)示在每幅子圖左下角.公式（3）給出了不同MLT時區(qū)內(nèi)的427.8nm極光強度與沉降電子能通量關(guān)系的參數(shù)模型公式，其中F為沉降電子的能通量，其單位為erg·cm－2·s－1，I為427.8nm極光強度，其單位為瑞利（R）.

從圖3以及公式（3）中可以看出，在磁正午附近不同MLT時區(qū)中，I（427.8nm）與沉降電子的能通量F都是正相關(guān)的關(guān)系，擬合效果較好.一般而言，極光發(fā)光強度大意味著沉降電子的能通量大，而427.8nm譜線的極光發(fā)光強度更能體現(xiàn)沉降電子的能通量特征［11，16］.另外，不同 MLT時區(qū)的擬合參數(shù)不同，這是由于各個扇區(qū)的極光活動性以及粒子沉降特征的不同.磁正午附近的極光粒子沉降主要包括準(zhǔn)直沉降和“倒V”沉降.準(zhǔn)直沉降是日側(cè)冕狀極光的電子能譜特征，主要表征為：沉降電子的平均能量小于400eV，并且在電子能譜中經(jīng)常出現(xiàn)“釘狀”的能譜結(jié)構(gòu)（結(jié)構(gòu)內(nèi)的各能級的沉降電子通量相近），該能譜結(jié)構(gòu)的沉降電子主要來源于有大量磁鞘軟粒子注入的LLBL或者Cusp區(qū)域［26］.在10—11MLT、11—12MLT，主要是帷幔狀日側(cè)冕狀極光，二波段的極光發(fā)光均較弱，各能級沉降電子通量相近，因此利用427.8nm極光強度反演沉降電子的能通量，擬合效果較好.而在12—13MLT的極光以輻射型冕狀極光為主，極光在557.7nm和427.8nm波長上的激發(fā)強度弱，但是具有強的630.0nm極光激發(fā)，對應(yīng) Hu等［2］提出的R區(qū)域，使得利用427.8nm的極光強度比反演沉降電子的能通量，效果不是很好.而在13—14MLT的極光弧主要為“倒V”沉降，其沉降電子的平均能量較高，沉降電子能譜表現(xiàn)為“倒V”結(jié)構(gòu)（結(jié)構(gòu)內(nèi)沉降電子通量主要集中在高能級段），它主要是由平行電場形成的“V型”電場結(jié)構(gòu)加速沉降電子而形成的［28］.此區(qū)域內(nèi)的沉降電子經(jīng)過加速過程具有較高的平均能量，從而主要激發(fā)出427.8nm極光，利用427.8nm的極光強度比反演沉降電子的能通量，效果較好.

圖3 磁正午附近不同時區(qū)的427.8nm的極光強度與沉降電子能通量的關(guān)系Fig.3 Relation of auroral intensity of 427.8nm and the total energy flux of electron precipitation near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.4 I（630.0nm）／I（427.8nm）與沉降電子平均能量之間的關(guān)系

根據(jù)I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比與沉降電子的能通量的關(guān)系［11］及假設(shè)的參數(shù)模型公式（2），圖4給出了磁正午附近不同 MLT時區(qū)的I（630.0nm）／I（427.8nm）與DMSP衛(wèi)星探測的沉降電子的平均能量的關(guān)系.其中相應(yīng)數(shù)據(jù)均采用對數(shù)值，此時為線性關(guān)系，其相關(guān)系數(shù)R也標(biāo)示在每幅子圖左下角.公式（4）給出了不同MLT時區(qū)內(nèi)的I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比與沉降電子平均能量關(guān)系的參數(shù)模型公式，其中E為沉降電子平均能量，其單位為eV，M 為I（630.0nm）／I（427.8nm），無量綱.

從圖4以及公式（4）中可以看出，在磁正午附近不同 MLT時區(qū)中，I（630.0nm）／I（427.8nm）與E都是負相關(guān)的關(guān)系.這是因為平均能量較高的電子能夠沉降到更低的大氣層中，更容易激發(fā)427.8nm譜線的極光，導(dǎo)致I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比下降，這種沉降電子的穿透物理過程解釋了I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比隨著沉降電子的平均能量（E）的增加而降低［11，16］.在10—11MLT、11—12MLT主要是日側(cè)冕狀極光，其主要為源于磁鞘的軟電子（E＜400eV）的準(zhǔn)直沉降，由于該區(qū)域內(nèi)的沉降電子通量相近，因此利用公式（2）來估算沉降電子的平均能量擬合效果不是很好.而在午后的極光主要是極光弧，沉降電子的平均能量較高，約為1keV或更大，并且沉降電子能譜為“倒V”沉降，電子沉降經(jīng)過加速過程［28］后具有較高的平均能量.Christensen等［11］曾基于經(jīng)過場向電場加速電子沉降產(chǎn)生極光的理論，利用極光強度的觀測反演公式（2）中的關(guān)系模型，結(jié)果與該極光理論非常一致.因此在13—14MLT區(qū)域，利用630.0nm／427.8nm的極光強度比反演沉降電子的平均能量，擬合的效果較好.

圖4 磁正午附近不同時區(qū)的630.0nm／427.8nm強度比與沉降電子的平均能量的關(guān)系Fig.4 Relation of the I（630.0nm）／I（427.8nm）ratio and the average energy of electron precipitation near magnetic noon at different magnetic local time intervals

5 結(jié) 論

本文利用6年的北極黃河站的極光ASI的觀測數(shù)據(jù)并選取穿越黃河站極光ASI觀測視野內(nèi)的DMSP衛(wèi)星探測的沉降粒子數(shù)據(jù)，統(tǒng)計研究了磁正午附近不同MLT時區(qū)的極光強度與粒子沉降能量特征之間的定量關(guān)系.統(tǒng)計結(jié)果表明，10—13MLT的粒子沉降以軟粒子沉降為主，630.0nm極光發(fā)光占主導(dǎo)，而在13—14MLT時區(qū)，427.8nm的極光強度增加，而630.0nm／427.8nm極光強度比有所降低，表明沉降粒子的平均能量較高.特別地，630.0nm／427.8nm極光強度比與427.8nm極光發(fā)光強度之間存在反相關(guān)的關(guān)系.利用427.8nm極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量以及630.0nm／427.8nm強度比值與沉降電子的平均能量之間的函數(shù)關(guān)系，初步建立了北極黃河站觀測系統(tǒng)在磁正午附近的極光強度與沉降粒子能量關(guān)系的參數(shù)反演模型，參見公式（3）和公式（4）.利用該模型可以研究ASI視野范圍內(nèi)的沉降電子的能量信息，而不僅僅是粒子探測衛(wèi)星軌道上的沉降粒子能量信息，探測空間將大大擴充，將來可以應(yīng)用于空間天氣監(jiān)測以及空間天氣預(yù)報等領(lǐng)域.

致謝感謝中國極地研究中心極地大氣與空間物理學(xué)研究室課題組對本研究的支持和幫助；感謝中國北極黃河站歷次科學(xué)考察隊科考隊員們的辛勤的數(shù)據(jù)采集工作；感謝霍普金斯大學(xué)應(yīng)用物理實驗室提供DMSP粒子數(shù)據(jù).感謝審稿人和編輯的寶貴意見.

（

）

［1］Pedersen T R，Gerken E A.Creation of visible artificial optical emissions in the aurora by high－power radio waves.Nature，2005，433（7025）：498－500.

［2］Hu Z J，Yang H，Huang D，et al.Synoptic distribution of dayside aurora：Multiple－wavelength all－sky observation at Yellow River Station in Ny－?lesund，Svalbard.J.Atmos.Sol.－Terr.Phys.，2009，71（8－9）：794－804.

［3］Lorentzen D A， Moen J，Oksavik K，et al.In situ measurement of a newly created polar cap patch.J.Geophys.Res.，2010，115（A12），doi：10.1029／2010JA015710.

［4］Xing Z Y，Yang H G，Han D S，et al.Simultaneous optical and radar observations of poleward moving auroral forms under different IMF conditions.Adv.Polar Sci.，2012，23（4）：204－210.

［5］劉曉燦，陳耿雄，徐文耀等.極光沉降粒子能量與AE、Dst指數(shù)的相關(guān)分析.地球物理學(xué)報，2008，51（4）：968－975.Liu X C，Chen G X，Xu W Y，et al.Relationships of the auroral precipitating particle power with AE and Dst indices.Chinese J.Geophys.（in Chinese），2008，51（4）：968－975.

［6］Gattinger R L，Jones A V.The intensity ratios of auroral emission features.Ann.Geophys.，1972，28（1）：91－97.

［7］Eather R H，Mende S B.Systematics in auroral energy spectra.J.Geophys.Res.，1972，77（4）：660－673.

［8］Rees M H，Luckey D.Auroral electron energy derived from ratio of spectroscopic emissions 1.Model computations.J.Geophys.Res.，1974，79（34）：5181－5186.

［9］Rees M H，Romick G J，Anderson H R，et al.Calculation of auroral emissions from measured electron precipitation：Comparison with observation.J.Geophys.Res.，1976，81（28）：5091－5096.

［10］Rees M H，Roble R G.Excitation of O（1D）atoms in aurorae and emission of the［OI］6300?line.Canadian Journal of Physics，1986，64（12）：1608－1613.

［11］Christensen A B，Lyons L R，Hecht J H，et al.Magnetic field－aligned electric field acceleration and the characteristics of the optical aurora.J.Geophys.Res.，1987，92（A6）：6163－6167.

［12］Jones A V，Gattinger R L，Shih P，et al.Optical and radar characterization of a short－lived auroral event at high latitude.J.Geophys.Res.，1987，92（A5）：4575.

［13］Rees M H，Lummerzheim D，Roble R G，et al.Auroral energy deposition rate，characteristic electron energy，and ionospheric parameters derived from Dynamics Explorer 1 images.J.Geophys.Res.，1988，93（A11）：12841－12860.

［14］Solomon S C，Hays P B，Abreu V J.The auroral 6300? emission：Observations and modeling.J.Geophys.Res.，1988，93（A9）：9867－9882.

［15］Rees M H，Lummerzheim D.Characteristics of auroral electron precipitation derived from optical spectroscopy.J.Geophys.Res.，1989，94（A6）：6799－6815.

［16］Hecht J H，Christensen A B，Strickland D J，et al.Deducing composition and incident electron spectra from ground－based auroral optical measurements：variations in oxygen density.J.Geophys.Res.，1989，94（A10）：13553－13563.

［17］Christensen A B，Rees M H，Romick G J，et al.OI（7774?）and OI（8446?）emissions in aurora.J.Geophys.Res.，1978，83（A4）：1421－1425.

［18］Heikkila W J，Winningham J D，Eather R H，et al.Auroral emissions and particle precipitation in the noon sector.J.Geophys.Res.，1972，77（22）：4100－4115.

［19］Yang H，Sato N，Makita K，et al.Synoptic observations of auroras along the postnoon oval：a survey with all－sky TV observations at Zhongshan，Antarctica.J.Atmos.Sol.－Terr.Phys.，2000，62（9）：787－797.

［20］Liu R Y，Liu Y H，Xu Z H，et al.The Chinese groundbased instrumentation in support of the combined Cluster／Double Star satellite measurements.Ann.Geophys.，2005，23（8）：2943－2951.

［21］劉瑞源，楊惠根.中國極區(qū)高空大氣物理學(xué)觀測研究進展.極地研究，2011，23（4）：241－258.Liu R Y，Yang H G.Progress in the polar upper atmospheric physics research in China.Chinese Journal of Polar Research （in Chinese），2011，23（4）：241－258.

［22］Xing Z Y，Yang H G，Han D S，et al.Poleward moving auroral forms （PMAFs）observed at the Yellow River Station：A statistical study of its dependence on the solar wind conditions.J.Atmos.Sol.－Terr.Phys.，2012，86：25－33.

［23］Sandhold P E，Carlson H C，Egeland A.Dayside and Polar Cap Aurora.Netherlands：Kluwer Academic Publishers，2002：287.

［24］Hardy D A，Gussenhoven M S，Holeman E.A statistical model of auroral electron precipitation.J.Geophys.Res.，1985，90（A5）：4229－4248.

［25］Yang H G，Liu R Y，Natsuo S.Intensity correction in allsky auroral image projection transform.Chin.Sci.Bull.，1997，42（8）：700－703.

［26］Newell P T，Burke W J，Sanchez E R，et al.The lowlatitude boundary layer and the boundary plasma sheet at low altitude：prenoon precipitation regions and convection reversal boundaries.J.Geophys.Res.，1991，96（A12）：21013－21023.

［27］Kivelson M G，Russell C T.Introduction to Space Physics.New York：Cambridge University Press，1995.

［28］Knight S.Parallel electric fields.Planet.Space Sci.，1973，21（5）：741－750.