陳瑤 張燕革 艾勇 劉玨 熊波 張國華

（武漢大學電子信息學院，湖北武漢430072）

0 引言

日地物理學的研究中，由太陽耀斑產(chǎn)生的行星際激波在某種程度上來說，可以算是最為極端的太陽活動表現(xiàn)，普遍認為，太陽耀斑中的大部分能量由行星際激波分散到太陽風和其行進路徑里的天體中［1］。因而行星際激波作為日地空間環(huán)境中傳輸能量的重要載體，也一直受到廣泛關注。行星際激波與熱層的相互作用可以對熱層的空間環(huán)境產(chǎn)生劇烈影響，各高度的熱層中性大氣對行星際磁場的變化也有著不同時間尺度以及運動方式的響應［2］。高層大氣不僅影響生活環(huán)境和地球氣候，同時也成為航空航天等活動必須考慮的環(huán)境因素，因此在最近數(shù)十年間越來越多的科研人員開始關注研究高層大氣。高層大氣，包括中間層、低熱層，作為外層空間和地球大氣交互的重要樞紐，是目前空間天氣觀測的主要對象。熱層大氣中，中性風場是研究區(qū)域動力學的重要手段之一，1993年Sastri等［3］就曾經(jīng)利用經(jīng)向中性風對地磁暴的響應展開了相應研究。因此準確獲取中性風場的幅值及方向對于更好地理解和研究熱層動力學有著重要意義。但目前關于行星際擾動和低熱層中性大氣風場之間的討論分析仍然尚不多見，國內(nèi)相關分析就更加少見。本文著重討論了2011年11月28日晚行星際擾動對于風場行為的影響，對于OI 557.7 nm輻射的高度約為97 km［4］的風場行為產(chǎn)生變化的原因進行了初步分析。

Rees和Greenaway［5］在1983年提出多普勒成像系統(tǒng)（Doppler Imaging System，DIS），即為全天空法布里-珀羅干涉儀（all-sky Fabry-Perot Interferometer，all-sky FPI）的原型。國內(nèi)對于熱層中性大氣的研究起步較晚，1998年，Ai等［6］在國內(nèi)首次介紹了利用法布里-珀羅干涉儀（Fabry-Perot Interferometer，F(xiàn)PI）進行氣輝觀測，提出在低熱層和中間層通過測量多普勒頻移和氣輝輻射展寬對垂直風和二維大氣運動進行觀測，并且介紹了掃描式和全空式兩種不同類型FPI。2006年，Zhao等［7］利用名古屋大學Shiokowa博士提供的氣輝輻射干涉圖首次在國內(nèi)進行獨立研究，提出并驗證了風速反演方法，風速計算和誤差均與Shiokowa博士的結果取得了較好一致性。2008—2010年間，國內(nèi)風速數(shù)據(jù)處理方法日趨完善［8-9］，中科院空間研究中心也成功安裝了一臺三通道掃描式FPI（Scanning Fabry-Perot，SFPI）觀測設備，利用FPI設備與流星雷達同時對中間層進行對比測風，發(fā)現(xiàn)兩者數(shù)據(jù)較為吻合，驗證了FPI設備風速測量的準確性［10-11］。為了更進一步檢驗FPI設備風速測量的可靠性，中科院空間研究中心的Yuan等人［12］將FPI設備獲取的OH 892.0 nm、OI 557.7 nm以及OI 630.0 nm輻射高度的風速數(shù)據(jù)與水平風模型2007（HWM07）進行了全面的比較，發(fā)現(xiàn)觀測結果在OH 892.0 nm和OI 557.7 nm的高度上與HWM07模式較為一致，但是在OI630.0 nm的高度上與模式結果差別較大，這些對比分析不僅驗證了FPI設備風速測量的準確性，還為HWM07模式的改進提供了數(shù)據(jù)基礎。武漢大學參加2010年中國北極科學考察任務并將自主研發(fā)的all-sky FPI安裝在位于挪威斯瓦巴特群島的北極黃河站（78.92°N，11.93°E），同年開始了對極區(qū)熱層風場的正式觀測。針對2011年11月28日的行星際擾動事件，將平靜期2011年11月26日以及12月1日中的同時段水平風與擾動期水平風進行了對比分析，對擾動期全天空視線風場進行了研究，并結合行星際數(shù)據(jù)分析擾動期風場變化的可能原因。

1 all-sky FPI設備與數(shù)據(jù)處理

1.1 all-sky FPI的硬件構成

all-sky FPI探測設備由光學接收部分、濾波部分、干涉部分、圖像采集部分、數(shù)據(jù)存儲部分五個主要部分組成。光學接收部分包括一個超高通光率的DOME罩和一個擁有180°廣角視場的魚眼鏡頭。濾波部分包括可選擇性的557.7和630.0 nm兩個波段的濾波片，根據(jù)實際觀測需要酌情選取。干涉部分為法布里-珀羅標準具，此處使用的是高于90%涂層反射率的固體標準具。圖像采集部分采用的是ANDOR公司生產(chǎn)的iKon-M型科學級半導體制冷CCD，像素為1024×1024。數(shù)據(jù)存儲部分是首先通過放置在北極黃河站的計算機完成對探測數(shù)據(jù)的初步存儲，然后通過遠程文件傳輸將數(shù)據(jù)從北極黃河站傳回本地計算機，以便完成進一步的數(shù)據(jù)存儲和處理。

1.2 all-sky FPI觀測數(shù)據(jù)的處理

all-sky FPI探測并獲得的原始數(shù)據(jù)是一系列干涉圓環(huán)圖像。干涉圓環(huán)包含著諸多重要信息，例如各級圓環(huán)的大小、圓環(huán)的中心位置、圓環(huán)的可用干涉級次、圖像的明暗度，有時也可從干涉圖中觀測到極光。因為主要目的是獲取風場行為，所以這里考慮的重點就在于各級干涉圓環(huán)圓心以及大小的確定。確定圓心及大小的目的是為了獲取各級干涉圓環(huán)的半徑，由此根據(jù)各級干涉環(huán)半徑的變化量即可對多普勒頻移和氣輝輻射展寬進行測量，從而獲取探測區(qū)域中性大氣的運動速度。

通過分析all-sky FPI獲得的干涉環(huán)半徑變化來得到多普勒頻移和氣輝輻射展寬信息并來反演風場數(shù)據(jù)，多普勒頻移的大小可以求出氣輝在觀測方向的運動速度，稱之為視線風速。而這里的多普勒頻移是相對于零風速干涉圖，目前獲得零風速干涉圖的方法主要有兩種［13-15］：（1）利用校準激光的干涉圖。將校準激光的干涉圖中心定為零風速干涉條紋中心，零風速干涉條紋半徑即可由校準激光干涉半徑換算得到，繼而模擬出零風速干涉圖；（2）利用多云天氣時的氣輝輻射干涉圖。多云天氣下，氣輝輻射被云層散射，散射出現(xiàn)的平均效果將消除多普勒頻移，此時獲得的干涉圖可被視為零風速干涉圖。兩種方法相互配合可以大大減少實驗數(shù)據(jù)誤差，提高數(shù)據(jù)精度。

對于All-sky FPI獲得的某一幅干涉圖，分析第m級干涉條紋，有

式中，r0為零風速干涉圖中的m級干涉條紋半徑，λ0為無多普勒頻移時的輻射波長，θ為入射光的入射角，μ為法布里-珀羅標準具間填充物的折射率，d為標準具間距，f為聚焦透鏡焦距。

由式（1）和（2）推出觀測方向的視線風速

因此，只要獲得一幅零風速干涉圖和一幅非零風速干涉圖，從中提取出被測點所在級次干涉環(huán)的半徑，就可以根據(jù)式（3）計算出被測點在視線方向的風速，更進一步，如果忽略垂直風的存在，且水平風場平緩變化，則可由視線風速反演出水平風場的二維分布。

2 事例分析

2.1 行星際擾動下的經(jīng)緯中性風特性

美國國家航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）通過ACE衛(wèi)星提供了充足的太陽活動數(shù)據(jù)，圖1是2011年11月28日20：00—23：30 UT期間ACE衛(wèi)星觀測到的IMF和等離子體參數(shù)以及太陽風參數(shù)，自上而下依次是行星際磁場總強度B、Bz分量、太陽風速度Vx、質(zhì)子數(shù)密度Np及太陽風動壓Pdyn。21：51 UT，ACE衛(wèi)星監(jiān)測到與日冕物質(zhì)的拋射有關的行星際激波到達地球，太陽風動壓的強烈波動并且隨之增大就是行星際激波的到來帶來的變化。激波到達之前IMF的BZ分量有短時間、較小幅度的南向分量。激波到達時，IMFBZ分量出現(xiàn)強烈南向振蕩，進而逐漸變得更加南向。行星際磁場總強度B增加，直至22：12 UT開始維持在～15 nT。與此同時，太陽風速Vx從約350 km·s－1增大至約550 km·s－1、質(zhì)子數(shù)密度Np從約3 cm－3增加至約10 cm－3、太陽風動壓Pdyn的幅值從約1 nPa增大至約5 nPa，此后又繼續(xù)躍遷至7 nPa左右，太陽風動壓的增加對電離層產(chǎn)生直接的影響［16］。圖中豎直虛線示出激波到達時刻。

圖1 自上而下依次是2011年11月28日ACE衛(wèi)星觀測的（a）行星際磁場總強度B；（b）Bz分量；（c）太陽風速度Vx；（d）質(zhì)子數(shù)密度Np；（e）太陽風動壓PdynFig.1.Data Observed by ACE satellite on November 28，2011.From top to bottom：（a）Total strength of the interplanetarymagnetic field B；（b）Bz component；（c）Solar wind speed Vx；（d）Proton density Np；（e）Solar wind dynamic pressure Pdyn

圖2給出的是2011年11月28日ACE衛(wèi)星觀測的極光電急流指數(shù)、對稱環(huán)電流指數(shù)以及黃河站磁通門磁力計測量的地磁場分量。從圖2可以看出21：51 UT東向電集流AU和西向電集流AL的幅值均開始出現(xiàn)擾動，總體呈增大趨勢，AE的幅值也在跳變中升高，最大處接近500 nT。22：12 UT磁力計顯示地面磁場水平分量Bx顯著下降，幅值接近200 nT，地磁活動開始出現(xiàn)劇烈變化。激波到達ACE衛(wèi)星及地球磁層頂?shù)臅r間是不同的，根據(jù)北極黃河站磁通門磁力計的地磁場記錄確定，該激波引起磁暴的時間確定為22：12 UT。

圖2 自上而下依次是ACE衛(wèi)星于2011年11月28日觀測的（a）極光電急流指數(shù)AE；（b）極光電急流指數(shù)AL；（c）極光電急流指數(shù)AU；（d）對稱環(huán)電流指數(shù)SYMH，黃河站磁通門磁力計測量的；（e）地磁場Bx分量；（f）地磁場By分量；（g）地磁場Bz分量Fig.2.Data observed by ACE satellite on November 28，2011.From top to bottom：（a）Auroral electrojet AE index；（b）AL index；（c）AU index；（d）SYM-H index，Data observed by fluxgatemagnetometer；（e）Geomagnetic Bx component；（f）Geomagnetic By component；（g）Geomagnetic Bz component

圖3中從左至右依次是all-sky FPI于UT時間2011年11月26、28日，12月1日獲得的OI 557.7 nm輻射高度的水平風速圖，其中圖3（a）、（c）、（e）為經(jīng)向風，（b）、（d）、（f）為緯向風。黑色實線代表觀測區(qū)域上空同一高度的HWM07模式結果，五種彩色點線代表五級干涉環(huán)反演出的風速，紅、黃、綠、藍，紫色分別代表以觀測點為中心由內(nèi)向外依次輻射的五個環(huán)狀區(qū)域，每兩個區(qū)域之間間隔為5—10 km。在多數(shù)的觀測時間段內(nèi)五級干涉環(huán)反演出的風速變化趨勢都是基本一致的，五個不同區(qū)域風場共同給出了觀測區(qū)域上空的風場行為。但是它們的幅值卻并非完全一樣，有時甚至出現(xiàn)彼此相背離的風向，這是因為它們所反演的區(qū)域并不相同，一級環(huán)和五級環(huán)所反演區(qū)域之間的距離可以達到50 km以上。圖3（a）、（b）、（e）、（f）均為行星際平靜期的風速圖，可以看到平靜期的水平風場整體行為較為穩(wěn)定，幾乎很少出現(xiàn)各級環(huán)反演出的經(jīng)緯向風同時大幅度切變的情況，風場整體變化趨勢與HWM07模式較為吻合。對于圖3（c）、（d），能夠看到經(jīng)向風和緯向風的風速幅值幾乎均在50 m·s－1以內(nèi)，經(jīng)向風速幅值較緯向風速幅值整體更為平穩(wěn)。15：00—21：00 UT之間，除了緯向風第四級干涉環(huán)計算出的風速有一個強烈的東向偏轉，其余干涉環(huán)計算的風速幅值均相對平穩(wěn)，這暗示電離層E區(qū)當前空間環(huán)境較為穩(wěn)定，沒有出現(xiàn)大量能量流動影響中性風場。但是從圖3（c）、（d）可以看出，在22：00 UT左右的地磁擾動期出現(xiàn)了較為突然的風切變，經(jīng)向風的風速表現(xiàn)得猶為一致，都有一個北向風的增長趨勢。緯向風則出現(xiàn)了強烈的東向風加速，特別是第三級干涉圓環(huán)所計算的風速，其幅值增加至40 m·s－1左右，其余各級干涉環(huán)計算出的風速也均有不同程度的增加。經(jīng)向風和緯向風同時出現(xiàn)幅值和風向的突變。這種變化明顯區(qū)別于平靜期的風場正常行為，是由外部能量短時間內(nèi)大量輸入造成的。

圖3 all-sky FPI獲得的OI557.7 nm輻射高度的水平風.2011年11月26日（a）經(jīng)向風；（b）緯向風，2011年11月28日；（c）經(jīng)向風；（d）緯向風，2011年12月1日；（e）經(jīng)向風；（f）緯向風.其中紅黃綠藍紫五種點線分別代表五級不同干涉條紋計算得出的風速，黑色實線為HWM07模式計算得出的結果，經(jīng)向風正方向為北向，緯向風正方向為東向Fig.3.Horizontalwind velocity obtained by all-sky FPIat 557.7 nm oxygen atom layer.November 26，2011（a）Meridional wind；（b）Zonalwind.November28，2011；（c）Meridionalwind；（d）Zonalwind.December1，2011；（e）Meridionalwind；（f）Zonal wind.Five different dotted lines of red，yellow，green，blue，purple represent wind velocity calculations derived from five different interference fringes，the solid black line represents results calculated by HWM07 mode.The north is the positive direction for themeridional wind and the east for the zonalwind

圖3中，all-sky FPI的觀測數(shù)據(jù)和HWM07模式進行了比較，風場整體變化趨勢與HWM07模式較為吻合，但是在2011年11月26日與2011年12月1日兩天平靜期內(nèi)，緯向風與模式之間的數(shù)據(jù)對比在21：00—03：00 UT并不十分一致，反而在2011年11月28日行星際擾動期間風速急劇增大，使得在該區(qū)間內(nèi)風速大小與模式之間的差距得以縮小。雖然數(shù)據(jù)處理的天數(shù)較短，可能對分析結果帶來一定的隨機性，但是仍然能夠看出觀測期間all-sky FPI設備獲取的風速數(shù)據(jù)與HWM07模式結果在OI 557.7 nm輻射高度上有著較好的一致性。

本次事件中，激波于22：12 UT引起磁暴后，太陽風磁場與地磁場相互作用產(chǎn)生磁層對流電場，磁層對流電場通過焦耳加熱和離子拖曳可以直接對中性風產(chǎn)生影響，這里首先分析焦耳加熱影響中性風的方式。隨著行星際磁場更加南向偏轉，磁層對流電場強度增加，導致焦耳加熱率迅速提高，焦耳加熱率的提高進一步引起了水平壓力梯度改變，導致離子和中性粒子之間的摩擦愈加劇烈，使中性風的幅值迅速發(fā)生改變［17］，這是導致22：00 UT之后短時間內(nèi)經(jīng)向風能夠產(chǎn)生北向風顯著加速和緯向風能夠產(chǎn)生東向風顯著加速的主要原因。22：45 UT左右中性風場的風速達到最大值，隨后電離層逐漸恢復平靜，中性風的風速逐步減小。這一過程的發(fā)生暗示著行星際磁場南向偏轉時，行星際磁場與地磁場在向陽面磁層頂發(fā)生了磁場重聯(lián)，隨后太陽風驅動重聯(lián)磁力線向磁尾運動，太陽風能量也被一起攜帶至磁尾［18-19］，隨著磁尾磁場強度提高和磁能增加，磁層對流電場迅速提升焦耳加熱率，引起水平壓力梯度改變，使低熱層大氣中性粒子行為產(chǎn)生變化，部分太陽風能量轉化為低熱層動能。

2.2 行星際擾動下的視線風特性

行星際激波能夠導致夜側扇區(qū)內(nèi)極光爆發(fā)，沉降粒子的能通量在數(shù)量級上有時可以達到典型的亞暴級別［20］，在IMF的Bz分量南向偏轉時，極光亮度可以隨著｜Bz｜增大而增大［21］。Xiong等［22］也指出極光亞暴對電離層E區(qū)中性大氣風場具有不可忽視的影響。在本次行星際擾動事件中，出現(xiàn)了由行星際激波觸發(fā)的極光亞暴事件，圖4示出all-sky FPI獲得到的干涉圖樣，20：34—22：04 UT之間所獲得的干涉圖顯示，其間光強分布較均勻沒有極光出現(xiàn)，干涉圖最早于22：19 UT開始出現(xiàn)極光弧，隨后極光全面爆發(fā)，點亮整個干涉圖。激波到達與極光亞暴開始的時間間隔比較短，這可能跟極光亞暴的觸發(fā)原因有關。Hong等［23］指出，相比孤立亞暴，太陽風壓強激波觸發(fā)的極光亞暴，具有不同的時空特征，其一是電離層對激波的響應時間非常短，激波到達磁層頂后數(shù)分鐘即可觸發(fā)全球性極光爆發(fā)，其二則是最初爆發(fā)區(qū)域較廣，并不一定像孤立極光亞暴會出現(xiàn)“西行浪涌”。

圖4 all-sky FPI于2011年11月28日20：34—23：19 UT觀測到的干涉圖樣Fig.4.Interference patterns observed by all-sky FPI from 20：34 UT to 23：19 UT on November 28，2011

將原始的干涉環(huán)數(shù)據(jù)處理后，得到如圖5所示的相對應的視線風速的全天空分布情況。為了更方便和直觀地分析視線風的風速大小和方向，利用顏色深淺來表示幅值大小，采用不同顏色來區(qū)分風速方向。藍色和紅色分別表示為視線方向上靠近和遠離觀測點的方向，藍色和紅色的深淺差異則代表該方向上風速大小區(qū)別。從圖中可以看出，起始時間以東北向的風速為主，風向尚不太明顯，同時風的幅值也較小，至22：04 UT風向趨于明顯，風速也開始增加。隨著時間推移，風向由東北向風開始逐漸變得更加北向，至22：49 UT左右，突然出現(xiàn)東向加強風速，同時可以看到風速幅值的明顯增加，23：19 UT北向風和東向風的大小均開始減弱，風場方向朝著西北向風變化。

圖5 2011年11月28日的20：30—23：30 UT時段557.7 nm輻射高度的全天空視線風速分布情況Fig.5.All-sky LOS velocity at557.7 nm oxygen atom layer from 20：30 UT to 23：30 UT on November 28，2011

行星際激波可以對低熱層中性大氣運動產(chǎn)生影響，焦耳加熱只是其中一種方式，另一種能夠影響中性風場運動的方式是離子拖曳。本次行星際激波事件引發(fā)了極光亞暴，極光電急流指數(shù)AE、AL、AU的相關響應，特別是AE指數(shù)在1 h內(nèi)由50 nT增加至400 nT，說明在夜間極光橢圓區(qū)，極光帶電急流正在迅速增加。極光粒子沉降的迅速增強帶來電離層E區(qū)域的離子密度迅速變大，離子拖曳通過動量傳遞和熱效應從而使中性風發(fā)生更加多樣性的變化［24］，引導中性粒子朝著特定方向運動。圖4、圖5對照觀察可以發(fā)現(xiàn)，極光爆發(fā)的時候出現(xiàn)了風速迅速增加和風向快速切變，這一現(xiàn)象的原因可能就是如上所說的離子拖曳中性粒子，導致中性風場行為發(fā)生變化。

3 分析與討論

對2011年11月28日激波事件分析得知，中國北極黃河站上空OI 557.7 nm輻射高度的中性風場對行星際激波撞擊磁層表現(xiàn)出較強的敏感性。2011年11月28日21：51 UT監(jiān)測到行星際激波事件后，根據(jù)北極黃河站磁通門磁力計的地磁場記錄確定，該激波引起磁暴的時間確定為22：12 UT，經(jīng)向風和緯向風在幅值及風向上出現(xiàn)劇烈變化，隨后引發(fā)了夜側扇區(qū)極光亞暴事件。視線風在22：19 UT出現(xiàn)風向變化，逐漸由東北向風變化為更加北向，至23：19 UT北向風和東向風的大小均開始減弱，風場方向朝著西北向風變化，這可能是激波出現(xiàn)期間行星際擾動對磁層產(chǎn)生了強烈作用，進而引起電離層中性風場發(fā)生顯著變化。這種變化可以在半小時內(nèi)就反應到風速變化上面，主要原因可能是行星際磁場南向偏轉時，行星際磁場與地磁場在向陽面磁層頂發(fā)生了磁場重聯(lián)，使太陽風能量從向陽側傳輸?shù)酱盼矃^(qū)域，然后通過焦耳加熱和離子拖曳對低熱層中性風場產(chǎn)生影響。行星際激波發(fā)生期間，焦耳加熱迅速增加，引起水平壓力梯度改變，導致中性風在短時間內(nèi)發(fā)生劇烈擾動，伴隨著焦耳加熱這一過程的發(fā)生，離子拖曳也可以通過動量傳遞和熱效應使中性風的行為發(fā)生變化，這個過程的發(fā)生使得部分太陽風能量轉化為低熱層動能。

行星際激波對于中性風場的影響較為復雜，目前相關研究不太多見，接下來的主要工作是進一步改善硬件設備，這一部分工作正在著手進行，系統(tǒng)更加完善性能更加優(yōu)越的新一代all-sky FPI觀測設備即將于2014年11月份運往北極黃河站，同時優(yōu)化現(xiàn)有的數(shù)據(jù)處理方法，展開新一階段的調(diào)查觀測。在已經(jīng)開展的對星載FPI探測低熱層溫度的研究［25］基礎上，討論星載FPI對低熱層水平風場探測的可能性，從而與地基FPI實現(xiàn)協(xié)同工作，增大FPI設備的覆蓋網(wǎng)絡，提高觀測精度。

致謝行星際磁場和太陽風參數(shù)由美國國家航天局的ACE衛(wèi)星提供，地磁場數(shù)據(jù)由北極黃河站磁力計提供。

1 Dryer M.Interplanetary shock waves generated by solar flares.Space Science Reviews，1974，15（4）：403—468.

2 Richmond A D，Lathuillère C，Vennerstrom S.Winds in the high-latitude lower thermosphere：Dependence on the interplanetary magnetic field.Journal of Geophysical Research：Space Physics（1978—2012），2003，108（A2），doi：10.1029／2002JA009493.

3 Sastri JH，Jyoti N，Somayajulu V V，et al.Ionospheric storm of early November 1993 in the Indian equatorial region.Journal of Geophysical Research：Space Physics（1978—2012），2000，105（A8）：18443—18455.

4 Takahashi H，Shiokawa K，Egito F，et al.Planetary wave induced wind and airglow oscillations in themiddle latitude MLT region.Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics，2013，98：97—104.

5 Rees D，Greenaway A H.Doppler imaging system；an optical device formeasuring vectorwinds.1：General principles.Applied Optics，1983，22（7）：1078—1083.

6 Ai Y，Mamoru I，Minoru K，et al.Airglow observation by Fabry-Perot interferometer.Wuhan University Journal of Natural Sciences，1998，3（2）：175—180.

7 趙正啟，周小珊，艾勇.掃描式法布里-珀羅干涉儀測量高空大氣風速.應用光學，2006，27（6）：558—562.

8 李浩，張燕革.法布里-珀羅氣輝干涉成像儀的大氣溫度測量原理.應用光學，2008，29（6）：921—925.

9 李浩，張燕革.模擬大氣風場及其數(shù)據(jù)處理技術的研究.應用光學，2009，30（2）：285—290.

10 袁瑋，徐寄遙，馬瑞平，等.我國光學干涉儀對中高層大氣風場的首次觀測.科學通報，2010，55（35）：3378—3383.

11 Jiang G Y，Xu JY，Yuan W，et al.A comparison ofmesospheric windsmeasured by FPIand meteor radar located at40N.Science China Technological Sciences，2012，55（5）：1245—1250.

12 Yuan W，Liu X，Xu JY，et al.FPIobservations of nighttimemesospheric and thermospheric winds in China and their comparisonswith HWM07.Annales Geophysicae，2013，31（8）：1365—1378.

13 Kubota M.A study onmiddle-scale variations of thermospheric neutralwinds associated with auroral activity over Syowa Station，Antarctica.Japan：Tohoku University，1996.

14 Biondi M A，Sipler D P，Zipf M E，et al.All-sky Doppler interferometer for thermospheric dynamics studies.Applied Optics，1995，34（10）：1646—1654.

15 Nakajima H，Okano S，F(xiàn)ukunishiH，etal.Observations of thermospheric wind velocities and temperatures by the use of a Fabry-Perot Doppler imaging system at Syowa Station，Antarctica.Applied Optics，1995，34（36）：8382—8395.

16 Lu G.High-speed streams，coronalmassejections，and interplanetary shocks：A comparative study ofGeoeffectiveness.RecurrentMagnetic Storms：Corotating Solar Wind Streams，2006：97—111.

17 Tsuda T T，Nozawa S，Oyama S，etal.Accelerationmechanism of high-speed neutralwind observed in the polar lower thermosphere.Journal of Geophysical Research：Space Physics（1978—2012），2009，114（A4），doi：10.1029／2008JA013867.

18 Dungey JW.Interplanetarymagnetic field and the auroral zones.Physical Review Letters，1962，6（2）：47—48.

19 Jing H，Lu JY，Kabin K，et al.MHD simulation of energy transfer acrossmagnetopause during sudden changes of the IMF orientation.Planetary and Space Science，2014，97：50—59.

20 劉建軍，胡紅橋，韓德勝，等.地基觀測的夜側極光對行星際激波的響應.地球物理學報，2013，56（6）：1785—1796.

21 Yang Y F，Lu JY，Wang JS，et al.Influence of interplanetarymagnetic field and solarwind on auroral brightness in different regions.Journal of Geophysical Research：Space Physics，2013，118（1）：209—217.

22 熊波，張燕革，艾勇，等.北極黃河站極光亞暴期間低熱層大氣中性風研究.空間科學學報，33（6）：629—636.

23 洪明華，王憲民，Chu D，等.極光亞暴對太陽風壓強激波的響應.科學通報，2001，46（13）：1113—1117.

24 Brekke A，Doupnik JR，Banks PM.A preliminary study of the neutralwind in the auroralEregion.Journal of Geophysical Research，1973，78（34）：8235—8250.

25 劉玨，艾勇，張燕革，等.星載FPI探測低熱層溫度的研究.空間科學學報，33（6）：645—650.