韓德勝 胡澤駿 陳相材 劉建軍 胡紅橋 楊惠根

?

基于北極黃河站觀測(cè)的日側(cè)極光研究新進(jìn)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(jì)大學(xué)地球與海洋學(xué)院, 海洋地質(zhì)國家重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)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(cè)對(duì)日側(cè)彌散極光與喉區(qū)極光研究的最新進(jìn)展。首先, 利用黃河站極光觀測(cè), 對(duì)日側(cè)彌散極光展開系統(tǒng)性分類與統(tǒng)計(jì)研究, 對(duì)這一重要空間物理現(xiàn)象取得新認(rèn)識(shí), 指出日側(cè)彌散極光對(duì)研究日側(cè)外磁層冷等離子體的分布、形成及磁鞘粒子進(jìn)入磁層都具有重要啟示作用; 同時(shí)發(fā)現(xiàn)并定義了一種新型分立極光結(jié)構(gòu)—— 喉區(qū)極光, 并推斷其可能對(duì)應(yīng)磁層頂?shù)木值刈冃?。喉區(qū)極光是指發(fā)生在電離層對(duì)流喉區(qū)附近、從極光卵赤道側(cè)向低緯方向延伸出來的分立極光結(jié)構(gòu)。全天空極光觀測(cè)表明喉區(qū)極光走向大致與電離層對(duì)流方向一致。之后, 觀測(cè)驗(yàn)證了喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂局地內(nèi)陷式變形的推測(cè); 統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn)喉區(qū)極光是一種非常高發(fā)的現(xiàn)象, 對(duì)應(yīng)的磁層頂變形尺度可達(dá)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(shí)伴隨喉區(qū)極光的產(chǎn)生, 磁鞘粒子會(huì)進(jìn)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(jī)地結(jié)合在一起, 對(duì)太陽風(fēng)-磁層耦合過程形成一種新的認(rèn)識(shí), 即: 在磁鞘中局地產(chǎn)生(而不是存在于太陽風(fēng)中)的瞬態(tài)過程可以在日下點(diǎn)附近頻繁地導(dǎo)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(yīng), 可能對(duì)太陽風(fēng)-磁層耦合具有不可忽略的重要性。以此為基礎(chǔ), 討論了日側(cè)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(jìn)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(shí)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(qiáng)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(shí), 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(cè)可同時(shí)獲得特定極光頻段的強(qiáng)弱和形態(tài)信息, 因此, 利用連續(xù)的極光成像觀測(cè), 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(shí)空演化特征。極光為空間物理研究提供了一種強(qiáng)有力的觀測(cè)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(cè)極為困難, 因此在地面主要觀測(cè)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(qiáng)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(cè)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(jié)構(gòu)都屬于分立極光。彌散極光的發(fā)光強(qiáng)度在發(fā)光區(qū)域內(nèi)相對(duì)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(shí)都可以觀測(cè)到, 但彌散極光主要出現(xiàn)在綠色波段。圖1是黃河站觀測(cè)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(xué)特征。

除光學(xué)特征外, 分立極光與彌散極光的產(chǎn)生機(jī)理以及針對(duì)它們開展的研究側(cè)重點(diǎn)也不同。產(chǎn)生分立極光的沉降電子都會(huì)經(jīng)歷加速過程[1], 因此, 針對(duì)分立極光的研究重點(diǎn)在于粒子的加速機(jī)制。此外, 一些分立極光的瞬態(tài)現(xiàn)象被證實(shí)與特定空間物理過程相對(duì)應(yīng),比如發(fā)生在夜側(cè)的極光點(diǎn)亮、高緯擴(kuò)展對(duì)應(yīng)磁層亞暴過程[2], 發(fā)生在日側(cè)的PMAF(極向運(yùn)動(dòng)極光結(jié)構(gòu))對(duì)應(yīng)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(cè)特征

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

針對(duì)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(jī)理等幾個(gè)方面。20世紀(jì)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(cè)研究了彌散極光的粒子源區(qū)以及粒子沉降的物理機(jī)制, 基本回答了兩個(gè)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(jì)80年代后對(duì)彌散極光的研究就主要集中在了粒子的散射機(jī)理上。對(duì)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(qiáng)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(duì)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(gè)爭論不休的問題。最新研究認(rèn)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(shí)午夜—正午的極光卵低緯一側(cè)[11-12]。在日側(cè), 雖然光學(xué)[11,13]和粒子[14-15]觀測(cè)都早已注意到存在大量彌散極光, 但受觀測(cè)條件所限, 一直缺乏針對(duì)日側(cè)彌散極光的系統(tǒng)研究。借助地理優(yōu)勢(shì), 挪威科學(xué)家[13]在長期觀測(cè)基礎(chǔ)上對(duì)日側(cè)極光根據(jù)形態(tài)進(jìn)行了分類, 發(fā)現(xiàn)在午前極光卵低緯側(cè)(磁緯73°以下)存在彌散極光。對(duì)于日側(cè)彌散極光的產(chǎn)生機(jī)制, 他們僅簡單推測(cè)其沉降粒子主要來源于亞暴發(fā)生后由夜側(cè)漂移到日側(cè)的等離子體片的高能粒子, 對(duì)日側(cè)彌散極光的詳細(xì)特性、產(chǎn)生機(jī)制并沒有更為深入討論。

在日側(cè)開展極光觀測(cè)需要觀測(cè)臺(tái)站同時(shí)滿足兩個(gè)條件。(1)臺(tái)站的地理緯度要足夠高, 確保臺(tái)站在冬季轉(zhuǎn)到日側(cè)時(shí)完全處于極夜?fàn)顟B(tài); (2)臺(tái)站要在日側(cè)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(zhuǎn)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?yàn)閿?shù)不多的可進(jìn)行日側(cè)極光觀測(cè)地之一, 而我國黃河站正坐落于該島上, 因此黃河站對(duì)開展日側(cè)極光觀測(cè)擁有得天獨(dú)厚的優(yōu)勢(shì)。從2003年底開始, 我國在北極黃河站架設(shè)了全天空多波段極光成像觀測(cè)系統(tǒng), 該系統(tǒng)一直運(yùn)行至今, 積累了非常寶貴的日側(cè)極光觀測(cè)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(cè)彌散極光過程中還發(fā)現(xiàn)了在正午時(shí)近的一種新型分立極光結(jié)構(gòu)——喉區(qū)極光。本文將主要回顧近期圍繞日側(cè)彌散極光和喉區(qū)極光取得的新結(jié)果, 在此基礎(chǔ)上重點(diǎn)分析它們對(duì)理解日側(cè)磁層過程的重要科學(xué)意義。

1 基于北極黃河站觀測(cè)的日側(cè)彌散研究

1.1 日側(cè)彌散極光的分類及統(tǒng)計(jì)研究

利用黃河站2003—2009年7個(gè)冬季的全天空極光觀測(cè), 對(duì)日側(cè)(06—18 MLT)彌散極光的形態(tài)及出現(xiàn)規(guī)律進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)研究[18],發(fā)現(xiàn)日側(cè)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(jié)構(gòu)彌散極光(unstructured diffuse aurora)與有結(jié)構(gòu)彌散極光(structured diffuse aurora)兩種。無結(jié)構(gòu)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(jié)構(gòu), 如圖2所示。其中面紗狀(Veiling)彌散極光是以往研究中對(duì)無結(jié)構(gòu)彌散極光的一種叫法; 黑色極光(Black aurora)特指在無結(jié)構(gòu)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(cè)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(jié)構(gòu)。有結(jié)構(gòu)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(qiáng)度呈現(xiàn)周期性明弱變化的又稱作是脈動(dòng)型彌散極光(pulsating diffuse aurora)。在此分類基礎(chǔ)上, 對(duì)各類彌散極光的出現(xiàn)規(guī)律進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)分析(圖4)。圖4表明無結(jié)構(gòu)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(jié)構(gòu)彌散極光的出現(xiàn)率在正午附近有最大值。除上述統(tǒng)計(jì)分布結(jié)果之外, 有結(jié)構(gòu)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(duì)條帶狀彌散極光走向分布的統(tǒng)計(jì)結(jié)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(duì)流方向一致。圖6給出了一個(gè)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(cè)“無結(jié)構(gòu)”彌散極光示例. 原圖見文獻(xiàn)[18]

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

圖3 日側(cè)“有結(jié)構(gòu)”彌散極光示例. 主要有塊狀、條帶狀、不規(guī)則狀. 原圖見文獻(xiàn)[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(cè)彌散極光分類與統(tǒng)計(jì)結(jié)果的物理意義

想要理解上述觀測(cè)結(jié)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(jìn)入損失錐所致。這意味著, 產(chǎn)生彌散極光有兩個(gè)關(guān)鍵因素, 一個(gè)是源粒子, 另一個(gè)是波?；谶@兩個(gè)因素, 就可以很好地解釋上述觀測(cè)結(jié)果。

首先, 對(duì)于彌散極光, 無論日側(cè)還是夜側(cè), 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(huì)向著晨側(cè)漂移, 在漂移過程中一些熱電子就會(huì)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(shí)也會(huì)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(qiáng)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(huì)直接導(dǎo)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(duì)于如圖2和圖3所示的無結(jié)構(gòu)和有結(jié)構(gòu)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(jī)的視野, 因此看上去就是“無結(jié)構(gòu)”; 如果發(fā)光區(qū)域有限, 其形態(tài)在攝像機(jī)視野范圍內(nèi)可以被識(shí)別, 那它看上去就成了“有結(jié)構(gòu)”彌散極光。圖4顯示, 彌散極光在晨側(cè)主要表現(xiàn)為“無結(jié)構(gòu)”, 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(cè)時(shí)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(cè)上就表現(xiàn)為“無結(jié)構(gòu)”多發(fā)。至于為什么在正午附近變成“有結(jié)構(gòu)”多發(fā), 這就需要參考“有結(jié)構(gòu)”彌散極光的產(chǎn)生原因。在夜側(cè), 人們很早就注意到“有結(jié)構(gòu)”彌散極光的存在。對(duì)于這些“有結(jié)構(gòu)”彌散極光, 以往研究認(rèn)為它們對(duì)應(yīng)磁層中的冷等離子體團(tuán)[19-20], 磁層中冷等離子體團(tuán)的形狀和大小決定了“有結(jié)構(gòu)”彌散極光的形狀和大小。在日側(cè), 已有觀測(cè)證實(shí)“有結(jié)構(gòu)”彌散極光與磁層中的冷等離子體團(tuán)對(duì)應(yīng)[21-22]。對(duì)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(dāng)來自中心等離子體片的熱電子遇到冷等離子體團(tuán)時(shí), 由于冷等離子體的存在, 會(huì)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(jìn)入損失錐產(chǎn)生彌散極光[20-23]。由于極光強(qiáng)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(qiáng)的極光強(qiáng)度。因此, 可將圖4所示的統(tǒng)計(jì)結(jié)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(jìn)入損失錐產(chǎn)生彌散極光, 但由于發(fā)光強(qiáng)度太弱, 不易被觀測(cè)到。在這種情況下, 如果在日側(cè)外磁層中存在冷等離子體團(tuán), 那么在熱電子通過冷等離子團(tuán)時(shí)就會(huì)有更多的熱電子參與到共振過程中來, 從而被散射進(jìn)入損失錐, 使該區(qū)域的極光強(qiáng)度增強(qiáng), 最終在極光觀測(cè)中表現(xiàn)為“有結(jié)構(gòu)”彌散極光。

圖4 日側(cè)彌散極光統(tǒng)計(jì)結(jié)果. a)所有可用的觀測(cè)數(shù)據(jù)(藍(lán)色)、所有彌散事件(黃色)、脈動(dòng)彌散極光(紅色)隨時(shí)間分布圖; b)彌散極光和脈動(dòng)彌散極光的發(fā)生率; c)—f)分別是無結(jié)構(gòu)彌散極光、有結(jié)構(gòu)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(shí)間分布. 原圖見文獻(xiàn)[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(tuán)對(duì)日側(cè)“有結(jié)構(gòu)”彌散極光產(chǎn)生的重要作用。將日側(cè)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(cè)彌散極光觀測(cè)來研究日側(cè)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(jì)結(jié)果. 原圖見文獻(xiàn)[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(cè)到的一個(gè)條帶狀彌散極光觀測(cè)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(jì)結(jié)果一致. 原圖見文獻(xiàn)[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(cè)彌散極光觀測(cè)結(jié)果對(duì)應(yīng)的日側(cè)物理過程示意圖. 原圖見文獻(xiàn)[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(dāng)衛(wèi)星穿過日側(cè)外磁層時(shí)常會(huì)觀測(cè)到冷等離子體結(jié)構(gòu), 這些冷等離子體一般被認(rèn)為來自等離子體層羽狀結(jié)構(gòu)向日側(cè)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(cè)雖然可以探測(cè)到冷等離子體存在, 但即使多顆衛(wèi)星編組飛行, 也很難準(zhǔn)確描述出冷等離子體結(jié)構(gòu)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(tuán)狀結(jié)構(gòu)存在。在正午附近, 觀測(cè)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(duì)應(yīng)磁層中的團(tuán)狀冷等離子體, 而條帶狀彌散極光應(yīng)該對(duì)應(yīng)楔形冷等離子體結(jié)構(gòu)。根據(jù)條帶狀彌散極光沿對(duì)流方向分布的觀測(cè)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(duì)流過程密切相關(guān)?；诂F(xiàn)有觀測(cè), 我們認(rèn)為最可能的過程應(yīng)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(duì)流攜帶高密度等離子體由低緯向高緯運(yùn)動(dòng)在電離層內(nèi)形成條帶狀高密度區(qū), 該高密度區(qū)又對(duì)應(yīng)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(duì)于上述推斷的驗(yàn)證可以通過統(tǒng)計(jì)分析條帶狀彌散極光的發(fā)生與地磁活動(dòng)、太陽風(fēng)條件的相關(guān)性, 推斷獲得楔形冷等離子體的形成條件; 結(jié)合SuperDARN雷達(dá)觀測(cè)分析確定楔形冷等離子體與磁層對(duì)流的相關(guān)性。利用DMSP衛(wèi)星與條帶狀彌散極光協(xié)同觀測(cè), 判斷條帶狀彌散極光是否對(duì)應(yīng)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(cè)事件, 確定條帶狀彌散極光是否與外磁層冷等離子體結(jié)構(gòu)相關(guān); 同時(shí), 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(cè)的喉區(qū)極光研究

在研究日側(cè)彌散極光過程中發(fā)現(xiàn), 當(dāng)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(huì)在極光卵低緯側(cè)出現(xiàn)一種沿南北向分布的分立極光結(jié)構(gòu)(圖8)。我們注意到這種極光結(jié)構(gòu)只發(fā)生在電離層對(duì)流喉區(qū)附近, 因此將其命名為“喉區(qū)極光” (Throat aurora)。

圖8 一個(gè)典型的喉區(qū)極光事件. a),b)全天空紅色極光觀測(cè), 及其在電離層投影, 其中紅點(diǎn)所示為分立極光卵的赤道向邊界, 黑點(diǎn)所圍區(qū)域?yàn)楹韰^(qū)極光; c)喉區(qū)極光邊界在磁赤道平面投影. 原圖見文獻(xiàn)[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(rèn)為正午附近的分立極光對(duì)應(yīng)開放磁力線區(qū)[24-25], 分立極光卵的赤道向邊界對(duì)應(yīng)日側(cè)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(yīng)該對(duì)應(yīng)磁層頂上一個(gè)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(duì)研究對(duì)應(yīng)的磁層頂過程來說無疑是一個(gè)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(jìn)一步的觀測(cè)證明, 只是在如圖7所示的磁層頂上畫了一個(gè)小缺口, 作為對(duì)喉區(qū)極光可能對(duì)應(yīng)的物理過程的一種推斷。在隨后的研究中, 這個(gè)推斷得到了觀測(cè)證實(shí)。

2.1 喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂內(nèi)陷式變形的衛(wèi)星觀測(cè)證據(jù)及相關(guān)推論

在多年連續(xù)觀測(cè)中, 找到了近10例DMSP衛(wèi)星剛好穿過喉區(qū)極光的觀測(cè)事件, 所有的事件都支持喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂局地變形的推斷。圖9給出了其中一個(gè)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(cè)圖像上的位置?？梢钥吹? 當(dāng)衛(wèi)星在“a”“b”兩點(diǎn)穿過喉區(qū)極光時(shí), 圖9c所示的衛(wèi)星觀測(cè)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(jié)果直觀地反映出喉區(qū)極光的確對(duì)應(yīng)磁層頂局地變形[26]。

以此為基礎(chǔ), 我們還對(duì)產(chǎn)生喉區(qū)極光的相關(guān)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(duì)應(yīng)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(duì)應(yīng)日側(cè)外磁層中楔形冷等離子體結(jié)構(gòu); (3)緊鄰喉區(qū)極光存在的黑色極光區(qū)域?qū)?yīng)下行場向電流; (4)因?yàn)榇徘柿Ｗ訙囟鹊陀谥行牡入x子體片電子溫度, 當(dāng)它們滲透進(jìn)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(huì)驅(qū)動(dòng)電離層局地對(duì)流渦。對(duì)這些推斷的驗(yàn)證都是非常有意義的研究課題。

2.2 喉區(qū)極光的統(tǒng)計(jì)研究

當(dāng)我們確認(rèn)喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂局地變形之后, 自然會(huì)問: 喉區(qū)極光怎么產(chǎn)生的？它對(duì)應(yīng)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(guān)系？會(huì)伴隨產(chǎn)生怎樣的地球空間效應(yīng)？

這些問題每一個(gè)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(guān)過程必然會(huì)對(duì)太陽風(fēng)-磁層之間的能量和物質(zhì)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(jì)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(cè). c)從上到下分別是行星際磁場、DMSP衛(wèi)星觀測(cè)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(xiàn)[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(cè)得出的喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)物理過程的示意圖. 原圖見文獻(xiàn)[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(cè)到喉區(qū)極光的天數(shù)除以總觀測(cè)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(dá)~2Re×3Re(圖8), 說明喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)的磁層頂變形的空間尺度可以相當(dāng)可觀。

3. 喉區(qū)極光發(fā)生率與IMF的南北向沒有明顯相關(guān)性, 但與IMF錐角(arccos(|Bx|/B))明顯相關(guān): 錐角越大, 發(fā)生率越低。這一相關(guān)性與IMF錐角影響磁鞘高速流(High speed jet, HSJ)發(fā)生率的統(tǒng)計(jì)結(jié)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(dòng)壓比磁鞘背景動(dòng)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(rèn)為磁鞘高速流沖擊導(dǎo)致磁層頂局地變形可能是產(chǎn)生喉區(qū)極光的一個(gè)必要原因[27]。

對(duì)于研究磁層頂過程, 衛(wèi)星的實(shí)地觀測(cè)有其明顯的局限性, 而連續(xù)的地面極光成像觀測(cè)在提供二維、動(dòng)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(duì)全面認(rèn)識(shí)磁鞘高速流影響太陽風(fēng)-磁層耦合過程具有重要科學(xué)意義。

圖11 地面觀測(cè)到的喉區(qū)極光的發(fā)生率(左側(cè)紅色曲線)[27]與磁鞘中觀測(cè)到的高速流發(fā)生率(右側(cè)黑色曲線)[28]對(duì)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(diǎn)亮、極向運(yùn)動(dòng)(PMAF)、變暗等三個(gè)過程。利用地面極光、雷達(dá)與低軌衛(wèi)星的協(xié)同觀測(cè), 發(fā)現(xiàn)喉區(qū)極光的點(diǎn)亮和隨后的PMAF在雷達(dá)和衛(wèi)星粒子觀測(cè)上均顯示出明顯的開放磁力線特征。我們認(rèn)為喉區(qū)極光的點(diǎn)亮和隨后的PMAF分別對(duì)應(yīng)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(duì)應(yīng)磁力線由開放恢復(fù)到閉合的動(dòng)態(tài)過程。簡單說, 在產(chǎn)生喉區(qū)極光過程中, 在與其對(duì)應(yīng)的磁層頂內(nèi)陷變形區(qū)內(nèi)會(huì)發(fā)生磁重聯(lián)。

2.4 伴隨喉區(qū)極光產(chǎn)生的日側(cè)彌散極光

在確認(rèn)喉區(qū)極光源區(qū)粒子特性的研究中[26], 推斷在日下點(diǎn)磁層頂附近伴隨喉區(qū)極光產(chǎn)生過程滲透進(jìn)入磁層的磁鞘粒子可能會(huì)起到冷等離子體團(tuán)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(shí), 將意味著可以通過地面的彌散極光觀測(cè)來推斷得到磁鞘粒子滲透進(jìn)入磁層的二維、動(dòng)態(tài)信息。

在最近的研究中[33], 首先統(tǒng)計(jì)確認(rèn)了在正午附近存在兩種動(dòng)態(tài)特征完全不同的“有結(jié)構(gòu)”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(shí)還會(huì)顯示出脈動(dòng)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(cè), 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(guān)。這一結(jié)果驗(yàn)證了圖4中有關(guān)伴隨喉區(qū)極光會(huì)產(chǎn)生新型彌散極光的推斷。同時(shí), 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(dòng)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(guān). 原圖見文獻(xiàn)[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(duì)應(yīng)磁鞘高速流引起磁層頂變形的直接觀測(cè)證明

對(duì)于構(gòu)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(cè)證實(shí)喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂變形[26], 并且通過統(tǒng)計(jì)研究給出了喉區(qū)極光與磁鞘高速流之間的相關(guān)性[27], 但很明顯, 這里還存在一個(gè)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(cè)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(diǎn)落在黃河站全天空視野中的位置. 原圖見文獻(xiàn)[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(shè)計(jì), 在2015年至2017年冬季, 當(dāng)衛(wèi)星每次穿越日下點(diǎn)磁層頂時(shí), 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(cè)事件。以此為基礎(chǔ), 我們給出了喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂內(nèi)陷式變形的直接觀測(cè)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(shí)間的MMS和地面極光觀測(cè)。在9:46 UTC左右, MMS衛(wèi)星觀測(cè)到一個(gè)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(yùn)動(dòng), 導(dǎo)致處于磁層內(nèi)的衛(wèi)星短暫進(jìn)入磁鞘然后又回到磁層。但是結(jié)合地面極光觀測(cè),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(yùn)動(dòng)(說明沒有磁層頂張縮運(yùn)動(dòng)), 而是剛好出現(xiàn)了一個(gè)喉區(qū)極光事件。而且利用連續(xù)的極光觀測(cè)我們可以看到是喉區(qū)極光從右向左運(yùn)動(dòng)時(shí)掃過衛(wèi)星。也就是說MMS在9:45 UTC左右觀測(cè)到的瞬態(tài)事件其實(shí)是喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)的磁層頂內(nèi)陷變形結(jié)構(gòu)掃過衛(wèi)星所致。這是針對(duì)磁層頂瞬態(tài)事件給出的一個(gè)確定無疑的新解釋。

圖14 喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁鞘高速流、磁層頂局地變形的直接觀測(cè)證據(jù). 原圖見文獻(xiàn)[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(jié)與研究展望

我們針對(duì)日側(cè)彌散極光展開分類、統(tǒng)計(jì)研究[18], 其結(jié)果極大地拓展了人們對(duì)這一重要空間物理現(xiàn)象的認(rèn)識(shí), 對(duì)研究日側(cè)外磁層冷等離子體的分布、形成以及磁鞘粒子進(jìn)入磁層[33]具有重要的啟示作用; 更為重要的是在此基礎(chǔ)上發(fā)現(xiàn)并定義了喉區(qū)極光, 確認(rèn)了喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)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(shí)還可能觸發(fā)磁重聯(lián)過程[32]。

太陽風(fēng)與磁層之間的物質(zhì)與能量耦合是空間物理學(xué)關(guān)鍵科學(xué)問題之一, 以往認(rèn)為太陽風(fēng)與IMF特性對(duì)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(jī)地融合在一起, 使我們認(rèn)識(shí)到在磁鞘中局地產(chǎn)生(而不是存在于太陽風(fēng)中)的瞬態(tài)過程可以導(dǎo)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(yīng), 可能對(duì)太陽風(fēng)-磁層能量與物質(zhì)耦合具有不可忽略的重要性。這是目前對(duì)于太陽風(fēng)-磁層耦合問題所取得的最新認(rèn)識(shí)。

在這一新認(rèn)識(shí)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(guān)鍵的組塊。這些組塊在使這一新認(rèn)識(shí)的輪廓變得清晰的同時(shí), 也讓我們看到了構(gòu)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(gè)方面。

3.1 定量估算磁鞘瞬態(tài)事件引起的太陽風(fēng)-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(chǔ)上, 考慮到統(tǒng)計(jì)結(jié)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(duì)整個(gè)太陽風(fēng)-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(gè)問題, 我們需要定量估算到底有多少能量或物質(zhì)可以由此進(jìn)入磁層？它們?cè)谌刻栵L(fēng)-磁層交換量中的占比如何？這項(xiàng)工作的意義還在于, 目前所有太陽風(fēng)-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(gè)量不可忽略, 那么就應(yīng)該將其指數(shù)化, 然后輸入到現(xiàn)有模型, 來提高模型預(yù)測(cè)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(fù)強(qiáng)調(diào)了一個(gè)觀測(cè)事實(shí): 喉區(qū)極光總是與彌散極光相伴而生。實(shí)際上, 喉區(qū)極光本身就是在研究彌散時(shí)發(fā)現(xiàn)的一種極光結(jié)構(gòu)。如前所述, 彌散極光對(duì)應(yīng)磁層內(nèi)部過程; 而喉區(qū)極光對(duì)應(yīng)磁層頂變形并伴隨重聯(lián)過程。它們總是相伴而生的觀測(cè)事實(shí)(如圖12最后兩幅所示)強(qiáng)烈暗示著我們可以通過極光觀測(cè)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(guān)的地磁波動(dòng)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(huì)激發(fā)超低頻(ULF)波。利用南極極點(diǎn)站、北極黃河站極光觀測(cè)確定喉區(qū)極光發(fā)生時(shí)間, 與此同時(shí)利用周邊地磁觀測(cè), 檢出與喉區(qū)極光相伴而生的地磁脈動(dòng), 分析其頻率、空間分布、南北極共軛等特征, 可能會(huì)對(duì)極隙區(qū)附近的ULF波形成新認(rèn)識(shí)。

3.4 外磁層冷等離子體分布和成因研究

在已確認(rèn)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(yīng)該對(duì)應(yīng)日側(cè)外磁層中楔形分布的冷等離子體團(tuán)[18]; 由于這些條帶狀彌散極光沿對(duì)流方向分布, 所以我們可以推斷這些楔形冷等離子體團(tuán)的成因應(yīng)該與電離層(或磁層)對(duì)流密切相關(guān)。對(duì)此, 我們認(rèn)為最可能的過程應(yīng)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(duì)流攜帶高密度等離子體由低緯向高緯運(yùn)動(dòng)在電離層內(nèi)形成條帶狀高密度區(qū), 高密度區(qū)對(duì)應(yīng)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(duì)這一推斷的確認(rèn)也是一個(gè)非常有意義的課題。

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

1 LI B, MARKLUND G, KARLSSON T, et al. Inverted-V and low-energy broadband electron acceleration features of multiple auroras within a large-scale surge[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2013, 118(9): 5543—5552.

2 AKASOFU S I. Discrete, continuous and diffuse auroras[J]. Planetary and Space Science, 1974, 22(12): 1723—1726.

3 MOEN J, LORENTZEN D A, SIGERNES F. Dayside moving auroral forms and bursty proton auroral events in relation to particle boundaries observed by NOAA 12[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 1998, 103(7): 14855—14863.

4 SANDHOLT P E, DEEHR C S, EGELAND A, et al. Signatures in the dayside aurora of plasma transfer from the magnetosheath[J]. Journal of Geophysical Research, 1986, 91(9): 10063—10079.

5 MENG C I, MAUK B, MCILWAIN C E. Electron precipitation of evening diffuse aurora and its conjugate electron fluxes near the magnetospheric equator[J]. Journal of Geophysical Research, 1979, 84(6): 2545—2558.

6 DEEHR C S, WINNINGHAM J D, YASUHARA F, et al. Simultaneous observations of discrete and diffuse auroras by the Isis 2 satellite and airborne instruments[J]. Journal of Geophysical Research, 1976, 81(31): 5527—5535.

7 NI B, THORNE R M, HORNE R B, et al. Resonant scattering of plasma sheet electrons leading to diffuse auroral precipitation: 1. Evaluation for electrostatic electron cyclotron harmonic waves[J]. Journal of Geophysical Research, 2011, 116 (A4). doi:10.1029/ 2010JA016232.

8 THORNE R M, NI B, TAO X, et al. Scattering by chorus waves as the dominant cause of diffuse auroral precipitation[J]. Nature, 2010, 467(7318): 943—946.

9 NI B, LIANG J, THORNE R M, et al. Efficient diffuse auroral electron scattering by electrostatic electron cyclotron harmonic waves in the outer magnetosphere: A detailed case study. Journal of Geophysical Research. 2012, 117(A01). doi:10.1029/2011JA017095.

10 LIANG J, URITSKY V, DONOVAN E, et al. THEMIS observations of electron cyclotron harmonic emissions, ULF waves, and pulsating auroras[J]. Journal of Geophysical Research:Space Physics, 2010, 115(A10).

11 FELDSTEIN Y I, VOROBJEV V G, ZVEREV V L, et al. Investigations of the auroral luminosity distribution and the dynamics of discrete auroral forms in a historical retrospective[J]. History of Geo- and Space Sciences, 2014, 5(1): 81—134.

12 SANDHOLT P E, DENIG W F, FARRUGIA C J, et al. Auroral structure at the cusp equatorward boundary: Relationship with the electron edge of low-latitude boundary layer precipitation[J]. Journal of GeophysicalResearch, 2002, 107(9).

13 SANDHOLT P E, FARRUGIA C J, MOEN J, et al. A classification of dayside auroral forms and activities as a function of interplanetary magnetic field orientation[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 1998, 103(10): 23325—23345.

14 NEWELL P T, SOTIRELIS T, WING S. Diffuse, monoenergetic, and broadband aurora: The global precipitation budget[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2009,114(A9).

15 NEWELL P T. Maps of precipitation by source region, binned by IMF, with inertial convection streamlines[J]. Journal of Geophysical Research, 2004, 109(10).

16 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]. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 2009, 71(8): 794—804.

17 HE F, HU H Q, YANG H G, et al. Recent progress in Chinese polar upper-atmospheric physics research: review of research advances supported by the Chinese Arctic and Antarctic expeditions[J]. Adv Polar Sci, 2016, 27: 219—232, doi:10.13679/j.advps.2016.4.00219.

18 HAN D S, CHEN X C, LIU J J, et al. An extensive survey of dayside diffuse aurora based on optical observations at Yellow River Station[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2015, 120(9): 7447—7465.

19 LIANG J, NI B, SPANSWICK E, et al. Fast earthward flows, electron cyclotron harmonic waves, and diffuse auroras: Conjunctive observations and a synthesized scenario[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2011, 116(A12).

20 DEMEKHOV A G, TRAKHTENGERTS V Y. A mechanism of formation of pulsating aurora[J]. Journal of Geophysical Research, 1994, 99(4): 5831—5841.

21 EBIHARA Y, TANAKA Y M, TAKASAKI S, et al. Quasi-stationary auroral patches observed at the South Pole Station[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2007,112(A1).

22 NISHIMURA Y, BORTNIK J, LI W, et al. Structures of dayside whistler-mode waves deduced from conjugate diffuse aurora[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics,2013, 118(2): 664—673.

23 DAVIDSON G T, CHIU Y T. A closed nonlinear model of wave-particle interactions in the outer trapping and morningside auroral regions[J]. Journal of Geophysical Research, 1986,91(12): 13705—13710.

24 LOCKWOOD M. Relationship of dayside auroral precipitations to the open-closed separatrix and the pattern of convective flow[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics,1997, 102(8): 17475—17487.

25 MENDE S B, FREY H U, ANGELOPOULOS V. Source of the dayside cusp aurora[J]. J Geophys Res Space Phys, 2016, 121(8): 7728—7738.

26 HAN D S, NISHIMURA Y, LYONS L R, et al. Throat aurora: The ionospheric signature of magnetosheath particles penetrating into the magnetosphere[J]. Geophysical Research Letters, 2016, 43(5): 1819—1827.

27 HAN D S, HIETALA H, CHEN X C, et al. Observational properties of dayside throat aurora and implications on the possible generation mechanisms[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2017.

28 PLASCHKE F, HIETALA H, ANGELOPOULOS V. Anti-sunward high-speed jets in the subsolar magnetosheath[J]. Annales Geophysicae, 2013, 31(10): 1877—1889.

29 PLASCHKE F, HIETALA H, ANGELOPOULOS V, et al. Geoeffective jets impacting the magnetopause are very common[J]. J Geophys Res Space Phys, 2016, 121(4): 3240—3253.

30 ARCHER M O, HORBURY T S. Magnetosheath dynamic pressure enhancements: occurrence and typical properties[J]. Annales Geophysicae, 2013, 31(2): 319—331.

31 SHUE J H, CHAO J K, SONG P, et al. Anomalous magnetosheath flows and distorted subsolar magnetopause for radial interplanetary magnetic fields[J]. Geophysical Research Letters,2009, 36(18).

32 CHEN X C, HAN D S, LORENTZEN D A, et al. Dynamic properties of throat aurora revealed by simultaneous ground and satellite observations[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2017, 122(3): 3469—3486.

33 HAN D S, LI J X, NISHIMURA Y, et al. Coordinated observations of two types of diffuse auroras near magnetic local noon by Magnetospheric Multiscale mission and ground all-sky camera[J]. Geophysical Research Letters, 2017, 44(16): 8130—8139.

34 HAN D S, LIU J J, CHEN X C, et al. Direct evidence for throat aurora being the ionospheric signature of magnetopause transient and reflecting localized magnetopause indentations[J]. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2018, 123(4): 2658—2667.

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(xué)基金項(xiàng)目(41431072, 41474146, 41674169, 41774174)、國家海洋局極地考察辦公室對(duì)外合作項(xiàng)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(cè)磁層頂過程研究。E-mail: handesheng@#edu.cn

10. 13679/j. jdyj. 20180020