北极黄河站上空低热层中性风场对行星际激波的响应

陈瑶 张燕革 艾勇 刘珏 熊波 张国华

（武汉大学电子信息学院，湖北武汉430072）

0 引言

日地物理学的研究中，由太阳耀斑产生的行星际激波在某种程度上来说，可以算是最为极端的太阳活动表现，普遍认为，太阳耀斑中的大部分能量由行星际激波分散到太阳风和其行进路径里的天体中［1］。因而行星际激波作为日地空间环境中传输能量的重要载体，也一直受到广泛关注。行星际激波与热层的相互作用可以对热层的空间环境产生剧烈影响，各高度的热层中性大气对行星际磁场的变化也有着不同时间尺度以及运动方式的响应［2］。高层大气不仅影响生活环境和地球气候，同时也成为航空航天等活动必须考虑的环境因素，因此在最近数十年间越来越多的科研人员开始关注研究高层大气。高层大气，包括中间层、低热层，作为外层空间和地球大气交互的重要枢纽，是目前空间天气观测的主要对象。热层大气中，中性风场是研究区域动力学的重要手段之一，1993年Sastri等［3］就曾经利用经向中性风对地磁暴的响应展开了相应研究。因此准确获取中性风场的幅值及方向对于更好地理解和研究热层动力学有着重要意义。但目前关于行星际扰动和低热层中性大气风场之间的讨论分析仍然尚不多见，国内相关分析就更加少见。本文着重讨论了2011年11月28日晚行星际扰动对于风场行为的影响，对于OI 557.7 nm辐射的高度约为97 km［4］的风场行为产生变化的原因进行了初步分析。

Rees和Greenaway［5］在1983年提出多普勒成像系统（Doppler Imaging System，DIS），即为全天空法布里-珀罗干涉仪（all-sky Fabry-Perot Interferometer，all-sky FPI）的原型。国内对于热层中性大气的研究起步较晚，1998年，Ai等［6］在国内首次介绍了利用法布里-珀罗干涉仪（Fabry-Perot Interferometer，FPI）进行气辉观测，提出在低热层和中间层通过测量多普勒频移和气辉辐射展宽对垂直风和二维大气运动进行观测，并且介绍了扫描式和全空式两种不同类型FPI。2006年，Zhao等［7］利用名古屋大学Shiokowa博士提供的气辉辐射干涉图首次在国内进行独立研究，提出并验证了风速反演方法，风速计算和误差均与Shiokowa博士的结果取得了较好一致性。2008—2010年间，国内风速数据处理方法日趋完善［8-9］，中科院空间研究中心也成功安装了一台三通道扫描式FPI（Scanning Fabry-Perot，SFPI）观测设备，利用FPI设备与流星雷达同时对中间层进行对比测风，发现两者数据较为吻合，验证了FPI设备风速测量的准确性［10-11］。为了更进一步检验FPI设备风速测量的可靠性，中科院空间研究中心的Yuan等人［12］将FPI设备获取的OH 892.0 nm、OI 557.7 nm以及OI 630.0 nm辐射高度的风速数据与水平风模型2007（HWM07）进行了全面的比较，发现观测结果在OH 892.0 nm和OI 557.7 nm的高度上与HWM07模式较为一致，但是在OI630.0 nm的高度上与模式结果差别较大，这些对比分析不仅验证了FPI设备风速测量的准确性，还为HWM07模式的改进提供了数据基础。武汉大学参加2010年中国北极科学考察任务并将自主研发的all-sky FPI安装在位于挪威斯瓦巴特群岛的北极黄河站（78.92°N，11.93°E），同年开始了对极区热层风场的正式观测。针对2011年11月28日的行星际扰动事件，将平静期2011年11月26日以及12月1日中的同时段水平风与扰动期水平风进行了对比分析，对扰动期全天空视线风场进行了研究，并结合行星际数据分析扰动期风场变化的可能原因。

1 all-sky FPI设备与数据处理

1.1 all-sky FPI的硬件构成

all-sky FPI探测设备由光学接收部分、滤波部分、干涉部分、图像采集部分、数据存储部分五个主要部分组成。光学接收部分包括一个超高通光率的DOME罩和一个拥有180°广角视场的鱼眼镜头。滤波部分包括可选择性的557.7和630.0 nm两个波段的滤波片，根据实际观测需要酌情选取。干涉部分为法布里-珀罗标准具，此处使用的是高于90%涂层反射率的固体标准具。图像采集部分采用的是ANDOR公司生产的iKon-M型科学级半导体制冷CCD，像素为1024×1024。数据存储部分是首先通过放置在北极黄河站的计算机完成对探测数据的初步存储，然后通过远程文件传输将数据从北极黄河站传回本地计算机，以便完成进一步的数据存储和处理。

1.2 all-sky FPI观测数据的处理

all-sky FPI探测并获得的原始数据是一系列干涉圆环图像。干涉圆环包含着诸多重要信息，例如各级圆环的大小、圆环的中心位置、圆环的可用干涉级次、图像的明暗度，有时也可从干涉图中观测到极光。因为主要目的是获取风场行为，所以这里考虑的重点就在于各级干涉圆环圆心以及大小的确定。确定圆心及大小的目的是为了获取各级干涉圆环的半径，由此根据各级干涉环半径的变化量即可对多普勒频移和气辉辐射展宽进行测量，从而获取探测区域中性大气的运动速度。

通过分析all-sky FPI获得的干涉环半径变化来得到多普勒频移和气辉辐射展宽信息并来反演风场数据，多普勒频移的大小可以求出气辉在观测方向的运动速度，称之为视线风速。而这里的多普勒频移是相对于零风速干涉图，目前获得零风速干涉图的方法主要有两种［13-15］：（1）利用校准激光的干涉图。将校准激光的干涉图中心定为零风速干涉条纹中心，零风速干涉条纹半径即可由校准激光干涉半径换算得到，继而模拟出零风速干涉图；（2）利用多云天气时的气辉辐射干涉图。多云天气下，气辉辐射被云层散射，散射出现的平均效果将消除多普勒频移，此时获得的干涉图可被视为零风速干涉图。两种方法相互配合可以大大减少实验数据误差，提高数据精度。

对于All-sky FPI获得的某一幅干涉图，分析第m级干涉条纹，有

式中，r0为零风速干涉图中的m级干涉条纹半径，λ0为无多普勒频移时的辐射波长，θ为入射光的入射角，μ为法布里-珀罗标准具间填充物的折射率，d为标准具间距，f为聚焦透镜焦距。

由式（1）和（2）推出观测方向的视线风速

因此，只要获得一幅零风速干涉图和一幅非零风速干涉图，从中提取出被测点所在级次干涉环的半径，就可以根据式（3）计算出被测点在视线方向的风速，更进一步，如果忽略垂直风的存在，且水平风场平缓变化，则可由视线风速反演出水平风场的二维分布。

2 事例分析

2.1 行星际扰动下的经纬中性风特性

美国国家航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）通过ACE卫星提供了充足的太阳活动数据，图1是2011年11月28日20：00—23：30 UT期间ACE卫星观测到的IMF和等离子体参数以及太阳风参数，自上而下依次是行星际磁场总强度B、Bz分量、太阳风速度Vx、质子数密度Np及太阳风动压Pdyn。21：51 UT，ACE卫星监测到与日冕物质的抛射有关的行星际激波到达地球，太阳风动压的强烈波动并且随之增大就是行星际激波的到来带来的变化。激波到达之前IMF的BZ分量有短时间、较小幅度的南向分量。激波到达时，IMFBZ分量出现强烈南向振荡，进而逐渐变得更加南向。行星际磁场总强度B增加，直至22：12 UT开始维持在～15 nT。与此同时，太阳风速Vx从约350 km·s－1增大至约550 km·s－1、质子数密度Np从约3 cm－3增加至约10 cm－3、太阳风动压Pdyn的幅值从约1 nPa增大至约5 nPa，此后又继续跃迁至7 nPa左右，太阳风动压的增加对电离层产生直接的影响［16］。图中竖直虚线示出激波到达时刻。

图1 自上而下依次是2011年11月28日ACE卫星观测的（a）行星际磁场总强度B；（b）Bz分量；（c）太阳风速度Vx；（d）质子数密度Np；（e）太阳风动压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

图2给出的是2011年11月28日ACE卫星观测的极光电急流指数、对称环电流指数以及黄河站磁通门磁力计测量的地磁场分量。从图2可以看出21：51 UT东向电集流AU和西向电集流AL的幅值均开始出现扰动，总体呈增大趋势，AE的幅值也在跳变中升高，最大处接近500 nT。22：12 UT磁力计显示地面磁场水平分量Bx显著下降，幅值接近200 nT，地磁活动开始出现剧烈变化。激波到达ACE卫星及地球磁层顶的时间是不同的，根据北极黄河站磁通门磁力计的地磁场记录确定，该激波引起磁暴的时间确定为22：12 UT。

图2 自上而下依次是ACE卫星于2011年11月28日观测的（a）极光电急流指数AE；（b）极光电急流指数AL；（c）极光电急流指数AU；（d）对称环电流指数SYMH，黄河站磁通门磁力计测量的；（e）地磁场Bx分量；（f）地磁场By分量；（g）地磁场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

图3中从左至右依次是all-sky FPI于UT时间2011年11月26、28日，12月1日获得的OI 557.7 nm辐射高度的水平风速图，其中图3（a）、（c）、（e）为经向风，（b）、（d）、（f）为纬向风。黑色实线代表观测区域上空同一高度的HWM07模式结果，五种彩色点线代表五级干涉环反演出的风速，红、黄、绿、蓝，紫色分别代表以观测点为中心由内向外依次辐射的五个环状区域，每两个区域之间间隔为5—10 km。在多数的观测时间段内五级干涉环反演出的风速变化趋势都是基本一致的，五个不同区域风场共同给出了观测区域上空的风场行为。但是它们的幅值却并非完全一样，有时甚至出现彼此相背离的风向，这是因为它们所反演的区域并不相同，一级环和五级环所反演区域之间的距离可以达到50 km以上。图3（a）、（b）、（e）、（f）均为行星际平静期的风速图，可以看到平静期的水平风场整体行为较为稳定，几乎很少出现各级环反演出的经纬向风同时大幅度切变的情况，风场整体变化趋势与HWM07模式较为吻合。对于图3（c）、（d），能够看到经向风和纬向风的风速幅值几乎均在50 m·s－1以内，经向风速幅值较纬向风速幅值整体更为平稳。15：00—21：00 UT之间，除了纬向风第四级干涉环计算出的风速有一个强烈的东向偏转，其余干涉环计算的风速幅值均相对平稳，这暗示电离层E区当前空间环境较为稳定，没有出现大量能量流动影响中性风场。但是从图3（c）、（d）可以看出，在22：00 UT左右的地磁扰动期出现了较为突然的风切变，经向风的风速表现得犹为一致，都有一个北向风的增长趋势。纬向风则出现了强烈的东向风加速，特别是第三级干涉圆环所计算的风速，其幅值增加至40 m·s－1左右，其余各级干涉环计算出的风速也均有不同程度的增加。经向风和纬向风同时出现幅值和风向的突变。这种变化明显区别于平静期的风场正常行为，是由外部能量短时间内大量输入造成的。

图3 all-sky FPI获得的OI557.7 nm辐射高度的水平风.2011年11月26日（a）经向风；（b）纬向风，2011年11月28日；（c）经向风；（d）纬向风，2011年12月1日；（e）经向风；（f）纬向风.其中红黄绿蓝紫五种点线分别代表五级不同干涉条纹计算得出的风速，黑色实线为HWM07模式计算得出的结果，经向风正方向为北向，纬向风正方向为东向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

图3中，all-sky FPI的观测数据和HWM07模式进行了比较，风场整体变化趋势与HWM07模式较为吻合，但是在2011年11月26日与2011年12月1日两天平静期内，纬向风与模式之间的数据对比在21：00—03：00 UT并不十分一致，反而在2011年11月28日行星际扰动期间风速急剧增大，使得在该区间内风速大小与模式之间的差距得以缩小。虽然数据处理的天数较短，可能对分析结果带来一定的随机性，但是仍然能够看出观测期间all-sky FPI设备获取的风速数据与HWM07模式结果在OI 557.7 nm辐射高度上有着较好的一致性。

本次事件中，激波于22：12 UT引起磁暴后，太阳风磁场与地磁场相互作用产生磁层对流电场，磁层对流电场通过焦耳加热和离子拖曳可以直接对中性风产生影响，这里首先分析焦耳加热影响中性风的方式。随着行星际磁场更加南向偏转，磁层对流电场强度增加，导致焦耳加热率迅速提高，焦耳加热率的提高进一步引起了水平压力梯度改变，导致离子和中性粒子之间的摩擦愈加剧烈，使中性风的幅值迅速发生改变［17］，这是导致22：00 UT之后短时间内经向风能够产生北向风显著加速和纬向风能够产生东向风显著加速的主要原因。22：45 UT左右中性风场的风速达到最大值，随后电离层逐渐恢复平静，中性风的风速逐步减小。这一过程的发生暗示着行星际磁场南向偏转时，行星际磁场与地磁场在向阳面磁层顶发生了磁场重联，随后太阳风驱动重联磁力线向磁尾运动，太阳风能量也被一起携带至磁尾［18-19］，随着磁尾磁场强度提高和磁能增加，磁层对流电场迅速提升焦耳加热率，引起水平压力梯度改变，使低热层大气中性粒子行为产生变化，部分太阳风能量转化为低热层动能。

2.2 行星际扰动下的视线风特性

行星际激波能够导致夜侧扇区内极光爆发，沉降粒子的能通量在数量级上有时可以达到典型的亚暴级别［20］，在IMF的Bz分量南向偏转时，极光亮度可以随着｜Bz｜增大而增大［21］。Xiong等［22］也指出极光亚暴对电离层E区中性大气风场具有不可忽视的影响。在本次行星际扰动事件中，出现了由行星际激波触发的极光亚暴事件，图4示出all-sky FPI获得到的干涉图样，20：34—22：04 UT之间所获得的干涉图显示，其间光强分布较均匀没有极光出现，干涉图最早于22：19 UT开始出现极光弧，随后极光全面爆发，点亮整个干涉图。激波到达与极光亚暴开始的时间间隔比较短，这可能跟极光亚暴的触发原因有关。Hong等［23］指出，相比孤立亚暴，太阳风压强激波触发的极光亚暴，具有不同的时空特征，其一是电离层对激波的响应时间非常短，激波到达磁层顶后数分钟即可触发全球性极光爆发，其二则是最初爆发区域较广，并不一定像孤立极光亚暴会出现“西行浪涌”。

图4 all-sky FPI于2011年11月28日20：34—23：19 UT观测到的干涉图样Fig.4.Interference patterns observed by all-sky FPI from 20：34 UT to 23：19 UT on November 28，2011

将原始的干涉环数据处理后，得到如图5所示的相对应的视线风速的全天空分布情况。为了更方便和直观地分析视线风的风速大小和方向，利用颜色深浅来表示幅值大小，采用不同颜色来区分风速方向。蓝色和红色分别表示为视线方向上靠近和远离观测点的方向，蓝色和红色的深浅差异则代表该方向上风速大小区别。从图中可以看出，起始时间以东北向的风速为主，风向尚不太明显，同时风的幅值也较小，至22：04 UT风向趋于明显，风速也开始增加。随着时间推移，风向由东北向风开始逐渐变得更加北向，至22：49 UT左右，突然出现东向加强风速，同时可以看到风速幅值的明显增加，23：19 UT北向风和东向风的大小均开始减弱，风场方向朝着西北向风变化。

图5 2011年11月28日的20：30—23：30 UT时段557.7 nm辐射高度的全天空视线风速分布情况Fig.5.All-sky LOS velocity at557.7 nm oxygen atom layer from 20：30 UT to 23：30 UT on November 28，2011

行星际激波可以对低热层中性大气运动产生影响，焦耳加热只是其中一种方式，另一种能够影响中性风场运动的方式是离子拖曳。本次行星际激波事件引发了极光亚暴，极光电急流指数AE、AL、AU的相关响应，特别是AE指数在1 h内由50 nT增加至400 nT，说明在夜间极光椭圆区，极光带电急流正在迅速增加。极光粒子沉降的迅速增强带来电离层E区域的离子密度迅速变大，离子拖曳通过动量传递和热效应从而使中性风发生更加多样性的变化［24］，引导中性粒子朝着特定方向运动。图4、图5对照观察可以发现，极光爆发的时候出现了风速迅速增加和风向快速切变，这一现象的原因可能就是如上所说的离子拖曳中性粒子，导致中性风场行为发生变化。

3 分析与讨论

对2011年11月28日激波事件分析得知，中国北极黄河站上空OI 557.7 nm辐射高度的中性风场对行星际激波撞击磁层表现出较强的敏感性。2011年11月28日21：51 UT监测到行星际激波事件后，根据北极黄河站磁通门磁力计的地磁场记录确定，该激波引起磁暴的时间确定为22：12 UT，经向风和纬向风在幅值及风向上出现剧烈变化，随后引发了夜侧扇区极光亚暴事件。视线风在22：19 UT出现风向变化，逐渐由东北向风变化为更加北向，至23：19 UT北向风和东向风的大小均开始减弱，风场方向朝着西北向风变化，这可能是激波出现期间行星际扰动对磁层产生了强烈作用，进而引起电离层中性风场发生显著变化。这种变化可以在半小时内就反应到风速变化上面，主要原因可能是行星际磁场南向偏转时，行星际磁场与地磁场在向阳面磁层顶发生了磁场重联，使太阳风能量从向阳侧传输到磁尾区域，然后通过焦耳加热和离子拖曳对低热层中性风场产生影响。行星际激波发生期间，焦耳加热迅速增加，引起水平压力梯度改变，导致中性风在短时间内发生剧烈扰动，伴随着焦耳加热这一过程的发生，离子拖曳也可以通过动量传递和热效应使中性风的行为发生变化，这个过程的发生使得部分太阳风能量转化为低热层动能。

行星际激波对于中性风场的影响较为复杂，目前相关研究不太多见，接下来的主要工作是进一步改善硬件设备，这一部分工作正在着手进行，系统更加完善性能更加优越的新一代all-sky FPI观测设备即将于2014年11月份运往北极黄河站，同时优化现有的数据处理方法，展开新一阶段的调查观测。在已经开展的对星载FPI探测低热层温度的研究［25］基础上，讨论星载FPI对低热层水平风场探测的可能性，从而与地基FPI实现协同工作，增大FPI设备的覆盖网络，提高观测精度。

致谢行星际磁场和太阳风参数由美国国家航天局的ACE卫星提供，地磁场数据由北极黄河站磁力计提供。

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