基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展

韩德胜 胡泽骏 陈相材 刘建军 胡红桥 杨惠根



基于北极黄河站观测的日侧极光研究新进展

韩德胜1胡泽骏2陈相材2刘建军2胡红桥2杨惠根2

(1同济大学地球与海洋学院, 海洋地质国家重点实验室, 上海 200092;2中国极地研究中心, 上海 200136)

回顾了基于中国黄河站全天空极光观测对日侧弥散极光与喉区极光研究的最新进展。首先, 利用黄河站极光观测, 对日侧弥散极光展开系统性分类与统计研究, 对这一重要空间物理现象取得新认识, 指出日侧弥散极光对研究日侧外磁层冷等离子体的分布、形成及磁鞘粒子进入磁层都具有重要启示作用; 同时发现并定义了一种新型分立极光结构—— 喉区极光, 并推断其可能对应磁层顶的局地变形。喉区极光是指发生在电离层对流喉区附近、从极光卵赤道侧向低纬方向延伸出来的分立极光结构。全天空极光观测表明喉区极光走向大致与电离层对流方向一致。之后, 观测验证了喉区极光对应磁层顶局地内陷式变形的推测; 统计发现喉区极光是一种非常高发的现象, 对应的磁层顶变形尺度可达2—3 Re, 并指出这种变形最可能由磁鞘高速流冲击磁层顶产生; 发现在喉区极光产生过程中还可能触发磁重联; 证实伴随喉区极光的产生, 磁鞘粒子会进入磁层并诱发产生一种新型弥散极光。通过喉区极光研究, 可以将已有的磁鞘瞬态过程研究和触发式磁重联研究有机地结合在一起, 对太阳风-磁层耦合过程形成一种新的认识, 即: 在磁鞘中局地产生(而不是存在于太阳风中)的瞬态过程可以在日下点附近频繁地导致磁层顶局地变形、触发重联、引发系列地球空间效应, 可能对太阳风-磁层耦合具有不可忽略的重要性。以此为基础, 讨论了日侧极光研究引出的新课题。

极光 弥散极光 喉区极光

0 引言

极光的产生是带电的能量粒子沿磁力线沉降进入电离层, 使电离层中某些粒子的原子核外围电子由低能道激发到高能道, 受激发电子从高能道再跃迁回低能道的同时释放出光子的过程。作为一种发光现象, 极光的物理要素主要包括频段(即颜色)、强弱、形态等。极光的不同物理要素能够反映出不同的空间物理信息。能够激发哪种频段的极光由沉降粒子的能量大小决定, 但是能够激发出多少光子却是由沉降粒子的多少(数通量)决定; 同时, 极光的形态又可以反映出沉降粒子的二维分布。经过滤波, 成像观测可同时获得特定极光频段的强弱和形态信息, 因此, 利用连续的极光成像观测, 不仅可以推断空间物理过程中沉降粒子的能量、通量、空间尺度, 还可以了解其时空演化特征。极光为空间物理研究提供了一种强有力的观测手段。

极光光谱中既包括肉眼可以看到的可见光频段, 也有肉眼看不到的紫外频段。紫外频段极光在地面观测极为困难, 因此在地面主要观测极光的可见光频段, 其中绿色(波长557.5 nm)与红色(波长630.0 nm)是最强的两条可见光谱线, 并且都是由电子沉降产生。

地面上观测到的极光根据其形态可分为分立极光与弥散极光两大类。分立极光具有明显的边界, 比如, 常见到的弧状、射线状、涡旋状极光结构都属于分立极光。弥散极光的发光强度在发光区域内相对均匀, 因而在形态上常常呈现为模糊一片。分立极光通常在红色与绿色波段中同时都可以观测到, 但弥散极光主要出现在绿色波段。图1是黄河站观测到的极光图像, 其中可以看到分立极光与弥散极光具有明显不同的光学特征。

除光学特征外, 分立极光与弥散极光的产生机理以及针对它们开展的研究侧重点也不同。产生分立极光的沉降电子都会经历加速过程[1], 因此, 针对分立极光的研究重点在于粒子的加速机制。此外, 一些分立极光的瞬态现象被证实与特定空间物理过程相对应,比如发生在夜侧的极光点亮、高纬扩展对应磁层亚暴过程[2], 发生在日侧的PMAF(极向运动极光结构)对应磁层顶重联过程[3-4]。

图1 分立极光与弥散极光具有明显不同的观测特征

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

针对弥散极光的研究起初主要聚焦在粒子源区、有无加速、极光粒子散射机理等几个方面。20世纪70年代, 得益于卫星的快速发展, 人们利用卫星与地面的联合观测研究了弥散极光的粒子源区以及粒子沉降的物理机制, 基本回答了两个问题: (1)引起弥散极光的沉降电子来源于等离子体片, 而且很可能是来自中心等离子体片[5]; (2)沉降粒子在沉降过程中未被加速, 而且粒子散射的物理过程也并未明显地改变粒子的能量[6]。因此, 20世纪80年代后对弥散极光的研究就主要集中在了粒子的散射机理上。对于这一问题, 被广泛接受的理论是波粒相互作用, 也就是通过波粒相互作用将等离子体片粒子散射到损失锥, 增强粒子沉降率, 从而产生弥散极光。

人们很早就发现电子回旋简谐波(electron cyclotron harmonic wave, ECH)和哨声波(whistler mode chorus, Chorus)都可以引起等离子体片内的粒子散射, 但这两种波中哪一种对弥散极光的产生具有决定性作用一直是磁层物理研究中一个争论不休的问题。最新研究认为, Chorus是产生近地(L < 8)弥散极光粒子散射的主要原因[7-8], 而ECH波可能在外磁层(L > 8)粒子散射中发挥了重要的作用[9-10]。

弥散极光一般出现在磁地方时午夜—正午的极光卵低纬一侧[11-12]。在日侧, 虽然光学[11,13]和粒子[14-15]观测都早已注意到存在大量弥散极光, 但受观测条件所限, 一直缺乏针对日侧弥散极光的系统研究。借助地理优势, 挪威科学家[13]在长期观测基础上对日侧极光根据形态进行了分类, 发现在午前极光卵低纬侧(磁纬73°以下)存在弥散极光。对于日侧弥散极光的产生机制, 他们仅简单推测其沉降粒子主要来源于亚暴发生后由夜侧漂移到日侧的等离子体片的高能粒子, 对日侧弥散极光的详细特性、产生机制并没有更为深入讨论。

在日侧开展极光观测需要观测台站同时满足两个条件。(1)台站的地理纬度要足够高, 确保台站在冬季转到日侧时完全处于极夜状态; (2)台站要在日侧极光卵下方, 也就是地磁纬度75°附近。简单来说就是要求有极光、无日光。由于地球自转轴与地磁轴存在角度差, 而且北极地区陆地稀少, 因此在北半球能满足上述条件的地方极为有限。挪威北部的斯瓦尔巴岛是北半球为数不多的可进行日侧极光观测地之一, 而我国黄河站正坐落于该岛上, 因此黄河站对开展日侧极光观测拥有得天独厚的优势。从2003年底开始, 我国在北极黄河站架设了全天空多波段极光成像观测系统, 该系统一直运行至今, 积累了非常宝贵的日侧极光观测数据[16-17]。基于这些新数据已取得了系列研究成果, 在研究日侧弥散极光过程中还发现了在正午时近的一种新型分立极光结构——喉区极光。本文将主要回顾近期围绕日侧弥散极光和喉区极光取得的新结果, 在此基础上重点分析它们对理解日侧磁层过程的重要科学意义。

1 基于北极黄河站观测的日侧弥散研究

1.1 日侧弥散极光的分类及统计研究

利用黄河站2003—2009年7个冬季的全天空极光观测, 对日侧(06—18 MLT)弥散极光的形态及出现规律进行了统计研究[18],发现日侧弥散极光(dayside diffuse aurora, DDA)普遍存在, 从形态上可以大体分为无结构弥散极光(unstructured diffuse aurora)与有结构弥散极光(structured diffuse aurora)两种。无结构弥散极光表现为满视野均匀发光或在均匀发光背景上存在黑色极光结构, 如图2所示。其中面纱状(Veiling)弥散极光是以往研究中对无结构弥散极光的一种叫法; 黑色极光(Black aurora)特指在无结构弥散极光背景之下存在的一些不发光的区域; 而在下午观测到的弥散极光带(Diffuse band)是指形态上类似分立极光弧的一些条带状的弥散极光结构。有结构弥散极光主要包括如图3所示的(a)条带状(stripy)、(b)块状(patchy)、(c)不规则状(irregular), 其中发光强度呈现周期性明弱变化的又称作是脉动型弥散极光(pulsating diffuse aurora)。在此分类基础上, 对各类弥散极光的出现规律进行了统计分析(图4)。图4表明无结构弥散极光上午出现率明显高于下午, 出现峰值在09 MLT, 在12 MLT存在出现率最小值; 而有结构弥散极光的出现率在正午附近有最大值。除上述统计分布结果之外, 有结构弥散极光中条带状弥散极光的走向分布也非常有意思。图5是针对条带状弥散极光走向分布的统计结果, 表明条带状弥散极光的走向在午前、正午、午后分别沿着西南—东北, 南—北, 西北—东南走向, 即与正午附近电离层对流方向一致。图6给出了一个能够显示这种走向变化的条带状弥散极光的典型事例。

图2 日侧“无结构”弥散极光示例. 原图见文献[18]

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

图3 日侧“有结构”弥散极光示例. 主要有块状、条带状、不规则状. 原图见文献[18]

Fig.3. Examples for “structured” dayside diffuse auroras, which include patchy, stripy, and irregular forms. See pictures from reference[18]

1.2 日侧弥散极光分类与统计结果的物理意义

想要理解上述观测结果的物理意义, 首先需要考虑产生弥散极光的物理过程。如前所述, 弥散极光是中心等离子体片电子经波粒相互作用散射进入损失锥所致。这意味着, 产生弥散极光有两个关键因素, 一个是源粒子, 另一个是波。基于这两个因素, 就可以很好地解释上述观测结果。

首先, 对于弥散极光, 无论日侧还是夜侧, 其源粒子都是伴随亚暴向地注入中心等离子体片的热电子。这些热电子由午夜附近注入后会向着晨侧漂移, 在漂移过程中一些热电子就会通过波-粒相互作用被散射到损失锥中, 产生弥散极光, 与此同时也会使产生弥散极光的源电子数密度逐渐降低。由于极光强度与沉降热电子的数密度成正比, 源电子的数密度逐渐降低会直接导致能够沉降产生极光的电子数密度降低, 这正是弥散极光在午夜后逐渐减弱的根本原因。

对于如图2和图3所示的无结构和有结构弥散极光, 它们最主要区别在于弥散极光的发光区域大小。如果极光发光区域足够大, 它将充满摄像机的视野, 因此看上去就是“无结构”; 如果发光区域有限, 其形态在摄像机视野范围内可以被识别, 那它看上去就成了“有结构”弥散极光。图4显示, 弥散极光在晨侧主要表现为“无结构”, 这可以理解为, 虽然产生弥散极光的源粒子的密度在从午夜漂移到中午的过程中逐渐降低, 但其在晨侧时仍然较高, 仍然可以在大范围内产生弥散极光, 因此在观测上就表现为“无结构”多发。至于为什么在正午附近变成“有结构”多发, 这就需要参考“有结构”弥散极光的产生原因。在夜侧, 人们很早就注意到“有结构”弥散极光的存在。对于这些“有结构”弥散极光, 以往研究认为它们对应磁层中的冷等离子体团[19-20], 磁层中冷等离子体团的形状和大小决定了“有结构”弥散极光的形状和大小。在日侧, 已有观测证实“有结构”弥散极光与磁层中的冷等离子体团对应[21-22]。对于产生弥散极光, 冷等离子体的作用主要在于降低参与共振的热电子的能量阈值。也就是说, 当来自中心等离子体片的热电子遇到冷等离子体团时, 由于冷等离子体的存在, 会使一些原本低于共振能量阈值的热电子也能够参与到波的共振中来, 从而被散射进入损失锥产生弥散极光[20-23]。由于极光强度与沉降粒子的数通量成正比, 更多的粒子沉降意味着更强的极光强度。因此, 可将图4所示的统计结果解释如下: 产生弥散极光的热电子在从午夜向正午漂移过程中数密度逐渐减少, 到了正午附近, 虽然它们仍然可以经过波粒作用散射进入损失锥产生弥散极光, 但由于发光强度太弱, 不易被观测到。在这种情况下, 如果在日侧外磁层中存在冷等离子体团, 那么在热电子通过冷等离子团时就会有更多的热电子参与到共振过程中来, 从而被散射进入损失锥, 使该区域的极光强度增强, 最终在极光观测中表现为“有结构”弥散极光。

图4 日侧弥散极光统计结果. a)所有可用的观测数据(蓝色)、所有弥散事件(黄色)、脉动弥散极光(红色)随时间分布图; b)弥散极光和脉动弥散极光的发生率; c)—f)分别是无结构弥散极光、有结构弥散极光、块状加不规则状弥散极光、条带状弥散极光事件随时间分布. 原图见文献[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]

上述解释充分体现出外磁层冷等离子团对日侧“有结构”弥散极光产生的重要作用。将日侧弥散极光所反映的物理过程综合显示在图7中, 显然, 这使得通过日侧弥散极光观测来研究日侧外磁层冷等离子体分布、形成等成为可能。

图5 条带状弥散极光走向的统计结果. 原图见文献[18]

Fig.5. Statistical results on the orientation of the stripy diffuse auroras. See pictures from reference[18]

图6 2007年12月2日观测到的一个条带状弥散极光观测事例. 图中显示条带状弥散极光的走向在午前、正午、午后与图5所示的统计结果一致. 原图见文献[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]

图7 日侧弥散极光观测结果对应的日侧物理过程示意图. 原图见文献[18]

Fig.7. A schematic illustration of the physical processes inferred from the observational results of dayside diffuse aurora. See pictures from reference[18]

当卫星穿过日侧外磁层时常会观测到冷等离子体结构, 这些冷等离子体一般被认为来自等离子体层羽状结构向日侧磁层顶漂移(plasma­spheric drainage plumes)或电离层粒子沿磁力线上行。卫星观测虽然可以探测到冷等离子体存在, 但即使多颗卫星编组飞行, 也很难准确描述出冷等离子体结构投影到卫星所在平面的二维形态。因此, 人们都只能推断冷等离子体在外磁层是以团状结构存在。在正午附近, 观测到如图3所示的块状、条带状、不规则状弥散极光, 由此推断块状弥散极光对应磁层中的团状冷等离子体, 而条带状弥散极光应该对应楔形冷等离子体结构。根据条带状弥散极光沿对流方向分布的观测特征(图5, 图6), 推断楔形冷等离子体的形成和电离层或磁层大尺度对流过程密切相关。基于现有观测, 我们认为最可能的过程应该是: 光致电离使中高纬电离层等离子体密度增加, 电离层对流携带高密度等离子体由低纬向高纬运动在电离层内形成条带状高密度区, 该高密度区又对应高发的电离层粒子上行乃至逃逸, 由此形成磁层中楔形冷等离子体分布。

对于上述推断的验证可以通过统计分析条带状弥散极光的发生与地磁活动、太阳风条件的相关性, 推断获得楔形冷等离子体的形成条件; 结合SuperDARN雷达观测分析确定楔形冷等离子体与磁层对流的相关性。利用DMSP卫星与条带状弥散极光协同观测, 判断条带状弥散极光是否对应电离层离子上行。利用THEMIS和MMS卫星, 寻找可靠的星-地联合观测事件, 确定条带状弥散极光是否与外磁层冷等离子体结构相关; 同时, 通过分析冷等离子体投射角或粒子成分可推断其是否源于电离层。这些都是非常有意义的研究新课题。

2 基于北极黄河站观测的喉区极光研究

在研究日侧弥散极光过程中发现, 当条带状弥散极光(通常沿南北向分布)与分立极光卵(discrete auroral oval)接触的情况下, 常会在极光卵低纬侧出现一种沿南北向分布的分立极光结构(图8)。我们注意到这种极光结构只发生在电离层对流喉区附近, 因此将其命名为“喉区极光” (Throat aurora)。

图8 一个典型的喉区极光事件. a),b)全天空红色极光观测, 及其在电离层投影, 其中红点所示为分立极光卵的赤道向边界, 黑点所围区域为喉区极光; c)喉区极光边界在磁赤道平面投影. 原图见文献[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]

以往研究认为正午附近的分立极光对应开放磁力线区[24-25], 分立极光卵的赤道向边界对应日侧磁层顶的开-闭磁力线边界[3], 喉区极光是发生在正午附近的分立极光, 又具有从分立极光卵赤道向边界向低纬延伸的特征, 因此, 直观的感觉它应该对应磁层顶上一个局地的内陷式变形。如果磁层顶上的这种变形真的存在, 而且可以通过喉区极光来追踪, 那么这对研究对应的磁层顶过程来说无疑是一个非常重要的发现。在定义喉区极光的研究中[18], 由于缺乏进一步的观测证明, 只是在如图7所示的磁层顶上画了一个小缺口, 作为对喉区极光可能对应的物理过程的一种推断。在随后的研究中, 这个推断得到了观测证实。

2.1 喉区极光对应磁层顶内陷式变形的卫星观测证据及相关推论

在多年连续观测中, 找到了近10例DMSP卫星刚好穿过喉区极光的观测事件, 所有的事件都支持喉区极光对应磁层顶局地变形的推断。图9给出了其中一个例子。左边显示的是卫星轨迹(带箭头的黄色曲线)落在全天空极光观测图像上的位置。可以看到, 当卫星在“a”“b”两点穿过喉区极光时, 图9c所示的卫星观测显示出明显的磁鞘(开放磁力线)特征; 而在喉区极光之外的地方则显示出典型的闭合磁力线特征。这一结果直观地反映出喉区极光的确对应磁层顶局地变形[26]。

以此为基础, 我们还对产生喉区极光的相关过程做了一些推断。这些推断都综合在图10中, 其中包括: (1)喉区极光由磁鞘粒子产生, 对应磁层顶局地变形和下行场向电流; (2)总与喉区极光相伴存在的条带状弥散极光对应日侧外磁层中楔形冷等离子体结构; (3)紧邻喉区极光存在的黑色极光区域对应下行场向电流; (4)因为磁鞘粒子温度低于中心等离子体片电子温度, 当它们渗透进入磁层将可能与中心等离子体片热电子作用产生一种新的弥散极光; (5)喉区极光是分立极光, 伴随场向电流, 那么它在产生过程中将会驱动电离层局地对流涡。对这些推断的验证都是非常有意义的研究课题。

2.2 喉区极光的统计研究

当我们确认喉区极光对应磁层顶局地变形之后, 自然会问: 喉区极光怎么产生的？它对应的磁层顶局地变形尺度上能有多大？发生的频率如何？与其他磁层顶物理过程(如磁重联)有什么关系？会伴随产生怎样的地球空间效应？

这些问题每一个都非常重要, 尤其是发生频率。如果发生频率很高, 那么产生喉区极光的相关过程必然会对太阳风-磁层之间的能量和物质耦合产生非常重要的影响。带着这些问题, 完成了喉区极光的统计研究[27]。我们发现:

图9 两条平行分布的喉区极光的绿色a)和红色b)波段观测. c)从上到下分别是行星际磁场、DMSP卫星观测到的磁场、电子与离子总能量、电子与离子的平均能量、电子差分能谱、离子差分能谱. 原图见文献[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]

图10 基于DMSP卫星观测得出的喉区极光对应物理过程的示意图. 原图见文献[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(观测到喉区极光的天数除以总观测天数), 喉区极光的发生率超过50%; 按10 min算(在特定的10 min之内发生喉区极光的概率)约为25%。这说明喉区极光是一种非常高发的现象。

2. 将喉区极光投影到磁赤道平面, 其尺度可达~2Re×3Re(图8), 说明喉区极光对应的磁层顶变形的空间尺度可以相当可观。

3. 喉区极光发生率与IMF的南北向没有明显相关性, 但与IMF锥角(arccos(|Bx|/B))明显相关: 锥角越大, 发生率越低。这一相关性与IMF锥角影响磁鞘高速流(High speed jet, HSJ)发生率的统计结果[28]非常相似(图11)。磁鞘高速流是发生在磁鞘区内的一种瞬态过程, 它的空间尺度约为~1—2 Re[29], 它的动压比磁鞘背景动压高出3—10倍[30], 它可以冲击磁层顶引起磁层顶局地变形[31]。因此, 我们认为磁鞘高速流冲击导致磁层顶局地变形可能是产生喉区极光的一个必要原因[27]。

对于研究磁层顶过程, 卫星的实地观测有其明显的局限性, 而连续的地面极光成像观测在提供二维、动态信息方面具有不可替代的优越性。因此, 喉区极光对全面认识磁鞘高速流影响太阳风-磁层耦合过程具有重要科学意义。

图11 地面观测到的喉区极光的发生率(左侧红色曲线)[27]与磁鞘中观测到的高速流发生率(右侧黑色曲线)[28]对比

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 喉区极光与磁层顶重联

作者[32]注意到喉区极光总是依次包含: 点亮、极向运动(PMAF)、变暗等三个过程。利用地面极光、雷达与低轨卫星的协同观测, 发现喉区极光的点亮和随后的PMAF在雷达和卫星粒子观测上均显示出明显的开放磁力线特征。我们认为喉区极光的点亮和随后的PMAF分别对应伴随磁层顶重联的磁力线打开和新开磁力线的极向“拖拽”, 而随后的变暗则对应磁力线由开放恢复到闭合的动态过程。简单说, 在产生喉区极光过程中, 在与其对应的磁层顶内陷变形区内会发生磁重联。

2.4 伴随喉区极光产生的日侧弥散极光

在确认喉区极光源区粒子特性的研究中[26], 推断在日下点磁层顶附近伴随喉区极光产生过程渗透进入磁层的磁鞘粒子可能会起到冷等离子体团的作用, 与来自中心等离子体片的热电子作用产生一种新的弥散极光。这一过程如果能被证实, 将意味着可以通过地面的弥散极光观测来推断得到磁鞘粒子渗透进入磁层的二维、动态信息。

在最近的研究中[33], 首先统计确认了在正午附近存在两种动态特征完全不同的“有结构”弥散极光。一种常表现为以较高的速度从低纬到高纬漂移, 有时还会显示出脉动特征; 另一种总是紧靠分立极光出现, 漂移方向与相邻分立极光一致, 漂移速度较前一类慢很多(图12)。然后, 利用MMS卫星和地面极光协同观测, 发现这两种弥散极光分别与源于磁层的O+离子和源于磁鞘的He2+离子的数密度的增加相关。这一结果验证了图4中有关伴随喉区极光会产生新型弥散极光的推断。同时, 在图12最后两幅图像中, 两种弥散极光混合到一起, 这暗示着磁层粒子可能参与或影响喉区极光产生过程。

图12 红色箭头与黄色箭头所指的为动态特征完全不同的两种弥散极光, 分别将其称为I类、II类弥散极光, 其中I类弥散极光的产生与喉区极光相关. 原图见文献[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 喉区极光对应磁鞘高速流引起磁层顶变形的直接观测证明

对于构建由磁鞘高速流引起磁层顶局地变形从而产生喉区极光这一物理图像, 虽然我们利用低轨卫星与地面观测证实喉区极光对应磁层顶变形[26], 并且通过统计研究给出了喉区极光与磁鞘高速流之间的相关性[27], 但很明显, 这里还存在一个缺口, 那就是缺少直接的磁鞘高速流引起喉区极光的观测证明。

图13 a)MMS卫星轨道在X-Y平面内投影; b)卫星足点落在黄河站全天空视野中的位置. 原图见文献[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卫星轨道设计, 在2015年至2017年冬季, 当卫星每次穿越日下点磁层顶时, 黄河站都正好处于磁正午附近, 使我们找到不止一例能够完美重现由磁鞘高速流引起磁层顶局地变形从而产生喉区极光的观测事件。以此为基础, 我们给出了喉区极光对应磁层顶内陷式变形的直接观测证明[34]。图13左边显示的是MMS卫星轨道, 右边红线是卫星轨道在黄河站视野内的投影。图14给出了这段时间的MMS和地面极光观测。在9:46 UTC左右, MMS卫星观测到一个瞬态事件, 并伴随有地向高速流。这类事件通常被解释成由于磁层顶一张一缩地运动, 导致处于磁层内的卫星短暂进入磁鞘然后又回到磁层。但是结合地面极光观测,可以清晰地看到, 从9:45:20—9:47:40 UTC, 极光卵的赤道向边界整体并没有明显运动(说明没有磁层顶张缩运动), 而是刚好出现了一个喉区极光事件。而且利用连续的极光观测我们可以看到是喉区极光从右向左运动时扫过卫星。也就是说MMS在9:45 UTC左右观测到的瞬态事件其实是喉区极光对应的磁层顶内陷变形结构扫过卫星所致。这是针对磁层顶瞬态事件给出的一个确定无疑的新解释。

图14 喉区极光对应磁鞘高速流、磁层顶局地变形的直接观测证据. 原图见文献[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 总结与研究展望

我们针对日侧弥散极光展开分类、统计研究[18], 其结果极大地拓展了人们对这一重要空间物理现象的认识, 对研究日侧外磁层冷等离子体的分布、形成以及磁鞘粒子进入磁层[33]具有重要的启示作用; 更为重要的是在此基础上发现并定义了喉区极光, 确认了喉区极光对应磁层顶上的局地内陷式变形[26,34], 其空间尺度可大至~2Re×~3Re, 是一种非常高发的现象, 研究指出这种变形最可能由磁鞘高速流冲击磁层顶产生[27], 同时还可能触发磁重联过程[32]。

太阳风与磁层之间的物质与能量耦合是空间物理学关键科学问题之一, 以往认为太阳风与IMF特性对这一过程具有控制作用。喉区极光将已有的磁鞘瞬态过程研究、触发式磁重联研究有机地融合在一起, 使我们认识到在磁鞘中局地产生(而不是存在于太阳风中)的瞬态过程可以导致磁层顶局地变形、触发重联、引发系列地球空间效应, 可能对太阳风-磁层能量与物质耦合具有不可忽略的重要性。这是目前对于太阳风-磁层耦合问题所取得的最新认识。

在这一新认识像拼拼图一样逐渐成形的过程中, 我们的研究为其提供了极为关键的组块。这些组块在使这一新认识的轮廓变得清晰的同时, 也让我们看到了构建完整图像的缺口所在。这些缺口就是由喉区极光引出的新课题, 它们至少包括以下几个方面。

3.1 定量估算磁鞘瞬态事件引起的太阳风-磁层能量输入

在确定了磁鞘瞬态过程可以引起磁层顶变形从而产生喉区极光的基础上, 考虑到统计结果显示喉区极光不但空间尺度可观, 而且发生频率也非常高, 因此我们推断喉区极光产生过程对整个太阳风-磁层耦合过程具有不可忽略的重要性。但是, 目前没还有人能回答到底有多重要。要回答这个问题, 我们需要定量估算到底有多少能量或物质可以由此进入磁层？它们在全部太阳风-磁层交换量中的占比如何？这项工作的意义还在于, 目前所有太阳风-磁层耦合模型中很少考虑由磁鞘瞬态过程所致的能量传输。如果这个量不可忽略, 那么就应该将其指数化, 然后输入到现有模型, 来提高模型预测精度。

3.2 磁层粒子参与和影响磁层顶过程的研究

在前面研究中[18,26-27], 我们反复强调了一个观测事实: 喉区极光总是与弥散极光相伴而生。实际上, 喉区极光本身就是在研究弥散时发现的一种极光结构。如前所述, 弥散极光对应磁层内部过程; 而喉区极光对应磁层顶变形并伴随重联过程。它们总是相伴而生的观测事实(如图12最后两幅所示)强烈暗示着我们可以通过极光观测来研究磁层内粒子如何参与和影响磁层顶过程, 比如: 磁层顶重联过程、喉区极光产生过程、或磁层粒子逃逸过程等。

3.3 喉区极光相关的地磁波动研究

喉区极光是磁鞘高速流冲击磁层顶所致。根据现有理论, 在磁层顶受压过程中会激发超低频(ULF)波。利用南极极点站、北极黄河站极光观测确定喉区极光发生时间, 与此同时利用周边地磁观测, 检出与喉区极光相伴而生的地磁脉动, 分析其频率、空间分布、南北极共轭等特征, 可能会对极隙区附近的ULF波形成新认识。

3.4 外磁层冷等离子体分布和成因研究

在已确认的几类弥散极光中, 条带状弥散极光具有特殊的重要性。先前研究中, 我们推断这些条带状弥散极光应该对应日侧外磁层中楔形分布的冷等离子体团[18]; 由于这些条带状弥散极光沿对流方向分布, 所以我们可以推断这些楔形冷等离子体团的成因应该与电离层(或磁层)对流密切相关。对此, 我们认为最可能的过程应该是: 光致电离使中高纬电离层等离子体密度增加, 电离层对流携带高密度等离子体由低纬向高纬运动在电离层内形成条带状高密度区, 高密度区对应高发的电离层粒子上行乃至逃逸, 由此形成磁层中楔形冷等离子体分布。对这一推断的确认也是一个非常有意义的课题。

总得来说, 我国的黄河站极光观测为开展日侧太阳风-磁层耦合相关过程研究创造了极佳的条件。以黄河站极光观测为基础, 围绕上述课题继续深入研究, 有望进一步取得重要科学成果。

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-Ålesund, 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 月收到来稿, 2018 年5 月收到修改稿

国家自然科学基金项目(41431072, 41474146, 41674169, 41774174)、国家海洋局极地考察办公室对外合作项目(201608)、浦东新区科技发展基金(Pkj2013-z01)资助

韩德胜, 男, 1973 年生。教授, 目前主要从事日侧磁层顶过程研究。E-mail: handesheng@tongji.edu.cn

10. 13679/j. jdyj. 20180020