极光电激流的地方时和季节变化特性研究：CHAMP卫星观测

仲云芳， 王慧， 郑志超， 何杨帆， 张科灯， 孙璐媛， 高洁

武汉大学电子信息学院空间物理系， 武汉 430072

0 引言

在高纬度地区，极光电激流主要沿极光椭圆带流动，在昏侧为东向电激流，在晨侧和夜晚为西向电激流.极光电激流的形成机制比较复杂，既受对流电场又受电离层电导率的控制.在亚暴发生期间，晨侧较强的西向电激流和昏侧较强的东向电激流与对流电场的增强有关.而子夜附近西向电激流是亚暴电流楔的电离层回路的重要组成部分，与极光粒子沉降有关(Kamide and Akasofu, 1976; Kamide and Nakamura, 1996; Kamide and Kokubun, 1996; Baker et al., 1996; Ahn et al., 1999; 徐文耀, 2009; D′Onofrio et al., 2014; 张静等, 2017).极光电激流是引起地磁感应电流的主要因素，它会引发输电线路超载、油气管道腐蚀、通信中断等自然灾害，是空间天气学研究的热门话题，因此开展极光电激流的统计学研究具有重要的理论意义和应用价值.

过去，国内外学者们利用地磁台站和卫星磁场观测资料研究了太阳风、行星际磁场(Interplanetary magnetic field, IMF)和地磁活动(如亚暴和磁暴)对极光电激流的强度和位置分布的影响(Nishida, 1968; Shue and Kamide, 2001; Wang et al., 2008; 徐文耀, 2009; Pulkkinen et al., 2011; D′Onofrio et al., 2014; Guo et al., 2014a，b; Huang et al., 2017; Klimenko et al., 2018; Ohtani et al., 2019)，这些研究极大地促进了人们对极光电激流的认识，但仍有一些科学问题有待解决.

前人的研究表明，极光电激流与电离层霍尔电导率密切相关.Ohtani等(2019)利用IMAGE(International Monitor for Auroral Geomagnetic Effects)单一地磁台站的磁场观测资料，发现白天时段极光电激流与太阳天顶角(Solar Zenith Angle, SZA)变化趋势相反，即与太阳辐射引起的电离层电导率变化趋势相同；而夜间不同经度、不同半球的地磁台站观测到的极光电激流与SZA的变化趋势不一致，其中有些经度段的极光电激流与SZA变化趋势相反，有些经度段的极光电激流在SZA的中值达到峰值.Ohtani等(2019)的研究发现，当SZA和地球偶极倾角(Dipole Tilt Angle, DTA)都较小时，极光电激流就会增加，这表明太阳辐射和地球偶极倾角对极光电激流有很大影响.极光电激流与场向电流之间存在内在的紧密联系，但以往的研究表明，白天侧场向电流与太阳辐射引起的电离层电导率变化趋势相同，而夜间太阳辐射对场向电流的影响不明显(Wang et al., 2005a,b).很显然，夜侧极光电激流与场向电流对SZA的依赖性并不一致，需要进一步开展分析.我们注意到，Ohtani等(2019)的工作主要是以地磁单站在63.8°～71.5° 地磁纬度(Magnetic Latitude, MLat)的观测为基础的.本文指出，地磁台站不一定都位于极光电激流的峰值区域范围内，这会导致探测结果出现偏差.本文利用CHAMP卫星的观测数据，对白天和夜间极光电激流对SZA和DTA的依赖关系进行了深入研究，以弥补地磁台站观测范围的不足.

极光电激流存在明显的季节变化(Wu et al., 1991; Ahn et al., 1999; Lyatsky et al., 2001; McPherron et al., 2013)，Guo等(2014a,b)基于54°～75° MLat的31个IMAGE地磁台站的数据，对22—06磁地方时(Magnetic Local Time, MLT)扇区西向电激流的季节变化展开了统计分析，结果表明，西向电激流呈明显的半年变化(春秋分强于冬夏至)，而年变化则与地方时有关：在22—01 MLT，西向电激流冬季强于夏季，这与冬季极光粒子沉降强于夏季有关；而在03—06 MLT，西向电激流夏季高于冬季，这主要是因为夏季电离层辐射电离更强；在01—03 MLT，年变化特征较弱.由于地磁台站观测的范围有限，Guo等(2014a,b)的统计学工作仅限于22—06 MLT.本文利用卫星观测数据，研究了所有地方时的极光电激流的季节变化特征.

Davis和 Sugiura(1966)利用分布在62°～70° MLat的12个地磁台站的观测数据建立了AE(Auroral Electrojet Index)、AU(Auroral Electrojet Upper Index)和AL(Auroral Electrojet Lower Index)指数.这些指数被广泛用于描述极光活动和亚暴强度(Ahn et al., 1999; Lyatsky et al., 2001; Newell et al., 2002; Shue and Kamide, 2006; Singh et al., 2013).AU指数和AL指数是地面台站测量的磁场水平分量与静态值的最大正偏差和最大负偏差，其中AU指数表征东向电激流的强度，AL指数表征西向电激流的强度，AE则是AU和AL的差值.然而由于地磁台站的位置受到限制，这些指数对极光电激流的强度的描述存在地方时偏差(Akasofu et al., 1973; Lui et al., 1976; Ahn et al., 1999; Wang et al., 2008).因此，Newell和Gjerloev(2011)使用100多个北半球地磁台站(分布在55°～87° MLat)计算出SME(SuperMAG Electrojet Index)、SMU(SuperMAG Electrojet Upper Index)和SML(SuperMAG Electrojet Lower Index)指数(分别与AE、AU和AL指数相对应).在以往的研究中，未对地磁台站的极光活动指数与卫星测量的极光电激流进行对比分析，这也是本文所做的工作之一.通过这种对比，不仅可以检验地面极光活动指数的准确性，而且为卫星与地面联合观测建立极光活动指数提供了一个新思路.

本文利用9年的CHAMP卫星高精度的标量磁场数据反演出极光电激流，分析了极光电激流与太阳天顶角和地球偶极倾角的关系，研究了极光电激流的季节分布，并与已有的极光活动指数进行了比较.这有助于进一步认识极光电激流的空间分布特征和相关形成机理.

1 卫星数据处理方法

德国CHAMP(Challenging Minisatellite Payload)卫星的运行时间为2000年7月至2010年9月.CHAMP卫星为极轨卫星，轨道倾角为87.3°，最初飞行高度为456 km，2006年下降至370 km左右.卫星飞行周期大约为93 min，每130 d覆盖所有地方时(Reigber et al., 2002).本文使用CHAMP卫星2000年7月26日至2010年9月4日的标量磁场数据反演得到极光电激流，在此期间卫星轨道可均匀覆盖所有季节和所有地方时.

利用CHAMP卫星反演电离层Hall电流的具体方法可以参考Olsen(1996)和Ritter等(2004)的工作，本文只做简单介绍.首先用卫星测量的磁场|B0+b|减去地球主磁场模型(Potsdam Magnetic Model Earth, POMME)给出的主磁场B0，得到极光电激流产生的扰动场dB，即

dB=|B0+b|-|B0|，

(1)

其中|B0|是模型的标量磁场，|B0+b|是卫星测量的标量磁场.由于扰动场远小于主磁场B0，(1)式可近似表达为

(2)

由于场向电流对沿着B0方向的扰动场的贡献很小，该扰动场dB主要来自极光电激流的影响.假设极光电激流由一系列垂直于卫星轨道平面的无限长的线电流组成，电流距地面高度为115 km，线电流之间的间距为1°(约为110 km).电流强度为I的线电流产生的磁场可以表示成

(3)

(4)

其中bx是北向分量，bz是垂直地面向下的分量，I为电流强度，x是测量点的北向位移，h是测量点相对于电流的高度，μ0是真空磁导率(Olsen, 1996; Ritter et al., 2004).

根据线电流与扰动场的关系，可得到线电流与扰动磁场的线性方程组，再利用最小二乘法拟合就得到极光电激流的强度和空间位置.为消除环电流的影响，±50° MLat处的电流强度归零处理.我们记录了每个轨道极光电激流的峰值，正值代表东向电激流，负值代表西向电激流.同时记录每个峰值电流所在的地磁纬度、地磁经度、地方时和世界时，并计算出相对应的太阳天顶角和地球偶极倾角.在数据选择过程中，电流强度峰值的绝对值低于0.04 A·m-1(Ritter et al., 2004)，以及峰值所在地磁纬度高于85°的事件被剔除.2000年至2010年期间，我们在南(北)半球共挑选出82481(95072)个事件，用来做统计学分析.

2 统计结果

2.1 极光电激流的时空分布

图1 极光电激流强度随MLT和MLat的变化图(a)和(b)是地磁平静期北半球极光电激流； (c)和(d)是扰动期北半球极光电激流； (e)和(f)是平静期南半球极光电激流； (g)和(h)是扰动期南半球极光电激流.左侧是东向电激流，右侧是西向电激流.Fig.1 MLT and MLat variations of the auroral electrojet(a) and (b) are the auroral electrojet during quiet period in the Northern Hemisphere; (c) and (d) are the auroral electrojet during disturbance period in the Northern Hemisphere; (e) and (f) are the auroral electrojet during quiet period in the Southern Hemisphere; (g) and (h) are the auroral electrojet during disturbance period in the Southern Hemisphere. The left and right columns are for eastward and westward electrojet, respectively.

如图1所示，在地磁平静期，东向电激流在昏侧较强，西向电激流在夜间和晨侧较强.随着地磁活动的增强，东、西向电激流向较低纬度扩展，覆盖了较大的地方时扇区.由于南北半球的地磁轴与地理轴的夹角不同，极光电激流的空间分布存在一定的半球差异.

2.2 电离层电导率的影响

我们使用太阳天顶角代表日照的强度，太阳天顶角越小，表示日照越强，从而导致电离层电导率(日照引起的部分)增大.图2为极光电激流的密度随磁地方时和SZA的分布图.SZA以每5°为间隔，磁地方时以每小时为间隔，以极光电激流峰值密度的中值表示各网格中的分布.为更好地展示极光电激流随SZA的变化特征，我们将每个网格点内的电流强度做归一化处理，即除以所在磁地方时电流峰值密度的中值.

图2a是北半球东向电激流随地方时和SZA的分布图，可以看到，在所有磁地方时扇区，当SZA较小时，东向电流增强，而当SZA较大时，东向电流减弱.06—18 MLT内电流随SZA的变化比18—06 MLT更显著.这意味着东向电激流强度在所有MLT都与SZA变化趋势相反，白天SZA对东向电激流的影响强于夜晚.

北半球西向电激流的分布如图2b所示，可以看出不同MLT内西向电激流随SZA的变化趋势并不相同.在06—18 MLT内当SZA偏小时，西向电流较大，相反，在18—06 MLT扇区内当SZA偏大时，西向电流较大.这说明白天时段西向电激流强度与SZA变化趋势相反，而夜晚时段西向电激流与SZA变化趋势相同.

图2c和图2d分别给出南半球的东向和西向电激流随MLT和SZA的变化图，从图中可看出南半球极光电激流对SZA的响应与北半球几乎一致.

图2 极光电激流强度随MLT和SZA的变化图(a)和(b)分别是北半球东向和西向电激流； (c)和(d)分别是南半球东向和西向电激流.Fig.2 MLT and SZA variations of the auroral electrojet(a) and (b) are the eastward and westward electrojet in the Northern Hemisphere; (c) and (d) are the eastward and westward electrojet in the Southern Hemisphere.

2.3 地球偶极倾角的影响

地球偶极倾角是地球偶极轴(地磁场近似为偶极子场)与日地连线间夹角的余角，当地球偶极轴指向太阳时地球偶极倾角为正(北半球夏季)，背离太阳时为负(北半球冬季).图3给出极光电激流随地球偶极倾角和磁地方时的变化，地球偶极倾角为每5°间隔，磁地方时为每小时间隔，以极光电激流峰值密度的中值代表其在各网格中的分布.

图3a是北半球的东向电激流，可以看出，在所有磁地方时DTA越大，东向电激流越强，在DTA为30°时东向电流达到峰值.图3b是北半球的西向电激流，04—18 MLT内西向电激流随DTA的增大而增大，但18—04 MLT内DTA的影响不明显.

图3 极光电激流随MLT和DTA的变化图(a)和(b)分别是北半球东向和西向电激流； (c)和(d)分别是南半球东向和西向电激流.Fig.3 MLT and DTA variations of the auroral electrojet(a) and (b) are eastward and westward electrojet in the Northern Hemisphere; (c) and (d) are eastward and westward electrojet in the Southern Hemisphere.

图3c和图3d给出南半球的东向和西向电激流随地方时和DTA的分布.南半球的极光电激流随DTA和MLT的分布几乎与北半球呈镜像对称，南半球所有MLT时段内的东向电激流和04—18 MLT内的西向电激流都在DTA为-30°时达到峰值，在18—04 MLT内西向电激流与DTA相关性不明显.

2.4 季节变化

图4(a，b)给出东向电激流和西向电激流随季节和MLT的变化图，其中MLT为每小时间隔，季节为每月间隔，以极光电激流峰值密度的中值表示极光电激流密度在各网格中的分布.从图4a中可以看出，东向电激流的强度峰值出现在6月份的10—16 MLT.观察每个MLT分区内东向电激流的季节变化，可以看出在所有MLT内，东向电激流的最大值都出现在夏季.而关注每个月份内东向电激流随MLT的分布，可以发现夏季东向电激流在正午达到最大，但是越靠近冬季，电流强度最大值出现得越晚，最晚的东向电激流峰值出现在1月份的18—20 MLT.东向电激流在夏季的最大值远大于其在冬季的最大值.

图4 (上图)极光电激流随季节和MLT的变化，(中图)极光电激流的年变化图，(下图)极光电激流的半年变化图左侧为东向电激流，右侧为西向电激流.Fig.4 (Top) Seasonal and MLT variations of the auroral electrojet. (Middle) Annual variations of the auroral electrojet. (Bottom) Semiannual variations of the auroral electrojetThe eastward electrojet is in the left panel and the westward electrojet is in the right panel.

从图4b中可以看出，西向电激流的最大值出现在4月和10月的凌晨以及3月和4月的子夜前.关注每个MLT内西向电激流的季节变化，可以发现在18—06 MLT内西向电激流在春秋分和冬季达到最大值，在06—18 MLT内西向电激流在夏季达到最大值.而观察图中每个月份内西向电激流随MLT的分布，发现夏季西向电激流在06—18 MLT内达到峰值，春秋分时在00—06 MLT 及18—24 MLT内达到最大值，而冬季在19—21 MLT内达到峰值，且两分点的最大值大于两至点的最大值.

我们利用余弦函数拟合各地方时扇区的电流强度的季节变化趋势，得到东、西向电激流的年和半年变化图，如图4(c，d)所示，其中正值表示相对电流的年均值有所增加，负值表示减少.可以看出，东向电激流表现出显著的年变化，在所有MLT内东向电激流在夏季电流强度增加，在冬季电流减少.西向电激流也有明显的年变化，并且对MLT有很强的依赖性，在04—18 MLT内西向电激流夏季强于冬季，而在18—24 MLT内西向电激流在冬季强于夏季，00—04 MLT的年变化特征不明显.

图4(e，f)给出东向和西向电激流的半年变化.在几乎所有MLT内东向电激流都在两至点季节附近最强，在两分点季节附近最弱，22 MLT附近电流的强度较弱.而西向电激流的半年变化与MLT密切相关，在04—20 MLT，西向电流的峰值都发生在冬夏季，而在子夜前后(20—04 MLT)峰值发生在春秋季.南半球的结果与北半球基本类似(图形没有给出).

3 讨论

3.1 电离层电导率的影响

由以上观测可以看出，白天时段太阳天顶角对东、西向电激流强度的影响相同，SZA值越小(太阳辐射引起的电离层电导率越大)，极光电激流越强，这与Ohtani等(2019)的研究结果相吻合.但夜间东向电激流基本不随SZA变化.西向电激流与SZA变化趋势相同，SZA值越大，西向电激流越强，这与Ohtani等(2019)的研究结果存在差异.

夜晚时段的西向电激流受亚暴过程的影响.亚暴期间有两个机制会导致西向电激流的增强，其一是对流电场增大，导致晨侧西向电激流和昏侧东向电激流的增大，与太阳风-磁层耦合的直接驱动过程有关；其二是极光粒子沉降导致电离层电导率的增强，使子夜西向电激流增强，与太阳风磁层耦合的卸载过程相关(Kamide and Nakamura, 1996; Kamide and Kokubun, 1996).亚暴发生时，越尾电流片中断，形成场向电流，在子夜后沿磁力线流入电离层，子夜前又流回磁层.在电离层中，场向电流通过西向电激流形成闭合回路 (Lui, 1996; 徐文耀, 2009).由于亚暴在没有阳光照射的情形下发生得更频繁，从而导致亚暴粒子沉降越强烈(Newell et al., 1996; Wang et al., 2005b; Liou et al., 2001)，所以较强的西向电激流往往发生在较大的SZA期.

Ohtani等(2019)认为当SZA和DTA绝对值较低时，西向极光电激流增强.本文的研究结果表明，在北半球，白天时段，极光电激流的强度随DTA正值的增大而增强；夜晚时段，DTA正值的增大导致东向电激流增强，西向电激流减弱.南半球与北半球的变化正好相反.我们注意到，当DTA正值较大时，北半球处于夏季，电离层日照电导率较高，而当DTA负值较大时，南半球处于夏季.因此南北半球的极光电激流实际上受控于电离层电导率，与DTA的相关性不大.我们与Ohtani等(2019)的结果不一致的主要原因应该是，他们使用的是地面单站的磁场数据，而我们使用的是卫星的数据，因此可以更准确地探测出电流的峰值区域.

3.2 季节变化

本文研究了所有地方时扇区极光电激流的季节变化，结果表明，各地方时扇区东向电激流和04—18 MLT扇区内的西向电激流均表现为夏季强于冬季，这与夏季日照更强，电离层日照电导率更大有关(Lyatsky et al., 2001; Wang et al., 2005a; Ohtani et al., 2019).但是，在18—04 MLT中，西向电激流冬季强于夏季，这应归因于亚暴过程.如3.1节所述，在亚暴期间，强西向电激流更易发生.Guo等(2014b)发现，在03—06 MLT扇区，西向电激流在夏季比冬季强，主要是受太阳辐射的影响，这与本文的结论基本相符.Guo等(2014b)认为，22—01 MLT时段，西向电激流在冬季比夏季强，并强调对流电场在冬季占主导地位，我们认为这主要是由于亚暴过程的影响.Guo等(2014b)发现01—03 MLT期间西向电激流的年变化较小，这也与本文的研究结果相吻合.

太阳辐射导致的电离层电导率的峰值位于12 MLT，但是图4a中东向电激流的峰值却位于11—18 MLT，这应该是受对流电场的影响.根据Ahn等(1999)的研究，北向和南向对流电场的峰值分别位于19—20 MLT和04—05MLT，北向对流电场主要影响东向电激流，所以导致东向电激流的峰值时间向傍晚偏移.由于卫星没有电场的数据，本文无法讨论对流电场对极光电激流的影响，今后将结合其他卫星或者地面的数据开展更为细致深入的研究.

东向电激流半年变化的峰值出现在夏季和冬季，夏季的高电流强度主要是由太阳辐射引起的较强电离层电导率所导致，而冬季的高电流强度则是由于亚暴极光粒子沉降引起的.Newell等(2010)指出，白天时段粒子沉降在夏季达到峰值，夜晚时段在冬季达到峰值，沉降粒子导致电离层电导率增加.这说明太阳辐射和沉降粒子共同作用，使两至点的东向电激流增强.

西向电激流的半年变化有明显的地方时差异.在04—20 MLT时段西向电激流在两至点最强，与东向电激流相同，应该来自太阳辐射和沉降粒子的共同影响.而在夜晚时段(20—04 MLT)西向电激流在两分点最强.已有研究发现地磁活动在两分点很强(Russell and McPherron, 1973; Lyatsky et al., 2001; Wang et al., 2005a; 徐文耀, 2009)，因此，较强的亚暴活动会在两分点产生较强的西向电激流.Guo等(2014b)认为22—06 MLT西向电激流的半年变化峰值均出现在两分点，而我们发现04—06 MLT西向电激流的峰值位于两至点.这些研究结果的差异应与所使用的数据不同有关.Guo等(2014b)使用了北欧地磁台站的数据，而我们则使用了卫星的数据.此外，Guo等(2014b)仅对22—06 MLT(12—22 MLT)时段内的极光电激流的季节变化进行了研究，而我们采用CHAMP卫星数据，对所有地方时的极光电激流的季节变化进行了研究，得出了较为全面的季节特征.

3.3 极光电激流与极光活动指数的对比

这节我们将对CHAMP卫星极光电激流和极光活动指数的季节和世界时(Universal Time, UT)分布进行对比分析.图5显示了北半球东、西向电激流强度与AU/AL指数、SMU/SML指数的季节和世界时分布情况.本文选取了06—18 MLT内的东向电激流、AU指数和SMU指数，以及18—06 MLT内的西向电激流、AL指数和SML指数进行了统计分析.如图5所示，CHAMP卫星的东向电激流在夏季的08—22 UT达到峰值，随着冬季的临近，东向电激流强度逐渐减弱.AU指数的峰值则主要出现在02—13 UT和19—21 UT，最大值也出现在夏季.SMU指数在夏季的10—22 UT达到峰值.比较结果表明，东向电激流与SMU指数具有较高的一致性，而与AU指数有较大差别.AU指数在16 UT出现一个较小值，这是AE台站位置分布不均造成的.东向电激流、AU指数和SMU指数均在夏季达到峰值，这与夏季电离层电导率增加有关.

图5 北半球极光电激流与极光活动指数的季节和世界时分布(a)和(b)是极光电激流，(c)和(d)表示AU和AL指数；(e)和(f)表示SMU和SML指数.Fig.5 Seasonal and universal time variations of auroral electrojet and auroral electrojet indices(a) and (b) represent auroral electrojet, (c) AU, (d) AL, (e) SMU, (f) SML.

CHAMP卫星的西向电激流的峰值主要分布在两分点季节：4—6月的22—09 UT 和8—11月的04—14 UT.AL指数的峰值主要分布在3—6月的05—13 UT和9—12月的08—14 UT.SML指数的峰值出现在3—6月的05—12 UT和8—11月的06—14 UT.结果表明，西向电激流与AL指数和SML指数具有较好的一致性.西向电激流、AL指数和SML指数在两分点达到高峰，主要与这一时期亚暴发生的频繁增加有关.极光电激流和SuperMAG极光活动指数的一致性给出了一种新的思路，即可以利用低轨卫星的本地测量数据对极光活动进行表征.

Singh等(2013)研究了1997年至2009年的AU、AL、SMU及SML指数的UT和季节变化，其中AU指数、SMU指数及SML指数的分布与本文的结果基本一致，但AL指数的分布差异较明显.Singh等(2013)发现AL指数的最大值出现在08—20 UT，而本文发现AL指数在05—14 UT达到最大值.显然，我们对AL指数的统计结果与西向电激流以及SML指数的分布一致性更好，这是因为Singh等(2013)使用的数据来自所有地方时，而我们只选取了西向电激流占主导地位的18—06 MLT扇区，因此，三者之间具有较高的一致性.

为了进一步探讨AU指数与CHAMP卫星的东向电激流的UT变化不一致的原因，图6给出CHAMP卫星的极光电激流事件数随地磁纬度的分布情况.北半球东向电激流事件主要发生在74° MLat，而AE台站所在的62°～70° MLat范围内的东向电激流事件数仅占了总事件数的18.7%，因此AU指数并不能精确地表示东向电激流的峰值强度.北半球西向电激流事件主要发生在68.5° MLat附近，72.2%的西向电激流事件发生在AE台站纬度范围内，所以AL指数与西向电激流具有较高的一致性.SME指数是由广泛分布在55°～87° MLat的100多个地磁台站测量得到的，涵盖了东向和西向电激流事件数分布的纬度范围，所以SME指数与极光电激流具有较高的一致性.Ohtani等(2019)所使用的IMAGE地磁台站主要位于63.8°～71.5° MLat，从图6还可以推断，这些地磁台站无法探测到某些极光电激流的中心，尤其是西向电激流.因此，本文的研究结果与Ohtani等(2019)的结论存在较大差异.图6中南半球日侧东向电激流的峰值所在磁纬度的范围比北半球窄，北半球东向电激流出现两个明显的峰值，一个在74°附近，另一个在80°附近，但南半球只有一个明显的峰值，位于74°附近，其主要原因是南半球地理轴与地磁轴的夹角大于北半球.而在夜侧南北半球西向电激流的纬度分布差别不大,峰值主要出现在70°附近，这表明地理轴与地磁轴的夹角主要影响白天侧极光电激流的空间分布，而对夜侧极光电激流的影响不明显.

图6 东向电激流(06—18 MLT)和西向电激流(18—06 MLT)的事件数随MLat的分布(a) 06—18 MLT的东向电激流; (b) 18—06 MLT的西向电激流.蓝线代表北半球的极光电激流，红线代表南半球的极光电激流，星号代表12个AE台站的MLat位置.Fig.6 Event number of the eastward electrojet (06—18 MLT) and westward electrojet (18—06 MLT) as a function of magnetic latitude(a) and (b) are eastward electrojet (06—18 MLT) and westward electrojet (18—06 MLT) in the Northern and Southern Hemisphere. The blue line represents the auroral electrojet in the Northern Hemisphere, and the red line represents the auroral electrojet in the Southern Hemisphere, and the asterisks represent the magnetic latitude of 12 AE stations.

4 结论

本文通过对CHAMP卫星高精度的标量磁场数据反演得出极光电激流，并据此研究了不同地方时扇区的日照和地球偶极倾角对极光电激流密度的影响，分析了极光电激流密度随季节和地方时的变化特征，并与极光活动指数的季节和世界时变化进行了比较.主要发现总结如下：

(1)白天时段极光电激流密度主要受太阳辐射的控制，当太阳天顶角(SZA)较小时，极光电激流较强.而夜间较强的极光电激流倾向于在较大的SZA中发生，这主要是由于亚暴的影响，亚暴在无日照条件下发生得更频繁.地球偶极倾角对极光电激流的影响不大.

(2)东向电激流密度夏季比冬季大，其来源是太阳辐射.太阳辐射和亚暴沉降粒子的共同作用，使东向电激流在两至点增强.在04—18 MLT，夏季西向电激流明显强于冬季，而在18—04 MLT，冬季西向电激流明显强于夏季，这与亚暴过程有关.在07—19 MLT中，西向电激流在两至点增强，而在19—07 MLT中，西向电激流在两分点增强，这是太阳辐射和亚暴的共同作用导致的.

(3)卫星测量的西向电激流与AL、SML指数相关性较好.东向电激流与SMU指数相似，但与AU指数有较大差异，这可能是由于东向电激流峰值位于AE台站的探测范围之外.

致谢感谢德国地学研究中心提供的CAHMP卫星磁场数据，数据可从网站http:∥doi.org/10.5880/GFZ.2.3.2019.004.获取.感谢J. W. Gjerloev和P. T. Newell提供的SME指数.感谢OMNI网站(https:∥omniweb.gsfc.nasa.gov)提供的太阳风行星际磁场和AE地磁活动指数.感谢国家自然科学基金(41974182)和中央高校基本科研专项基金(2042021kf0208)资助.