喉区极光模型再考

韩德胜，邱荟璇，石 润

同济大学海洋与地球科学学院 海洋地质国家重点实验室，上海 200092

0 引言

极光是太阳风—磁层相互作用的结果.地球上的极光可分为分立极光与弥散极光两类，立足我国北极黄河站自主极光观测，Han 等（2015）完成了针对日侧弥散极光的系统研究，发现磁正午附近的弥散极光与分立极光存在密切相互作用，提出了利用这两类极光的相互作用研究磁层顶内外耦合的新方法，并在此基础上发现了一种与弥散极光密切相关的特殊分立极光结构.由于这种极光结构常发生在电离层对流喉区附近，因此将其命名为“喉区极光”.

随后，针对喉区极光展开系统性研究，获取了系列观测特征，并证实它们对应日侧磁层顶上频发的、空间尺度可观的凹陷结构（Han et al.,2017）.系列研究表明喉区极光伴随明显的磁层顶重联特征（Chen et al.,2017; Han et al.,2019; Feng et al.,2020），由此推测与喉区极光对应的磁层顶凹陷可能是由一种在局地向磁层内部深入发展的特殊磁重联产生.但是，如何产生这种特殊磁重联成为一个新问题.统计研究表明喉区极光的产生既与沿对流分布的条带状弥散极光有关，又与径向行星际磁场有关（Han et al.,2017）.为了系统性解释全部观测结果，本文对前期建立的一个喉区极光概念模型进行了更新.新模型依然认为电离层局地电导率变化可能会对喉区极光的产生发挥关键作用，但是对磁鞘高速流在其中可能发挥的作用进行了重新思考.本文将在概要介绍喉区极光典型观测特征基础上，对新模型细节给出详细阐述.同时也将总结模型中存在的若干尚未解决的关键科学问题.

1 弥散极光与分立极光

向日侧的磁层结构如图1a 所示，由外向内依次包括：磁鞘区、磁层顶、低纬边界层、极隙区、磁幔区等区域.在这些区域发生的物理过程会沿磁力线投射到极区，形成对应的特征区域（如图1b所示），并常伴随产生极光现象（Newell and Meng,1992; Newell et al.,2004）.基于地面光学观测，人们把极光分为分立极光和弥散极光两大类.它们在光学形态和物理特性上都有明显的不同.在光学形态上，分立极光在成像观测中具有非常清晰的边界，发生在极光卵高纬区域；而弥散极光在形态上常常呈现为模糊一片，发生在极光卵的低纬区域.这两种极光在成像观测中非常容易辨识（如图1c 所示）.

图1 （a）磁层结构；（b）日侧磁层结构在电离层投影；（c）磁正午附近观测到的极光示例.CPS：中心等离子体片Fig.1 (a) Structures of the magnetosphere;(b) The regions of the dayside magnetosphere mapping to the ionosphere;(c) Optical auroras observed near magnetic local noon

弥散极光的产生过程大致可以理解为：中心等离子体片中的热电子在由午夜向晨侧漂移过程中，经波粒相互作用被散射进入损失锥后产生（Ni et al.,2016）.因此，无论在日侧还是在夜侧，弥散极光都是由处于闭合磁力线区的粒子沉降产生，对应磁层内部过程.

分立极光在不同的地方时对应的物理过程有所不同.磁正午附近的分立极光由磁鞘（磁层外部）粒子沉降产生，对应磁层顶磁力线由闭合到打开的过程，处于开放磁力线（Lockwood,1997; Mende et al.,2016）.而夜侧的分立极光则大体可以理解为是在磁力线由开放变为闭合过程中产生的.

借助观测优势，经过多年研究，挪威科学家（Sandholt et al.,1998）将日侧极光分为7 类，其中6 类是对应不同地方时和太阳风条件出现的分立极光，另一类为弥散极光.由于分立极光与弥散极光对应不同的空间物理过程，以往的这些研究对这两类极光都是分别对待，极少关注它们之间的相互作用.

最近，Han 等（2015,2016）发现：磁正午附近的弥散极光和分立极光之间存在着非常普遍的相互耦合过程.这意味着可以通过这两类极光之间的相互作用来研究磁层顶附近的内、外耦合过程，是一个重要的研究新方向.

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2 条带状弥散极光

虽然人们很早就注意到在日侧也存在弥散极光（Sandholt et al.,1998; Newell et al.,2004），但由于在地面开展日侧极光观测相对困难，针对日侧弥散极光的研究一直非常有限.我国北极黄河站和美国南极极点站是少有的几个适合开展日侧极光观测的站点.利用黄河站连续多年的自主观测，Han 等（2015）首次完成了针对日侧弥散极光的系统性研究，对日侧弥散极光进行了详细的分类和统计，并对所有观测结果给出了合理的解释.在这项工作中，有两点新发现尤为重要.一是首次发现在磁正午附近存在一种沿电离层对流方向分布的条带状弥散极光；二是发现了一种与弥散极光密切相关的特殊分立极光结构——“喉区极光”（图2）.

图2 （a）在磁正午附近观测到的条带状弥散极光示例；（b）与条带状弥散极光密切相关的喉区极光典型；（c）条带状弥散极光与喉区极光可能对应的磁层结构Fig.2 (a) An example of stripy diffuse aurora observed near magnetic local noon;(b) An example of stripy diffuse aurora interaction with discrete auroral oval.A 'throat aurora' is observed;(c) Implications of the stripy diffuse aurora and the throat aurora observed on the ground

Han 等（2015）将日侧弥散极光分为“有结构”和“无结构”两大类.有结构弥散极光又包括条带状、块状和不规则状三种形态.重要的是，Han 等（2015）发现磁正午附近的条带状弥散极光呈南北走向、大致沿电离层对流方向分布.无论从理论（Demekhov and Yu,1994）还是观测上（Nishimura et al.,2013），以往研究都表明结构性弥散极光对应磁层中的冷等离子体结构.那么，沿南北向分布的条带状弥散极光就意味着在日侧外磁层中存在着沿径向分布的楔形冷等离子体结构（Han et al.,2015），而发现磁正午附近存在条带状弥散极光的重要性也就体现在这一点.这是因为虽然卫星的就地观测可以探测到外磁层冷等离子体的存在（Chen and Moore,2006; Lee et al.,2015），但即使多颗卫星编组飞行，也很难确定冷等离子体结构在磁层中的立体形态，而这种形态信息对推断它的产生极具启示作用.根据条带状弥散极光沿对流分布这一特征，至少可以推断日侧外磁层中楔形冷等离子体的形成应该与磁层/电离层大尺度对流密切相关.更重要的在于，这些冷等离子体还会参与到太阳风—磁层—电离层耦合过程中，并对该过程产生重要影响，而喉区极光的产生可能就与此密切相关.

3 喉区极光及其观测特征

喉区极光是一种与弥散极光密切相关的分立极光.最初，Han 等（2015）发现，在有条带状弥散极光与分立极光卵接触的情况下，常会沿条带状弥散极光出现一条南北走向的分立极光结构（图2）.由于这种极光结构只出现在电离层对流喉区附近，又大致沿对流方向分布，因此将其命名为“喉区极光”.

在磁正午附近，分立极光的沉降粒子都来源于磁鞘（Mende et al.,2016），对应开放磁力线区（Lockwood,1997）.一个普遍接受的观点认为：磁正午附近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（Moen et al.,1998）.同时，传统上认为磁正午极光卵的赤道侧边界是大致平滑的（如图3a 所示）.喉区极光是发生在正午附近的分立极光，又具有非常明显的从分立极光卵赤道向边界向低纬延伸的特征（如图3b 所示），因此，根据磁力线映射关系推测它应该对应磁层顶上一个局地的凹陷式变形（如图2c 所示）.如果磁层顶上确实存在这种可以通过喉区极光来追踪的凹陷式变形，这无疑是一个重要的新发现，因为这一方面打破了我们通常认为的日下点附近的磁层顶是一个大致平滑边界的传统认识，另一方面将使我们可以通过地面极光观测来推断、反演一些尚未揭示的太阳风—磁层—电离层耦合过程.而随后的研究表明这种推断是正确的.

图3 （a）通常情况下极光卵示意图；（b）地面全天空相机观测到的喉区极光；（c）根据地面观测推测所得的带有喉区极光的极光卵形态示意图；（d）DMSP 卫星观测到的带喉区极光的极光卵Fig.3 (a) Discrete auroral oval in general;(b) Throat auroras observed by all-sky camera on the ground;(c) A auroral oval with throat aurora that is inferred from ground-based observations;(d) Throat auroras observed by the DMSP satellite

系列研究表明，喉区极光具有如下观测特征：

（1）喉区极光对应磁层顶凹陷式变形

DMSP 卫星可以提供极光沉降粒子的能谱特征，由此可以推断粒子源区特性.利用DMSP 与地面协同观测，Han 等（2016）发现当卫星穿过喉区极光时观测到磁鞘（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，表明喉区极光可能对应磁层顶凹陷式变形.随后，Han 等（2018）发现MMS 卫星观测到的磁层顶瞬态事件与地面喉区极光事件一一对应，这被认为是喉区极光对应磁层顶凹陷式变形的直接观测证明.

（2）喉区极光伴随明显磁重联特征

极向运动极光结构（PMAF）被认为是磁层顶重联的典型地面特征.Chen 等（2017）注意到喉区极光总是依次包含点亮、PMAF、变暗三个过程，提供了喉区极光伴随磁重联过程的光学观测证据.其后，针对喉区极光，Han 等（2019）利用欧洲非相干散射雷达与地面极光协同观测实验获得了清晰的磁重联观测特征；Feng 等（2020）利用地磁观测证明喉区极光具有明显的南北半球共轭效应.这些研究明确表明喉区极光伴随磁层顶重联过程，由此推断与喉区极光对应的磁层顶凹陷结构可能是由一种特殊的磁重联过程所致.

（3）喉区极光沿对流分布，且与沿对流分布的弥散极光密切相关

喉区极光的发生与条带状弥散极光密切相关，而且沿对流方向分布（Han et al.,2015,2017），而弥散极光和对流都是磁层内部发生的过程，由此推测：喉区极光的产生可能受磁层内部因素影响（Han et al.,2017）.此外，利用DMSP 卫星上搭载的SSUSI 极光光谱成像仪，Zhou 等（2020）首次获得了全球视野下的喉区极光观测，完美验证了前期基于地面观测所做的喉区极光形态推测.如图3d所示的典型事件清晰表明喉区极光的走向也是沿电离层对流方向分布的.

（4）喉区极光发生率与IMF 锥角相关

Han 等（2017）统计发现喉区极光发生率与行星际磁场（Interplanetary Magnetic Field,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发生率的统计结果（Plaschke et al.,2013）非常相似.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1～2RE（Plaschke et al.,2016），它伴随的动压比磁鞘背景动压高出3～10 倍，它可以冲击磁层顶引起系列磁层响应（Plaschke et al.,2016）.因此，Han 等（2017）认为磁层外部因素对喉区极光的产生也有重要影响，而这个外部因素最可能就是磁鞘高速流.

磁鞘高速流被认为是在磁鞘中产生的一种瞬态过程（Hietala et al.,2009; Hao et al.,2016），如果它可以引起磁层顶大尺度变形从而产生喉区极光，那说明在磁鞘中局地产生（而不是存在于太阳风中）的扰动过程也会对太阳风—磁层耦合具有重要作用.

4 喉区极光概念模型再考

上述观测可以概括为：喉区极光是一种发生在电离层对流喉区附近、沿对流分布的分立极光，它与磁正午附近沿对流分布的条带状弥散极光密切相关；喉区极光对应磁层顶上的凹陷结构，伴随着明显磁重联特征；其发生率与IMF 锥角存在明显相关性.

鉴于喉区极光与弥散极光密切相关、沿对流分布，而弥散极光与对流都是磁层内部过程，由此推断喉区极光及其对应的磁层顶凹陷结构的产生可能受磁层内部因素影响.同时，发生率与IMF 锥角相关又表明喉区极光的产生可能受磁层外部因素的影响，而这个外部因素可能是磁鞘高速流（Han et al.,2017）.为了系统性解释这些观测结果，Han（2019）建立了一个喉区极光概念模型.模型认为弥散极光可以将磁层内、外因素与喉区极光联系起来，而磁层内部因素影响磁层顶重联是产生磁层顶凹陷的关键.具体来讲，模型认为：磁正午附近弥散极光的产生可受内、外因素影响；伴随弥散极光的粒子沉降会导致局地电离层电导率增加，从而引发一个电离层极化电场Ep（Pudovkin,1974）；该电场沿闭合磁力线映射到磁层，会影响磁层顶重联使其向磁层内发展，从而产生磁层顶凹陷结构，对应产生喉区极光.简而言之，Han（2019）模型认为磁层外部因素（磁鞘高速流）是通过引发磁层内部弥散极光增强（Wang et al.,2018）来影响整个喉区极光产生过程的.

本文在上述模型基础上给出喉区极光修正模型.修正模型仍然认为电离层效应（磁层内部因素）影响磁层顶重联是产生喉区极光的关键，只是对磁鞘高速流（外部因素）在整个过程中所发挥的作用进行了重新思考.修正模型主要包含以下内容：

（1）沿对流分布的条带状弥散极光产生机理

产生弥散极光的源粒子都是来源于中心等离子体片的热电子.理论研究表明（Demekhov and Yu,1994），当这些热电子从夜侧向日侧漂移过程中如果遇到磁层中存在有冷等离子体结构，那么在该冷等离子体区域内会有更多的热电子参与到波粒相互作用中，从而被散射进入损失锥产生增强的弥散极光.因此，按照磁力线映射关系，磁正午附近沿对流分布的条带状弥散极光就应该对应日侧外磁层中沿对流分布的楔形冷等离子体结构.模型认为形成外磁层沿对流分布的楔形冷等离子体的根本原因在于电离层.在电离层对流将中低纬地区的高密度等离子体向高纬输运过程中会在电离层中形成沿对流分布的条带状等离子体高密度结构；而电离层中的高密度结构会对应产生电离层粒子外流（Zou et al.,2021），从而在日侧外磁层中形成沿对流分布的楔形冷等离子体结构.简而言之，由对流引起的电离层内条带状等离子体高密度结构是形成沿对流分布的条带状弥散极光的根本原因，也是喉区极光模型的关键所在.

除电离层粒子外流，等离子体羽（plasmaspheric plume）也是可能影响磁层条带状弥散极光产生的因素.模型研究表明磁层中存在的冷等离子体结构也可能由等离子体羽演化而来（Wang et al.,2018）.另有观测表明（Foster et al.,2020）电离层中的高密度等离子体结构与等离子体羽状结构存在对应关系，这说明等离子体羽的演化可以通过影响冷等离子体结构从而影响弥散极光的产生.

（2）沿对流分布的喉区极光产生机理

喉区极光是分立极光，对应磁层顶凹陷.在这里既要考虑磁层顶凹陷如何形成，又要考虑这个凹陷为什么会沿对流方向分布，模型认为其中的关键仍然在于由对流引起的电离层内条带状等离子体高密度结构.如Han（2019）所述，条带状高密度等离子体结构的存在会导致局地电离层电导率增加.由于极区电离层中常存在一个东向对流电场，在此电场作用下，在局地高导电率区域的边界上会形成电荷积累，从而会引发一个与背景电场方向相反的西向电离层极化电场Ep（Pudovkin,1974），该电场会沿闭合磁力线映射到磁层（如图4 所示）.此时，如果磁层顶发生磁重联，在Ep×B作用之下会使磁层顶重联向磁层内发展，从而产生磁层顶凹陷结构，对应产生喉区极光.在这里，由于电离层中的条带状高密度结构沿对流分布，所以与之相伴的西向极化电场存在的区域也会是一个沿对流分布的条带状区域.正是这个沿对流分布的条带状电离层极化电场所在区域的走向决定了磁层顶重联发展的方向，从而导致在磁层顶上产生了沿对流分布的凹陷结构（图4）.

图4 基于Han（2019）更新的喉区极光模型示意图.与Han（2019）所述模型相比，本模型认为源于太阳风的扰动对产生喉区极光的重要贡献在于触发太阳风磁力线与磁层最外侧一根磁力线之间发生磁重联Fig.4 A schematic illustration of the revised throat auroral model based on Han (2019).This model suggests that a magnetosheath disturbance may play a role in producing throat aurora by triggering a magnetic reconnection between the IMF and the last closed geomagnetic field line

（3）IMF 锥角在产生喉区极光过程中所起的作用

在如前所述的喉区极光模型中，产生磁层顶凹陷需要同时满足两个条件：（a）磁层顶附近需要存在一个西向极化电场Ep；（b）磁层顶要有重联发生.Han 等（2017）认为在统计结果中所表现出来的喉区极光与IMF 锥角之间的相关性可能主要反映的是磁鞘高速流的作用，而Hietala 等（2018）发现磁鞘高速流可以触发磁层顶重联.因此，修正模型认为磁鞘高速流在产生磁层顶凹陷过程中所发挥的主要作用在于触发磁层最外侧一根闭合磁力线与太阳风磁场发生磁重联，而不是Han（2019）模型所认为的通过激发磁正午附近弥散极光来发挥作用.这也是本文提出的修正喉区极光模型与Han（2019）模型的关键不同之处.在统计结果中，喉区极光的发生率之所以会表现出与IMF 锥角相关，可能正是反映出在有磁鞘高速流作用之下太阳风磁力线更容易与地球磁层最外侧一根闭合磁力线发生磁重联.据此，我们可以推测：当磁层内部条件满足产生喉区极光所需时，任何可以触发IMF 与地球闭合磁力线发生重联的太阳风扰动都可能同时是触发喉区极光产生的原因.当然对于产生喉区极光来说，这种触发作用可能并非是必须的.

5 总结

太阳风—磁层—电离层耦合是一个包含太阳风驱动、磁鞘区缓冲、磁层—电离层响应并反馈的系统性过程.以往观测研究主要聚焦于分析太阳风驱动作用，对磁鞘区内产生的瞬态过程以及磁层内部因素如何影响整个耦合过程的研究明显不足.修正的喉区极光模型系统、综合地考虑了磁层内、外因素对太阳风—磁层—电离层耦合过程的影响，可以解释目前得到的所有喉区极光观测结果.这表明喉区极光可能是研究这一系统性耦合过程的一个极好的切入点和突破口.模型中所提到的电离层对流对等离子体输运形成高密度结构、高密度结构对应高电离层粒子流出、冷等离子体结构对应产生弥散极光、磁鞘高速流触发磁重联等要点都可以在以往研究中找到直接或间接支持，但是作为整个模型的创新点和关键点，电离层电场沿闭合磁力线映射到磁层顶影响磁层顶重联这一假设还有待进一步验证.