磁正午附近極光強度與沉降粒子能量關系的參數模型

邢贊揚，楊惠根，吳振森，胡澤駿，劉俊明，張清和，胡紅橋

1西安電子科技大學理學院，西安 710071

2中國極地研究中心國家海洋局極地科學重點實驗室，上海 200136

1 引 言

極光是由磁層各種區(qū)域的不同能量的粒子在磁力線的引導下與極區(qū)電離層高度的高層大氣碰撞，產生能量躍遷，激發(fā)出光子的發(fā)光現象.絢爛多彩的極光能夠反映沉降粒子的磁層源區(qū)以及地球極區(qū)高空大氣的空間結構等重要信息，通過對極光典型譜線（如427.8nm，557.7nm和630.0nm等）的同時觀測，比較不同譜線極光強弱，可以加深對磁層源區(qū)中各邊界層動力學過程對應的沉降粒子的特征以及極光在電離層中激發(fā)、輻射及其湮滅過程的理解，對深入研究日地空間環(huán)境以及空間天氣過程的變換規(guī)律具有重要意義［1－5］.

許多學者利用測量的不同光譜的極光發(fā)光強度和強度比值來診斷極光沉降粒子的能量特征［6－16］.早期的地面掃描光度計、衛(wèi)星以及飛機飛行試驗的觀測都研究了不同波段的極光發(fā)光強度比與特定波段 極 光 發(fā) 光 強 度 之 間 的 關 系［7，14－15，17］.Eather 和Mende［7］利用36次的極區(qū)飛行試驗獲得的數據，系統(tǒng)分析了427.8nm，557.7nm、630.0nm極光強度和I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比的變化關系以及它們與沉降電子能通量和特征能量的關系，結果表明I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比反映了極光沉降電子的特征能量.后來更多的研究表明不同波段的極光強度比與入射電子的平均能量之間也存在相似 的 函 數 關 系［8，10－11，16－17］.Rees 和 Roble［10］以 及Christensen等［11］提出427.8nm 波段的極光強度可以估算沉降電子的能通量，而630.0nm／427.8nm的極光強度比可用來估算沉降粒子的平均能量.由于此前研究極光強度與能量參數之間關系時的數據量較少且存在模型初始輸入誤差的不確定性，本文采用更大的數據集進一步驗證極光強度與極光沉降粒子能量特征之間的關系，并推演出具體模型參數信息.

極軌衛(wèi)星的觀測表明磁正午附近的極光粒子沉降存在軟粒子沉降區(qū)（發(fā)生在極隙區(qū)附近）和硬粒子沉降區(qū)（發(fā)生在相對較低緯度上）［18］.然而，極軌衛(wèi)星（如DMSP衛(wèi)星）只能獲得直接經過時采樣的沉降粒子的能譜數據，有限信息較少且在磁地方時的覆蓋與分辨率上受到衛(wèi)星軌道的限制.Yang等［19］利用南極中山站的全天空攝像機發(fā)現了磁正午附近的冕狀極光，它具有明顯的射線結構并且630.0nm極光占主導，主要由軟電子沉降引起.Hu等［2］利用北極黃河站的全天空成像儀的極光數據，對日側極光進行綜觀統(tǒng)計研究，發(fā)現磁正午附近存在630.0nm極光發(fā)光占主導而557.7nm極光發(fā)光間斷的“正午間隙區(qū)”（midday gap），而午后極光存在“熱點”區(qū)（hot spot）.由于磁正午附近不同磁地方時的極光沉降粒子的磁層源區(qū)不同，而且磁正午附近的粒子探測也較少，因此利用地面極光數據反演磁正午附近的粒子沉降特征就非常必要.

本文中我們利用北極黃河站磁正午附近（10—14MLT）的三波段（427.8nm，557.7nm和630.0nm）單色極光全天空CCD成像儀（ASI）的高分辨率的地面極光觀測數據，結合DMSP衛(wèi)星實測的沉降電子能譜數據，對磁正午附近的極光強度與粒子沉降能量特征之間的關系進行定量研究，以期建立適合黃河站觀測系統(tǒng)的較為理想的半經驗半物理的沉降電子平均能量和能通量的反演方法，可以為空間天氣的監(jiān)測和預報服務，具有重要的實際應用價值.

2 儀器及數據

中國黃河站位于北極斯瓦爾巴特群島新奧爾松地區(qū)（地理緯度為78.92°N，經度為11.93°E），是世界上能夠開展冬季日側極光觀測的少數臺站之一，修正地磁緯度是76.24°MLAT，日側時正好處于極光卵的極隙區(qū)緯度，是研究磁層頂邊界層及其動力學物理過程的理想場所.自2003年11月底，在黃河站安裝了三臺先進的配置相同的極光 ASI［2，20－22］，對極光427.8nm，557.7nm和630.0nm三個特征譜線進行同時觀測，連續(xù)測量極光的譜線強度的二維空間分布及其高分辨率時間演化特征（時間分辨率為10s），提供了研究日側極光粒子沉降特征的基礎.不同波段的極光由于其激發(fā)機制不同，引起發(fā)光的峰值高度不同（將在討論中詳述），文中分別選取日側極光630.0nm的發(fā)光高度為220km，而427.8nm的發(fā)光高度為120km［23］.本文利用北極黃河站的極光ASI從2003年12月到2009年2月共6年的冬季觀測，選取磁正午前后2個小時（10—14MLT）時間段內的天氣晴好，無日光干擾的極光觀測數據.

DMSP（Defense Meteorological Satellite Program）衛(wèi)星是美國國防部自1965年1月開始發(fā)射的一系列極軌氣象衛(wèi)星的統(tǒng)稱.此類極軌衛(wèi)星幾乎每2年發(fā)射一顆新的，命名依次為DMSP＿F1—F17，該系列衛(wèi)星的傾角大約96°，運行在高度約830km的太陽同步軌道，周期約101min.DMSP衛(wèi)星上的沉降離子和電子探測儀（SSJ／4）［24］可探測能量范圍在32eV～30keV的沉降電子和離子的能譜特征，結合地面極光光學觀測和同時的DMSP衛(wèi)星沉降粒子探測，可以獲得極光粒子沉降特征.本文主要是利用F13—F17這5顆衛(wèi)星的SSJ／4測量的沉降電子的能通量和平均能量信息，數據源于霍普金斯大學應用 物 理 實 驗 室 的 JHU／APL 網 站 http：／／sdwww.jhuapl.edu／Aurora／data／data＿step1.cgi.

3 反演方法

本文中的極光沉降粒子主要指沉降電子，根據目前已經基本清晰的不同波段極光強度與沉降電子的能量特征的關系，反演參數模型設計為含有兩個待確定參數的冪函數.具體關系如下：427.8nm波段極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量之間的關系模型為公式（1），其中F為沉降電子的能通量，A1為轉換系數，I為427.8nm波段極光發(fā)光強度，B1為無量綱的數據.相應地，630.0nm／427.8nm 的極光強度比與平均能量的關系模型為公式（2），其中E為沉降電子的平均能量，I1和I2分別為630.0nm和427.8nm的極光發(fā)光強度，A2和B2分別與A1和B1類似.

本文采用兩個數據集，一個是2003—2009年的地面極光ASI獲得的極光圖像數據.另一個是穿越ASI視野范圍對應的DMSP衛(wèi)星采集的粒子沉降數據.沉降粒子能量反演模型需要根據現有的大量的數據信息確定極光強度與能量特征變換中的參數信息，即確定A1、A2、B1和B2四個參數.一旦確定系數，就可以極光強度信息估計當地的沉降粒子的能量特征.本文中選取了磁正午前后2個小時（10—14MLT）時間段，不同磁地方時區(qū)間的樣本數分別為1209（10—11MLT），3006（11—12MLT），3592（12—13MLT）和3473（13—14MLT），詳細研究磁正午附近不同時區(qū)內極光強度與粒子沉降能量的定量關系.

極光ASI采集的圖像提供了相應像素點的位置和時間信息，因此，可以根據DMSP衛(wèi)星上的粒子探測儀提供位置和時間信息確定對應的ASI圖像上極光的發(fā)光強度信息，然后確定DMSP衛(wèi)星穿越時的粒子沉降信息.具體處理過程如下：首先，極光數據預處理.極光強度需要去除背景暗電流，并進行由于視線范阿倫效應產生的強度修正，獲得極光發(fā)光的絕對強度［25］；其次，根據96天的極光觀測時間以及DMSP衛(wèi)星穿越黃河站極光觀測視野的軌跡，選取較好的穿越天頂附近（天頂角小于60°）的聯(lián)合觀測時段；再次，根據高度修正地磁坐標系（AACGM）將不同波段的ASI圖像投影到其對應的發(fā)光高度上獲得ASI圖像點的地磁緯度、地磁經度、時間和發(fā)光強度信息；尋找對應的DMSP軌跡點和不同波段ASI對應像素點的極光強度信息，相鄰幀極光圖像像素值采用線性插值，計算出相同或近似地磁經緯度對應的像素點的極光強度.最后，匹配極光發(fā)光強度以及極光發(fā)光強度比與DMSP衛(wèi)星測量的沉降電子的能通量和平均能量.為方便計，統(tǒng)計研究427.8nm波段極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量的關系以及630.0nm／427.8nm的極光強度比與平均能量的關系時，相應數據均采用對數值，并經過等間隔分割取均值，采用最小二乘法擬合，獲得磁正午附近極光強度與粒子沉降之間的定量關系.

4 統(tǒng)計結果與討論

4.1 磁正午附近427.8nm與630.0nm極光強度的關系

圖1給出了磁正午附近不同MLT時區(qū)的427.8nm與630.0nm極光發(fā)光強度的關系.極光發(fā)光強度的單位為瑞利（R），圖中為千瑞利（kR）.從圖中可以看出，在磁正午附近（如10—11MLT和11—12MLT）主要以630.0nm的極光發(fā)光為主，而427.8nm極光的發(fā)光強度較弱，這可以解釋為源于磁鞘的低能電子沿著磁力線能映射到低緯邊界層（LLBL）或者極隙區(qū)（Cusp）區(qū)域［26］.在12—13MLT，427.8nm和630.0nm的極光強度均有增加，主要以軟電子沉降為主，此時輻射型冕狀極光占主導，對應著Hu等［2］提出的R區(qū)域，可能對應Cusp或開放LLBL的極區(qū)電離層投影區(qū)域.然而，在13—14MLT，427.8nm極光的發(fā)光強度增加明顯，此時磁層源區(qū)的動力學過程復雜，極光活動性增強，沉降電子可能經過加速過程具有較高的平均能量，激發(fā)出427.8nm極光.不同能量的電子沉降到電離層的高度不同，從而激發(fā)不同波段的極光.427.8nm極光的激發(fā)屬于N2＋的第一負帶系統(tǒng)，是由較高能量的粒子沉降到電離層E層引起的，可作為電離過程的指示器.而630.0波長的“紅線”產生于氧原子1D態(tài)向基態(tài)的躍遷，對低能粒子沉降很敏感［27］.文中選取630.0nm極光的峰值發(fā)光高度為220km，這是因為低能的沉降電子的碰撞截面大，容易在高空損失能量，而630.0nm極光的O（1D）亞穩(wěn)態(tài)的持續(xù)時間是110s，在低空時碰撞頻率高導致激發(fā)的氧原子去激發(fā)，不易產生極光，所以630.0nm極光的發(fā)光高度一般在200km以上.然而，激發(fā)427.8nm極光是較高能量的沉降電子，這是因為高能沉降電子的碰撞截面小，在高空時的碰撞機會就少，只有到達低空（120km），大氣成分密度增加，碰撞增加，電子損失能量，容易導致N＋2（1NG）的激發(fā)，即產生427.8nm譜線的極光，文中選取其極光峰值發(fā)光高度為120km.

圖1 黃河站磁正午附近不同時區(qū)的427.8nm與630.0nm極光強度的關系Fig.1 Relation of auroral intensities of 427.8nm and 630.0nm emissions observed at YRS near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.2 磁正午附近I（630.0nm）／I（427.8nm）與I（427.8nm）的關系

圖2給出了磁正午附近不同MLT時區(qū)的630.0nm／427.8nm極 光 強 度 比 （I（630.0nm）／I（427.8nm））與427.8nm 極光強度（I（427.8nm））之間的關系，其中不同MLT時區(qū)內二者的相關系數R也標示在每幅子圖右下角.從圖中可以看出，I（630.0nm）／I（427.8nm）與I（427.8nm）之間存在明顯的反相關關系，這與早期的觀測研究的結果非常吻合.值得注意的是，在10—11MLT和11—12MLT，427.8nm的極光強度較小，并且I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比絕大多數大于2，說明該區(qū)域內是軟電子沉降（＜500eV）為主.在12—13MLT存在部分I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比小于2甚至小于1的電子沉降，說明此時存在部分較高能量的電子沉降，但仍然以軟電子沉降為主.然而，在13—14MLT，427.8nm 的極光強度顯著增加，而強度比有所降低，說明沉降電子正逐漸變硬，即引起較高能量的電子沉降.這些統(tǒng)計結果與Yang等［19］和 Hu等［2］的綜觀結果以及粒子探測結果有很好的一致性.

圖2 黃河站磁正午附近不同時區(qū)的630.0nm／427.8nm強度比與427.8nm強度的關系Fig.2 Relation of the I（630.0nm）／I（427.8nm）ratio and the intensity of 427.8nm observed at YRS near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.3 I（427.8nm）與沉降電子的能通量的關系

根據I（427.8nm）與沉降電子的能通量的關系［11］及假設的參數模型公式（1），圖3給出了磁正午附近不同 MLT時區(qū)的I（427.8nm）與DMSP衛(wèi)星探測的沉降電子的能通量（F）的關系.其中相應數據均采用對數值，此時為線性關系，其相關系數R也標示在每幅子圖左下角.公式（3）給出了不同MLT時區(qū)內的427.8nm極光強度與沉降電子能通量關系的參數模型公式，其中F為沉降電子的能通量，其單位為erg·cm－2·s－1，I為427.8nm極光強度，其單位為瑞利（R）.

從圖3以及公式（3）中可以看出，在磁正午附近不同MLT時區(qū)中，I（427.8nm）與沉降電子的能通量F都是正相關的關系，擬合效果較好.一般而言，極光發(fā)光強度大意味著沉降電子的能通量大，而427.8nm譜線的極光發(fā)光強度更能體現沉降電子的能通量特征［11，16］.另外，不同 MLT時區(qū)的擬合參數不同，這是由于各個扇區(qū)的極光活動性以及粒子沉降特征的不同.磁正午附近的極光粒子沉降主要包括準直沉降和“倒V”沉降.準直沉降是日側冕狀極光的電子能譜特征，主要表征為：沉降電子的平均能量小于400eV，并且在電子能譜中經常出現“釘狀”的能譜結構（結構內的各能級的沉降電子通量相近），該能譜結構的沉降電子主要來源于有大量磁鞘軟粒子注入的LLBL或者Cusp區(qū)域［26］.在10—11MLT、11—12MLT，主要是帷幔狀日側冕狀極光，二波段的極光發(fā)光均較弱，各能級沉降電子通量相近，因此利用427.8nm極光強度反演沉降電子的能通量，擬合效果較好.而在12—13MLT的極光以輻射型冕狀極光為主，極光在557.7nm和427.8nm波長上的激發(fā)強度弱，但是具有強的630.0nm極光激發(fā)，對應 Hu等［2］提出的R區(qū)域，使得利用427.8nm的極光強度比反演沉降電子的能通量，效果不是很好.而在13—14MLT的極光弧主要為“倒V”沉降，其沉降電子的平均能量較高，沉降電子能譜表現為“倒V”結構（結構內沉降電子通量主要集中在高能級段），它主要是由平行電場形成的“V型”電場結構加速沉降電子而形成的［28］.此區(qū)域內的沉降電子經過加速過程具有較高的平均能量，從而主要激發(fā)出427.8nm極光，利用427.8nm的極光強度比反演沉降電子的能通量，效果較好.

圖3 磁正午附近不同時區(qū)的427.8nm的極光強度與沉降電子能通量的關系Fig.3 Relation of auroral intensity of 427.8nm and the total energy flux of electron precipitation near magnetic noon at different magnetic local time intervals

4.4 I（630.0nm）／I（427.8nm）與沉降電子平均能量之間的關系

根據I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比與沉降電子的能通量的關系［11］及假設的參數模型公式（2），圖4給出了磁正午附近不同 MLT時區(qū)的I（630.0nm）／I（427.8nm）與DMSP衛(wèi)星探測的沉降電子的平均能量的關系.其中相應數據均采用對數值，此時為線性關系，其相關系數R也標示在每幅子圖左下角.公式（4）給出了不同MLT時區(qū)內的I（630.0nm）／I（427.8nm）極光強度比與沉降電子平均能量關系的參數模型公式，其中E為沉降電子平均能量，其單位為eV，M 為I（630.0nm）／I（427.8nm），無量綱.

從圖4以及公式（4）中可以看出，在磁正午附近不同 MLT時區(qū)中，I（630.0nm）／I（427.8nm）與E都是負相關的關系.這是因為平均能量較高的電子能夠沉降到更低的大氣層中，更容易激發(fā)427.8nm譜線的極光，導致I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比下降，這種沉降電子的穿透物理過程解釋了I（630.0nm）／I（427.8nm）強度比隨著沉降電子的平均能量（E）的增加而降低［11，16］.在10—11MLT、11—12MLT主要是日側冕狀極光，其主要為源于磁鞘的軟電子（E＜400eV）的準直沉降，由于該區(qū)域內的沉降電子通量相近，因此利用公式（2）來估算沉降電子的平均能量擬合效果不是很好.而在午后的極光主要是極光弧，沉降電子的平均能量較高，約為1keV或更大，并且沉降電子能譜為“倒V”沉降，電子沉降經過加速過程［28］后具有較高的平均能量.Christensen等［11］曾基于經過場向電場加速電子沉降產生極光的理論，利用極光強度的觀測反演公式（2）中的關系模型，結果與該極光理論非常一致.因此在13—14MLT區(qū)域，利用630.0nm／427.8nm的極光強度比反演沉降電子的平均能量，擬合的效果較好.

圖4 磁正午附近不同時區(qū)的630.0nm／427.8nm強度比與沉降電子的平均能量的關系Fig.4 Relation of the I（630.0nm）／I（427.8nm）ratio and the average energy of electron precipitation near magnetic noon at different magnetic local time intervals

5 結 論

本文利用6年的北極黃河站的極光ASI的觀測數據并選取穿越黃河站極光ASI觀測視野內的DMSP衛(wèi)星探測的沉降粒子數據，統(tǒng)計研究了磁正午附近不同MLT時區(qū)的極光強度與粒子沉降能量特征之間的定量關系.統(tǒng)計結果表明，10—13MLT的粒子沉降以軟粒子沉降為主，630.0nm極光發(fā)光占主導，而在13—14MLT時區(qū)，427.8nm的極光強度增加，而630.0nm／427.8nm極光強度比有所降低，表明沉降粒子的平均能量較高.特別地，630.0nm／427.8nm極光強度比與427.8nm極光發(fā)光強度之間存在反相關的關系.利用427.8nm極光發(fā)光強度與沉降電子的能通量以及630.0nm／427.8nm強度比值與沉降電子的平均能量之間的函數關系，初步建立了北極黃河站觀測系統(tǒng)在磁正午附近的極光強度與沉降粒子能量關系的參數反演模型，參見公式（3）和公式（4）.利用該模型可以研究ASI視野范圍內的沉降電子的能量信息，而不僅僅是粒子探測衛(wèi)星軌道上的沉降粒子能量信息，探測空間將大大擴充，將來可以應用于空間天氣監(jiān)測以及空間天氣預報等領域.

致謝感謝中國極地研究中心極地大氣與空間物理學研究室課題組對本研究的支持和幫助；感謝中國北極黃河站歷次科學考察隊科考隊員們的辛勤的數據采集工作；感謝霍普金斯大學應用物理實驗室提供DMSP粒子數據.感謝審稿人和編輯的寶貴意見.

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