強磁暴期間磁尾高速流的多衛(wèi)星聯(lián)合觀測

馬玉端 ，楊俊英，楊 建

（1.北京航空航天大學(xué) 宇航學(xué)院，北京 100191；2.中國極地研究中心 國家海洋局極地科學(xué)重點實驗室，上海 200136）

0 引言

磁暴是一種劇烈的全球性地磁擾動現(xiàn)象，是日地能量耦合鏈中最重要的環(huán)節(jié)。強磁暴對全球地磁場形態(tài)有重大影響，也會嚴重威脅空間飛行器、雷達觀測、電波通信、地面的電力設(shè)備和輸油管道等的安全和正常運行。磁暴期間環(huán)電流增強，地面觀測到磁場水平分量下降。磁暴期間可以有一個甚至多個亞暴發(fā)生，以前研究認為磁暴主相是一連串亞暴連續(xù)發(fā)生的結(jié)果。實際上磁暴與亞暴有著重大區(qū) 別，磁暴主相期間全球中低緯度地磁臺站觀測到地磁場水平分量持續(xù)降低，而這一特點并不是亞暴所必有的。磁暴發(fā)生時必有亞暴，而亞暴發(fā)生時不一定有磁暴。亞暴是太陽風(fēng)-磁層-電離層-高層大氣能量耦合的重要表現(xiàn)。亞暴期間磁尾的磁場位形變化劇烈，向陽面的磁場被拖曳到磁尾，等離子體片變薄。磁層的能量集中并強烈地釋放，在極光橢圓帶內(nèi)表現(xiàn)為極光增亮，同時可能向著赤道面和極區(qū)膨脹，還可能伴隨有增強的西向極光電集流[1]。高速流在磁尾內(nèi)的運動包括地向高速流從中磁尾將能量、質(zhì)量和磁通量運輸?shù)浇盼?，或者是尾向高速流攜帶南向場向著磁尾方向運動，都會對磁暴和亞暴期間整個磁尾內(nèi)的能量存儲、釋放以及磁場位形的變化有重要影響；甚至有人認為是中磁尾的地向高速流攜帶的能量、質(zhì)量和北向磁通量引起了近地磁場的偶極化，進而觸發(fā)了近地亞暴，隨后引起了極光橢圓帶內(nèi)的極光增亮及一系列的亞暴現(xiàn)象。因此對磁暴和亞暴期間高速流的研究至關(guān)重要。

本文根據(jù)IMAGE 衛(wèi)星觀測到的極光增亮，使用運行在中磁尾的CLUSTER 星簇（C1、C3 衛(wèi)星）和運行在近磁尾的DSP-1 衛(wèi)星數(shù)據(jù)，研究了一次強磁暴（Dst 指數(shù)峰值為-148 nT）期間的磁尾高速流事件。

1 觀測衛(wèi)星的運行軌道及搭載儀器

分別于2001年7月和8月實施發(fā)射的歐洲航天局CLUSTER 計劃[2]包括4 顆衛(wèi)星（本文的研究中只使用其中的C1 和C3 這2 顆衛(wèi)星的探測數(shù)據(jù)，另外2 顆衛(wèi)星在該時段無探測數(shù)據(jù)），在空間中構(gòu)成四面體結(jié)構(gòu)，其主要創(chuàng)新是能探測地球空間等離子體環(huán)境的三維中小尺度結(jié)構(gòu)和分辨時間變化。本文使用了C1 和C3 衛(wèi)星上的FGM（flux gate magnetometers）儀器測量到的磁場數(shù)據(jù)[3]，CIS（cluster ion spectrometry）儀器上的HIA（hot ion analysis）儀器測量到的等離子體數(shù)據(jù)[4]。CLUSTER衛(wèi)星軌道的傾角為90°，近地點為-4Re，遠地點為-19.6Re，周期為57 h，衛(wèi)星自旋周期為4 s。圖1中的綠色實線為C1 衛(wèi)星的運行軌道，紫色虛線為C3 衛(wèi)星的運行軌道。

我國分別于2003年12月30日、2004年7月25日實施的“地球空間雙星探測計劃”（double star programme, DSP）與CLUSTER 相配合，第一次形成地球空間的六點探測。雙星計劃包括2 顆衛(wèi)星：近地赤道區(qū)衛(wèi)星（DSP-1）和極區(qū)衛(wèi)星（DSP-2），運行于目前國際上地球空間探測衛(wèi)星尚未覆蓋的近地磁層活動區(qū)。本文使用了DSP-1衛(wèi)星[5]上搭載的FGM 儀器測量到的磁場數(shù)據(jù)[6]和HIA 儀器測量到的等離子體數(shù)據(jù)[7]。DSP-1 衛(wèi)星軌道的傾角為28°，近地點距離地球高度為570 km，遠地點距離地球高度為79 000 km（約13.4Re），衛(wèi)星自旋周期為4 s。 圖1中的黃色實線為DSP衛(wèi)星的運行軌道。

2000年3月實施發(fā)射的美國IMAGE 計劃（image for magnetopause-to-aurora global exploration）[8]主要是對由地磁場控制的含有源于地球和太陽的極度稀薄等離子體的空間區(qū)域進行成像，是第一個全球磁層成像衛(wèi)星。IMAGE 衛(wèi)星的軌道為橢圓極地軌道，遠地點距離地球高度大約為45 922 km（約7.2Re），近地點距離地球高度為1000 km。圖1中的紅色實線為IMAGE 衛(wèi)星的運行軌道。

從衛(wèi)星運行軌道來看，DSP-1 大多數(shù)時候運行在靠近地球的區(qū)域，CLUSTER 的2 顆衛(wèi)星C1 和C3 運行在遠離地球或者偏離日地連線的磁尾處，利于在不同位置處觀測磁尾高速流。IMAGE 衛(wèi)星主要用來監(jiān)視地磁活動期間極區(qū)電離層內(nèi)與磁尾高速流密切相關(guān)的極光變化。

圖1 磁暴期間衛(wèi)星在GSM 坐標系下xz 面的運行軌道Fig.1 Orbits of the satellites in xz plane of the GSM coordinate during a storm

2 強磁暴期間的地磁觀測

2.1 地磁指數(shù)

磁暴造成的地磁場擾動在全球同時開始、同步變化，但仍有明顯的經(jīng)度差異。為了從總體上描述磁暴的時間演化，圖2(a)給出了強磁暴[9]發(fā)生時，地磁臺站處理后的描述暴時變化的Dst 指數(shù)。此強磁暴發(fā)生在2004年7月24—27日，有比較小的磁暴急始Dst 為15 nT（7月24日觀測），Dst 最小值為-148 nT（7月25日觀測）。亞暴期間，整個高緯度地區(qū)，特別是極光帶，磁場同時發(fā)生劇烈的擾動，磁擾動的幅度和方向隨著經(jīng)緯度變化。圖2(b)給了磁暴期間地磁臺站處理后的描述亞暴變化的AE 指數(shù)，多數(shù)峰值超過500 nT，有的甚至接近2000 nT。

圖2 地磁臺站觀測到的Dst 指數(shù)和5 min 滑動 平均的AE 指數(shù)Fig.2 Dst and AE indexes moving averaged in five minutes observed by geomagnetic ground stations

2.2 磁暴期間的孤立亞暴

磁暴期間，描述亞暴變化的AE 指數(shù)明顯增強表明有多個亞暴發(fā)生，而亞暴最為顯著的表現(xiàn)是極光活動明顯增強。根據(jù)IMAGE 衛(wèi)星的極光觀測，磁暴期間共觀測到14 個孤立亞暴[10]。表1給出了這14 個孤立亞暴發(fā)生時，極光突然增亮的日期及時刻，對應(yīng)著孤立亞暴膨脹相的起始時間。

表1 IMAGE 衛(wèi)星觀測到的極光增亮?xí)r間Table 1 Time of the aurora breakup observed by IMAGE satellite

3 地球磁尾觀測

磁暴和亞暴期間使地磁場發(fā)生強烈擾動的能量，一種是來源于太陽風(fēng)的直接驅(qū)動，另一種是來自驅(qū)動過程儲存在磁層內(nèi)的能量。磁層內(nèi)的能量儲存和卸載過程，造成地球磁尾內(nèi)衛(wèi)星觀測到的等離子體密度、溫度、能量和整體流速與地磁平靜時期有明顯差異。根據(jù)CLUSTER 星簇的C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星的觀測，可以獲知磁暴和亞暴期間磁尾不同位置處等離子體的變化特點。

3.1 CLUSTER 星簇衛(wèi)星的觀測

CLUSTER 星簇的C1、C3 衛(wèi)星，在多個亞暴期間都觀測到了高速流。圖3給出的是C1 衛(wèi)星在軌道xz平面x（地向距離）約為-14Re處觀測到的地向高速流，而圖4給出的是相同時段內(nèi)C3 衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)。C1 觀測到的等離子體整體流速比較大，有的速度峰值甚至超過了1000 km/s，持續(xù)時間大約20 min。兩顆衛(wèi)星觀測到的等離子體密度相當(dāng)，C1 觀測到的等離子體溫度比C3 觀測到的高，結(jié)合二者觀測到的等離子體Beta 值（等離子體熱壓與磁壓的比）來看，C1 比C3 更靠近磁尾中心等離子體片。C3 觀測到的等離子體整體流速大部分時間大于幾百km/s 但是略小于C1 觀測到的，這可能是因為高速流在等離子體片的不同位置處存在著速度梯度，越靠近中心等離子體片流速越高。圖3中C1 觀測到的等離子體對數(shù)計數(shù)率（lg c/s）表明，高能的等離子體較多，低能的等離子體比較少；圖4中C3 觀測到的等離子體計數(shù)率表明，高能和低能的等離子體數(shù)相對均勻。

圖3 CLUSTER（C1）衛(wèi)星觀測到的地向高速流Fig.3 Earthward high-speed flow observed by CLUSTER(C1)

圖5給出的是C1 衛(wèi)星在地向距離約為-14Re處觀測到的尾向高速流，而圖6給出的是相同時段內(nèi)C3 衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)。 C1 觀測到的等離子體整體流速比較大，有的速度峰值甚至超過了400 km/s，持續(xù)時間大約20 min。兩顆衛(wèi)星觀測到的等離子體密度相當(dāng)，C1 觀測到的等離子體溫度比C3 觀測到的高，結(jié)合二者觀測到的等離子體Beta 值來看，C1比C3 更靠近磁尾中心等離子體片。C3 觀測到的等離子體整體流速大部分時間低于150 km/s，幅度小于C1 觀測到的，這可能是因為高速流在等離子體片的不同位置處存在著速度梯度，越靠近中心等離子體片流速越高。圖5中C1 觀測到的等離子體計數(shù)率表明，高能和低能的等離子體都比較少，主要是中等能量的等離子體。圖6中C3 觀測到的等離子體計數(shù)率的相對分布與C1 觀測到的比較相似，只是相對來說各個能量段的等離子體數(shù)計數(shù)率都比較大。

圖4 CLUSTER（C3）衛(wèi)星觀測到的地向高速流Fig.4 Earthward high-speed flow observed by CLUSTER(C3)

圖5 CLUSTER（C1）衛(wèi)星觀測到的尾向高速流Fig.5 Tailward high-speed flow observed by CLUSTER(C1)

圖6 CLUSTER（C3）衛(wèi)星觀測到的尾向高速流Fig.6 Tailward high-speed flow observed by CLUSTER(C3)

整體上來看，C1 和C3 觀測到的地向高速流與尾向高速流的密度差別比較小，但是地向高速流的流速、溫度和Beta 值明顯大于尾向高速流的。這說明地向高速流輸運的能量、質(zhì)量和磁通量要遠遠大于尾向高速流的。

3.2 近磁尾DSP-1 衛(wèi)星的觀測

運行在近磁尾的DSP-1 衛(wèi)星也多次觀測到了地向和尾向高速流，圖7給出的是DSP-1 衛(wèi)星在地向距離約為-10Re處觀測到的地向高速流。從圖中的等離子體計數(shù)率和等離子體密度可以看出，在-10Re處的地向高速流密度比較大，甚至超過1 cm-3。地向流的速度峰值相對來說比較小，略大于200 km/s，這可能是因為高速流在此位置經(jīng)歷了剎車過程[11]，也可能是因為近地低速、低溫、稠密的等離子拖低了來自磁尾高能稀疏等離子的整體流速。地向高速流的持續(xù)時間大約15 min，等離子體Beta 峰值低于0.3，這主要是因為靠近地球時磁場明顯增大，磁壓增幅高于熱壓增幅引起的。圖7中給出DSP-1觀測到的等離子體計數(shù)率，各能量段的等離子體分布相對均勻，而且都比C1 和C3 觀測到的（見圖3和圖4）要大很多。

圖7 DSP-1 衛(wèi)星觀測到的地向高速流Fig.7 Earthward high-speed flow observed by DSP-1

圖8給出的是DSP-1 衛(wèi)星在地向距離約為-10Re處觀測到的尾向高速流。從圖中的等離子體計數(shù)率和等離子體密度可以看出，-10Re處的地向高速流密度并不大，略高于0.1 cm-3，但是低能等離子體比較少而高能等離子體比較多。尾向流的速度峰值相對來說比較小，流速的主導(dǎo)分量變成y和z分量。這表明近地尾向高速流攜帶的質(zhì)量、能量和磁通量向磁尾輸運的過程比較復(fù)雜。尾向高速流的持續(xù)時間大約10 min，等離子體Beta 峰值不到0.3，這也主要是因為靠近地球時磁場明顯增大，磁壓增幅高于熱壓增幅引起的。圖8中DSP-1 觀測到的等離子體計數(shù)率表明：前期各個能量段的等離子體分布相對均勻，而且都比C1 和C3 觀測到的（見圖5和圖6）要大很多；但是后期高能等離子體計數(shù)率比低能的要高2 個數(shù)量級。

圖8 DSP-1 衛(wèi)星觀測到的尾向高速流Fig.8 Tailward high-speed flow observed by DSP-1

整體上來看，DSP-1 觀測到的地向與尾向高速流密度差別比較大，前者幾乎比后者的高1 個數(shù)量級；等離子體流速的主導(dǎo)分量不再是地向或尾向（x分量），晨昏向（y分量）和南北向（z分量）的流速分量與其相當(dāng)甚至更大；地向和尾向高速流的等離子體溫度和Beta 值大致相當(dāng)。從這里可以看出，靠近地球時地向高速流輸運的能量、質(zhì)量和磁通量要遠遠大于尾向高速流的。

3.3 磁暴期間不同位置處高速流觀測的比較

由于C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星在同一時刻沿著日地連線地向（x向）的分布不同，甚至C1、C3 衛(wèi)星在日側(cè)而DSP-1 衛(wèi)星在夜側(cè)，或者正好相反。本文將磁暴期間C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星在地向距離為[-14Re, -5Re]范圍內(nèi)觀測到的地向和尾向高速流進行了統(tǒng)計，結(jié)果如圖9所示。

從圖9(a)、(c)、(e)來看，DSP-1 在[-10Re, -5Re]范圍內(nèi)觀測到的地向高速流明顯比C1、C3 衛(wèi)星觀測到的次數(shù)多。一方面是因為磁暴期間它們在近地的運行時間不同，C1、C3 衛(wèi)星在近地的運行時間明顯比DSP-1 衛(wèi)星的少，這可以從圖1給出的運行軌道看出。另外一方面在靠近磁尾運行時，C1、C3 衛(wèi)星更靠近磁層的兩翼，不在等離子體片內(nèi)；而DSP-1 衛(wèi)星更靠近等離子體片甚至穿越中心等離子體片。由于軌道原因，DSP-1 在[-14Re, -11Re]范圍內(nèi)沒有觀測到地向高速流。C1、C3 衛(wèi)星觀測 到的地向高速流在[-13Re, -12Re]處急劇下降，這可能有兩方面的原因：一方面可能是由于地向高速流的剎車，這和大量的單顆衛(wèi)星的統(tǒng)計事實相符[11]。另一方面可能是由于在此區(qū)域內(nèi)它們沿yz方向上的運行軌道偏離等離子體片，這可以從[-10Re, -8Re]處靠近等離子體片時DSP-1 觀測到的地向高速流比[-12Re, -11Re]處C1、C3 衛(wèi)星觀測到的地向高速流還多得到證明。這說明地向高速流可以滲透到比地向距離約-10Re處更靠近地球的位置，越靠近中心等離子體片的地向高速流越有可能滲透到更近的位置。

圖9 CLUSTER 衛(wèi)星（C1，C3）和DSP-1 衛(wèi)星觀測到地 向和尾向高速流次數(shù)隨地向距離的分布Fig.9 Distributions of the numbers of the earthward high-speed flows observed by CLUSTER(C1, C3) and DSP-1 against distances from the Earth

從圖9(b)、(d)、(f)來看，DSP-1 在[-10Re, -5Re]范圍內(nèi)觀測到的尾向高速流明顯比C3 衛(wèi)星觀測到的次數(shù)多，但沒有C1 衛(wèi)星觀測到的次數(shù)多。這可能是因為C1 衛(wèi)星在靠近磁尾時，軌道靠近磁層兩翼，觀測到的尾向流成分比較復(fù)雜，從圖5給出的C1 衛(wèi)星觀測到的尾向流速度最高達400 km/s、而高能離子能量低于1 keV 可以得到證明。比較有意思的是磁暴期間C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星在地向距離為[-14Re, -5Re]處觀測到的尾向高速流次數(shù)與地向高速流次數(shù)相當(dāng)，甚至前者比后者還多。這與整體流速大于400 km/s 選取閾值的結(jié)果（即絕大多數(shù)是地向流，很少出現(xiàn)尾向流[11]）明顯不同。從 圖5、圖6和圖8可以看出，出現(xiàn)差別的主要原因是尾向流速度大部分時間低于400 km/s。

4 結(jié)束語

本文使用CLUSTER 星簇的C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星，研究了含有14 個孤立亞暴的強磁暴期間的磁尾高速流。衛(wèi)星聯(lián)合觀測表明：靠近地球時地向和尾向高速流的速度峰值比遠離地球時要小，靠近地球時比遠離地球時高速流的持續(xù)時間短、密度大、溫度低。近地高速流的速度峰值降低，密度增大引起的近地壓力增大可以引起一系列物理變化：產(chǎn)生晨向越尾電流，使得中性片中原來的昏向電流轉(zhuǎn)向到極光電離層，導(dǎo)致近地磁場偶極化，從而形成亞暴電流楔[12]。

從磁暴期間C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星在地向距離為[-14Re, -5Re]處觀測到的地向和尾向高速流的統(tǒng)計結(jié)果來看：地向高速流可以滲透到比-10Re處更靠近地球的位置，越靠近中心等離子體片的地向高速流越有可能滲透到更近的位置；尾向高速流的次數(shù)與地向高速流的次數(shù)相當(dāng)，但因其速度峰值經(jīng)常低于選取閾值（400 km/s）而被漏選。

磁暴和亞暴期間，磁尾內(nèi)不同位置處多次觀測到的地向和尾向高速流及其特征表明：1）日地能量耦合及太陽風(fēng)-磁層-電離層-高層大氣能量耦合過程，隨著磁暴和亞暴發(fā)展階段有時間演化，而且不同空間位置處也有明顯的空間變化；2）能量在磁場內(nèi)的儲存和卸載過程在磁尾不同位置有不同特征，對運行在不同位置的空間飛行器的影響也可能千差萬別；3）沿著磁力線將近地磁尾衛(wèi)星的觀測特征投影到極區(qū)電離層，可以預(yù)演地磁場擾動對電波通信等造成的影響，這可為使用磁尾衛(wèi)星觀測、預(yù)報空間災(zāi)害性天氣提供參考。

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