強(qiáng)磁暴期間磁尾高速流的多衛(wèi)星聯(lián)合觀測(cè)

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(guó)極地研究中心 國(guó)家海洋局極地科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，上海 200136）

0 引言

磁暴是一種劇烈的全球性地磁擾動(dòng)現(xiàn)象，是日地能量耦合鏈中最重要的環(huán)節(jié)。強(qiáng)磁暴對(duì)全球地磁場(chǎng)形態(tài)有重大影響，也會(huì)嚴(yán)重威脅空間飛行器、雷達(dá)觀測(cè)、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(yùn)行。磁暴期間環(huán)電流增強(qiáng)，地面觀測(cè)到磁場(chǎng)水平分量下降。磁暴期間可以有一個(gè)甚至多個(gè)亞暴發(fā)生，以前研究認(rèn)為磁暴主相是一連串亞暴連續(xù)發(fā)生的結(jié)果。實(shí)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(tái)站觀測(cè)到地磁場(chǎng)水平分量持續(xù)降低，而這一特點(diǎn)并不是亞暴所必有的。磁暴發(fā)生時(shí)必有亞暴，而亞暴發(fā)生時(shí)不一定有磁暴。亞暴是太陽(yáng)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(chǎng)位形變化劇烈，向陽(yáng)面的磁場(chǎng)被拖曳到磁尾，等離子體片變薄。磁層的能量集中并強(qiáng)烈地釋放，在極光橢圓帶內(nèi)表現(xiàn)為極光增亮，同時(shí)可能向著赤道面和極區(qū)膨脹，還可能伴隨有增強(qiáng)的西向極光電集流[1]。高速流在磁尾內(nèi)的運(yùn)動(dòng)包括地向高速流從中磁尾將能量、質(zhì)量和磁通量運(yùn)輸?shù)浇盼玻蛘呤俏蚕蚋咚倭鲾y帶南向場(chǎng)向著磁尾方向運(yùn)動(dòng)，都會(huì)對(duì)磁暴和亞暴期間整個(gè)磁尾內(nèi)的能量存儲(chǔ)、釋放以及磁場(chǎng)位形的變化有重要影響；甚至有人認(rèn)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(chǎng)的偶極化，進(jìn)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(duì)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(cè)到的極光增亮，使用運(yùn)行在中磁尾的CLUSTER 星簇（C1、C3 衛(wèi)星）和運(yùn)行在近磁尾的DSP-1 衛(wèi)星數(shù)據(jù)，研究了一次強(qiáng)磁暴（Dst 指數(shù)峰值為-148 nT）期間的磁尾高速流事件。

1 觀測(cè)衛(wèi)星的運(yùn)行軌道及搭載儀器

分別于2001年7月和8月實(shí)施發(fā)射的歐洲航天局CLUSTER 計(jì)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(cè)數(shù)據(jù)，另外2 顆衛(wèi)星在該時(shí)段無(wú)探測(cè)數(shù)據(jù)），在空間中構(gòu)成四面體結(jié)構(gòu)，其主要?jiǎng)?chuàng)新是能探測(cè)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(shí)間變化。本文使用了C1 和C3 衛(wèi)星上的FGM（flux gate magnetometers）儀器測(cè)量到的磁場(chǎng)數(shù)據(jù)[3]，CIS（cluster ion spectrometry）儀器上的HIA（hot ion analysis）儀器測(cè)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(diǎn)為-4Re，遠(yuǎn)地點(diǎn)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(shí)線為C1 衛(wèi)星的運(yùn)行軌道，紫色虛線為C3 衛(wèi)星的運(yùn)行軌道。

我國(guó)分別于2003年12月30日、2004年7月25日實(shí)施的“地球空間雙星探測(cè)計(jì)劃”（double star programme, DSP）與CLUSTER 相配合，第一次形成地球空間的六點(diǎn)探測(cè)。雙星計(jì)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(yùn)行于目前國(guó)際上地球空間探測(cè)衛(wèi)星尚未覆蓋的近地磁層活動(dòng)區(qū)。本文使用了DSP-1衛(wèi)星[5]上搭載的FGM 儀器測(cè)量到的磁場(chǎng)數(shù)據(jù)[6]和HIA 儀器測(cè)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(diǎn)距離地球高度為570 km，遠(yuǎn)地點(diǎn)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(shí)線為DSP衛(wèi)星的運(yùn)行軌道。

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

從衛(wèi)星運(yùn)行軌道來(lái)看，DSP-1 大多數(shù)時(shí)候運(yùn)行在靠近地球的區(qū)域，CLUSTER 的2 顆衛(wèi)星C1 和C3 運(yùn)行在遠(yuǎn)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(cè)磁尾高速流。IMAGE 衛(wèi)星主要用來(lái)監(jiān)視地磁活動(dòng)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(biāo)系下xz 面的運(yùn)行軌道Fig.1 Orbits of the satellites in xz plane of the GSM coordinate during a storm

2 強(qiáng)磁暴期間的地磁觀測(cè)

2.1 地磁指數(shù)

磁暴造成的地磁場(chǎng)擾動(dòng)在全球同時(shí)開(kāi)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(shí)間演化，圖2(a)給出了強(qiáng)磁暴[9]發(fā)生時(shí)，地磁臺(tái)站處理后的描述暴時(shí)變化的Dst 指數(shù)。此強(qiáng)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(cè)），Dst 最小值為-148 nT（7月25日觀測(cè)）。亞暴期間，整個(gè)高緯度地區(qū)，特別是極光帶，磁場(chǎng)同時(shí)發(fā)生劇烈的擾動(dòng)，磁擾動(dòng)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(tái)站處理后的描述亞暴變化的AE 指數(shù)，多數(shù)峰值超過(guò)500 nT，有的甚至接近2000 nT。

圖2 地磁臺(tái)站觀測(cè)到的Dst 指數(shù)和5 min 滑動(dòng) 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(qiáng)表明有多個(gè)亞暴發(fā)生，而亞暴最為顯著的表現(xiàn)是極光活動(dòng)明顯增強(qiáng)。根據(jù)IMAGE 衛(wèi)星的極光觀測(cè)，磁暴期間共觀測(cè)到14 個(gè)孤立亞暴[10]。表1給出了這14 個(gè)孤立亞暴發(fā)生時(shí)，極光突然增亮的日期及時(shí)刻，對(duì)應(yīng)著孤立亞暴膨脹相的起始時(shí)間。

表1 IMAGE 衛(wèi)星觀測(cè)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(cè)

磁暴和亞暴期間使地磁場(chǎng)發(fā)生強(qiáng)烈擾動(dòng)的能量，一種是來(lái)源于太陽(yáng)風(fēng)的直接驅(qū)動(dòng)，另一種是來(lái)自驅(qū)動(dòng)過(guò)程儲(chǔ)存在磁層內(nèi)的能量。磁層內(nèi)的能量?jī)?chǔ)存和卸載過(guò)程，造成地球磁尾內(nèi)衛(wèi)星觀測(cè)到的等離子體密度、溫度、能量和整體流速與地磁平靜時(shí)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(cè)，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(diǎn)。

3.1 CLUSTER 星簇衛(wèi)星的觀測(cè)

CLUSTER 星簇的C1、C3 衛(wèi)星，在多個(gè)亞暴期間都觀測(cè)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(cè)到的地向高速流，而圖4給出的是相同時(shí)段內(nèi)C3 衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù)。C1 觀測(cè)到的等離子體整體流速比較大，有的速度峰值甚至超過(guò)了1000 km/s，持續(xù)時(shí)間大約20 min。兩顆衛(wèi)星觀測(cè)到的等離子體密度相當(dāng)，C1 觀測(cè)到的等離子體溫度比C3 觀測(cè)到的高，結(jié)合二者觀測(cè)到的等離子體Beta 值（等離子體熱壓與磁壓的比）來(lái)看，C1 比C3 更靠近磁尾中心等離子體片。C3 觀測(cè)到的等離子體整體流速大部分時(shí)間大于幾百km/s 但是略小于C1 觀測(cè)到的，這可能是因?yàn)楦咚倭髟诘入x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(cè)到的等離子體對(duì)數(shù)計(jì)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(cè)到的等離子體計(jì)數(shù)率表明，高能和低能的等離子體數(shù)相對(duì)均勻。

圖3 CLUSTER（C1）衛(wèi)星觀測(cè)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(cè)到的尾向高速流，而圖6給出的是相同時(shí)段內(nèi)C3 衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù)。 C1 觀測(cè)到的等離子體整體流速比較大，有的速度峰值甚至超過(guò)了400 km/s，持續(xù)時(shí)間大約20 min。兩顆衛(wèi)星觀測(cè)到的等離子體密度相當(dāng)，C1 觀測(cè)到的等離子體溫度比C3 觀測(cè)到的高，結(jié)合二者觀測(cè)到的等離子體Beta 值來(lái)看，C1比C3 更靠近磁尾中心等離子體片。C3 觀測(cè)到的等離子體整體流速大部分時(shí)間低于150 km/s，幅度小于C1 觀測(cè)到的，這可能是因?yàn)楦咚倭髟诘入x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(cè)到的等離子體計(jì)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(cè)到的等離子體計(jì)數(shù)率的相對(duì)分布與C1 觀測(cè)到的比較相似，只是相對(duì)來(lái)說(shuō)各個(gè)能量段的等離子體數(shù)計(jì)數(shù)率都比較大。

圖4 CLUSTER（C3）衛(wèi)星觀測(cè)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(cè)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(cè)到的尾向高速流Fig.6 Tailward high-speed flow observed by CLUSTER(C3)

整體上來(lái)看，C1 和C3 觀測(cè)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(shuō)明地向高速流輸運(yùn)的能量、質(zhì)量和磁通量要遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于尾向高速流的。

3.2 近磁尾DSP-1 衛(wèi)星的觀測(cè)

運(yùn)行在近磁尾的DSP-1 衛(wèi)星也多次觀測(cè)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(cè)到的地向高速流。從圖中的等離子體計(jì)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(guò)1 cm-3。地向流的速度峰值相對(duì)來(lái)說(shuō)比較小，略大于200 km/s，這可能是因?yàn)楦咚倭髟诖宋恢媒?jīng)歷了剎車過(guò)程[11]，也可能是因?yàn)榻氐退佟⒌蜏亍⒊砻艿牡入x子拖低了來(lái)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(shí)間大約15 min，等離子體Beta 峰值低于0.3，這主要是因?yàn)榭拷厍驎r(shí)磁場(chǎng)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(cè)到的等離子體計(jì)數(shù)率，各能量段的等離子體分布相對(duì)均勻，而且都比C1 和C3 觀測(cè)到的（見(jiàn)圖3和圖4）要大很多。

圖7 DSP-1 衛(wèi)星觀測(cè)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(cè)到的尾向高速流。從圖中的等離子體計(jì)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(duì)來(lái)說(shuō)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(yùn)的過(guò)程比較復(fù)雜。尾向高速流的持續(xù)時(shí)間大約10 min，等離子體Beta 峰值不到0.3，這也主要是因?yàn)榭拷厍驎r(shí)磁場(chǎng)明顯增大，磁壓增幅高于熱壓增幅引起的。圖8中DSP-1 觀測(cè)到的等離子體計(jì)數(shù)率表明：前期各個(gè)能量段的等離子體分布相對(duì)均勻，而且都比C1 和C3 觀測(cè)到的（見(jiàn)圖5和圖6）要大很多；但是后期高能等離子體計(jì)數(shù)率比低能的要高2 個(gè)數(shù)量級(jí)。

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

整體上來(lái)看，DSP-1 觀測(cè)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(gè)數(shù)量級(jí)；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(shí)地向高速流輸運(yùn)的能量、質(zhì)量和磁通量要遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于尾向高速流的。

3.3 磁暴期間不同位置處高速流觀測(cè)的比較

由于C1、C3 衛(wèi)星和DSP-1 衛(wèi)星在同一時(shí)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(cè)到的地向和尾向高速流進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)，結(jié)果如圖9所示。

從圖9(a)、(c)、(e)來(lái)看，DSP-1 在[-10Re, -5Re]范圍內(nèi)觀測(cè)到的地向高速流明顯比C1、C3 衛(wèi)星觀測(cè)到的次數(shù)多。一方面是因?yàn)榇疟┢陂g它們?cè)诮氐倪\(yùn)行時(shí)間不同，C1、C3 衛(wèi)星在近地的運(yùn)行時(shí)間明顯比DSP-1 衛(wèi)星的少，這可以從圖1給出的運(yùn)行軌道看出。另外一方面在靠近磁尾運(yùn)行時(shí)，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(méi)有觀測(cè)到地向高速流。C1、C3 衛(wèi)星觀測(cè) 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(jì)事實(shí)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(yùn)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(shí)DSP-1 觀測(cè)到的地向高速流比[-12Re, -11Re]處C1、C3 衛(wèi)星觀測(cè)到的地向高速流還多得到證明。這說(shuō)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(cè)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(lái)看，DSP-1 在[-10Re, -5Re]范圍內(nèi)觀測(cè)到的尾向高速流明顯比C3 衛(wèi)星觀測(cè)到的次數(shù)多，但沒(méi)有C1 衛(wèi)星觀測(cè)到的次數(shù)多。這可能是因?yàn)镃1 衛(wèi)星在靠近磁尾時(shí)，軌道靠近磁層兩翼，觀測(cè)到的尾向流成分比較復(fù)雜，從圖5給出的C1 衛(wèi)星觀測(cè)到的尾向流速度最高達(dá)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(cè)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(shí)間低于400 km/s。

4 結(jié)束語(yǔ)

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(gè)孤立亞暴的強(qiáng)磁暴期間的磁尾高速流。衛(wèi)星聯(lián)合觀測(cè)表明：靠近地球時(shí)地向和尾向高速流的速度峰值比遠(yuǎn)離地球時(shí)要小，靠近地球時(shí)比遠(yuǎn)離地球時(shí)高速流的持續(xù)時(shí)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(lái)的昏向電流轉(zhuǎn)向到極光電離層，導(dǎo)致近地磁場(chǎng)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(cè)到的地向和尾向高速流的統(tǒng)計(jì)結(jié)果來(lái)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(cè)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(yáng)風(fēng)-磁層-電離層-高層大氣能量耦合過(guò)程，隨著磁暴和亞暴發(fā)展階段有時(shí)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(chǎng)內(nèi)的儲(chǔ)存和卸載過(guò)程在磁尾不同位置有不同特征，對(duì)運(yùn)行在不同位置的空間飛行器的影響也可能千差萬(wàn)別；3）沿著磁力線將近地磁尾衛(wèi)星的觀測(cè)特征投影到極區(qū)電離層，可以預(yù)演地磁場(chǎng)擾動(dòng)對(duì)電波通信等造成的影響，這可為使用磁尾衛(wèi)星觀測(cè)、預(yù)報(bào)空間災(zāi)害性天氣提供參考。

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