極光電激流的地方時和季節變化特性研究：CHAMP衛星觀測

仲云芳， 王慧， 鄭志超， 何楊帆， 張科燈， 孫璐媛， 高潔

武漢大學電子信息學院空間物理系， 武漢 430072

0 引言

在高緯度地區，極光電激流主要沿極光橢圓帶流動，在昏側為東向電激流，在晨側和夜晚為西向電激流.極光電激流的形成機制比較復雜，既受對流電場又受電離層電導率的控制.在亞暴發生期間，晨側較強的西向電激流和昏側較強的東向電激流與對流電場的增強有關.而子夜附近西向電激流是亞暴電流楔的電離層回路的重要組成部分，與極光粒子沉降有關(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; 張靜等, 2017).極光電激流是引起地磁感應電流的主要因素，它會引發輸電線路超載、油氣管道腐蝕、通信中斷等自然災害，是空間天氣學研究的熱門話題，因此開展極光電激流的統計學研究具有重要的理論意義和應用價值.

過去，國內外學者們利用地磁臺站和衛星磁場觀測資料研究了太陽風、行星際磁場(Interplanetary magnetic field, IMF)和地磁活動(如亞暴和磁暴)對極光電激流的強度和位置分布的影響(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)，這些研究極大地促進了人們對極光電激流的認識，但仍有一些科學問題有待解決.

前人的研究表明，極光電激流與電離層霍爾電導率密切相關.Ohtani等(2019)利用IMAGE(International Monitor for Auroral Geomagnetic Effects)單一地磁臺站的磁場觀測資料，發現白天時段極光電激流與太陽天頂角(Solar Zenith Angle, SZA)變化趨勢相反，即與太陽輻射引起的電離層電導率變化趨勢相同；而夜間不同經度、不同半球的地磁臺站觀測到的極光電激流與SZA的變化趨勢不一致，其中有些經度段的極光電激流與SZA變化趨勢相反，有些經度段的極光電激流在SZA的中值達到峰值.Ohtani等(2019)的研究發現，當SZA和地球偶極傾角(Dipole Tilt Angle, DTA)都較小時，極光電激流就會增加，這表明太陽輻射和地球偶極傾角對極光電激流有很大影響.極光電激流與場向電流之間存在內在的緊密聯系，但以往的研究表明，白天側場向電流與太陽輻射引起的電離層電導率變化趨勢相同，而夜間太陽輻射對場向電流的影響不明顯(Wang et al., 2005a,b).很顯然，夜側極光電激流與場向電流對SZA的依賴性并不一致，需要進一步開展分析.我們注意到，Ohtani等(2019)的工作主要是以地磁單站在63.8°～71.5° 地磁緯度(Magnetic Latitude, MLat)的觀測為基礎的.本文指出，地磁臺站不一定都位于極光電激流的峰值區域范圍內，這會導致探測結果出現偏差.本文利用CHAMP衛星的觀測數據，對白天和夜間極光電激流對SZA和DTA的依賴關系進行了深入研究，以彌補地磁臺站觀測范圍的不足.

極光電激流存在明顯的季節變化(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個IMAGE地磁臺站的數據，對22—06磁地方時(Magnetic Local Time, MLT)扇區西向電激流的季節變化展開了統計分析，結果表明，西向電激流呈明顯的半年變化(春秋分強于冬夏至)，而年變化則與地方時有關：在22—01 MLT，西向電激流冬季強于夏季，這與冬季極光粒子沉降強于夏季有關；而在03—06 MLT，西向電激流夏季高于冬季，這主要是因為夏季電離層輻射電離更強；在01—03 MLT，年變化特征較弱.由于地磁臺站觀測的范圍有限，Guo等(2014a,b)的統計學工作僅限于22—06 MLT.本文利用衛星觀測數據，研究了所有地方時的極光電激流的季節變化特征.

Davis和 Sugiura(1966)利用分布在62°～70° MLat的12個地磁臺站的觀測數據建立了AE(Auroral Electrojet Index)、AU(Auroral Electrojet Upper Index)和AL(Auroral Electrojet Lower Index)指數.這些指數被廣泛用于描述極光活動和亞暴強度(Ahn et al., 1999; Lyatsky et al., 2001; Newell et al., 2002; Shue and Kamide, 2006; Singh et al., 2013).AU指數和AL指數是地面臺站測量的磁場水平分量與靜態值的最大正偏差和最大負偏差，其中AU指數表征東向電激流的強度，AL指數表征西向電激流的強度，AE則是AU和AL的差值.然而由于地磁臺站的位置受到限制，這些指數對極光電激流的強度的描述存在地方時偏差(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多個北半球地磁臺站(分布在55°～87° MLat)計算出SME(SuperMAG Electrojet Index)、SMU(SuperMAG Electrojet Upper Index)和SML(SuperMAG Electrojet Lower Index)指數(分別與AE、AU和AL指數相對應).在以往的研究中，未對地磁臺站的極光活動指數與衛星測量的極光電激流進行對比分析，這也是本文所做的工作之一.通過這種對比，不僅可以檢驗地面極光活動指數的準確性，而且為衛星與地面聯合觀測建立極光活動指數提供了一個新思路.

本文利用9年的CHAMP衛星高精度的標量磁場數據反演出極光電激流，分析了極光電激流與太陽天頂角和地球偶極傾角的關系，研究了極光電激流的季節分布，并與已有的極光活動指數進行了比較.這有助于進一步認識極光電激流的空間分布特征和相關形成機理.

1 衛星數據處理方法

德國CHAMP(Challenging Minisatellite Payload)衛星的運行時間為2000年7月至2010年9月.CHAMP衛星為極軌衛星，軌道傾角為87.3°，最初飛行高度為456 km，2006年下降至370 km左右.衛星飛行周期大約為93 min，每130 d覆蓋所有地方時(Reigber et al., 2002).本文使用CHAMP衛星2000年7月26日至2010年9月4日的標量磁場數據反演得到極光電激流，在此期間衛星軌道可均勻覆蓋所有季節和所有地方時.

利用CHAMP衛星反演電離層Hall電流的具體方法可以參考Olsen(1996)和Ritter等(2004)的工作，本文只做簡單介紹.首先用衛星測量的磁場|B0+b|減去地球主磁場模型(Potsdam Magnetic Model Earth, POMME)給出的主磁場B0，得到極光電激流產生的擾動場dB，即

dB=|B0+b|-|B0|，

(1)

其中|B0|是模型的標量磁場，|B0+b|是衛星測量的標量磁場.由于擾動場遠小于主磁場B0，(1)式可近似表達為

(2)

由于場向電流對沿著B0方向的擾動場的貢獻很小，該擾動場dB主要來自極光電激流的影響.假設極光電激流由一系列垂直于衛星軌道平面的無限長的線電流組成，電流距地面高度為115 km，線電流之間的間距為1°(約為110 km).電流強度為I的線電流產生的磁場可以表示成

(3)

(4)

其中bx是北向分量，bz是垂直地面向下的分量，I為電流強度，x是測量點的北向位移，h是測量點相對于電流的高度，μ0是真空磁導率(Olsen, 1996; Ritter et al., 2004).

根據線電流與擾動場的關系，可得到線電流與擾動磁場的線性方程組，再利用最小二乘法擬合就得到極光電激流的強度和空間位置.為消除環電流的影響，±50° MLat處的電流強度歸零處理.我們記錄了每個軌道極光電激流的峰值，正值代表東向電激流，負值代表西向電激流.同時記錄每個峰值電流所在的地磁緯度、地磁經度、地方時和世界時，并計算出相對應的太陽天頂角和地球偶極傾角.在數據選擇過程中，電流強度峰值的絕對值低于0.04 A·m-1(Ritter et al., 2004)，以及峰值所在地磁緯度高于85°的事件被剔除.2000年至2010年期間，我們在南(北)半球共挑選出82481(95072)個事件，用來做統計學分析.

2 統計結果

2.1 極光電激流的時空分布

圖1 極光電激流強度隨MLT和MLat的變化圖(a)和(b)是地磁平靜期北半球極光電激流； (c)和(d)是擾動期北半球極光電激流； (e)和(f)是平靜期南半球極光電激流； (g)和(h)是擾動期南半球極光電激流.左側是東向電激流，右側是西向電激流.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.

如圖1所示，在地磁平靜期，東向電激流在昏側較強，西向電激流在夜間和晨側較強.隨著地磁活動的增強，東、西向電激流向較低緯度擴展，覆蓋了較大的地方時扇區.由于南北半球的地磁軸與地理軸的夾角不同，極光電激流的空間分布存在一定的半球差異.

2.2 電離層電導率的影響

我們使用太陽天頂角代表日照的強度，太陽天頂角越小，表示日照越強，從而導致電離層電導率(日照引起的部分)增大.圖2為極光電激流的密度隨磁地方時和SZA的分布圖.SZA以每5°為間隔，磁地方時以每小時為間隔，以極光電激流峰值密度的中值表示各網格中的分布.為更好地展示極光電激流隨SZA的變化特征，我們將每個網格點內的電流強度做歸一化處理，即除以所在磁地方時電流峰值密度的中值.

圖2a是北半球東向電激流隨地方時和SZA的分布圖，可以看到，在所有磁地方時扇區，當SZA較小時，東向電流增強，而當SZA較大時，東向電流減弱.06—18 MLT內電流隨SZA的變化比18—06 MLT更顯著.這意味著東向電激流強度在所有MLT都與SZA變化趨勢相反，白天SZA對東向電激流的影響強于夜晚.

北半球西向電激流的分布如圖2b所示，可以看出不同MLT內西向電激流隨SZA的變化趨勢并不相同.在06—18 MLT內當SZA偏小時，西向電流較大，相反，在18—06 MLT扇區內當SZA偏大時，西向電流較大.這說明白天時段西向電激流強度與SZA變化趨勢相反，而夜晚時段西向電激流與SZA變化趨勢相同.

圖2c和圖2d分別給出南半球的東向和西向電激流隨MLT和SZA的變化圖，從圖中可看出南半球極光電激流對SZA的響應與北半球幾乎一致.

圖2 極光電激流強度隨MLT和SZA的變化圖(a)和(b)分別是北半球東向和西向電激流； (c)和(d)分別是南半球東向和西向電激流.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 地球偶極傾角的影響

地球偶極傾角是地球偶極軸(地磁場近似為偶極子場)與日地連線間夾角的余角，當地球偶極軸指向太陽時地球偶極傾角為正(北半球夏季)，背離太陽時為負(北半球冬季).圖3給出極光電激流隨地球偶極傾角和磁地方時的變化，地球偶極傾角為每5°間隔，磁地方時為每小時間隔，以極光電激流峰值密度的中值代表其在各網格中的分布.

圖3a是北半球的東向電激流，可以看出，在所有磁地方時DTA越大，東向電激流越強，在DTA為30°時東向電流達到峰值.圖3b是北半球的西向電激流，04—18 MLT內西向電激流隨DTA的增大而增大，但18—04 MLT內DTA的影響不明顯.

圖3 極光電激流隨MLT和DTA的變化圖(a)和(b)分別是北半球東向和西向電激流； (c)和(d)分別是南半球東向和西向電激流.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.

圖3c和圖3d給出南半球的東向和西向電激流隨地方時和DTA的分布.南半球的極光電激流隨DTA和MLT的分布幾乎與北半球呈鏡像對稱，南半球所有MLT時段內的東向電激流和04—18 MLT內的西向電激流都在DTA為-30°時達到峰值，在18—04 MLT內西向電激流與DTA相關性不明顯.

2.4 季節變化

圖4(a，b)給出東向電激流和西向電激流隨季節和MLT的變化圖，其中MLT為每小時間隔，季節為每月間隔，以極光電激流峰值密度的中值表示極光電激流密度在各網格中的分布.從圖4a中可以看出，東向電激流的強度峰值出現在6月份的10—16 MLT.觀察每個MLT分區內東向電激流的季節變化，可以看出在所有MLT內，東向電激流的最大值都出現在夏季.而關注每個月份內東向電激流隨MLT的分布，可以發現夏季東向電激流在正午達到最大，但是越靠近冬季，電流強度最大值出現得越晚，最晚的東向電激流峰值出現在1月份的18—20 MLT.東向電激流在夏季的最大值遠大于其在冬季的最大值.

圖4 (上圖)極光電激流隨季節和MLT的變化，(中圖)極光電激流的年變化圖，(下圖)極光電激流的半年變化圖左側為東向電激流，右側為西向電激流.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.

從圖4b中可以看出，西向電激流的最大值出現在4月和10月的凌晨以及3月和4月的子夜前.關注每個MLT內西向電激流的季節變化，可以發現在18—06 MLT內西向電激流在春秋分和冬季達到最大值，在06—18 MLT內西向電激流在夏季達到最大值.而觀察圖中每個月份內西向電激流隨MLT的分布，發現夏季西向電激流在06—18 MLT內達到峰值，春秋分時在00—06 MLT 及18—24 MLT內達到最大值，而冬季在19—21 MLT內達到峰值，且兩分點的最大值大于兩至點的最大值.

我們利用余弦函數擬合各地方時扇區的電流強度的季節變化趨勢，得到東、西向電激流的年和半年變化圖，如圖4(c，d)所示，其中正值表示相對電流的年均值有所增加，負值表示減少.可以看出，東向電激流表現出顯著的年變化，在所有MLT內東向電激流在夏季電流強度增加，在冬季電流減少.西向電激流也有明顯的年變化，并且對MLT有很強的依賴性，在04—18 MLT內西向電激流夏季強于冬季，而在18—24 MLT內西向電激流在冬季強于夏季，00—04 MLT的年變化特征不明顯.

圖4(e，f)給出東向和西向電激流的半年變化.在幾乎所有MLT內東向電激流都在兩至點季節附近最強，在兩分點季節附近最弱，22 MLT附近電流的強度較弱.而西向電激流的半年變化與MLT密切相關，在04—20 MLT，西向電流的峰值都發生在冬夏季，而在子夜前后(20—04 MLT)峰值發生在春秋季.南半球的結果與北半球基本類似(圖形沒有給出).

3 討論

3.1 電離層電導率的影響

由以上觀測可以看出，白天時段太陽天頂角對東、西向電激流強度的影響相同，SZA值越小(太陽輻射引起的電離層電導率越大)，極光電激流越強，這與Ohtani等(2019)的研究結果相吻合.但夜間東向電激流基本不隨SZA變化.西向電激流與SZA變化趨勢相同，SZA值越大，西向電激流越強，這與Ohtani等(2019)的研究結果存在差異.

夜晚時段的西向電激流受亞暴過程的影響.亞暴期間有兩個機制會導致西向電激流的增強，其一是對流電場增大，導致晨側西向電激流和昏側東向電激流的增大，與太陽風-磁層耦合的直接驅動過程有關；其二是極光粒子沉降導致電離層電導率的增強，使子夜西向電激流增強，與太陽風磁層耦合的卸載過程相關(Kamide and Nakamura, 1996; Kamide and Kokubun, 1996).亞暴發生時，越尾電流片中斷，形成場向電流，在子夜后沿磁力線流入電離層，子夜前又流回磁層.在電離層中，場向電流通過西向電激流形成閉合回路 (Lui, 1996; 徐文耀, 2009).由于亞暴在沒有陽光照射的情形下發生得更頻繁，從而導致亞暴粒子沉降越強烈(Newell et al., 1996; Wang et al., 2005b; Liou et al., 2001)，所以較強的西向電激流往往發生在較大的SZA期.

Ohtani等(2019)認為當SZA和DTA絕對值較低時，西向極光電激流增強.本文的研究結果表明，在北半球，白天時段，極光電激流的強度隨DTA正值的增大而增強；夜晚時段，DTA正值的增大導致東向電激流增強，西向電激流減弱.南半球與北半球的變化正好相反.我們注意到，當DTA正值較大時，北半球處于夏季，電離層日照電導率較高，而當DTA負值較大時，南半球處于夏季.因此南北半球的極光電激流實際上受控于電離層電導率，與DTA的相關性不大.我們與Ohtani等(2019)的結果不一致的主要原因應該是，他們使用的是地面單站的磁場數據，而我們使用的是衛星的數據，因此可以更準確地探測出電流的峰值區域.

3.2 季節變化

本文研究了所有地方時扇區極光電激流的季節變化，結果表明，各地方時扇區東向電激流和04—18 MLT扇區內的西向電激流均表現為夏季強于冬季，這與夏季日照更強，電離層日照電導率更大有關(Lyatsky et al., 2001; Wang et al., 2005a; Ohtani et al., 2019).但是，在18—04 MLT中，西向電激流冬季強于夏季，這應歸因于亞暴過程.如3.1節所述，在亞暴期間，強西向電激流更易發生.Guo等(2014b)發現，在03—06 MLT扇區，西向電激流在夏季比冬季強，主要是受太陽輻射的影響，這與本文的結論基本相符.Guo等(2014b)認為，22—01 MLT時段，西向電激流在冬季比夏季強，并強調對流電場在冬季占主導地位，我們認為這主要是由于亞暴過程的影響.Guo等(2014b)發現01—03 MLT期間西向電激流的年變化較小，這也與本文的研究結果相吻合.

太陽輻射導致的電離層電導率的峰值位于12 MLT，但是圖4a中東向電激流的峰值卻位于11—18 MLT，這應該是受對流電場的影響.根據Ahn等(1999)的研究，北向和南向對流電場的峰值分別位于19—20 MLT和04—05MLT，北向對流電場主要影響東向電激流，所以導致東向電激流的峰值時間向傍晚偏移.由于衛星沒有電場的數據，本文無法討論對流電場對極光電激流的影響，今后將結合其他衛星或者地面的數據開展更為細致深入的研究.

東向電激流半年變化的峰值出現在夏季和冬季，夏季的高電流強度主要是由太陽輻射引起的較強電離層電導率所導致，而冬季的高電流強度則是由于亞暴極光粒子沉降引起的.Newell等(2010)指出，白天時段粒子沉降在夏季達到峰值，夜晚時段在冬季達到峰值，沉降粒子導致電離層電導率增加.這說明太陽輻射和沉降粒子共同作用，使兩至點的東向電激流增強.

西向電激流的半年變化有明顯的地方時差異.在04—20 MLT時段西向電激流在兩至點最強，與東向電激流相同，應該來自太陽輻射和沉降粒子的共同影響.而在夜晚時段(20—04 MLT)西向電激流在兩分點最強.已有研究發現地磁活動在兩分點很強(Russell and McPherron, 1973; Lyatsky et al., 2001; Wang et al., 2005a; 徐文耀, 2009)，因此，較強的亞暴活動會在兩分點產生較強的西向電激流.Guo等(2014b)認為22—06 MLT西向電激流的半年變化峰值均出現在兩分點，而我們發現04—06 MLT西向電激流的峰值位于兩至點.這些研究結果的差異應與所使用的數據不同有關.Guo等(2014b)使用了北歐地磁臺站的數據，而我們則使用了衛星的數據.此外，Guo等(2014b)僅對22—06 MLT(12—22 MLT)時段內的極光電激流的季節變化進行了研究，而我們采用CHAMP衛星數據，對所有地方時的極光電激流的季節變化進行了研究，得出了較為全面的季節特征.

3.3 極光電激流與極光活動指數的對比

這節我們將對CHAMP衛星極光電激流和極光活動指數的季節和世界時(Universal Time, UT)分布進行對比分析.圖5顯示了北半球東、西向電激流強度與AU/AL指數、SMU/SML指數的季節和世界時分布情況.本文選取了06—18 MLT內的東向電激流、AU指數和SMU指數，以及18—06 MLT內的西向電激流、AL指數和SML指數進行了統計分析.如圖5所示，CHAMP衛星的東向電激流在夏季的08—22 UT達到峰值，隨著冬季的臨近，東向電激流強度逐漸減弱.AU指數的峰值則主要出現在02—13 UT和19—21 UT，最大值也出現在夏季.SMU指數在夏季的10—22 UT達到峰值.比較結果表明，東向電激流與SMU指數具有較高的一致性，而與AU指數有較大差別.AU指數在16 UT出現一個較小值，這是AE臺站位置分布不均造成的.東向電激流、AU指數和SMU指數均在夏季達到峰值，這與夏季電離層電導率增加有關.

圖5 北半球極光電激流與極光活動指數的季節和世界時分布(a)和(b)是極光電激流，(c)和(d)表示AU和AL指數；(e)和(f)表示SMU和SML指數.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衛星的西向電激流的峰值主要分布在兩分點季節：4—6月的22—09 UT 和8—11月的04—14 UT.AL指數的峰值主要分布在3—6月的05—13 UT和9—12月的08—14 UT.SML指數的峰值出現在3—6月的05—12 UT和8—11月的06—14 UT.結果表明，西向電激流與AL指數和SML指數具有較好的一致性.西向電激流、AL指數和SML指數在兩分點達到高峰，主要與這一時期亞暴發生的頻繁增加有關.極光電激流和SuperMAG極光活動指數的一致性給出了一種新的思路，即可以利用低軌衛星的本地測量數據對極光活動進行表征.

Singh等(2013)研究了1997年至2009年的AU、AL、SMU及SML指數的UT和季節變化，其中AU指數、SMU指數及SML指數的分布與本文的結果基本一致，但AL指數的分布差異較明顯.Singh等(2013)發現AL指數的最大值出現在08—20 UT，而本文發現AL指數在05—14 UT達到最大值.顯然，我們對AL指數的統計結果與西向電激流以及SML指數的分布一致性更好，這是因為Singh等(2013)使用的數據來自所有地方時，而我們只選取了西向電激流占主導地位的18—06 MLT扇區，因此，三者之間具有較高的一致性.

為了進一步探討AU指數與CHAMP衛星的東向電激流的UT變化不一致的原因，圖6給出CHAMP衛星的極光電激流事件數隨地磁緯度的分布情況.北半球東向電激流事件主要發生在74° MLat，而AE臺站所在的62°～70° MLat范圍內的東向電激流事件數僅占了總事件數的18.7%，因此AU指數并不能精確地表示東向電激流的峰值強度.北半球西向電激流事件主要發生在68.5° MLat附近，72.2%的西向電激流事件發生在AE臺站緯度范圍內，所以AL指數與西向電激流具有較高的一致性.SME指數是由廣泛分布在55°～87° MLat的100多個地磁臺站測量得到的，涵蓋了東向和西向電激流事件數分布的緯度范圍，所以SME指數與極光電激流具有較高的一致性.Ohtani等(2019)所使用的IMAGE地磁臺站主要位于63.8°～71.5° MLat，從圖6還可以推斷，這些地磁臺站無法探測到某些極光電激流的中心，尤其是西向電激流.因此，本文的研究結果與Ohtani等(2019)的結論存在較大差異.圖6中南半球日側東向電激流的峰值所在磁緯度的范圍比北半球窄，北半球東向電激流出現兩個明顯的峰值，一個在74°附近，另一個在80°附近，但南半球只有一個明顯的峰值，位于74°附近，其主要原因是南半球地理軸與地磁軸的夾角大于北半球.而在夜側南北半球西向電激流的緯度分布差別不大,峰值主要出現在70°附近，這表明地理軸與地磁軸的夾角主要影響白天側極光電激流的空間分布，而對夜側極光電激流的影響不明顯.

圖6 東向電激流(06—18 MLT)和西向電激流(18—06 MLT)的事件數隨MLat的分布(a) 06—18 MLT的東向電激流; (b) 18—06 MLT的西向電激流.藍線代表北半球的極光電激流，紅線代表南半球的極光電激流，星號代表12個AE臺站的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 結論

本文通過對CHAMP衛星高精度的標量磁場數據反演得出極光電激流，并據此研究了不同地方時扇區的日照和地球偶極傾角對極光電激流密度的影響，分析了極光電激流密度隨季節和地方時的變化特征，并與極光活動指數的季節和世界時變化進行了比較.主要發現總結如下：

(1)白天時段極光電激流密度主要受太陽輻射的控制，當太陽天頂角(SZA)較小時，極光電激流較強.而夜間較強的極光電激流傾向于在較大的SZA中發生，這主要是由于亞暴的影響，亞暴在無日照條件下發生得更頻繁.地球偶極傾角對極光電激流的影響不大.

(2)東向電激流密度夏季比冬季大，其來源是太陽輻射.太陽輻射和亞暴沉降粒子的共同作用，使東向電激流在兩至點增強.在04—18 MLT，夏季西向電激流明顯強于冬季，而在18—04 MLT，冬季西向電激流明顯強于夏季，這與亞暴過程有關.在07—19 MLT中，西向電激流在兩至點增強，而在19—07 MLT中，西向電激流在兩分點增強，這是太陽輻射和亞暴的共同作用導致的.

(3)衛星測量的西向電激流與AL、SML指數相關性較好.東向電激流與SMU指數相似，但與AU指數有較大差異，這可能是由于東向電激流峰值位于AE臺站的探測范圍之外.

致謝感謝德國地學研究中心提供的CAHMP衛星磁場數據，數據可從網站http:∥doi.org/10.5880/GFZ.2.3.2019.004.獲取.感謝J. W. Gjerloev和P. T. Newell提供的SME指數.感謝OMNI網站(https:∥omniweb.gsfc.nasa.gov)提供的太陽風行星際磁場和AE地磁活動指數.感謝國家自然科學基金(41974182)和中央高校基本科研專項基金(2042021kf0208)資助.