劉建軍，胡紅橋，韓德勝，邢贊揚(yáng)，3，胡澤駿，黃德宏，楊惠根

1武漢大學(xué)電子信息學(xué)院，武漢 430079

2國家海洋局極地科學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，中國極地研究中心，上海 200136

3西安電子科技大學(xué)理學(xué)院，西安 710071

1 引 言

行星際激波是日地空間天氣能量傳輸?shù)闹饕d體之一，它與地球磁層、電離層的相互作用一直受到人們的廣泛關(guān)注［1－2］.地磁急始（SC）或突然脈沖（SI）被認(rèn)為是由行進(jìn)中的行星際激波與地球磁層相互作用觸發(fā)的一種地磁場強(qiáng)擾動［3－4］.自從一系列極軌衛(wèi)星相繼發(fā)射以來，與行星際激波引起的強(qiáng)擾動有關(guān)的極光響應(yīng)特征被逐步觀測到.例如Polar和IMAGE衛(wèi)星大尺度的極光觀測發(fā)現(xiàn)行星際激波作用于地球磁層之后，增強(qiáng)的極光輻射首先發(fā)生在日側(cè)極光卵的正午扇區(qū)，之后沿著極光卵的晨昏兩側(cè)向夜側(cè)擴(kuò)展［5－6］.在某些事例中，激波也可能引發(fā)夜側(cè)地磁活動增強(qiáng)，粒子沉降的能通量甚至達(dá)到典型磁層亞暴的量級［7］、激波直接觸發(fā)亞暴膨脹相［8］.洪明華等［9］對兩個(gè)行星際激波觸發(fā)的極光亞暴事件進(jìn)行分析，提出行星際激波在觸發(fā)磁層亞暴的過程中具有重要的作用，需進(jìn)一步研究和重新認(rèn)識.

利用地面磁力計(jì)，Schieldge和Siscoe［10］發(fā)現(xiàn)在SC之前低緯度觀測的地磁場水平分量H趨于減小時(shí)則更容易觸發(fā)亞暴.Kawasaki等［11］關(guān)于SC與磁層亞暴相互關(guān)系的研究表明磁層受到的壓縮足夠強(qiáng)時(shí)才有可能觸發(fā)亞暴，并指出IMF的方向并不是觸發(fā)亞暴的一個(gè)重要參數(shù).Kokubun等［12］總結(jié)得出磁層亞暴緊隨SC的發(fā)生而發(fā)生，并指出行星際以及磁層內(nèi)部的先決條件是亞暴能否被觸發(fā)的重要因素.Burch［13］和Kokubun等［12］特別注意到如果IMF的Bz分量在SC之前長時(shí)間處于南向，那么亞暴的發(fā)生率將會提高.關(guān)于夜側(cè)極光對行星際激波的響應(yīng)，Akasofu和Chao［14］對六個(gè)SC事件進(jìn)行分析，并利用極光電急流指數(shù)AE的變化判別亞暴是否發(fā)生.他們發(fā)現(xiàn)SC之后太陽風(fēng)－磁層能量耦合函數(shù)ε顯著增加時(shí)容易觸發(fā)亞暴，并且認(rèn)為磁層亞暴是太陽風(fēng)－磁層發(fā)電機(jī)直接驅(qū)動的效應(yīng).

關(guān)于夜側(cè)極光對行星際激波壓縮效應(yīng)的響應(yīng)，Zhou和Tsurutani［15］利用Polar衛(wèi)星兩年內(nèi)觀測的53個(gè)與行星際激波撞擊磁層有關(guān)的極光事件進(jìn)行詳細(xì)的分析.結(jié)果發(fā)現(xiàn)夜側(cè)極光對行星際激波壓縮效應(yīng)的響應(yīng)大體上可以分為三類.第一類是碰撞作用直接導(dǎo)致太陽風(fēng)－磁層發(fā)電機(jī)效率增加從而觸發(fā)磁層亞暴，該過程極光表現(xiàn)為SC之后幾分鐘內(nèi)突然增亮；第二類是所謂的“偽爆發(fā)現(xiàn)象”，該過程大尺度的極光只在局部地區(qū)增亮；第三類是SC之后沒有觀測到明顯的極光活動增強(qiáng).而Liou等［16］對1996—1999年的43個(gè)事件進(jìn)行分析后發(fā)現(xiàn)，～52%的激波觸發(fā)了地磁場負(fù)彎擾（一個(gè)可以用來粗略表征亞暴是否發(fā)生的參數(shù)），但其中只有4個(gè)（～9%）事件在SC／SI之后的30min內(nèi)觀測到了極光爆發(fā)現(xiàn)象.他們最后總結(jié)得到激波壓縮磁層不太可能觸發(fā)亞暴，只是增強(qiáng)了磁層電流系和極光粒子沉降，IMF的北向偏轉(zhuǎn)似乎才是亞暴的觸發(fā)機(jī)制.Meurant等［7］對IMAGE衛(wèi)星觀測的3個(gè)事件進(jìn)行分析，結(jié)果顯示由激波攜帶的增強(qiáng)的太陽風(fēng)動壓和IMF條件共同決定著沉降粒子的總能量，并得出當(dāng)磁層處于非穩(wěn)態(tài)時(shí)激波才能夠觸發(fā)亞暴.上述衛(wèi)星極光觀測盡管依靠其覆蓋范圍廣闊，可以在大尺度上對與激波有關(guān)的極光演化成像，但無疑沒有給出一致性結(jié)論.

目前利用地面光學(xué)成像儀對與行星際激波壓縮磁層有關(guān)的夜側(cè)極光的響應(yīng)開展的工作還不多見.完全利用地面觀測的極光爆發(fā)（極向膨脹和西行浪涌）來判定行星際激波是否觸發(fā)亞暴的研究工作更少.這主要受限于地面觀測所需的自然條件以及觀測臺站的地理位置、當(dāng)時(shí)氣象條件等因素的影響.中國南極中山站和北極黃河站的極光觀測系統(tǒng)分別建成于1995年和2003年［17－19］.通常情況下，雖然不能觀測到亞暴極光點(diǎn)亮的過程，但兩個(gè)極光觀測臺站在夜側(cè)位于極光卵的極向邊緣或極蓋區(qū)，中等地磁活動條件下全天空視野的光學(xué)鏡頭甚至可以觀測到夜側(cè)極光卵的中心部分，為研究夜側(cè)極光提供了良好的條件.本文充分利用兩站連續(xù)多年的極光觀測數(shù)據(jù)，采用事例分析和時(shí)間序列的統(tǒng)計(jì)分析方法研究地基觀測的極光對行星際激波的響應(yīng)，為夜側(cè)極光對行星際激波的響應(yīng)特征給出概括性的結(jié)論.

2 極光觀測

我國在南極中山站和北極黃河站都安裝了先進(jìn)的極光全天空成像系統(tǒng)，為極光形態(tài)以及能譜學(xué)方面的研究奠定了堅(jiān)實(shí)的數(shù)據(jù)基礎(chǔ).南極中山站的地理坐標(biāo)為（69.4°S，76.4°E），地磁緯度為－74.5°MLAT.中山站的地方時(shí)（LT）比世界時(shí)（UT）早大約5h，磁地方時(shí)（MLT）比世界時(shí)大約早1.5h.在磁中午中山站處于極隙區(qū)下方，子夜則在極光卵的極向側(cè)或極蓋區(qū).因此中山站的地理位置特別適合觀測午后極光以及子夜高緯側(cè)極光.自從1995年中山站高空大氣物理觀測系統(tǒng)建立以來，已經(jīng)連續(xù)獲取了16年的極光光學(xué)觀測資料，為開展午后以及夜側(cè)極光的研究提供了雄厚的數(shù)據(jù)基礎(chǔ)［17，19］.

中國北極科學(xué)考察站——黃河站位于北極斯瓦爾巴特群島新奧爾松地區(qū)，地理坐標(biāo)為（78.92°N，11.93°E），地磁緯度為76.24°MLAT，處于地球極隙區(qū)緯度.黃河站的LT比UT早大約1h，MLT比UT早大約3h.黃河站的全天空CCD成像儀，在極夜期間能一天24小時(shí)連續(xù)進(jìn)行觀測，在一般的地磁活動條件下，可以獲得完整的日側(cè)極光卵以及夜側(cè)極光卵極向側(cè)和極蓋區(qū)的地面光學(xué)觀測特征，對日側(cè)和夜側(cè)極光的研究具有重要意義［20］.

受到觀測位置、氣象、日照等諸多自然條件的影響，截止到2008年底，我們挑選出SC／SI發(fā)生時(shí)中山站或黃河站位于夜側(cè)扇區(qū)期間有完整極光觀測的事件共計(jì)18個(gè).本文基于這18個(gè)事件就地面觀測的高時(shí)空分辨率的極光對行星際激波壓縮效應(yīng)的響應(yīng)進(jìn)行詳細(xì)的分析.對稱環(huán)電流指數(shù)SYM－H用來確定激波到達(dá)并作用于磁層的時(shí)間（SC／SI突始的時(shí)間），這樣的時(shí)間不確定控制在1min之內(nèi)［21］.按照SC／SI突始之后極光的活動類型可以將其分為兩類：第一類是行星際激波觸發(fā)的極光爆發(fā)事件（auroral breakup event，簡稱A類事件）；第二類是極光微弱增強(qiáng)或靜態(tài)無變化事件（weak intensification or quiescent event，簡稱W／Q類事件）.下面從光學(xué)觀測的角度對這兩類觀測現(xiàn)象分別給出個(gè)例描述.

2.1 行星際激波觸發(fā)的A類事件

這類事件揭示了行星際激波是觸發(fā)極光爆發(fā)的潛在因素.為了確定觸發(fā)式極光爆發(fā)，SC／SI突始與極光爆發(fā)的時(shí)間必須準(zhǔn)確地確定出來.下面給出其中一個(gè)代表性的行星際激波觸發(fā)的A類事件.圖1a—1e是2002年5月18日位于日地連線的ACE衛(wèi)星觀測的行星際磁場（IMF）和太陽風(fēng)參數(shù).圖1f—1i是極光電急流指數(shù)AU、AL、AE和對稱環(huán)電流指數(shù)SYM－H.圖中顯示19∶18UT之前IMF的Bz分量持續(xù)弱南向，磁場總強(qiáng)度B保持在～4nT，太陽風(fēng)參數(shù)Nsw、Vx和Pdyn基本不變.這樣的IMF和太陽風(fēng)條件使地磁活動長時(shí)間維持平靜狀態(tài)（見SYM－H、AE等指數(shù)）.ACE衛(wèi)星在19∶18UT觀測到IMF和太陽風(fēng)參數(shù)突然變化.磁場總強(qiáng)度B顯著增加，Bz開始擾動，主要以南向?yàn)橹?太陽風(fēng)等離子體參數(shù)Vx和Nsw突然增加，導(dǎo)致太陽風(fēng)動壓Pdyn由～1nPa陡增至～10nPa，即ACE衛(wèi)星監(jiān)測到一個(gè)行星際激波事件［22］.該激波的法向分量為（－0.919，－0.363，0.151），法向速度值達(dá)到520.3km／s，上游馬赫數(shù)為4.0，表明該前向快速激波與磁層幾乎正向碰撞［22］.

圖1i顯示SYM－H指數(shù)在20∶08UT突然增加，即該行星際激波與磁層相互作用觸發(fā)了SC.西向電急流指數(shù)AL在20min內(nèi)已經(jīng)減小到－550nT，即激波的突然撞擊觸發(fā)了地磁場負(fù)彎擾.AE指數(shù)由150nT增加至830nT，表明由密集的極光粒子沉降在夜側(cè)極光卵形成了一個(gè)高電導(dǎo)帶，即極光帶電急流.

SC期間中山站的磁地方時(shí)接近22MLT，即處于亞暴通常發(fā)生的地方時(shí)扇區(qū)［23］.圖1右邊是全天空成像儀在激波壓縮磁層期間拍攝的極光序列圖像.第一幀圖像左上角的箭號表示激波觸發(fā)SC的時(shí)間.從極光序列圖像可以看到SC剛剛發(fā)生時(shí)位于極光卵極向側(cè)或極蓋區(qū)的中山站并沒有觀測到極光，此時(shí)中山站上空極區(qū)空間電磁環(huán)境穩(wěn)定.圖中顯示極光開始點(diǎn)亮發(fā)生在中山站視野之外（緯度更低的區(qū)域），直到其極向邊界擴(kuò)展進(jìn)入全天空成像儀（20∶18UT）.20∶20UT開始在全天空成像儀低緯區(qū)域出現(xiàn)活動強(qiáng)度較大的極光，并迅速向高緯運(yùn)動，亮度幾乎飽和.追蹤極光序列圖，可以發(fā)現(xiàn)最先開始出現(xiàn)顯著增強(qiáng)的時(shí)間是20∶18∶38UT.截止到20∶24UT，極向運(yùn)動的爆發(fā)式極光布滿成像儀視野.極光序列圖像清晰地顯示增強(qiáng)的極光向極向運(yùn)動的同時(shí)也向西快速運(yùn)動，即形成所謂的“西行浪涌”.極光在20∶24UT亮度達(dá)到飽和，之后繼續(xù)向高緯擴(kuò)展，亮度逐漸降低，表明此時(shí)夜側(cè)極光卵的寬度顯著增加.極光序列圖像顯示20∶42UT中山站正天頂極光強(qiáng)度再次達(dá)到飽和，并出現(xiàn)了一系列的卷曲極光結(jié)構(gòu)，逐步分裂為南北向排列的多重極光弧.

圖2是中山站通門式磁力計(jì)觀測的地磁場變化.圖中顯示20∶08UT之前中山站上空電離層活動平靜.當(dāng)激波突然壓縮磁層，磁力計(jì)觀測到明顯的地磁場擾動效應(yīng)，20∶18UT之后磁場的水平分量顯示了典型的負(fù)彎擾特征.表明激波壓縮磁層使極區(qū)電離層感應(yīng)電流增強(qiáng).磁層亞暴期間典型的擾動幅度為200～2000nT，持續(xù)時(shí)間為1～3h［24］.圖2所示磁場擾動形態(tài)表明激波壓縮磁層觸發(fā)了典型的極光亞暴事件.

圖1 左邊自上而下依次是ACE衛(wèi)星于2002年5月18日觀測的（a）IMF總強(qiáng)度B，（b）Bz分量，（c）質(zhì)子數(shù)密度Np，（d）太陽風(fēng)速度Vx，（e）太陽風(fēng)動壓Pdyn，（f）—（h）極光電急流指數(shù)AU、AL、AE，（i）對稱環(huán)電流指數(shù)SYM－H.第一條豎直間斷線表示ACE衛(wèi)星在19∶18UT監(jiān)測到的行星際激波，第二條表示激波到達(dá)磁層在20∶08UT觸發(fā)一個(gè)SC事件.右邊是中山站全天空成像儀在20∶08—20∶50UT觀測的極光序列圖像，圖中的M.S和M.E分別代表磁南（極向）和磁東.Fig.1 Left panels from top to bottom are（a）total B，（b）IMF Bzcomponent，（c）proton density Np，（d）solar wind speed Vx，（e）solar wind dynamic pressure Pdyn，（f）—（h）auroral electrojet AU，AL and AE indices，（e）SYM－H index on 18 May 2002.The first vertical dashed line shows the shock time observed by ACE at 19∶18UT，and the second vertical dashed line shows the SC triggered by the interplanetary shock at 20∶08UT.A sequence of aurora images were displayed on right side from 20∶08UT to 20∶50UT.M.S and M.E marked magnetic south（poleward）and magnetic east，respectively.

2.2 行星際激波觸發(fā)的W／Q類事件

對于此類事件，SC之后的30min內(nèi)地面臺站并沒有觀測到極光活動顯著增強(qiáng).盡管某些激波壓縮磁層導(dǎo)致地磁指數(shù)AL降幅顯著，但對那些激波觸發(fā)的SC事件，在如此寬的時(shí)間窗口都沒有觀測到極光或極光活動顯著增強(qiáng)，我們將其稱為“靜態(tài)無變化”或“極光微弱增強(qiáng)”事件.由于受到觀測位置單一、視野覆蓋有限等的影響，這類事件并不能完全代表夜側(cè)極光卵沒有在其它地方時(shí)扇區(qū)發(fā)生局部極光爆發(fā)現(xiàn)象.雖然我們僅關(guān)注南極中山站和北極黃河站采集到的極光觀測數(shù)據(jù)，統(tǒng)計(jì)發(fā)現(xiàn)這類事件仍然具有一定的共性.由于W／Q類事件對應(yīng)的極光活動并不顯著，下面以一個(gè)代表性事例介紹此類行星際激波觸發(fā)的極光響應(yīng)事件.

圖2 2002年5月18日19∶00—21∶00UT中山站通門式磁力計(jì)觀測的地磁場三分量，黑色間斷線表示SC突始的時(shí)刻.Fig.2 Geomagnetic three components observed by fluxgate magnetometer at Zhongshan station during 19∶00—21∶00UT on 18May 2002.Black vertical dashed line shows the SC onset.

圖3左是1999年5月17日23∶00UT至18日02∶00UT期間ACE衛(wèi)星監(jiān)測的IMF和太陽風(fēng)等離子體參數(shù).00∶02UT，ACE衛(wèi)星監(jiān)測到一個(gè)行星際激波事件［22］.磁場總強(qiáng)度B突然增加，Bz分量變得更加北向，Nsw、Vx同時(shí)增加.太陽風(fēng)動壓Pdyn由～3nPa陡增至～9nPa.54min（00∶56UT）后行星際激波傳播到地球空間觸發(fā)了SC事件.該激波的法向分量為（－0.994，0.106，－0.038）［22］，法向速度值為444.3km·s－1，上游馬赫數(shù)為2.30，表明該前向快速激波與磁層正向碰撞.圖3顯示太陽風(fēng)動壓Pdyn增加值為～6nPa，激波作用于磁層導(dǎo)致SYM－H指數(shù)突然增加至少20nT.圖3f—3i顯示AU、AL、AE指數(shù)同時(shí)變化.AL在5min之內(nèi)減小到～－65nT，AU增加值超過了100nT.相對于2002年5月18日SC事件期間極光電急流的變化，圖3顯示地磁指數(shù)的變化幅度較微弱.

圖3 左邊是ACE衛(wèi)星于1999年5月17日23∶00UT至18日02∶00UT觀測的（a）IMF總強(qiáng)度B，（b）Bz分量，（c）質(zhì)子數(shù)密度Np，（d）日地連線方向的太陽風(fēng)速度Vx，（e）太陽風(fēng)動壓Pdyn，（f）—（h）極光電急流指數(shù)AU、AL、AE，（i）對稱環(huán)電流指數(shù)SYM－H.第一條豎直間斷線表示ACE衛(wèi)星在00∶02UT監(jiān)測到的行星際激波事件，第二條表示激波到達(dá)磁層在00∶56UT觸發(fā)的SC事件.右邊是00∶54—01∶32UT中山站觀測的極光序列圖像，圖中的M.S和M.E分別代表磁南（極向）和磁東.Fig.3 Left panels from top to bottom are（a）total B，（b）IMF Bzcomponent，（c）proton density Np，（d）solar wind speed Vx，（e）solar wind dynamic pressure Pdyn，（f）—（h）auroral electrojet AU，AL and AE indices，（i）SYM－H index between 23∶00UT on 17May and 02∶00UT on 18May 2002.The first vertical dashed line shows the shock time observed by ACE at 00∶02UT，and the second vertical dashed line shows the SC triggered by the interplanetary shock at 00∶56UT.A sequence of aurora images were displayed on right side from 00∶54UT to 01∶32UT.M.S and M.E marked magnetic south（poleward）and magnetic east，respectively.

圖3右是00∶54—01∶32UT期間中山站全天空成像儀觀測的極光序列圖像.SC之前在中山站東北方向（低緯）觀測到一條亮度極低的極光弧，該極光弧長時(shí)間存在.SC之后的短時(shí)間內(nèi)暗弱的極光弧持續(xù)在東北側(cè)活動，并沒有明顯的活動增強(qiáng)跡象，相反在01∶02UT之后極光弧逐漸消失，此后中山站上空直到01∶12UT才再次出現(xiàn)弱的極光弧結(jié)構(gòu).該極光弧逐漸發(fā)展為東西向排列的多重弧結(jié)構(gòu)，并呈現(xiàn)了冕狀極光的特征.多重極光弧并沒有顯著的活動增強(qiáng)現(xiàn)象，運(yùn)動至中山站正天頂之后并沒有繼續(xù)向高緯移動.多重弧演化的過程中，中山站天頂出現(xiàn)了渦狀極光，是夜側(cè)極光卵中典型的極光微弱增強(qiáng)結(jié)構(gòu)［25］.綜上所述，外部的行星際激波與磁層相互作用并沒有引起極光的整體爆發(fā)式增強(qiáng)，僅屬于一種局地式極光微弱增強(qiáng)（極光弧增亮）現(xiàn)象.

圖4是中山站通門式磁力計(jì)觀測的地磁場變化.圖中顯示00∶56UT之前中山站上空電離層活動平靜.當(dāng)激波突然壓縮磁層，中山站磁力儀觀測到了擾動效應(yīng)，磁場水平分量的變化顯示了類似負(fù)彎擾特征.前面提到亞暴期間典型的擾動幅度為200～2000nT，持續(xù)時(shí)間為1～3h［24］.而圖4所示磁場擾動幅度較小，持續(xù)時(shí)間短暫，即激波壓縮磁層沒有觸發(fā)典型的極光亞暴事件.

圖4 1999年5月18日00∶00—02∶00UT中山站通門式磁力計(jì)觀測的地磁場三分量，黑色豎直間斷線表示SC突始的時(shí)刻.Fig.4 Geomagnetic three components observed by fluxgate magnetometer at Zhongshan station during 00∶00—02∶00UT on 18May 1999.Black vertical dashed line shows the SC onset.

地面觀測的極光雖然表現(xiàn)出向高緯運(yùn)動的特征，但圖3的極光序列圖顯示激波的突然壓縮并沒有觸發(fā)極光爆發(fā)，相反只有微弱的增亮，而且極光響應(yīng)激波壓縮效應(yīng)的時(shí)間延遲較長.其次，圖4所示高緯磁力計(jì)觀測數(shù)據(jù)顯示SC之后雖然出現(xiàn)了類似負(fù)彎擾結(jié)構(gòu)，但彎擾的幅度較小，持續(xù)時(shí)間短暫，即沒有達(dá)到亞暴期間典型的磁場擾動效應(yīng).因此，就該事件而言，太陽風(fēng)動壓增強(qiáng)幅度較大的行星際激波引起了極光的微弱增強(qiáng).

3 統(tǒng)計(jì)分析

個(gè)例研究表明與行星際激波撞擊磁層有關(guān)的夜側(cè)極光的響應(yīng)包括A與W／Q兩類事件.但個(gè)例研究無法得出各類事件的發(fā)生頻率、參數(shù)變化規(guī)律等，接下來主要通過時(shí)間序列分析的方法，研究這兩類極光響應(yīng)事件各類別參數(shù)變化的統(tǒng)計(jì)規(guī)律.研究針對1998—2008年11年間共18個(gè)事件進(jìn)行分析.

表1列出了18個(gè)事件及其相關(guān)參數(shù).第一、二列分別是行星際激波發(fā)生的日期和ACE衛(wèi)星觀測到激波的時(shí)間，第三列給出了激波下游IMF的Bz分量的變化.作為判定激波到達(dá)地球空間的準(zhǔn)確時(shí)刻，SC／SI突始的時(shí)間列于第四列［21］.在此，通過檢測西向電急流指數(shù)AL，我們也考慮了磁場的負(fù)彎擾.由行星際激波觸發(fā)的地磁場負(fù)彎擾的定義是，SC／SI突始之后的30min內(nèi)AL指數(shù)突然降低至少－100nT［16］.鑒于此，AL指數(shù)在半小時(shí)內(nèi)的最小值列于第五列，18個(gè)激波事件中有12個(gè)地磁場負(fù)彎擾事件.

表1 行星際激波與夜側(cè)極光事件Table 1 List of interplanetary shock and associated nightside aurora events

第六列是SC／SI之后半小時(shí)內(nèi)中山站或黃河站觀測到極光爆發(fā)的時(shí)刻，W／Q表示極光微弱增強(qiáng)或靜態(tài)無變化事件.衛(wèi)星大尺度的光學(xué)觀測發(fā)現(xiàn)極光爆發(fā)可以發(fā)生在激波到達(dá)磁層之后的10min內(nèi)［15］.考慮到地面全天空成像儀的地方時(shí)和緯向覆蓋有限，我們要求在SC／SI突始之后的30min內(nèi)既觀測到地磁場負(fù)彎擾，又應(yīng)觀測到極光爆發(fā)現(xiàn)象.這樣的時(shí)間窗口足以包括大部分觸發(fā)式極光爆發(fā)事件.本文定義的極光爆發(fā)現(xiàn)象是指從極光序列圖像中判定與SC／SI突始之前的極光活動相比，那些極光整體膨脹式極向運(yùn)動（poleward bulge expansion）、極光浪涌（surge）表現(xiàn)突出的光學(xué)現(xiàn)象.從極光序列圖像檢查極光整體膨脹式極向運(yùn)動或極光浪涌事件的過程中，一般整體運(yùn)動被確定下來，我們及時(shí)追蹤到極光第一次活動明顯增強(qiáng)的圖像，增強(qiáng)的活動包括快速的極向運(yùn)動和方位角方向運(yùn)動.第一次極光活動增強(qiáng)的時(shí)間就是極光爆發(fā)的時(shí)間.本文涉及的極光爆發(fā)包括了行星際激波觸發(fā)的極光亞暴和亞暴期間激波撞擊導(dǎo)致的極光活動持續(xù)增強(qiáng).表1顯示極光活動持續(xù)增強(qiáng)幾乎隨SC／SI的突始瞬時(shí)發(fā)生.為了把“極光微弱增強(qiáng)”和極光爆發(fā)區(qū)別開來，定義快速移動的極光的緯度區(qū)間要不小于2°MLAT.這樣的選取標(biāo)準(zhǔn)可以比較準(zhǔn)確地判定極光爆發(fā)事件突始的時(shí)間.基于這樣的事件選擇標(biāo)準(zhǔn)，表1列出的18個(gè)事件中極光爆發(fā)事件有8個(gè)，極光微弱增強(qiáng)或靜態(tài)無變化事件共計(jì)10個(gè).

圖5 左、右兩列分別是與A、W／Q類事件有關(guān)的太陽風(fēng)和IMF參量的時(shí)間序列變化.從上至下依次是IMF總強(qiáng)度B、Bz分量、太陽風(fēng)質(zhì)子數(shù)密度Np、速度V、太陽風(fēng)動壓Pdyn、太陽風(fēng)－磁層能量耦合函數(shù)ε、磁壓強(qiáng)Pmag.實(shí)線表示各參量的中值，第二行的紅色虛線表示零值.Fig.5 Epoch time analysis of solar wind and IMF parameters on A，W／Q events.Panels from top to bottom are the total B，IMF Bzcomponent，proton density Np，solar wind speed V，dynamic pressure Pdyn，solar wind－magnetosphere coupling functionε，and magnetic pressure Pmag.Solid lines indicate the median value of every parameter，and red dashed lines in the second row show the zero value.

為了探究行星際激波觸發(fā)的A和W／Q兩類事件的原因，我們對相關(guān)參數(shù)作了時(shí)間序列的分析.考察了IMF和太陽風(fēng)等離子體參數(shù)以及太陽風(fēng)－磁層能量耦合函數(shù)ε在激波上、下游的變化，以及相應(yīng)的地磁指數(shù)在激波觸發(fā)的SC／SI前后的變化.圖5是兩類事件的IMF與太陽風(fēng)參量以及ε函數(shù)的時(shí)間序列分析結(jié)果，時(shí)間跨度為SC／SI前后各三小時(shí).左、右兩列分別表示A與W／Q的相關(guān)參數(shù)的變化.圖中實(shí)線表示不同參量的中值.綜合表1和圖5的主要結(jié)果可歸納如下：

（1）行星際激波撞擊磁層容易觸發(fā)地磁場負(fù)彎擾，但不一定伴隨極光爆發(fā).

（2）對于兩類事件，IMF總強(qiáng)度B在激波下游均突然增加，而A類事件對應(yīng)的B的增加值更加顯著.A類事件對應(yīng)的Bz在激波上游以南向或接近零值為主，激波下游Bz南向更強(qiáng)（個(gè)別事例顯示Bz北向偏轉(zhuǎn)）.W／Q類事件對應(yīng)的Bz在激波上下游的變化并不十分顯著.

（3）A類事件對應(yīng)的太陽風(fēng)動壓Pdyn的增加值幾乎是W／Q類事件的兩倍.太陽風(fēng)質(zhì)子數(shù)密度Np對激波是否觸發(fā)極光爆發(fā)的影響相對較小.對18個(gè)事件一一檢查之后發(fā)現(xiàn)太陽風(fēng)速度V的增加值較大時(shí)激波容易觸發(fā)A類事件.

（4）最為顯著的特征是A類事件對應(yīng)的ε函數(shù)在激波上游通常持續(xù)緩慢增加，當(dāng)行星際激波與磁層相互作用之后ε函數(shù)突然大幅增加；而W／Q類事件對應(yīng)的ε函數(shù)則沒有顯著的增加.

（5）在此我們特別注意了激波上、下游行星際磁壓強(qiáng)Pmag的變化.A類事件對應(yīng)的Pmag在激波下游迅速增加，增加值甚至超過100pPa；W／Q類事件對應(yīng)的Pmag增加值相對較小.

圖6 左、右兩列分別是與A、W／Q類事件有關(guān)的地磁活動指數(shù)的時(shí)間序列變化.從上至下依次是AU、AL、AE、SYM－H和PC.實(shí)線表示指數(shù)的中值.Fig.6 Epoch time analysis of the variation of the geomagnetic indices on A，W／Q events.Panels from top to bottom are AU，AL，AE，SYM－H and PC indices.Solid line indicates the median value.

為了考察相應(yīng)的地磁擾動響應(yīng)情況，圖6給出極光電急流指數(shù)AU、AL、AE、對稱環(huán)電流指數(shù)SYM－H以及極蓋指數(shù)PC隨時(shí)間的變化.圖中清晰地顯示A類事件對應(yīng)的AU、｜AL｜和AE指數(shù)在激波到達(dá)磁層之前普遍持續(xù)增加，反映了極區(qū)電離層電流系處于持續(xù)的擾動狀態(tài)，即極區(qū)空間環(huán)境處于不穩(wěn)定狀態(tài).W／Q類事件對應(yīng)的極光電急流指數(shù)在激波到達(dá)磁層之前變化微弱，表明極區(qū)空間電磁環(huán)境相對穩(wěn)定.激波與磁層相互作用期間，與A類事件對應(yīng)的AU、AL、AE變化顯著，個(gè)別事件對應(yīng)的AL指數(shù)降幅超過了－1000nT.W／Q類事件對應(yīng)的AU、AL、AE變化相對較小.AL指數(shù)的大幅減小表示行星際激波的撞擊使地磁活動顯著增強(qiáng)［26］，與亞暴電流楔有關(guān)的極光電急流增強(qiáng).圖6顯示激波與磁層相互作用均導(dǎo)致SYM－H指數(shù)突然增加，表示東向的磁層頂電流快速增加，并由此觸發(fā)了地磁場強(qiáng)擾動.最后一欄顯示A類事件對應(yīng)的PC指數(shù)的增加值更大.

按照每個(gè)事件發(fā)生時(shí)地面極光觀測臺站當(dāng)時(shí)所在的地方時(shí)扇區(qū)，我們給出了18個(gè)事件隨MLT分布的直方圖7.圖7顯示大部分極光觀測事件位于子夜前，即位于亞暴通常發(fā)生的地方時(shí)扇區(qū)［23］，子夜至早晨扇區(qū)共計(jì)4個(gè).

圖7 位于不同磁地方時(shí)扇區(qū)（MLT）的極光觀測事件個(gè)數(shù)，灰色表示A類事件、黑白漸變表示W(wǎng)／Q類事件.Fig.7 Magnetic local time distribution of aurora events.Gray indicates A events，and gray of shade shows W／Q events.

4 討論與結(jié)論

中國南極中山站和北極黃河站的全天空成像儀觀測顯示夜側(cè)極光對行星際激波撞擊磁層的響應(yīng)包括A與W／Q兩類事件.表1所列的18個(gè)極光觀測事件中，67%的事件在SC／SI之后的30min內(nèi)觀測到了地磁場負(fù)彎擾，負(fù)彎擾的比例明顯高于前人研究的結(jié)果［12］；激波觸發(fā)的A類事件所占的比例為44%，與衛(wèi)星觀測的結(jié)果一致［15］.前面已經(jīng)提到本文全天空成像儀觀測的極光爆發(fā)包括了行星際激波觸發(fā)的極光亞暴和亞暴期間壓縮效應(yīng)導(dǎo)致的極光活動持續(xù)增強(qiáng).即地基光學(xué)觀測的結(jié)果意味著地磁場負(fù)彎擾不一定伴隨極光爆發(fā)現(xiàn)象，體現(xiàn)了單純利用負(fù)彎擾作為亞暴判據(jù)的局限性［12，16，27－28］.

本文對18個(gè)事件的IMF和太陽風(fēng)等相關(guān)參數(shù)進(jìn)行時(shí)序分析的結(jié)果顯示，8個(gè)A類事件對應(yīng)的Bz分量在激波上游均持續(xù)一段時(shí)間南向，另外10個(gè)事件中的某些個(gè)例也有持續(xù)一段時(shí)間的南向IMF.可見，伴隨南向IMF的行星際激波與磁層相互作用易于觸發(fā)A類事件.前人的研究工作總結(jié)得到伴隨SC／SI在某些條件下會觸發(fā)亞暴事件，例如較大的AE（AE＞100nT）［12］、SC／SI之前超過30min的南向IMF［13－14］.Zhou和Tsurutani［15］的研究結(jié)果也得出太陽風(fēng)動壓突然增加之前的1.5h內(nèi)南向IMF是激波觸發(fā)亞暴的一個(gè)必要條件.Liou等［16］則認(rèn)為激波作用于磁層觸發(fā)的亞暴極有可能與IMF同時(shí)北向偏轉(zhuǎn)有關(guān).Yue等［29］對106個(gè)激波事件進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析發(fā)現(xiàn)南向IMF的行星際激波容易觸發(fā)亞暴類強(qiáng)地磁活動，伴隨北向IMF的激波僅產(chǎn)生了一種壓縮效應(yīng).因此，持續(xù)一段時(shí)間的南向IMF是觸發(fā)極光爆發(fā)的關(guān)鍵要素.

當(dāng)IMF處于南向期間，在地球磁層頂附近發(fā)生磁重聯(lián)的物理過程，太陽風(fēng)中的能量、質(zhì)量和動量通過重聯(lián)的磁通量管輸入到磁層中.這些能量在磁層中分散，暫時(shí)儲存［30］.輸入向日面磁層的能量，有一部分通過場向電流直接傳輸?shù)礁呔曤婋x層，以極光、焦耳熱的形式消耗掉［24］.其余能量輸運(yùn)到磁尾，在磁尾暫時(shí)以等離子體的動能、熱等離子體能量以及磁場能量的形式儲存起來［24］.圖6顯示與A類事件對應(yīng)的SYM－H指數(shù)在SC／SI之前主要為負(fù)或接近零，即南向IMF條件下西向環(huán)電流隨時(shí)間增大，磁層處于能量持續(xù)填充或填充即滿的狀態(tài)［31］.同時(shí)中值的變化顯示了AU、｜AL｜和AE指數(shù)在SC／SI之前總體呈現(xiàn)增長的態(tài)勢，即極區(qū)空間電流系處于持續(xù)擾動狀態(tài)，表示儲存在磁尾的部分能量在極區(qū)電離層緩慢釋放.W／Q類事件對應(yīng)的SYM－H指數(shù)在SC／SI之前較大，表示西向環(huán)電流相對較弱，磁層本身儲存的能量較少，磁層處于非常穩(wěn)定的狀態(tài).同時(shí)圖6顯示AU、｜AL｜和AE指數(shù)在SC／SI之前普遍較小，即當(dāng)時(shí)極區(qū)空間電磁環(huán)境持續(xù)穩(wěn)定.通常PC指數(shù)越大，極區(qū)地磁擾動越強(qiáng)［32－33］.對照圖6發(fā)現(xiàn)A類事件對應(yīng)的極區(qū)地磁擾動的劇烈程度在SC／SI之前明顯更高.

為了定量地描述磁層能量輸入的效率，我們考察了太陽風(fēng)－磁層能量耦合函數(shù)ε在激波上、下游的變化［34］.ε函數(shù)與V和B2成正比，V和B增加值較大時(shí)能量耦合效率大幅提高.圖5顯示所有激波事件的ε值均突然增加，但A類事件對應(yīng)的ε增加值遠(yuǎn)大于W／Q類事件對應(yīng)的ε的變化.該結(jié)果表明磁層輸入的能量越多，觸發(fā)極光爆發(fā)的幾率越大.圖5顯示與A類事件對應(yīng)的極光電急流指數(shù)在SC／SI突始之后顯著增加，說明磁尾能量耗散急劇增加.W／Q類事件對應(yīng)的極光電急流指數(shù)變化幅度則相對較小.與亞暴電流楔密切相關(guān)的AL指數(shù)的降幅非常微弱的原因包括了兩種可能：簡單的壓縮效應(yīng)導(dǎo)致AL減小［16，29］；另一種可能是SC／SI之前磁尾儲存的能量較少所致［15，35］.圖6所示A類事件對應(yīng)的PC指數(shù)的增加值更加明顯，表示輸入磁層的能量越多，激波的壓縮效應(yīng)引起的極區(qū)地磁擾動越強(qiáng).

行星際激波與磁層相互作用觸發(fā)了地磁場強(qiáng)擾動，受到東向磁層頂電流增強(qiáng)的影響，圖6顯示18個(gè)事件對應(yīng)的SYM－H指數(shù)迅速增加.尾向傳播的行星際激波壓縮磁層導(dǎo)致磁尾磁場增強(qiáng)，儲存在磁尾的磁場能量增加.激波的壓縮可以在～2min內(nèi)使磁尾達(dá)到新的平衡，即在短時(shí)間內(nèi)建立起強(qiáng)越尾電流體系［9］.Borovsky等［36］發(fā)現(xiàn)磁尾等離子體片密度、溫度和壓強(qiáng)在行星際激波壓縮期間均顯著增加.磁尾的這種位形處于不穩(wěn)定狀態(tài)，強(qiáng)壓縮促使越尾電流片激發(fā)不穩(wěn)定的等離子體波［37］.對于行進(jìn)的激波到達(dá)磁層之前磁層能量填充較滿的事件，激波的突然壓縮易于觸發(fā)磁尾磁重聯(lián)和越尾電流中斷，導(dǎo)致磁尾粒子注入環(huán)電流、磁場偶極化過程形成［9，38－39］.環(huán)電流的增加導(dǎo)致SYM－H指數(shù)持續(xù)減小，表現(xiàn)為圖6所示的SYM－H指數(shù)突然增加之后再減小.當(dāng)磁層本身儲存的能量較少時(shí)（磁層處于穩(wěn)態(tài)），碰撞效應(yīng)使輸入磁層的能量首先在磁尾儲存，磁層經(jīng)歷能量積累的過程［40］.與此同時(shí)，由于磁尾并沒有建立起強(qiáng)越尾電流系，SYM－H指數(shù)的增加僅是由東向磁層頂電流增加所致，即SYM－H指數(shù)在SC／SI之后幾乎沒有減小.總之，磁層儲存的能量較多時(shí)，外部行星際激波突然壓縮通常導(dǎo)致能量爆發(fā)式的釋放，從而觸發(fā)了極光爆發(fā)事件；當(dāng)磁層處于穩(wěn)定的狀態(tài)，激波的碰撞使其首先進(jìn)行能量儲存，即地面臺站并沒有觀測到很強(qiáng)的極光活動.綜上所述，極區(qū)空間電磁環(huán)境和磁層本身的能量狀態(tài)是行星際激波能否觸發(fā)極光爆發(fā)的先導(dǎo)條件.

總結(jié)以上的數(shù)據(jù)分析和討論，可以得出如下結(jié)論：

（1）我國南極中山站和北極黃河站地面光學(xué)觀測顯示行星際激波與磁層相互作用在夜側(cè)電離層觸發(fā)了A和W／Q兩類事件.地磁場負(fù)彎擾并不一定伴隨極光爆發(fā)，負(fù)彎擾的比例高于極光爆發(fā)事件的比例.

（2）行星際激波上游的南向IMF是激波觸發(fā)極光爆發(fā)的必要條件.

（3）太陽風(fēng)－磁層能量耦合的效率越高，極光爆發(fā)事件發(fā)生的幾率越大.

（4）磁層處于能量填充階段激波的突然撞擊易于觸發(fā)極光爆發(fā).

致 謝 中國南北極考察歷次執(zhí)行高空大氣物理觀測項(xiàng)目的科考隊(duì)員為極光觀測數(shù)據(jù)的采集付出了艱辛，NASA的CDAweb在互聯(lián)網(wǎng)上提供了行星際磁場和太陽風(fēng)參數(shù)，WDC的Kyoto中心提供了地磁活動指數(shù)，在此一并致謝.

（

）

［1］ Zong Q，Wang Y，Yuan C，et al.Fast acceleration of“killer”electrons and energetic ions by interplanetary shock stimulated ULF waves in the inner magnetosphere.ChineseScienceBulletin，2011，56（12）：1188－1201，doi：10.1007／s11434－010－4308－8.

［2］ 郭孝城，胡友秋.地球極區(qū)電離層對行星際激波的響應(yīng).地球物理學(xué)報(bào)，2007，50（4）：951－956.

Guo X C，Hu Y Q.Response of Earth＇s ionosphere to interplanetary shocks.ChineseJ.Geophys.（in Chinese），2007，50（4）：951－956.

［3］ Wang C，Li C X，Huang Z H，et al.Effect of interplanetary shock strengths and orientations on storm sudden commencement rise times.GeophysicalResearchLetters，2006，33（14）：doi：10.1029／2006gl025966.

［4］ Araki T.A physical model of the geomagnetic sudden commencement.／／Solar Wind Sources of Magnetospheric Ultra－Low－Frequency Waves.Geophys.Monogr.Ser.，1994，81：183－200.

［5］ Meurant M，Gérard J－C，Blockx C，et al.Propagation of electron and proton shock－induced aurora and the role of the interplanetary magnetic field and solar wind.Journalof GeophysicalResearch，2004，109（A10）：doi：10.1029／2004ja010453.

［6］ Zhou X Y，Tsurutani B T.Rapid intensification and propagation of the dayside aurora：Large scale interplanetary pressure pulses（fast shocks）.GeophysicalResearchLetters，1999，26（8）：1097－1100，doi：10.1029／1999GL900173.

［7］ Meurant M，Gérard J－C，Blockx C，et al.Comparison of intense nightside shock－induced precipitation and substorm activity.JournalofGeophysicalResearch，2005，110（A7）：doi：10.1029／2004ja010916.

［8］ Du A M，Sun W，Tsurutani B T，et al.Observations of dawndusk aligned polar cap aurora during the substorms of January 21，2005.PlanetaryandSpaceScience，2011，59（13）：1551－1558，doi：10.1016／j.pss.2011.06.021.

［9］ 洪明華，王憲民，Chua D等.極光亞暴對太陽風(fēng)壓強(qiáng)激波的響應(yīng).科學(xué)通報(bào)，2001，46（13）：1113－1117.

Hong M H，Wang X M，Chua D，et al.Auroral substorm response to solar wind pressure shock.ChineseScience Bulletin（in Chinese），2001，46（13）：1113－1117.

［10］ Schieldge J P，Siscoe G L.A correlation of the occurrence of simultaneous sudden magnetospheric compressions and geomagnetic bay onsets with selected geophysical indices.J.Atmos.Terr.Phys，1970，32：1819.

［11］ Kawasaki K，Akasofu S I，Yasuhara F，et al.Storm sudden commencements and polar magnetic substorms.Journalof GeophysicalResearch，1971，76（28）：6781－6789，doi：10.1029／JA076i028p06781.

［12］ Kokubun S，McPherron R L，Russell C T.Triggering of substorms by solar wind discontinuities.JournalofGeophysical Research，1977，82（1）：74－86，doi：10.1029／JA082i001p00074.

［13］ Burch J L.Preconditions for the triggering of polar magnetic substorms by storm sudden commencements.Journalof GeophysicalResearch，1972，77：doi：10.1029／JA077i028p05609.

［14］ Akasofu S I，Chao J K.Interplanetary shock waves and magnetospheric substorms.PlanetandSpaceScience，1980，28（4）：381－385.

［15］ Zhou X Y，Tsurutani B T.Interplanetary shock triggering of nightside geomagnetic activity：Substorms，pseudobreakups，and quiescent events.JournalofGeophysicalResearch，2001，106（A9）：18957－18967.

［16］ Liou K，Newell P T，Meng C I.Investigation of external triggering of substorms with Polar ultraviolet imager observations.JournalofGeophysicalResearch，2003，108（A10）：doi：10.1029／2003JA009984.

［17］ 胡紅橋，劉瑞源，王敬芳等.南極中山站極光形態(tài)的統(tǒng)計(jì)特征.極地研究，1999，11（1）：8－18.

Hu H Q，Liu R Y，Wang J F，et al.Statistical characteristics of the aurora observed at Zhongshan station，Antarctica.ChineseJ.PolarSci.（in Chinese），1999，11（1）：8－18.

［18］ 胡澤駿，楊惠根，艾勇等.日側(cè)極光卵的可見光多波段觀測特征——中國北極黃河站首次極光觀測初步分析.極地研究，2005，17（2）：107－114.

Hu Z J，Yang H G，Ai Y，et al.Multiple wavelengths observation of dayside auroras in visible range—A preliminary result of the first wintering aurora observation in Chinese Arctic station at Ny－?lesund.ChineseJ.PolarSci.（in Chinese），2005，17（2）：107－114.

［19］ Yang H，Sato N，Makita K，et al.Synoptic observations of auroras along the postnoon oval：a survey with all－sky TV observations at Zhongshan，Antarctica.JournalofAtmospheric andSolar－TerrestrialPhysics，2000，62（9）：787－797，doi：10.1016／S1364－6826（00）00054－7.

［20］ Hu Z J，Yang H，Huang D，et al.Synoptic distribution of dayside aurora：Multiple－wavelength all－sky observation at Yellow River Station in Ny－?lesund，Svalbard.JournalofAtmosphericandSolar－TerrestrialPhysics，2009，71（8－9）：794－804，doi：10.1016／j.jastp.2009.02.010.

［21］ Nishida A.Geomagnetic Diagnosis of the Magnetosphere.New York：Springer－Verlag，1978：256.

［22］ Wang C，Li H，Richardson J D，et al.Interplanetary shock characteristics and associated geosynchronous magnetic field variations estimated from sudden impulses observed on the ground.JournalofGeophysicalResearch，2010，115（A09215）：doi：10.1029／2009JA014833.

［23］ Akasofu S I.The development of the auroral substorm.PlanetaryandSpaceScience，1964，12（4）：273－282，doi：10.1016／0032－0633（64）90151－5.

［24］ 徐文耀.地磁學(xué).北京：地震出版社：2003.

Xu W Y.Geomagnetism（in Chinese）.Beijing：Seismological Press，2003.

［25］ Voronkov I O，Donovan E F，Samson J C.Observations of the phases of the substorm.JournalofGeophysicalResearch，2003，108（A2）：doi：10.1029／2002JA009314.

［26］ McPherron R L，Hsu T S.A comparison of substorms occurring during magnetic storms with those occurring during quiet times.JournalofGeophysicalResearch，2002，107（A9）：doi：10.1029／2001JA002008.

［27］ Kawasaki K，Akasofu S I，Yasuhara F，et al.Storm sudden commencements and polar magnetic substorms.Journalof GeophysicalResearch，1971，76：doi：10.1029／JA076i028 p06781.

［28］ Akasofu S I.Polar and Magnetospheric Substorms.New York：Springer－Verlag，1968：280.

［29］ Yue C，Zong Q G，Zhang H，et al.Geomagnetic activity triggered by interplanetary shocks.JournalofGeophysical Research，2010，115：doi：10.1029／2010ja015356.

［30］ Du A M，Tsurutani B T，Sun W.Solar wind energy input during prolonged，intense northward interplanetary magnetic fields：A new coupling function.JournalofGeophysical Research，2011，116（A12）：doi：10.1029／2011ja016718.

［31］ Gonzalez W D，Tsurutani B T，Gonzalez A L C，et al.Solar wind－magnetosphere coupling during intense magnetic storms（1978—1979）.JournalofGeophysicalResearch，1989，94（A7）：8835－8851，doi：10.1029／JA094iA07p08835.

［32］ Troshichev O A，Janzhura A S，Stauning P.Magnetic activity in the polar caps：Relation to sudden changes in the solar wind dynamic pressure.JournalofGeophysicalResearch，2007，112（A11202）：doi：10.1029／2007JA012369.

［33］ Lukianova R.Magnetospheric response to sudden changes in solar wind dynamic pressure inferred from polar cap index.JournalofGeophysicalResearch，2003，108（A12，1428）：doi：10.1029／2002JA009790.

［34］ Akasofu S I，Chapman S.Solar－Terrestrial Physics.Oxford：Clarendon Press，1972.

［35］ Tsurutani B T，Lakhina G S，Verkhoglyadova O P，et al.A review of interplanetary discontinuities and their geomagnetic effects.JournalofAtmosphericandSolar－TerrestrialPhysics，2011，73（1）：5－19，doi：10.1016／j.jastp.2010.04.001.

［36］ Borovsky J E，Thomsen M F，Elphic R C.The driving of the plasma sheet by the solar wind.JournalofGeophysical Research，1998，103（A8）：17617，doi：10.1029／97ja02986.

［37］ Chang C L，Wong H K，Wu C S.Electromagnetic instabilities attributed to a cross－field ion drift.Phys.Rev.Lett.，1990，65：1104.

［38］ Lui A T Y.Current disruption in the Earth′s magnetosphere：Observations and models.JournalofGeophysicalResearch，1996，101（A6）：13067－13088.

［39］ Baker D N，Pulkkinen T I，Angelopoulos V，et al.Neutral line model of substorms：Past results and present view.JournalofGeophysicalResearch，1996，101（A6）：12975－13010.

［40］ Du A M，Tsurutani B T，Sun W.Anomalous geomagnetic storm of 21－22January 2005：A storm mainphase during northward IMFs.JournalofGeophysicalResearch，2008，113（A10214）：doi：10.1029／2008JA013284.