王 慧

武漢大學(xué)電子信息學(xué)院 空間物理系，武漢 430072

0 引言

場(chǎng)向電流（field-aligned currents,FACs）是高緯電離層與磁層之間沿著磁力線流動(dòng)的電流，是磁層質(zhì)量、能量、動(dòng)量傳輸?shù)诫婋x層的重要途徑，在磁層—電離層耦合中扮演著重要角色.1908 年，挪威物理學(xué)家Kristian Birkeland 在研究北極圈極光時(shí)最早發(fā)現(xiàn)FACs，當(dāng)極光出現(xiàn)時(shí)，磁力儀的指針會(huì)改變方向.Birkeland 認(rèn)為這意味著在上空有電流流動(dòng).他通過著名的Terella 球?qū)嶒?yàn)，解釋說：“我們之所以能看到極光，是因?yàn)樗鼈兪莵碜蕴柕牡入x子體”.他理論推測(cè)，極光是由電流沿著磁力線從外太空流向高層大氣形成的.是否真實(shí)存在場(chǎng)向電流的爭論持續(xù)了50 多年.隨著首顆人造衛(wèi)星Sputnik 發(fā)射升空，人類進(jìn)入太空時(shí)代后，1966 年FACs 終于被衛(wèi)星（1963 38C）磁場(chǎng)觀測(cè)所證實(shí)[雖然Zmuda等（1966）最初的解釋是磁流體波].60 多年來科學(xué)家最終證實(shí)了Birkeland 的預(yù)言.在1967 年的Birkeland 會(huì)議上，學(xué)者們一致提議將場(chǎng)向電流稱為“Birkeland 電流”，得到了國際地磁和大氣聯(lián)合會(huì)的認(rèn)可.Iijima 和Potemra（1978）根據(jù)Triad 衛(wèi)星磁場(chǎng)觀測(cè)數(shù)據(jù)得到FACs 的統(tǒng)計(jì)模式，此時(shí)距離FACs 提出已有70 年.如今，科學(xué)家們深信，地球空間許多重要的物理現(xiàn)象都與場(chǎng)向電流相關(guān).

此后，隨著低軌衛(wèi)星的不斷發(fā)射升空，如S3-2、Dynamics Explorer-1（DE-1）、Magsat、ISEE 1 號(hào)和2 號(hào)、Viking、DE 2、FAST、?rsted、Magsat、DMSP、CHAMP、AMPER、ST-5、Swarm 等，空間磁場(chǎng)資料日益豐富.科學(xué)家們使用這些豐富的衛(wèi)星本地測(cè)量數(shù)據(jù)，開展了大量的高緯FACs 研究，包括統(tǒng)計(jì)學(xué)分析了太陽風(fēng)、行星際磁場(chǎng)（interplanetary magnetic field,IMF）對(duì)FACs 的影響，地磁擾動(dòng)期間（磁暴和亞暴期間）FACs 的動(dòng)力學(xué)演變特征，以及不同時(shí)間尺度FACs 的分布特征（例如Smiddy et al.,1980;Burch et al.,1983;Zanetti et al.,1983;Kelly et al.,1986;Ohtani et al.,1995;Weimer,2001;Eriksson et al.,2002;Papitashvili et al.,2002;Ohtani et al.,2005;Wang et al.,2005;Rother et al.,2007;Gjerloev et al.,2011;Ritter et al.,2013;Anderson et al.,2014;Le et al.,2016;Ohtani et al.,2018;王慧等,2020;Wang and Lühr,2021）.這些細(xì)致深入的研究為我們理解場(chǎng)向電流的時(shí)空分布和產(chǎn)生機(jī)制提供了有價(jià)值的信息，具有重要的理論意義.

本文總結(jié)了近年來國內(nèi)外關(guān)于場(chǎng)向電流的研究進(jìn)展，其中第1 節(jié)為場(chǎng)向電流的產(chǎn)生及其主要類型；第2 節(jié)為磁暴期間場(chǎng)向電流的變化特征；第3 節(jié)為亞暴期間場(chǎng)向電流的空間構(gòu)型；第4 節(jié)討論了場(chǎng)向電流的開放性問題，以供今后進(jìn)一步研究參考.

1 場(chǎng)向電流的產(chǎn)生及其類型

通常認(rèn)為，場(chǎng)向電流起源于磁層，來自太陽風(fēng)與磁層之間的相互作用.在晨昏地方時(shí)扇區(qū)存在兩片明顯的大尺度FACs（如圖1 所示），靠極側(cè)的電流元為1 區(qū)（Region 1,R1）FACs，在晨側(cè)流入電離層，在昏側(cè)流出電離層.靠赤道側(cè)的電流元為2 區(qū)（Region 2,R2）FACs，流向與R1 FACs 相反（Iijima and Potemra,1976）.R1 FACs 起源于磁層頂和磁尾瓣區(qū)域，R2 FACs 與極光電激流指數(shù)的變化密切相關(guān)，源于內(nèi)磁層的環(huán)電流區(qū)域（Sato and Iijima,1979）.Imajo 等（2018）利用磁層Arase 衛(wèi)星和電離層AMPERE 衛(wèi)星進(jìn)行協(xié)同觀測(cè)，從觀測(cè)上證實(shí)了R2 場(chǎng)向電流來自內(nèi)磁層環(huán)電流區(qū).子夜前地方時(shí)扇區(qū)通常有三片電流系，電流從中心流出電離層，從兩側(cè)流入電離層，這與Harang 間斷不連續(xù)性有關(guān).地磁擾動(dòng)期，場(chǎng)向電流強(qiáng)度增強(qiáng)，并向低緯側(cè)移動(dòng)，電流區(qū)域擴(kuò)寬.亞暴期間，磁尾越尾電流片坍塌，電流通過R1 場(chǎng)向電流形成閉合回路，在晨側(cè)流入電離層，在昏側(cè)流出電離層，而場(chǎng)向電流在電離層通過西向極光電激流形成閉合通道.

圖1 行星際磁場(chǎng)IMF By>0 時(shí)南半球場(chǎng)向電流的平均位置分布圖.黑色代表流入電離層的電流，白色代表流出電離層的電流（修改自Wang et al.,2005）.MLAT為地磁緯度，MLT 為地磁地方時(shí).R0（1,2）表示區(qū)域0（1,2）場(chǎng)向電流Fig.1 Average location of upward (white) and downward(black) FACs peaks in the Southern Hemisphere for IMF By >0 orientation (modified from Wang et al.,2005)

Wang 等（2005）利用CHAMP 衛(wèi)星磁場(chǎng)數(shù)據(jù)，對(duì)南半球場(chǎng)向電流特征進(jìn)行全面、系統(tǒng)的統(tǒng)計(jì)學(xué)研究，重點(diǎn)考察了磁層源區(qū)的電流源和電壓源特性，發(fā)現(xiàn)場(chǎng)向電流峰值密度和Pedersen 電導(dǎo)率之間存在顯著的線性相關(guān)性（如圖2 所示）.場(chǎng)向電流和電導(dǎo)率的相關(guān)系數(shù)不高（只有0.53），這可能是因?yàn)槲闹惺褂昧松闲泻拖滦蟹逯祱?chǎng)向電流的平均值，而不是特定的區(qū)域0、區(qū)域1 或區(qū)域2 場(chǎng)向電流；另外如果電導(dǎo)率經(jīng)驗(yàn)?zāi)Ｐ偷恼`差較大，也會(huì)影響相關(guān)分析結(jié)果.電離層電導(dǎo)率不僅影響電流強(qiáng)度，還影響其位置，在無陽光照射時(shí)，正午的電流向低緯移動(dòng)了2o左右.如果磁層動(dòng)力學(xué)過程扮演了電壓源的角色，那么場(chǎng)向電流應(yīng)該較強(qiáng)烈依賴于電離層電導(dǎo)率，另一方面，如果磁層為電流源，則磁層電場(chǎng)和電離層電導(dǎo)率之一將改變來適應(yīng)電流的變化.觀測(cè)表明，白天場(chǎng)向電流受電離層光照條件（即電導(dǎo)率）的影響，使該部分類似于電壓源.但是在夜晚時(shí)段，場(chǎng)向電流密度不受電離層光照條件的影響，使其類似于電流源.

圖2 日側(cè)場(chǎng)向電流的平均值隨電離層Pedersen 電導(dǎo)率的散點(diǎn)分布圖（修改自Wang et al.,2005)Fig.2 Correlation analysis of the average density of fieldaligned current in the daytime and the solar irradiation induced ionospheric Pedersen conductivity (modified from Wang et al.,2005)

已有研究表明，R1 FACs 密度高于R2 FACs，如Le 等（2010）發(fā)現(xiàn)，在平靜或中等地磁擾動(dòng)情況下，晨昏側(cè)R1 和R2 FACs 始終處于非平衡狀態(tài)，R1 FACs 密度一般大于R2 FACs.Wang 等（2005）發(fā)現(xiàn)晨昏兩側(cè)R1 FACs 對(duì)重聯(lián)電場(chǎng)的響應(yīng)要強(qiáng)于R2.Christiansen 等（2002）發(fā)現(xiàn)平靜期（擾動(dòng)期）R1 電流密度比R2 大約40%（約50%）.Coxon 等（2014）利用AMPERE 衛(wèi)星，發(fā)現(xiàn)強(qiáng)重聯(lián)電場(chǎng)條件下R1 FACs 是R2 FACs 的1.15 倍，與跨極蓋電流回路以及亞暴電流楔有關(guān).王慧等（2020）利用CHAMP 衛(wèi)星數(shù)據(jù)首次研究了R2 電流可能大于R1電流的分布特征及其與行星際磁場(chǎng)的關(guān)系.結(jié)果表明，這類事件均發(fā)生在行星際磁場(chǎng)北向旋轉(zhuǎn)和亞暴恢復(fù)相期間（如圖3 所示）.當(dāng)行星際磁場(chǎng)北向旋轉(zhuǎn)時(shí)，極蓋電勢(shì)和R1 電流迅速下降，因?yàn)樗鼈冎苯优c磁層頂相連.由于R2 電流起源于內(nèi)磁層，對(duì)行星際磁場(chǎng)的響應(yīng)比R1 FACs 慢幾十分鐘，而R2電流在亞暴恢復(fù)階段可能處于發(fā)展階段.因此，R1電流很快減弱，但是R2 電流減弱得更為緩慢，所以會(huì)出現(xiàn)R2 電流高于R1 電流的情形，這與兩種電流的產(chǎn)生機(jī)制有關(guān).

圖3 當(dāng)R2 場(chǎng)向電流高于R1 場(chǎng)向電流時(shí)，行星際磁場(chǎng)Bz 分量和極光電激流指數(shù)AL 指數(shù)的時(shí)間變化圖.（a）晨側(cè)；（b）昏側(cè).0 時(shí)刻表示CHAMP 衛(wèi)星觀測(cè)到R2>R1 FACs 的時(shí)刻（修改自王慧等，2020）Fig.3 When R2 field-aligned currents are higher than R1 field-aligned currents,the variations of IMF Bz and auroral current index AL.(a) In the dawn sector;(b) In the dusk sector.Time 0 represents the time when the CHAMP satellite observed R2 >R1 FACs event (modified from Wang et al.,2020)

當(dāng)行星際磁場(chǎng)為北向時(shí)，NBZ（northward IMFBz）FACs 出現(xiàn)在R1 FACs 的靠極側(cè)，且流向與R1 電流相反（Iijima and Potemra,1976）.當(dāng)IMFBy>0 時(shí)，北半球昏側(cè)NBZ FACs 區(qū)域變窄，晨側(cè)NBZ FACs 區(qū)域擴(kuò)大，IMFBy<0 時(shí)晨昏變化相反，南 半 球 與 北 半 球 變 化 相 反（Iijima and Shibaji,1987）.如果IMFBy 分量占主導(dǎo)，正午時(shí)段電離層極尖區(qū)將出現(xiàn)兩片極性相反的FACs（Wilhjelm et al.,1978），如圖1 所示，稱作DPY（disturbance polar Y）FACs（Clauer and Friis-Christensen,1988）.當(dāng)IMFBy>0（<0）時(shí)，北半球靠極側(cè)的DPY FACs 流入（流出）電離層，而較低緯度的DPY FACs 極性相反.DPY 靠極側(cè)的電流元也被稱作極幔、極隙或區(qū)域0（Region 0,R0）FACs（Iijima and Potemra,1982;Erlandson et al.,1988），命名的差異反映了人們對(duì)DPY 電流的磁層源區(qū)的看法存在較多爭議.人們關(guān)于NBZ 和DPY FACs 之間的聯(lián)系有不同看法.通常認(rèn)為NBZ 和DPY FACs 是兩個(gè)獨(dú)立的電流類型，它們之間并無內(nèi)在聯(lián)系（例如Iijima and Shibaji,1987）.然而，一部分學(xué)者注意到兩者之間密切的聯(lián)系，當(dāng)IMF 從北轉(zhuǎn)為昏向時(shí)，NBZ FACs 可以演化為DPY FACs，人們進(jìn)一步指出IMF 方向不同會(huì)引起磁重聯(lián)位形的變化，從而導(dǎo)致這兩種電流元相互轉(zhuǎn)化（例如Fedder et al.,1997;Vennerstrom et al.,2002;Wang et al.,2008）.Wang 等（2008）利 用 Space weather modeling framework 模型研究了冬至季節(jié)NBZ 和DPY 場(chǎng)向電流的轉(zhuǎn)換關(guān)系，考察了地球偶極傾角的影響.研究發(fā)現(xiàn)，當(dāng)IMF 由北向逐漸轉(zhuǎn)為昏向時(shí)，北半球和南半球NBZ 電流片都發(fā)生了逆時(shí)針方向轉(zhuǎn)動(dòng)，而春分時(shí)節(jié)順時(shí)針方向轉(zhuǎn)動(dòng)，南半球NBZ 電流最后變成DPY 電流，但北半球的晨側(cè)NBZ 電流變?yōu)镈PY R0 電流，而昏側(cè)NBZ 電流則轉(zhuǎn)到夜側(cè)，并未形成DPY R1 電流（如圖4 所示）.

圖4 當(dāng)行星際磁場(chǎng)從北向轉(zhuǎn)為昏向時(shí)，SWMF 模擬北半球電離層場(chǎng)向電流的空間分布（修改自Wang et al.,2008）.UT 為世界時(shí)Fig.4 Field-aligned currents (μA/m2) in the Northern (winter) Hemisphere under varying northward and duskward IMF (modified from Wang et al.,2008)

除上述電流元（即R1、R2、DPY、NBZ 電流）外，人們還發(fā)現(xiàn)了一種與IMFBx 分量相關(guān)的場(chǎng)向電流.徑向行星際磁場(chǎng)通常產(chǎn)生于行星際日冕物質(zhì)拋射的尾部，此時(shí)IMF 平行或反平行于太陽風(fēng)速度（Neugebauer and Goldstein,1997）.一般認(rèn)為，當(dāng)行星際磁場(chǎng)為徑向時(shí)，磁層—電離層處于平靜狀態(tài)，以往的模擬和觀測(cè)研究都忽視了IMFBx 的影響.但是，許多研究表明，當(dāng)行星際磁場(chǎng)為徑向時(shí)，弓形激波、磁鞘和磁層頂區(qū)都會(huì)產(chǎn)生劇烈的擾動(dòng)（Verigin et al.,2001;Merka et al.,2003;Lin and Wang,2005;Hietala et al.,2009;Omidi et al.,2009;Shue et al.,2009;Amata et al.,2011;Hietala et al.,2012）.Tang 等（2013）模擬結(jié)果表明徑向行星際磁場(chǎng)期間磁層頂會(huì)出現(xiàn)開爾文—亥姆霍茲不穩(wěn)定性.Wang 等（2014）利用CHAMP 衛(wèi)星觀測(cè)數(shù)據(jù)揭示，在徑向行星際磁場(chǎng)中，日側(cè)極隙區(qū)有較強(qiáng)的FACs，流向與DPY 電流相反，而在子夜附近并不出現(xiàn)增強(qiáng)的電流（如圖5 所示）.研究表明，當(dāng)IMF 呈徑向分布時(shí)，可與地球磁尾瓣開放磁力線重聯(lián)，形成向日對(duì)流和場(chǎng)向電流元.Shi 等（2020）利用AMPERE 衛(wèi)星觀測(cè)數(shù)據(jù)，也發(fā)現(xiàn)在IMFBx 分量占主導(dǎo)期間，極尖區(qū)場(chǎng)向電流有所增強(qiáng).

圖5 徑向IMF 期間，CHAMP 衛(wèi)星觀測(cè)的北半球場(chǎng)向電流隨世界時(shí)和地磁緯度的分布.（a）子夜地方時(shí)扇區(qū)；（b）正午地方時(shí)扇區(qū).正值代表留出電離層的場(chǎng)向電流，負(fù)值代表流入電離層的場(chǎng)向電流（修改自Wang et al.,2014）.MLT 為地磁地方時(shí)Fig.5 Latitudinal versus universal time variations of FACs observed by CHAMP in the nighttime (a) and daytime (b) in the Northern Hemisphere.Positive values represent upward FACs and negative values represent downward FACs (modified from Wang et al.,2014)

以上各類場(chǎng)向電流均起源于磁層，而科學(xué)家們利用數(shù)值模型提出了另一類產(chǎn)生于電離層電導(dǎo)率非均勻分布的場(chǎng)向電流.這種場(chǎng)向電流位于電離層晨昏線處，稱作界限電流（terminator current,Zhu et al.,2014）.在極區(qū)日側(cè)有光照區(qū)域，電離層電導(dǎo)率較高，極光橢圓區(qū)域電導(dǎo)率也比較高，其他區(qū)域電導(dǎo)率較低，因此電離層電導(dǎo)率有明顯的空間梯度，一般從夜側(cè)指向白天側(cè).根據(jù)UTAH 大學(xué)的數(shù)據(jù)同化模型（ionospheric dynamics and electrodynamics with data assimilation,IDED-DA），Zhu 等（2014）發(fā)現(xiàn)在晨昏邊界上有一片沿電導(dǎo)率終端分布的場(chǎng)向電流，流出電離層，這種電流起源于電離層電導(dǎo)率的空間梯度.研究發(fā)現(xiàn)，這種界限電流在冬季流出電離層，夏季流入電離層，主要出現(xiàn)在地磁平靜期，磁暴期間幾乎無法分辨，冬季電流強(qiáng)度與太陽活動(dòng)成正比，夏季較高的太陽活動(dòng)導(dǎo)致電流片變寬.

2 磁暴期間場(chǎng)向電流的分布特征

磁暴期間，整個(gè)地球空間會(huì)發(fā)生一系列擾動(dòng).近十多年的研究表明，較強(qiáng)而持續(xù)的南向IMFBz使得巨大的太陽風(fēng)能量得以通過磁重聯(lián)機(jī)制進(jìn)入地球空間，從而引發(fā)磁暴.隨著太陽風(fēng)能量的注入，場(chǎng)向電流會(huì)發(fā)生巨大改變，電流中心向赤道側(cè)移動(dòng)，電流強(qiáng)度顯著增強(qiáng)（例如Wang et al.,2006）.但是，不同磁暴事件期間場(chǎng)向電流的位置和強(qiáng)度的變化規(guī)律及其與太陽風(fēng)行星際磁場(chǎng)的聯(lián)系存在較大差別.Anderson 等（2002）利用Iridium 衛(wèi)星研究了兩次磁暴期間（1999 年9 月22 日至23 日和10 月21日至22 日）場(chǎng)向電流的空間分布，發(fā)現(xiàn)R1 和R2 FACs 的位置與Kp 成反比.Liou 等（2005）研究了2002 年4 月17 日磁暴事件，發(fā)現(xiàn)場(chǎng)向電流在磁暴初期向低緯移動(dòng)了5°，在主相期間向低緯移動(dòng)了5°～6°.Wang 等（2006）調(diào)查了2003 年兩次大磁暴期間南北半球的FACs 強(qiáng)度及其緯度位置的演變，發(fā)現(xiàn)磁暴各個(gè)階段日夜側(cè)的變化并不相同，向陽側(cè)的低緯擴(kuò)展直接受南向IMFBz 控制；而在背陽側(cè)，這一擴(kuò)展及恢復(fù)，比行星際參數(shù)變化滯后約3 個(gè)小時(shí)，但與表征磁層環(huán)電流Dst 指數(shù)幾乎同步變化.磁暴主相期間，背陽側(cè)強(qiáng)場(chǎng)向電流緯度分布范圍大大擴(kuò)展，可達(dá)25°以上，并出現(xiàn)多達(dá)10片以上的多電流片結(jié)構(gòu)（如圖6所示）.Zou 等（2014）研究了6 個(gè)磁暴，發(fā)現(xiàn)場(chǎng)向電流的位置與SYM-H 的變化一致，在磁暴期間向低緯移動(dòng)了5°～10°.Xiong 等（2014）研究了場(chǎng)向電流所在極光橢圓的位置與重聯(lián)電場(chǎng)、AL 和Dst 指數(shù)的關(guān)系.Lyon 等（2016）研究了2013 年St.Patrick 磁暴，發(fā)現(xiàn)南向IMF 期間R1 和R2 電流向低緯移動(dòng)1°～2°，在另一個(gè)南向IMF 期間則向低緯移動(dòng)2°～3°，且出現(xiàn)小尺度多片電流元結(jié)構(gòu).Le 等（2016）對(duì)2015 年3 月17 日磁暴進(jìn)行了研究，結(jié)果表明，持續(xù)時(shí)間較長的南向IMF 導(dǎo)致場(chǎng)向電流向低緯度移動(dòng)8°，而電流的最低緯度出現(xiàn)在最強(qiáng)南向IMF 期間.Lukianova（2020）利用Swarm 衛(wèi)星數(shù)據(jù)研究了2017 年9 月份磁暴事件，發(fā)現(xiàn)電流的赤道邊界受控于SYM-H 指數(shù)，夜晚電流密度變化較大，尤其是亞暴發(fā)生期間，昏側(cè)R2 電流密度強(qiáng)于晨側(cè)電流，可能與部分環(huán)電流有關(guān).

圖6 2003 年10 月29 日至31 日大磁暴期間向陽側(cè)場(chǎng)向電流隨磁暴時(shí)間和磁緯度的變化圖.（a）北半球；（b）南半球（修改自Wang et al.,2006）Fig.6 Latitudinal and storm time variation of the daytime FACs in comparison with the IMF Bz during the storm on October 29-31,2003.(a) The northern hemisphere;(b) The southern hemisphere (modified from Wang et al.,2006)

南向IMF 期間，場(chǎng)向電流向低緯移動(dòng)，主要是由于日側(cè)磁重聯(lián)引起極蓋區(qū)磁通量增加，極蓋面積增大.亞暴的發(fā)生通常與南向IMF 的北向轉(zhuǎn)變有關(guān)，因此在亞暴發(fā)生之前場(chǎng)向電流也會(huì)向低緯移動(dòng).Coxon 等（2014）采用時(shí)序疊加方法，研究發(fā)現(xiàn)，在亞暴發(fā)生前2 小時(shí)后場(chǎng)向電流的平均位置向低緯移動(dòng)了1°～2°，15 min 后達(dá)到最低緯度，亞暴發(fā)生后，極光橢圓開始收縮，電流向極側(cè)移動(dòng).主要是因?yàn)槿諅?cè)磁重聯(lián)增加引起極蓋面積增大，而磁尾磁重聯(lián)增加導(dǎo)致極蓋面積減少.磁暴過程中，場(chǎng)向電流的強(qiáng)度也將增大，通常伴隨著電流向赤道方向移動(dòng)，當(dāng)?shù)竭_(dá)最低緯度時(shí)達(dá)到峰值強(qiáng)度（Coxon et al.,2014）.一些研究表明，R1 和R2 場(chǎng)向電流的強(qiáng)度受控于日—夜側(cè)磁重聯(lián)過程（Milan et al.,2015）.磁暴期間，場(chǎng)向電流的強(qiáng)度呈南北半球不對(duì)稱性，北半球的電流強(qiáng)度大于南半球，這可能與地磁場(chǎng)的構(gòu)型有關(guān).在磁暴主相期間，場(chǎng)向電流的強(qiáng)度可發(fā)生飽和現(xiàn)象（Anderson and Korth,2007），這是因?yàn)镽1 場(chǎng)向電流的增加，減弱了日側(cè)磁場(chǎng)，從而降低磁重聯(lián)率.Wang 等（2006）發(fā)現(xiàn)當(dāng)南向IMFBz 小于-30 nT 時(shí)，場(chǎng)向電流朝赤道的擴(kuò)展也會(huì)出現(xiàn)非線性飽和，且冬季半球飽和緯度高于夏季半球；磁暴期間場(chǎng)向電流密度比磁靜期要高約5 倍，南（夏季）半球比北（冬季）半球高約2.5 倍；進(jìn)一步發(fā)現(xiàn)沿緯度積分的場(chǎng)向電流密度主要受太陽風(fēng)動(dòng)力學(xué)壓強(qiáng)而不是行星際磁場(chǎng)的控制.Lukianova（2020）也報(bào)道了磁暴期間場(chǎng)向電流類似的飽和效應(yīng).

磁暴期間，場(chǎng)向電流向赤道側(cè)移動(dòng)的幅度，通常呈現(xiàn)晨昏不對(duì)稱性.Anderson 等（2005）統(tǒng)計(jì)學(xué)發(fā)現(xiàn)磁暴主相期間，昏側(cè)電流比晨側(cè)位于更低緯度，相差2.4°，可能與IMFBy 分量有關(guān)，也可能與部分環(huán)電流有關(guān)，也可能與昏側(cè)亞極光區(qū)極化流有關(guān).Green 等（2009）發(fā)現(xiàn)這一現(xiàn)象在夏季比冬季更明顯.場(chǎng)向電流的平均位置可以代表極光橢圓的位置，因此可用來表征日—夜側(cè)磁場(chǎng)重聯(lián)率的相對(duì)強(qiáng)弱（Clausen et al.,2016）.磁暴期間，小尺度場(chǎng)向電流能引起電離層電子密度不規(guī)則結(jié)構(gòu)（Liu et al.,2021）.上行場(chǎng)向電流中的高能電子沉降可以產(chǎn)生極光，但昏側(cè)的R1 場(chǎng)向電流是否與極光有關(guān)，還有待進(jìn)一步研究（Carter et al.,2016）.

3 亞暴期間場(chǎng)向電流的分布特征

亞暴期間，磁尾中性片電流會(huì)發(fā)生中斷，通過場(chǎng)向電流和電離層電流形成回路，子夜后向下流入電離層，子夜前向上流出電離層.場(chǎng)向電流與電離層夜側(cè)的西向電激流相連，構(gòu)成亞暴電流楔（McPherron et al.,1973）.這個(gè)單亞暴電流楔（substorm current wedge,SCW）模型提出40 多年后得到了更新，在R1 電流靠地球一側(cè)加入R2 電流，稱為雙SCW 模型（Sergeev et al.,2011）.磁尾高速等離子體流將磁通量從重聯(lián)區(qū)傳輸?shù)絻?nèi)磁層，改變子夜附近的磁場(chǎng)，到了近地空間，向東西方向運(yùn)動(dòng)，導(dǎo)致磁通量管出現(xiàn)扭曲，從而在遠(yuǎn)離地區(qū)一側(cè)形成R1 場(chǎng)向電流，在靠地球一側(cè)形成R2 場(chǎng)向電流.在磁赤道平面，R2 電流可以通過徑向電流與R1 電流形成回路，也可以通過部分環(huán)電流與R2 電流自身形成回路.Wang 等（2006）統(tǒng)計(jì)了亞暴初始位置附近上行和下行場(chǎng)向電流與亞暴初始的相對(duì)位置分布，結(jié)果表明，最接近亞暴初始位置的為上行 FACs，在靠極側(cè)和靠赤道側(cè)為向下的電流.然而，以往的研究對(duì)于下行FACs 的位置以及上行和下行FACs 之間的間距究竟有多大一直沒有統(tǒng)一的結(jié)論，不同的亞暴事件結(jié)果也并不相同.

人們關(guān)于單、雙SCW 模型仍存在一定爭議.Murphy 等（2013）使用AMPERE 數(shù)據(jù)，對(duì)三個(gè)亞暴事件進(jìn)行了研究，其中R1 和R2 電流在其中兩個(gè)亞暴事件中均有增強(qiáng)，但在第三個(gè)亞暴事件中沒有明顯變化.Clausen 等（2013）研究了場(chǎng)向電流隨亞暴的變化特征，發(fā)現(xiàn)白天R1 電流雖然在亞暴發(fā)生之前占主導(dǎo)地位，但在亞暴發(fā)生后，夜側(cè)R1 電流占主導(dǎo)地位，R2 電流沒有增強(qiáng)，因此支持單SCW理論.Coxon 等（2014）使用時(shí)序疊加法，對(duì)3 年的AMPERE 數(shù)據(jù)進(jìn)行分析，發(fā)現(xiàn)亞暴初始之后10 min的R1 和R2 電流開始向低緯擴(kuò)展，均顯著增強(qiáng)，兩者的比值也有所增加，因此支持雙SCW 理論.

亞暴期間實(shí)際的FACs 結(jié)構(gòu)可能比等效SCW模型更為復(fù)雜.Murphy 等（2013）發(fā)現(xiàn)周期性的上行和下行FACs 出現(xiàn)在子夜附近約8 個(gè)小時(shí)的地方時(shí)扇區(qū)內(nèi)，當(dāng)沿緯度對(duì)FACs 進(jìn)行平均后，電流結(jié)構(gòu)與SCW 比較一致，且上行的FACs 與離散極光密切相關(guān).Coxon 等（2017）的時(shí)序疊加分析表明，亞暴初始附近的電流在亞暴發(fā)生之前減弱，這與亞暴初始之前極光強(qiáng)度減弱一致，表明兩者的緊密聯(lián)系.Forsyth 等（2014）利用Cluster 數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)SCW是由很多小尺度楔狀流組成的，楔狀流與磁尾多個(gè)向地快速離子流有關(guān).Liu 等（2015）利用THEMIS衛(wèi)星統(tǒng)計(jì)研究了亞暴期間小尺度楔狀流，發(fā)現(xiàn)黎明時(shí)段朝向地球的電流比遠(yuǎn)離地球的FACs 多，因此凈電流朝向地球；黃昏時(shí)段情形正好相反，這些小尺度楔狀流結(jié)合形成大尺度的SCW.Nakamura 等（2016）發(fā)現(xiàn)等離子體片邊界層內(nèi)存在小尺度場(chǎng)向電流，尺度只有幾十千米，遠(yuǎn)低于離子尺寸，因此主要源于磁尾磁重聯(lián)之后的向地電子流，而不是離子流.目前還沒有明確亞暴期間大尺度SCW 和小尺度楔狀流究竟是哪一種占優(yōu)勢(shì)，而且無法定量理解小尺度楔狀流對(duì)SCW 的貢獻(xiàn)有多大.Ohtani 和Gjerloev（2020）發(fā)現(xiàn)中緯度地磁擾動(dòng)與AL 指數(shù)有很好的相關(guān)性，因而認(rèn)為大尺度SCW 應(yīng)為全球性的分布，小尺度楔狀流不是主導(dǎo)因素.

在磁暴期間，亞暴電流楔的中心可向晨側(cè)移動(dòng)，即兩片R1 場(chǎng)向電流都出現(xiàn)在清晨時(shí)段，這與越尾電流的崩塌位置向晨側(cè)偏移有關(guān).Ohtani 等（2018）發(fā)現(xiàn)磁暴期間晨側(cè)出現(xiàn)單SCW 現(xiàn)象，冬季較容易發(fā)生，這主要是因?yàn)槎緲O蓋區(qū)電導(dǎo)率偏低，導(dǎo)致晨側(cè)下行凈場(chǎng)向電流增強(qiáng).另一個(gè)影響因素是IMFBy，當(dāng)IMFBy<0 時(shí)晨側(cè)SCW 更容易發(fā)生，這是由于在晨向IMF 情形下，正午下行的凈場(chǎng)向電流的中心向晨側(cè)偏移，導(dǎo)致晨側(cè)R1 電流增強(qiáng).

另有研究表明，夜側(cè)存在兩個(gè)SCW 系統(tǒng)，分別發(fā)生在子夜前和子夜后.子夜前的西向電激流相對(duì)于子夜后的電激流處于更高緯度（Gjerloev and Hoffman,2014）.Wang 和Lühr（2021）統(tǒng)計(jì)研究了亞暴期間極光電激流和兩側(cè)場(chǎng)向電流的相對(duì)位置分布，得到夜側(cè)極光電激流的位置的最可幾分布圖（如圖7 所示）.從圖中可以看出子夜后電流比子夜前處于更低的位置，從這點(diǎn)上看，似乎支持Gjerloev 和Hoffman（2014）的觀點(diǎn).

圖7 夜側(cè)極光電激流的事件數(shù)隨地磁緯度的分布.Orbit-1 表示亞暴發(fā)生之前的軌道，Orbit0-2 表示亞暴發(fā)生之后三個(gè)軌道.不同顏色代表不同地方時(shí)扇區(qū).每個(gè)地方時(shí)扇區(qū)的平均值已經(jīng)給出（修改自Wang et al.,2021）Fig.7 The event number of the peak auroral electrojet as a function of MLAT at four subsequent orbits in six different MLT sections in the nighttime.The average MLat in each MLT is shown in the subfigures (modified from Wang and Lühr,2021)

通常認(rèn)為SCW 電流通過西向極光電激流在電離層中形成閉合回路.然而由于電離層電導(dǎo)率的快速變化，電離層中會(huì)出現(xiàn)多片場(chǎng)向電流.除西向電激流外，還能形成子午向電流.也就是說，除了向上流出和向下流入電離層的R1 FACs 之外，在極光橢圓靠極側(cè)出現(xiàn)了另外的與R1 電流流向相反的R0電流.這樣，向上的R1 場(chǎng)向電流，除了通過西向電激流和向下的R1 電流形成遠(yuǎn)程閉合回路之外，還和極光橢圓靠極側(cè)邊界的R0 電流在子午方向上形成一個(gè)當(dāng)?shù)亻]合回路.Wang 和Lühr（2021）利用CHAMP 衛(wèi)星近10 年的極光電激流和場(chǎng)向電流的觀測(cè)數(shù)據(jù)，統(tǒng)計(jì)學(xué)研究了亞暴時(shí)期兩者的空間相對(duì)分布，發(fā)現(xiàn)遠(yuǎn)程西向電激流與經(jīng)向電流的比值在亞暴期間增加了250%，表明亞暴期間遠(yuǎn)程通道更為有效.

4 未來展望

本文對(duì)極區(qū)場(chǎng)向電流的類型和地磁擾動(dòng)期間場(chǎng)向電流的時(shí)空變化特征進(jìn)行了系統(tǒng)總結(jié)和回顧.雖然已經(jīng)有數(shù)十年的研究歷史，且在電流的分布、起源和時(shí)空演化等方面已經(jīng)取得了重要的研究進(jìn)展，但是由于觀測(cè)手段的限制，場(chǎng)向電流目前仍然存在著許多尚未解決的問題.下面列舉幾個(gè)方面的問題，為希望開展此方面工作的讀者提供一些參考.

（1）場(chǎng)向電流的南北半球和晨昏地方時(shí)不對(duì)稱性問題：磁暴期間，場(chǎng)向電流的強(qiáng)度呈南北半球不對(duì)稱性，昏側(cè)比晨側(cè)位于更低地磁緯度，其中具體物理機(jī)制并不清楚.

（2）場(chǎng)向電流的小尺度波狀結(jié)構(gòu)的形成機(jī)理：正午時(shí)段極尖—極隙區(qū)小尺度場(chǎng)向電流的時(shí)空分布精度及其磁層起源并不清晰，是否與磁層頂?shù)亩啻未胖芈?lián)過程有關(guān)？是否與磁層電磁波動(dòng)過程有關(guān)？

（3）亞暴電流楔中的小尺度電流楔問題：亞暴電流楔中存在小尺度電流，其產(chǎn)生機(jī)制與時(shí)空分布和演化并不清晰.是否與磁尾高速流的快速變化有關(guān)？是否與磁尾的電磁波動(dòng)過程有關(guān)？

這些科學(xué)問題需要結(jié)合更豐富的觀測(cè)手段和更先進(jìn)的模擬技術(shù)，進(jìn)行更加細(xì)致、深入的研究.建議利用Cluster、THEMIS、Van Allen Probes、MMS等磁層衛(wèi)星結(jié)合Swarm、AMPERE 等低軌道電離層衛(wèi)星的協(xié)同觀測(cè)，利用地球空間磁層—電離層—熱層三維數(shù)值模型，研究不同尺度的場(chǎng)向電流的分布規(guī)律和形成機(jī)制，有助于人們了解太陽風(fēng)能量向近地空間的傳播、轉(zhuǎn)化和耗散過程.

致謝

感謝德國CHAMP 和Swarm 衛(wèi)星團(tuán)隊(duì)提供的磁場(chǎng)數(shù)據(jù)、美國密歇根大學(xué)提供SWMF 模型、得克薩斯大學(xué)空間科學(xué)中心提供DMSP數(shù)據(jù)，以及NASA/GSFC OMNIWeb（https://omniweb.gsfc.nasa.gov）提供太陽風(fēng)和行星際磁場(chǎng)的數(shù)據(jù).