1、凝聚态物理专业毕业论文 精品论文 地磁急始的极光响应研究关键词：行星际激波 地磁急始 激波极光 极光响应 卫星观测摘要：行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效
2、的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据
3、对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来
4、自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极
5、光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。正文内容行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行
6、星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是
7、弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的
8、极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观
9、测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉
10、降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的
11、大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积
12、累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层
13、的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的
14、、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shoc
15、k aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难
16、准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现
17、冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中
18、山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的
19、对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来
20、，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国
21、南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇
22、区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的
23、天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射
24、(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像
25、仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正
26、午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇
27、区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电
28、离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获
29、取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展
30、相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的
31、低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 min
32、utes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发
33、全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时
34、间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁
35、层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初
36、始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有
37、下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、I
38、MAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区
39、的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的
40、极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转
41、(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断
42、面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光
43、，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极
44、光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现
45、激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰
46、动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针方向的对流涡，沉降电子的通量大幅增加，极光迅速增亮。行星际激波或太阳风中的间断面是引起地磁急始的源，而伴随激波或间断面增加的太阳风动压会触发全球大尺度的极光瞬间发射(又名激波极光，shock aurora)。当行星际激波传播到向日面磁层顶位置并与其发生相互作用后，激波极光首先在正午侧的极隙区位置变亮，之后几分钟内沿着极光卵的晨昏两侧传播直到最后到达夜侧扇区。 关于激波极光的研究已经持续了几十年，尤其是
47、随着诸如 Polar、IMAGE 卫星发射之后获取的大尺度的极光观测以来，许多学者利用卫星观测的大量数据对激波极光开展了卓有成效的工作，也提出了若干激波极光产生机制的理论：绝热压缩、磁镜率减小、磁层对流增强、夜侧磁力线曲率半径减小等。而我们知道每种机制一般都产生不同类型的极光。 卫星观测可以获得大尺度的激波极光，然而由于卫星的空间、时间分辨率相对地面极光成像仪要低很多，因此我们很难准确地判断激波极光到底是弥散状的还是分立状的，以及相应的极光的运动状态变化。但是，地面极光观测具有高时间、空间分辨率的优点。尽管已经有学者利用地面极光观测设备对激波极光开展了相应的研究，但他们主要是针对个例分析，有关
48、系统的、不同磁地方时扇区的激波极光至今还没有开展相应的工作。本文利用中国南极中山站和北极黄河站积累多年的、高分辨率的极光观测数据对分布于不同扇区的激波极光进行了研究和分析，具体结果如下： 利用 29 个分布于不同磁地方时扇区的激波极光事件，我们发现激波极光的响应特征可以从日-夜两个大的扇区进行分析。日侧扇区的极光一般都在激波到达日侧磁层项后的几分钟内爆发，正午极隙区位置的极光多呈现冕状极光结构，午后扇区的极光多呈现分立的弧状结构；夜侧扇区观测到两类不同的极光响应现象，一类多与磁层亚暴的爆发有关，即极光多是分立状的，而且都向极向侧运动，另一类则没有观测到极光爆发或增亮，多与行星际磁场持续北向或几
49、乎为零有关。极隙区冕状的极光与来自太阳风和磁层的低能沉降粒子有关，午后扇区的激波极光则与来自磁层的沉降粒子有关；夜侧扇区的极光来自于磁尾的高能沉降粒子。 对 2001 年 5 月 27 日午后扇区的一个激波极光事件进行了详细的分析，结合超级双子极光雷达(SuperDARN)的极区电离层等离子体对流数据，我们发现激波引起的地磁急始在其初始脉冲扰动相期间在午后扇区形成下行的场向电流。中山站全天空摄相机的极光观测显示在 SC 发生之前，相机的高纬侧观测到中等亮度的分立状极光，与此同时中山站上空电离层等离子体对流方向指向太阳。SC 发生之后极光并没有增亮，相反极光的亮度马上减弱，只有零星的弥散状极光，几乎同时对流方向发生反转(逆阳对流)。4 minutes 之后，在相机的天顶位置出现一条非常亮的、东西向的弧，紧接着陆续出现的极光布满了相机的视野并发展成多重弧结构，几乎同时对流再次发生反转(指向太阳)，且对流速度增加了许多。利用 Araki 的 SC 模型可以非常自洽的解释观测到的现象，即 SC 的初始脉冲扰动相(PI)期间在昏侧有下行的场向电流流入极区电离层，产生了逆时针方向的对流涡，同时沿磁力线的沉降电子的通量减少，极光亮度减弱；主要脉冲扰动相(MI)期间的电流系与 PI 相的正好反向，导致顺时针
