2010, Vol. 53
2. 中国科学院空间天气学国家重点实验室, 北京 100190;
3. 中国科学院研究生院, 北京 100049
2. State Key Laboratory of Space Weather, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100190, China;
3. Graduate University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
在亚暴的膨胀相和恢复相期间，典型的极光现象通常在整个极区都可以被观测到[1].在近地磁尾区域的亚暴膨胀相期间，磁场通常表现出快速的偶极化现象[2].而发生在近地磁尾区域的磁场重联则是亚暴的另一个非常重要的现象.磁重联能够使质量、磁通量以及能量发生大尺度的传输，对近地磁层、电离层和地面磁场产生显著的影响.
与磁层亚暴相关的现象通常起始于（1~2）RE的空间范围内，然后快速向周围扩展[3~5].正是由于亚暴重联现象的复杂性和瞬时性，磁尾的卫星观测对于研究亚暴重联就显得尤为重要.通常，一个亚暴重联事件包含着两个过程：磁尾等离子体片中闭合场线的重联以及尾瓣区开放场线的重联[2, 6].
磁尾的重联事件发生时，在X线的尾向一侧可以观测到高速的尾向等离子体流伴随着南向磁场[7, 8].重联事件的另一个重要标志是在重联区域形成Hall电流系统，这一现象首先由Sonnerup[9]提出.根据重联的标志，许多学者研究了磁尾重联事件的发生位置.通常认为，亚暴期间的重联发生在磁尾的|XGSM|＜15RE处[2].等离子体片中的磁场线通过近地重联（XGSM=（-10~-15）RE）被减断后可以产生向磁尾运动的等离子体团[10, 11].Nishida和Nagayama认为重联事件发生在磁尾的XGSM=（-10~-25）RE处[12].Nagai等人通过分析Geotail卫星的观测数据，认为亚暴膨胀相期间的磁重联经常发生在磁尾昏向一侧的XGSM=（-20~-30）RE范围内[13].而Cluster卫星的观测则表明重联发生在XGSM~-19 RE以内的磁尾中[14~17].亚暴膨胀相期间重联事件发生的位置也与太阳风的能量输入有关，并且可以发生在XGSM~-8.6 RE以内的近地磁尾[18].Nagai等人认为高的太阳风能量输入对应于亚暴膨胀相期间磁尾较近位置处的重联事件发生，而低的太阳风能量输入对应于亚暴膨胀相期间磁尾较远位置处的重联事件发生[19]. Angelopoulos等人报道了一个亚暴事件中位于磁尾不同距离处多颗卫星的联合观测，阐述了亚暴发展过程中不同事件发生的时间序列，并且分析认为磁尾重联事件的发生是亚暴膨胀相开始的触发机制[5].
本文研究了发生在2008年1月5日亚暴膨胀相期间的一个近地重联事件.我们主要运用THEMIS中P3、P4和P5三颗卫星的磁场和等离子体观测数据分析了亚暴膨胀相期间这一磁尾重联事件的位置以及发展过程.
2 观测数据分析2008年1月5日08:51~08:57 UT期间，磁尾发生了一个亚暴重联事件.针对这一事件，我们运用ACE卫星的观测数据来分析行星际磁场（IMF）的条件. ACE卫星位于L 1处，其在GSE坐标系下的位置为：XGSE~218RE，YGSE~-6.5RE，ZGSE~22.9RE.本文所用的ACE卫星数据来自于NASA的OMNIWeb，并且都已经被平移到了弓激波顶处以去除时间上的延迟.King和Papitashvili描述了ACE数据的平移方法[20].在磁尾，来自THEMIS的三颗卫星P3、P4和P5的观测数据被用来研究磁场和等离子体的变化[21].图 1展示的是在08:51 UT位于磁尾的THEMIS三颗卫星在XGSM-ZGSM平面的位置分布.图中日侧和夜侧磁层的闭合磁力线由Tsyganneko等人的T96模型计算得到[22].
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图 1 THEMIS卫星P3，P4和P5在08:51 UT位于磁尾XGSM-ZGSM平面的位置分布卫星在GSM坐标系下的坐标标注在图的右上角. Fig. 1 The locations of THEMIS satellites in XGSM-ZGSM plane of magnetotail at 08:51 UT The coordinates of satellites are located at the top right corner in the panel. |
图 2（a~d）分别为GSM坐标系下，ACE卫星[23]观测的行星际磁场（IMF）BX，BY，BZ分量和太阳风速度VX分量.图 2e展示的是京都大学世界数据中心WDC-C2发布的AL指数.如图 2c阴影部分所示，IMF BZ分量在大约07:48 UT转为南向（约-10 nT），并持续约1 h.在大约08:46 UT，IMF BZ转为北向.同时，AL指数迅速下降，并在大约08:53 UT达到了最小值-508 nT.
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图 2 ACE卫星观测到的行星际磁场（IMF）和太阳风速度以及AL指数 Fig. 2 The IMF and solar wind velocity measured by ACE and theAL index |
在大约08:32 UT，地面台站GAKO（地磁经度为269.14°，地磁纬度为63.05°）的全天空成像仪（ASI）观测到了极光的突然点亮[24].之后，极光迅速向极向扩展，并持续至大约08:59 UT（图 3）.
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图 3 THEMIS地面台站GAKO全天空成像仪观测到的极光点亮 Fig. 3 The aurora brightening observed by all sky imager on the ground station GAKO of THEMIS |
THEMIS的P5卫星大约位于磁尾的XGSM~-7.6 RE处，是THEMIS五颗卫星中距离地球最近的一颗. 图 4展示的是P5卫星的磁通门磁力仪（FGM）[25]观测到的磁场BX，BY和BZ分量的变化情况.从图 4c中可以看出，BZ在08:00~10:00 UT期间保持着北向.在大约08:32 UT，BZ突然增大，BX减小至大约0 nT（图 4a），并都伴有明显的扰动.磁场的这些变化特征表明亚暴的偶极化大约开始于08:32 UT.
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图 4 P5卫星观测到的磁场变化 亚暴的偶极化大约发生在08:32 UT. Fig. 4 The magnetic field observed by P5 The dipolarization of the substorm starts at about 08:32 UT. |
图 5展示的是2008年1月5日08:00~10:00 UT期间，THEMIS卫星中的P3（黑线）和P4（红线）两颗卫星的磁场以及等离子体观测.图 5（a~c）分别为GSM坐标系下FGM测得的磁场BX，BY和BZ分量.图 5（d~g）展示的是静电分析仪（ESA）测得的离子温度T，离子数密度N，离子压力P以及GSM坐标系下的等离子体速度VX分量[26].
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图 5 THEMIS卫星P3（黑线）和P4（红线）观测到的磁场三分量、等离子体温度、等离子体数密度以及等离子体压力 Fig. 5 The magnetic field components, the plasma temperature, plasma number density and plasma pressure observed by P3(the black lines) and P4(the red lines) |
值得注意的是，在图 5g中的08:51~08:57 UT期间，一对非常明显的反向高速等离子体流被相距很近的两颗卫星P3（XGSM~-9.12RE）和P4（XGSM~-9.40RE）观测到.而且在08:51~08:57 UT期间，P3和P4卫星观测到的磁场BX分量向0的趋势增长（图 5a），同时等离子体温度（图 5d）和等离子体压力（图 5f）也都快速地增加.这些特征表明P3和P4卫星在此期间接近了中性片区域[27, 28].P4观测的离子数密度高于P3观测的离子数密度（图 5e）.在两颗卫星观测到的高速反向等离子体流中，P4记录到的尾向流的速度（VX=-141 km/s）低于P3记录到的地向流的速度（VX=358 km/s）.被加速的高速等离子体流是磁重联的一个典型标志[29].因此，这对反向高速等离子体流表明P3和P4两颗卫星很可能分别位于X线的地向和尾向一侧.
在我们所关注的08:51~08:57 UT时期之前，P3和P4记录到的离子温度、离子数密度和离子压力在大约08:36 UT开始减小（图 5（d~f）中的竖线L），并大约在08:48 UT分别达到最小值290 eV、0.1/cm3和51 eV/cm3.随后，离子的温度和压力大约在08:51 UT分别增长至4500 eV和1500 eV/cm3（竖线S）.P3卫星离子数密度的变化与离子温度和压力的变化不是完全一致.在08:51 UT之前，P3和P4卫星观测到的磁场BX大约为-50 nT.根据P3和P4记录到的等离子体参数和磁场BX的变化，可以推测P3和P4可能在大约08:36 UT进入了尾瓣区.之后两颗卫星向等离子体片区域靠近，在大约08:51 UT P3和P4完全进入等离子体片并位于接近中性片的区域.从图 5g中还可以看出，在P3和P4位于尾瓣区域时期（08:51 UT以前），两颗卫星记录到的等离子体流都比较缓慢.
P3和P4卫星记录到的磁场BZ分量在08:30~08:51 UT期间发生了从负向至正向的变化.BZ的转向表明重联的位置很可能最初位于P3和P4的地向一侧，此时两颗卫星位于尾瓣区，因此没有观测到较大的等离子体流.在08:51~08:57 UT期间，重联的位置扩展至P3卫星的尾向一侧，P3位于磁尾的XGSM~-9.12RE，P4位于磁尾的XGSM~-9.40RE.因此根据两颗卫星所处的位置，此期间磁尾的重联被推测发生在0.28RE较小的区域范围内.虽然磁尾等离子体片中磁重联开始的时刻不能从这两颗卫星的观测来确定，但从负的磁场BZ分量可以推测磁重联应该开始于08:51 UT以前，即P3和P4两颗卫星位于尾瓣区域的时期.
3 讨论地面台站GAKO的全天空成像仪（ASI）在大约08:32 UT观测到了极光的突然点亮，同时P5卫星位于XGSM~-7.6RE观测到了偶极化现象，表明电流片发生了中断.亚暴的膨胀相被认为开始于尾瓣区磁场线的重联，同时靠近地球的内等离子体片区发生越尾电流的中断[6].因此极光点亮对应的电流片中断的区域大约位于XGSM~-7.6RE至-9.2RE之间的范围内.而磁尾重联的起始位置应在电流片中断区域的尾向一侧.由于P3和P4卫星在大约08:51 UT之前位于尾瓣区的位置原因，因此没有在极光点亮时刻附近观测到磁尾重联现象.在亚暴膨胀相晚期，即P3和P4卫星位于等离子体片内时，两颗卫星观测到了位于XGSM~-9.12RE至XGSM~-9.40RE之间的重联现象.
3.1 P3和P4卫星观测到的反向等离子体流图 5g中，P3和P4观测到的等离子体流数据来自于THEMIS卫星的静电分析仪（ESA）.为了增加图 5g中ESA记录的等离子体流速度数据的可信度，我们将引入固态望远镜（SST）观测到的等离子体数据，对两个仪器观测到的等离子体流总速度加以分析.ESA观测的是从几电子伏至25 keV的能量粒子，SST观测的是从35 keV至大约500 keV的能量粒子[26].在应用SST的观测数据时，需要去除仪器各种背景噪声的影响.去除噪声后，可以通过计算SST和ESA数据的动量和求出等离子体流总速度（Vtotal），即
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式中，Nsst和Nesa分别为SST和ESA观测的离子数密度，Vsst和Vesa分别为SST和ESA观测的等离子体流速度.图 6（a~c）分别为等离子体流总速度VX、VY和VZ分量.从图 6a中可以看出，P3观测到的VX在大约08:51 UT从尾向转为地向并达到较高的速度，而P4记录到的VX在大约08:51 UT主要保持为尾向.P3记录的最大地向流大约为560 km/s，而P4记录的最大尾向流接近于-516 km/s.因此，从图 6a中VX的变化也可以看出THEMIS卫星中的P3和P4在大约08:51 UT记录到了一对方向相反的等离子体流.图 6b中，P3和P4的等离子体流总速度VY分量在大约08:51UT产生了较明显的扰动.图 6c表明，P3和P4的等离子体流总速度VZ分量在大约08:51 UT都为负向，并分别接近于-193 km/s和-203 km/s.从P3和P4记录到的负向等离子体流总速度VZ分量也可以推测，在大约08:51 UT重联的发生造成了ZGSM方向上向着中性片流动的高速等离子体流.在ZGSM方向上，P4的位置比P3更远离XGSM轴.而在08:51 UT之前，P4记录到的等离子体温度和数密度表明P4位于等离子体片中.根据P3与P4的相对位置可知P3在08:51 UT左右也位于等离子体片中.图 6a中的VX也说明了重联的位置在大约08:51 UT位于P3和P4之间的区域.因此，由SST和ESA得到的等离子体流总速度表现出与ESA记录的等离子体流速度一致的结果.
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图 6 由SST和ESA观测数据计算出的总的等离子体速度 Fig. 6 The total ion velocity calculated from the stack of the SST moments and the ESA moments |
图 7a和7b分别是对P3和P4卫星的电场仪（EFI）记录的YGSM方向上的电场分量在时间上进行积分得到的累积电场（∑EY）[30].图 7c和7d展示的是对VX×BZ在时间上进行积分得到的累积电场（∑E′Y）.VX是由SST和ESA数据计算动量和而得到的等离子体流总速度，与图 6a中的VX是相同的.从P3卫星的∑EY和∑E′Y（图 7a和7c）可以看出，它们的变化趋势是基本一致的.在08:51~08:55 UT期间，∑EY和∑E’Y都有一个增大的变化，表明EY和E′Y在此期间都主要为正向.根据BZ的方向，正的EY对应着地向等离子体流，与P3记录到的地向等离子体流一致.而P4卫星的∑EY和∑E’Y总是处于下降的趋势（图 7b和7d），表明在大约08:51 UTEY和E′Y都保持负向.负的EY对应着尾向等离子体流，也与P4记录到的尾向等离子体流一致.因此，从P3和P4的累积电场∑EY以及电场和磁场的对应关系也可以推测出，大约在08:51 UT，P3观测到了地向等离子体流而P4观测到了尾向等离子体流.
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图 7 P3和P4卫星由EFI计算得到的累积电场∑EY以及由VX×BZ计算得到的累积电场∑E′Y Fig. 7 The cumulative integral of electric field ∑EY from the EFI and ∑E′Y from VX×BZ for P3 and P4 |
在近地磁尾磁层中，由于扰动的存在会产生一对沿着顺时针和逆时针方向转动的对流涡，进而在某些区域也会观测到类似于重联造成的反向等离子体流[31].而Hall效应是磁重联区别于其他现象的一个非常重要的标志.因此，为了证明P3和P4记录到的地向和尾向高速等离子体流是磁尾区域的磁重联现象造成的，本文考察了重联区域的Hall效应.
Hall电流可以在一个X线的周围产生一个四极的BY磁场[9].在大约08:51 UT，P4卫星记录到磁场YGSM方向分量BY发生了明显的减小变化.其减小的变化幅度大约为13 nT.相反，P3卫星记录到的磁场分量BY则显著增加，其增加的变化幅度也大约为13 nT.P3和P4卫星在分别观测到快速的尾向等离子体流和地向等离子体流的同时，记录到了以上YGSM方向的磁场分量BY变化.因此，这一磁场变化可能是由位于X线两侧的Hall效应造成的. X线尾向一侧的Hall效应产生了负向的BY，进而P4记录到了负YGSM方向上增大的|BY|.X线地向一侧的Hall效应产生了正向的BY，因而使P3记录的BY从负YGSM方向变化到正YGSM方向.图 8为X线两侧形成的Hall效应示意图.P3记录的磁场为BX＜0，BY＞0，BZ＞0，表明在大约08:51 UT，P3可能位于X线的地向一侧，并且靠近中性片区域.当中性片北侧的Hall效应起主要作用时，P3记录到了BY＞0.P4可能位于X线尾向一侧的中性片附近区域.中性片北侧Hall效应的主导作用使P4记录到了磁场BY的强度在负YGSM方向上增大.P3观测的Hall磁场强度为13 nT，其对应的总背景磁场强度为46.7 nT，约占总背景磁场的28%.与P3相似，P4观测的Hall磁场强度也为13 nT，其对应的总背景磁场强度为39.2 nT，约占总背景磁场的33%.以上的分析结果与Shay等人得出的结论较为一致，即Hall磁场的强度约为总背景磁场强度的30%[32].
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图 8 P3和P4卫星所在X线两侧形成的Hall效应 图中所用的坐标系为GSM坐标系统，中性片用虚线表示，地球位于图中左侧，黑色实线表示XGSM-ZGSM平面内的磁力线.中心为点或叉的圆圈表示Hall效应形成的四偶极场.灰色的实线和指向中性片的箭头分别表示Hall电流和Hall电场. Fig. 8 The Hall effects around the X-line for the locations of P3 and P4 The GSM coordinate is used in this figure.The neutral sheet is marked with the dashed line, and the Earthis to the left.The black solid lines denote the magnetic field lines in the XGSM-ZGSM plane.The circles with dot and cross denote the magnetic field component ofBY.The gray solid lines and the arrows toward the neutral sheet denote the Hall current and Hall electric field, respectively. |
从两颗卫星记录的电场数据也可以看出重联引起的Hall效应.图 9展示的是P3和P4卫星EFI仪器记录的ZGSM方向上的电场EZ.在大约08:50 UT，P3和P4记录的电场EZ都表现出显著的下降.这一现象可能是由分别位于X线地向和尾向一侧中性片以北的Hall电场造成的.在X线附近的区域，中性片北侧的Hall电场指向负ZGSM方向.P3和P4观测到的EZ减小现象可能是重联产生的Hall电场叠加在背景电场上的结果.
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图 9 P3和P4卫星EFI观测到的ZGSM方向上的电场 Fig. 9 The electric field observed by P3 and P4 EFI in the ZGSM direction |
高速的尾向等离子体流伴随着南向磁场或高速的地向等离子体流伴随着北向磁场，通常被认为是磁重联发生的证据[5].而本文中，P4卫星在记录到高速尾向等离子体流的同时观测到了北向磁场.导致这一现象的原因可能是P4所处的位置距离X线非常近.P4向着地球方向移动或者X线的位置向尾向扩展都可能造成上述现象.即当P4观测到高速尾向等离子体流时，北向磁场正好穿越P4所处的位置.
4 结论本文主要应用THEMIS卫星的观测数据，分析了2008年1月5日08:51~08:57 UT期间近地磁尾的一个磁重联事件.地面台站全天空成像仪的极光观测以及AL指数表明，此次磁重联事件发生在亚暴膨胀相的晚期.
由于缺少P5卫星的等离子体观测数据以及P3和P4卫星在大约08:51 UT之前位于尾瓣区的位置原因，我们不能确定磁尾等离子体片中磁重联的开始时刻.因此，磁重联开始时间的缺失使我们不能对亚暴过程中事件发生的时间序列进行分析，进而也就不能确定此次亚暴的触发机制.虽然重联开始时间难以确定，但根据P3和P4卫星的等离子体以及磁场的观测数据我们能够较充分地认为，P3和P4观测到的高速反向等离子体流可能是由亚暴膨胀相晚期的磁重联引起的.结合P3和P4卫星在磁尾所处的位置，此次磁重联的位置被估计位于XGSM~-9.12RE至XGSM~-9.40RE之间0.28RE的磁尾区域内.综上所述，2008年1月5日08:51~08:57 UT亚暴膨胀相晚期的磁尾磁重联事件发生在距离地球非常近的空间范围内.
致谢THEMIS计划由美国NASA基金（NAS5-02099）支持.我们在此感谢J.W.Bonnell和F.S. Mozer提供EFI数据；D.Larson和R.P.Lin提供SST数据；C.W.Carlson和J.P.McFadden提供ESA数据；K.H.Glassmeier，U.Auster和W.Baumjohann提供FGM数据以及S.Mende和E.Donovan提供了ASI数据.NASA戈达德空间飞行中心提供了时间平移后的ACE卫星数据.京都大学的世界地磁数据中心提供了AL指数的数据.
| [1] | Akasofu S-I. The development of the auroral substorm. Planet. Space Sci. , 1964, 12: 273-282. DOI:10.1016/0032-0633(64)90151-5 |
| [2] | Baker D, Pulkkinen T, Angelopoulos V, et al. Neutral line model of substorms: past results and present view. Geophys. Res. , 1996, 101(A6): 12975-13010. DOI:10.1029/95JA03753 |
| [3] | Ohtani S, Takahashi K, Zanett L J, et al. Tail current disruption in the geosynchronous region in magnetospheric substorms. Geophys. Monogr. Ser. , 1991, 64: 131-140. |
| [4] | Angelopoulos V, Phan T D, Larson D E, et al. Magnetotail flow bursts: association to global magnetospheric circulation, relationship to ionospheric activity and direct evidence for localization. Geophys. Res. Lett. , 1997, 24(18): 2271-2274. DOI:10.1029/97GL02355 |
| [5] | Angelopoulos V, McFadden J P. Tail reconnection triggering substorm onset. Science , 2008, 321. DOI:10.1126/science.1160495 |
| [6] | Baker D, Pulkkinen T, McPherron R, et al. CDAW 9 analysis of magnetospheric events on May 3, 1986. Event C.. Geophys. Res. , 1993, 98(A3): 3815-3834. DOI:10.1029/92JA02475 |
| [7] | Baumjohann W, Paschmann G, Liihr H. Characteristics of high speed ion flows in the plasma sheet. Geophys. Res. , 1990, 95: 3801-3809. DOI:10.1029/JA095iA04p03801 |
| [8] | Angelopoulos V, Kennel C F, Coroniti F V, et al. Observations of a quasi-static plasma sheet boundary. Geophys. Res. Lett. , 1993, 20: 2813-2816. DOI:10.1029/93GL01979 |
| [9] | Sonnerup B U O. Solar System Plasma Physics. New York: North-Holland , 1979. |
| [10] | Hones Jr E W, Schindler K. Magnetotail plasma flow during substorms: a survey with Imp 6 and Imp 8 Satellites. Geophys. Res. , 1979, 84(A12): 7155-7169. DOI:10.1029/JA084iA12p07155 |
| [11] | Bieber J, Stone E, Hones Jr E, et al. Plasma behavior during energetic electron streaming events: further evidence for substorm-associated magnetic reconnection. Geophys. Res. Lett. , 1982, 9(6): 664-667. DOI:10.1029/GL009i006p00664 |
| [12] | Nishida A, Nagayama N. Synoptic survey for the neutral line in the magnetotail during the substorm expansion phase. Geophys. Res. , 1973, 78(19): 3782-3798. DOI:10.1029/JA078i019p03782 |
| [13] | Nagai T, Fujimoto M, Saito Y, et al. Structure and dynamics of magnetic reconnection for substorm onsets with Geotail observations. Geophys. Res. , 1998, 103(A3): 4419-4440. DOI:10.1029/97JA02190 |
| [14] | Baker D N, Peterson W K, Eriksson S, et al. Timing of magnetic reconnection initiation during a global magnetospheric substorm onset. Geophys. Res. Lett. , 2002, 29(24). DOI:10.1029/2002GL015539 |
| [15] | Runov A, Nakamura R, Baumjohann W, et al. Cluster observation of a bifurcated current sheet. Geophys. Res. Lett. , 2003, 30(2). DOI:10.1029/2002GL016136 |
| [16] | Runov A, Nakamura R, Baumjohann W, et al. Current sheet structure near magnetic X-line observed by Cluster. Geophys. Res. Lett. , 2003, 30(11). DOI:10.1029/2002GL016730 |
| [17] | Slavin J A, Tanskanen E I, Hesse M, et al. Cluster observations of traveling compression regions in the near-tail. Geophys. Res. , 2005, 110: A06207. DOI:10.1029/2004JA010878 |
| [18] | Nagai T. Location of magnetic reconnection in the magnetotail. Space Sci. Rev. , 2006, 122: 39-54. DOI:10.1007/s11214-006-6216-4 |
| [19] | Nagai T, Fujimoto M, Nakamura R, et al. Solar wind control of the radial distance of the magnetic reconnection site in the magnetotail. Geophys. Res. , 2005, 110: A09208. DOI:10.1029/2005JA011207 |
| [20] | King J, Papitashvili N. One min and 5-min solar wind data sets at the Earth's bow shock nose. http://omniweb.gsfc.nasa.gov/html/HROdocum.html ap4, 2006 |
| [21] | Sibeck D G, Angelopoulos V. THEMIS science objectives and mission phases. Space Sci. Rev. , 2008, 141: 35-59. DOI:10.1007/s11214-008-9393-5 |
| [22] | Tsyganenko N, Stern D. Modeling the global magnetic field of the large-scale Birkeland current systems. Geophys. Res. , 1996, 101(A12): 27187-27198. DOI:10.1029/96JA02735 |
| [23] | Stone E C, Frandser A M, Mewaldt R A, et al. The advanced composition explorer. Space Sci. Rev. , 1998, 86: 1-22. DOI:10.1023/A:1005082526237 |
| [24] | Mende S B, Harris S E, Frey H U, et al. The THEMIS array of ground-based observatories for the study of auroral substorms. SpaceSci. Rev. , 2008, 141: 357-387. DOI:10.1007/s11214-008-9380-x |
| [25] | Auster H U, Glassmeier K H, Magnes W, et al. The THEMIS fluxgate magnetometer. Space Sci. Rev. , 2008, 141: 235-264. DOI:10.1007/s11214-008-9365-9 |
| [26] | McFadden J P, Carlson C W, Larson D, et al. THEMIS ESA first science results and performance issues. Space Sci. Rev. , 2008, 141: 477-508. DOI:10.1007/s11214-008-9433-1 |
| [27] | Deng X H, Matsumoto H, Kojima H, et al. Geotail encounter with reconnection diffusion region in the Earth' s magnetotail: evidence of multiple X lines collisionless reconnection? J. Geophys. Res. , 2004, 109: A05206. DOI:10.1029/2003JA010031 |
| [28] | Lui A T Y, Zheng Y, Zhang Y, et al. Cluster observation of plasma flow reversal in the magnetotail during a substorm. Ann. Geophys. , 2006, 24: 2005-2013. DOI:10.5194/angeo-24-2005-2006 |
| [29] | Paschmann G, Sonnerup B U O, Papamastorakis I, et al. Plasma acceleration at the Earth's magnetopause: evidence for reconnection. Nature , 1979, 282: 243-246. DOI:10.1038/282243a0 |
| [30] | Bonnell J W, Mozer F S, Delory G T, et al. The Electric Field Instrument (EFI) for THEMIS. Space Sci. Rev. , 2008, 141: 303-341. DOI:10.1007/s11214-008-9469-2 |
| [31] | Keiling A, Angelopoulos V, Runov A, et al. Substorm current wedge driven by plasma flow vortices: THEMIS observations. Geophys. Res. , 2009, 114: AOOC22. DOI:10.1029/2009JA014114 |
| [32] | Shay M, Drake J, Rogers B, et al. The scaling of collisionless, magnetic reconnection for large systems. Geophys. Res. Lett. , 1999, 26(14): 2163-2166. DOI:10.1029/1999GL900481 |