同步轨道卫星在不同磁地方时观测到能量粒子通量急速增强然后逐渐减弱的周期性现象被称为sawtooth事件.Sawtooth事件目前在与暴时亚暴相关的研究中扮演重要的角色.多种空基及地基观测资料的研究表明：sawtooth事件每个周期的磁层电离层观测往往具有亚暴的特征，因此往往被视为准周期性亚暴现象^[1~5].Sawtooth可以在行星际磁场持续南向的条件下发生^[6~8]，周期性爆发的第一个周期可由太阳风条件的突然变化，如行星际磁场由南向突然转北向而驱动，然而接下来的周期可以在太阳风条件持续稳定的状态下爆发，不是每个周期都必须由太阳风动压变化或是行星际磁场北向反转来驱动^[9].在第一个周期爆发之后，sawtooth可以持续好几个周期，每个周期间隔大约为2~4h^[10]，不需要持续的外部机制触发.Hsu等人^[11]从地面台站、同步轨道及磁尾的观测中发现，有太阳风触发和没有太阳风触发的亚暴事件的响应几乎没有不同，只是有触发的事件响应的规模较大.Huang等人^[12]针对sawtooth的统计研究发现，当sawtooth发生时磁尾总压力与尾瓣磁场处于临界的状态，这指明sawtooth事件可能在磁层参数达到临界状态时发生，其周期只与磁层固有的周期有关^[13].在没有外部太阳风条件触发的情况下，亚暴仍可由不稳定状态下磁层内部的等离子体不稳定性触发^{[14, 15]}.

Sawtooth粒子通量变化期间也伴随着极光爆发及磁尾磁场偶极化现象^{[7, 16~18]}.夜侧极光椭圆区粒子沉降增加会造成电离层电导以及极光电集流的增强.地面中低纬地磁台站观测资料显示，在sawtooth事件能量粒子注入后地面磁场H分量（指向磁北极）会出现正向弯扰.Kitamura^[19]在其研究的2002年4月18日到19日sawtooth事件中低纬地磁扰动特征中发现，各种特征与亚暴电流楔（Substorm Current Wedge，SCW）所引起的地磁扰动特征相吻合，故提出在sawtooth事件期间亦有亚暴电流楔的生成.亚暴电流楔生成时越尾电流的减弱，导致了对应电流楔内地面磁场H分量的正弯扰.然而与孤立亚暴相比，sawtooth事件中的电流楔在地方时的扩展更宽，约有12 h磁地方时（MLT）的宽度.地面磁场H分量的大小随电流楔中心位置及地方时扩展尺度而变化，在亚暴电流楔中心处最大，远离中心逐渐减弱.此外，Huang等人^[20]在其研究的sawtooth事件中发现，此H分量的正弯扰与磁层偶极化过程紧密相关.这也对应了在亚暴电流楔生成时，磁尾电流片塌陷，磁场从原先的拉伸形态变为更似偶极磁场的形态.磁场的偶极化一开始可以局限在同步轨道区域附近很狭窄的范围内，然后向其余的地方时及径向扩展^[21].伴随磁尾磁场偶极化过程磁层与极区电离层之间通过场向电流形成了闭合的亚暴电流楔^[22].此电流楔由一部分的越尾电流被场向电流短路到电离层而形成，并局部地减弱了晨昏方向的越尾电流^[23].Dst指数在sawtooth事件的每个周期爆发时有小幅度的正向扰动^[24]，这也可被视为磁场偶极化，磁尾晨昏方向越尾电流减弱造成的效应.

亚暴电流楔包含一组场向电流，在电流楔东侧（晨侧）下行的场向电流由磁尾注入电离层，在电流楔西侧（昏侧）上行的场向电流由电离层流出到磁层，这对场向电流在电离层由水平流动的极光电集流闭合.极光电集流在电离层夜侧西向流动，造成处于电集流附近的地面地磁台站观测到磁场H分量大幅度的负弯扰.由磁场的扰动可以反演得到电离层电流系，从而得知极光电集流在时间和空间上的变化特征^[25~27].

由此可见，电流楔的形成在中低纬和高纬地磁台站观测的地磁场中皆有响应，然而利用高纬地磁扰动数据来研究sawtooth事件的工作却比较少，高纬极光电集流在sawtooth事件期间的变化情形还没有得到很好的理解.本文利用地磁纬度大于45°的地磁台站水平磁场变化，建立了求得电离层水平等效电流系的方法，针对2000年9月30日的一次sawtooth事件研究高纬极光电集流的特征.并与中低纬部分，利用地磁纬度小于45°的地磁台站H分量磁弯扰的变化分布得到的亚暴电流楔特征比较.本文主要的目的是要获得高纬电集流与中低纬地磁场对亚暴电流楔响应的时空尺度的比较.

图 1展示了2000年9月30日的sawtooth事件，图 1（a~c）给出了3个LANL卫星观测到的离子通量大小，横轴为世界时（UT），垂直虚线代表每次注入的时刻.从05:40UT开始一共观测到了8次的注入事件，注入时刻分别为05:40UT、08:40UT、10:50UT、14:01UT、14:50UT、16:42UT、20:06 UT和22:32 UT，周期大约是1~3h. LANL卫星的地方时位置分布大约是：从第1次注入到末一次注入，LANL89从位于黄昏东向移动到正午，LANL94从正午移动到早晨，LANL97从上午10时左右移动到早晨3时.在本事件期间，虽然文中并未展示，但由IMAGE卫星WIC（Wideband ImagingCamera）仪器观测到的极光图来看，分别在05:40:25 UT、13:52:46 UT、16:42:14 UT和20:06:25UT观测到了极光爆发，随后向极区及其他磁地方时扩展.而在14:49:56 UT卫星观测到一次极光的再增亮（re-intensification）现象.以上极光爆发/再增亮的时间恰对应到同步轨道粒子的第1、第4至第7次注入.对于同步轨道粒子的第2、第3及第8次注入事件，由于IMAGE卫星的位置问题，在这几次注入时刻前后并没有极光图可供判断.检查第2及第3次注入事件亚暴爆发时地面响应特征之一的低纬地磁Pi2脉动发现，在这两次注入时刻前后几分钟内都观测到了Pi2脉动（文中未展示），也可作为亚爆发生的辅助证据.

图 1

Fig. 1

图 1 2000年9月30日的sawtooth事件 （a）~（c）分别为LANL89，LANL94，LANL97卫星观测到的离子通量变化，每个面板中的5条线由上至下分别代表能量为75~113keV、113~170keV、170~250keV、250~400keV及400~670keV的离子通量；（d）~（f）行星际磁场By，Bz分量，以及太阳风动压，取自太阳风OMNI参数；（g）Geotail卫星观测到的磁场Bz（GSM）分量数据；（h）AU/AL指数；（i）SYM-H指数，图中标示的时间为IMAGE卫星观测到极光增亮的时刻.图中虚线代表每次粒子注入的时刻. Fig. 1 Sawtooth event on 30 September 2000 The curves in panels (a)~(c) represent differential fluxes for protons in different energy bands (75~113keV, 113~170keV, 170~250keV, 250~400keV and 400~670keV for curves from top to bottom) observed by LANL89, LANL94 and LANL97 satellites.(d)~(f) are the IMF By, Bz and the solar wind dynamic pressure obtained from the solar wind OMNI parameters.(g) is the Bz(GSM) component measured by Geotail satellite.(h) AU/AL indexes.(i) SYM-H index.The times indicate the onset times of auroral breakups observed by IMAGE satellite.The vertical dashed lines denote injection times.

太阳风条件由结合多颗卫星观测资料的OMNI磁层顶太阳风参数得到^[28].图 1（d~f）依次为行星际磁场B_y分量，B_z分量以及太阳风动压.虽然在03:00~05:00 UT间有一段期间没有观测数据，但图中仍可看出，在sawtooth第一个周期开始之前，从00:00~03:00UT之间，行星际磁场已经持续了一段时间的南向.在行星际磁场南向期间，磁层顶磁场重联可以将能量从太阳风传输到磁层，随着大尺度的磁层对流，在磁尾逐渐累积磁能.行星际磁场B_z分量在09:27UT、14:23UT、15:18UT和16:49UT都有微弱的北向反转，但没有对应的sawtooth注入事件.太阳风动压一开始维持在1nPa左右，约从10时左右开始缓慢地增加，至14:22UT突然下降，在第6次注入十几分钟后于16:57UT有一次显著的增强，21:04UT也有一次短暂的增长，但这几次太阳风动压的变化都没有对应的注入事件.在05:40UT我们看到sawtooth事件第一个周期的爆发，由于此前没有太阳风的观测数据，所以无法得证第一个周期的爆发是否由太阳风条件驱动，但随后几次的注入事件从行星际磁场变化及太阳风动压变化来看，都没有明显的太阳风条件驱动.只有在22:32UT的第8次注入事件时，行星际磁场恰好从南向转为北向，太阳风动压也于稍早的22:18UT开始增长，而可与太阳风条件变化驱动联系起来.总体而言，本次sawtooth事件可视为在磁层达到临界条件下时，由磁层内部的机制触发的周期性现象，这与sawtooth事件的周期是由磁层内部条件决定的观点相吻合.

在本次sawtooth事件中，除了最后两次注入事件以外，Geotail卫星的位置恰好位于磁尾，由图 1g的Geotail磁场B_z分量观测可以看出伴随每次同步轨道粒子注入都有磁尾磁场偶极化的现象.图 1（h~i）展示了AU/AL指数及SYM-H指数，图中可以看出除了最后一次同步轨道粒子注入以外，其余的粒子注入皆伴随极光带西向电集流的增长，且每次注入后SYM-H指数有小幅度的正向扰动.本次事件SYM-H指数最小值达到-91nT，可视为一次磁暴现象.

欲求得电离层的电流系分布，在只有地面观测资料的情况下，我们仅能求得等效的电离层电流系，而非真实的电流系.因为等效电流系是无散的，所以缺少场向电流的信息^[29].虽然等效电流系不全等于真实的电离层电流，但在很多情况下是研究电离层电流变化一种有效的近似方法^[29].在给定假设的电离层电导模型后，Kamide-Richmond-Matsushita（KRM）模型可以通过求解二阶偏微分方程的方法来获得完整的电离层电流系^[30]；而Assimilated Mapping of Ionospheric Electrodynamics（AMIE）方法则利用最小平方近似法使求得的电离层参数能与所有观测资料达到最大的一致性^[25].以上的方法都适用于大尺度的研究，然而需要给定电离层Hall电导及Pedersen电导作为模式的输入.其他如球谐展开或球盖谐展开等方法，则会因为地磁台站稀少或分布不均而造成空间解失真的情况^{[26, 31, 32]}.在不需要假设电离层电导分布的情况下，Amm^[33]利用卫星和地面观测资料，以基本电流展开的方法求得了电离层电流系分布，此方法也避免了台站疏密的问题，但他们仅将此方法应用于局部的区域.本文利用基本电流展开的方法，结合地面台站的磁场数据来求得北半球大尺度的电离层等效电流系，以探讨其在sawtooth事件中变化的情形.

基本电流展开的概念就是将观测到的地面磁场扩展成在电离层中球元基本电流系的磁场总效应.我们可以将无散的球元基本电流系以极点为中心置于电离层球面上的任意位置，而电离层等效电流即可分解为由这些无散的球元基本电流系的线性叠加所组成.Amm^[26]定义了无旋（用cf表示）和无散（用df表示）两种类型的球元基本电流系，以球坐标系（r'，ϑ'，φ'），单位向量来表示如下：

(1)

(2)

R_I是电离层至地心的半径，假设是在地表上空100km处很薄的一层，I_0，cf和I_0，df是球元基本电流的权重系数.ϑ'=0处为球元基本电流系的极点，可以放置在电离层的任意位置.将多个位置不同的极点及权重的球元基本电流系叠加起来可以得到总的等效电流，表示如下：

(3)

其中和代表对应每个基本电流系极点的球坐标位置，而和为其单位向量.

当地面磁场为已知，球元基本电流的极点在电离层的位置也选择好之后，基本电流展开的方法就简化为求解线性方程组的问题.在求解的过程中因为经常遇到欠定和病态的矩阵，故利用奇异值分解法来求解.数据处理方面则选择本事件前后10日内相对宁静日的地基磁场数据作为宁静日的磁场变化，对此宁静日变化做3h的滑动平均后，从每个台站的磁场数据减去此变化以去除主磁场及日变化的效应.

图 2展示了我们所使用的全部地磁台站的位置分布，实心点代表计算高纬电离层等效电流系所使用的84个地磁台站的位置，空心点代表中低纬磁弯扰计算所使用的53个台站位置.重建电流系所使用的台站在北美及欧洲分布较密，在亚洲及海洋上较稀疏.如果sawtooth注入时位于夜侧的台站恰好较稀疏，那么计算出来的电流强度有可能会被低估.球元基本电流展开的电流网格点分布为：从磁纬度50°N~80°N，每5°一个点，磁经度-170°~180°，每10°一个点.而球元基本电流系的极点分布较密，从磁纬度42.5°N~87.5°N，每2.5°一个点，磁经度-175°~180°，每5°一个点.我们计算出来的等效电流系如图 3，坐标为地磁纬度与磁地方时.图 3a是08:40UT的注入前10min的电流系分布，图 3b是注入后10 min的电流系分布.可以看出，在LANL观测到粒子注入之前，电离层电流在早晨到午夜前有西向电流，日侧有微弱的东向电流；在观测到粒子注入的10min后，在夜侧，特别是黄昏到午夜有显著的西向电集流增强，而最强的位置大约位于磁纬65°N.

图 2

Fig. 2

图 2 地磁台站分布图 实心点代表计算高纬电离层等效电流系所使用的地磁台站位置，空心圆圈代表中低纬磁场H分量磁弯扰计算所使用的台站位置. Fig. 2 Distributions of the ground magnetometers The solid circles denote the stations used to derive ionospheric equivalent current system, and the open circles denote the middle-and low-latitude stations used to study magnetic bays.

图 3

Fig. 3

图 3 高纬电离层等效电流系分布图 图上每个点代表等效电流系的网格点，箭头方向为电流的方向，箭头长度代表电流密度的大小.（a）为08:40UT注入前10min高纬电离层等效电流系的分布情况，（b）为同一次注入后10min电流系的分布情况. Fig. 3 Distribution of the ionospheric equivalent current system Each point in the figure denotes a grid point of the current system, the arrow shows the current direction and the length of the arrow denotes the magnitude of current density.(a) shows the current system at 10 minutes before the 08:40 UT injection, (b) shows the current system at 10 minutes after the injection.

根据Clauer和McPherron^[34]的模拟，假设越尾电流在L=6.0处被场向电流分流至电离层，则此场向电流以Tsyganenko96模型^[35]映射到电离层将对应到磁纬度约65°的位置.图 4将磁纬65°N位置上的东西向等效电流在sawtooth注入后随时间的变化做了比较，平滑的曲线是我们利用Cubic Hermite差值法得到的东西向电集流随磁地方时的变化.8个图分别表示8次的注入事件，不同的线条代表距离注入时刻后不同时间的电流强度，电流西向为正.图中可以看到，除了第8次注入事件以外，其他的事件在LANL观测到粒子注入后，夜侧电离层都看到了西向电流的显著增强，在午夜前后达到极大值.在日侧部分仍是东向电流，但较微弱，电流大约在18:00~21:00 MLT之间从东向反转为西向，我们以此反转点为电集流的西边界，以西向电集流超越注入时的初始电流大小处为东边界，计算电集流展宽.计算的结果表示，第1~7次注入电集流的展宽分别为11.8MLT、10.4 MLT、9.6 MLT、10.6MLT、9.6MLT、12.7MLT和14.3 MLT，平均约为11.3MLT，分布约从18:00~06:00MLT.而最后一次注入事件没有计算展宽，因为西向电集流在注入前约30min就开始增强，到粒子注入的22:32UT时，西向电集流已达到极大值而后开始减弱，后面将探讨本次事件西向电集流增强与sawtooth注入时刻不对应的情况.由图中也可看出，西向电集流达到最大值的时间，大约是在注入事件后的十几到20min之内，而达到最大值的中心位置大约是在午夜前后，第4~6个事件西向电集流中心位置在早晨2~4时，这是因为这段时间位于午夜前的台站数目过少，所以午夜前的电流强度可能低估，导致中心位置往早晨偏移.

图 4

Fig. 4

图 4 在每次sawtooth注入后，高纬电离层（磁纬65°N）东西向等效电流系随时间的变化图 8幅图分别为8次注入事件.横轴代表磁地方时，纵轴代表电流的大小，西向电流为正，不同的线代表距离注入后不同时间的电流曲线，其中黑色粗线代表电流达到最强时的曲线. Fig. 4 Temporal variations of the east-westward equivalent currents at 65°N magnetic latitude after sawtooth injections The eight figures correspond to the eight injection events.The horizontal axis denotes magnetic local time, and the vertical axis denotes magnitudes of currents, where westward current is positive.The different line styles correspond to currents derived at different times after injection, among which the thick black line denote the maximum variation distribution.

为了要研究sawtooth事件期间地面磁场的扰动情形，我们从World Data Center（WDC）以及International Real-time Magnetic Observatory Network（INTERMAGNET）获得时间分辨率为1min的地磁台站数据.WDC和INTERMAGNET的地磁台站分布范围极广，我们选择了磁纬度在南北纬45°以内共53个台站的数据，台站的位置见图 2.将磁场数据以修正地磁坐标系（CGM）表示，H分量指向北，D分量为东向，Z为垂直向下.我们将每个台站的磁场H分量除以cosΛ作为纬度校正后的磁场H分量扰动，Λ是台站的修正地磁纬度^[3].我们发现各个台站磁场H分量在sawtooth事件期间有周期性的扰动现象.地面磁场扰动的磁地方时分布呈现正弯扰.每次磁弯扰恰好与LANL卫星观测到的sawtooth注入事件相对应.图 5展示了8次磁弯扰H分量变化的磁地方时分布.对每次注入而言，我们找出sawtooth注入后H分量达到最大值的时刻，以此时刻各台站的H分量减去开始时刻的H分量所得的ΔH对台站所在磁地方时作图.图上圆点代表各个台站的ΔH，而实线则是与数据点拟合的高斯曲线，高斯曲线的函数为

(4)

图 5

Fig. 5

图 5 在sawtooth事件每次注入后，磁弯扰ΔH的磁地方时分布 实线为拟合的高斯曲线. Fig. 5 For each of the eight sawtooth events, MLT distribution of the ΔH amplitudes of the corresponding magnetic bay is shown Solid lines show the Gaussian curve fit to the observed amplitudes.

其中a，b，c，h都是拟合参数.由高斯曲线拟合可以找出扰动的中心位置及展宽.图 5中第8次注入事件的磁场扰动分布较不规则，呈现多峰值的现象，此时可能没有良好的亚暴电流楔形成，这与高纬等效电流系的观测结果相吻合.其余事件的中心位置分别为23:39 MLT、22:24 MLT、22:31 MLT、22:26MLT、02:12MLT、23:54 MLT及02:08 MLT，大多位于午夜前后.正磁弯扰的展宽我们定义为拟合的高斯曲线交于水平零轴的宽度^[19]，由此计算的展宽分别为9.8 MLT、16.2 MLT、9.8 MLT、7.3 MLT、10.1 MLT、15.2 MLT及11.4 MLT，平均展宽约为11.4 MLT.由ΔH的磁地方时分布推测造成磁弯扰的电流源出现在大范围的地方时区域（18:00~06:00 MLT）.而每个周期造成的中低纬磁场H分量扰动幅度约为30~50nT，达到最大值所需的时间大约为二十几分钟.图 5也可看出ΔH在早晨时多为负值，如在第1次注入事件中，拟合的高斯曲线的极大值位于23:39 MLT，在19:00 MLT和05:00 MLT时几乎为零，而在早晨一侧多为负值.在第3，第4，第7次注入事件中也有同样的特征.在亚暴电流楔形成期间，位于正的ΔH外侧区域常看到负的ΔH，此乃正常现象.由磁弯扰随时间的变化可知：磁弯扰的展宽随时间的变化仅小幅增长，表明电流源的展宽在此过程中变化不大.而中心位置在磁地方时上也略有移动，第1~4及第7次事件中心位置往东向移动，第5，6次事件向西向移动，二十几分钟内移动距离约可达0.8 MLT.

在前面我们已经展示了在同步轨道观测到sawtooth注入事件之后，极光电集流的变化以及地面磁场变化随磁地方时分布的情形.从图 1可以看出前7次注入事件并没有伴随太阳风动压的增长，所以可以排除太阳风压缩磁层造成的地面中低纬磁场扰动效应；而高纬极光的爆发与极光电集流的增长也证实前7次注入事件伴随有亚暴电流楔的生成.为了比较高纬电集流与中低纬地磁场对亚暴电流楔响应的情形，我们将两种方法计算得到的达到最大扰动值的时间、电流楔展宽、中心位置以及扰动幅度列在表 1作比较.符号“Hlat”对应高纬电集流结果，符号“MLlat”对应中低纬磁弯扰结果.我们发现，两者达到最大扰动程度的时间不一致.一般而言，中低纬磁场弯扰达到最大值平均是在注入后的24min左右，而高纬西向电集流达到最大值则平均是在开始注入的18min后.很明显高纬电集流达到扰动极大值的时间比中低纬磁弯扰短一些，这可能是因为当越尾电流通过场向电流闭合到电离层，在电离层距离地表一百多公里的地方流动时，高纬地磁台站正位于电离层的下方，所以磁场扰动主要响应极光电集流的变化.我们用高纬磁场数据求得的电离层等效电流系，也很灵敏地反映出极光电集流的变化.反观中低纬的磁场弯扰情形，则会受到较多因素的影响，除了整体亚暴电流楔的影响之外，还包括于此期间环电流变化的影响、部分环电流形成的影响等等，这可由Dst指数的缓慢变化来证实.所以在此事件期间，虽然造成前7次注入后地面中低纬磁场H分量正弯扰的主要电流源为亚暴电流楔，其他电流源也可能有次要的贡献.而从磁尾磁场偶极化的情形来看，亚暴电流楔也可能在径向上有扩展.由于造成中低纬台站磁弯扰的电流源较丰富，时空分布也较广，磁场弯扰达到极大值的时间较长可视为体现其整体效应的结果.

表 1(Table 1)

表 1 高纬电集流与中低纬磁弯扰变化达到最大扰动值的时间、电流楔展宽、中心位置以及扰动幅度的比较符号“Hlat”对应高纬电集流结果，符号“MLlat”对应中低纬磁弯扰结果. Table 1 Times needed to reach maximum variations, expansion widths of current wedges, center positions of current wedges, and the maximum variations of the two estimation methods are listed The symbol "Hlat" corresponds to the high-latitude ionospheric electrojets and the symbol "MLlat" corresponds to the middle-and low-latitude magnetic bays.

表 1 高纬电集流与中低纬磁弯扰变化达到最大扰动值的时间、电流楔展宽、中心位置以及扰动幅度的比较符号“Hlat”对应高纬电集流结果，符号“MLlat”对应中低纬磁弯扰结果. Table 1 Times needed to reach maximum variations, expansion widths of current wedges, center positions of current wedges, and the maximum variations of the two estimation methods are listed The symbol "Hlat" corresponds to the high-latitude ionospheric electrojets and the symbol "MLlat" corresponds to the middle-and low-latitude magnetic bays.

表 1还比较了高纬西向电集流的展宽与中低纬磁场弯扰的展宽，虽然展宽一般都有9个地方时以上的宽度，两者的宽度却仍有0~5h的差异，这可能是因为磁场位形在空间中的扭曲导致.两者平均皆约有11个磁地方时的宽度.在扰动中心位置的比较中，在第1和第2事件中，两种方法估计的中心位置都只有不到20 min的差距，吻合的情况很好.在第3事件中，中心位置差距有一个多小时.而第4~6事件期间，由于位于午夜前的高纬台站数量很少，导致当地求得的电流值小于实际值，使得中心位置会往早晨移动.第7事件夜侧西向电集流出现双峰结构，是因为此段期间位于午夜到00:40 MLT的台站数目很少，导致该区的电流密度被低估，而双峰结构则造成中心位置判断上的误差.

两者的扰动最大值似乎没有正比关系，可能是因为决定中低纬磁弯扰的电流源较多，所以极大值不同.此外，由于第4与第5事件间隔时间较短，地面磁场对第4次注入事件的响应可能还没有完全恢复时，第5次注入事件又开始，导致在第5次注入时刻的地面磁场处于非平静值，进而使得磁场正弯扰的变化量较小.

在第8事件中，LANL卫星观测到粒子通量注入后，我们并没有观测到夜侧电离层西向电集流的增强，反而是在注入稍早的30 min之前，西向电集流就开始增强，到粒子注入的时刻，西向电集流已增至最强，并开始减弱.在此注入后，低纬磁弯扰也呈现不规则的情况，种种迹象显示此次注入事件后并没有亚暴电流楔的形成.由图 1太阳风参数可见，此时太阳风动压有增强，行星际磁场在北向反转，所以第8事件同步轨道粒子通量的增强可能是由太阳风参数变化所引起，此时不一定对应亚暴发生^[17]，既然没有亚暴电流楔的形成，也就不在本文比较的范围之内.在未来我们可藉由更多sawtooth事件的研究，来探讨sawtooth事件期间电流楔生成的条件.

本文研究了2000年9月30日同步轨道卫星观测到的一次sawtooth事件.在每个周期的注入事件后，我们利用高纬地磁台站的磁场数据，以球元基本电流系方法求得电离层水平二维等效电流系，通过研究极光电集流在每次注入事件后的变化，从而了解电流楔在电离层闭合电流系统的特征.此外，在sawtooth注入期间，我们也研究了地面中低纬地磁台站磁场北向分量的正弯扰分布情形，并将磁弯扰变化的特征与由高纬台站磁场数据反演得到的电离层等效电流系变化特征做比较.我们发现在2000年9月30日的sawtooth事件中，西向电集流与中低纬磁弯扰两者平均皆有11个磁地方时的宽度.两者的中心位置在夜侧台站较多且分布均匀的事件中十分吻合.高纬电集流达到最大扰动值的时间，比中低纬磁弯扰达到最大的时间短，因为高纬区域电流源的位置就在电离层，地磁台站磁场数据主要响应极光电集流变化，而影响中低纬磁弯扰的电流源较多，在空间中的时空分布也较广，使得磁弯扰变化达到最大的时间比较长.

感谢Los Alamos National Laboratory的G.D.Reeves提供LANL卫星数据，以及Tokyo Institute of Technology的T.Nagai提供Geotail磁场数据.太阳风OMNI数据是从GSFC（Goddard Space Flight Center）/SPDF（Space Physics Data Facility）OMNIWeb界面获得的，网址为http://omniweb.gsfc.nasa.gov.感谢Kyoto University的World Data Center（WDC）提供AU/AL及SYM-H数据.并感谢提供地磁台站数据的团队：210 MM（Nagoya University），CANOPUS（Canadian Space Agency），CARISMA（I.R.Mann，University of Alberta），GIMA（University of Alaska），IGPP（UCLA），IMAGE（Finnish Meteorological Institute），MACCS（Boston University与Augsburg College），MAGIC（University of Michigan），WDC（Kyoto University），SPIDR及INTERMAGNET.