2012, Vol. 55
2. 中国科学院研究生院地球科学学院,北京 100049;
3. 爱尔兰大学空间技术学院,Maynooth, Co. Kildare, 爱尔兰
2. College of Earth Science, Graduate University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China;
3. Space Technology Ireland, National University of Ireland, Maynooth, Co. Kildare, Ireland
大致呈偶极子型态的近地磁场中所捕获的带电粒子在磁场曲率漂移和梯度漂移的作用下做横跨磁力线环绕地球的漂移运动.由于离子和电子的漂移方向相反(离子西向漂移，电子东向漂移)，电荷分离的结果产生了西向环电流[1].环电流的增强最直接的效应是地球低纬地区水平磁场分量的降低，形成磁暴期间地球空间环境最为显著的特征.磁暴期间环电流区域的高能离子将对运行在地球空间的人造卫星造成不利的影响，环电流所引起的地磁扰动也可能对地球表面的某些设施造成破坏.因此对环电流的研究，特别是对磁暴期间环电流的研究显得尤为重要.
环电流中离子的能量密度远远大于电子的能量密度，绝大部分电流由离子携带.主要离子成分包括H+ 、O+ 和少量的He+ ，能量主要分布在10~200keV区间，径向分布范围大致为2<L<7.一般认为H+主要来自太阳风，而O+ 主要来自电离层[2].磁暴期间，环电流极大地增强，径向分布区域更加靠近地面，产生强烈的地面磁扰动.特别是部分环电流的增强非常显著，甚至可以超过对称环电流的强度，使得环电流的地方时分布呈现极大的不对称性[3].普遍认为，大部分的环电流离子(包括来自太阳风和电离层的离子)都经历了从磁尾向内磁层注入和加速的过程，少量的太阳风离子可能从极区直接进入环电流区域[4].
在离子从磁尾注入到环电流区域的过程中，有两个因素可能起主要作用:一是磁层亚暴期间磁场偶极化所产生的夜侧感应电场[5]，另一个是磁暴期间南向行星际磁场(IMF)驱动的大尺度对流电场[6].有研究认为磁暴是由一系列亚暴所组成的，也就是说，磁暴期间环电流的增强是一系列亚暴粒子注入的结果[7].Shen 等[8]从物理过程出发推导了Dst指数和AL指数之间的关系，并且依据他们推导的公式计算了一次磁暴期间的Dst指数，结果与实际符合得很好，说明环电流的发展与亚暴活动有密切关系.也有研究表明，由于亚暴感应电场随着高度的减小而减小，一般很难将离子注入到L<4 的内磁层区域，而磁暴期间增强的对流电场可以进入到内磁层区域，也就成为环电流离子增强的主要原因，环电流的增强与亚暴活动没有直接的联系[9].A.Grafe等[10]对环电流与极光电集流的关系进行了统计研究，认为两类电流的发展是相互独立的，亚暴不足以成为环电流能量的主要来源.甚至有研究认为亚暴活动不仅对环电流的增长没有明显的贡献，反而可能造成环电流的削弱[11].目前，磁暴和亚暴的关系是一个极具争论的课题[12].对环电流形成机制的研究将有助于对磁暴和亚暴关系的理解.
环电流离子的损失机制主要有:(1)与等离子体层中粒子之间的库仑碰撞;(2)损失锥中的离子被高密度的地球大气层吸收(依赖于波粒相互作用或其他机制所产生的投掷角扩散);(3)与地冕中性成分的电荷交换反应.在磁暴主相期间，离子沿开放漂移路径在磁层顶的逃逸也是环电流离子的重要损失机制[13].各种损失机制在环电流衰减过程中的相对重要性还是一个没有解决的问题.大多数磁暴，特别是大磁暴的恢复相期间Dst/SYM-H 指数变化具有明显的先快后慢的特性[14].Akasofu等[15]采用双层模型来解释这一现象，指出两层环电流的半径和衰减率不同，离地球近的衰减得快，离地球远的衰减得慢，从而导致恢复相速度的先快后慢.但更多学者认为大磁暴恢复相速度的变化起源于环电流中不同成分的衰减率不同[16].傅绥燕等[2]根据CRRES 卫星所获取的观测数据，对1991年7月的两个大磁暴和当年发生的12个大磁暴进行了分析，指出恢复相初期O+ 的快速损失是导致恢复相先快后慢的重要原因.而Yusuke等[17]在不考虑离子的电荷交换反应的条件下，通过模拟环电流计算得到的Dst指数依然具有先快后慢的变化特性.他们认为磁暴恢复相初期Dst指数的快速变化仅仅是由于电流的空间位置的变化或者等离子体片的密度变化所引起的.
对环电流的研究可以采用理论分析、数值模拟和卫星探测数据分析等方法，理论分析、数值模拟最终也需要探测数据来证实.传统的局地测量方法由于存在观测点少、同一地点重复观测时间间隔长的缺点，而无法区分物理过程的时间变化和空间变化.中性原子成像技术采用遥测的方法，克服了局地测量的缺点，可以监测大尺度的物理过程，是研究环电流全局变化非常有效的技术手段[18].
能量中性原子(ENA)是能量离子与地冕中性成分发生碰撞、电荷交换后的产物.能量离子在碰撞过程中仅仅得到一个电子转变为ENA，而保持碰撞时刻的能量和运动方向不变.由于不受电磁场的影响，也不受重力场的影响(ENA 的能量远大于其逃逸能量)，ENA 在空间中作类似光线的直线飞行.中性原子成像技术正是利用了ENA 的这些特性来遥测源离子的空间分布.地球空间中大部分的ENA来自环电流区域，这使得利用中性原子成像技术研究环电流离子分布成为可能.
自从瑞典于1995年发射的Astrid卫星上搭载专用于ENA 探测的PIPPI[19]以来，美国相继发射了搭载ENA 探测器的IMAGE 卫星[20]和TWINS卫星[21].我国于2004 年7 月发射的TC-2 卫星[22]上也搭载了一台中性原子成像仪(NUADU)[23].学术界已经利用这些ENA 探测器获取的数据开展了富有成效的研究.
本文将通过对NUADU 所获取的ENA 通量数据的分析，揭示不同能量环电流离子通量随磁暴演化而变化的规律，进而探讨环电流的能谱分布特性，以及环电流的形成和损失机制.文章的第2 部分简要介绍NUADU 仪器和探测数据;第3部分将对两次大磁暴期间ENA 通量数据进行分析;第4 部分为总结和讨论.
2 NUADU 中性原子成像数据NUADU 配备了16 个探测器，每个探测器的视角为11.5°×2.5°(仰角方向和方位角方向)，均匀地分布在180°仰角范围内.各探测器的指向如图 1所示[23-24].仪器的旋转轴与卫星的自旋轴保持一致，在一个卫星自旋周期(4s)内，可以获取一帧4π 立体角的ENA 通量(对每个能道进行能量积分)分布数据.
由于NUADU 不能区分粒子的种类，其探测到的通量是所有种类的ENA 通量的总和.鉴于环电流的主要成分为H+ 和O+ [25-26]，仪器只对H 和O进行了标定.NUADU 各能道的能量范围如表 1所示.
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图 1 NUADU 仪器16个探测器的指向 Fig. 1 Pointing directions of the 16 detectors of the NUADU instrument |
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表 1 NUADU的能量范围 Table 1 Energy bands of NUADU |
对应每一个能道，一帧ENA 通量数据组成一个16行×128列的数据矩阵.采用不同的颜色表示不同的ENA 通量水平，可以将数据绘制成包含16×128个方格的矩形图像.图 2 即为包含第2 能道和第3能道的ENA 图像的一个示范.图中白色的曲线为从卫星位置看到的地球最外边的轮廓线.从ENA 图像中可以看出，通量增强的区域总是出现在地球边界线附近，而其他区域呈现出无规则的噪声分布.地球边界附近的通量增强是由来自环电流区域的ENA 所引起的，而背景噪声则取决于卫星所在位置的带电粒子通量.带电粒子形成背景噪声是因为:尽管NUADU 装备了偏转系统用于防止带电粒子进入仪器，但能量高于阀域(300keV)的带电粒子依然可以进入探测器从而对数据造成污染.
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图 2 ENA图像示例 (采集时间=2004-11-07 23 : 36 :16UT) Fig. 2 An example of ENA images, recorded at 23 :36 :16UT November 7，2004 |
环电流区ENA 通量取决于环电流离子通量和地冕中性成分的密度，也与电荷交换截面等因素相关.中性原子探测器所获取的ENA 通量是探测器视线方向ENA 通量的积分，如式(1)所示:
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(1) |
式中nβ 为地冕中性层密度，σi为电荷交换截面，ji(r，E，Ω)为环电流离子通量.地冕中性层密度一般采用Chamberlain 模型[27-28]，可以认为不随时间变化.由于H+ 和O+ 的电荷交换截面随能量的变化趋势相反[29]，我们假定综合的电荷交换截面基本不变.这样环电流离子通量成为ENA 通量的决定性因素.所以本文将直接分析NUADU 所获取的ENA 通量数据来揭示环电流离子通量的变化特性.另外，卫星的地心距离对探测器所获取的ENA 通量也有显著的影响(随着地心距离的增大，ENA 通量减小)，在分析过程中将予以考虑.
通过分析分别发生于2004年7月和2005年5月的两次大磁暴期间的NUADU 图像数据，发现4个能道ENA 通量的最大值位置基本在同一个方向(来自黄昏侧)，可以认为不同能量的环电流离子基本在同一空间位置达到最大.另外，从图像中可以看出ENA 通量的最大值越高，ENA 总体通量水平也越高.鉴于这两点，对每一幅ENA 通量图像我们采用ENA 通量的最大值来定性表示环电流离子通量水平.
3.1节和3.2节将分别对两次磁暴的数据进行分析.图 3和图 5分别显示两次磁暴期间的IMF 和SYM-H 数据，图中阴影部分为NUADU 具备有效数据(ENA 通量明显、带电粒子所引起的背景噪声小)的时间段.图 4和图 6分别显示两次磁暴期间有效数据时间段的各类数据，从上到下依次为:卫星的地心距离、IMF三分量(GSM 坐标)、SYM-H 指数、AE指数、4 个能道的通量最大值和最大值之和、4个能道通量最大值与最大值总和的百分比.本文采用SYM-H 指数，而不是Dst指数，是考虑到SYM-H 指数具有更高的时间精度.以前有研究表明SYM-H 指数可以作为Dst指数的高精度版本来使用[30].
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图 3 2004年11月7—8日的IMF(黑色:Bx，绿色:By，红色:Bz)和SYM-H 指数 Fig. 3 IMF (black: Bx，green: By，red: Bz) and SYM-H parameters from November 7 to November 8，2004 |
从图 3 可以看出，该磁暴期间SYM-H 指数最小值达到-400，磁暴恢复相呈现明显的先快后慢特性(大致以2004-11-0812∶00UT 为分界).我们选取的两个NUADU 有效数据时间段(阴影部分)为11-0722∶30UT 至11-0723∶49UT 和11-0803∶51UT 至11-0811∶28UT，分别处于磁暴主相期间和恢复相开始前至恢复相期间的时间段内.
从图 4可以看出多数情况下第1 能道的ENA通量最强，其余2，3，4能道的通量依次减小，第4能道多数时间没有明显的ENA 通量增强.考虑到各能道的能量范围是按次序增大的(见表 1)，可以断定环电流离子的通量呈现出随能量增大而快速减小的能谱分布，H+ 和O+ 在分别高于158keV和300keV的能量范围内(注意NUADU 并不能区分粒子种类，这里的能量范围仅仅是仪器的标定值)的通量几乎可以忽略(难以用NUADU 仪器观测).很多学者利用AMPTE/CCE 和CRRES 卫星的局地测量数据对环电流离子的能谱进行分析，得出的能谱分布图像与NUADU 的观测基本一致[2， 25， 31].
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图 4 2004年11月磁暴期间的数据 从上到下依次为:卫星地心距离;GSM 坐标系下的IMF三分量(黑色:Bx，绿色:By，红色:Bz);SYM-H 指数;AE指数;ENA 通量最大值(蓝色:第1能道，绿色:第2能道，黄色:第3能道，红色:第4能道，黑色:4能道通量最大值之和);通量比例(蓝色:第1能道，绿色:第2能道，黄色:第3能道，红色:第4能道). Fig. 4 Parameters during the storm of November, 2004 The panels fromtop to bottomare: Geo-distance of the TC-2 satellite; IMF under GSMcoordinates, with Bx in black, By in green and Bz in red; SYM-H index;AE index; ENA flux maximums of the four energy bands, from the 1th band to the 4th band, colored rn blue, green, yellow and red respectively. Sum of the four s drawn rn a black line; Ratio of flux of the four energy bands, from the 1th band to the 4th band, colored in blue, green, yellow and red respectively. |
随着IMF在11-0720∶00UT 突然由北向转为南向，SYM-H 指数快速下降，磁暴主相开始.图 4显示在11-0723∶08UT(C 时刻)ENA 通量开始快速增大.尽管此时逐渐减小的卫星地心距离会使得同样的环电流离子通量对应的ENA 探测通量有所增大，但从ENA 通量增速的突变可以断定环电流离子通量同样在11-0723∶08UT 后有一个快速增大的过程.就在大约10min之前(B时刻，11-0722∶58UT)，IMF南向分量突然增大，而且与ENA 通量同样表现为阶梯式的增强.这让我们可以合理地将南向IMF与环电流的增强联系起来.对比AE指数和ENA 通量及比例变化曲线，看不出ENA 通量及比例的变化与AE指数之间存在任何直接关系.特别是磁暴恢复相期间(G-K)，尽管AE指数指示的亚暴活动仍然极其强烈，ENA 通量的变化显示环电流的强度正在逐步衰减.这表明环电流离子通量的变化与亚暴活动之间并不存在简单的对应关系，环电流的增长主要依赖于IMF 南向期间的强对流电场将离子从磁尾注入到环电流区域.
图 4显示IMF 的变化很平缓，可以认为大尺度对流电场也是缓慢变化的.尽管环电流的增长和衰减主要受对流电场的影响，但ENA 通量却表现出与亚暴时间尺度相近的波动.所以亚暴活动可能对环电流的强度具有调制作用:可以为环电流离子提供注入机制使其通量增大，也可能为环电流离子提供损耗途径使其通量减小.A.Taktakishvili等[32]通过模拟研究表明即使在稳定的太阳风条件下，由于受到磁尾粒子和能量加载-卸载过程影响，环电流的增长依然呈现出周期性的波动特征.如果认为磁尾的加载-卸载过程就是一系列亚暴的发展过程，那么环电流的周期性增长也就是受到亚暴活动调制的结果.ENA 通量波动的另一个显著特点是各能道的通量起伏基本一致，随着磁暴的发展各能道的通量比例变化不大.这一方面表明在本项研究中忽略电荷交换截面随能量的变化是合理的，同时也表明环电流离子增长和损失具有无色散的特性，与地球同步轨道高度的粒子注入相似[33].
11-0722∶30UT 至11-0723∶49UT(A-E)段处于磁暴主相的前期，随着磁暴的发展以及卫星地心距离的减小，各能道的通量均快速增大，第3能道和第4能道先后出现明显的通量增强，第3 能道的通量增强尤为显著.11-0723∶28(D 时刻)第1能道的通量超过了NUADU 的探测范围，达到饱和状态.从各能道通量所占比例看出，磁暴主相期间环电流离子的能谱变硬.恢复相开始前(F 时刻)第3 能道的通量超过了第2能道的通量，能谱进一步变硬.随着磁暴主相接近尾声，第1、第2能道的通量快速增大，第3能道通量有所下降(ENA通量受卫星地心距离增大的影响，实际环电流离子通量可能保持不变或有所增大)，第4 能道通量变化不明显，导致第3能道的通量比例快速下降.而后各能道通量比例达到稳定的水平，在恢复相期间基本维持不变.沈超等[34-35]对环电流区的ENA 观测特性进行了模拟，指出中性原子H 通量随能量增高而持续单调下降，认为在高能端ENA 探测器所探测到的中性原子O所占比例越来越高.所以，磁暴主相期间高能端ENA 通量的增强很可能是环电流O+ 所占比例增大的结果，这印证了其他学者关于大磁暴期间环电流O+ 含量大大增加的观点[36].
在磁暴主相接近尾声，恢复相即将开始时，总的ENA 通量出现了明显快速增大的现象.至11-0804∶03UT(G 时刻)ENA 通量达到F-K 期间的最大值(注意此时的地心距离比E 时刻的地心距离大得多，导致探测到的ENA 通量比E 时刻的通量还低).通量快速增大期间(F-G)卫星正做远离地球的飞行，所以ENA 通量的快速增大明确地反映了环电流离子通量的快速增大.
我们认为恢复相开始前第2 能道与第3 能道ENA 通量曲线的交叉，以及总ENA 通量的快速增大可以用环电流离子在黄昏侧的局部积累来解释.磁暴主相期间，在对流电场驱动磁尾离子向内磁层注入的同时，对流电场也渗透到环电流区域使得离子的漂移路径变为开放的形态(E×B漂移效应超过磁场梯度、曲率漂移效应)[37].开放的漂移路径导致离子在12∶00—18∶00LT 的磁层顶逃逸.随着磁暴主相的结束，内磁层的对流电场首先减小，部分离子的漂移路径闭合，削弱了离子从磁层顶的逃逸损失过程.而此时受IMF南向分量控制的磁尾对流依然较强.也就是昏侧环电流离子在源还没有实质性减小的情况下，损失过程却大大减弱，造成离子在黄昏区域的堆积和ENA 总通量的快速增大.这种离子堆积效应随着离子能量的增大而减弱，是因为离子能量越高，从磁尾注入的过程中更早受到磁场梯度、曲率漂移的影响，注入径向深度越小，导致离子更容易从磁层顶逃逸.Zong等[13]的研究表明，磁暴主相期间环电流离子从磁层顶的逃逸对环电流的损失有很重要的贡献，而且损失过程对能量的依赖关系也与本文的解释相一致.尽管目前没有观测数据可以证实对流电场在昏侧先于磁尾减弱，但Xie等[38]对环电流形成过程进行的模拟研究表明磁暴发展到一定阶段时由于电荷分离效应会在内磁层形成与对流电场相反的屏蔽电场，这样必然会使得内磁层的对流电场先于磁尾对流电场而衰减.
图 4所展示的另一个显著特征是在11-0810∶49UT(J时刻)，各能道的ENA 通量由下降快速转变为上升.由于此时卫星地心距离变小，不能由ENA 通量的增大而断定环电流离子通量增大.不过由ENA 通量变化速度的突变可以断定环电流离子通量衰减的速度在该时刻由快变慢.而此时依然处于Dst/SYM-H 指数快速上升期间，这表明Dst/SYM-H 指数由于受到越尾电流等其他磁层电流的影响[39]，并不能准确表征环电流的强度，Dst/SYM-H 指数先快后慢的变化也不一定说明环电流的衰减遵循简单的先快后慢模式.这里的数据表明，环电流的衰减可能是一个更为复杂的过程:随着磁暴的发展，各类离子损失机制所起的作用可能发生变化，从而形成多个不同的环电流衰减阶段.
3.2 磁暴2(2005年5月15—16日):从图 5 可以看出，该磁暴期间SYM-H 指数最小值达到-310，磁暴恢复相同样呈现明显的先快后慢特性(大致以2005-05-1510∶05UT 为分界).我们选取的两个NUADU 有效数据时间段(阴影部分)为05-1507∶05UT 至05-1510∶33UT 和05-1609∶06UT 至05-1609∶44UT，分别处于恢复相开始前至恢复相期间和恢复相后期的时间段内.
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图 5 2005年5月15—16日的IMF(黑色:Bx，绿色:By，红色:Bz)和SYM-H 指数 Fig. 5 IMF (black: Bx，green: By，red: Bz) and SYM-H parameters from May 15 to May 16，2005 |
对比图 6和图 4，不难发现两次磁暴期间环电流ENA 通量变化表现出诸多相似的特征.图 6 同样显示各能道的ENA 通量大体上依次序下降，但在磁暴主相末期第3能道的通量已增大到超过第2能道通量的水平.随着磁暴进入恢复相，总ENA 通量开始快速增大(B 时刻，C 时刻)，在05-1508∶41UT(D 时刻)达到最大值，而后快速减小.在05-1509∶41UT(E 时刻)，ENA 通量突然由下降改为上升，而整个D-F 时间段依然处于Dst/SYM-H 指数快速恢复期间.图 6 的通量比例曲线相对图 4 的通量比例曲线表现出更多的变化，但通量比例曲线的波动比ENA 通量的波动平缓得多，依然显示了环电流离子通量涨落的无色散特性.
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图 6 2005年5月磁暴期间的数据，格式与图 4相同 Fig. 6 Parameters during the storm of May 2005，with the same format of Fig. 4 |
05-1609∶06UT(G 时刻)磁暴已经发展到恢复相的后期(Dst/SYM-H 指数缓慢恢复期间)，此时的ENA 通量水平大为减弱.05-1609∶06UT 至05-1609∶44UT(G-H)期间发生了一次ENA 通量增强事件.该事件的时间尺度与亚暴相似，且具有明显的能量色散特性:随着通量的增大，低能端(第1 能道)通量所占比例减小.考虑到对应的AE指数也表现出与通量变化相似的波动，我们倾向于认为这样的通量增强事件与亚暴相关.
两次磁暴的数据也表现出明显的差异.磁暴1中，第2能道通量曲线和第3 能道通量曲线交错的时间与总通量的猛烈增长对应得很好，而磁暴2 中对应时刻(B 时刻)的通量增速只有一个较小的变化，明显的快速增长发生在05-1508∶29UT(C 时刻).另外，磁暴1的ENA 通量衰减的过程比磁暴2缓慢得多，经历了更多的起伏过程.前面的数据分析表明环电流的变化主要受磁尾对流电场的影响，而IMF是对流电场的决定性因素.两次磁暴期间ENA 通量变化所表现出的差异最有可能由不同的IMF变化过程所致.磁暴1 中，IMF 长时间保持南向，Bz分量非常缓慢地上升.而磁暴2 中，Bz分量上升速度快，IMF 在短时间内转为北向.这使得磁暴2的恢复过程更快，期间相对较少的亚暴活动(从AE指数的起伏可见)也使得ENA 通量衰减过程的起伏较少.磁暴2 主相末期IMFBz分量的快速上升可以导致磁尾对流电场减弱的速度与内磁层电场的减弱速度基本同步，使得B 时刻离子在昏侧的堆积效应不明显.随后相对较平稳的IMFBz分量导致离子堆积效应在C 时刻有明显的增强.
4 结论和讨论本文试图通过直接分析NUADU 所获取的磁暴期间ENA 通量数据来揭示环电流离子通量的变化规律，从而进一步探讨环电流的形成和损失机制，以及磁暴和亚暴的关系.鉴于环电流离子通量是ENA 探测通量的决定性因素，在分析过程中忽略了影响ENA 探测通量的其他次要因素，如电荷交换截面、地冕中性层密度分布等.影响ENA 探测通量强度的卫星地心距离在分析过程中予以考虑.
本项研究选取了分别发生于2004 年11 月和2005年5 月的两次强磁暴，发现两次磁暴期间ENA 通量数据表现出诸多重要的相似特征:
(1) 大部分时间各能道的ENA 通量依次序下降，而磁暴主相末期第3 能道的通量增大到超过第2能道通量的水平.
(2) ENA 通量比例曲线的起伏远比通量曲线的起伏要平缓，表明ENA 通量的起伏大致为无色散形态.
(3) ENA 通量的起伏与AE指数没有简单的对应关系，特别是磁暴恢复相期间ENA 通量持续衰减，而AE指数仍然存在剧烈的波动.
(4) 在磁暴恢复相开始前(或者说磁暴主相末期)，ENA 通量出现短时间的猛烈增长，特别是低能端(第1能道、第2能道)通量的增长异常迅速.
(5) 在Dst/SYM-H 指数快速恢复期间，ENA通量的变化表现为两个完全不同的阶段:先降低，后增大(注意ENA 通量增大可能受地心距离减小的影响).
ENA 通量变化的上述特征有助于对环电流增长和损失机制的研究，也有助于对磁暴与亚暴关系的理解.与ENA 通量变化特征相对应，环电流表现出如下特征:
(1) 环电流离子通量随能量的增加而快速下降，H+ 和O+ 在分别高于158keV 和300keV 的能量范围内(注意这里所说的截止能量是仪器的标定值，实际的截止能量可能更低)的通量几乎可以忽略(难以用NUADU 仪器观测).在磁暴主相期间高能端离子通量有所增加，能谱变硬.由于高能量(>100keV)的H 难于探测，所以环电流离子能谱变硬可以认为主要是O+ 通量增加的结果.
(2) 环电流离子通量的起伏总体表现为无色散的形态，与AE指数的起伏没有直接关系，而与IMF的南向分量对应较好.可以认为环电流的增长与亚暴活动并没有直接的因果关系，离子主要依赖于大尺度的对流电场将其从磁尾注入到环电流区域.但亚暴活动可能对环电流具有调制作用，引起环电流离子通量的短时间波动.特别是在磁暴2 的恢复相后期发生的一次离子通量增大事件与AE指数的增大有良好的对应关系，并且通量的变化表现出能量色散特性.
(3) 磁暴恢复相开始前，环电流离子在昏侧区域发生堆积，使得局部离子通量变大.这可能是由于屏蔽电场的形成削弱了内磁层对流电场，造成离子在磁层顶的逃逸损失过程减弱.这说明磁暴主相期间，从磁层顶逃逸是环电流离子的重要损失过程.通量堆积效应的能量依赖特性(能量越低，堆积效应越明显)符合能量越高越容易从磁层顶逃逸的原理.
(4) 在Dst/SYM-H 指数的快速恢复阶段，环电流离子通量的衰减速度也可能发生阶段性变化.这说明Dst/SYM-H 指数并不能准确反映环电流的强度，环电流的衰减过程可能具有比先快后慢更为复杂的阶段性衰减模式.
由于环电流离子通量并不是决定ENA 通量的唯一因素，对ENA 通量的直接分析必然只能是定性的，而且存在一定的不确定性.而且采用通量最大值来表示总的通量水平，只有环电流在某个地方时集中分布时才近似适用，这也是本项研究主要选取磁暴主相和恢复相初期数据的原因(这时的环电流极不对称，离子主要分布在黄昏侧).只有从ENA通量反演出离子通量，才可能对环电流进行定量分析.但ENA 数据的反演是一个复杂的过程，而且地冕中性模型和环电流模型的不准确同样会造成反演结果的偏差，反演方法还处在改进和发展的阶段[40-41].本文所阐述的研究结果作为下一步研究的基础，对数据反演方法的改进具有一定的指导意义.
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