2014, Vol. 57
极尖区在太阳风—磁层—电离层耦合的过程中起着重要的作用.对极尖区粒子特性的研究有助于认识这一耦合过程中质量和能量的输运与耗散.极尖区内的粒子主要来源于太阳风注入粒子和电离层上行粒子，主要沿磁力线运动，也垂直于磁力线做漂移运动.对于上行离子和沉降离子的研究已经有很多(Shelley et al., 1972; Moore，1991; Fu et al., 2001; Ma et al., 2000)，但是对于电子，因为很难确定其起源于太阳风还是电离层，因而研究并不是很多.
1981年，Zanetti等(1981)通过分析AE卫星在300~1000 km高度的极尖区的观测数据认为，沉降电子在低高度极尖区普遍存在.Burch等(1983)利用DE-1卫星的观测数据分析认为极尖区(1 Re)内上行和下行电子同时存在.最近，Bogdanova等(2005)通过分析Cluster II的观测数据认为，中高度极尖区内(4~5 Re)同样存在着上行和下行电子.
极尖区场向电子的运动与行星际磁场的方向有关.行星际磁场南向期间，磁重联容易在向阳面磁层顶发生.卫星观测发现大量等离子体沿着极尖区低纬边界沉降(Smith and Lockwood， 1996).行星际磁场北向期间，磁重联容易在高纬边界层发生，卫星在极尖区高纬边界观测到大量沉降等离子体(Crooker，1992).不同地磁扰动条件下，极尖区场向电子的密度增加量不相同.在磁宁静期间，卫星穿过极尖区观测到的电子密度的增加一般在10 cm-3以下(Taylor et al., 2001)；在磁扰动期间，卫星观测到极尖区的电子密度能够增加到80 cm-3(Hu et al., 2008).有研究工作指出，场向电子事件伴随着磁场扰动会对场向电流起贡献作用(Klumpar and Heikkila， 1982; Cheng et al., 2011a，b).Meng(1983)对磁暴期间的极尖区进行了分析研究，指出在磁暴期间极尖区的不变纬度会降低至61.7°.
然而，还没有关于磁暴期间极尖区场向电子的报道.本文利用Cluster II对中高度极尖区的观测数据，分析研究了2001年9月22日到10月6日的两次连续磁暴期间极尖区场向电子事件的特性及其与Dst值和Dst时间变化率的相关特性.
2 数据来源Cluster II由四颗相同的极轨卫星组成.这四颗卫星在地球空间构成四面体结构进行三维探测. Cluster II轨道的近地点为4 Re，远地点为19.7 Re，倾斜角约90°，轨道周期是57 h(Escoubet et al., 2001).每年9—10月卫星的近地点在向阳面，远地点在背阳面磁尾，卫星在极尖区的高度约4~6 Re.这为研究中高度极尖区的场向电子问题提供了很好的观测数据.
本文所用的数据来自Cluster II的第三颗卫星C3.其中电子探测数据来自电子电流探测器 PEACE(Plasma Electron And Current Experiment)(Johnstone et al., 1997)，磁场探测数据来自磁通门磁强计FGM(Fluxgate Magnetometer)(Balogh et al., 2001).所用数据的分辨率都为4 s.
已有作者研究给出了卫星穿过极尖区时观测到的主要特征，提出了极尖区的判据：即磁场强度相对于背景磁场要有超过1 nT的下降，而且要伴随着扰动，质子和电子的数密度要有突增，并大于5 cm-3；电子的温度要小于100 eV；要有明显的He++离子存在，数密度至少要大于0.5 cm-3.文中就是参照这个判据以及卫星的实际观测数据对Cluster卫星穿过极尖区进行判断的(Zhou et al., 1999; Zong et al., 2005).
在2001年9月22日到10月6日发生的两次连续磁暴事件(9月23日到9月25日和9月25日到10月6日，共持续了15天)期间，Cluster卫星穿过南/北半球极尖区共12次.在每次穿越期间Cluster卫星都观测到了场向电子.图 1给出了本次磁暴事件期间Dst值随时间的变化.其中横坐标表示时间，纵坐标表示Dst值，蓝色曲线表示Dst值随时间的变化，12条竖线中绿色竖线表示C3卫星穿过南半球(SH)极尖区，红色竖线表示C3穿过北半球(NH)极尖区.图中数字1—12表示历次C3在极尖区穿越的序号.
 | 图 1 2001年9月22日到10月6日磁暴期间Dst值随时间的变化以及Cluster/C3卫星穿越南/北半球极尖区的时间， 绿色竖线表示C3卫星穿过南半球极尖区，红色竖线表示C3穿过北半球极尖区 Fig. 1 The value of Dst variations and the time of Cluster/C3 spacecraft crossing the cusp region of the southern/northern hemisphere during the magnetic storms between September 22 and October 6，2001. The green and red vertical line represent C3 crossing the cusp of the Southern Hemisphere(SH) and Northern Hemisphere(NH)，respectively |
由图 1可见，这两次连续磁暴事件期间Dst值有着复杂的扰动变化.第一次磁暴的Dst值在9月23日逐渐下降，最小值达-73 nT，然后逐渐恢复；第二次磁暴的Dst值在9月25日午夜急剧下降，最小值达-102 nT，之后逐渐恢复，在10月1日Dst值再次急剧下降，最小值达-148 nT，然后逐渐恢复，在10月3日Dst值再次急剧下降，最小值达-166 nT.
3 分析与结果本文根据Cluster(C3)的观测数据，对这两次连续磁暴期间(15天)场向电子事件进行了分析，所选择的场向电子事件是指C3卫星上PEACE仪器观测到电子场向通量Flux大于3×108(cm2·s)-1的事件.数据分析表明这两次连续磁暴期间场向电子事件都发生在地球磁层的极尖区，而在极尖区以外的其他区域场向电子都很小，所以本文仅局限于对极尖区场向电子事件的分析研究.
表 1给出了这两次连续磁暴期间C3卫星12次穿越南/北极尖区时观测到的场向电子事件的分析结果.表中从左到右依次为卫星穿越极尖区的序号(与图 1中的序号一致)、穿越极尖区对应的南/北半球、穿越时间(UT)、观测到的场向电子事件最大数密度(Nm，单位为cm-3)、上行电子最大通量(Fum，单位为105 cm-2·s-1)、下行电子最大通量(Fdm，单位为105 cm-2·s-1)、对应Dst值和Dst的时间变化率.场向电子通量是根据电子速度在磁场方向上的分量乘以PEACE仪器观测到的电子数密度而得到的.PEACE仪器的电子能量观测范围是10 eV～26.5 keV.
 | 表 1 2001年9月22日到10月6日磁暴期间C3卫星12次穿越极尖区观测到的场向电子事件的有关参数 Table 1 The parameters of field-aligned electron events observed by the C3 spacecraft of twelve crossing the cusp region during the storms between September 22 and October 6，2001 |
这两次连续磁暴期间(9月22日到10月6日)C3在极尖区共观测到了166个场向电子事件.其中上行场向电子事件80个，下行事件86个；南半球观测到场向电子事件47个，北半球观测到场向电子事件117个.北半球观测到的场向电子事件数多于南 半球观测到的场向电子事件数.我们首先定义场向电子的持续时间为电子场向通量大于3×108 cm-2·s-1 时所持续的时间.图 2给出了C3卫星在极尖区观测到的166次场向电子事件持续时间的分布.横坐标是持续时间(Time)，单位为s，纵坐标为对应的场向电子事件数.
由图 2可以看出，极尖区的场向电子事件的持续时间分布从6 s到54 s，最可几值为10 s.持续时间大于14 s的场向电子事件数目下降，而大于34 s的场向电子事件数目更少.约68%的场向电子事件的持续时间都集中在15 s以内.
 | 图 2 2001年9月22日到10月6日磁暴期间观测到的场向电子事件持续时间分布 Fig. 2 Histogram showing the distribution of field- aligned electron events′ duration observed during the storms between September 22 and October 6，2001 |
对表 1中所列的C3卫星12次穿越极尖区探测到的场向电子参量与Dst的扰动变化的相关分析研究结果如图 3所示.图 3中各分图的横坐标为Dst，纵坐标分别为场向电子最大密度(图 3a)、上行电子最大通量(图 3b)和下行电子最大通量(图 3c).从图 3中可以看出，随着Dst值的增加，场向电子最大密度也随之增加，两者之间的相关系数为0.27；随着Dst值的增加，上行电子最大通量略有增加，两者之间的相关系数仅为0.04；随着Dst值的增加，下行电子最大通量也随之增加，两者之间的相关系数为0.28.由此看来，场向电子最大密度、上行电子最大通量和下行电子最大通量与Dst之间的相关系数都很小.这说明随着Dst值的增大，场向电子最大密度、上行电子最大通量和下行电子最大通量都没有明显变化.
 | 图 3 场向电子事件最大密度、上行事件最大通量和下行事件最大通量与Dst值的相关分析 Fig. 3 The correlativity between the maximum density and flux of the up-flowing/down-flowing electron events and the value of Dst |
然而，我们的分析研究结果表明，场向电子参量与Dst的变化率有显著的相关关系.图 4给出了表 1中所列的C3卫星12次穿越极尖区探测到的场向电子参量与Dst的变化率相关分析结果.图 4中各分图的横坐标为Dst的变化率，纵坐标分别为场向电子最大密度(图 4a)，上行电子最大通量(图 4b)和下行电子最大通量(图 4c).从图 4a中可以看出，随着Dst变化率的增加，场向电子最大密度也随之增加，当Dst变化率由1增加到11时，场向电子密度从5 cm-3增加到约40 cm-3，增加了8倍.Dst变化率与场向电子最大密度之间的相关系数为0.81.随着Dst值的增加，上行电子最大通量也随之增加，当 Dst变化率由1增加到11时，上行电子最大通量从5000×105(cm2·s)-1增加到了约20000×105(cm2·s)-1，增加了4倍.Dst变化率与上行电子最大通量之间的相关系数为0.56.随着Dst值的增加，下行电子最大通量也随之增加，当Dst变化率由1增加到11时，下行电子最大通量从1000×105(cm2·s)-1增加到了约15000×105(cm2·s)-1，增加了15倍.Dst变化率与下行电子最大通量之间的相关系数为0.85.
 | 图 4 场向电子事件最大密度、上行事件最大通量和下行事件最大通量与Dst变化率的相关分析 Fig. 4 The correlativity between the maximum density and flux of the up-flowing/down-flowing electron events and the value of d(Dst)/dt |
由以上结果可以看出，场向电子最大密度、上行电子最大通量和下行电子最大通量与Dst变化率之间的相关系数都很大.这说明随着Dst变化率的增大，场向电子最大密度、上行电子最大通量和下行电子最大通量都有着显著的相关关系.
4 讨论太阳风和行星际磁场对磁层中的带电粒子和场向电流有着严重的影响(Zhang et al，2012; 程征伟等，2013)，有研究认为极尖区下行电子主要是太阳风电子向极尖区注入过程中形成的，在磁暴期间，大量太阳风电子从极尖区注入，对极尖区下行场向电子的形成有着直接的关系.上行电子主要是经过加速的电离层电子以及下行的太阳风电子在磁镜点反射形成的.由于电离层上行电子对太阳风的响应较为迟缓，所以上行电子与太阳风的关系密切程度较低.这由图 4b和c也可以明显看出.由于Dst的时间变化率与太阳风参数扰动有着直接的关系，在图 4c中，下行场向电子通量与Dst变化率的相关系数高达0.85，这是因为下行电子与太阳风扰动变化有着直接的关系.由于上行电子是由电离层上行电子和反射的太阳风电子共同形成的，因而其与Dst变化率的相关系数较低，仅为0.56.
结合太阳风参数的扰动变化，我们可以清楚地看到场向电子通量与太阳风扰动变化的关系.图 5给出了2001年9月22日到10月6日磁暴期间太阳风和行星际条件以及C3穿越南/北半球极尖区期间观测到的最大场向通量.图 5的前三幅分图依次为行星际磁场Bz分量、太阳风速度Speed和太阳风动压Psw；底部图为12次穿越期间观测到的场向电子最大通量以及Dst变化曲线，横坐标为日期.图 5中的红色竖直线代表上行电子，蓝色竖直线代表下行电子，红蓝线的长度代表场向电子的最大通量(如表 1)，数字1—12对应表 1中的C3卫星穿越极尖区的序号.
 | 图 5 2001年9月22日到10月6日磁暴期间太阳风和行星际条件以及卫星各次穿越南北极尖区时观测到的最大上行/下行场向电子通量 Fig. 5 The solar wind and IMF condition during the storms between September 22 and October 6，2001 and the maximum flux of up-flowing/down-flowing electron events observed by spacecraft during each crossing the cusp of the Southern Hemisphere and Northern Hemisphere. The green and red vertical line represent the maximum up flux(Fum) and down flux(Fdm)，respectively |
C3卫星第1和第2次穿越期间，行星际磁场Bz分量南北向扰动剧烈，太阳风速度增加，太阳风动压在这两次穿越前后有一次大的扰动.因此C3卫星在南/北半球极尖区都观测到大量的上行和下行电子事件.
C3卫星的第3和第4次穿越期间，在北半球观测到的上行和下行电子事件最大场向通量比在南半球观测的上行和下行电子事件最大场向通量都增加了约10倍左右.第3次穿越期间的行星际磁场和太阳风速度都比较稳定，而第4次穿越期间正好对应于行星际磁场Bz分量的强扰动开始，太阳风速度和动压的陡增(太阳风速度从380 km·s-1增加到600 km·s-1，动压从7 nPa增加到30 nPa).因此第4次穿越期间观测到的场向电子事件比第3次穿越期间观测到的大得多.
C3卫星的第5和第6次穿越期间，由于太阳风和行星际磁层都相对比较平静，因此在南/北半球极尖区观测到的上行/下行电子的最大通量都较小.
C3卫星的第7和第8次穿越期间，在北半球观测到的上行和下行电子最大场向通量比在南半球观测的上行和下行电子最大场向通量都增加了近20倍.在这两次穿越期间，虽然太阳风速度和动压都比较稳定，但行星际磁场持续南向，Bz分量达到约-8 nT. 由此看来，行星际磁场持续南向有利于太阳风电子向极尖区注入.上行电子场向通量比下行场向通量增加的更多，说明在行星际磁场持续南向的条件下，电离层扰动也增加了，从而促发了电离层电子的上行.
C3卫星的第9和第10次穿越期间，卫星在南/北半球观测到的上行电子通量基本相同，但是在北半球观测到的下行电子通量比南半球观测到的减少了一半.考虑到太阳风和行星际条件，这两次穿越期间太阳风速度和动压虽然有扰动，但并不强，而行星际磁场却由南转北.因此可以看出，行星际磁场方向南转北时会抑制太阳风电子向极尖区的注入.而在两次穿越中电子最大上行通量没有多大变化，说明行星际磁场南转北对电离层上行电子影响不大.
在第11和第12次穿越期间，太阳风和行星际条件也比较平静，因此观测到的上行/下行电子的最大通量也很小.这与第5和第6次相同.
由此看来，行星际磁场持续南向、太阳风速度和动压的急剧增加是引起场向电子通量增加的主要原因；而行星际磁场南转北会抑制下行电子通量增加，而对上行电子通量影响不大.
通过对Cluster卫星轨道在MLT-ILAT坐标 下的投影轨迹分析表明，Cluster卫星的轨道穿越南北极尖区的高度不同.北半球观测到的场向电子事件数多于南半球，可能是因为观测高度不同所引起的.如果是这样，就说明极尖区不同高度上场向电子事件(场向通量大于3×108(cm2·s)-1)随着高度的不同而不同.当然，也有其他因素的影响.这需要进一步的观测和研究.
5 结论本文对2001年9月22日到10月6日发生的两次连续磁暴事件进行了分析研究，在这两次连续磁暴期间，Cluster卫星共穿越南/北极尖区12次，观测到场向电子事件166个.本文还对这12次极尖区穿越期间Cluster观测到的最大电子密度、场向通量与Dst值以及Dst的时间变化率进行了相关性分析，研究了场向电子事件持续时间分布，并进一步分析了极尖区穿越期间最大场向电子通量对行星际和太阳风条件的响应.
本文研究主要结果为：磁暴期间每次Cluster卫星穿越极尖区期间都观测到了场向电子事件，其持续时间分布从6 s到54 s，最可几值为10s.这两次连续磁暴期间Cluster卫星12次穿越极尖区观测到的场向电子的最大密度和最大场向通量与Dst值并没有显示出很好的相关关系，但是他们与Dst变化率有很好的相关关系，并且下行场向电子的最大场向通量与Dst变化率有更为显著的相关关系.场向电子最大密度与Dst变化率之间的相关系数为0.81，场向电子最大通量与Dst变化率之间的相关系数为0.56，下行电子最大通量与Dst变化率之间的相关系数为0.85.
对这两次连续磁暴期间12次穿越极尖区对应的行星际和太阳风条件的进一步分析认为，行星际磁场持续南向及太阳风动压和速度剧烈扰动有利于太阳风经极尖区注入电子，同时也有利于电离层电子的上行；而行星际磁场南转北时注入极尖区的太阳风电子减少，但电离层上行电子通量变化不大.
| [1] | Balogh A, Carr C M, Acua M H, et al. 2001. The Cluster magnetic field investigation: Overview of in-flight performance and initial results. Ann. Geophys., 19(10): 1207-1217. |
| [2] | Bogdanova Y V, Marchaudon A, Owen C J, et al. 2005. On the formation of the high-altitude cusp: Cluster observations. Geophys. Res. Lett., 32(12): L12101. |
| [3] | Burch J L, Reiff P H, Sugiura M. 1983. Upward electron beams measured by DE-I: a primary source dayside region-1 Birkeland currents. Geophys. Res. Lett., 10(8): 753-756. |
| [4] | Cheng Z W, Shi J K, Zhang T L, et al. 2011a. Field-aligned currents at the PSBL on 17 August 2001 storm: Relationships with solar wind conditions. Chin. Phys. Lett., 28(9): 099401. |
| [5] | Cheng Z W, Shi J K, Zhang T L, et al. 2011b. The relations between density of FACs in the plasma sheet boundary layers and Kp index. Sci. China Tech. Sci., 54(11): 2987-2992. |
| [6] | Cheng Z W, Shi J K, Zhang Z Y, et al. 2013. Effect of interplanetary magnetic field on the field-aligned currents occurrence in the magnetotail. Chin. J. Space Sci. (in Chinese), 33(4): 396-402. |
| [7] | Crooker N U. 1992. Reverse convection. J. Geophys. Res., 97(A12): 19363-19372. |
| [8] | Escoubet C P, Fehringer M, Goldstein M. 2001. The Cluster mission. Ann. Geophys., 19: 1197-1200. |
| [9] | Fu S Y, Wilken B, Zong Q G, et al. 2001. Ion composition variations in the inner magnetosphere: Individual and collective storm effects in 1991. J. Geophys. Res., 106(A12): 29683- 29704. |
| [10] | Hu R, Bogdanova Y V, Owen C J, et al. 2008. Cluster observations of the midaltitude cusp under strong northward interplanetary magnetic field. J. Geophys. Res., 113(A7): A07S05. |
| [11] | Johnstone A D, Burge S, Carter P J, et al. 1997. PEACE: A plasma electron and current experiment. Space Sci. Rev., 79(1-2): 351-398. |
| [12] | Klumpar D M, Heikkila W J. 1982. Electrons in the ionospheric source cone: Evidence for runaway electrons as carriers of downward Birkeland currents. Geophys. Res. Lett., 9(8): 873-876. |
| [13] | Ma S Y, Liu P, Schlegel K. 2000. EISCAT observation of a high-latitude ionization trough associated with a reversed westward plasma flow. Geophys. Res. Lett., 27(20): 3269-3272. |
| [14] | Meng C I. 1983. Case studies of the storm time variation of the polar cusp. J. Geophys. Res., 88(A1): 137-149. |
| [15] | Moore T E. 1991. Origins of magnetospheric plasma. Reviews of Geophysics Supplement, 29: 1039-1048. |
| [16] | Shelley E G, Johnson R G, Sharp R D. 1972. Satellite observations of energetic heavy ions during a geomagnetic storm. J. Geophys. Res., 77(31): 6104-6110. |
| [17] | Smith M F, Lockwood M. 1996. Earth's magnetospheric cusps. Rev. Geophys., 34(2): 233-260. |
| [18] | Taylor M G G T, Fazakerley A, Krauklis I C, et al. 2001. Four point measurements of electrons using PEACE in the high-altitude cusp. Ann. Geophys., 19(10-12): 1567-1578. |
| [19] | Zanetti L J, Potemra T A, Doering J P, et al. 1981. Magnetic field-aligned electron distributions in the dayside cusp. J. Geophys. Res., 86(A11): 8957-8970. |
| [20] | Zhang Z Y, Shi J K, Cheng Z W, et al. 2012. Field-aligned electrons in polar region observed by Cluster on 30 September 2001. Chin. Phys. Lett., 29(9): 099401. |
| [21] | Zhou X W, Russell C T, Le G, et al. 1999. The polar cusp location and its dependence on dipole tilt. Geophys. Res. Lett., 26(3): 429-432. |
| [22] | Zong Q G, Fritz T A, Korth A, et al. 2005. Energetic electrons as a field line topology tracer in the high latitude boundary/cusp region: Cluster PAPID observations. Surv. Geophys., 26(1-3): 215-240. |
| [23] | 程征伟,史建魁,张子迎等.2013.行星际磁场对磁尾场向电流发生率的影响.空间科学学报,33(4):396-402. |