太阳辐射、焦耳加热和高能粒子沉降是热层大气的主要能量来源，而CO₂和NO的红外辐射冷却以及由此引起的热传导则是热层大气主要的能量损失机制.因此，CO₂和NO对100 km以上的热层能量收支起到了重要作用，其中CO₂对100~135 km 高度范围内的大气冷却作用比较明显，而NO的冷却范围能够扩展至更高高度(Mlynczak et al., 2008).磁暴期间，由于磁场能量的注入，NO和CO₂密度都会增大，但是NO密度对磁层能量注入的反应更迅速、更强烈，因此在暴时这种短期扰动条件下，NO冷却率对热层温度的影响更大(Mlynczak et al., 2003).

对NO的观测主要采用卫星遥感，包括OGO-4(Orbiting Geophysical Observatory)卫星、SME(Solar Mesosphere Explorer)卫星、AE(Atmosphere Explorer)系列卫星、SNOE卫星、UARS(Upper Atmosphere Research Satellite)卫星搭载的HALOE(Halogen Occultation Experiment)以及TIMED(Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics)卫星搭载的SABER探测仪等.科学家利用这些数据对NO的纬度、高度分布以及随季节和空间环境的变化开展了一系列研究.Barth等利用SNOE卫星两年多的数据对全球低热层的NO进行了研究，结果表明中低纬地区NO密度与太阳软X射线有较好相关性，而高纬地区则受到电子沉降的作用，在磁暴发生时，吹向赤道的风场能够将极光区的扰动传递到中纬地区(Barth et al., 2003).杨升高等(2013)进一步研究认为，地磁活动对低纬度NO的短期影响大于太阳软X射线的作用.磁暴期间，由于焦耳加热和高能粒子沉降的作用，NO密度及 其红外辐 射冷却率在高纬度地区急剧增大(Mlynczak et al., 2003；2005；2008； Barth et al., 2009；Lu et al., 2010).

关于NO对上层大气的耦合作用也有不少研究.Burns等(1989)根据TIGCM和TGCM模式的数值仿真分析表明，磁高纬区热层大气的恢复并不是由分子扩散驱动，而是由垂直方向的对流引起. Mlynczak对2002年4月磁暴期间TIMED/SABER 数据分析，并结合ASPEN模型的计算结果认为，红外辐射和对流能够使暴时上层大气累积的能量损失30%左右(Mlynczak et al., 2003).有研究表明暴时增强的NO冷却率能够抑制热层温度、密度的增加，从而缩短了磁暴后期热层温度和密度的恢复时间(Maeda et al., 1989；1992). Lei等(2011；2012)对2003年10月超级磁暴期间CHAMP/GRACE卫星观测的热层密度分析，发现了热层密度在磁暴恢复期快速恢复以及过冷现象，认为NO冷却率增大及NO密度的缓慢恢复是造成这种现象的原因.

利用CHAMP和GRACE卫星加速度计反演的热层密度数据具有高精度、高分辨率的优点，揭示了暴时热层密度变化的更多细节.Sutton等(2009)选择了2004年7月20—29日发生的三个连续磁暴，利用CHAMP卫星数据计算了暴时大气密度对焦耳加热指数的响应时间.Liu等以2003年10月29—30日，30—31日，11月20—22日的三个超级磁暴为研究对象，分析了400 km高度上大气密度扰动的半球不对称性以及由高纬到低纬的传播速度，认为白天夏季半球的密度扰动大于冬季半球，无论夜间还是日间，夏季半球的传播速度都大于冬季半球，冬季半球的日间传播速度大于夜间(Liu and Lühr，2005).Bruinsma使用CHAMP/GRACE反演的密度探索大磁暴期间热层大气的波状结构以及波的传播规律(Bruinsma et al., 2006).刘舒莳等(2013)利用EOF方法对暴时热层密度的时空分布特征进行了分析.

对于暴时热层密度的研究大多侧重于密度增大的分布规律研究，比较关注其加热机制，冷却效应对热层密度影响方面的文献较少.本文主要研究NO冷却效应在连续磁暴的各个阶段对热层密度的影响，通过比较 CHAMP卫星加速度计反演的热层密度数据和NRLMSISE00模式预测结果，揭示了经验模式对NO冷却率变化响应不足的缺点.本文的研究为进一步提高暴时经验大气模式的预测精度提供了理论基础.

CHAMP卫星是德国2000年发射的一颗科学小卫星，主要进行地球重力场、磁场、电离层和大气层的观测.在轨运行10年，其轨道为近圆轨道，倾角87.3°，轨道高度从初始454 km下降到350 km左右，轨道周期约90 min，每3个多月可覆盖所有地方时(Reigber et al., 2002).

CHAMP卫星上搭载的加速度仪具有精度高、分辨率高的特点.在卫星飞行方向上，精度达到10^-9m·s^-2，换算成大气密度相当于10^-15~10^-14 kg·m^-3(Sutton et al., 2006).在CHAMP卫星高度上，大气密度约为10^-13~10^-11 kg·m^-3，因此对于热层大气密度研究来说，加速度仪数据具有足够高的精度.加速度仪测量频率为0.1 Hz，即每10 s得到一个大气密度测量值，在日地空间环境瞬时剧变的磁暴期间，这样的高分辨率对于揭示热层大气的局部细节有很大帮助.本文使用的密度数据是由科罗拉多大学CHAMP-GRACE研究小组反演的2.2版本.

为了消除卫星轨道高度变化引起的大气密度变化，利用NRLMSISE00模式将观测资料标准化到400 km高度，如(1)式：

为了消除太阳辐射变化对热层密度的影响，本文利用NRLMSISE00模式把磁暴期间的热层密度归算到相同的辐射水平.计算磁暴期间太阳辐射F10.7的平均值，以此作为标准辐射水平F0.由于太阳辐射对热层密度影响是近似线性的，如(2)式：

在大气密度反演中存在一定误差，其误差源主要有以下三个方面(Bruinsma et al., 2006).第一，拖曳系数C_D的不准确会引起密度5%~10%的误差；第二，加速度仪标定参数会引起2%的系统误差；第三，上述计算过程中未考虑中性风的影响，地磁平静期，中性风在极区和赤道区引起的密度误差分别小于7.5%和1%，磁暴期间中性风速度增大，在极区引起的误差可达到20%，但由于暴时大气密度增大200%以上，所以中性风引起的误差在本文中可以忽略.

热层-电离层-中间层能量和动力学卫星TIMED 是NASA太阳-地球探测计划中的先期项目，由美国约翰斯霍普金斯大学应用物理实验室研制，于2001年12月7日升空，轨道高度625 km，倾角74°.该卫星主要目的是了解能量是如何在地球大气层的散逸层和低热层/电离层(MLTI)之间转移的，以及导致这一现象的基本因素(例如：压力、温度和风).卫星绕地球一周的时间大约为1.6 h.由于每天有约12 min的进动，因此它完整覆盖24 h地方时需要连续60天的运行.

搭载在TIMED卫星上的SABER(Sounding of the Atmosphere using Broadb and Emission Radiometry)探测仪是一个10通道宽带辐射计，主要用来测量Ox、HOx、COx和NO等大气成分分布，研究它们在大气能量收支过程中的作用，能够获取温度、分子数密度、压强和冷却率等物理参数的垂直剖面.SABER通过临边探测NO在5.3 μm波段的红外辐射信号来计算13~280 km范围内的冷却率，每58 s可以获得一个垂直廓线，每天可以获得一千多个剖面数据，观测范围从主半球的82°到副半球的54°，以60天为周期交换一次主副半球.本文所使用的是SABER数据是由NASA数据中心提供的 level2A资料，版本为1.07，可以从因特网公开获得.

100~155 km范围内的NO密度对地磁活动比较敏感，所以本文只分析这个范围内的数据.为了描述NO冷却率随时间、纬度、地方时和高度的变化，首先按地方时8~19 h和20~7 h把数据分为白天和夜晚两类，再分别处理成“时间-高度”和“高度-纬 度”两类网格.时间间隔为1个轨道周期，大约1.6 h，高度间隔为2 km，对每个网格内不同纬度、地方时的数据进行平均，处理成“时间-高度”网格.

本文选取了2002年4月17—20日和2004年11月7—11日发生的两次连续磁暴事件，连续磁暴是指磁暴主相期间有两个及两个以上的发展阶段，参考Kamide和Xie的标准(Kamide et al., 1998；Xie et al., 2006)，对磁暴主相的阶数和两阶磁暴之间的间歇期，以及整个磁暴的恢复相进行了划分，如图 1所示.2002年4月的磁暴中，两个 CME引起的地磁扰动最大达到ap=154(04月17日15—18 h和04月20日03—06 h)；2004年11月的磁暴中，地磁扰动达到ap=300(11月08日00—06 h，11月09日18—21 h和11月10日06—09 h).选择这类发生时间在4天内的磁暴，可以忽略期间热层密度的季节变化、年变化差异，由于相邻磁暴的强度接近，期间地磁活动对热层密度的影响也相差不大.

图 1 2002年04月17—20日(a)和2004年11月07—11日(b)磁暴期间地磁指数ap和太阳辐射强度F10.7随时间的变化 Fig. 1 Temporal variation of ap index and F10.7 during magnetic storm occurring on Apr.17—20，2002(a) and Nov. 07—11，2003(b)

图 2—3给出了CHAMP和TIMED卫星磁暴期间的经度分布和地方时分布，2002年4月磁暴期间，TIMED卫星主要处于阴影区，白天的观测数据较少，而CHAMP卫星主要集中在4 h和16 h两个地方时区，当CHAMP处于阴影区时，与TIMED卫星的经度分布比较接近.2004年11月磁暴期间，CHAMP卫星主要集中在2 h和14 h两个地方时 区，TIMED卫星的观测主要分布在地方时15~24 h和0~1 h，当CHAMP处于日照区时，与TIMED卫星的经度分布比较接近.

图 2 2002年04月17—20日CHAMP和TIMED卫星轨道经度(a)和地方时(b)的分布 Fig. 2 Longitude(a) and local time(b)variation of CHAMP and TIMED orbit versus UT during Apr.17—20，2002

图 3 2004年11月07—11日CHAMP和TIMED卫星轨道经度(a)和地方时(b)的分布 Fig. 3 Longitude(a) and local time(b)variation of CHAMP and TIMED orbit versus UT during Nov. 07—11，2004

根据2.1节的方法对CHAMP卫星加速度计数据反演，得到磁暴期间CHAMP卫星轨道位置白天和夜晚的实测大气密度，并标准化到400 km高度，归算到相同太阳辐射水平下，如图 4和图 6所示.将实测的3小时ap指数，太阳辐射流量F10.7及其81天平均值输入NRLMSISE00大气模式，计算图 4和图 6相同时间和位置的大气密度，如图 5和图 7所示.

图 4 2002年04月17—20日白天(a)和夜间(b)CHAMP卫星实测热层密度随纬度和时间的分布(单位：kg·m-3) Fig. 4 Contours of thermospheric densities versus latitude and UT for CHAMP measurements on the dayside(a) and nightside(b)during Apr.17—20，2002

图 5 2002年04月17—20日白天(a)和夜间(b)NRLMSISE00模式预测的热层密度随纬度和时间的 分布(单位：kg·m-3) Fig. 5 Contours of thermospheric densities versus latitude and UT for NRLMSISE00 model on the dayside(a) and nightside(b)during Apr. 17—20，2002

图 6 2004年11月07—11日白天(a)和夜间(b)CHAMP卫星实测热层密度随纬度和时间的分布(单位：kg·m-3) Fig. 6 Contours of thermospheric densities versus latitude and UT for CHAMP measurements on the dayside(a) and nightside(b)during Nov. 07—11，2004

图 7 2004年11月07—11日白天(a)和夜间(b)NRLMSISE00模式预测的热层密度随纬度和时间的分布(单位：kg·m-3) Fig. 7 Contours of thermospheric densities versus latitude and UT for NRLMSISE00 model on the dayside(a) and nightside(b)during Nov. 07—11，2004

对于2002年4月17日发生的CME引起的磁暴，NRLMSISE00模式预测的白天大气密度最大值与实测值相当，夜晚预测值较小.模式预测的白天最大值都出现在低纬度地区，而CHAMP卫星不仅在低纬区观测到密度迅速增大，在高纬度地区也观测到小范围的增大.模式预测的夜晚最大值出现在高纬度地区，次大值出现在低纬度地区，与CHAMP卫星的观测基本吻合.可见，经验模式对于暴时大气密度的纬度分布，第1阶磁暴期间的日照区密度预测的比较准确.

19日发生了第二个CME事件，与上个CME事件引起的地磁扰动相当，实测密度在20日07 h左右达到最大值，从图 4实测密度分布来看，第2阶磁暴引起的密度值、纬度分布范围和持续时间都明显小于第1阶磁暴，密度值降低了12%~33%.而图 5中NRLMSISE00的预测结果显示，第2阶磁暴期间的密度值，纬度分布范围和持续时间与第1阶磁暴相当.

图 1a显示在强烈的地磁活动中有3个相对平静的时间段：17日0~9 h，磁暴发生前地磁活动平静，ap指数为12~15；两个磁暴的间歇期42~57 h，地磁扰动相对较小，ap指数为22~39；磁暴后期81~96 h，地磁扰动趋缓，ap指数为12~80.由于热层密度对地磁活动的响应有延迟，分析这3个阶段的密度特征时考虑2个小时的时延.这3个时间段ap指数依次增大，NRLMSISE00模式预测值也响应依次增大，如图 5所示，间歇期比平静期密度增大了20%，磁暴后期比间歇期增大了10%.但实测密度显示的结果恰恰相反，白天间歇期比平静期密度减小了10%，而此时的ap指数是平静期的2倍，磁暴后期比间歇期密度减小了5%，而此时ap指数是间歇期的1.5倍；夜晚这3个时段的密度幅度相当，其中间歇期略大.总之，实测密度幅度在这 3个时段的变化与地磁活动不一致，而NRLMSISE00 模式不能刻画这种异常变化，磁暴后期密度偏低现象与Lei在2003年10月超级磁暴恢复相中观察到的热层过冷效应吻合(Lei et al., 2012).

2004年11月发生的磁暴强度比2002年04月的大，引起的实测密度变化也呈现类似的异常，如图 6所示.连续发生的两个CME引起的地磁扰动ap都达到300，但是第2个CME期间的密度幅度比第1阶小20%左右，纬度分布范围也较小.磁暴后期即 106 h之后实测密度低于暴前平静期11%，此时 的ap值为9~32，而平静期ap为3~15.图 7是NRLMSISE00对相同时段、相同位置的密度预测，可以看出，无论白天还是夜晚，第2阶磁暴期间的密 度值都大于第1阶磁暴；在磁暴后期，NRLMSISE00 模式预测值比暴前平静期大7%(白天)和20%(夜晚)，这与CHAMP卫星的观测结果相反.

图 8给出了实测密度和模式密度在上述连续磁暴期间的最大值，其中白天密度最大值出现在低纬度区，夜晚密度最大值出现在高纬度区.可以看出实测密度对第1阶磁暴的响应幅度明显大于第2阶磁暴，而NRLMSISE00模式预测的密度对两个连续磁暴的响应幅度相同.

图 8 连续磁暴期间实测密度(a)和模式密度(b)的最大值 Fig. 8 The maximum density of CHAMP measurement(a) and NRLMSISE00 model(b)during during continuous geomagnetic storms

NO由氮原子和氧分子化学反应产生，促使反应发生的外部能量主要来自软X射线，极紫外辐射(EUV)以及高纬度的沉降粒子能量和焦耳加热(Barth，1992；Siskind et al., 1989).110 km高度附近，在软X射线和极区电子沉降作用下，激发态的 氮原子和氧分子反应是NO增加的主要原因，如(5)式：

140 km以上的高纬度地区，在焦耳加热作用下，基态的氮原子和氧分子反应是产生NO的主要机制，如(6)式，这个反应对温度非常敏感.

增强的焦耳热还能产生大气行进式扰动(TADs)，以接近声速向赤道方向传播(Barth，1992). NO的生命周期相对较长，大约1天，在TADs以及风的作用下，富含NO的大气从高纬传输到低纬，从低热层传到中高层以及平流层(Siskind et al., 1992).

图 9~10按照TIMED卫星轨道上升段和下降段，给出了两个磁暴期间，NO冷却率随时间、高度的分布图，其中2002年4月磁暴期间TIMED卫星大部分时段处于阴影区，2004年11月磁暴期间，TIMED卫星上升段基本上处于日照区，下降段基本上处于阴影区.从图 9和图 10NO冷却率的剖面图来看，磁暴发生后NO冷却率迅速增大，由暴前0.35、0.15和0.05增大到1.65、2.3和2(单位： 10^-7erg·cm^-3·s^-1).110 km以上NO冷却率增大比较明显，最大值出现在125~135 km之间，下降段即夜间冷却率增大的范围扩展至110 km的较低高度，而上升段即白天则局限在115 km以上的高度，这是因为夜间NO的生命周期更长(Solomon et al., 1999)，在垂直风的作用下，扩散至更大的高度范围内.

图 9 2002年04月17—20日上升段(a)和下降段(b)NO冷却率的高度-时间分布，单位：erg·cm－3·s－1 Fig. 9 Contours of NO cooling rate versus altitude and UT on upward(a) and downward(b)，during Apr.17— 20，2002

图 10 2004年11月07~11日上升段(a)和下降段(b)NO冷却率的高度-时间分布(单位：erg·cm-3·s-1) Fig. 10 Contours of NO cooling rate versus altitude and UT on upward(a) and downward(b)during Nov.07 —11，2004

NO是双原子分子，化学结合能6.56 eV，意味着电子在基态有超过28个振动能级.平静条件下NO的激发机制主要是由于与O原子的非弹性碰撞，这种碰撞使得动能迅速转化为NO内部的振动能，再由NO的自发辐射散发掉，导致了大气的冷却.NO也会与其他粒子碰撞，比如电子、O₂和N₂，但对改变NO振动能级的效率比较低(Mlynczak et al., 2003).

磁暴期间，上述物理过程依然发生，并且出现以下特征：(1)在极区电子沉降和焦耳加热作用下，使反应(5)(6)加速，导致NO和O原子密度急剧增加；(2)温度控制NO碰撞激发的效率，更高的温度意味着产生更多激发态的NO.因此激发态NO与O原子的碰撞更加频繁，从而使得暴时NO冷却率迅速增大，而NO冷却率的增强意味着大气中能量的损失，虽然暴时热层大气温度迅速增加，但是增强的NO冷却率部分抵消了热层温度的增幅，有计算表明，夏季半球130 km附近NO的冷却作用使热效率降低了1/4(Solomon et al., 1999).

Burns分别利用TIGCM和TGCM模式计算了1984年9月19—20日磁暴期间280 km的热层密度，两个模式的区别在于TIGCM模式考虑了NO冷却作用对热层的影响，结果表明，Kp达到最大值之后6 h，TIGCM计算的密度值比TGCM偏低.进一步的分析认为，NO冷却率的增强降低了120~180 km范围内大气温度，由此引起了向下的垂直风，携带上层分子量较轻的气体传输到较低高度，使得200~500 km的热层密度有所降低(Burns et al., 1989).

把图 4和6中的热层密度数据按轨道周期计算 平均值，同样方法，统计图 9和图 10中110~154 km 范围内 NO冷却率每个轨道周期上升段和下降段的平均值，结果如图 11和图 12所示.磁暴刚发生时，NO冷却率的响应时间比密度晚1~3 h，第1阶磁暴引起的NO冷却率最大值出现的时刻比密度最大值晚3~6 h，这说明在磁暴初相，由于NO冷却率还没开始增大，热层密度完全受各种加热效应的控制，直至ap第一次达到最大值时，NO辐射掉的能量也有限，因此，热层密度急剧增大，出现了整个连续磁暴期间的最大值.

图 11 2002年04月17—20日白天(a)和夜间(b)热层密度与NO冷却率随时间的变化 Fig. 11 Variations of thermospheric density and NO cooling rate with time on dayside(a) and nightside(b)during Apr.17—20，2002

图 12 2004年11月07—11日白天(a)和夜间(b)热层密度与NO冷却率随时间的变化 Fig. 12 Variations of density and NO cooling rate with time on dayside(a) and nightside(b)during Nov. 07—11，2004

第1阶磁暴结束后的间歇期，ap指数迅速减小，但高于暴前值，2002年04月19日0~12h期间，热层密度降至暴前水平以下，而从图 11b来看，NO冷却率依然处于较高值，为平静期的3~5倍，增大的NO冷却率导致了2002年04月的磁暴间歇期热层密度异常低；在2004年11月磁暴间歇期，NO冷却率也保持增大，但比2002年04月磁暴间歇期低30%，所以这个间歇期热层密度没有降到暴前水平.

第2阶磁暴发生时，热层密度的增大幅度明显低于第1阶磁暴，而NO冷却率的增幅差不多.从NO冷却率增大时刻至第2阶磁暴发生，NO冷却率始终保持明显高于暴前值的状态，在NO辐射热量持续增加的作用，导致热层温度增幅减小，因此出现了热层密度对磁暴响应较小的异常现象.

磁暴恢复相，图 11b所示84 h之后以及图 12所示104 h之后热层密度就已降至暴前水平，甚至更低，而此时ap值和NO冷却率直到图 11中 96 h和图 12中120 h仍然高于暴前水平，说明这期间热层密度变化受到NO辐射冷却的影响更大，出现了磁暴恢复相的过度降低现象.

本文利用CHAMP卫星加速度计数据和TIMED 卫星SABER辐射计数据，分析了2002年4月17—20日和2004年11月07—11日连续磁暴期间热层大气密度和NO冷却率的变化特征，研究了NO辐射冷却在磁暴各个发展阶段对热层密度的影响，对于全面认识热层能量收支过程，深入理解暴时热层密度变化规律有一定的帮助，为改进经验大气模式提供了理论依据.得到以下结论：

(1)在地磁扰动相近、连续发生的磁暴期间，第2阶磁暴期间的热层密度值、纬度分布范围和持续时间都明显小于第1阶磁暴，大约低12%~33%.磁暴间歇期有时会出现密度异常低值.磁暴恢复相，热层密度先于ap指数快速恢复至暴前水平，甚至更低.热层大气经验模式NRLMSISE00不能预测这些异常现象.

(2)NO冷却率在暴时的响应比热层密度晚2~6 h，对连续磁暴的响应幅度接近，没有出现间歇期的异常低值.磁暴恢复相，NO冷却率保持在较高水平，弛豫时间远大于热层密度.

(3)增强的NO冷却率及其缓慢的恢复是导致结论(1)中热层密度出现异常的原因，间歇期是否出现热层密度异常低值也与NO冷却率的增幅有关，冷却机制对暴时热层密度的影响不可忽视.

以上结论是通过对地磁扰动相近的连续磁暴期间的数据分析得到，同样适用于其他磁暴.分析了NO冷却率在不同纬度、高度对热层密度的影响，以及影响的幅度和延迟时间还需要进一步的量化分析.