2016, Vol. 59
“亚暴”是发生于地球夜侧磁层或高纬电离层的随时间和空间变化的强烈电磁扰动,这一概念首次出现在20世纪60年代(Akasofu,1964),它分为三个阶段：增长相,膨胀相,恢复相(McPherron,1970),一般持续时间为2~3 h.亚暴的发生通常伴随着局部地区能量的变化,这对于电离层热层耦合机制研究具有重要意义.
等离子体对流和热层纬向风分别是电离层和热层中常见且十分重要的物理现象.等离子体对流(Plasma convection)是太阳风与磁层间的相互作用迫使磁层等离子体进行对流运动(Kamide and Chian, 2007),而热层纬向风(Thermospheric Zonal Wind)是中性粒子沿纬度方向的定向运动.
前人利用卫星数据或者模拟技术均对两者进行了较为广泛的研究.如亚暴的发生对等离子体对流的分布有着显著的影响(Schindler and Birn, 1978; Baumjohann et al., 1990; Angelopoulos et al., 1992).Kamide等(1994)研究表明,亚暴能够显著增强夜晚及早晨区间等离子体对流的速度.Grocott等(2009)利用SuperDARN数据对亚暴爆发前60 min至后90 min的电离层对流进行研究,发现亚暴对于等离子体流的影响具有纬度差异,低纬度发生的亚暴更容易使对流增强,但是在膨胀相期间,子夜区间对流会显著减小,而高纬度亚暴情况下,夜间对流会有一个显著且快速的增大.Xing等(2010)发现,亚暴发生后,西向电集流中心的位置会向赤道侧移动.Sandholt等(2012)进一步指出,亚暴对于对流的影响呈现冬夏半球不对称性,冬季半球的影响更加明显.
热层大气在电离层-热层耦合过程中扮演了十分重要的角色,如大气密度、经向风、纬向风等,前人对此也作了较为深入的研究(Schlegel et al., 2005; Demars and Schunk, 2007; Rentz and Lühr,2008).亚暴的发生对于热层中性成分也有显著影响,Fujiwara等(1996)通过研究发现,亚暴爆发后会在高纬形成上升气流,并通过大尺度的经向风向赤道传播,水平传播速度接近当地风速.而Emmert等(2002)发现亚暴对于西向纬向风的影响出现在亚暴爆发后0~9 h、磁地方时12~24 h的区域范围内,且影响的最大值出现在午后区间中纬度海拔150 km以上的区域.Ritter等(2010)利用CHAMP卫星数据研究发现,亚暴发生后,22~1 h MLT区域的大气密度增大并以TAD的形式向赤道传播,而对于纬向风,在地磁活动较强的时候,中纬地区(53°—74°)存在较大的扰动,大约为50 m·s-1,磁平静期中纬地区扰动仅出现在亚暴发生点西侧区域,大小为20 m·s-1.随后,Lühr、Park和Ritter(2012)又通过比较亚暴前后纬向风平均速度分布图,进一步证实了Ritter等(2010)的结论.Clausen等(2014)同样利用CHAMP卫星研究发现在400 km高度上,亚暴发生90 min以后,大气密度增加了34%,然而没有说明亚暴对于热层风速度的影响.
由上文可知,前人结果表明亚暴能增强等离子体对流速度,且存在纬度、半球、以及季节性差异,但是等离子体对流速度对亚暴的时间响应、亚暴东西侧地方时扇区的差异均没有涉及,且关于亚暴对热层纬向风的影响也存在一些矛盾的观点.同时Emmert等(2006)以及Wang(Wang and Lühr,2011; Wanget al., 2012)等人的研究都分别指出等离子体西向流和热层纬向风之间存在相互影响机制,但具体影响我们也不得而知.因此,研究亚暴期间等离子体对流及热层风的时空响应对进一步理解磁层-电离层-热层耦合机制具有重要意义.
本文利用CHAMP卫星以及DMSP F13、F15卫星观测数据研究2001—2005年间的亚暴对等离子体对流和热层纬向风速度的影响,旨在让电离层与热层之间的相互关系更加明确.
2 卫星数据本文所用到的2001—2005年间的亚暴事件发生时间及位置数据由Newell和Gjerloev(2011)等利用SuperMAG地磁台站链数据判断给出.他们得到新的极光电集流指数SME、SMU和SML,SME(SuperMAG electrojet index)是利用SuperMAG地磁台站链测出来的有别于传统AE(12)指数的极光电集流指数,满足关系：SME=SMU-SML,其中SMU为最大正偏差,SML为最大负偏差.利用SML指数随时间的变化趋势来判定亚暴,Newell和Gjerloev(2011)文中3.3节有详细介绍,这里仅仅给出一个总结：当SML指数在t0时刻后的3 min内减少45 nT,并在接下来的半小时内其平均值与初始值的差值保持在-100 nT以上,则判定t0时刻为亚暴初始时间；同时,为了确保该事件为独立亚暴事件,要求SML的变化至少持续2 h,并与IMAGE卫星远紫外(FUV)成像结果进行比较以保证事件选择的准确性；亚暴发生1 min后对SML起主要贡献的地磁台站的位置即为亚暴初始位置.他们在2001—2005年间共挑选出12458个亚暴事件.亚暴通常持续时间为2.5 h,且密集发生的亚暴前后间隔时间较短,通常在2~3 h,为了避免所研究时间范围内(即亚暴发生前1.5 h和后3 h)亚暴事件发生重叠,影响研究结果,本文对事件列表进行严格挑选,要求两次亚暴间隔时间至少为4.5 h.我们在2001—2005年间共挑选出1253个亚暴事件.
本文利用DMSP(Defense Meteorological Satellite Program)F13和F15卫星以及CHAMP(CHAllenging Mini-satellite Payload)卫星数据对上述亚暴期间等离子体流及热层纬向风的速度变化进行研究.
DMSP卫星为极轨卫星,轨道为近圆形太阳同步轨道(倾角为96°).现有DMSP为三轴姿态稳定卫星,轨道高度约为830 km,周期约101 min,1天绕地球约14圈,扫描条带宽度3000 km.DMSP卫星每天由南向北(升段)和由北向南(降段)分别在固定的磁地方时(F13约为0600-1800 MLT,F15约为0930-2130 MLT)经过赤道面(Heelis and Hairston, 1990; Hairston and Heelis, 1993).本文使用DMSP卫星离子漂移计(Rich and Hairston, 1994)测得等离子体漂移速度分量(Vx,Vy和Vz),其正值分别代表沿卫星轨道方向,面对卫星运行方向的水平左手方向,远离地心方向.数据每4 s一次采样,每一组数据都有质量标记,本文只采用质量可靠的数据(R,I质量指数均为1或2),同时剔除等离子体流速度大于2500 m·s-1的数据.
CHAMP卫星于2000年7月份发射升空,飞行在低高度圆形极轨道,轨道倾角为87.3°,偏心率为0.004,该卫星初始高度为456 km,绕地周期大约为94 min,每天绕地球15.4圈.轨道地方时每11天变化1 h,130天覆盖所有地方时(Reigber et al., 2002).热层纬向风的风速度由CHAMP卫星的空间三轴加速度计所测量的数据推导而来(Doornbos et al., 2010).热层纬向风测量的精度大约为±10 m·s-1.CHAMP卫星提供的风数据中纬向风速度向东为正,等离子体对流速度数据在夜侧向西为正,为了和DMSP卫星得到的等离子体对流速度方向保持一致,我们将所有CHAMP卫星测得的纬向风速度值取负,并修正、剔除高纬度地区仪器原因引起的纬向风速度的异常值.
3 统计学结果 3.1 事件选择本文研究中,我们希望考察亚暴事件对于等离子体对流及热层纬向风速度的影响,因此选取亚暴发生的UT时间前[-1.5 h,0]区间以及发生后的[0,1.5 h]和[1.5 h,3 h]区间的轨道数据进行比较研究,以说明亚暴对于两者的影响.
同时,为了考察亚暴影响传播的方向性(这里主要考察东西向),我们以亚暴发生点的磁地方时(Magnetic Local Time,MLT)作为参考点,选择其东西两侧的轨道来进行研究.前文中已经介绍,CHAMP卫星轨道地方时在不断变化,130天能覆盖所有地方时(Reigber et al., 2002),因此在此不用考虑其磁地方时覆盖范围.而DMSP卫星为太阳同步卫星,其轨道的升交点和降交点固定(F13约为0600-1800 MLT,F15约为0930-2130 MLT),因此需要考虑它们磁地方时覆盖范围.从DMSP卫星的轨道数据中我们发现,2001—2005年亚暴期间,F13卫星在夜侧(亚暴通常发生在夜侧磁尾)的交点地方时范围集中在MLT 16 h至19 h间,F15卫星在夜侧的交点地方时范围集中在MLT 19h至22 h间.综合上面的分析,我们选择在18~24 h MLT期间发生的亚暴事件,并选择亚暴点东侧[0,2 h]以及西侧[-2 h,0]和[-4 h,-2 h]区间(东侧为正)内的卫星轨道数据来进行对比研究.需要说明的是,由于DMSP F13卫星的交点地方时均在19 h之前,而本文中所挑选的亚暴事件均发生在18 h以后,故DMSP F13卫星在MLT [0,2 h]区间无数据.
经筛选后,3颗卫星各区间轨道数如表 1所示.事件数足以保证统计学研究的一般性.
|
表 1 亚暴期间DMSP/CHAMP卫星各MLT区间轨道数 Table 1 Number of DMSP/CHAMP orbits during substorm periods in different MLT sectors |
为了得到亚暴对于等离子体对流速度影响的一般性规律,我们采取了堆栈分析法(superposed epoch analysis,SEA)(Wanget al., 2011).在3.1节所分的每个磁地方时区间内,我们首先以亚暴发生时的UT时间为中心,筛选出亚暴发生前1.5 h及发生后3 h的轨道数据,并将其分为[-1.5 h,0],[0,1.5 h]及[1.5 h,3 h] 3个UT区间(亚暴发生前时间为负值).然后在每个UT区间内,以亚暴发生点的磁纬(MLat)为中心,找到其赤道侧30°MLat至其极侧20°MLat的等离子体速度(Vy)数据,作出Vy-ΔMLat图.我们将所有事件中同一区间的速度信息画在同一幅图中,便得到了如图 1所示的等离子体速度随相对磁纬(ΔMLat)变化的堆栈图.最后,我们以1°为一个区间,将区间内的所有速度数据取平均值,并在图上用红色点划线标出,同时标示出每个平均值的标准差.
|
图 1 时序叠加分析亚暴初始前后不同地方时扇区DMSP卫星等离子体对流速度随磁纬度的分布(a—f) F13卫星观测； (g—o) F15卫星观测.黑线为堆栈图，红线为平均值，数值线代表标准偏差.0°磁纬度代表亚暴初始位置. (a) F13 MLT[-4,-2],UT[-1.5,0]； (b) F13 MLT[-4,-2],UT[0,1.5]； (c) F13 MLT[-4,-2],UT[1.5,3]； (d) F13 MLT[-2,0],UT[-1.5,0]； (e) F13 MLT[-2,0],UT[0,1.5]； (f) F13 MLT[-2,0],UT[1.5,3]； (g) F15 MLT[-4,-2],UT[-1.5,0]； (h) F15 MLT[-4,-2],UT[0,1.5]； (i) F15 MLT[-4,-2],UT[1.5,3]； (j) F15 MLT[-2,0],UT[-1.5,0]； (k) F15 MLT[-2,0],UT[0,1.5]； (l) F15 MLT[-2,0],UT[1.5,3]； (m) F15 MLT[0,2],UT[-1.5,0]； (n) F15 MLT[0,2],UT[0,1.5]； (o) F15 MLT[0,2],UT[1.5,3],时间单位为h. Fig. 1 Superposed epoch analysis of the plasma velocity at different MLT sectors before and after substorm onsets as observed by DMSP F13 as functions of magnetic latitude(a—f) are from DMSP F13, and (g—o) from F15. Black lines are stack plots and red lines are average values. Vertical lines denote standard deviations. 0 MLat indicates substorm onsets location. |
图 1是DMSP F13和F15卫星在各磁地方时区间速度堆栈图.图中,横轴为相对磁纬,极侧为正；纵轴表示等离子体对流速度,单位为m·s-1,向西为正.黄色竖直线为ΔMLat=0的位置,即亚暴发生点位置.由图可以看出,速度随磁纬的变化曲线近似为正弦型,前半段速度不断增大直至取得最大值(皆为正值),且最大值所处磁尾均在0°之前,随后速度减小变为负值.
在本文中,我们重点关注各磁地方时区间平均速度的变化情况.图 2给出各MLT区间的平均速度对比图.其中,横轴为相对磁纬度,纵轴为等离子体对流速度,蓝色曲线表示UT [-1.5 h,0]区间平均速度,红色曲线表示UT [0,1.5 h]区间平均速度,黑色曲线表示UT [1.5 h,3 h]区间平均速度.从图中我们可以看出,等离子体对流的平均速度在各区间的变化图像均呈现正弦型,且都在ΔMLat=0之前,即亚暴发生点的赤道侧取得最大值,同时从曲线中可以看出,亚暴发生前后,等离子体对流速度的大小明显发生了改变,即亚暴发生后其速度先增大,随后减小,表明亚暴对等离子体对流速度有影响.
|
图 2 DMAP卫星各地方时扇区等离子体对流速度的平均值随纬度的分布(a—b) F13卫星； (c—e) F15卫星.蓝色曲线表示亚暴初始前0~1.5 h的速度，红色曲线表示亚暴初始后0~1.5 h的速度，黑色曲线表示初始后1.5~3 h的平均速度. (a) DMSP F13 MLT[-4,-2]; (b) DMSP F13 MLT[-2,0]; (c) DMSP F15 MLT[-4,-2]; (d) DMSP F15 MLT[-2,0]; (e) DMSP F15 MLT[0,2]，时间单位为h. Fig. 2 The averaged plasma velocity as a function of magnetic latitude in each MLT sector as observed by DMSP F13 (a—b) and F15 (c—e). Blue curves are for those occurring 0~1.5 h before the substorm onsets, red for those 0~1.5 h after the onsets, and black for those 1.5~3 h after onsets. |
对于热层纬向风速度数据的处理,我们同样采取了SEA分析法,平均风速随地磁纬度的变化如图 3所示,风速向西为正.图中,蓝色曲线表示UT [-1.5 h,0]区间平均速度,红色曲线表示UT [0,1.5 h]区间平均速度,黑色曲线表示UT [1.5 h,3 h]区间平均速度,绿色曲线表示新加入的UT[3 h,4.5 h]区间平均速度.从该图中也可以清晰看出,亚暴发生后3 h内,热层纬向风峰值速度均持续增大,3 h以后,西侧[-4 h,-2 h]区间速度减小,而[-2 h,0]及[0,2 h]区间速度继续增大,这表明亚暴对风速也存在影响,与等离子体对流速度相对比,亚暴对风速的影响较为持久.
|
图 3 (a—l) 时序叠加分析亚暴初始前后不同地方时扇区CHAMP卫星纬向风速随磁纬度的分布.黑线为堆栈图，红线为平均值，数值线代表标准偏差.0°磁纬度代表亚暴初始位置. (m—o) CHAMP卫星各地方时扇区等离子体对流速度的平均值随地磁纬度的分布图，蓝色曲线表示亚暴初始前0~1.5 h的速度，红色曲线表示亚暴初始后0~1.5 h的速度，黑色曲线表示初始后1.5~3 h的平均速度.(a) MLT[-4,-2] & UT[-1.5,0]； (b) MLT[-4,-2] & UT[0,1.5]； (c) MLT[-4,-2] & UT[1.5,3]； (d) MLT[-2,0] & UT[-1.5,0]； (e) MLT[-2,0] & UT[0,1.5]； (f) MLT[-2,0] & UT[1.5,3]； (g) MLT[0,2] & UT[-1.5,0]； (h) MLT[0,2] & UT[0,1.5]； (i) MLT[0,2] & UT[1.5,3]； (j) MLT[-4,-2] & UT[3,4.5]； (k) MLT[-2,0] & UT[3,4.5]；(l) MLT[0,2] & UT[3,4.5]； (m) CHAMP MLT[-4,-2]； (n) CHAMP MLT[-2,0]； (o) CHAMP MLT[0,2],时间单位h. Fig. 3 (a—l) Superposed epoch analysis of the zonal wind velocity at different MLT sectors before and after substorm onsets as observed by CHAMP as functions of magnetic latitude. Black lines are stack plots and red lines are average values. Vertical lines denote standard deviations. 0 MLat indicates substorm onsets location. (m—o) The averaged zonal wind velocity as a function of magnetic latitude in each MLT sector as observed by CHAMP. Blue curves are for those occurring 0~1.5 h before the substorm onsets, red for those 0~1.5 h after the onsets, and black for those 1.5~3 h after onsets. |
本文利用DMSP卫星和CHAMP卫星的等离子体和风场观测数据,研究了亚暴对等离子体对流速度及热层纬向风速度的统计学影响,旨在揭示电离层热层的耦合物理机制.
4.1 等离子体对流速度变化我们选择图 2中各区间速度峰值的变化来代表等离子体对流速度在不同MLT区间随UT时间的变化规律,等离子体对流速度峰值如图 2所示.
|
|
表 2 不同地方时和UT时间期间DMSP卫星等离子体对流速度峰值及其所在地磁纬度 Table 2 Peak plasma velocity and its MLat location as observed by DMSP at different MLT and UT sectors |
首先,我们研究亚暴对等离子体对流速度的影响,以表 2中F15卫星的MLT[-2 h,0]区间为例,在该区间内,亚暴发生之前(UT[-1.5 h,0]区间)等离子体对流的速度为276.9 m·s-1,在亚暴发生之后的1.5 h内(UT[0,1.5 h]区间),等离子体对流速度变为341.4 m·s-1,相较前一个区间,速度值增大了64.5 m·s-1,速度增加是相当明显的,亚暴发生1.5 h后(UT[1.5 h,3 h]区间),等离子体对流速度值降为336.6 m·s-1,但是相对于亚暴发生之前,仍有所增大,速度增量为59.7 m·s-1.类似的情况也出现在F15的MLT[-4 h,-2 h]区间里,F15的MLT[0,2 h]区间三个区间都在增大,而在F13的两个区间里,等离子体对流速度均在亚暴发生后的1.5 h内显著增加,1.5 h后速度值减小,并且低于亚暴发生前1.5 h的速度值.上述现象表明,亚暴的发生能够显著增加等离子体对流的速度,且响应速度很快(1.5 h内),随后亚暴影响也迅速消退(1.5 h到3 h内,MLT[0,2 h]区间影响较久),速度基本恢复到平均水平.
从上述分析中我们可以发现,虽然在亚暴发生之后各MLT区间的等离子体对流速度均有增加,但是增加的幅度是不一样的,这是因为亚暴对各个区间的影响大小不同,我们可以以此来研究亚暴发生后其影响传播的方向与范围.由于每个MLT区间内空间的背景环境不同,导致等离子体对流的绝对速度大小不一,为了消除背景影响,我们用速度的相对百分比增量来进行比较研究.以各MLT区间内UT[-1.5 h,0]区间的速度为参考速度,又因为我们关注亚暴的影响强度和范围,所以重点观察UT[0,1.5 h]区间的速度增量.
本文研究中F13卫星两个MLT区间均在亚暴发生的西侧,其中MLT[-2 h,0]区间速度的相对增量为25.20%,而MLT[-4 h,-2 h]区间速度的相对增量为9.8%,小于前者的速度相对增量.而F15卫星MLT[-2 h,0]区间在亚暴发生后的速度增量为23.29%,MLT[-4 h,-2 h]区间在亚暴发生后的速度增量为6.38%,结合F13卫星的结果,表明亚暴的影响主要集中在距离其较近的2 h(MLT)范围内,而2 h到4 h(MLT)的影响较小.F15卫星MLT[0,2 h]区间(亚暴东侧)在亚暴发生后的速度增量为10.23%,小于MLT[-2 h,0]区间的速度增量,这表明亚暴发生后其影响会同时向东西两侧传播,但是其主要影响集中向西侧传播.因此亚暴对于等离子体对流的影响除了具有纬度差异(Grocott et al., 2009)以外,还具有地方时差异,这在以往的研究中是没有被发现的.
在图 2和图 3中,我们已经指出,每条平均轨道取得最大值所在的纬度位置是不一样的,我们将每条轨道最大值位置的相对磁纬记录下来(表 2中圆括号内的数字,单位为度,负号表示该位置处于亚暴点的赤道侧).
由表 2中数据可知,F13和F15卫星的MLT[-4 h,-2 h]区间内,亚暴发生后(UT[0,1.5 h]区间),峰值位置不变.随后(UT[1.5 h,3 h]区间)峰值位置向极区移动.而在MLT[-2 h,0]区间内,亚暴发生后(UT[0,1.5 h]区间)峰值位置向赤道侧移动,随后(UT[1.5 h,3 h]区间)向极侧移动,这一点和Xing等(2010)的结果一致.上述现象表明,亚暴的发生促使等离子体对流速度的峰值点向赤道侧移动.亚暴的发生本质上是太阳风能量注入磁尾并在磁尾突然释放的过程(Gérard,2004; Kullen and Karlsson, 2004).极光椭圆带是地球开放磁力线(高纬)与闭合磁力线(低纬)的交界区域.前人研究表明,暴时极光椭圆带会向赤道侧扩展(Maltsev et al., 1996; Schulz,1997; Alexeev et al., 2000),而等离子体对流的位置在极光椭圆带南北两侧,因此,等离子体对流也会一起朝赤道侧移动.
4.2 热层纬向风速度变化对于热层纬向风速度变化,我们采取同4.1节一样的分析方法,首先给出CHAMP卫星各区间热层纬向风平均速度峰值表,如表 3所示.
|
|
表 3 不同地方时和UT时间期间CHAMP热层纬向风速度峰值及其所在地磁纬度 Table 3 Thermospheric zonal wind and its MLat location as observed by CHAMP at different MLT and UT sectors |
从表 3中前三行(对比表 1等离子体对流的数据)我们发现,在全部3个MLT区间里面,纬向风的平均速度从亚暴前1.5 h内到亚暴后1.5 h,再到亚暴后3 h,都是在增加的(MLT[0,2 h]区间里风速度在亚暴发生后1.5~3 h略有减小).而从表中第4行数据(UT[3 h,4.5 h]区间)中我们发现,在亚暴发生后前3 h内速度持续增大后,MLT[-4 h,-2 h]区间在亚暴发生后3~4.5 h区间速度减小,而MLT[-2 h,0] 及MLT[0,2 h]区间风速仍有增大.这一现象说明热层纬向风速度受到了亚暴的影响,且离亚暴点距离越近,影响时间越久,该结果支持Emmert等(2002)的研究,同时影响主要出现在中纬地区,尤其是亚暴发生点的西侧,与Ritter等(2010)及Lühr等(2012)结果一致.同时,热层纬向风对于亚暴的响应时间相对于等离子体对流有1.5 h的延迟,这个响应的延迟时间与Clausen等(2014)发现的大气密度变化的延迟时间是一致的.
亚暴发生1.5 h内,西侧[-2 h,0]区间速度几乎保持不变,而西侧[-4 h,2 h]区间的增幅为54.52%,大于东侧[0,2 h]区间的增幅36.04%.但是在亚暴发生1.5~3 h后,西侧[-4 h,-2 h]区间及东侧[0,2 h]区间的增幅和1.5 h时候几乎没有变化,[-2 h,0]区间速度开始增加,增幅为20.08%.这些区间的增幅(约20 m·s-1)大小和Ritter等(2010)的结果也是一致的.综上可知,亚暴发生后响应快速传到西侧MLT[-4 h,-2 h]区间,随后响应开始向东转移,同时亚暴的主要响应范围在其周围的MLT 2 h范围内,并以西侧为主.
从以上分析中,我们可以发现,亚暴发生后等离子体对流速度与热层纬向风速度的变化有极强的相似性——亚暴发生后速度均增大,且东西区域性,峰值所在磁尾位置变化均保持一致.但是热层纬向风的响应比等离子体对流要慢1.5 h(亚暴西侧)甚至更多(亚暴东侧),表明等离子体对亚暴的响应比中性成分快,这个很好理解,因为中性成分质量较大,所以对亚暴的响应应该滞后于等离子体.
5 总结本文利用2001—2005年间DMSP F13、F15卫星以及CHAMP卫星的观测数据,对亚暴期间等离子体对流速度、热层纬向风速度的变化进行了统计学分析,主要结果如下：
(1)亚暴能显著增强等离子体对流速度.亚暴发生后的1.5 h内,等离子体对流的速度增大,且出现峰值的纬度向赤道侧移动,1.5 h后,等离子体对流速度减小,峰值的纬度向极区移动,亚暴影响基本消失.
(2)在亚暴发生的西侧0~2 h(MLT)区间,等离子体对流速度的增幅最大,其次为东侧0~2 h(MLT)区间,亚暴西侧2~4 h(MLT)区间增幅最小,表明亚暴影响主要向西侧传播,且集中影响其周围2 h(MLT)范围内空间.
(3)亚暴发生后的3 h内,所有MLT区间热层纬向风速度均增加,速度峰值位置向赤道侧移动,亚暴西侧响应相对于等离子体对流延迟1.5 h,且在其周围2 h(MLT)范围影响更久.
| Akasofu S I. 1964. The development of the auroral substorm. Planet. Space Sci. , 12(4): 273–282. | |
| Alexeev I I, Belenkaya E S, Clauer C R. 2000. A model of region 1 field-aligned currents dependent on ionospheric conductivity and solar wind parameters. J. Geophys. Res. , 105(A9): 21119–21127. | |
| Angelopoulos V, Baumjohann W, Kennel C F, et al. 1992. Bursty bulk flows in the inner central plasma sheet. J. Geophys. Res. , 97(A4): 4027–4039. | |
| Baumjohann W, Paschmann G, Lühr H. 1990. Characteristics of high-speed ion flows in the plasma sheet. J. Geophys. Res. , 95(A4): 3801–3809. | |
| Clausen L B N, Milan S E, Grocott A. 2014. Thermospheric density perturbations in response to substorms. J. Geophys. Res. , 119(6): 4441–4455. | |
| Demars H G, Schunk R W. 2007. Thermospheric response to ion heating in the dayside cusp. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics , 69(6): 649–660. | |
| Doornbos E, Van Den Ijssel J, Lühr H, et al. 2010. Neutral density and crosswind determination from arbitrarily oriented multiaxis accelerometers on satellites. Journal of Spacecraft Rockets , 47(4): 580–589. | |
| Emmert J T, Fejer B G, Shepherd G G, et al. 2002. Altitude dependence of middle and low-latitude daytime thermospheric disturbance winds measured by WINDII. J. Geophys. Res. , 107(A12): SIA 19–SIA 19-15. | |
| Emmert J T, Hernandez G, Jarvis M J, et al. 2006. Climatologies of nighttime upper thermospheric winds measured by ground-based Fabry-Perot interferometers during geomagnetically quiet conditions: 2. High-latitude circulation and interplanetary magnetic field dependence.. J. Geophys. Res. , 111(A12). doi: 10.1029/2006JA011949. | |
| Fujiwara H, Maeda S, Fukunishi H, et al. 1996. Global variations of thermospheric winds and temperatures caused by substorm energy injection. J. Geophys. Res. , 101(A1): 225–239. | |
| Gérard J. 2004. The local time propagation of electron and proton shock-induced aurora and the role of the interplanetary magnetic field and solar wind.//AGU Spring Meeting 2004, Abstracts SM53A-01. | |
| Grocott A, Wild J A, Milan S E, et al. 2009. Superposed epoch analysis of the ionospheric convection evolution during substorms: Onset latitude dependence. Ann. Geophys. , 27(2): 591–600. | |
| Hairston M R, Heelis R A. 1993. High-latitude electric field studies using DMSP data[Ph.D.thesis]. Texas: Texas University. | |
| Heelis R A, Hairston M R. 1990. Studies of ionospheric dynamics utilizing data from DMSP[Ph.D.thesis]. Texas: Texas University. | |
| Kamide Y, Richmond A D, Emery B A, et al. 1994. Ground-based studies of ionospheric convection associated with substorm expansion. J. Geophys. Res. , 99(A10): 19451–19466. | |
| Kamide Y, Chian A C L. 2007. Handbook of the Solar-terrestrial Environment. Berlin Heidelberg: Springer. | |
| Kullen A, Karlsson T. 2004. On the relation between solar wind, pseudobreakups, and substorms. J. Geophys. Res. , 109(A12). doi: 10.1029/2004JA010488. | |
| Lühr H, Park J, Ritter P, et al. 2012. In-Situ CHAMP observation of ionosphere-thermosphere coupling. Space Sci. Rev. , 168(1-4): 237–260. | |
| Maltsev Y P, Arykov A A, Belova E G, et al. 1996. Magnetic fluxredistribution in the storm time magnetosphere. J. Geophys. Res. , 101(A4): 7697–7704. | |
| Mcpherron R L. 1970. Growth phase of magnetospheric substorms. J. Geophys. Res. , 75(28): 5592–5599. | |
| Newell P T, Gjerloev J W. 2011. Evaluation of SuperMAG auroral electrojet indices as indicators of substorms and auroral power. J. Geophys. Res. , 116(A12). doi: 10.1029/2011JA016779. | |
| Reigber C, Lühr H, Schwintzer P. 2002. CHAMP mission status. Adv. Space Res. , 30(2): 129–134. | |
| Rentz S, Lühr H. 2008. Climatology of the cusp-related thermospheric mass density anomaly, as derived from CHAMP observations. Ann. Geophys. , 26(9): 2807–2823. | |
| Rich F J, Hairston M. 1994. Large-scale convection patterns observed by DMSP. J. Geophys. Res. , 99(A3): 3827–3844. | |
| Ritter P, Lühr H, Doornbos E. 2010. Substorm-related thermospheric density and wind disturbances derived from CHAMP observations. Ann. Geophys. , 28(6): 1207–1220. | |
| Sandholt P E, Andalsvik Y L, Farrugia C J. 2012. The pulsed nature of the nightside contribution to polar cap convection: Repetitive substorm activity under steady interplanetary driving. Ann. Geophys. , 30(10): 1539–1553. | |
| Schindler K, Birn J. 1978. Magnetospheric physics. Phys. Rep. , 47(2): 109–165. | |
| Schlegel K, Lühr H, St.-Maurice J P, et al. 2005. Thermospheric density structures over the polar regions observed with CHAMP. Ann. Geophys. , 23(5): 1659–1672. | |
| Schulz M. 1997. Direct influence of ring current on auroral oval diameter. J. Geophys. Res. , 102(A7): 14149–14154. | |
| Wang H, Lühr H. 2011. The efficiency of mechanisms driving Subauroral Polarization Streams (SAPS). Ann. Geophy. , 29(7): 1277–1286. | |
| Wang H, Lühr H, Häusler K, et al. 2011. Effect of subauroral polarization streams on the thermosphere: A statistical study. J. Geophys. Res. , 116(A3). doi: 10.1029/2010JA016236. | |
| Wang H, Lühr H, Ritter P, et al. 2012. Temporal and spatial effects of subauroral polarization streams on the thermospheric dynamics. J. Geophys. Res. , 117(A11): A11307. | |
| Xing X, Lyons L R, Angelopoulos V, et al. 2010. Plasma sheet pressure evolution related to substorms. J. Geophys. Res. , 115(A1): A01212. | |