极光是日地环境中的一种重要现象，被认为是太阳风-磁层相互作用过程在极区电离层的指示器.极光由沉降粒子与高层大气中性粒子碰撞，使中性粒子的束缚电子从基态向高能态跃迁，再退激发产生光子而发光(Jones, 1974).557.7 nm，630.0 nm和427.8 nm这3个波段是极光在可见光波段的主要谱线，它们的激发在极光的发光过程中起到了重要作用(Chamberlain, 1995).绿色极光(557.7 nm)由氧原子O从激发态¹S至¹D能态的跃迁产生，在¹S激发态的平均寿命为0.8 s；红色极光(630.0 nm)由氧原子O从¹D能态往基态跃迁产生，在¹D能态的平均寿命为110 s；而紫色极光(427.8 nm)是N₂第一负带系统(N₂⁺)激发产生.这三个波段(427.8 nm、557.7 nm和630.0 nm)的极光激发过程不同，它们的发光高度也不一样.红色极光(630.0 nm)的发光高度最高，在离地面200 km以上，由于O (¹D)往基态跃迁时间长，在较低高度处，激发态氧原子还来不及产生辐射，就会因碰撞而失去活动性(Meng et al., 1991).而在低高度处，氧原子数密度急剧下降，氮分子数量增加，因此，绿色极光(557.7 nm)的发光高度(~150 km)高于紫色极光(427.8 nm)的发光高度(~120 km).

通过比较不同波段谱线的极光发光强度可以研究极光沉降粒子的能谱特征，已经有许多学者作了相关研究.在早期，Eather和Mende (1972)就分析了557.7 nm、630.0 nm、427.8 nm这三个波段的极光发光强度与沉降电子能通量以及I_630.0/I_427.8强度比和沉降电子能量之间的关系(Eather, 1969; Eather and Mende, 1972).Gattinger和Jones (1972)也发现极光强度比I_630.0/I_427.8和I_557.7/I_427.8随着427.8 nm波段发光强度I_427.8的增加而减小.Jones等(1987)还结合雷达数据进行分析，发现极光强度比I_630.0/I_427.8会随着沉降电子的平均能量的增大而减小，而I_557.7/I_427.8的变化不明显.Dashkevich等(2006)使用超过3800个观测数据也对极光强度比I_630.0/I_427.8和I_557.7/I_427.8与极光强度I_427.8进行研究.结果表明，随着I_427.8由0.1 kR增大到3 kR，I_630.0/I_427.8从2减小到0.4；当I_427.8由0.1 kR增大到1.8 kR，I_557.7/I_427.8从6.4减小到4.2.这些研究表明了不同波段的极光强度比与沉降电子的平均能量之间存在着某种函数关系(Rees and Luckey, 1974).Christensen等(1987)以及Rees和Roble (1986)都通过建立模型，用极光强度来估算沉降电子的能通量，用极光强度比I_630.0/I_427.8来估算沉降电子的平均能量.

中国北极黄河站位于极隙区纬度，适合观测日侧极光.Hu等(2009)利用黄河站三波段(427.8 nm，557.7 nm和630.0 nm)的观测数据，对日侧极光进行了综观分析，把日侧极光分为了4类.日侧极光与磁层边界层的动力学过程密切相关，因此对日侧极光弧的研究，首先得找到极光弧粒子对应的磁层源区.Newell等利用极轨卫星(DMSP)探测的粒子能谱数据来判断粒子对应的磁层源区(Newell and Meng, 1988; Newell et al., 1991a, 1991b).日侧极光在低高度上主要源区的特征为：低纬边界层(LLBL)，主要位于74°~77°MLAT，在磁正午纬度更高，晨昏侧纬度更低，电子总能通量大于6×10¹⁰eV·(cm²·s·sr)^-1，2 keV或5 keV电子能道的能通量小于10⁷ eV·(cm²·s·sr)^-1，平均电子能量220 eV < E_e < 600 eV，电子数通量在10⁹(cm²·s·sr)^-1量级(Newell and Meng, 1988)；等离子体幔(Mantle)，位于日侧极光卵的极向侧，大约在77°MLAT附近，离子的数密度以及平均能量随着纬度的增加而逐渐减小，电子、离子的平均能量较小，为几百电子伏(Newell et al., 1991a)；等离子体片边界层(BPS)，电子平均能量为keV量级，2 keV或5 keV电子能道的能通量大于10⁷ eV·(cm²·s·sr)^-1 (Newell et al., 1991b).

用极轨卫星(DMSP)获得的沉降粒子能谱数据，由于轨道的限制，只与黄河站在正午和午后有少许覆盖，要想得到极光对应的能谱数据较难.因此，有必要建立一个极光强度与粒子能谱关系的模型.邢赞扬等(2013)利用北极黄河站全天空极光观测图像(ASIs)和DMSP能谱数据，对磁正午附近的极光强度(427.8 nm和630.0 nm波段)与沉降粒子能量关系的参数模型进行研究，得到了磁正午附近不同磁地方时(MLT)的相关关系式.在Hu等(2009)区分的4类极光中，有一种典型的日侧极光为极光弧，它一般并不出现在磁正午附近，而主要出现在午前和午后(Yang et al., 2000; Sandholt et al., 2002)，呈现一个狭长型的结构，在经度方向延伸( > 100 km)，在纬度方向狭窄(~18 km).它在557.7 nm和630.0 nm波段的激发较强，而427.8 nm波段的激发较弱.由于极光弧在427.8 nm波段并不明显，并且在通常情况下，557.7 nm和427.8 nm波段的极光发光强度成正比，能够很好地表征电子能通量(Paschmann et al., 2002)，因此，我们将利用I_557.7和I_630.0来分析研究沉降电子的能谱特征.

本文利用北极黄河站的多波段极光全天空观测数据，选取其中的日侧极光弧(对应于0600~1800 MLT)，分析极光强度比I_557.7/I_630.0与极光发光强度I_557.7之间的关系.同时，利用DMSP卫星穿越黄河站事件，结合DMSP卫星探测到的粒子沉降能谱，建立日侧极光弧的发光强度与电子沉降能谱之间的相关关系式，并分析极光弧所对应的磁层源区.再利用得到的关系式反演无DMSP卫星观测时极光弧的能谱及对应源区，并对源区的分布进行讨论.

本文采用的数据是2003年12月到2007年2月北极黄河站观测得到的557.7 nm和630.0 nm波段的全天空极光图像(ASIs).北极黄河站位于斯瓦尔巴特(Svalbard)群岛新奥尔松(Ny-Ålesund)地区，地理经纬度分别为78.92°N，11.93°E，修正磁纬为76.24°，磁地方时与世界时的关系可以简单地用以下公式描述：MLT≈UT+3h (Qiu et al., 2013).黄河站的极光全天空观测系统由3套配置相同的全天空CCD (Charge-Coupled Device, 电荷耦合元件)成像观测仪组成，可分别对427.8 nm、557.7 nm和630.0 nm这3个波段的极光进行观测(胡泽骏等, 2005).CCD相机选用512×512像素阵列，可以得到全天空图像，图像的中心对应于观测天顶.全天空相机每10秒拍摄一张图像，每帧图像的曝光时间为7 s.全天空相机采用鱼眼镜头，根据天顶角和方位角进行全天空成像，全天空图像中每个像素观测天空所张的立体角相等.因此，根据杨惠根等(1997)的模型，对极光发光强度按天顶角进行了相应的修正.在全天空图像中，选取在557.7 nm和630.0 nm这两个波段都明显出现的极光弧.我们得到了44天，总共22882条极光弧.

对于任意一条极光，沿着磁子午线方向，可以得到发光强度随天顶角的变化曲线，如图 1所示.图 1a给出了2003年12月24日1359 UT (1659 MLT)观测的557.7 nm波段极光弧全天空图像，白线沿磁子午线方向，以白线为直径形成的圆为全天空视野的有效范围.从极光发光强度变化曲线(图 1b)，可以看出极光弧对应一个峰，峰值定义为这条极光弧的发光强度，图中这条弧的发光强度为4.7千瑞利(kR).对于其他557.7 nm波段以及630.0 nm波段的全天空图像，极光弧的发光强度也采用相同的方法得到.

图 1

Fig. 1

图 1 日侧极光弧发光强度测量 Fig. 1 Emission intensity measurement of dayside auroral arc

DMSP卫星是美国国防部发射的一系列极轨气象卫星的统称，约每2年发射一颗，依次命名，本文使用F13-F16这四颗卫星探测的粒子能谱数据. DMSP卫星上的粒子探测仪(SSJ/4)可探测32 eV到30 keV能量范围的电子和离子的能谱数据(Hardy et al., 2008).DMSP卫星运行的轨道高度约为830 km，周期为101 min (Ashrafi et al., 2005).在所选的出现有极光弧的全天空数据中，找到17次明显的DMSP卫星穿越事件.这些事件都发生在午后，从1320 MLT到1755 MLT，总共经过40条极光弧.

在对日侧极光弧的能谱及源区分析之前，先给出22882条极光弧发光强度的分布以及与强度比I_557.7/I_630.0的关系，让我们对日侧极光弧有个直观印象.图 2给出了557.7 nm (a)和630.0 nm (b)波段的日侧极光弧平均发光强度随磁地方时的变化.其中，星号对应为不同磁地方时的平均强度，竖线是相应时刻的误差棒.绿色极光(557.7 nm)的发光强度变化范围为0.1~17.3 kR，平均值是2 kR.从图 2a中可以看出，对于绿色极光，平均发光强度在日侧存在两个极大值，其中较强的为2.9 kR，出现在磁地方时15时附近，对应到午后的极光热点区(Liou et al., 1997, 1999)；而弱一点的为2.2 kR，出现在磁地方时9时附近，对应到午前的极光暖点区(Newell et al., 1996).而红色极光(630.0 nm)的发光强度变化范围相对较窄，为0.2~3.9 kR，平均值是0.9 kR，相比绿色极光较弱.从图 2b中可以看出，对于红色极光，平均发光强度在午前和午后相对较小，反而在磁正午附近出现极大值，为1.5 kR.日侧极光弧主要在557.7 nm和630.0 nm波段发光，其中绿色极光更为显著.

图 2

Fig. 2

图 2 日侧极光弧平均发光强度随磁地方时的变化 Fig. 2 Emission intensities of dayside auroral arcs as a function of MLT

图 3给出了在午前不同磁地方时，极光强度比I_557.7/I_630.0对应极光发光强度I_557.7的散点分布图.为了更好地进行对比分析，图中I_557.7/I_630.0及I_557.7的数据都取了对数.其中，黑色实线是对散点进行线性拟合得到的直线，对应的表达式以及相关系数R在每幅图的左上角标示，虚线对应为拟合值±σ，σ为标准差.从图中可以看出，取对数之后，I_557.7/I_630.0与I_557.7呈现很好的线性相关关系，相关系数接近0.9，标准差约为0.1.当I_557.7由0.1 kR增大到10 kR时，I_557.7/I_630.0从大约0.2增大到9.I_557.7/I_630.0在午前的最小值是0.17，最大值是23.9，平均值为2.6.在磁正午附近，I_557.7/I_630.0小于1的极光弧发生数更多，这与图 1得到630.0 nm波段的平均发光强度在磁正午附近出现极大值吻合.由拟合曲线的表达式可以发现，对于相同的极光发光强度I_557.7，发光强度比I_557.7/I_630.0越靠近磁正午越小.图 4给出了午后不同磁地方时，极光强度比I_557.7/I_630.0对应极光发光强度I_557.7的散点分布图.和图 3一样，图中I_557.7/I_630.0及I_557.7的数据都取了对数，黑色实线也是相应的拟合曲线.我们可以得到与午前类似的结果，I_557.7/I_630.0与I_557.7同样呈现很好的线性相关关系，相关系数都大于0.9，标准差基本都小于0.1，其变化规律与午前基本一致.I_557.7/I_630.0在午后的最小值是0.24，最大值是17.1，平均值为2.0.对于相同的极光发光强度I_557.7，发光强度比I_557.7/I_630.0也是越靠近磁正午越小.总之，无论午前还是午后，对应一定的发光强度I_557.7，发光强度比I_557.7/I_630.0在磁正午小，在晨昏两侧大.

图 3

Fig. 3

图 3 双对数坐标系下，在午前扇区不同MLT，极光强度比I557.7/I630.0随极光发光强度I557.7的变化 Fig. 3 I557.7/I630.0 ratio versus I557.7 emission intensity in the double logarithmic coordinate system in the prenoon sector

图 4

Fig. 4

图 4 双对数坐标系下，在午后扇区不同MLT，极光强度比I557.7/I630.0随极光发光强度I557.7的变化 Fig. 4 I557.7/I630.0 ratio versus I557.7 emission intensity in the double logarithmic coordinate system in the postnoon sector

参照邢赞扬等(2013)在磁正午附近的模型，利用427.8 nm和630.0 nm波段的极光图像，发现沉降电子的能通量与极光发光强度相关，而沉降电子的平均能量与不同波段的极光强度比相关.由于极光弧在427.8 nm波段的观测不明显，而最显著的光谱波段为557.7 nm，并且557.7 nm波段的极光与427.8 nm波段的极光发光高度都在100多公里，发光强度通常情况下正比于427.8 nm波段的强度，因此本文用557.7 nm波段的极光强度代替427.8 nm波段.极光是沉降粒子与大气层中的中性粒子碰撞、激发而产生的.沉降粒子的能量越大可以多次碰撞产生极光，极光的发光强度就越大(Paschmann et al., 2002)，而粒子的数通量越多就越容易与中性粒子碰撞激发极光，发光强度也越大.因此，沉降粒子的总能通量(平均能量与数通量的乘积)越大，极光的发光强度就越大.沉降粒子的能量越大，可穿透到的高度就越低，在200 km以上，沉降粒子的能量一般在0.5 keV，主要光谱波段为630.0 nm，产生红色极光；而到100多公里的高度，粒子能量在1~10 keV，绿色极光更为主要(Rees, 1963).所以，利用不同高度的极光强度比就可以表征粒子的平均能量，如果557.7 nm波段的强度更大，粒子的平均能量就越大，反之630.0 nm波段的极光更强，粒子的平均能量就越小.

图 5给出了DMSP卫星观测得到的沉降电子平均能量随I_557.7/I_630.0变化的散点分布图，采用双对数坐标系，实线为线性拟合的结果.拟合曲线的斜率实际为0.99，这里取值为1.由图 5可以发现，沉降电子的平均能量与I_557.7/I_630.0呈正相关关系，随着I_557.7/I_630.0的增加而增大.这是因为557.7 nm波段的极光发生高度比630.0 nm波段的极光发生高度低，而能量较高的电子能够沉降到更低的大气层中.I_557.7/I_630.0越大，就表明有更多的电子沉降到更低的大气层中，电子的平均能量就更大.在双对数坐标系中，沉降电子的平均能量与I_557.7/I_630.0拟合的结果较好，因而可以用I_557.7/I_630.0来反演沉降电子的平均能量E.拟合曲线的表达式为

(1)

那么，可由不同高度的极光强度比I_557.7/I_630.0来反演沉降电子的平均能量E：

(2)

其中，平均能量E的单位为eV.

图 5

Fig. 5

图 5 沉降电子平均能量与极光强度比I557.7/I630.0的关系 Fig. 5 Relation between average energy of precipitating electron and I557.7/I630.0 ratio

由图 2我们知道，绿色极光(557.7 nm)的发光强度范围相比红色极光(630.0 nm)的范围更宽，极光弧的主要谱线在绿色波段，因此，I_557.7更合适表征沉降电子的能通量.图 6给出了在双对数坐标系下，沉降电子的能通量JE随极光强度I_557.7变化的散点分布图，实线是由这些散点进行线性拟合得到.由图 6可以看出，随着log (I_557.7)的增大，沉降电子能通量的对数值log (JE)也逐渐增大，并呈现较好的线性关系.拟合曲线的表达式为

(3)

那么，可以得到沉降电子的能通量JE与极光强度I_557.7的关系为

(4)

其中，JE是总的沉降电子的能通量，是各个能量通道测量的能通量的总和，单位为eV·(cm²·s·sr)^-1.

图 6

Fig. 6

图 6 沉降电子总的能通量与极光发光强度I557.7的关系 Fig. 6 Relation between total energy flux of precipitating electron and I557.7 emission intensity

黄河站观测的极光为电子极光，为了判断沉降电子对应的磁层源区，我们对DMSP卫星经过黄河站上空极光弧的事件进行分析，讨论不同源区具有的沉降粒子能谱特征.图 7给出了2003年12月29日发生的一次DMSP卫星穿越黄河站上空极光弧的事件，展示了DMSP卫星穿越全天空图像的轨迹(左)及其相应时刻的粒子能谱图(右).DMSP卫星进入和离开黄河站视野的时间分别为1420 UT (1720 MLT)和1422 UT (1722 MLT).图中左侧给出了1420 UT (1720 MLT)观测的557.7 nm和630.0 nm波段的全天空图像，红线为映射到极光发光高度处DMSP卫星的穿越轨迹，从南到北依次经过了3条极光弧，经过的时刻在图中用“*”标出.右侧从上到下依次给出了DMSP卫星轨迹上I_557.7(绿色实线)和I_630.0(红色实线)随时间的变化曲线，电子(黑点)和离子(红点)的总能通量随时间的变化，电子(黑点)和离子(红点)平均能量的变化，电子能谱图以及离子能谱图.图中三条虚线分别是DMSP经过3条极光弧对应的时刻，由于坐标映射的误差，会使得计算的时刻与实际值之间产生几秒到十几秒的差别.从图中可以明显地看出，极光弧存在的位置会出现一个极光发光强度的峰值，对应到电子能谱图中的一个倒“V”结构.在DMSP卫星路径上，总共经过3条极光弧，其中前两条弧对应的电子总能通量为10¹¹~10¹² eV·(cm²·s·sr)^-1，存在大量1 keV以上的电子，平均能量为1~2 keV，从能谱特征上可以判断这块区域对应的磁层源区是等离子体片边界层(BPS)(Newell et al., 1991b).第3条弧，出现在全天空图像的极向侧，在78°MLAT附近，电子的平均能量较低，为695 eV，并且离子的总能通量和平均能量都随着纬度的增加而逐渐减小(见图 7右图红点随UT的变化)，对应到等离子体幔(Mantle)(Newell et al., 1991a).由于定义有所差别，这种极光弧归类为Hu等(2009)定义的帷幔状极光.

图 7

Fig. 7

图 7 2003年12月29日1420-1422 UT发生的DMSP卫星经过黄河站上空极光弧的事件 左侧为557.7 nm和630.0 nm波段的全天空图像，白色实线沿磁子午线方向，红色实线为DMSP的轨迹.右侧从上到下分别是I557.7和I630.0随时间的变化曲线，电子和离子的总能通量(eV·(cm2·s·sr)-1)和平均能量(eV)的变化以及电子和离子的能谱图. Fig. 7 A case of DMSP passing above YRS between 1420-1422 UT on December 29, 2003 All-sky images (left) of 557.7 and 630.0 nm. The auroral arc intensity (kR), total energy flux (eV·(cm2·s·sr)-1), average energy (eV) and the spectrograms of electron and ion are plotted from top to bottom on the right.

极光弧沉降电子对应的源区除了等离子体片边界层和等离子体幔，还可能是低纬边界层(LLBL).图 8为2003年12月25日1149-1150 UT发生的一次DMSP卫星穿越黄河站上空极光弧的事件.从图中可以看到，DMSP卫星穿越了1条极光弧，弧位于视野赤道向一侧，在极光发光强度的变化曲线上也出现了1个峰值.从电子能谱中，也可以看到对应时刻出现了倒“V”结构.在DMSP穿越极光弧这段时间，大于1 keV的电子数通量较小，并且平均能量较低，小于600 eV，这段区域处于日侧极光卵靠近赤道向一侧，位于75.6°MLAT，这些能谱特征表明这些极光弧位于低纬边界层.

图 8

Fig. 8

图 8 2003年12月25日1149-1150 UT，全天空极光观测图及DMSP探测的粒子能谱图 Fig. 8 All-sky images (left) of 557.7 and 630.0 nm and the spectrogram (right) between 1149-1150 UT on December 25, 2003

在找到的17次DMSP穿越黄河站上空的事件中，共经过40条极光弧.在这些事件中，经过能谱分析，其中大多数日侧极光弧对应的源区BPS，共有33条极光弧，发光强度I_557.7的范围为0.4~5.4 kR；强度比I_557.7/I_630.0大于1，电子平均能量变化范围为537 eV~2.4 keV，平均值为1.1 keV，电子总能通量大于10¹¹ eV·(cm²·s·sr)^-1.在其中还发现6条弧对应到Mantle，发光强度I_557.7的范围为276~457 R；强度比I_557.7/I_630.0为0.4~1.2，电子平均能量变化范围为214~695 eV，平均值为467 eV，电子总能通量小于1.2×10¹¹ eV·(cm²·s·sr)^-1.在这40条弧中，我们仅找到一条弧对应到LLBL，它的发光强度为457 R，强度比I_557.7/I_630.0为0.6，平均能量是417 eV，总能通量是1.2×10¹¹ eV·(cm²·s·sr)^-1.

由表达式(2)和(4)，可利用I_557.7/I_630.0和I_557.7来反演沉降电子的平均能量E和总能通量JE.沉降电子的总能通量JE与平均能量E的关系满足

(5)

J是沉降电子总的数通量，为经过所有能量通道(32 eV~30 keV)的电子数的总和，单位为(cm²·s·sr)^-1. 图 9给出了由反演得到的沉降电子的平均能量E、总的能通量JE和总的数通量J随磁地方时的变化.上图对应沉降电子的平均能量E，实线为平均值的变化曲线，上下两条虚线分别为600和220 eV；中间的图对应总的能通量JE，主要都是在10¹¹~10¹² eV·(cm²·s·sr)^-1；下图对应总的数通量J，实线为平均值的变化曲线，虚线为10⁹ (cm²·s·sr)^-1.根据之前对不同源区的事件分析，我们把平均能量大于600 eV的极光弧归为BPS源区，用红点标示；而平均能量小于600 eV的极光弧，在赤道侧即天顶角小于0( < 76.2 MLAT)的归为LLBL，用绿点标示，而极向侧( < 76.2 MLAT)的归为Mantle，用蓝点标示.从图 9中可以看出，在午前和午后主要源区为BPS；而位于Mantle区的极光弧发生较少，更多地出现在晨昏两侧的高纬，这可能与Lassen和Danielsen (1978)提到的位于极盖区的日向极光弧有关.在磁正午附近(11-13 MLT)，沉降电子的平均能量主要集中在220~600 eV之间，总的能通量大于10¹¹ eV·(cm²·s·sr)^-1，并且总的数通量为~10⁹ (cm²·s·sr)^-1，位于低纬侧，粒子来源于低纬边界层(LLBL).

图 9

Fig. 9

图 9 沉降电子的平均能量(上)、总能通量(中)和总数通量(下)随磁地方时的变化 Fig. 9 Average energy (top), total energy flux (middle) and total number flux (bottom) as a function of MLT

由图 9中沉降电子的总的数通量变化，可以发现在磁正午附近数通量较大，峰值位于磁正午偏午后一侧，而往晨侧和昏侧数通量逐渐减小.图 2和图 3展现出对于相同的I_557.7，I_557.7/I_630.0越靠近磁正午越小.这是因为极光发光强度I_557.7与总能通量正相关，强度比I_557.7/I_630.0与沉降电子的平均能量成正比，从表达式(5)可以看出，当电子数通量大的时候，对同样的能通量，电子的平均能量就越小，因此，磁正午附近I_557.7/I_630.0相对更小.沉降电子的数通量与磁层源区的粒子数密度相关.磁正午附近，源区主要是低纬边界层，对应粒子数密度为1~40/cm³(Sckopke et al., 1981; Li et al., 2011)；而午前和午后主要是等离子体片边界层，对应粒子数密度为0.1~1/cm³，低于低纬边界层(Eastman et al., 1984).因此，磁正午附近，沉降电子的平均数密度相对更大.而数通量在14 MLT附近出现极大值，这是因为这个区域对应的磁层边界层易发生反平行重联(Hu et al., 2014)，从而太阳风中的粒子可以进入磁层再沉降到电离层，使得沉降电子的数通量增加.但是由图 9也可以看出，这个区域的极光粒子源区既可能是等离子体片边界层，也可能是低纬边界层，难以完全区分，一些物理过程还没有研究透彻，还需要进一步分析.

本文利用北极黄河站4年的多波段极光观测数据(包括557.7 nm和630.0 nm)，结合DMSP卫星探测的沉降粒子的能谱数据，统计分析了极光弧的发光强度与沉降电子能谱特征之间的关系，并对不同能谱特征对应的磁层源区进行了讨论，得到的主要结论如下：

(1)日侧极光弧绿色波段在午前暖点和午后热点区出现极大值，平均发光强度分别为2.2和2.9 kR；红色波段的平均强度小于绿色波段，在磁正午附近出现极大值，为1.5 kR.

(2)极光弧的强度比I_557.7/I_630.0随着发光强度I_557.7的增大而增大，当I_557.7由0.1 kR增加到10 kR时，I_557.7/I_630.0也是从0.1增大到接近10.

(3)沉降电子的平均能量正比于极光弧的强度比I_557.7/I_630.0，总的能通量与极光弧的发光强度I_557.7正相关，为指数关系.

(4)产生极光弧的沉降电子在午前和午后扇区主要来源于等离子体片边界层，位于高纬侧的弧也可能源于等离子体幔，在磁正午附近出现的极光弧对应的源区为低纬边界层，主要出现在偏低纬一侧.

沉降电子的能量信息可以通过表达式(2)和(4)反演得到，有助于在没有卫星观测的时候，极光弧对应源区的判断.不同源区极光弧的形态和动态特征的差别也还需要进一步研究.

该研究的极光数据由中国极地研究中心极地大气与空间物理学研究室提供；DMSP数据来自网站http://sd-www.jhuapl.edu/Aurora/.