2018, Vol. 61
2. 中国气象局空间天气重点开放实验室, 国家空间天气监测预警中心, 北京 100081;
3. 中国科学院地球与行星物理重点实验室, 中国科学院地质与地球物理研究所, 北京 100029;
4. 中国科学院地球科学研究院, 北京 100029
2. Key Laboratory of Space Weather, National Center for Space Weather, China Meteorological Administration, Beijing 100081, China;
3. Key Laboratory of Earth and Planetary Physics, Institute of Geology and Geophysics, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100029, China;
4. Institutions of Earth Science, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100029, China
地球等离子体层是内磁层重要组成部分，也是磁层中最接近地球的区域.等离子体层中充斥着大量的冷等离子体，其典型的电子密度为10~104 cm-3，能量约为1 eV (Chiu et al，1979)，温度约为3000~5000 K (Horwitz，1986).等离子体层顶的位置和形状与地磁活动和行星际太阳风关系密切，且在磁赤道面上主要位于3.0~6.0 RE(RE代表地球半径，1 RE=6378 km)的范围内(Laakso and Jarva, 2001).等离子体层是内磁层耦合中的重要部分，与电离层、辐射带、环电流之间存在重要的耦合关系.
等离子体层中主要离子成分包括H+，He+，O+，其中H+含量约占85%，He+离子含量位居第二，约占5%~10%，O+含量约1%~5%(Horwitz, 1986).等离子体层中的He+的显著特征之一是共振散射太阳30.4 nm极紫外辐射(Meier, 1991)，其散射强度与散射点离子密度成正比.等离子体层粒子的散射谱线主要有两条：He+ 30.4 nm和O+ 83.4 nm.由于O+散射率远低于He+散射率，O+在等离子体层中的含量远小于He+含量，而且等离子体层中H+没有可用的光学辐射，所以He+ 30.4 nm辐射成为了等离子体层观测的最佳选择.IMAGE卫星(Burch, 2000)上搭载的EUV成像仪(Sandel et al., 2000)可以观测地球等离子体层He+ 30.4 nm辐射，并首次获得了投影于磁赤道面上完整的地球等离子体层极紫外辐射图像.EUV首次直观地观测到等离子体层顶、等离子体层尾(plume)等的全局结构，并且认识到在等离子体层中还有其他的特殊结构, 如等离子体层肩(shoulder)、槽(trough)等(Sandel et al., 2001, 2003; He et al., 2013).
通过处理IMAGE-EUV在2000年5月到2002年12月的观测资料，发现在地磁平静时期，地球等离子体层中的离子不断向外扩张；在地磁活跃时期，等离子体层会向地球方向收缩，在日侧的等离子体层顶位形变化更多，而在夜侧，等离子体层顶的位形比较稳定.同时在等离子体层顶的位形发生变化时，其结构也会发生较大改变(Zhang et al., 2013).等离子体层尾一般都出现在磁地方时(MLT)为14:00—18:00的区域内，一般等离子体层尾的典型尺寸为长3~5 RE，宽度为0.5~1.0 RE，从2000年5月20日至8月31日之间EUV的数据来看，等离子体层尾通常出现在Kp指数为5的数小时后(Sandel et al., 2001).目前对等离子体层顶全局结构尤其是太阳活动高年期间的变化特性研究还不够深入，特别是不同地磁活动对不同MLT的等离子体层顶的影响特征(Larsen et al., 2006；Katus et al., 2015; Cho et al., 2015; Liu et al., 2015).本文将依据太阳活动高年期间IMAGE卫星观测的大量等离子体层全局图像，反演构建磁赤道面等离子体层顶位形，建立等离子体层顶数据库，统计研究太阳活动高年期间不同地磁活动对不同MLT等离子体层顶结构的影响.
1 观测数据及反演本文所使用的数据来自于美国宇航局(NASA)在2000年5月发射的极轨卫星IMAGE(Burch，2000).该卫星远地点约为8 RE，近地点为1000 km, 轨道周期为14 h，自旋周期为2 min，自旋平面与轨道面重合.IMAGE卫星上搭载有一台极紫外成像仪，成像仪安装在卫星赤道面内，通过卫星自转实现在远地点区域对等离子体层顶极紫外辐射进行整体扫描.
为了从EUV图像中反演得到磁赤道面等离子体层顶位置，本文采用了He et al.提出的最小L算法(He et al., 2011).在等离子体层EUV图像中存在30.4 nm辐射强度剧烈下降的边界，该边界可视为与等离子体层顶对应(Goldstein et al., 2003).最小L算法的原理是：在EUV图像中等离子体层顶边界像元对应的光线与等离子体层顶相切，因此，与该光线相交的磁力线中，具有最小L值的磁力线即对应等离子体层顶(Wang et al., 2007; He et al., 2011).采用IGRF地磁内场模型和Tsyganenko地磁外场模型(Tsyganenko and Sitnov, 2007; Sitnov et al., 2008)，将光线上每一点相交的磁力线追迹至磁赤道面上，得到一条光线曲线，该曲线上L值最小的点即为等离子体层顶.通过人工提取EUV图像中的等离子体层顶边界像元，并基于IMAGE卫星的工作模式、轨道等信息，即可获得磁赤道面上等离子体层位置，每一个等离子体层顶位置点包括其磁地方时(MLT)和L值.
最小L算法运行步骤主要分为以下四步: (1)确定地心像素.EUV图像的视线投影于地球中心的像素位置.计算其他视线像素需要以该像素为参考，同时要知道EUV成像仪的位置和指向.(2)计算视线矢量.确定地心像素后，根据极紫外图像分辨率信息和对应的地心像素，计算每个通过等离子体层边界像素的视线矢量.(3) L值的计算和曲线绘制.对于每一条穿越等离子体层边界像素的视场线，当该视场线与磁力线相交时，就可以找出最小的L值的点，以此可以计算出这个点在磁赤道面上的坐标值(L，MLT)，其中L代表径向距离，MLT代表磁地方时.当所有像素点确定后，就可以在磁赤道面上描绘一条曲线，该曲线是由(L，MLT)定义的点组成的.(4)曲线平滑处理.由于(L，MLT)是不连续的，所以需要用一条光滑的曲线来描述等离子体层顶，通过B样条差值法对曲线作光滑处理，所获的曲线即为磁赤道面的等离子体层顶.
为了保证数据的可靠性，我们只选取了EUV数据中具有明确边界的图像进行处理，要求图像中边界强度变化至少为1个数量级.图 1给出了等离子体层顶反演的示例，图 1a为等离子体层极紫外图像，其中黑色圆圈代表地球，白色曲线代表从EUV图像中提取的等离子体层顶轮廓，图 1b为根据最小L算法反演得到的磁赤道面等离子体层位置.
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图 1 (a) 等离子体层极紫外图像；(b)采用最小L算法反演得到的磁赤道面等离子体层顶位置 Fig. 1 (a)Plasmaspheric EUV image; (b)plasmapause locations on the magnetic equatorial plane determined with the Minimum L Algorithm |
通过对IMAGE卫星2000—2002年数据的处理，我们挑选了3579幅具有清晰等离子体层顶结构的图像，反演得到其等离子体层顶位置数据，并将等离子体层顶位置数据重采样为1 h磁地方时分辨率后，对应的MLT分布如图 2所示.从图中可以看出，在夜侧等离子体层顶位置数量较多，一般在3000左右，而在日侧，由于以下原因等离子体层顶位置数量较小，特别是在12~18 h MLT区域.首先，由于在日侧，IMAGE卫星的极紫外成像仪受太阳光照污染，数据量小；其次，日侧经常出现等离子体层尾(Darrouzet et al., 2008)，同时在杂光影响下，强度变化梯度较小，很难从中判别等离子体层顶位置.
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图 2 不同MLT等离子体层顶位置数据量分布图, MLT采样间隔1 h Fig. 2 MLT distribution of the plasmapause locations with sampling intervals of 1 h |
基于该等离子体层顶数据库，本文将对等离子体层顶对地磁活动的响应进行研究，包括不同地磁活动(磁暴、亚暴)下等离子体层顶位形的变化特征、等离子体层顶位置与地磁活动指数(Kp、Dst和AE)的相关性及其变化趋势，为后续建立等离子体层顶模型奠定基础.
2 等离子体层顶位形随地磁活动变化我们将IMAGE/EUV观测数据进行处理后，可通过在时间上与Kp指数，AE指数，Dst指数的时间进行匹配，获得等离子体层顶(RE和MLT)的数据与地磁指数匹配后获得的新的数据库.在这个过程中，我们利用了京都大学的世界地磁数据中心提供的Dst指数和AE指数(http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/)以及德国地球科学研究中心(GFZ)提供的Kp指数.
2.1 等离子体层顶位形变化与地磁指数分布统计利用上述所获得的等离子体层顶数据库，我们对等离子体层顶位形变化与地磁指数之间的关系进行统计分析发现，不同地磁指数与等离子体层顶的分布情况略有不同，但总体位形的分布趋势是相近的.在以地磁指数为参考的等离子体层顶分布图上，我们可以发现等离子体层顶的分布一般出现在2.0 RE~8.0 RE之间，如果有强烈的地磁活动等离子体层顶有时会略微向2.0 RE内收缩.
在图 3中，根据地磁指数将等离子体层顶数据分成了四部分，其中AE指数的分级为：0 nT < AE≤200 nT(黑色)、200 nT < AE≤500 nT(蓝色)、500 nT < AE≤1000 nT(绿色)、AE≥1000(红色)；Dst指数的分级为：Dst>-30 nT(黑色)、-50 nT < Dst≤-30 nT(蓝色)、-100 nT < Dst≤-50 nT(绿色)、Dst≤-100 nT(红色)；Kp指数分级为：0≤Kp≤2+(黑色)，3-≤Kp≤4+(蓝色)，5-≤Kp≤6+(绿色)，Kp≥7-(红色).
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图 3 不同AE、Dst和Kp指数的磁赤道面平均等离子体层顶位形 Fig. 3 Shapes of the plasmapause on the magnetic equatorial plane for different AE, Dst and Kp |
从以AE指数为参考的等离子体层顶位形的平均分布图来看，等离子体层顶会随着AE指数的增加而向地球方向收缩；在日侧，当AE指数大于1000 nT时，等离子体层顶在12:00—18:00的区域内有明显的向日侧扩展，当AE指数小于200 nT时，等离子体层顶平均位置在5.0 RE左右.说明亚暴活动对等离子体层顶演化也具有重要贡献(Goldstein et al., 2007).
从以Dst指数为参考的等离子体层顶位形的平均分布图上来看，在夜侧，等离子体层顶位置随Dst指数的减小而收缩，在Dst指数小于-100 nT时(强磁暴)，等离子体层顶平均位置可收缩至3.0 RE以内；在日侧，等离子体层顶在Dst指数小于-50 nT时会出现明显的等离子体层尾状结构，而在Dst小于-100 nT时更加明显，这说明等离子体层尾更容易在强磁暴期间产生.
从以Kp指数为参考的等离子体层顶位形的平均分布图上来看，在Kp指数小于2时，等离子体层顶的位形基本成圆形分布，其平均距离约为4.0 RE；等离子体层顶位置随Kp指数的增加而缩小，在Kp指数大于7时(强磁暴)，等离子层顶的位置可收缩至3.0 RE以内，日侧等离子体层顶位形变得不规则，说明地磁活动期间，强烈的磁层内部大尺度对流会使等离子体层结构变得复杂.
2.2 等离子体层顶位形变化与地磁指数的拟合为了更加直观地了解等离子体层顶位形变化与地磁指数的关系，我们利用线性拟合公式(Press et al., 1992)
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(1) |
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(2) |
式中a为截距，b为斜率，y为等离子体层顶位置，x为观测等离子体层顶时对应时间的地磁指数(log10AE, log10|Dst|或Kp).同时计算了等离子体层顶位置与地磁指数之间的相关性，相关系数R的计算公式
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(3) |
式中y为等离子体层顶位置，x为等离子体层顶对应时间的地磁指数.
2.2.1 AE指数拟合结果在图 4中，横坐标表示AE指数的对数值(log10AE)，纵坐标表示等离子体层顶位置，蓝色的点表示Dst指数大于-50 nT时等离子体层顶位置随log10AE指数的分布，即地磁活动平静时期的分布；红色的点表示Dst指数小于-50 nT时等离子体层顶位置随log10AE指数的分布，即发生地磁扰动时的分布.图 4中点代表以AE对数值0.1为间隔平均的等离子体层顶位置，其标准偏差由误差棒给出.在图 4的每一个子图中，R值代表了线性相关系数，R为负值代表负相关，正值代表正相关，R绝对值越大代表相关性越强；线性拟合的斜率由b给出，b的绝对值越大，代表等离子体层顶位置随AE指数的增加减小越快.从图 4中发现以下现象：
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图 4 AE指数与等离子体层顶位置的相关性.每个子图中横坐标为log10 AE, 纵坐标为等离子体层位置 Fig. 4 Correlation between AE and plasmapause locations at different MLTs. The horizontal axis is alog10 AE, and the vertical axis represents plasmapause location in each panel |
(1) 在大多数磁地方时的空间区域，等离子体层顶位置与AE指数之间存在明显的负相关性，即随着AE指数的增加，等离子体层顶位置向地球方向移动.在夜侧和上午时段，相关性较强，而在下午和昏侧相关性较弱，可能跟该区域内等离子体层复杂的动力学特征有关.
(2) 在MLT=00至MLT=10之间，以及MLT=19至MLT=23期间，等离子体层顶位置随AE的减小幅度随MLT减小，表明在该范围内，随着MLT的增大或减小，AE指数对等离子体层顶变化的贡献逐渐减小.在MLT=11至MLT=18之间，等离子体层顶随AE指数变化的斜率在0附近，表明在该范围内，AE指数对等离子体层顶演化贡献极小.
(3) 通过对比图中红色直线和蓝色直线发现，在大多数磁地方时的空间区域, 且在地磁活动较强时(Dst < -50 nT)，等离子体层顶随AE指数变化的斜率小于在地磁活动平静时.这说明，地磁活动较强时，即发生地磁暴时，地磁亚暴对等离子体层顶变化的贡献较小，而在平静期地磁亚暴贡献较大.
2.2.2 Dst指数拟合结果在图 5中横坐标均表示Dst指数绝对值的对数值(log10|Dst|)，纵坐标表示等离子体层顶位置(范围2~8 RE)，由黑色的点代表不同Dst指数时的等离子体层顶位置分布，红线表示线性拟合结果. 图 5中黑点代表以|Dst|对数值0.1为间隔平均的等离子体层顶位置，其标准偏差由误差棒给出.在图 5的每一个子图中，R值代表了线性相关系数，R为负值代表负相关，正值代表正相关，R绝对值越大代表相关性越强；线性拟合的斜率由b给出，b的绝对值越大，代表等离子体层顶位置随log10|Dst|的增加减小越快，即磁暴越强，等离子体层顶位置减小越剧烈.从图 5中可以发现：红色拟合线斜率和相关系数均为负值，说明等离子体层顶边界随Dst指数的增加而减小.斜率随MLT的变化呈现如下特性：从子夜开始，斜率逐渐增大，至MLT 10点开始，斜率开始下降，而MLT 15点至子夜，斜率又逐渐增大.此外，夜侧等离子体层顶与Dst指数的相关系数整体高于日侧.
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图 5 Dst指数与等离子体层顶位置的相关性.每个子图中横坐标为log10 |Dst|, 纵坐标为等离子体层顶位置 Fig. 5 Correlation between Dst and plasmapause locations at different MLTs.The horizontal axis is alog10 |Dst|, and the vertical axis represents plasmapause location in each panel |
在图 6中横坐标均表示Kp指数，纵坐标表示等离子体层顶位置(范围2~7 RE)，由黑色的点代表不同Kp指数时的等离子体层顶位置分布，红线表示线性拟合结果.图 6中黑点代表以Kp值0.33为间隔平均的等离子体层顶位置，其标准偏差由误差棒给出.在图 6的每一个子图中，R值代表了线性相关系数，R为负值代表负相关，正值代表正相关，R绝对值越大代表相关性越强；线性拟合的斜率由b给出，b的绝对值越大，代表等离子体层顶位置随Kp指数的增加减小越快.从图 6中可以发现：红色拟合线斜率和相关系数均为负值，说明等离子体层顶边界随Kp指数的增加而减小.斜率随MLT的变化呈现单峰特性，极值位于昏侧附近，斜率从子夜至晨侧逐渐减小，而从昏侧至子夜又逐渐增大.这种变化情况说明，以往以Kp指数为输入的等离子体层顶模型中，不考虑MLT的变化可能无法真实反映不同MLT等离子体层顶的变化规律(Carpenter and Anderson, 1992; Moldwin et al., 2002).
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图 6 Kp指数与等离子体层顶位置的相关性.每个子图中横坐标为Kp, 纵坐标为等离子体层位置 Fig. 6 Correlation between Kp and plasmapause locations at different MLTs.The horizontal axis is Kp, and the vertical axis represents plasmapause location in each panel |
本文利用IMAGE卫星EUV相机观测的等离子体层图像，并采用最小L算法反演磁赤道面等离子体层顶位置，建立了等离子体层顶位置数据库.IMAGE卫星主要工作在太阳活动高年.相较于其他卫星等离子体层顶穿越观测资料来看，采用EUV图像反演得到的等离子体层顶数据库具有时间分辨率高、能够获取等离子体层顶全局结构的优点.使用该数据库可以很好地研究不同地磁活动对等离子体层顶全局结构的影响.本文统计研究了不同地磁活动对等离子体层顶位形的影响以及等离子体层顶位置与地磁指数的相关性，结果表明：
(1) 等离子体层顶会随着地磁指数的增加而向地球方向压缩，但在地磁活动活跃期的日侧，等离子体层顶会随着地磁指数的增加而增加，这可能是由于磁暴期间等离子体层尾状结构产生的结果.
(2) 通过对等离子体层顶位置和地磁指数的拟合发现除下午至昏侧范围变化较复杂外，其他MLT范围内，等离子体层顶位置均与地磁活动呈现明显的负相关性，且等离子体层顶随地磁指数的变化趋势具有显著的MLT分布特性，这说明在构建以地磁指数为参数的等离子体层顶模型时，必须考虑等离子体层顶随MLT的变化特性.
(3) 亚暴活动对等离子体层顶的贡献在不同地磁活动期间有所不同，磁暴期间，亚暴的贡献小，而地磁平静期亚暴的贡献大.
本文研究工作为后续建立等离子体层顶模型提供了重要的基础，下一步工作我们将进一步考虑等离子体层顶位置与太阳风和行星际磁场参数之间的相关性，并建立一个较完善的地球等离子体层顶模型，研究不同太阳活动和地磁活动的地球等离子体层顶动态结构特性.
致谢感谢IMAGE EUV项目组的T.Forrester博士提供EUV数据及相关处理软件.感谢京都大学世界地磁数据中心(Kyoto World Data Center for Geomagnetism)提供Dst和AE指数，感谢德国地球科学研究中心(German Research Center for Geosciences)提供Kp指数.感谢本文的审稿专家对本文提出的宝贵意见.
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