0 引言

极尖区的概念最早是由Chapman和Ferraro(1931)于1931年首次提出, 已有不少相关的成果(例如，Burch, 1973; Newell and Meng, 1988；Newell et al., 1989; Farrel et al., 1990; Fung et al., 1997; Cargill et al., 2001; Lavraud et al., 2005; Palmroth et al., 2001; Guo et al., 2013).然而，关于极尖区的定义至今没有明确，在研究不同问题时，对其定义也不尽相同.Maynard(2005)认为极尖区是太阳风和磁层进行相互作用的开放磁力线区域，Siscoe等(2005)在利用MHD数值模拟研究极尖区位形时，将极尖区定义为磁层内磁场明显减小的区域.Zong等(2005)和Fritz等(2005)将极尖区的特征归纳为：(1)磁场湍流相对周围降低；(2)粒子密度很高，接近磁鞘中等离子体密度；(3)流速很低(V_x < 60 km·s^-1)；(4)磁场的钟摆角相对磁鞘有明显改变.行星际空间中的等离子体能够沿着磁力线通过极尖区直接进入磁层甚至电离层，所以极尖区对于太阳风-磁层-电离层相互耦合有着重要作用，但受限于观测数据，目前关于不同高度极尖区的研究工作还不是很多.

在低高度上，Newell和Meng(1988)利用DMSP卫星选取了约12000个极尖区低高度穿越事件，研究了极尖区的位置与行星际磁场的关系.发现极尖区位置处于磁纬度73°~80°之间，磁地方时10.5~13.5 h之间.另外研究结果还表明：在北半球，B_y < 0 nT时，极尖区朝晨侧移动；在南半球，B_y>0 nT时，极尖区朝昏侧移动.随着南向行星际磁场(Interplanetary Magnetic Field，IMF)增加，极尖区朝赤道方向移动，而在北向IMF时，极尖区位置几乎不动.在B_x方面，没有明显的位置变化关系.

在中高度上，郭建广等(2005)和Guo等(2013)利用Cluster卫星，选取304个中高度极尖区穿越事件.提出影响极尖区位置的因素有太阳风动压、偶极倾角和行星际磁场.其结果显示：偶极倾角每增加1°，北半球极尖区移动0.065° ILAT，南半球极尖区移动0.048° ILAT，其中，ILAT(Invariant Latitude)为磁不变纬度，是由磁力线追踪计算得来的.当B_y>3 nT时, 北半球极尖区朝昏向移动，当B_y < 3 nT时，北半球极尖区向晨侧移动；南半球则相反.B_z对极尖区位置的影响与低高度的研究结果相同，随着南向B_z的增加，极尖区位置向低纬度方向移动，在B_z为北向时，位置几乎不动.

在高高度上，Zhou等(2000)利用在高高度运行的POLAR卫星选取了459个6~8R_E高度的极尖区穿越事件，对影响极尖区位置的行星际磁场条件进行统计研究.发现南向行星际磁场越强，极尖区朝赤道方向移动越明显；随着正向B_y的增强，极尖区朝向昏侧方向移动.而北向行星际磁场与极尖区位置的变化关系不明显.

综上三个高度范围极尖区的不同工作，讨论B_z对极尖区位形的影响时，结论基本一致，只是在纬度上，低高度区域的纬度相比高高度区域的纬度略高，呈现出下窄上宽的漏斗状.关于B_y对极尖区的影响尚存在争议.Escoubet等(1995)对DSMP卫星和DE-1卫星观测数据进行分析时，得出结论：当B_y < 0 nT时，极尖区位置明显向晨侧移动，当B_y>0 nT时，向昏侧方向移动.然而，许多观测极尖区加速粒子的工作却得到相反结论(Woch and Lundin, 1992; Sandholt et al., 1993; Karlson et al., 1996; Weiss et al., 1995)，此问题有待进一步深入的研究.另外，行星际磁场B_x对磁层顶的影响也日益受到关注(e.g., Dušík et al., 2010; Tang et al., 2013; Suvorova and Dmitriev, 2015)，然而目前研究B_x对极尖区影响的工作并不是很多.

本文利用Cluster卫星C1数据库，选取2001—2010年间的616个各高度上的极尖区穿越事件进行统计研究，分析行星际磁场B_x、B_y和B_z对极尖区位形变化的影响.

1 数据与方法

Cluster卫星具有高时间分辨率的粒子数据，本文的粒子数据来自于CIS(Cluster Ions Spectrometry)探测仪，电子数据来源于PEACE(Plasma Electron And Current Experiment)仪器，磁场和位置信息来源于FGM(FluxGate Magnetometer)探测仪，行星际磁场数据来源于OMNI数据(http://cdaweb.gsfc.nasa.gov).其中，数据源提供的等离子体温度是平行于磁场的温度和垂直于磁场的温度，因此，本文将温度换算成动力学温度(郭建广等, 2005)，换算公式为

其中，T_⊥为垂直于磁场的温度，T_‖为平行于磁场的温度.

对于极尖区的穿越判据，我们参照Zhou等(1999)使用POLAR卫星数据研究极尖区时的穿越判据，建立了Cluster卫星穿越极尖区的判据：低能粒子和电子密度要有突增，并大于5 cm^-3；要有明显的He⁺⁺离子存在，数密度要大于0.5 cm^-3；电子的热能要小于100 eV.最后，结合T96模型(Tsyganenko and Stern, 1996)模拟出磁力线以及对应时间卫星所在的位置，进一步判定是否存在极尖区的穿越事件.如果在T96模型无法明确卫星是否穿越极尖区时，需要根据电子的密度进一步确认，当电子密度突然增大时，表明卫星从密度小的区域进入密度大的区域，即通过极向边界进入极尖区；反之则通过赤道向边界离开极尖区.此外，为了减小太阳风动压对极尖区的影响，本文我们选取动压均小于4 nPa的事件进行研究.

图 1是2001年8月25日Cluster/SC1卫星穿越极尖区期间的运行轨迹以及T96模型模拟出磁力线.从图中可直观地看出2001年8月25日的两次极尖区边界穿越过程, 其中一次极区向穿越发生在21:51 UT，另一次是赤道向穿越发生在22:20 UT.

图 2是Cluster/SC1卫星穿越极尖区期间的各参数变化情况，其中第一栏是FGM仪器所测得的磁场强度，黑色实线为B_x，蓝色实线为B_y，红色实线为B_z，绿色实线为总磁场B.在极尖区中磁场三分量都有明显的减弱；第二栏和第三栏是CIS仪器所测得的质子密度和He⁺⁺离子密度，都有显著增加；第四栏PEACE仪器所测得的电子密度，瞬间突增至标准线以上(横点虚线)；第五栏是热离子密度，也有很明显的突增情况；第六栏是电子的能量，虚线为100 eV标准线.图中两条竖虚线就是我们依照卫星穿越极尖区的判据判定的极尖区穿越点，两条虚线中间的区域就是极尖区的范围.所对应的时间为21:51—22:20 UT.横点虚线表示判据中的各参量标准线.图中可以看出，在极尖区穿越时间内，磁场强度明显减小；质子和He⁺⁺离子的密度都分别有突然增加，超过15 cm^-3和1 cm^-3；电子的密度大约为100 cm^-3；电子温度在穿越极尖区时也迅速降到100 eV以下；热离子的密度，超过50 cm^-3.这些特征均符合相应的判据.

图 3是2001年8月25日Cluster/SC1卫星穿越极尖区期间CIS仪器中热离子的各项参数变化情况.图中第一栏是FGM仪器所测得的总磁场强度；第二栏是FGM仪器观测所得的磁场三分量.第三栏是热离子的速度三分量.第四栏是热离子的密度；第五栏是热离子的温度，这里的温度是热离子所对应的温度，所以不用转换成动力学温度；第六栏是热离子的能量谱.时间的下方给出了卫星的具体位置.图 3表明，磁场强度与图 2中的磁场强度相同，在穿越极尖区时均有不同程度的减小，B_x的减小程度弱于B_y和B_z.离子的速度V_z分量迅速从0 km·s^-1降到-100 km·s^-1，再结合卫星所在的位置，判断处于北半球，所以可以表明离子是沿着北半球的磁力线进入磁层的，所以速度z分量呈现负增长.V_x有明显正向突增，说明离子正从磁尾向极区的方向移动，进一步验证了这是一次极区向边界的穿越.此外，图 3中总磁场出现了三次明显减小的过程，在第六栏的能量谱中，也出现了能量两次增大又减小的反复过程，猜测可能是边界由于扰动出现了摆动的情况(Zong et al., 2004; Shi et al., 2009a).

图 2和图 3利用不同组数据内容，表明不同粒子遇到极尖区边界时都有不同程度的密度上的突增或突减.图 2完全按照判据来判断是否为极尖区穿越，图 3是图 2判据之外的一个补充.可以根据离子的运动方向和离子通量的增加判断离子的状态结合卫星的位置信息和极尖区的特征进行对比.

在寻找穿越点的过程中，高高度(>6R_E)的判断比较困难，由于在高高度上存在许多的边界层，比如高纬进入层、磁层顶、等离子体幔、磁尾瓣等结构.在高高度时，卫星在很多情况下只穿越极区一侧边界而后直接进入磁鞘中，所以对赤道一侧的统计结果影响不大，但是对极区一侧的判断容易与其他小尺度结构和极尖区尾向一侧的太阳风进入区混淆(Shi et al., 2009b, 2013)，所以在判断时更加依赖于粒子的能量谱，以及粒子通量的进入方向，向下的粒子通量较大时，就判断为极尖区穿越事件.本文尽量避免错误的判断，但是不排除个别判断错误的情况，对统计结果的影响应该有限.

图 4为磁地方时(Magnetic Local Time)MLT-ILAT坐标系下所有穿越点的分布情况，依照上述判断条件，共搜集了616个穿越点.其中，北半球364个，南半球252个.穿越点位置大多集中于10~14 h MLT之间，70°~85° ILAT之间.此处，Zhou等(2000)利用Polar卫星统计出穿越的位置范围是69°~87° ILAT和-0700~1700 MLT，本文使用的是Cluster卫星，穿越点的位置一致，但是其MLT位置更宽，因为他研究的高度更高，极尖区呈上宽下窄的极尖状，所以在高高度上的MLT范围更广，而本文从低到高高度的穿越点都有，所以范围上可能有些许不一致.郭建广等(2005)也是用的Cluster卫星，但是其穿越点只包含了中高度的区域，而且时间范围短，本文的穿越点是在他研究的基础上做的一个补充.由于数据点的限制，所以本文未将不同高度、不同边界进行分类.在未来的工作中，可以进一步探讨不同参数对不同高度、不同边界极尖区位形的影响.

2 结果与讨论

图 5为极尖区磁不变纬度位置和B_x分量的关系图.图中B_x分为[-6, -4)、[-4, -2)、[-2, 0)、[0, 2)、[2, 4)、[4, 6]共六段，水平红色实线表示每2 nT长度对应纬度的平均值，红色虚线为每段对应的标准差.黑色虚线表示B_x正负分界线.当IMF为北向时，随着|B_x|的增大，极尖区向高纬移动，B_x越接近零，纬度越低.当IMF为南向时，则刚好相反.而IMF B_x对北半球极尖区位置的影响目前没有发现明显的移动变化趋势，故不作提及.

此外，由于B_x只能表征IMF的大小而不能描述IMF的矢量方向，所以近年来行星际磁场锥角(cone angle)对磁层顶的影响受到大量关注.行星际磁场锥角为太阳风速度与行星际磁场之间的夹角，当锥角为0°时，由IMF B_x占主导，当锥角为90°时，由IMF B_z占主导.所以，本文进一步研究了行星际磁场锥角对极尖区位置的影响.

图 6为行星际磁场锥角和极尖区纬度位置的关系图.锥角>90°时，随着锥角的增大，ILAT有向高纬移动的大致趋势.从移动的幅度方面考虑，当-6 nT < B_x < 0 nT时，极尖区的移动幅度为1.6° ILAT，当90° < cone angle < 180°时，极尖区的移动的幅度为2.4° ILAT.锥角的移动幅度明显大于B_x的移动幅度.此外，由于当B_x=0 nT时，cone angle=90°，此时为B_z占主导，所以当cone angle≈90°时，极尖区的位置移动主要考虑B_z的影响，所以导致了图 6中90°附近的极尖区位置变化尚不明确.此外，由于北半球的影响不明显，所以本文只对南半球做了分析.因为B_x < 0时所对应的是锥角>90°的情况，所以这里分析锥角大于90°时的情况.

Cowley(1981)提出B_x分量会产生午夜不对称性，B_y分量会产生晨昏不对称性.而B_x和B_y之间也存在很高的关联性，只是相对于B_y的影响，B_x所带来的影响相对较弱.B_x和B_y效应也与重联点的位置有关, 由于有B_x的影响，重联点不会正好处于磁层顶的日下点距离处，而是会发生在日下点附近的位置，如图 7所示.

图 7给出了当B_z < 0, B_x < 0时，B_x分量影响极尖区位置的示意图.文本利用行星际磁场的正负值判断重联点的大致位置，再对其磁力线的移动以及移动速度判断极尖区的位置变化.当B_z < 0, B_x < 0时，如图 5b和图 7所示，磁重联发生的位置处于南半球磁层顶的低纬度地区，导致南半球重联点处的磁力线具有更快的速度拉拽向磁尾，导致没有足够的时间回到阳面磁层，以至于新形成的赤道向极尖区边界比重联之前的边界纬度要低，即极尖区的位置向低纬方向移动.同理，当B_z>0, B_x < 0时，如图 5a所示，磁重联可能发生在南半球的高纬区域，或北半球的磁尾瓣区域.当重联的X线处于南半球极区处，南半球极尖区比北半球极尖区位置受到行星际磁场影响较大，于是南半球极尖区的位置随着磁力线的拖拽更快地向高纬移动，但是IMF B_x对北半球极尖区位置的影响目前没有找处明显的移动变化趋势，若继续扩充数据点进行研究，可能会找出IMF B_x对北半球极尖区位形的影响.综上所述，当B_x < 0时，无论B_z为南向或北向时，重联点都可能发生在南半球上，所以图 5中针对南半球极尖区的位置变化会产生一定的规律性.当B_x为正时，极尖区位置相对稳定.此外，极尖区在北半球的变化无明显规律，故不作提及.

图 8为极尖区MLT和B_y分量的关系图.随着B_y负值的增大，北半球极尖区朝昏侧移动，而南半球极尖区朝晨侧移动.然而，Zhou等(2000)只在B_z为南向且B_y为正值的条件下，观测到极尖区有一个明显的昏向移动，其余情况下均无明显规律性，但是文中所用数据只有北半球部分，而本文所涉及的数据兼顾南北半球，所以无法作全面的比较，只比较北半球部分发现同样南向IMF条件下，本文结论是B_y为正值时无明显明显规律性，但是随B_y负向的增大，有一个轻微晨向的移动.而郭建广等(2005)的结论是当B_y在-3~3 nT范围内时，极尖区位置移动不明显，只有在B_y>3 nT和B_y < -3 nT时，极尖区位置分别向昏侧和晨侧方向移动.上述前人对B_y影响的研究结果与本文研究结果均不一致，可能由所使用的卫星数据不同或是条件判据不同造成的，有待进一步探究.

B_y分量是导致晨昏不对称的一个重要因素.开放通量管在B_y分量的作用下会产生东西方向的张力，导致晨昏不对称性.重联点X线就会产生一个B_y方向上的扭转(Atkinson, 1972; Jørgensen et al., 1972; Russell and Atkinson, 1973; Stern, 1973; Gonzales and Mozer, 1974; Crooker, 1979)，使得朝磁尾移动的开放通量管同样具有晨昏不对称性.当B_y和B_z都小于0时，通量管从北半球昏侧进入，并从南半球晨侧离开，也导致了在B_y分量的影响下具有南北半球间的不对称性.由于存在B_x和B_y的共同效应，从而使得重联引起的极尖区位置的变化复杂化.

Zhou(2000)和郭建广等(2005)则利用反平行重联模型来解释B_y分量与极尖区位置变化的关系.在反平行重联模型中，当B_y < 0时，重联点分别位于南北半球各一个，北半球的重联点位于晨侧，极尖区随之向晨侧移动；南半球的重联点在昏侧，极尖区就会朝昏侧移动.当B_y大于0时，重联点位置相反，极尖区的移动也相反.

图 9为极尖区磁不变纬度位置和B_z分量的关系图.由于穿越点分布离散，大部分点集中在-6~6 nT之中，故在-6~6 nT范围内每2 nT计算一个平均值，而这个范围以外则每5 nT计算一个平均值.当IMF为南向时，南北半球都明显向低纬度方向移动，当IMF为北向时，极尖区位置移动几乎没有变化.这个结论与Zhou等(2000)，Newell and Meng(1989)和郭建广等(2005)的结论基本一致.

IMF南向分量的增大会加快磁层顶处的重联速率，同时远磁尾重联的X线还没有足够的时间流回磁层向阳面，导致向阳面的磁通量减少，磁层顶随之向地球方向收缩，极尖区的纬度位置随之变低.当IMF北向分量增大时，磁场重联点处在高纬或尾瓣区域，极尖区位置相对稳定.然而Zhou等(2000)指出，B_z分量为北向时，在低纬地区仍然有可能发生磁重联，但是目前这一现象尚未被证实.

3 总结

本文利用Cluster/SC1卫星依据判据选取616个极尖区穿越点数据，数据点高度范围在3~10R_E之间，时间范围在2001—2010年之间.为减小太阳风动压的影响，进一步挑选动压小于4 nPa的事件进行研究，并且对温度进行了动力学温度的换算.本文建立了极尖区穿越的判断依据，通过磁场的减小，粒子的能谱特征，低能量和密度突增突减，分析粒子的状态，并判断卫星的位置，找到了364个北半球极尖区穿越点和252个南半球极尖区穿越点.然后研究了B_x、B_y和B_z效应对极尖区位置的影响，表明行星际磁场对极尖区的等离子特性起到很重要的作用，以致对极尖区的位置变化产生很大的影响.本文得出以下结论：

(1) 当B_z为北向时，随着B_x负向的增大，极尖区的磁不变纬度向高纬度方向移动；当B_z为南向时，随着B_x负向增大，极尖区的磁不变纬度略微向低纬度方向移动.锥角>90°时，随着锥角的增大，ILAT有向高纬移动的趋势.

(2) 当B_z南向时，随着B_y的负向增大，极尖区在北半球向晨侧移动，在南半球向昏侧移动.并且与前人工作结果都不一致，有待进一步研究.

(3) 当B_z南向增加时，南北半球两个极尖区的磁不变纬度都朝赤道方向移动；但在北向时几乎没有移动.

致谢  感谢审稿人提出的宝贵意见，感谢傅帅在修改过程中提供的帮助.Cluster数据有CSA(Cluster Science Archive)提供.