0 引言

作为电离层与磁层耦合的重要途径，场向电流(FAC)是行星际磁场与地磁场通过相互作用、传输能量与动量传输的重要过程(Wolf, 1975).Iijima和Potemra(1978)首次通过单颗卫星Triad的观测证实了高纬极侧的一区场向电流和赤道侧二区场向电流的存在(Iijima and Potemra, 1976)，在行星际磁场北向的条件下发现了0区场向电流(Iijima and Potemra, 1978).后又通过多颗卫星的联合观测探究小范围场向电流特征(Dunlop et al., 2015), 或结合地面雷达等设备，进行多方位探究(Juusola et al., 2016).但上述场向电流数值都是通过假设存在无限大电流片的磁场数据计算获得，并未考虑垂直轨道方向的磁场变化.而Swarm伴飞卫星A/C提供了垂直轨道方向的磁场数据，可在无假设条件下计算得出场向电流(Olsen et al., 2013).

行星际磁场对场向电流时空分布起着重要作用，Rostoker等(1982)发现行星际磁场B_z分量可引发电集流的强化和小型磁暴.IMF B_y分量主要影响场向电流在向阳侧正午时段1区场向电流的形态结构(Weimer, 2001;Huang et al., 2017).Watanabe和Sofko(2009)发现，当B_y＞0时，正午侧赤道向FAC流进电离层，而极向FAC流出电离层.幅度较小的IMF容易产生较弱的FAC，而幅度较大的IMF易产生较强的FAC(Juusola, 2014).Carter等(2016)发现在行星际磁场时钟角最小时，FAC在正午的强度最高.行星际磁场与地磁场的相互作用使磁层发电机为负载电离层提供了能量源，作为“导线”作用的场向电流会受到源区的影响从而产生相应的变化.

场向电流的载体粒子可能为电子或离子.Korth等(2015)利用GUVI上的LBH极光辐射数据得出昏侧FAC和电子沉降关联度较高.Carter等(2016)利用IMAGE远红外相机探究大尺度场向电流和极光紫外辐射的关系，得出FAC的2区电流与紫外辐射分布密切相关；而磁力线方向的电子沉降在场向电流的载体中是非常重要的成分，可能皆为通过场向电场加速产生(Arnoldy et al., 1974).上述场向电流载体与极光活动有着密切的联系，都通过不同的探测方式探究出磁层与电离层中的电子是FAC流入电离层的重要载体，而Newell等(2009)利用沉降电子的能谱，将极光分为单色电子极光、带宽极光，以及弥散极光.其中，单色电子极光的能谱表现出“倒V”结构，认为可能经历过场向电场的加速过程(Sakanoi and Fukunishi, 1995)，与昏侧至子夜前的1区FAC有着密切关系(Ohtani et al., 2010).但由于计算场向电流假设条件的存在和沉降粒子观测数据的局限，相关话题一直是研究的热点.

本文通过利用Swarm卫星A、C双星伴飞结构提供的更加准确的FAC数据，结合近期公布的OVATION模型(Newell et al., 2014)，通过实测数据与算法模型划分出不同极光类型下的电子能量通量，来研究在IMF影响下不同作用机制带来的极光电子沉降分布和场向电流的位置和大小变化关系，进一步明确场向电流在不通过控制条件下的主要载体，同时推导出电子能量通量和场向电流在部分区域的数量关系.

1 数据处理

欧空局发射的Swarm卫星于2014年4月17日形成任务最终的确定轨道，其中A和C星并肩飞行，在462 km高度上经度方向上相距约1.4°，倾角为87.35°，B星在511 km高度上，倾角为87.75°.Swarm卫星携带绝对标量磁力计和矢量磁力计，能够在较高精度上测量磁场数据，同时Swarm卫星利用其A、C两星的伴飞轨道，可在不用假设无限长电流片的情况下，得到垂直轨道上的磁场变化量，通过安培定律可以精确地计算出径向电流值，从而进一步确定无假设条件下的场向电流值(Ritter et al., 2013).Swarm卫星二期数据包含A、C双星条件下的场向电流数据，通过这些更加精确的数据，我们能够得到更多关于场向电流的实际信息，为后期研究提供了更多可靠数据和手段.

本文采用的数据为Swarm卫星二期场向电流数据，采样频率为1 Hz, 时间从2014年4月22日至2017年8月22日，将数据依据季节的时间，划分为夏季(每年4月22日—8月22日)、冬季(每年10月22日—次年2月22日)和春秋分(每年2月22日—4月21日、8月23日—10月21日).在依据季节时间分类的同时，也按照OMNI网站上分辨率为1 min的行星际磁场B_y，B_z数据(已延时至电离层)，将所有场向电流数据通过15 s滑动滤波之后分成九组(单位：nT)：B_y＜-2、B_z＜-2，-2＜B_y＜2、B_z＜-2，B_y＞2、B_z＜-2，B_y＜-2、-2＜B_z＜2，-2＜B_y＜2、-2＜B_z＜2，B_y＞2、-2＜B_z＜2, B_y＜-2、B_z＞2，-2＜B_y＜2、B_z＞2，B_y＞2、B_z＞2.统计不同行星际磁场条件下的场向电流特征，每张图使用磁纬-地方时坐标系，从磁纬50°~90°，网格分辨率为1°×0.5 h，统计落在不同网格中的数据点个数和场向电流值，排除掉网格中数据量不足三倍标准差的网格点，同时计算剩下网格中的场向电流平均值.图中红色的区域代表上行场向电流，蓝色代表下行场向电流.

2 统计结果 2.1 平均场向电流

图 1给出了2014年4月22日至2017年8月22日期间Swarm卫星观测到的平均场向电流(其中黑色实线为场向电流值为±0.03 μA·m^-2).不难看出常见的大尺度场向电流结构：1区场向电流，2区场向电流，以及极盖区内的0区场向电流(也有文献称为NBZ电流, Iijima and Shibaji, 1987)，主要集中在向阳侧.1区场向电流晨进昏出，向阳侧分界线在正午附近，背阳侧分界线在午夜附近，主要集中在66°~80°之间；晨侧的1区场向电流区域的纬向范围大于昏侧，且所处纬度更高.2区场向电流昏进晨出，向阳侧分界线在磁地方时10时左右，背阳侧分界线在磁地方时22时左右，主要集中在55°~66°之间.1区场向电流均值与峰值都略大于2区场向电流.

2.2 场向电流对IMF的响应

图 2给出了不同IMF B_z分量条件下，Swarm卫星观测到的场向电流均值.数据处理方式同上.

由图 2可知，当行星际磁场B_z分量南向增大时，场向电流均值最大, 且向阳侧下行电流赤道侧边界表现出向低纬度扩展的趋势(图 2a).这要归因于南向IMF有利于向阳侧低纬边界层磁重联的发生(Nishida and Maezawa, 1971)，闭合-开放磁力线分界线向日侧低纬扩展，太阳风携带的离子沿着新开放磁力线进入地球空间，到达电离层高度，伴随的下行电流被Swarm卫星观测到.当IMF北向时，日侧磁重联更容易发生在高纬边界层，对应的日侧1区电流纬度出现在更高磁纬(图 2c).0区电流在北向IMF期间尤为明显，出现在1区电流的极侧，方向相反，晨侧向上，昏侧向下.Potemra(1994)等曾假定向阳侧1区场向电流由磁层前侧和旁侧的低纬边界层产生，此时1区FAC源区磁场方向为北向.通过观测推测0区与1区FAC的产生机制相同(Stauning, 2002)，0区FAC的产生源区可能为等离子体幔前侧和磁瓣区内的高纬边界层中的开放磁力线，此区域内的磁场方向有南向分量，当行星际磁场北向较大时，磁重联易发生在上述区域内，同时导致产生的0区FAC上下行方向与1区FAC方向相反.

图 3给出了不同IMF B_y分量条件下场向电流均值的时空分布图.

由图 3可知，IMF B_y分量主要控制场向电流的空间分布情况，其中，极盖区内向阳侧的场向电流(0区场向电流)的响应尤为显著.当IMF B_y分量指向晨侧(值为负)，极盖区内以下行场向电流为主；当IMF B_y分量指向昏侧(值为正)，极盖区内以上行场向电流为主，且1区场向电流晨侧下行部分越过正午，向昏侧扩展.Hu等(2012)指出当B_y分量指向昏侧时(值为正)，两个半球间的电流产生了一个北向电场，不仅使南半球的电流通过闭合磁力线到达北半球，同样使极尖区内的1区FAC从南半球流进北半球，而0区FAC与1区FAC在电离层中通过Petersen电流闭合，因此当B_y正向增大时，0区FAC上行增强.同样，当B_y指向晨侧时(值为负)，产生一个半球间的南向电场，最终使0区FAC下行增强.

2.3 场向电流随季节变化

由图 4给出了各季节Swarm卫星观测到的平均场向电流时空分布图.容易看出，夏季向阳侧场向电流范围和大小均大于冬季的，背阳侧靠近子夜区域场向电流范围夏季小于冬季的，因向阳侧在夏季朝向太阳风的极尖区倾角使离子进入磁层的过程更加容易(Newell et al., 2001)，从而使进入磁层的粒子数目增多，增加了场向电流的载体；而背阳侧冬季FAC较强可能因为在电离层背景密度较低时更容易建立场向电场(Newell et al., 2010)，同时电离层电导率的反馈机制(Lysak, 1991)使极光电离产生的电流和场向电流载体增多.Fujii等(1981)曾将1区FAC冬季与夏季的不同时空分布归因于1区FAC在磁层中的电压发电机，而2区FAC是电压发电机与电流发电机相互结合的作用(Fujii and Iijima, 1987).这表明场向电流随季节的变化与载体粒子、极光随季节变化和磁层发电机变化相关.

3 讨论

场向电流的载流粒子既可以是离子，也可以为电子，长期以来一直是个研究的热点.Cattell等(1979)指出，沉降电子对场向电流的贡献比电离层上行离子高一个数量级.近期相关报道更关注场向电流的载流子及其源区(Ohtani et al., 2010).本文通过对比Swarm场向电流和沉降粒子的时空分布，试图探索二者间可能的紧密联系.

3.1 极光沉降粒子模型

本文采用OVATION模型获取极光沉降粒子时空分布信息.该模型利用DMSP、UVI、UAF MSP、SuperDARN数据计算出极光椭圆带的位置、大小、和粒子数量与能量通量(Newell et al., 2014).该模型综合考虑了极光椭圆带两种常见极光类型：离散电子极光(单色的和宽频的)与弥散极光(电子的和离子的).输入太阳风和IMF等参数，OVATION模型即可给出不同极光沉降粒子的时空分布(Machol et al., 2012).为对比方便图像采用MLAT-MLT坐标系，时空分辨率与图 1相一致.图 5给出了2015年9月23日极光沉降粒子的时空分布图像.容易看出，不同类型极光呈现以下特点：弥散极光主要集中在子夜前至黎明扇区，磁纬65°左右(图 5a)；单色电子极光主要出现在黄昏至子夜扇区，磁纬70°左右(图 5b)，宽频极光分布的时空区域比较广泛(图 5c).

图 6给出了Swarm卫星观测到的场向电流平均时空分布，为了对比，同时叠加了OVATION模型给出的单色电子沉降通量等值线图.不难发现，单色模式下的极光椭圆带位置与昏侧1区场向电流的区域重合范围较大.

利用OVATION模型能够区分出不同类型粒子的沉降通量，我们可以更加清楚地分析出场向电流与单色电子沉降之间的数量关系，进一步探究场向电流的载体.依2.2节相同的分组方式，将IMF观测量输入OVATION模型获得不同行星际磁场分量影响下单色极光电子与昏侧1区场向电流的关系.利用不同地方时的纬度剖面图，来观察同一地方时上，场向电流和极光椭圆带的变化情况，并在此基础上探究场向电流大小和单色沉降电子通量的数量关系.场向电流取一小时内的平均值，同时用2.5°的滑动滤波窗口在磁纬度上做平滑.

3.2 IMF B_z分量的影响

图 7给出了不同IMF B_z条件下，单色极光电子通量与昏侧1区场向电流的对比情况.左列为单色极光电子通量时空分布，右列为沿左列虚线切片的极光电子通量与对应1区场向电流随纬度分布图.

图 7可知，在不同IMF B_z分量条件下，1区场向电流和单色沉降电子通量空间分布的变化特征的吻合度较高.随着行星际磁场从北向至南向，上行场向电流强度和单色电子通量相应增大，在位置上两者均有向两极扩散的趋势，覆盖的纬度范围更广.可见，场向电流和极光沉降粒子受IMF B_z分量影响较大，且单色沉降电子与昏侧1区场向电流时空分布吻合度高.

3.3 IMF B_y分量的影响

图 8与图 7类似，只是在不同IMF B_y分量条件下的结果.不难看出，IMF B_y分量对单色电子沉降通量的大小与纬度范围影响并不显著，但对场向电流的位置结构却有显著的影响.在B_y分量为负(指向晨侧)时，场向电流的位置与单色电子沉降的吻合度最高，可见此时，昏侧场向电流的一部分载体为单色沉降电子；当B_y发生变化从指向晨侧变为指向昏侧时，场向电流发生位置变化，并逐步向低纬扩散，且昏侧2区场向电流随着B_y的变化有较大的差别，当B_y指向晨侧时，2区场向电流较大.单色电子沉降区域与大小并未随着B_y分量有明显的变化.可见在B_y分量的影响下，单色沉降电子和场向电流的关系较为复杂.可能是受到其他类型的沉降粒子影响，场向电流的区域位置发生相应变化.

3.4 单色极光电子能通量与FAC大小关系

Lyons等(1979)通过理论推导与实测数据表明，粒子能量通量与场向电流关系可描述如下：

其中，ε₀表示粒子加速前的能量通量，e表示元电荷，V表示场向电势差，j_‖表示场向电流密度，由此将粒子能量通量分为加速前的基础能量通量与通过场向电势差加速获得的能量通量.

为了探寻昏侧1区上行场向电流与单色电子沉降的关系，本文将2015年内OVATION模型结果做平均，得到北半球磁纬50°至90°内的单色电子极光能量通量的分布图.另一方面，对应找出Swarm卫星在15:00—22:00 MLT内1区上行电流，画出二者散点关系图，如图 9所示.二者呈现出显著的相关性.这表明，在昏侧扇区里，1区场向电流与单色极光沉降电子通量关系紧密.单色沉降电子是在静态电场中加速产生，与现已证明存在的平行于磁场线的电场紧密相关(Sakanoi et al., 1995).由此，沿着磁力线的电势差是造成单色电子沉降的主要原因，并成为1区昏侧上行场向电流的主要驱动之一.

4 结论

本文通过Swarm卫星场向电流数据探究了无假设条件下的场向电流在不同行星际磁场条件下的时空分布，同时结合OVATION模型中的粒子能通量对场向电流的载流子和源区进行了相关探究，研究发现：IMF B_z分量控制FAC大小，当B_z南向(B_z＜0)较大时，FAC强度最高，且分布区域更向低纬扩散，当B_z北向(B_z＞0)时，向阳侧极盖内产生0区场向电流，并与1区FAC方向相反；而B_y分量主要是控制FAC的结构分布，更多影响向阳侧0区场向电流，当B_y晨侧(B_y＜0)较大时，FAC在向阳侧极盖区产生下行场向电流, 当B_y昏侧(B_y＞0)较大时，0区FAC为上行电流.OVATION模型结果显示，相同IMF条件下电子极光中的单色极光电子区域与FAC的1区上行电流吻合度较高，主要集中在磁纬70°左右，15:00—22:00 MLT范围内.通过产生机制分析和数据拟合可知，昏侧1区FAC与单色极光电子能通量在上述地方时区域内具有较好的相关性，可说明单色极光电子对昏侧1区上行场向电流起着重要作用.

致谢  感谢德国地学中心提供的Swarm卫星二期场向电流数据.感谢约翰霍普金斯大学应用物理实验室研发的OVATION模型.感谢OMNIWEB提供的行星际磁场数据.