基于DMSP/SSUSI观测的喉区极光统计研究

Aurora is produced by the particles from the Sun. Investigation on the aurora will improve our understanding on the physical processes from the solar wind to the Earth’s upper atmosphere. Throat aurora refers to a discrete auroral arc extending from dayside auroral oval to subauroral latitude. It is found that throat aurora may correspond to an indentation in the magnetopause. Throat aurora has a high occurrence rate and likely produces significant space weather effects. Therefore, it has very much important scientific significance in exploring the solar wind-magnetosphere-ionosphere coupling processes. Previous observations of throat aurora are based on the all-sky imagers on the ground, with some temporal and spatial limitations. However, the SSUSI imagers onboard the DMSP spacecraft break through those limitations. In this project, we are planning to use the FUV data obtained by DMSP/SSUSI during 2005 and 2019 to study the relationship between throat aurora occurrence and interplanetary magnetic field (IMF). This work will focus on the dependence of throat aurora occurrence on IMF Bx component and seasons, which will be very significant for exploring the physical mechanism that creates throat aurora.

产生极光的带电粒子来源于太阳风，研究极光的形成机制有利于人们理解从太阳风至地球高层大气的物理过程。喉区极光是从极光卵正午附近向低纬延伸出的分立极光结构，已有研究表明喉区极光可能对应日侧磁层顶的凹陷结构，并有很高的发生率，可能产生明显的空间天气效应。因此深入研究喉区极光，对于人们理解日侧太阳风-磁层-电离层耦合机制具有重要的科学意义。以往喉区极光研究均基于地面光学观测，在时间和空间覆盖性上都具有明显局限性，DMSP/SSUSI的极光远紫外光谱成像观测则完全突破了这些局限。本项目拟采用DMSP/SSUSI仪器从2005年至2019年的极光远紫外光谱成像数据，从统计上分析喉区极光的出现概率与太阳风等离子体参数以及行星际磁场分量的关系，重点研究喉区极光的发生率与行星际磁场锥角相关性和季节相关性，从而深入探索喉区极光的物理机制。

喉区极光可能与日侧磁层顶的凹陷结构有关，研究全球视野下的喉区极光对于理解磁层顶的物理过程具有重要意义。利用DMSP卫星的成像观测数据，我们研究了喉区极光在全球尺度下的分布特征，并展示了一些重要的电离层观测效应。喉区极光南北方向的尺度可以达到8度磁纬度，这些尺度较大的喉区极光在地面全天空成像仪里面很难观测鉴别出来。等离子体漂移和场向电流数据表明喉区极光与磁层顶重联过程有关。产生喉区极光的电子和离子在空间上分离开来，电子偏向下午一侧，而离子偏向上午一侧。这些观测结果不仅给出了磁正午附近喉区极光全新的图像特征，而且对于建立喉区极光的概念模型提供了重要线索。亚极光质子弧也是与极光椭圆赤道边界分离的一类极光现象，本项目研究了午后区域亚极光质子弧与电离层槽谷的关系。极光椭圆区对应着朝向太阳的等离子体漂移，该对流可以将夜侧低密度的等离子体向白天侧输运，导致电离层槽谷的形成。午后区域的亚极光质子弧位于高纬槽谷的赤道侧部分，该区域的等离子体漂移速度几乎为零。因此该区域的等离子体几乎是静止的，有利于扩展高纬槽谷的宽度。为了进一步分析亚极光质子弧与极光椭圆的分离机制，本项目研究了发生在一个中等磁暴恢复相期间的亚极光质子弧事件，该磁暴最小的地磁SYM-H指数达到-55 nT。DMSP卫星连续的极光观测图像直接表明亚极光质子弧在演化过程中与极光椭圆分离。在行星际磁场Bz分量由南向北转变之后，极光椭圆向高纬移动。由于极光椭圆的赤道侧部分受到对流电场影响更小，因此向高纬收缩的速度赶不上极光椭圆极向一侧的收缩速度，使得极光椭圆赤道侧部分与极光椭圆分离，形成亚极光质子弧。