极光

极光背景知识简介

    极光的产生是带电的能量粒子沿磁力线沉降进入电离层,使电离层中某些粒子的原子核外围电子由低能道激发到高能道,受激发电子从高能道再跃迁回低能道的同时释放出光子的过程。作为一种发光现象,极光的物理要素主要包括频段(即颜色)、强弱、形态等。图1显示了极光的发光原理和可见光频段的极光光谱与太阳光谱的对比。只有了解了极光发光的基本原理,才可以明白这些物理要素能够反映出哪些空间物理信息。

    我们都知道原子是由带正电的原子核和外围带负责的电子构成,外围电子绕着原子核运动,每个电子都有属于自己的运动轨道,每个轨道对应不同的能级,自然状态下外围电子优先占据能级最低的轨道。如果有电子从外界得到能量,就会将其从低能级轨道抬升到高能级。但是只要低能级轨道有空位,处于高能级的电子总会跳回来填补这个空位(如图1a所示)。电子从高能级轨道跳回低能级轨道时,两个轨道之间的能量差就会以光子形式释放出去,而光子的频率(也就是光的颜色)就取决于这两个能道之间的能量差(如图1b所示);而发光的强度取决于在单位面积上有多少个光子被激发出来,即光子的数通量,显然光的强度是和入射电子的数通量成正比的。根据上述极光发光的原理,我们也可以很容易理解,并不是所有的入射电子都能激发出光子。如果入射电子的能量太低,不足以把外围电子激发到较高能级,就不会褪激发放出光子。同时,如果入射电子能量太高,则可能把外围电子直接打飞,也不会有褪激发发光过程。另外,因为极光颜色取决于能道之间的能量差,也就是说把电子从基态激发到更高的能道需要更多的能量,那么如果我们知道了入射电子的能量分布函数,利用不同颜色极光的强度比就可以估算出入射电子的能量分布。     

   aurora

图1,极光发光原理、极光光谱与太阳光谱对比

    概括而言,极光的不同物理要素能够反映出不同的空间物理信息。能够激发哪种频段的极光由沉降粒子的能量大小决定,但是能够激发出多少光子却是由沉降粒子的多少决定;同时,极光的形态又可以反映出沉降粒子的二维分布。利用连续的极光成像观测,我们不仅可以推断空间物理过程中沉降粒子的能量、通量、空间尺度,还可以了解其时空演化特征。由此可见,极光为空间物理研究提供了一种强有力的观测手段。

    极光光谱中既包括肉眼可以看到的光见光频段,也有肉眼看不到的紫外频段。紫外频段极光在地面观测极为困难,因此在地面主要观测极光的可见光频段,其中绿色(波长557.5纳米)与红色(波长630.0纳米)是最强的两条可见光谱线,并且都是由电子沉降产生。

    地面上观测到的极光根据其形态可分为分立极光与弥散极光两大类。分立极光具有明显的边界,比如,我们常见到的弧状、射线状、涡旋状极光结构都属于分立极光。弥散极光的发光强度在发光区域内相对均匀,因而在形态上常常呈现为模糊一片。分立极光通常在红色与绿色波段中同时都可以观测到,但弥散极光主要出现在绿色波段。

    除光学特征外,分立极光与弥散极光的产生机理以及针对它们开展的研究侧重点也不同。产生分立极光的沉降电子都会经历加速过程[1],因此,针对分立极光的研究重点在于粒子的加速机制。此外,一些分立极光的瞬态现象被证实与特定空间物理过程相对应,比如发生在夜侧的极光点亮、高纬扩展对应磁层亚暴过程[2],发生在日侧的PMAF(极向运动极光结构)对应磁层顶重联过程[3, 4]。
    针对弥散极光的研究起初主要聚焦在粒子源区、有无加速、极光粒子散射机理等几个方面。上世纪70年代,得益于卫星的快速发展,人们利用卫星与地面的联合观测研究了弥散极光的粒子源区以及粒子沉降的物理机制,基本回答了两个问题:一、引起弥散极光的沉降电子来源于等离子体片,而且很可能是来自中心等离子体片[5];二、沉降粒子在沉降过程中未被加速,而且粒子散射的物理过程也并未明显地改变粒子的能量[6]。因此,上世纪80年代后对弥散极光的研究就主要集中在了粒子的散射机理上。对于这一问题,被广泛接受的理论是波粒相互作用,也就是通过波粒相互作用将等离子体片粒子散射到损失锥,增强粒子沉降率,从而产生弥散极光。
    人们很早就发现电子回旋简谐波(electron cyclotron harmonic wave,以下简称:ECH)和哨声波(whistler mode chorus,以下简称:Chorus)都可以引起等离子体片内的粒子散射,但这两种波中哪一种对弥散极光的产生具有决定性作用一直是磁层物理研究中一个争论不休的问题。最新研究认为,Chorus是产生近地(L 8)粒子散射中发挥了重要的作用[9, 10]。
    弥散极光一般出现在磁地方时午夜-正午的极光卵低纬一侧[11, 12]。在日侧,虽然光学[11, 13]和粒子[14, 15]观测都早已注意到存在大量弥散极光,但受观测条件所限,一直缺乏针对日侧弥散极光的系统研究。借助地理优势,挪威科学家[13]在长期观测基础上对日侧极光根据形态进行了分类,发现在午前极光卵低纬侧(磁纬73°以下)存在弥散极光。对于日侧弥散极光的产生机制,他们仅简单推测其沉降粒子主要来源于亚暴发生后由夜侧漂移到日侧的等离子体片的高能粒子,对日侧弥散极光的详细特性、产生机制并没有更为深入讨论。
    在日侧开展极光观测需要观测台站同时满足两个条件。一,台站的地理纬度要足够高,确保台站在冬季转到日侧时完全处于极夜状态;二,台站要在日侧极光卵下方,也就是地磁纬度75度附近。简单来说就是要求有极光、无日光。由于地球自转轴与地磁轴存在角度差,而且北极地区陆地稀少,因此在北半球能满足上述条件的地方极为有限。挪威北部的斯瓦尔巴岛是北半球为数不多的可进行日侧极光观测地之一,而我国黄河站正坐落于该岛上,因此黄河站对开展日侧极光观测拥有得天独厚的优势。从2003年底开始,我国在北极黄河站架设了全天空多波段极光成像观测系统,该系统一直运行至今,积累了非常宝贵的日侧极光观测数据[16]。基于这些新数据已取得了系列研究成果,在研究日侧弥散极光过程中还发现了在正午时近的一种新型分立极光结构——喉区极光。

参考文献:

1. Li, B. et al. Inverted-V and low-energy broadband electron acceleration features of multiple auroras within a large-scale surge. Journal of Geophysical Research: Space Physics 118, 5543-5552 (2013).
2. Akasofu, S.I. Discrete, continuous and diffuse auroras. Planetary and Space Science 22, 1723-1726 (1974).
3. Moen, J., Lorentzen, D.A. & Sigernes, F. Dayside moving auroral forms and bursty proton auroral events in relation to particle boundaries observed by NOAA 12. Journal of Geophysical Research 103, 14855 (1998).
4. Sandholt, P.E. et al. Signatures in the dayside aurora of plasma transfer from the magnetosheath. J. Geophys. Res. 91, 10063-10079 (1986).
5. Meng, C.-I. . (1979).
6. Deehr, C.S., Winningham, J.D., Yasuhara, F. & Akasofu, S.-I. Simultaneous observations of discrete and diffuse auroras by the Isis 2 satellite and airborne instruments. Journal of Geophysical Research 81, 5527-5535 (1976).
7. Ni, B. et al. Resonant scattering of plasma sheet electrons leading to diffuse auroral precipitation: 1. Evaluation for electrostatic electron cyclotron harmonic waves. Journal of Geophysical Research 116 (2011).
8. Thorne, R.M., Ni, B., Tao, X., Horne, R.B. & Meredith, N.P. Scattering by chorus waves as the dominant cause of diffuse auroral precipitation. Nature 467, 943-946 (2010).
9. Ni, B. et al. Efficient diffuse auroral electron scattering by electrostatic electron cyclotron harmonic waves in the outer magnetosphere: A detailed case study. Journal of Geophysical Research: Space Physics 117, n/a-n/a (2012).
10. Liang, J. et al. THEMIS observations of electron cyclotron harmonic emissions, ULF waves, and pulsating auroras. Journal of Geophysical Research 115 (2010).
11. Feldstein, Y.I., Vorobjev, V.G., Zverev, V.L. & Förster, M. Investigations of the auroral luminosity distribution and the dynamics of discrete auroral forms in a historical retrospective. History of Geo- and Space Sciences 5, 81-134 (2014).
12. Sandholt, P.E., Denig, W.F., Farrugia, C.J., Lybekk, B. & Trondsen, E. Auroral structure at the cusp equatorward boundary: Relationship with the electron edge of low-latitude boundary layer precipitation. J. Geophys. Res. 107, 1235 (2002).
13. Sandholt, P.E. et al. A classification of dayside auroral forms and activities as a function of interplanetary magnetic field orientation. Journal of Geophysical Research 103, 23325 (1998).
14. Newell, P.T., Sotirelis, T. & Wing, S. Diffuse, monoenergetic, and broadband aurora: The global precipitation budget. Journal of Geophysical Research 114 (2009).
15. Newell, P.T., Ruohoniemi, J.M. & Meng, C.-I. Maps of precipitation by source region, binned by IMF, with inertial convection streamlines. Journal of Geophysical Research 109 (2004).
16. Hu, Z.J. et al. Synoptic distribution of dayside aurora: Multiple-wavelength all-sky observation at Yellow River Station in Ny-Ålesund, Svalbard. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 71, 794-804 (2009).

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