亚暴期间高纬黄昏—子夜扇区极光弧增亮与衰减及其与IMF的关系

利用南极中山站极光全天空摄相、地磁、地磁脉动数据和Wind卫星的行星际磁场IMF观测数据,分析了7个亚暴期间高纬黄昏—子夜扇区极光弧的短暂增亮现象.极光弧特征是,短暂增亮随后很快衰减,历时10—20min,基本沿着日-地方向,有明显黄昏方向运动.这些事件大都发生在IMFBz南转之后,亚暴增长相或膨胀相期间,极光浪涌到达之前10—73min消失.相应的IMFBx＞0,IMFBy＜0.这种极光弧和亚暴极光不同,它们与地磁活动及Pi2脉动不相关.这7个极光弧的形态和IMF特征表明,极光弧的增亮很可能由尾瓣重联产生,很快衰减归因于IMFBz南向条件,而黄昏方向运动受IMFBy控制.     

极光亚暴期间的南极中山站地磁共轭点位置研究

通过对北极斯瓦尔巴特( Svalbard )岛Longyearbyen台站的 极光扫描光度计和地磁 观测数据在地磁亚暴膨胀相期间的对比分析,发现扫描光度计记录中的极光边缘的快速极向 运动和地磁数据x分量的陡峭负弯之间有着良好的对应关系,地磁数据可用来研究两极 高纬 地区极光亚暴的地磁共轭特征. 对南极中山站、挪威Troms Svalbard台链和东格陵兰岛 地 区共15个地磁台站在7个典型极光亚暴事件中的地磁数据进行对比分析后发现, 中山站的地 磁共轭点位置存在明显的漂移特征,漂移的范围在斯瓦尔巴特岛与东格陵兰岛之间,纬度值 与CGM模型值近似.     

基于深度学习的极光亚暴时-空自动检测

准确快速地检测极光亚暴具有重要的意义.现有利用机器学习技术自动检测亚暴起始时刻的方法无法同时兼顾检测精度和效率.本文基于深度学习技术提出了一个端到端的亚暴起始检测模型,该模型利用双流卷积网络提取亚暴的时-空特征,并用三个一维时序卷积层获得亚暴起始的概率序列.该模型在Polar卫星1996—1998年极光观测上获得了87.5%的准确率和393帧/s的检测速度,且定位的亚暴发生位置与现有物理结论高度一致,可用于大规模亚暴事件时-空自动检测.

     

日侧极光弧的发光强度与沉降电子能谱的相关关系

本文利用中国北极黄河站多波段全天空极光观测数据,选取稳定的日侧极光弧,统计研究了极光强度比I_557.7/I_630.0与极光发光强度I_557.7的相关关系.发现I_557.7在午前暖点和午后热点区附近出现极大值,分别为2.2 kR和2.9 kR;而I_630.0在磁正午出现极大值,为1.5 kR.当I_557.7从0.1 kR增加到10 kR时,极光强度比I_557.7/I_630.0也由0.2增加到9.结合DMSP卫星探测的沉降粒子能谱数据,找到17个DMSP卫星穿越黄河站上空极光弧的事件,共穿越40条极光弧.得到了沉降电子的平均能量正比于极光强度比I_557.7/I_630.0,沉降电子的总能通量正相关于极光强度I_557.7的关系式.利用该关系式反演所有极光弧的电子能谱,发现在午前和午后扇区,产生极光弧的沉降电子主要来源于等离子体片边界层;在高纬出现强度较弱的弧,对应等离子体幔区域.在磁正午附近,沉降电子的平均能量较低,极光弧处于低纬一侧,粒子源区主要是低纬边界层.

     

磁暴期间亚极光区极化流（SAPS）的DMSP观测与RAM模拟的比较研究

亚极光区极化流（Subauroral Polarization Streams, SAPS）为快速流动的西向等离子体流,位于昏侧-子夜前亚极光区,是磁层-电离层-热层耦合的重要过程之一.本文利用密西根大学的RAM （Ring current-Atmosphere Interaction Model）模型对一次典型磁暴期间发生的SAPS事件进行了模拟,并与DMSP卫星观测值进行了比较.结果表明：模拟结果能大致反映观测现象;模拟得到的SAPS峰值速度所在纬度随磁暴时间的变化与观测值有较大差别;SAPS速度观测值在约18∶00 UT和约20∶00 UT左右出现两个峰值,而模拟值只有一个峰值,出现在约18∶00 UT,主要原因是模型对亚暴过程的模拟存在不足.     

午后极光强度与行星际磁场的相关

利用1997年和199年南极中山站多通道扫描光度计的地面观测数据和WIND卫星在弓激波上游对行星际磁场(IMF)的观测数据,对午后高纬极光强度与IMF各分量、以及时钟角之间的相关进行了定量研究. 统计表明,630nm的强度Ir随IMF Bx的增大而减小,其线性相关系数为-0.3;而557.7nm的变化趋势与此相反,其相关系数要低得多. 630nm的强度随IMF By的变化曲线为一"V"形结构,其谷底在By=-3nT附近;557.7nm的强度也有相似的变化趋势,其谷底的位置在By=-2nT附近. 极光强度随IMF Bz的变化曲线为一倒着的"Z"字形结构. 630nm的强度随IMF的模B的增大而增强,其线性相关系数达到0.9,而557.7nm与B之间的相关性要差得多. 极光强度随IMF时钟角的变化曲线为一倒"V"结构,其反转点在θ=130°附近.     

午后极光强度与行星际磁场的相关

利用1997年和199年南极中山站多通道扫描光度计的地面观测数据和WIND卫星在弓激波上游对行星际磁场(IMF)的观测数据,对午后高纬极光强度与IMF各分量、以及时钟角之间的相关进行了定量研究. 统计表明,630nm的强度Ir随IMF Bx的增大而减小,其线性相关系数为-0.3;而557.7nm的变化趋势与此相反,其相关系数要低得多. 630nm的强度随IMF By的变化曲线为一"V"形结构,其谷底在By=-3nT附近;557.7nm的强度也有相似的变化趋势,其谷底的位置在By=-2nT附近. 极光强度随IMF Bz的变化曲线为一倒着的"Z"字形结构. 630nm的强度随IMF的模B的增大而增强,其线性相关系数达到0.9,而557.7nm与B之间的相关性要差得多. 极光强度随IMF时钟角的变化曲线为一倒"V"结构,其反转点在θ=130°附近.     

大磁暴中环电流离子成分的变化及其与磁暴演化的关系

利用CRRES/MICS的观测数据，研究了磁暴期间内磁层离子成分的变化.对1991年两个典型磁暴和12个大磁暴的分析表明，组成暴时环电流的离子可以分成两组，一组由O⁺、低能H⁺和He⁺组成，起源于电离层(IOP)；另一组为高能H⁺和He⁺⁺，主要来自太阳风(SOP).宁静时环电流主要成分为SOP，大磁暴主相极大时环电流的主要成分是IOP.大磁暴期间离子可被注入到很低的高度(L=3-4).IOP对环电流的贡献随磁暴强度增大而增加，在大磁暴主相极大时可达80%(数密度).IOP中O⁺的快速增减是导致Dst指数在磁暴主相期间快速下降和恢复相中快速增长的主要原因.小磁暴中(D_st＞-50nT)O⁺对环电流的贡献可以忽略不计.     

大磁暴中环电流离子成分的变化及其与磁暴演化的关系

利用CRRES/MICS的观测数据,研究了磁暴期间内磁层离子成分的变化.对1991年两个典型磁暴和12个大磁暴的分析表明,组成暴时环电流的离子可以分成两组,一组由O+、低能H+和He+组成,起源于电离层(IOP);另一组为高能H+和He++,主要来自太阳风(SOP).宁静时环电流主要成分为SOP,大磁暴主相极大时环电流的主要成分是IOP.大磁暴期间离子可被注入到很低的高度(L=3—4).IOP对环电流的贡献随磁暴强度增大而增加,在大磁暴主相极大时可达80%(数密度).IOP中O+的快速增减是导致Dst指数在磁暴主相期间快速下降和恢复相中快速增长的主要原因.小磁暴中(Dst＞-50nT)O+对环电流的贡献可以忽略不计.     

黄海中央断裂带的地球物理证据及其与边缘海演化的关系

根据黄海及周边地区的布格重力资料，通过解析延拓、目标场提取、任意水平方向 导数计算、离散小波变换等处理，得到各种有关断裂的信息.经过与地震层析成像结果和地 质资料的综合分析，认为黄海中央断裂带是一组“X”型交叉断裂而不仅仅是一条NW向延 伸的断裂，并提出了有关的地球物理证据.经分析认为：黄海中央断裂带的存在是造成黄海 东西两侧在地球物理场面貌、断裂分布特点与规模上有较大差异的原因之一.由于该断裂带 的存在，致使郯庐断裂带的右旋活动所产生的应力对黄海东西两侧的影响不一致，因而产生 了黄海西部重力异常等值线凌乱、密集、断裂密布但规模相对东部较小的现象.认为黄海中 央断裂带受扬子块体向中朝块体嵌入过程的影响，形成一组近SN向为锐角的“X”断裂带 ，但该断裂带具有明显多期活动的迹象，不仅与特提斯体制下块体碰撞、俯冲作用有关，也 与后期太平洋板块向欧亚板块的聚敛、俯冲作用有关.