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摘要：本文选择2008年至2012年，行星际磁场北向期间15个太阳风动压突增事件，研究地面磁场扰动信号（初始脉冲（PI）和主要脉冲（MI））的变化规律和空间分布。统计结果显示地磁场H分量脉冲信号极性分布规律在向阳侧（6：00-18：00MLT）与Araki模型预言的一致。
关键词：初始脉冲;主要脉冲;空间分布;Araki模型
1 绪论
空间中太阳风扰动，会引起地球磁层和电离层的大规模扰动，当太阳风动压突增作用于地球磁层时，磁层顶首先被压缩，随后在向阳侧磁层顶地向传播的快模磁流体波被激发，当磁流体波传播到地面时，中低纬度区域地磁台站一般会观测到地磁场水平分量（H分量）响应增强，即触发地磁场 SI（Sudden Impulse），而在高纬地区的地磁台站则观测到地磁场H分量呈双极性变化，即地磁场H分量先突然降低（增加）并快速恢复（平均持续2～3min），然后突然增加（降低）并持续一段时间，分布在不同磁地方时的地磁台站观测到的地磁场极性变化不同[1]。通常，地磁场H分量的响应可以分为两个部分，其中前者称为初始脉冲响应（The Preliminary Impulse，PI），后者则称为主脉冲响应（The Main Impulse，MI）。针对这种地磁响应现象，Araki提出了著名的磁暴急始（SC）模型来试图解释这种全球的现象，称为Araki SC模型[2]，解释了PI和MI在不同磁地方时的分布变化规律。本文的目就是通过对2008-2012年间所有同时在磁层有THEMIS卫星观测的太阳风动压突增事件中地磁响应的特征统计分析来检验Araki物理模型。
1.1 太阳风动压脉冲简介
太阳上的活动过程，如耀斑爆发、日冕物质抛射、冕洞（Coronal Hole）等不停地扰动着平静的背景太阳风，在行星际空间形成了很多扰动结构，如动压脉冲（Dynamic Pressure Pulse），行星际激波（Shock），磁云（Magnetic Cloud，MC）行星际日冕物质抛射（ICME），磁流体力学波动（MHD Wave），以及各种间断面结构[3]。其中最受人们关注的就是太阳风动压脉冲结构（Dynamic Pressure Pulse），即太阳风动压会在很短时间内（小于1min） 突然大幅的增强，即发生我们所谓的太阳动压突增事件，突增的太阳风动压会引起地球磁层-电离层大范围的扰动，该扰动的影响是遍布全球的，它能影响包括磁层以及电离层在内几乎所有的等离子区域和电流体系。
1.2 Araki 物理模型简介
由行星际激波和各间断面结构所造成的太阳风动压突增，会引起全球的地磁急始脉冲事件（geomagnetic sudden commencement，SC），Araki[1994]曾对这种现象提出了最简单并且最全面的解释，他通过总结大量的观测结果与对别人的理论研究，提出太阳风动压突增所引起的SC事件中在高纬度地区磁场的H分量即水平分量，由两个连续的、方向相反的脉冲组成。其中如果PI出现的是上升趋势，则记为正，简称PPI（the positive preliminary impulse），如果PI出现的是下降的趋势，则记为负，简称PRI（the reverse preliminary impulse）。在极区较低纬度，晨侧地磁响应特征为先正后负，但是在昏侧则为先负后正。在更高纬度，地磁响应特征又不一样，在晨侧的时候则是先负后正，在昏侧的时候是先正再负。中低纬度，地磁响应呈现一个类似斜坡的增长，但是仍叠加两个双极脉冲结构，只是随纬度的降低，脉冲结构的振幅也降低。在赤道地区，两个脉冲结构只出现在日侧，夜侧则很不明显。
Araki将地磁突增事件中的地磁变化的特征响应分解为两部分[2]：
公式中DL表示地磁場对太阳风动压的突增时的一个类似于直流信号的阶跃响应，DP表示的是两个脉冲信号响应，这两个脉冲信号就指的是前文所提到的初始脉冲和主要脉冲响应：
角的值表示的是图的刻度值（nT），较细的实线和虚线分别代表的是DP和DL，粗线代表的是总的叠加场，水平虚线表示H=0。
2 数据与处理
2.1 太阳风动压脉冲结构事件选择
2.2 地磁场数据处理
研究使用了来自加拿大的地磁台站（CARISMA）[5]、THEMIS地磁台站[6]、阿拉斯加和国际极光地磁效应监测（IMAGE）的地磁台站阵列、格林兰地磁台站阵列、Magnetometer Array for Cusp and Cleft Studies（MACCS）[7]的地磁数据。本文选择的90个地磁台站全球分布情况见图2。
利用程序下载上述各地磁台站阵列中各台站的地磁数据，时间分辨率为0.5至1min。同时为了更加清晰的辨别地磁响应中PI和MI的极性，我们对所有地磁数据都进行了高通滤波，截止周期为1200s。
由于受环境或其他条件的影响，并不是所有地磁台站的地磁场H、D分量对于太阳风动压突增的响应都有明显的结构，为了避免人为错判所带来的误差，我们对于波动较大，或者结构特征不够明显的地磁响应，均予以排除。在这里列举了7个典型的地磁场H分量响应作为例子说明，如图3所示，台站PINA、PTRS的地磁响应从12：00UT开始，表现为突然的下降，然后再上升并持续一段时间，根据前文所描述，第一个突然下降的脉冲即为初始脉冲，第二个上升的脉冲即为主要脉冲，而台站NAQ、SCO的响应则是刚刚相反，表现为先上升再下降，在制作PI和MI的极性响应记录表时，我们将上升脉冲信号记为“+”，下降脉冲信号则记为“-”，而对于类似与KAR、FYKN、GJOA台站这样响应波动较大或地磁响应结构不明显，无法通过肉眼直接辨别。 3结果与讨论
我们选择发生在2012年5月21日19點37分的太阳风动压突增事件进行分析。此次事件中向日面部分台站的地磁响应列于图4中，我们可以看到随着台站所在地磁纬度增高，地磁场H分量的PI/MI的极性逐渐发生反转。晨侧，纬度较低的地区，地磁场H分量的响应特征为先正后负，而纬度较高的地区，地磁场H分量的响应特征为先负后正。昏侧，地磁场H分量的PI和MI的极性变化与晨侧刚好相反，即在纬度较低的区域，地磁场H分量的响应特征为先负后正，纬度较高的地区，H分量的响应特征为先正后负。为了对PI/MI的分布规律，有更直观的了解，我们将本次事件中，地磁场H分量的PI极性展示在地磁坐标系中（图5），并将台站GAKO、KIAN、GILL等10个台站在地磁坐标系中的具体位置标注在其中。其中X轴和Y轴的分别代表磁当地时和地磁纬度，图中黑点表示极性响应为负，加号表示极性响应为正。
图5 左图是2012年5月21日19：37的太阳风动压突增事件地磁场H分量的PI极性在地磁坐标系中的分布。
右图为模拟结果，引自Lam et al.[2001][4]。
为便于比较，将Lam et al.[2001]给出的地磁场H分量的PI极性的模拟计算结果列在图5中右图。可以看出，该事件与模拟计算结果在向日侧（06：00-12：00 MLT、12：00-18：00 MLT）呈现相同的分布规律，而在夜侧（00：00-06：00 MLT和18：00-24：00 MLT）两者并不一致。此外，该事件晨侧的PI极性发生反转的分界线的位置～67°N（AACGM），低于模型所给的～75°N，因此可能位于闭合磁力线区。
4 结论
本文首先给出典型事例2012年5月21日19：37地磁场H分量的PI正负极性在地磁坐标系中的分布规律，并与Lam et al.[2001]的模拟结果作了对比。发现在向阳侧（06：00-12：00 MLT、12：00-18：00 MLT），极性分布和模型的结果一致，但是晨侧正负极性的分界线（～67°N）低于模拟值（75°N），因此可能位于闭合磁力线区。
参考文献
[1]姚丽，左平兵，刘振兴，陈化然，地球磁层对太阳风动压脉冲结构响应的研究进展天文学进展，2012.28（4）
[2]Araki，T.（1994），A physical model of the geomagnetic sudden commencement，in Solar Wind Sources of Magnetospheric Ultra-Low-Frequency Waves，Geophys. Monogr. Ser.，vol. 81，edited by M. J Engebretson，K. Takahashi，and M. Scholer，pp. 183– 200，AGU，Washington，D.C
[3]李晖，行星际扰动对地球空间环境的影响研究，博士论文，空间科学与应用研究中心，2011
[4]Lam，M. M.，and A. S. Rodger（2001），A case study test of Araki’s physical model of geomagnetic sudden commencement，J .Geophys. Res.，106，13，135.
[5]Mann，I. R.，et al.（2008），The Upgraded CARISMA Magnetometer Array In the THEMIS Era，Space Sci. Rev.，141，413–451，doi：10.1007/s 11214-008-9457-6.
[6]Russell，C. T.，et al.（2008），THEMIS ground-based magnetometers，Space Sci. Rev.，141，389–412，doi：10.1007/s11214-008-9337-0.
[7]Hughes，W. J.，and M. J. Engebretson（1997），Spatial，MACCS：Magnetometer array for cusp and cleft studies，in Satellite-Ground Based Coordination Sourcebook，edited by M. Lockwood，M. N. Wild，and H. J. Opgenoorth，Rep. ESA SP-1198，p. 119.
（作者单位：北京市第十二中学）
关键词：初始脉冲;主要脉冲;空间分布;Araki模型
1 绪论
空间中太阳风扰动，会引起地球磁层和电离层的大规模扰动，当太阳风动压突增作用于地球磁层时，磁层顶首先被压缩，随后在向阳侧磁层顶地向传播的快模磁流体波被激发，当磁流体波传播到地面时，中低纬度区域地磁台站一般会观测到地磁场水平分量（H分量）响应增强，即触发地磁场 SI（Sudden Impulse），而在高纬地区的地磁台站则观测到地磁场H分量呈双极性变化，即地磁场H分量先突然降低（增加）并快速恢复（平均持续2～3min），然后突然增加（降低）并持续一段时间，分布在不同磁地方时的地磁台站观测到的地磁场极性变化不同[1]。通常，地磁场H分量的响应可以分为两个部分，其中前者称为初始脉冲响应（The Preliminary Impulse，PI），后者则称为主脉冲响应（The Main Impulse，MI）。针对这种地磁响应现象，Araki提出了著名的磁暴急始（SC）模型来试图解释这种全球的现象，称为Araki SC模型[2]，解释了PI和MI在不同磁地方时的分布变化规律。本文的目就是通过对2008-2012年间所有同时在磁层有THEMIS卫星观测的太阳风动压突增事件中地磁响应的特征统计分析来检验Araki物理模型。
1.1 太阳风动压脉冲简介
太阳上的活动过程，如耀斑爆发、日冕物质抛射、冕洞（Coronal Hole）等不停地扰动着平静的背景太阳风，在行星际空间形成了很多扰动结构，如动压脉冲（Dynamic Pressure Pulse），行星际激波（Shock），磁云（Magnetic Cloud，MC）行星际日冕物质抛射（ICME），磁流体力学波动（MHD Wave），以及各种间断面结构[3]。其中最受人们关注的就是太阳风动压脉冲结构（Dynamic Pressure Pulse），即太阳风动压会在很短时间内（小于1min） 突然大幅的增强，即发生我们所谓的太阳动压突增事件，突增的太阳风动压会引起地球磁层-电离层大范围的扰动，该扰动的影响是遍布全球的，它能影响包括磁层以及电离层在内几乎所有的等离子区域和电流体系。
1.2 Araki 物理模型简介
由行星际激波和各间断面结构所造成的太阳风动压突增，会引起全球的地磁急始脉冲事件（geomagnetic sudden commencement，SC），Araki[1994]曾对这种现象提出了最简单并且最全面的解释，他通过总结大量的观测结果与对别人的理论研究，提出太阳风动压突增所引起的SC事件中在高纬度地区磁场的H分量即水平分量，由两个连续的、方向相反的脉冲组成。其中如果PI出现的是上升趋势，则记为正，简称PPI（the positive preliminary impulse），如果PI出现的是下降的趋势，则记为负，简称PRI（the reverse preliminary impulse）。在极区较低纬度，晨侧地磁响应特征为先正后负，但是在昏侧则为先负后正。在更高纬度，地磁响应特征又不一样，在晨侧的时候则是先负后正，在昏侧的时候是先正再负。中低纬度，地磁响应呈现一个类似斜坡的增长，但是仍叠加两个双极脉冲结构，只是随纬度的降低，脉冲结构的振幅也降低。在赤道地区，两个脉冲结构只出现在日侧，夜侧则很不明显。
Araki将地磁突增事件中的地磁变化的特征响应分解为两部分[2]：
公式中DL表示地磁場对太阳风动压的突增时的一个类似于直流信号的阶跃响应，DP表示的是两个脉冲信号响应，这两个脉冲信号就指的是前文所提到的初始脉冲和主要脉冲响应：
角的值表示的是图的刻度值（nT），较细的实线和虚线分别代表的是DP和DL，粗线代表的是总的叠加场，水平虚线表示H=0。
2 数据与处理
2.1 太阳风动压脉冲结构事件选择
2.2 地磁场数据处理
研究使用了来自加拿大的地磁台站（CARISMA）[5]、THEMIS地磁台站[6]、阿拉斯加和国际极光地磁效应监测（IMAGE）的地磁台站阵列、格林兰地磁台站阵列、Magnetometer Array for Cusp and Cleft Studies（MACCS）[7]的地磁数据。本文选择的90个地磁台站全球分布情况见图2。
利用程序下载上述各地磁台站阵列中各台站的地磁数据，时间分辨率为0.5至1min。同时为了更加清晰的辨别地磁响应中PI和MI的极性，我们对所有地磁数据都进行了高通滤波，截止周期为1200s。
由于受环境或其他条件的影响，并不是所有地磁台站的地磁场H、D分量对于太阳风动压突增的响应都有明显的结构，为了避免人为错判所带来的误差，我们对于波动较大，或者结构特征不够明显的地磁响应，均予以排除。在这里列举了7个典型的地磁场H分量响应作为例子说明，如图3所示，台站PINA、PTRS的地磁响应从12：00UT开始，表现为突然的下降，然后再上升并持续一段时间，根据前文所描述，第一个突然下降的脉冲即为初始脉冲，第二个上升的脉冲即为主要脉冲，而台站NAQ、SCO的响应则是刚刚相反，表现为先上升再下降，在制作PI和MI的极性响应记录表时，我们将上升脉冲信号记为“+”，下降脉冲信号则记为“-”，而对于类似与KAR、FYKN、GJOA台站这样响应波动较大或地磁响应结构不明显，无法通过肉眼直接辨别。 3结果与讨论
我们选择发生在2012年5月21日19點37分的太阳风动压突增事件进行分析。此次事件中向日面部分台站的地磁响应列于图4中，我们可以看到随着台站所在地磁纬度增高，地磁场H分量的PI/MI的极性逐渐发生反转。晨侧，纬度较低的地区，地磁场H分量的响应特征为先正后负，而纬度较高的地区，地磁场H分量的响应特征为先负后正。昏侧，地磁场H分量的PI和MI的极性变化与晨侧刚好相反，即在纬度较低的区域，地磁场H分量的响应特征为先负后正，纬度较高的地区，H分量的响应特征为先正后负。为了对PI/MI的分布规律，有更直观的了解，我们将本次事件中，地磁场H分量的PI极性展示在地磁坐标系中（图5），并将台站GAKO、KIAN、GILL等10个台站在地磁坐标系中的具体位置标注在其中。其中X轴和Y轴的分别代表磁当地时和地磁纬度，图中黑点表示极性响应为负，加号表示极性响应为正。
图5 左图是2012年5月21日19：37的太阳风动压突增事件地磁场H分量的PI极性在地磁坐标系中的分布。
右图为模拟结果，引自Lam et al.[2001][4]。
为便于比较，将Lam et al.[2001]给出的地磁场H分量的PI极性的模拟计算结果列在图5中右图。可以看出，该事件与模拟计算结果在向日侧（06：00-12：00 MLT、12：00-18：00 MLT）呈现相同的分布规律，而在夜侧（00：00-06：00 MLT和18：00-24：00 MLT）两者并不一致。此外，该事件晨侧的PI极性发生反转的分界线的位置～67°N（AACGM），低于模型所给的～75°N，因此可能位于闭合磁力线区。
4 结论
本文首先给出典型事例2012年5月21日19：37地磁场H分量的PI正负极性在地磁坐标系中的分布规律，并与Lam et al.[2001]的模拟结果作了对比。发现在向阳侧（06：00-12：00 MLT、12：00-18：00 MLT），极性分布和模型的结果一致，但是晨侧正负极性的分界线（～67°N）低于模拟值（75°N），因此可能位于闭合磁力线区。
参考文献
[1]姚丽，左平兵，刘振兴，陈化然，地球磁层对太阳风动压脉冲结构响应的研究进展天文学进展，2012.28（4）
[2]Araki，T.（1994），A physical model of the geomagnetic sudden commencement，in Solar Wind Sources of Magnetospheric Ultra-Low-Frequency Waves，Geophys. Monogr. Ser.，vol. 81，edited by M. J Engebretson，K. Takahashi，and M. Scholer，pp. 183– 200，AGU，Washington，D.C
[3]李晖，行星际扰动对地球空间环境的影响研究，博士论文，空间科学与应用研究中心，2011
[4]Lam，M. M.，and A. S. Rodger（2001），A case study test of Araki’s physical model of geomagnetic sudden commencement，J .Geophys. Res.，106，13，135.
[5]Mann，I. R.，et al.（2008），The Upgraded CARISMA Magnetometer Array In the THEMIS Era，Space Sci. Rev.，141，413–451，doi：10.1007/s 11214-008-9457-6.
[6]Russell，C. T.，et al.（2008），THEMIS ground-based magnetometers，Space Sci. Rev.，141，389–412，doi：10.1007/s11214-008-9337-0.
[7]Hughes，W. J.，and M. J. Engebretson（1997），Spatial，MACCS：Magnetometer array for cusp and cleft studies，in Satellite-Ground Based Coordination Sourcebook，edited by M. Lockwood，M. N. Wild，and H. J. Opgenoorth，Rep. ESA SP-1198，p. 119.
（作者单位：北京市第十二中学）