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摘 要：太阳风是太阳活动与地球空间环境之间进行联系的一个关键媒介，其中太阳风动压与行星际磁场则是能够引起地球磁层变化的主要因素。一旦太阳风动压发生增加或者减少均会压缩或释放一定的能量，从而导致地球磁层全球性响应的产生。其中同步轨道磁场与地面磁场一般又是受磁层电流以及电离层电流影响的两个最典型研究对象。该文探讨了地球磁层对太阳风动压响应的观测结果和物理机制，分析了不同太阳风动压脉冲对磁层顶进行作用过程中，地球同步轨道磁场以及地球水平磁场之间存在的相应的响应关系，据此来获取在太阳风动压变化基础上磁层电流系的变化对不同区域磁场所带来的影响。
关键词：地球磁层 太阳风动压 地磁指数SYM-H
中图分类号：P182.8 文献标识码：A 文章编号：1674-098X（2014）03（c）-0013-04
太阳风、磁层和电离层三者构成了一个较为复杂的耦合系统。当太阳风经过地球磁层顶时，其中相当一部分的能量、动量以及等离子体等都会借助行星际磁场的作用与地球磁场发生磁重联或通过磁层边界层所具有的似粘性作用来输送至磁层，这种情况下就会导致磁层内部发生对流运动，并且会形成磁层大尺度电场以及电流。与此同时，太阳风磁场以及等离子体所发生的变化也会在一定程度上影响到太阳风和磁层之间的藕合效率，从而导致磁暴、磁层亚暴或者磁层稳态对流等多种磁层的多时空尺度扰动现象[1]。Borodkova[2]研究了行星际太阳风扰动引起的磁场响应可以被地球同步轨道卫星观测到，并指出磁层对太阳风动压的变化有明显的响应过程。Wing[3]研究了地球同步轨道磁场与太阳风动压和行星际磁场Z分量之间的关系，发现地球同步轨道磁场对太阳风动压和行星际磁场南向分量的变化有短暂的响应过程。本文首先对组成地球磁层的各结构对太阳风动压响应研究进行了综述，最后通过卫星实际观测数据分析了一次典型的地球同步轨道磁场与太阳风动压扰动的响应事件。
1 太阳风动压脉冲结构的相关磁层响应
1.1 地磁场的扰动
在太阳风动压和磁层二者之间相互作用的过程中，会导致磁层电流系统发生一定程度的增强，包括磁层顶电流、场向电流以及磁层对流驱动形成的电离层电流等。基于此，我们可以得出太阳风动压脉冲结构必然会对于磁层、各个区域的磁场变化情况带来一定程度的影响[4]。在空间物理学上，把高纬度区域地磁场水平分量发生的突然降低，同时还会持续一段时间的现象叫做负湾扰。并且在过去常将其作为判定地磁亚暴出现的关键标志，然而随后发现地磁亚暴并非是导致负湾扰出现的唯一机制。因为在磁层稳态对流的作用下，实际上也能够造成负湾扰，也称为对流湾扰。尤其是在行星际磁场南向持续时间超过30 min之后，行星际激波或是动压脉冲结构到达地球磁层时，也能够触发负湾扰 [5-6] 。
1.2 极光扰动
在太阳风动压脉冲结构作用下，可能导致大尺度极光活动的出现，这种扰动主要体现在极光快速和全面的增强，同时极光卵的极向边界还会不断向极区靠近。如果动压脉冲结构开始冲击地球，那么极光卵中的相当一部分区域就会同时形成一种增亮效应。需要注意的是这种极光全面增强的现象和极光亚暴问题之间存在着非常显著的差异。在极光亚暴发生期间极光活动限制在午夜前后一段时间的MLT（中间层和低热层大气）之内，而极光活动则是先在高纬午夜侧附近发生，接着才会慢慢向极侧附近靠近，并且以东西方向来不断扩展，造成这种现象出现的原因和亚暴电流楔的形成以及方向扩展之间存在密切的关系。除了地球同步轨道磁场的响应之外，太阳风动压增强导致的其他磁层效应实际上也和行星际磁场之间存在着极为密切的关系，如行星际磁场为北向以及南向时，那么磁层响应就会发生很大的不同：一般来说，当行星际磁场南向时，那么几乎全部的电流均会出现大幅度的增强；但是如果行星际磁场北向时，那么这些响应则会表现的相对较弱[7]。
如果行星际磁场属于弱南向磁场，也即是Bz不超过-5nT，同时南向磁场持续时间超过30 min以上，随后出现行星际磁场南向磁场的变化，就有可能会导致经典的亚暴出现。如果行星际磁场属于微弱南向时，那么此时太阳风动压增强就会对整个的磁层进行压缩，造成全面极光增强活动的出现。反之，如果行星际磁场属于强南向，也即是Bz的值不超过-8nT 的范围之内时，那么行星际磁场的变化也会导致亚暴的出现。
1.3 极盖区变化
当行星际磁场为稳定南向时，那么极光卵几乎全部磁地方时的极向边界都会出现极向移动现象，极盖区区域会从整体上出现一定程度的缩小。当太阳风动压增强，行星际磁场的值基本上为零时，也就是行星际磁场处于北向或南向，那么我们就能够在夜侧观察到极光卵极开始朝向边界的极向方向而进行移动，然而与此同时在阳侧则不会出现任何变化。这是由于这种极盖区的反应实际上是在磁尾重联以及磁层对流增强作用下而出现的[6～7]。
当处于稳定行星际磁场的情况之下，如果太阳风动压突然增强，极盖区指数几乎同时也会发生相应的增强现象，这就证明了太阳风动压脉冲结构实际上是能够导致极盖电场和极区电离层DPZ电流跨极部分发生瞬时变化。一旦太阳风动压发生突然的增加，那么极盖区指数也会表现为两相变化，也就是首先发生急速下降造成一种负峰结构，接着再突然增加到远远超过太阳风动压脉冲到达前所具有的水平；如果太阳风动压出现突然减小，那么极盖区指数也会相应的表现出相反的变化，也就是首先出现急速上升形成一种峰结构，接着再发生突然下降。通常来说，峰值结构会持续3分钟左右。需要注意的是，急速变化的时刻和磁层压缩而造成的A E 指数上升的时刻以及地球同步轨道粒子通量突然上升的时刻二者之间是相同的。这揭示了太阳风动压的突然变化很可能会导致磁层对流的瞬时变化。
1.4 磁尾的响应
在磁尾尾瓣区，受到太阳风动压脉冲结构作用而造成的磁层压缩会使得尾瓣磁场一个较短的时间内迅速发生增强现象。主要有两种物理机制能够对于尾瓣SI现象来进行解释，一种是太阳风动压显著增强会导致在地球磁层顶出现激发磁流体波动，而在该波动的携带作用下磁通量也会跟随其向阳侧传输到磁尾，这种情况下磁通量的堆积会造成磁尾尾瓣磁場发生较为明显的增强。还有一种是磁尾压缩模型，也即是在太阳风动压脉冲结构在磁鞘中进行传播的过程中，部分增强的等离子体动压会沿着磁层顶侧翼方向以对称的方式对磁尾进行挤压，而尾瓣磁压和磁鞘内等离子体动压之间始终会保持一种平衡。这样就会造成磁尾磁场的变化，进而出现一些相应的等离子体运动[8]。具体的压缩模型如图1所示，如果假设磁尾尾瓣等离子体压强能够忽略不计，那么我们就可以用下列公式来表示磁尾与磁鞘太阳风压强间存在的平衡关系： 上式中的Tsw表示的是太阳风电子温度以及质子温度二者间的和， Pdy代表的含义是太阳风动压，Bsw，nsw代表的含义分别是太阳风磁场强度以及数密度，字母K代表的含义是太阳风动压拖曳衰减系数，主要是用来衡量太阳风粒子进入到磁层顶的一个动量传输系数，α代表的含义是太阳风流和尾瓣边界二者之间的夹角，如果磁尾距离地球介于10 到20 RE之间是，它的值通常为17到30度之间，主要是由太阳风动压的大小而决定的[9～10] 。
1.5 地球同步軌道磁场扰动
在磁平静时期，一般太阳风动压越高，那么相应的磁场水平分量也就会越强，同时地球同步轨道中午侧的磁场也会出现相应的增强。在高分辨率地球同步轨道卫星的帮助下，我们还能够发现当行星际磁场处于南向时，动压增强造成阳侧磁场受到压缩而出现较为显著的增强，然而在夜侧磁场则呈现出了明显的偶极化。
2 地球同步轨道磁层对太阳风动压响应事件的实例分析
2.1 卫星数据来源
本文研究中选择的是2006年6月到2007年6月间ACE卫星观测的太阳风等离子体数密度以及相关速度数据和GOES卫星中的磁场数据以及地磁指数SYM-H数据等。其中太阳风等离子体的相关数据来自ACE卫星的SWE，所采用的数据时间分辨率是64 s。其中，GOES卫星是在同步轨道上来进行运行的，采用了GOES8/10/11/12卫星的磁场数据以及卫星位置，选择的时间分辨率是60 s。实例分析中用到的SYM-H地磁指数为衡量环电流强度的新型地磁指数，代表的含义是地磁场水平分量所发生的对称扰动[11]。而在地磁研究中通常使用的Dst指数，它所代表的含义是使用最广泛的说明磁暴活动强度的指数，主要是从四个低纬度观测站经过测量所得到的地磁场水平分量减去平静期平均变化同时参照台站纬度进行调整后而获得的，采用的时间分辨率是1小时，它的大小主要是指环电流强度的量度情况。和常规的Dst指数对比，地磁指数SYM-H在获取数据的观测站上有所不同，其坐标系也存在一些差异，采用的数据分辨率是1 min，我们能够将其视为高分辨率的Dst指数。
2.2 地球同步轨道磁场对太阳风动压扰动事件分析
图2描述了一个非常典型的太阳风动压扰动事件。其中图2a～d表示的就是ACE卫星在L1点观测到的于2006年8月3日发生的太阳风动压扰动事件图。我们可以看到，在14∶30UT，此时太阳风动压Pd已经由原来的3 nPa在短时间内提升至6.5nPa左右，此时在扰动前太阳风X方向，也就是GSE坐标系的速度分量的值每秒达到了440 km。图2e到f主要是描述了GOES11卫星以及GOES12卫星二者在太阳风动压扰动前后观察到的地球同步轨道磁场Z分量所发生的变化，以及地磁指SYM-H的情况。其中能够明显观察到，在15∶40UT左右，无论是同步轨道磁场还是地磁指数，都存在一个急剧增强的现象，我们能够将其看做是磁层磁场以及地面磁场对在14∶30UT时ACE所观察到的太阳风动压增加事件的响应，同时还注意到这一响应时刻和ACE卫星观测到的动压扰动时刻相比，要晚70分钟左右到达。同时，从图2d中也能够明显观察到，在16∶10UT时，ACE再次观察到了一个动压减小事件，并且在之后17∶20UT无论是同步轨道磁场还是地磁指数均在短时间内发生了较为迅速的下降，我们发现响应时间同样延迟70 min左右。从上面的分析能够得出，同步轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H对行星际太阳风动压的扰动存在非常明显的正响应关系。同时，轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H响应幅度也非常得明显。
3 统计与分析
3.1 同步轨道磁场Z分量对于太阳风动压扰动的响应情况分析
图3、图4分别表示的是同步地球轨道磁场Z分量响应幅度dBz及相对响应幅度dBZ/AV_BZ（AV_Bz表示扰动前30分钟的平均场）二者随磁地方时变化而发生的相应变化。从图3中不难发现，当处于地方时正午附近区域的时候，同步轨道磁场对于太阳风动压扰动响应的幅度存在一个较大的值，但是到了午夜附近响应幅度又开始变得较小，部分情况下可能发生零响应甚至负响应现象。与此同时，上图中的实线表示的含义是同步轨道磁场在遇到动压增大事件所发生的平均响应幅度的拟合曲线，虚线代表的含义是动压减小事件与平均响应幅度所出现的变化的拟合曲线。从图中可以看到，白天侧的同步轨道磁场响应幅度和夜侧相比，相对较大，同时图中还显示在午夜附近其值达到最小。另外，动压增大事件平均响应幅度所能够达到的最大值是发生在11 时左右的时候；而其动压减小事件平均响应幅度所能够达到的最大值则是发生在午后13时附近。从图中也发现太阳风动压增大和减小事件响应的地方时分布情况实际上是以子午面为对称轴的近似对称。
3.2 SYM-H响应幅度和同步地球轨道磁场Z分量响应幅度之间存在的关系
我们知道，能够对SYM-H指数变化起到影响作用的不仅有磁层电流，还包括电离层电流的作用，由于地球同步轨道往往处于电离层以上的位置，因此对同步轨道磁场造成影响的主要因素应当还是是磁层电流。考虑到在同步轨道的不同区域，磁层电流对同步轨道磁场的所带来的影响可能也存在一定程度的差异。
我们把同步轨道划分为四个区域，其中9-15LT表示的是白天侧，15-21LT表示的是昏侧，3-9LT表示的是晨侧，21-3LT表示的是夜侧，在此基础上就可以分析每一个区域同步轨道磁场Z分量响应幅度和SYM-H响应幅度二者存在的关系。具体的结果如图所示。从中不难看出，在白天侧区域范围内，同步轨道磁场响应幅度和地磁指数响应幅度二者之间存在一种较为良好的线性关系，二者之间的相关系数高达0.93。考虑到白天侧同步轨道磁场响应最主要是受到磁层顶电流变化所带来的影响，所以我们可以将SYM-H对于动压事件的响应影响认为几乎都是在磁层顶电流的作用之下而发生的。图中还明确的显示了地磁指数响应幅度dSYM-H和同步轨道响应幅度dBz二者之间的相关系数值在晨昏侧时较为接近，基本一致，但是到了夜侧区域二者的相关性则最差。而之所以在晨昏侧和夜侧二者的相关性不高，及其原因在于影响上述区域的电流系和白天侧相比显得更加复杂，除了受到磁层顶电流的影响外，还受到来自于场向电流以及磁尾电流二者的共同作用。 4 結语
通过该文研究我们可以得出：
（1）太阳风动压扰动能够通过磁层顶的作用，导致磁层、电离层电流出现较为强烈的扰动现象，并能够进一步对磁层磁场和地面磁场带来一定的影响。在这一影响过程中，同步轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H二者之间表现出了非常显著的响应，和夜侧相比，白天侧响应相对更加强烈。
（2）Z分量对太阳风动压增大减小事件的响应近似的以子午面为轴呈对称状，表现出了非常显著的地方时分布，同时其平均响应幅度最大值主要分布在地方时11时以及13时前后；而相对响应幅度则基本不会随着地方时分布的不同而出现相应的变化。
（3）SYM-H响应幅度的大小和同步地球轨道磁场Z分量响应幅度之间在白天侧存在着非常良好的线性相关性，同时在晨昏侧也存在着类似的线性相关性。不过对比来说，白天侧线性相关性要小一些。揭示了影响晨昏侧和夜侧同步轨道磁场以及地面磁场的磁场电流情况和白天侧相比要明显更加复杂。
参考文献
[1] 王劲松，吕建永.空间天气[M].气象出版社，2010.
[2] Borodkoval.N.L，Zastenker.G.N，Sibeck.D.G，A case and statistical study of transient magnetic field events at geosynchronous orbit and their solar wind origin [J].J.Geophys. Res.1995（100）：5643-5656.
[3] Wing simon，Sibeck.D.G，Effects of interplanetary magnetic field Z component and the solar wind dynamic pressure on the geosynchronous magnetic field [J].J.Geophys.Res.1997（102）：7207-7216.
[4] M.G.Kivelson，C.T.Russell.太空物理学导论[M].科学出版社，2001.
[5] 刘振兴，濮祖荫.我国磁层物理研究的进展和展望[M].地球物理学报，1997.
[6] 章公亮，徐元芳.背景及扰动太阳风的太阳周变化——基本参数及密度参数[M].科学通报，1986.
[7] 姚丽，陈化然.地球磁层对太阳风动压脉冲结构响应的研究进展[M].天文学进展，2010.12.
[8] 陈相才，韩德胜，刘俊明，等.日侧弥散极光对太阳风动压增强的响应[J].极地研究，2012（3）.
[9] 沈长寿.磁层-电离层-热层耦合的模式计算和分析[J].地球物理学报，1992（6）.
[10] Yue C，Zong Q G，Wang Y F.Response of the magnetic field and plasmas at the geosynchronous orbit to interplanetary shock.Chinese Sci Bull（in Chinese）， 2009，54：2835-2843.
[11] Wanliss J A，Showalter K M. High-resolution global storm index：Dst versus SYM-H.J. Geophys.Res.，2006，111，A02202.
[12] Xie H，Gopalswamy N， CyrOCSt，etal.Effectsof solar wind dynamic pressure and preconditioning on large geomagnetic storms.Geophys. Res.Lett.，2008，35，L06S08.
关键词：地球磁层 太阳风动压 地磁指数SYM-H
中图分类号：P182.8 文献标识码：A 文章编号：1674-098X（2014）03（c）-0013-04
太阳风、磁层和电离层三者构成了一个较为复杂的耦合系统。当太阳风经过地球磁层顶时，其中相当一部分的能量、动量以及等离子体等都会借助行星际磁场的作用与地球磁场发生磁重联或通过磁层边界层所具有的似粘性作用来输送至磁层，这种情况下就会导致磁层内部发生对流运动，并且会形成磁层大尺度电场以及电流。与此同时，太阳风磁场以及等离子体所发生的变化也会在一定程度上影响到太阳风和磁层之间的藕合效率，从而导致磁暴、磁层亚暴或者磁层稳态对流等多种磁层的多时空尺度扰动现象[1]。Borodkova[2]研究了行星际太阳风扰动引起的磁场响应可以被地球同步轨道卫星观测到，并指出磁层对太阳风动压的变化有明显的响应过程。Wing[3]研究了地球同步轨道磁场与太阳风动压和行星际磁场Z分量之间的关系，发现地球同步轨道磁场对太阳风动压和行星际磁场南向分量的变化有短暂的响应过程。本文首先对组成地球磁层的各结构对太阳风动压响应研究进行了综述，最后通过卫星实际观测数据分析了一次典型的地球同步轨道磁场与太阳风动压扰动的响应事件。
1 太阳风动压脉冲结构的相关磁层响应
1.1 地磁场的扰动
在太阳风动压和磁层二者之间相互作用的过程中，会导致磁层电流系统发生一定程度的增强，包括磁层顶电流、场向电流以及磁层对流驱动形成的电离层电流等。基于此，我们可以得出太阳风动压脉冲结构必然会对于磁层、各个区域的磁场变化情况带来一定程度的影响[4]。在空间物理学上，把高纬度区域地磁场水平分量发生的突然降低，同时还会持续一段时间的现象叫做负湾扰。并且在过去常将其作为判定地磁亚暴出现的关键标志，然而随后发现地磁亚暴并非是导致负湾扰出现的唯一机制。因为在磁层稳态对流的作用下，实际上也能够造成负湾扰，也称为对流湾扰。尤其是在行星际磁场南向持续时间超过30 min之后，行星际激波或是动压脉冲结构到达地球磁层时，也能够触发负湾扰 [5-6] 。
1.2 极光扰动
在太阳风动压脉冲结构作用下，可能导致大尺度极光活动的出现，这种扰动主要体现在极光快速和全面的增强，同时极光卵的极向边界还会不断向极区靠近。如果动压脉冲结构开始冲击地球，那么极光卵中的相当一部分区域就会同时形成一种增亮效应。需要注意的是这种极光全面增强的现象和极光亚暴问题之间存在着非常显著的差异。在极光亚暴发生期间极光活动限制在午夜前后一段时间的MLT（中间层和低热层大气）之内，而极光活动则是先在高纬午夜侧附近发生，接着才会慢慢向极侧附近靠近，并且以东西方向来不断扩展，造成这种现象出现的原因和亚暴电流楔的形成以及方向扩展之间存在密切的关系。除了地球同步轨道磁场的响应之外，太阳风动压增强导致的其他磁层效应实际上也和行星际磁场之间存在着极为密切的关系，如行星际磁场为北向以及南向时，那么磁层响应就会发生很大的不同：一般来说，当行星际磁场南向时，那么几乎全部的电流均会出现大幅度的增强；但是如果行星际磁场北向时，那么这些响应则会表现的相对较弱[7]。
如果行星际磁场属于弱南向磁场，也即是Bz不超过-5nT，同时南向磁场持续时间超过30 min以上，随后出现行星际磁场南向磁场的变化，就有可能会导致经典的亚暴出现。如果行星际磁场属于微弱南向时，那么此时太阳风动压增强就会对整个的磁层进行压缩，造成全面极光增强活动的出现。反之，如果行星际磁场属于强南向，也即是Bz的值不超过-8nT 的范围之内时，那么行星际磁场的变化也会导致亚暴的出现。
1.3 极盖区变化
当行星际磁场为稳定南向时，那么极光卵几乎全部磁地方时的极向边界都会出现极向移动现象，极盖区区域会从整体上出现一定程度的缩小。当太阳风动压增强，行星际磁场的值基本上为零时，也就是行星际磁场处于北向或南向，那么我们就能够在夜侧观察到极光卵极开始朝向边界的极向方向而进行移动，然而与此同时在阳侧则不会出现任何变化。这是由于这种极盖区的反应实际上是在磁尾重联以及磁层对流增强作用下而出现的[6～7]。
当处于稳定行星际磁场的情况之下，如果太阳风动压突然增强，极盖区指数几乎同时也会发生相应的增强现象，这就证明了太阳风动压脉冲结构实际上是能够导致极盖电场和极区电离层DPZ电流跨极部分发生瞬时变化。一旦太阳风动压发生突然的增加，那么极盖区指数也会表现为两相变化，也就是首先发生急速下降造成一种负峰结构，接着再突然增加到远远超过太阳风动压脉冲到达前所具有的水平；如果太阳风动压出现突然减小，那么极盖区指数也会相应的表现出相反的变化，也就是首先出现急速上升形成一种峰结构，接着再发生突然下降。通常来说，峰值结构会持续3分钟左右。需要注意的是，急速变化的时刻和磁层压缩而造成的A E 指数上升的时刻以及地球同步轨道粒子通量突然上升的时刻二者之间是相同的。这揭示了太阳风动压的突然变化很可能会导致磁层对流的瞬时变化。
1.4 磁尾的响应
在磁尾尾瓣区，受到太阳风动压脉冲结构作用而造成的磁层压缩会使得尾瓣磁场一个较短的时间内迅速发生增强现象。主要有两种物理机制能够对于尾瓣SI现象来进行解释，一种是太阳风动压显著增强会导致在地球磁层顶出现激发磁流体波动，而在该波动的携带作用下磁通量也会跟随其向阳侧传输到磁尾，这种情况下磁通量的堆积会造成磁尾尾瓣磁場发生较为明显的增强。还有一种是磁尾压缩模型，也即是在太阳风动压脉冲结构在磁鞘中进行传播的过程中，部分增强的等离子体动压会沿着磁层顶侧翼方向以对称的方式对磁尾进行挤压，而尾瓣磁压和磁鞘内等离子体动压之间始终会保持一种平衡。这样就会造成磁尾磁场的变化，进而出现一些相应的等离子体运动[8]。具体的压缩模型如图1所示，如果假设磁尾尾瓣等离子体压强能够忽略不计，那么我们就可以用下列公式来表示磁尾与磁鞘太阳风压强间存在的平衡关系： 上式中的Tsw表示的是太阳风电子温度以及质子温度二者间的和， Pdy代表的含义是太阳风动压，Bsw，nsw代表的含义分别是太阳风磁场强度以及数密度，字母K代表的含义是太阳风动压拖曳衰减系数，主要是用来衡量太阳风粒子进入到磁层顶的一个动量传输系数，α代表的含义是太阳风流和尾瓣边界二者之间的夹角，如果磁尾距离地球介于10 到20 RE之间是，它的值通常为17到30度之间，主要是由太阳风动压的大小而决定的[9～10] 。
1.5 地球同步軌道磁场扰动
在磁平静时期，一般太阳风动压越高，那么相应的磁场水平分量也就会越强，同时地球同步轨道中午侧的磁场也会出现相应的增强。在高分辨率地球同步轨道卫星的帮助下，我们还能够发现当行星际磁场处于南向时，动压增强造成阳侧磁场受到压缩而出现较为显著的增强，然而在夜侧磁场则呈现出了明显的偶极化。
2 地球同步轨道磁层对太阳风动压响应事件的实例分析
2.1 卫星数据来源
本文研究中选择的是2006年6月到2007年6月间ACE卫星观测的太阳风等离子体数密度以及相关速度数据和GOES卫星中的磁场数据以及地磁指数SYM-H数据等。其中太阳风等离子体的相关数据来自ACE卫星的SWE，所采用的数据时间分辨率是64 s。其中，GOES卫星是在同步轨道上来进行运行的，采用了GOES8/10/11/12卫星的磁场数据以及卫星位置，选择的时间分辨率是60 s。实例分析中用到的SYM-H地磁指数为衡量环电流强度的新型地磁指数，代表的含义是地磁场水平分量所发生的对称扰动[11]。而在地磁研究中通常使用的Dst指数，它所代表的含义是使用最广泛的说明磁暴活动强度的指数，主要是从四个低纬度观测站经过测量所得到的地磁场水平分量减去平静期平均变化同时参照台站纬度进行调整后而获得的，采用的时间分辨率是1小时，它的大小主要是指环电流强度的量度情况。和常规的Dst指数对比，地磁指数SYM-H在获取数据的观测站上有所不同，其坐标系也存在一些差异，采用的数据分辨率是1 min，我们能够将其视为高分辨率的Dst指数。
2.2 地球同步轨道磁场对太阳风动压扰动事件分析
图2描述了一个非常典型的太阳风动压扰动事件。其中图2a～d表示的就是ACE卫星在L1点观测到的于2006年8月3日发生的太阳风动压扰动事件图。我们可以看到，在14∶30UT，此时太阳风动压Pd已经由原来的3 nPa在短时间内提升至6.5nPa左右，此时在扰动前太阳风X方向，也就是GSE坐标系的速度分量的值每秒达到了440 km。图2e到f主要是描述了GOES11卫星以及GOES12卫星二者在太阳风动压扰动前后观察到的地球同步轨道磁场Z分量所发生的变化，以及地磁指SYM-H的情况。其中能够明显观察到，在15∶40UT左右，无论是同步轨道磁场还是地磁指数，都存在一个急剧增强的现象，我们能够将其看做是磁层磁场以及地面磁场对在14∶30UT时ACE所观察到的太阳风动压增加事件的响应，同时还注意到这一响应时刻和ACE卫星观测到的动压扰动时刻相比，要晚70分钟左右到达。同时，从图2d中也能够明显观察到，在16∶10UT时，ACE再次观察到了一个动压减小事件，并且在之后17∶20UT无论是同步轨道磁场还是地磁指数均在短时间内发生了较为迅速的下降，我们发现响应时间同样延迟70 min左右。从上面的分析能够得出，同步轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H对行星际太阳风动压的扰动存在非常明显的正响应关系。同时，轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H响应幅度也非常得明显。
3 统计与分析
3.1 同步轨道磁场Z分量对于太阳风动压扰动的响应情况分析
图3、图4分别表示的是同步地球轨道磁场Z分量响应幅度dBz及相对响应幅度dBZ/AV_BZ（AV_Bz表示扰动前30分钟的平均场）二者随磁地方时变化而发生的相应变化。从图3中不难发现，当处于地方时正午附近区域的时候，同步轨道磁场对于太阳风动压扰动响应的幅度存在一个较大的值，但是到了午夜附近响应幅度又开始变得较小，部分情况下可能发生零响应甚至负响应现象。与此同时，上图中的实线表示的含义是同步轨道磁场在遇到动压增大事件所发生的平均响应幅度的拟合曲线，虚线代表的含义是动压减小事件与平均响应幅度所出现的变化的拟合曲线。从图中可以看到，白天侧的同步轨道磁场响应幅度和夜侧相比，相对较大，同时图中还显示在午夜附近其值达到最小。另外，动压增大事件平均响应幅度所能够达到的最大值是发生在11 时左右的时候；而其动压减小事件平均响应幅度所能够达到的最大值则是发生在午后13时附近。从图中也发现太阳风动压增大和减小事件响应的地方时分布情况实际上是以子午面为对称轴的近似对称。
3.2 SYM-H响应幅度和同步地球轨道磁场Z分量响应幅度之间存在的关系
我们知道，能够对SYM-H指数变化起到影响作用的不仅有磁层电流，还包括电离层电流的作用，由于地球同步轨道往往处于电离层以上的位置，因此对同步轨道磁场造成影响的主要因素应当还是是磁层电流。考虑到在同步轨道的不同区域，磁层电流对同步轨道磁场的所带来的影响可能也存在一定程度的差异。
我们把同步轨道划分为四个区域，其中9-15LT表示的是白天侧，15-21LT表示的是昏侧，3-9LT表示的是晨侧，21-3LT表示的是夜侧，在此基础上就可以分析每一个区域同步轨道磁场Z分量响应幅度和SYM-H响应幅度二者存在的关系。具体的结果如图所示。从中不难看出，在白天侧区域范围内，同步轨道磁场响应幅度和地磁指数响应幅度二者之间存在一种较为良好的线性关系，二者之间的相关系数高达0.93。考虑到白天侧同步轨道磁场响应最主要是受到磁层顶电流变化所带来的影响，所以我们可以将SYM-H对于动压事件的响应影响认为几乎都是在磁层顶电流的作用之下而发生的。图中还明确的显示了地磁指数响应幅度dSYM-H和同步轨道响应幅度dBz二者之间的相关系数值在晨昏侧时较为接近，基本一致，但是到了夜侧区域二者的相关性则最差。而之所以在晨昏侧和夜侧二者的相关性不高，及其原因在于影响上述区域的电流系和白天侧相比显得更加复杂，除了受到磁层顶电流的影响外，还受到来自于场向电流以及磁尾电流二者的共同作用。 4 結语
通过该文研究我们可以得出：
（1）太阳风动压扰动能够通过磁层顶的作用，导致磁层、电离层电流出现较为强烈的扰动现象，并能够进一步对磁层磁场和地面磁场带来一定的影响。在这一影响过程中，同步轨道磁场Z分量和地磁指数SYM-H二者之间表现出了非常显著的响应，和夜侧相比，白天侧响应相对更加强烈。
（2）Z分量对太阳风动压增大减小事件的响应近似的以子午面为轴呈对称状，表现出了非常显著的地方时分布，同时其平均响应幅度最大值主要分布在地方时11时以及13时前后；而相对响应幅度则基本不会随着地方时分布的不同而出现相应的变化。
（3）SYM-H响应幅度的大小和同步地球轨道磁场Z分量响应幅度之间在白天侧存在着非常良好的线性相关性，同时在晨昏侧也存在着类似的线性相关性。不过对比来说，白天侧线性相关性要小一些。揭示了影响晨昏侧和夜侧同步轨道磁场以及地面磁场的磁场电流情况和白天侧相比要明显更加复杂。
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