论文部分内容阅读
极光是太阳风-磁层-电离层耦合产生的现象。太阳上的各种活动过程引起行星际磁场(IMF)和太阳风的扰动，当这些扰动传播到地球时，引起地球磁层-电离层的扰动，进而在地球高纬产生极光。
太阳风动压的变化会引起极光亮度的变化，尤其是日侧(06-18 MLT)极光。利用PolarUVI极光图像和NASA OMNI磁场和等离子体等资料，我们研究了行星际参数与日侧极光增亮之间的关系。首先通过找出从1997年到1999年间太阳风动压增强引起的日侧极光事件，发现有两种情况：(1)太阳风动压增强后，日侧极光增亮；(2)太阳风动压增强后，日侧极光没有增亮。然后，通过一个个事例检查太阳风密度和速度单独对极光亮度的作用，结果表明日侧极光增亮需要太阳风密度和速度同时增大，只有密度引起的动压增强不能产生日侧极光增亮。
另外，通过Polar UVI得到的极光资料，对具有完整极光卵的极光图像进行能量积分，从而得到极光卵中的极光能量，结合NASA OMNI得到的行星际磁场、太阳风等的观测资料，我们研究了行星际磁场和太阳风动压对极光活动的影响，并且分别分析了太阳风密度和速度单独对极光的作用。对各区域(晨侧、日侧、昏侧和夜侧)极光能量与行星际条件之间进行统计分析，我们发现：行星际磁场Bz，南向对晨侧和夜侧的极光影响较大；Bz北向对日侧极光有一定的影响；Bz对昏侧极光的影响不大。当行星际磁场Bz南向时，Bx、By，对晨侧极光有不同的影响；当Bz北向时，Bx、By对晨侧极光的影响不大。无论行星际磁场Bz南向或北向，Bx对日侧、夜侧极光的影响不大；By对日侧极光有一定的影响；只有在一定的条件下，By才会对夜侧极光有一定的影响。无论Bz南向或北向，Bx、By对昏侧极光有不同的影响。当太阳风速度较大时，极光活动就比较强。