关键词：地球磁层太阳风动压地磁指数SYM-H
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
国籍法1.1地磁场的扰动
姚文元墓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30min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30min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]。
风切变
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AE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。
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足菌肿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场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Tw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，Bw，nw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20RE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]
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1.5地球同步轨道磁场扰动
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
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