流光溢彩的磁层扰动影像——极光

原创王文睿行星科学

在地球上南北纬60°-70°左右的范围内，人们时常能够看到形状各异并且颜色绚烂的极光（如图1所示）。地球两极的极光主要分布在椭圆环带的区域中，通常也称为极光椭圆。除了普通的肉眼观测，人们还利用地基台站的光学相机和卫星进行联合观测来深入研究极光的物理特征。通过过去几十年的研究积累，科学家们已经发现在地磁活动剧烈的时期，极光活动也随之明显变强。尤其是在一种叫做磁层亚暴的过程中，伴随着地球磁层中的能量积累与快速释放，极光会突然增亮并向更高纬方向移动。

图1. 地球上各种形态的极光

（图片来源：https://auroraborealisobservatory.com/）

不同形态的极光的具体产生机制各不相同，但简要来说是太阳风、地球磁层和电离层相互耦合的结果。当太阳风到达地球磁层后，一部分带电粒子被地球磁场捕获，从地球磁层中的不同位置沿着磁力线进入地球高纬度地区，与高层大气中的中性粒子碰撞造成能级跃迁辐射出光子，便形成了极光。

近期，中山大学行星环境与宜居性研究实验室和南方科技大学地球与空间科学系的研究团队合作，从IMAGE卫星照片中发现了一种如图2所示的在空间上呈现周期性排列的手指形状。为了消除人眼判断极光形态所造成的主观性，我们采用了一种自动图像特征提取技术，从3年的极光影像数据中找出了符合手指形状的极光结构。我们发现这些手指状极光可以在各类的地球亚暴事件中出现，包括非磁暴期亚暴、磁暴期亚暴以及一种特别的锯齿形亚暴事件。我们的统计研究表明，指形结构的长度较长，基本跨越了整个极光区；有较明显的空间周期性，相邻指形之间的间距相对稳定，平均约为1.5个地方时；持续时间可达40-60分钟。

图2. IMAGE卫星拍摄到的指形极光结构。

根据指形极光的空间周期性特征，我们猜想它们的形成可能与磁尾等离子体中的交换不稳定性有关。交换不稳定性与瑞利-泰勒不稳定性的原理相似。简单来说，把密度大的液体放至于密度小的液体之上，重力的作用能够使上层液体渗入下层液体，并在交界面上产生湍流混合的过程（如图3a所示），这就是瑞利-泰勒不稳定性。与瑞利-泰勒不稳定性不同的是，磁尾中的交换不稳定性的作用力不是重力，而是带电粒子所受到的洛伦兹力；它的稳定与否不取决于密度的梯度，而是取决于磁通量管中熵的梯度（如图3b所示）。

图3.不稳定性示意图。(a)为瑞利-泰勒不稳定性原理示意图；(b)为交换不稳定性原理示意图。

图4. 交换不稳定性产生指形极光示意图

根据交换不稳定性理论，我们对指形极光的形成过程提出了假设。我们认为在某些较强烈的亚暴事件期间（比如锯齿状亚暴和磁暴期间的亚暴），地球磁尾的磁联分布较宽，可以在很大的地方时范围内形成低熵磁通量管，造成等离子体的交换不稳定性。当低熵磁通量管中的等离子体向地球方向运动，高熵磁通量管中的等离子体向磁尾方向运动时，就会产生流入和流出电离层的交互分布的场向电流对（图4），其中上行场向电流中携带的大量沉降电子造成了周期性排列的手指形分立极光弧。

本研究中发现的周期性极光现象并不是地球上独有的，在其他一些具有磁层活动和极光现象的行星上也观测到了周期性极光。例如从卡西尼卫星拍摄到的土星极光影像中可以看到比较明显的串珠形极光结构（图5），同样具有空间周期性。该研究的作者推测土星上的串珠性极光也和等离子体中的交换不稳定性过程有关。

图5. 土星串珠形极光和交换不稳定性机制（图片来源：Radioti, et al., 2019）

上述结果近期发表在国际权威学术期刊The Astrophysical Journal上（Wang et al., 2020），研究受到中科院类地行星先导专项（XDB 41000000）和国家自然科学基金项目(41974187, 41525015, 41774186)等资助。论文第一作者为中山大学副研究员、南方科技大学访问学者王文睿，通讯作者为南方科技大学副教授杨剑。

参考文献

Wang W-R, Yang J, Wang Y-F, Shi Q-Q, &Cui J, 2020, Spatially Quasi-periodic Finger-like Auroras during Substorms, The Astrophysical Journal, 897:149(10pp)

Radioti, et al., 2019, Auroral Beads at Saturn and the Driving Mechanism: Cassini Proximal Orbits， The Astrophysical Journal Letters, 885: L16(7pp)

作者：王文睿

编辑：李婧

审核：李阳

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