Alfvén通量管——点亮极光的能量导火索

摘要：中科院比较行星学卓越创新中心和类地行星先导专项骨干成员雷久侯教授团队与香港大学张彬铮教授以及达特茅斯学院/美国国家大气研究中心的William Lotko教授等人合作，在地球电离层—磁层能量耦合方面取得重要进展。该团队利用三维全球太阳风-磁层-电离层耦合模式，针对在卫星观测中观察到的极光能量昼夜分布不均匀现象，通过模拟研究发现电离层高度上的极光能量分布与磁层中“Alfvén通量管”的形成有密切联系。Alfvén通量管是指在磁层中形成的Alfvén电导率较低且分布相对均匀的电导通道，该通道可有效地将Alfvén能量传输到近地空间。这些管道会在磁尾爆发流的前端形成，而在磁层侧边处则无法形成。该结果阐明了控制磁层能量向电离层有效传输的基础物理过程。

 

地磁活动通常会在磁层中产生强烈的电磁能量增长，这些能量以低损耗剪切Alfvén波的形式传播到高纬度电离层。Alfvén波在磁力线上的传播类似于电磁波在传输线上的传播。Alfvén波注入极区电离层会引起很多重要的空间天气现象：促进极区电子沉降从而产生动态极光；加热重离子(主要是氧离子)使其从电离层向太空逃逸；极区电离层、热层与带电粒子对Alfvén波能量的吸收会导致局部升温从而使上层大气抬升，这增加了卫星在近地轨道上的阻力。因此， 相关的Alfvén波动能量分布、强度和影响因素是理解诸多空间天气现象的基础。

 

图1. 卫星观测(a)与模拟(b)的Alfvén能量相关的极光分布特征

卫星观测表明(Keiling et al., 2003)，极区的Alfvén能量通常呈现出日侧较弱，午夜侧较强，而晨昏两侧缺失的现象（图1a）。极区的能量分布通常与地磁活动中出现的磁尾快速爆发流密切相关，但由于卫星观测数据较为稀少且零散，对于如此大尺度的地磁活动难以从卫星数据中分析得出其原因，而本项研究中利用全球磁层模拟方法对于这一现象进行了研究。从图1中可以看出，数值模拟再现了观测中Alfvén能量的分布特征。

 

图2. 模拟中的赤道磁场（a）,赤道Alfvén坡印廷通量（b）与极区相应的Alfvén能量（c）

 

研究结果（图2）也表明，在磁层中广泛分布着Alfvén能量，且其主要分布于磁尾快速爆发流与磁层顶扰动边界处。而在电离层中，只有午夜附近出现了显著的能量分布，该位置与磁尾中的快速爆发流的位置相对应，而磁层顶边界处的能量无法顺利传播到电离层。

 

 图3. 磁层中的Alfvén坡印廷通量（a）与Alfvén电导率（b）

进一步研究发现，磁层中的Alfvén坡印廷通量能否有效传播与Alfvén电导率密切相关（图3）。如果将Alfvén波在磁力线上的传播类比于在传输线上的传播，那么Alfvén电导率是否均匀则决定了反射的多少。在磁尾中部快速爆发流附近，整个传播通道的Alfvén电导率都很小，赤道面附近产生的Alfvén能量可以在不发生严重反射的情况下有效传播到电离层。而在磁层顶边界处，从赤道到电离层的整个传播过程中电导率的变化非常大。这就导致赤道面附近产生的Alfvén能量会很快被反射掉，因此无法传到电离层。Alfvén通量管这一物理模型为理解磁层能量向电离层的有效传播搭起了一座桥梁，它也为其他行星包括木星和土星磁盘中复杂的波动产生和传输过程，及其相关的极光现象提供了合理解释。

 

该成果发表于国际学术期刊《JGR-Space Physics》，论文第一作者是中国科学技术大学博士生杨子仪，通讯作者为雷久侯教授。该研究得到了中国科学院中科院B类先导专项（XDB41000000）、国家自然科学基金基础科学中心和重点等项目（42188101和41831070 ）支持。

 

参考文献

Keiling, A., J. R. Wygant, C. A. Cattell, F. S. Mozer, and C. T. Russell (2003), The global morphology of wave Poynting flux: Powering the aurora. Science 299, 383–386. doi: 10.1126/science.1080073

 

Yang, Z., Zhang, B., Lotko, W., Sorathia, K. A., Pham, K., Luan, X., et al. (2022). Formation of Alfvén wave ducts by magnetotail flow bursts. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 127, e2022JA030841. https://doi.org/10.1029/2022JA030841