亞暴
亞暴
“亞暴”最先是Akasofu和chapman(1977)用來描述磁暴期間出現的短暫的強磁擾動，每次延續2~3小時。磁層亞暴和磁暴是兩個既有聯繫又有區別的過程。
亞暴(Substorm)：
即“磁層亞暴”(Magnetospheric Substorm)，發生於地球磁層的強烈擾動。持續時間為1～2小時，主要擾動區域包括整個磁尾、等離子體片和極光帶附近的電離層。1961年，赤祖父俊一和S.查普曼把磁暴主相分解為環電流磁場和極區擾動磁場。極區擾動磁場的持續一般為1～2小時，比磁暴的持續時間短得多，故又稱極區擾動磁場亞暴，也稱地磁亞暴；因為極光活動時間和地磁亞暴一致，故極光活動又稱極光亞暴。1968年，赤祖父俊一把它們統稱為磁層亞暴，因為它們都是磁層擾動的表現。
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亞暴過程可分為三個階段：增長相、膨脹相和恢復相。亞暴期間，整個高緯度地區，特別是極光帶，磁場同時發生劇烈擾動。亞暴典型的發生頻率是每天4-5次，每次持續的典型時間為2-3小時。在地磁活動高年，亞暴發生非常頻繁，即使在活動低年，亞暴也經常發生。亞暴起始時，平靜光弧突然增亮，增亮區擴大，這就是極光亞暴。亞暴是南北半球共軛的，共軛點上有相同現象，共軛點是指同一條磁力線截於南北半球地面的兩點。亞暴是磁尾的一種激烈而頻繁的運動形式，磁擾日里幾乎每天都發生數次。亞暴常成串出現，時間間隔無規律，有時第一次尚未結束，第二次接踵而來，這稱為疊發亞暴。每一次爆發來不及構成完整的膨脹相，而只是一次接一次的極光增亮。亞暴的發生與行星際磁場和太陽風狀態有密切關係，一般當行星際磁場持續一段時間偏南之後，就會發生一連串亞暴。磁層亞暴時，可能造成高緯度地區無線電通訊中斷，地球同步軌道上的衛星充電等效應。因此，對磁層亞暴的研究具有實際意義。
1978年，Victoria會議對磁層亞暴及其過程給出了基本一致的定義“磁層亞暴是起始於地球夜晚面的一種瞬態過程，在此過程中來自太陽風-磁層耦合的很大一部分能量被釋放並儲存在極區電離層和磁層中”。“這一過程的開始以子夜區極光輝度的突增為標誌，在其整個過程中極光電集流最初增加，然後恢復到亞暴前的基態水平。在亞暴期間西向電集流可能多次增強，每一次增強都伴隨著Pi2脈動的爆發和西向涌浪的出現。亞暴發展時子夜分立極光區向極區和西擴展，極光活動到達最高緯度以後再逐漸恢復到暴前位置。從第一次Pi2爆發到極光區到達最高緯度的這段時間成為膨脹相。子夜區極光恢復到較低緯度這段時間叫做恢復相。” 1982年，Munster會議進一步對磁層亞暴過程取得了大致一致的看法：磁層亞暴“由兩種性質不同的基本過程組成。這兩種過程分別為直接驅動過程（太陽風能量直接傳輸到極區電離層和環電流中）和裝-卸載過程（能量先儲存於磁尾一段時間，然後在膨脹相時脈衝式地釋放到極區電離層和環電流去）”其中裝-卸載劃分為增長相，膨脹相和恢復相三個階段。
地球磁層擾動的一種表現。這個概念是1968年提出的。這種擾動在其發展過程中會隨時間、空間而發生一系列變化，尤其是在極區的反應最為激烈。磁層亞暴的典型物理過程，首先是從行星際磁場方向反轉開始的。觀測表明，不少亞暴發生在行星際磁場方向由北向南反轉以後。由於向南的行星際磁場和地磁場相互耦合，引起磁力線的重聯，從而使磁尾中磁場強度增加，積累起大量的磁能；接著，由於磁力線重聯，磁流體發電機作用加強，橫越磁尾的電場和電流也增強。在將近一小時內，磁尾的等離子體便開始向地球方向運動。這時,“極光卵”赤道的側邊緣處極光突然增亮，並開始向極區移動，這就開始出現極光亞暴。與此同時，整個磁尾的等離子體片的厚度開始變薄。伴隨亞暴發生的另一個過程是等離子體由磁尾向捕獲區注入，這種注入是外輻射帶電子的主要來源之一，也是極光帶電波吸收增強的基本原因。當磁尾中的磁能積蓄到一定程度后，磁尾的磁力線由於某種不穩定性，便會發生重聯，形成X型中性線(見電流片)。中性線以外的等離子體以每秒300公里的速度向外運動。毫無疑問，在出現亞暴過程中，粒子的加速過程仍然是一個本質的問題。觀測的結果迄今仍很不一致，還不可能對亞暴的物理機製作出明確的說明。從物理學上作出的可能判斷是，當磁尾等離子體向著地球方向運動時，為保持粒子磁矩守恆或縱向不變數守恆，電子回旋加速機制和費密加速機制均可能起重要作用，而在亞暴開始時刻，橫越磁尾的橫向電場加速也是極為重要的。關於磁層亞暴的機制，目前的看法並不完全一致。有人認為行星際磁場由北轉向南是亞暴發生的原因。但是也有人不同意這種觀點，認為這種方向的改變只能控制亞暴出現的強度和緯度，對亞暴的觸發和能量的釋放不會有明顯的影響。這些問題的解決有待於建立亞暴事件全過程的正確時間序列，以及對亞暴的形態建立一個正確的物理圖像。磁層亞暴對人類的活動有很大影響。它可以影響高緯度地區的通訊，可以在長距離電纜和跨海洋的電纜中誘發感應電流，也可引起同步衛星發生強烈真空放電和高壓電弧（有時甚至會導致一顆衛星的完全損壞），因而對磁層亞暴的研究有重要的實際意義。
用一元磁流體力學廣義行波展開法進一步研究了近磁尾內邊界的位型不穩定性。將筆者以前關於近磁尾赤道面附近的漂移氣球模不穩定性工作推廣到非赤道區和存在非定常地向流的情形。論證了減切地向流將導致近磁尾內邊界絕對不穩定，並使增長率顯著增加。研究表明在亞暴電流楔的形成過程中，中磁尾磁重聯和近磁尾位型不穩定性可能協同地起著重要作用。在此基礎上提出了一個磁層亞暴膨脹相的中性線一電流中斷協同模型。該模型能解釋衛星和地面的許多亞暴觀測結果。不同的亞暴可能有不同的觸發過程。
話說從2007年3月23日說起，當時阿拉斯加和加拿大北部地區爆發了一場“亞暴”。那是一種地球磁場的擾動，這次“亞暴”引發了持續兩個小時之久的北極光。綠色和藍色的北極光不停地在空中閃動，越來越強烈，直到爆發出五彩繽紛，隨處可見的光芒。這些地區的多台攝像機拍下了這些北極光的絢爛景色。運行在空間軌道上的執行THEMIS任務的5顆衛星則記錄下其太陽風顆粒流動走向，與磁場變化。
研究表明，這一”亞暴”的能量相當大，2小時內發生的能量總和達到了500萬億焦耳的程度，相當於一次5.5級地震的能量大小。“亞暴”的表現完全在意料之外，” THEMIS 的首席研究者，UCLA的地球與太空科學副教授，同時也是加州大學洛杉磯分校的研究員Vassilis Angelopoulos表現出驚訝。“極光向西浪涌二次，比任何人所想的還要快，不到 1 分鐘就橫越經度 15 度。極光正好在 60 秒時，橫越整個極地時區，或640千米。”問題是，這些能量是從哪兒來的呢？
“衛星們已經發現地球上層大氣的磁索(Magnetic Ropes)與太陽有直接關連的證據，” NASA戈達爾航天中心的發射科學家斯貝克(David Sibeck)說，“我們相信，太陽風粒子沿著這些磁索流動，提供能量給地磁風暴與極光。”2007年的5月20日，當時它們拍下了這些磁索的三維圖像。
磁索是一個被扭絞的磁場束(bundle of magnetic fields)，其組織很像一捆被搓捻的麻繩。此前一些航天飛行器已偵測到了這些磁索的跡象，不過單一的航天飛行器無法充分測繪它們的三維結構，THEMIS任務的5顆同樣的微衛星達成了這項功績。
“THEMIS 在3月20日遇到了第一條磁索，”斯貝克說。“它相當大，約跟地球一樣寬，而且位於地球上方約 7 萬千米的地方，一個稱為磁層頂(Magne Topause)的區域。”磁層頂是太陽風與地球磁場相會之處，而且如相撲選手般相互推擠。在此，磁索形成，並於幾分鐘內拆散，成為太陽風能源短暫卻重要的導管。
THEMIS任務的5顆衛星也觀測到一些地球磁場弓形激波(magnetic bow shock)的爆發。“弓形激波如同小船前頭的舷波(弓形波)，”斯貝克解釋。“在此太陽風首度受到地球磁場的影響。有時太陽風當中的電流爆發將撞及弓形衝擊波，然後砰！我們得到一次爆發。”吸引更多科學家加入的“THEMIS”任務
成為解開極光之謎的這五顆衛星由NASA製造，目的是了解多彩極光的神秘動力。該任務的全稱為“亞暴之大規模互動及時間歷史性事件”任務(Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms)，縮寫后成了THEMIS，恰好和希臘神話中“正義女神”忒彌斯的名字一樣，因此得名。THEMIS任務在 2003 年被挑選為NASA第五次的中級探測者任務 (Medium-Class Explorer, MIDEX )，於 2007 年 2 月 17 日在美國佛羅里達州卡納維爾角的空軍基地成功發射升空。THEMIS整個項目由位於馬里蘭島的哥德太空項目辦公室資助，負責落實的機構則是加州大學的貝克利太空科學實驗室。 “THEMIS”任務裝備的儀器可以測量太空中的離子、電子和電磁輻射。羅普羅斯還說，觀察北極光的最佳時刻其實還沒到，但現在的結果已經很喜人了。此外，THEMIS還有另外一套迷你型的衛星系統，其將可以加入操作這一實驗，能夠探測出從北極光風暴中發射出的熱能和壓力的演變。
羅普羅斯將THEMIS的作用和氣象台相比，通過這一儀器，就可以檢測出一世紀前的大氣氣候。“這些風暴的確可以很有助於我們理解和預測太空氣候。”他說。