极向运动极光结构和喉区极光光学观测特征的对比分析

利用中国北极黄河站高时间分辨率的三波段全天空成像仪极光观测数据,联合太阳风和行星际磁场等观测,分析了极向运动极光结构（PMAFs）和喉区极光的形成及演化特征.研究发现:一系列PMAFs与喉区极光事件同时出现在观测视野中,其中PMAFs主要发生在日侧极隙区极光卵赤道向边界的极向一侧,沿东西方向分布,点亮后向高纬运动;喉区极光紧靠PMAF一侧发生,从极光卵赤道向边界向低纬延伸,沿南北方向分布,点亮后向高纬偏西方向运动;观测期间PMAFs发生频率高于喉区极光;当PMAFs与喉区极光同时出现时,PMAFs可以与喉区极光几乎同时出现或略晚于喉区极光出现,持续时间较喉区极光短.观测结果表明:与PMAF相对应的磁层顶重联过程和与喉区极光对应的磁层顶凹陷导致的磁重联过程在日侧磁层顶上的相邻区域分别发生,两种极光事件的形成过程相对独立,可能不存在相互触发关系.      

基于U-net的紫外极光观测极光卵形态提取

极光卵形态提取是极光研究的重要手段.如何提高强干扰背景下的紫外极光图像极光卵形态提取精度,目前仍是一个难题.本文提出一种基于深度学习语义分割模型U-net的方法,实现了对极光卵形态的高精度提取.在Polar卫星紫外极光观测数据的实验结果表明,该方法相比于已有算法精度更高,对完整型极光卵和缺口型极光卵图像均能得到更加精确...     

极光西向涌浪的二维模式(线性部分)

极光西向涌浪(WTS)被定义为磁层亚暴开始的重要标志, 它是伴随带电粒子沉降过程在极光带电离层出现的特定的极光运动形态.本文给出了极光西向涌浪的二维动力学模式, 亚暴开始, 伴随粒子沉降在电离层产生离子密度梯度(电导率梯度), 在背景电场中激发出低频漂移波, 它的传播给出极光西向涌浪运动的主要特性.      

地球的荧光屏效应

人类观赏极光已经有数千年的历史了,不过,一个根本的问题是,极光是如何产生的?太阳似乎是极光产生的原因之一。数十年来,太空科学家已经知道,在太阳活动较为旺盛的时候,极光的出现也较为频繁。在地球表面,我们可以藉由观测极光来监测太阳的活动。许多教科书将极光的成因,归咎于     

喉区极光的机器识别

喉区极光是一种发生在电离层对流喉区附近的极光现象,是极光卵向低纬侧延伸出的南北向分立结构,其可能对应由磁鞘高速流与磁层顶作用引发的磁层顶重联过程.喉区极光研究对深入理解太阳风-磁层-电离层耦合过程具有重要意义.从长期观测所积累的大量全天空极光观测数据中准确高效识别出喉区极光结构,是开展喉区极光统计研究的基础.本文利用北...     

地球自转对北极黄河站观测日侧极光弧运动的影响

利用北极黄河站全天空极光数据,采用AACGM模型,将日侧极光弧映射到地磁坐标系,定量计算地球自转导致的极光弧运动速度.对于任意一条极光弧,其偏斜角定义为极光弧方向与当地地磁东西方向的夹角.研究发现,地球自转产生的速度由极光弧离开天顶的距离和偏斜角决定,其中偏斜角的影响更为重要,其还决定速度的方向.在4年的观测数据中,提取超过40000张出现极光弧的图像,计算极光弧偏斜角.计算结果表明,日侧极光弧的偏斜角随磁地方时增大而逐渐减小,并在大约10:00MLT（磁地方时）附近发生反转.由于偏斜角的反转,地球自转产生的极光弧运动在晨侧多为极向运动,到午后多为赤道向运动.相比午前,午后的运动更为明显,最大速度可超过300m·-1.      

图片新闻

1 加拿大上空的极光 这是加拿大北部上空的精彩极光。它们非常明亮，只需曝光1．3秒就能清楚地拍下它们。影像右侧是印第安人的帐篷屋。在影像中心的遥远背景上，可看见猎户座。     

“惊艳”北极光

极光是地球南北极地区的自然奇观.当太阳带电粒子(太阳风)进入地球磁场,在地球南北两极附近地区的高空,夜空会出现灿烂美丽的光辉,这就是极光.在南极称为南极光,在北极称为北极光.如果有机会亲眼看到极光的话,你一定会惊叹于大自然的鬼斧神工,甚至会产生敬畏之情.挪威摄影师比约恩·约根森就捕捉到许多令人"惊艳"的北极光照片.     

基于深度表征学习的紫外极光卵图像聚类

极光受太阳风驱动的地磁亚暴等大尺度动力学影响，其形态及演化因不同的太阳风-磁层-电离层耦合作用可能表现不同。目前，极光卵及其形态的归类大多依据极光演化理论作主观定性分析，没有明确的分类标准，故难以借助统计分析方法和有监督分类模型开展客观定量研究。建立了基于深度表征学习的紫外极光卵图像聚类模型（MoCo-GMM），并利用空间环境参数设计了评估模型物理合理性的方法，在大规模POLAR卫星紫外极光卵图像数据上进行了实验，聚类结果不仅具有良好的簇内凝聚性和簇间分散性，且具备一定的物理可解释性，有效实现了基于图像的极光卵及其形态的客观归类。     

天上的火光

根据北欧的民间传说,北极光是战神沃丁的女婢们,在护送死去英雄的灵魂经过天际去英烈祠时,她们手中所持的金盾的反光.科学家们对这个现像的解释,就没有那么多的抒情色彩了.他们认为,极光的形成与电视屏幕上的图像的呈现原理相同.电视图像是由于电子束被电磁收聚在荧光屏上成焦而形成.地球的磁场对来自太阳的电荷粒子具有相同的效果,使它们在磁极上方的空中“屏幕”上聚焦.在极地,磁场成管柱状.当电荷粒子旋转而下时,彼此相撞并激发上层空气中的原子,也就是这些原子引起了极光的闪耀.氧原子产生红光、黄光和绿光;氮原子产生紫光、蓝光和绿光.出现在北半球的极光称北极光,出现在南半球的极光称南极光.当太阳发生了猛烈的气体爆发,它的表面的一小部分会突然耀亮,在这样的喷发后,总是能看到极光.太阳起暴时,原子的核子和电子从太阳的大     

亚极光区极化流发生期间电离层离子下行的统计

亚极光区极化流是地球磁层–电离层耦合过程中最重要的现象之一,对电离层具有重要的调制作用.多数情况下,亚极光区极化流发生时会伴随局地离子上行流动,目前已对其有充分的研究,但对离子下行的研究却甚少.本文分析了DMSP卫星在2001-2015年间16个地磁暴中的观测数据,在483个亚极光区极化流事件中找到102个离子下行事件...     

基于紫外极光图像的极光电集流指数模型

极光电集流指数AE是描述地磁亚暴强弱的重要指标,且与极区磁层扰动及极光粒子沉降过程密切相关。因此,建立更加准确的极光电集流指数模型对空间天气的研究具有重要意义。利用1997年POLAR卫星紫外极光图像数据探究了紫外极光图像中极光强度IAP的空间分布与AE指数在不同季节的相关性,并在此基础上提出了基于紫外极光图像的AE指数模型。以网格化方法提取极光强度空间分布特征,采用广义回归神经网络,通过相关系数法和方差选择法构建Cor-GRNN和Var-GRNN两种AE指数模型,并针对冬至月份、夏至月份、分点月份3个季节分别进行训练。研究结果表明,AE指数与IAP具有相似的半年变化趋势,其相关性在不同季节差异较大。相比于太阳风驱动下的AE指数神经网络预测模型,基于极光图像的AE指数模型在ERMS和R2标准上均优于其他模型,其中归一化ERMS小于0.1,模型对于AE指数变化的可解释度提升了10%左右。     

北极黄河站极光亚暴期间低热层大气中性风研究

极光亚暴是地球空间基本的能量输入、耦合及耗散过程,其对低热层大气中性风的影响不容忽视,对这一问题进行深入研究具有重要意义.2010年11月,中国北极黄河站(78.92°N,11.93°E)安装了一台自主研制的全天空法布里-珀罗干涉仪(FPI)并开始进行正常观测,为中国首次获得了极光亚暴期间的FPI观测数据.根据2012年越冬期间的观测情况,对2012年11月12-14日及12月09-11日两个极光亚暴事件期间的数据进行处理,计算得到了5级干涉环对应的风场.亚暴期间风场变化与地磁活动变化的对比分析表明,风速的剧烈变化可能是由地磁活动剧烈扰动造成的.针对2012年11月13日00:00UT-02:00UT和2012年12月10日05:00UT-07:30UT的亚暴事件,将全天空相机拍摄到的极光图像与FPI干涉图像对应的视线风场进行对比分析.结果表明在极光活动中,视线风速加强的方向与极光弧的方向垂直,而在极光弧的平行方向,风速相对较小.      

极光强扰动对中低纬电离层的影响

本文考查了120°E附近的五个中低纬电离层观测站在极光强扰动下的f₀F₂行为。共考查了从1966—1970年五年资料中AE>1400日及1969年中AE>1000日的f₀F₂行为。研究得出了与印度站链有所不同特征——在极光强扰动下120°E中低纬五站之f₀F₂均有不同程度的减小,而不是增加,并且在中纬较高纬度的满州里站之f₀F₂减小比北京站要显著。扰日后效在中、低纬区不同,低纬之武昌、广州和海南岛三站均呈现扰动过后次日上午段的f₀F₂增加,中纬较高纬度的满洲里站仍呈现f₀F₂减少。我们认为这是由于低纬区主要受赤道喷泉效应改变的影响,而中纬及亚极光纬区主要受极光强扰时产生的环球电场的直接作用结果,它反映了纬向电场耦合传递的影响。当然极光扰动时对中性大气层的能量输入亦对观测到的现象有贡献。      

ICME期间磁暴的太阳风参数和极光沉降能量

基于1995-2004年ICME驱动的强烈磁暴(SA型)、强磁暴(SB型)和延迟型主相暴(SC型)三种磁暴类型,对1AU处太阳风动压、太阳风速度、行星际磁场、EK-L电场以及极光沉降能量进行时序叠加分析,并分别与-vBz耦合函数和Newell耦合函数进行对比.结果表明,三种磁暴在ICME到达前期的太阳风动压较稳定,背景太阳风、极光沉降能量、行星际磁场和磁层存在相对平静期. ICME到达前期SA型磁暴的背景太阳风速度、行星际磁场南向分量以及极光沉降能量的均值高于另外两种磁暴类型,这说明大型日冕物质抛射在ICME到达前就对行星际磁场、背景太阳风和HP产生了影响.磁暴急始后,SC型磁暴的EK-L电场斜率小,峰值延后且行星际磁场北向分量增强,这些都是磁暴主相延迟的表现,极光沉降能量随着行星际磁场转为南向而增加.     

“哈勃”眼中的木星和土星极光

最近,“哈勃”太空望远镜上新安装的影像分光仪(STIS)发挥其高度解像力捕捉到了木星和土星两极的壮丽极光。 众所周知,地球极光是由太阳吹向地球的太阳风     

极光行星

正这是哪颗怪异的行星啊?是如假包换的地球,只不过是从国际空间站透过摇曳的极光拍摄到的。视野中,最醒目的是源自氧原子的极光,以及包括绿光在内的较下层诡异辉光和空间站上方较罕见的泛红辉光。     

基于迁移学习的太空台风自动识别

太空台风是极盖区内一种新发现的大尺度亮斑状极光结构，直观表征了地磁平静期的一种堪比磁暴的太阳风能量注入现象，这更新了人们对太阳风–磁层–电离层耦合过程的认识，如何从海量星载极光数据中准确髙效识别出太空台风事件具有重要的科学意义。采用深度学习的方法，通过六种网络模型的对比，最终基于迁移学习和EfficientNetB2网络提出了一种太空台风自动识别方法。在2005-2021年美国国防气象卫星（Defense Meteorological Satellite Program,DMSP）上搭载的紫外光谱成像仪（Special Sensor Ultraviolet Spectrographic Imager,SSUSI）的观测数据中验证了该模型的有效性，识别准确率达到97.7%。研究结果表明，该方法可用于从海量星载极光观测数据中自动识别太空台风事件。     

亚暴起始地磁指数判断的统计研究

利用2004年地磁西向电急流 AL指数, 亚暴电急流AE指数和场向电流AF指数来确定亚暴起始, 并与2004年亚暴极光起始进行对比. 研究发现, 如果以极光亚暴起始为时间零点, 亚暴的西向电急流AL起始和电急流AE起始主要分布于-5~+6 min的时间范围内, 但在-9~+9 min的时间范围内也有个别事例. 场向电流 AF 起始分布较宽, 可以分布于-8~+7 min的时间范围内. 平均西向电急流AL起始, 电急流AE起始和场向电流AF起始分别为0.5, 0.5, -0.1min. 通常西向电急流AL起始与极光起始同时的概率最高, 而多数情况下电急流AE起始和场向电流AF起始提前极光起始1min. 这些地面磁场指数确定的亚暴起始分布, 随着亚暴强度的增大(即最小AL指数减少, 最大AE指数增大, 最大AF指数增大)而向极光亚暴起始靠近. 对于5个超级亚暴来说, 其西向电急流AL起始和电急流AE起始都发生在极光起始之前. 这些结果说明对于大亚暴, 电急流的增加要早于极光爆发.      

地上天上看极光

极光是发生在地球两极周围高层大气中的一种十分宏伟壮丽的发光现象,也是唯一能用肉眼看见的地球高层大气中的一种物理过程。极光的形态变化万千,颜色绚丽多彩。极光的每一次出现,都好似大自然恩赐给人类的一幅美丽画卷,可惜地球上绝大多数人都生活在中低纬度地区,他们一辈子也没有欣赏这空中美景的机缘。