低高度極尖區位形的經驗模式

劉子謙，李 暉,2*，王 赤,2，韓金鵬，王江燕

1 中國科學院國家空間科學中心 空間天氣學國家重點實驗室，北京 100190

2 中國科學院大學，北京 100049

3 中國運載火箭技術研究院，北京 100076

0 引 言

極尖區位于高緯度日側磁層中，是一個充滿了太陽風等離子體的狹窄“漏斗”形區域，從磁層頂上的一個“凹陷”一直延伸到地球磁極附近的電離層足點.由于南向行星際磁場（interplanetary magnetic field, IMF）BZ造成的日側磁層頂重聯（Reiff et al., 1977）和北向IMFBZ造成的高緯重聯（Luhmann et al., 1984），太陽風等離子體可以通過極尖區直接進入內磁層和電離層.極尖區是太陽風進入磁層、電離層系統的通道，準確刻畫其位形特征對于空間天氣預報和科學研究都很重要.

自1970年代以來，基于不同的衛星觀測數據和極尖區判斷方法，學者們研究了上游太陽風條件和地磁傾角對極尖區位置和寬度的影響.從衛星觀測來確定極尖區位形并不是一件容易的工作，常見的判斷特征包括離子色散特征（Reiff et al., 1977;Rosenbauer et al., 1975; Trattner et al., 2005）、地磁場總磁場減?。≒almroth et al., 2001a; Zhou and Russell, 1997; Zhou et al., 1999, 2000）、離子相對密度增強（Newell and Meng, 1988; Palmroth et al.,2001a; Peterson and Trattner, 2012）以及強烈的靜電波和電磁波等，而且這些特征通常不會同時滿足.

研究發現，極尖區位形主要受IMFBZ的影響.極尖區的磁場線平均曲率半徑在北向IMFBZ時為19.75RE，而在南向IMFBZ時為5.13RE（Xiao et al., 2018），極尖區極光強度也小于北向IMFBZ時（Qiu et al., 2022）.南向IMFBZ增大，極尖區以0.7o～1o/nT 的速率向赤道移動，兩者存在明顯的線性關系（Burch, 1972, 1973; Carbary and Meng,1986; Li et al., 2012; Newell et al., 1989）.由于IMFBZ的不同，極尖區地磁緯度（geomagnetic latitude,MLAT）在70o～86o之間變化（Zhou and Russell,1997; Zhou et al., 2000）.極尖區向赤道移動時，極尖區低緯邊界的移動速率小于高緯邊界，造成極尖區在MLAT 方向上的寬度減小，變化率為0.052o/nT 左右（Escoubet and Bosqued, 1989; Pitout et al., 2006）.相對于MLAT 寬度，極尖區的磁地方時（local magnetic time, MLT）寬度隨IMFBZ的變化更顯著.由于IMFBZ的變化，MLT 寬度可以從2 小時增大到4 小時，在極端地磁活動時甚至能達到8 小時（Crooker and Burke, 1991; Li et al.,2012; Merka et al., 2002; Newell et al., 1989）.

太陽風動壓（dynamic pressure,PD）也會影響極尖區的位置和寬度.PD增加，極尖區向赤道方向移動，低緯邊界移動速率大于高緯邊界，進一步造成MLAT 寬度增大（Li et al., 2012; Palmroth et al.,2001b; Pitout et al., 2006）.隨著PD的變化，極尖區的MLAT 寬度的變化范圍為1o～4o（Burch,1972, 1973; Zhou et al., 2000）.

IMFBY主要影響極尖區MLT，東向IMFBY時極尖區向昏側移動，西向IMFBY時向晨側移動，MLT 的變化范圍為11～13 時（Li et al., 2012；Merka et al., 2002）.BX和地磁傾角也會影響極尖區的MLAT.隨著BX負向增大，極尖區在北向BZ時將向極區移動，而南向BZ時則向赤道略微移動，而BX正向變化則基本不影響極尖區（徐佳瑩等,2018）.地磁傾角為0o時，極尖區MLAT 約為80o（Zhou et al., 1999）.地磁傾角每向太陽傾斜15o左右，極尖區向兩極移動1o，并且隨著高度增加，隨地磁傾角的變化更明顯（Guo et al., 2013; Merka et al., 2002; Newell et al., 1989; Palmroth et al.,2001b）.

此外，一些太陽風磁層耦合函數也被用來預測極尖區的位置，如ε函數、VBS電場、Kan-Lee 電場（Kan and Lee, 1979; Perreault and Akasofu, 1978）等.對比發現，最佳耦合函數是電場，例如VBS（V 是太陽風速度，BS是南向BZ）、Kan-Lee 電場EKL=VBTsin2(θc/2)（BT是YZ 平面中的IMF 分量，θC是IMF 時鐘角），以及它們的中間函數EWAV=VBTsin4(θc/2)，比IMFBZ更好地提供與MLAT 的線性關系，其中EWAV是最好的（Newell et al., 2006）.

除了觀測數據識別外，三維全球磁流體力學（magneto hydro dynamics, MHD）模擬也用于判斷極尖區位形.Palmroth 等（2001a）根據全球磁層MHD 模擬中的磁場衰減、等離子體能量密度和開/閉場線邊界確定了高高度極尖區，發現隨著南向IMF 的增加極尖區向赤道移動.通過使用類似的方法，Fenrich 等（2001）進一步發現，極尖區在北向IMFBZ時位于MLAT 81o附近，南向IMFBZ時位于75o附近，在東向IMF 下極尖區向黃昏方向移動了2 MLT 左右，與Tsyganenko 和Stern（1996）、Li 等（2012）給出的結果一致.Siscoe 等（2005）使用MHD 模擬研究了不同IMF 方向的極尖區幾何結構，發現隨著IMF 從北轉南，高高度極尖區的MLAT 減小，并且存在與IMFBY相關的晨昏不對稱性.Zhang 等（2013）根據中等磁暴的磁流體力學模擬得出的磁場衰減、等離子體密度和平行離子通量確定了低高度極尖區，研究了極尖區的MLAT（MLT）和IMFBZ（BY）的相關性，發現極尖區的MLAT 和MLT 寬度隨PD增加而增加.

過去的研究僅給出了極尖區位置和寬度隨太陽風條件的變化，而沒有給出其整體位形關于太陽風條件函數的經驗模型.衛星觀測只能提供沿衛星軌道的極尖區穿越，而MHD 模擬可以給出磁層所有網格的物理量，并使呈現極尖區整體位形成為可能.因為低高度極尖區位形主要受IMF 的影響變化情況比較簡單，并且低高度衛星較多方便對比驗證，所以本文建立低高度極尖區的經驗模式，作為將來進一步工作的基礎.利用2008年3月8日兩個連續亞暴的全球MHD 模擬，研究低高度極尖區的位置和寬度隨IMFBY和BZ的變化.在此期間，太陽風條件覆蓋了線性相關分析所需的參數范圍，模擬結果基本上再現了地磁場的大范圍變化.然后利用橢圓函數構造了低高度極尖區位形的經驗模式，可以計算不同IMF 時的低高度極尖區位形.

1 方法

本節首先介紹全球MHD 模擬模型和2008年3月8日的兩次連續亞暴，然后從模擬數據中識別極尖區.

1.1 2008年3月8日事件的全球MHD 模擬

我們主要使用由Hu 等（2005, 2007）開發的全球三維分段拋物線和拉格朗日重映射PPMLRMHD 模型來模擬太陽風-磁層-電離層（solar windmagnetosphere-ionosphere, SW-M-I）耦合系統.該程序已成功地用于模擬行星際激波與磁層、磁層頂開爾文-亥姆霍茲不穩定性和大尺度電流系統的相互作用.在這項工作使用的典型模擬中，計算區域定義為GSM 坐標中的-300RE＜X＜ 30RE和-150RE＜Y,Z＜ 150RE，內邊界設置為一個半徑3RE的球體，以避免與地球表面附近的等離子體層和強磁場相關的復雜性.整個區域由240 ×240 ×240 的網格組成.在X，Y，Z＜ 10RE的內部區域中，均勻網格的網格間距由0.2RE組成，其他區域根據每個軸上公比為1.05 的幾何級數增加.在SW-M 系統中，程序以完全守恒的形式求解MHD 方程，而在電離層中求解靜電方程.磁層和電離層之間的耦合由沿地球偶極磁場的兩個映射組成，包括從磁層內邊界到電離層的場向電流（FAC）映射和反向電勢映射.MHD方程的保守形式保證了數值模擬中質量、動量和能量的守恒.有關全球MHD 模型的其他詳細信息，請參見Hu 等（2007）.

2008年3月8日10:00 世界時（universal time,UT）至22:00 UT 期間發生了兩個孤立的亞暴.圖1展示了來自OMNI 數據集的觀測結果，包括AU/AL 指數、SYM-H 指數、行星際磁場、太陽風動壓.根據AL 指數，第一次亞暴在11:30 UT 左右開始，在13:40 UT 左右達到峰值，然后開始恢復，直到15:00 UT 才恢復到平靜水平.第二次亞暴大約在16:50 UT 開始，持續了3 個多小時才恢復平靜.第二次亞暴的強度比第一次略弱，AL 的最小值約為-550 nT，而第一次亞暴的最小值為-850 nT.在這兩次亞暴期間，最小SYM-H 指數分別為-15 nT和-35 nT，這意味著在此期間沒有中等及以上級別的磁暴事件.我們之所以關注這一事件的模擬是因為它涵蓋了太陽風條件的一個大參數范圍的變化過程.在這次活動中，IMFBY從-10 nT 到10 nT，IMFBZ從-15 nT 到10 nT，太陽風動壓從1 nPa 到15 nPa，涵蓋了線性相關分析所需的一系列典型參數空間，為極尖區位形與上游太陽風條件之間的相關性分析和數據模型比較提供了良好的參數范圍.

圖1 2008年3月8日連續兩次亞暴的概述.AU：虛線；AL：點線Fig.1 The overview of two successive substorm on 8 March 2008

1.2 極尖區中心和邊界的識別

根據模擬數據得到的等離子體熱壓（thermal pressure,PT）用于判斷半徑為6RE的球面上的極尖區中心.極尖區中心定義為PT達到最大值的點.圖2展示了模擬數據得出的PT在北半球的空間分布.圖2a 顯示12:00 UT，西向IMFBY和南向BZ，圖2b 顯示14:20 UT，東向IMFBY和北向BZ.很明顯，在北向IMFBZ時，極尖區中心的MLAT 高于南向IMFBZ時，因為在北向IMFBZ時，磁重聯發生在極尖區高緯側，極尖區向兩極移動，而在南向IMFBZ時，磁重聯發生在低緯側，極尖區向赤道移動.西向IMFBY時極尖區位于晨側，東向IMFBY時位于昏側，這是由IMFBY引起的日側重聯點移動造成的.

圖2 北半球熱壓的空間分布.（a）西向IMF BY 和南向BZ；（b）東向IMF BY 和北向 BZ.菱形表示極尖區中心，實線表示極尖區邊界.BS：南向BZ，BN：北向BZ，P：熱壓Fig.2 The spatial distribution of P on the northern hemispheric surface derived from the simulation data.The left panel shows that at 12:00 UT under dawnward IMF BY and southward BZ and the right panel shows that at 14:20 UT under duskward IMF BY and northward BZ.The cusp centers are denoted by diamonds, and the cusp boundaries are represents by solid lines

在確定極尖區中心后，確定極尖區邊界.球面上的網格分為36 個扇區，每個扇區相對于極尖區中心的寬度為10o.對于每個扇區，我們將PT下降到極尖區中心的68%的位置作為極尖區邊界，這個數字來自低緯度最后一條開放磁通的PT與極尖區中心的比值.因此，可以找到36 個格點，并圍繞極尖區中心組成一條閉合曲線，此處定義為極尖區邊界（實線）.北向BZ時的極尖區MLAT 寬度比南向BZ時的寬，與前人結果一致.除等離子體熱壓外，磁層衰減BT-Bdipole和場向離子通量NV·B也可用于識別極尖區.但是磁場衰減不能很好地識別極尖區邊界，因為極尖區邊界內外的磁場區別不太大.北向IMFBZ時，場向離子通量判斷得到的極尖區中心的MLAT 略高于真實值，因為磁重聯發生在極尖區高緯側，離子流直接從重聯區域流出.

選擇半徑為6RE的球面進行極尖區識別有兩個主要原因.首先，6RE球面遠離模擬內邊界3RE，其中MHD 解可能會受到內邊界條件的影響.其次，在典型的太陽風條件下，6RE球面位于磁層內.在極端的太陽風條件下，磁層頂有時可能會壓縮至6RE球面內，此時6RE球面不再適合識別極尖區.但在本次事件中，太陽風的動壓并不是很大，6RE球面保持在磁層頂內，因此6RE球面被用于整個研究.除了6RE球面之外，4～8RE球面也可以識別極尖區，并且結果幾乎相同.所以球面的選擇基本不影響極尖區的判斷.

與高高度極尖區相比，我們更感興趣的是更穩定的低高度極尖區.這是因為低高度極尖區的位置主要取決于開放/閉合邊界，也就是說，主要取決于重聯導致的日側磁通量的侵蝕.而高高度極尖區也受到太陽風動壓的影響，因為高高度的磁層磁力線可以被太陽風明顯壓縮，或者，磁層頂隨動壓的增加而向地移動，導致極尖區更靠近磁層頂.但MHD 模擬的內邊界設置為3RE，僅在SW-M 系統中求解MHD 方程，而在電離層中求解靜電方程，因此在低高度無法直接識別極尖區中心.幸運的是，磁層和電離層之間的耦合包括場向電流的映射和電勢的映射，這兩種映射都沿著地球的偶極磁力線.低高度（1.1RE高度）極尖區可由高高度極尖區通過沿磁力線繪制獲得.本文中使用的低高度極尖區的坐標系是地磁坐標系.

為了確定低高度極尖區與太陽風條件的關系，我們首先選擇橢圓函數來擬合判斷得到的低高度極尖區：

其中，θ 是極尖區邊界的MLAT，為與MLAT 對應，設定相對地磁經度MLON=(MLT-12) ×15， φ是極尖區邊界的MLON.lMLAT、lMLON是極尖區中心的MLAT 和 MLON，wMLAT、wMLON是極尖區的MLAT 寬度和MLON 寬度.這四個量構成了極尖區的位形參數.

圖3 分別顯示了北向和南向IMF 下的兩個極尖區邊界的曲線擬合結果，和判斷結果非常匹配.在北向IMF 時，極尖區幾乎是圓形的，而在南向IMF 時，極尖區是橢圓形的.圖4 顯示了事件期間極尖區擬合的相關系數（correlation coefficient, cc）分布.大多數相關系數大于0.8，通過90%的置信水平，平均值和中位值分別為0.85 和0.89，表明擬合是合理的.

圖3 北向（上）和南向（下）IMF 時，判斷得到的極尖區邊界（菱形）和擬合結果（直線）Fig.3 Two identified cusp boundaries (diamonds) and the corresponding curve fitting results (line) under northward and southward IMF

圖4 事件期間極尖區擬合的相關系數分布，閾值由垂直虛線表示.mean：平均值，median：中值Fig.4 The correlation coefficient distribution of the cusp fitting during the event.The threshold value is denoted by the vertical dashed line

2 結果

本節首先研究了極尖區中心的MLAT 與IMFBZ的關系，以及MLON 與IMFBY的關系.如前所述，地磁傾角也會影響低高度極尖區，但與IMF相比，影響相對較?。∟ewell et al., 1989; Zhou et al., 1999）.尤其是事件周期接近3月春分，地磁傾角約等于零，所以本次模擬數據沒有考慮地磁傾角的影響.然后，我們研究了MLAT 寬度和MLON寬度對IMFBZ的依賴.利用橢圓函數和極尖區位形參數，可以建立低高度極尖區的經驗模式，與DMSP 衛星的觀測結果非常吻合.

2.1 極尖區位置和IMF BY、BZ 的關系

由于太陽風從上游邊界（XGSM=30RE）傳播到內磁層和電離層，低高度極尖區對上游太陽風條件的響應是延時的.基于相關分析，選擇14 min 作為上游太陽風到低高度極尖區之間的恒定平均滯后時間.lMLAT主要受IMFBZ的影響，尤其是南向BZ，lMLAT和IMFBZ之間的線性關系如下所示：

相關系數為0.81，表明線性擬合是非常合理的.

lMLON由IMFBY控制，lMLON和IMFBY之間的線性關系由下式給出：

相關系數為0.69，低于lMLON和IMFBZ的相關系數，但仍然可靠.根據lMLON可以進一步計算極尖區中心的MLT：

圖5 顯示了我們的結果（紅線）分別與Newell等（1989）、Zhang 等（2013）（黑線）的結果的比較.上圖給出了極尖區中心MLAT 和IMFBZ之間的線性關系.MLAT 隨北向IMFBZ的增加而逐漸增加，隨南向IMFBZ的增加而顯著降低.這是因為北向IMFBZ時磁重聯發生在極尖區的高緯側，極尖區將向兩極移動，而南向IMFBZ時發生在低緯側，極尖區將向赤道移動.我們的結果總體上比Newell 等（1989）的結果稍大一些.這是因為我們給出的是極尖區中心的MLAT，而Newell 等（1989）給出的是低緯邊界的MLAT.下圖顯示極尖區中心的MLT 和IMFBY之間的線性關系.當BY=0 時，MLT 接近12，與觀測結果相對應.當IMFBY為東向（西向）時，極尖區中心位于北半球黃昏（黎明）側.這是因為在東向（西向）IMFBY時，重聯點將向黃昏（黎明）移動，平行離子流主要發生在黃昏（黎明）側.因為PPMLR 模擬的低高度極尖區首先來自6RE表面磁層等離子體的流體性質，然后沿著磁場線追蹤到低高度.而觀測到的極尖區直接來自DMSP 衛星低高度電離層等離子體的粒子特性，兩者非常一致，表明PPMLR模擬是非常準確的.

圖5 極尖區MLAT 和MLT 隨IMF 的變化（紅線），并與Newell 等（1989）（黑線）和Zhang 等（2013）（黑線）對比Fig.5 The comparison of our results (red line and red diamonds) with that given by Newell et al.(1989) (black line) and by Zhang et al.(2013) (black line)

2.2 極尖區寬度和IMF BZ 的關系

由于太陽風對外磁層磁力線的壓縮作用比較明顯，太陽風動壓可以控制高高度極尖區寬度，但對低高度極尖區寬度影響較小.低高度極尖區寬度主要受IMFBZ的影響，因為低高度極尖區對應于開閉磁力線邊界，主要取決于IMFBZ對日側磁層的侵蝕.MLAT 寬度wMLAT和IMFBZ之間的線性擬合函數如下所示：

線性關系的相關系數為0.58.

MLON 寬度wMLON和IMFBZ之間的線性擬合函數為：

線性關系的相關系數為0.55.MLT 寬度（δMLT）可以如下獲得：

圖6 顯示了MLAT 寬度和MLT 寬度與IMFBZ的關系.隨著IMF 由北轉南，MLAT 寬度減小，變化范圍為1o～4o.這是因為在南向IMF 時，極尖區的高緯和低緯邊界都向赤道移動，而高緯邊界的移動速度比低緯邊界快.MLT 寬度隨著IMFBZ由北轉南而增加，變化范圍為1～2 小時.這些結果與前人研究結果基本一致.

圖6 MLAT 寬度和MLT 寬度隨IMF BZ 的變化Fig.6 The relation of MLAT width and MLT width with IMF BZ.The red lines are the fitting Results

2.3 低高度極尖區的經驗模式

在確定了位形參數lMLAT、lMLON、wMLAT、wMLON后，我們可以得到作為IMFBY和BZ函數的低高度極尖區經驗模式.圖7a 顯示了在不同的IMFBZ時（BY=0；BZ=10 nT，0，-10 nT）我們的模式的極尖區邊界.當IMFBZ由北轉南時，極尖區MLAT 減小，向赤道移動；同時MLAT 寬度減小、MLON 寬度增大，極尖區橢圓離心率增大.圖7b顯示了在不同的BY條件下根據我們的模型計算的極尖區邊界（BY=0,10 nT,BZ=-5 nT）.隨著IMFBY東向增加，極尖區MLT 增加，向黃昏方向移動，而形狀保持不變.這些結果與之前的研究結果一致.

圖7 IMF BZ（a）和IMF BY（b）變化時，模式計算得到的極尖區邊界Fig.7 The cusp boundaries calculated from our 2-D cusp model under different IMF BZ (a) and IMF BY (b)

通過與DMSP 衛星在此事件期間的觀測結果進行比較，進一步驗證了我們的模式.DMSP 衛星位于太陽同步的近圓形極地軌道上，高度約845 km，軌道傾角為98.7o.除地磁高緯地區外，午后尤其是午夜后是覆蓋最少的地區.所有這些衛星上的SSJ/4 儀器使用曲板靜電分析儀測量電子和離子，每秒鐘獲得一個完整的光譜.利用Newell 和Meng（1988）首次使用的算法，評估每個單獨的離子和電子光譜，來確定極尖區：（1）iave ＜ 3 000 eV；（2）eave ＜ 220 eV；（3）離子光譜通量峰值 ＞2.0×107eV/cm2s sr；并且（4）出現在100～7 000 eV之間.這里的iave（eave）是指離子（電子）平均能量.當有3 個參數滿足要求時，認為進入極尖區，當有3 個參數不滿足要求時，視為離開極尖區.

在本文中，利用2008年3月8日SSJ/4 靜電分析儀（F13 和F15）從10:00 UT 到22:00 UT 的數據識別極尖區.為了更準確，當所有4 個條件都滿足極尖區要求時，就可以作為極尖區，觀測到5 個數據點位于極尖區.圖8a、8b 顯示了下行電子能量通量的時間變化.兩個相鄰的尖峰表示衛星穿過極光橢圓，菱形表示衛星穿過極尖區.很明顯，兩個觀測到的點都位于極光橢圓中，這表明我們對極尖區的識別是合理的.圖8c、8d 的右側兩圖給出了模式結果和觀察數據的比較.結果表明，觀測到的極尖區恰好位于模式計算的極尖區的內部或附近，表明模式與觀測的一致性.圖9 顯示了事件期間模式計算的極尖區中心MLAT（圖9a）和MLT（圖9b）分別與觀測到的極尖區的對比.顯然，觀測到的極尖區的MLAT 和MLT 基本上位于模式計算的極尖區內.

圖8 （a, b）從DMSP 觀測到的沉降電子能量通量和觀測到的極尖區（菱形）；（c, d）極尖區模式結果和對應觀測結果（菱形）的比較.eeflx：下行電子能量通量Fig.8 (a, b) Time variation of the downward electron energy flux (line) and observed cusps (diamond) from the DMSP observations;(c, d) The comparison of the observed cusp (diamond) and predicted cusp (line) for the corresponding comment

圖9 極尖區MLAT（a）和MLT（b）位置（實線）和寬度（灰色區域）隨時間的演化，并與DMSP 觀測數據（菱形）對比Fig.9 The time variation of the predicted cusp MLAT (a) and MLT (b) location (solid line) and width (grey zone),compared with the observed cusps from the DMSP observations (diamonds)

3 討論和結論

本文利用PPMLR MHD 全球模擬，建立了受IMFBY和BZ影響的低高度極尖區的經驗模式，該模式基于2008年3月8日的事件，IMFBY從-10 nT 變為10 nT，BZ從-15 nT 變為10 nT.熱壓PT用于確定6RE表面上的極尖區中心和邊界.極尖區中心是PT達到其最大值的位置，邊界是PT降至其最大值68%的位置.為了獲得低高度極尖區，沿磁力線將高高度極尖區中心和邊界映射到1.1RE高度的電離層.極尖區采用橢圓函數擬合，大部分相關系數大于0.8，說明擬合是合理的.極尖區中心的MLAT 隨北向BZ逐漸增加，隨南向BZ大幅減少，MLT 隨東向（西向）IMFBY的增加而增加（減少），BY=0 時MLT 接近正午，與前人研究結果一致.北向（南向）BZ增加，MLAT 寬度增加（減少），MLT 寬度減少（增加）.經過測試太陽風耦合函數，例如VBS、EKL和EWAV，得到了類似的結果，與Newell 等（2006）得到的DMSP 觀測結果幾乎一致.

根據本模式，當IMFBZ北向增加時，極尖區向兩極移動并變得更圓；當IMFBZ南向增加時，極尖區向赤道移動，變得更扁.當IMFBY東向（西向）增大時，極尖區向黃昏（黎明）方向移動，形狀保持不變.通過與DMSP 衛星觀測到的極尖區進行比較，發現在這次事件中，觀測到的極尖區正好位于模式結果的內部或附近，驗證了模式的有效性.本模式可以展示低高度極尖區的位置和形狀，與以前的經驗結果和觀測確定的極尖區一致.本模式只能展示6RE高度的極尖區橫截面，并且沒有考慮IMFBX、太陽風動壓、地磁傾角的影響.接下來我們將利用更多太陽風條件時的數據，分析IMFBX、BY、BZ、太陽風動壓、地磁傾角的影響，建立極尖區整體位形的經驗模式，這將有助于空間天氣預報.