汪愷悌助理教授

        究竟是連續發生的強副暴產生的粒子注入，抑或南向行星際磁場的加強電場產生的對流注入，何者在地磁暴主相期對環電流粒子的能量提昇扮演主要的角色，一直是太空物理界存在爭論的議題。就目前已知的磁暴指數 (Dst index) 的研究，大部分的模式都可僅由太陽風參數得出準確度頗高的 Dst 預測結果，這指出行星際磁場引發的磁層對流有重要的相關性。然而內磁層衛星對環電流粒子成分的觀測結果顯示，電離層的離子對磁暴期間環電流的能量密度有重要的貢獻。因此本計畫希望藉由多衛星的聯合觀測，探討磁暴期間的高緯電離層外流離子與赤道附近環電流粒子的特性與演化情形，以期釐清地磁暴期間造成環電流演變的粒子來源及其傳輸過程。THEMIS 衛星任務的探測器排列橫跨內磁層，可有效揭露環電流高能粒子的分布。IMAGE 衛星則能提供赤道面高能離子的全球分布圖像，也能觀測高緯電離層外流離子的變化。

        磁暴是地球赤道上空環電流增強所造成的地磁急劇下降，而環電流帶電粒子數量的增加與粒子能量的提升均可增加環電流的強度。過去的研究指出磁暴期間環電流的增強主要來自 O⁺ 的注入，而這些 O⁺ 粒子則源自於電離層，所以磁層副暴在此過程中似乎扮演重要的角色。

        Gazey et al. (1996) 認為 O⁺ 可能來自極尖區裂縫的離子噴泉 (cleft ion fountain) 或極光橢圓圈 (auroral oval)，這兩種不同源頭的粒子其傳輸路徑也不同 (見圖1.)。為探索環電流粒子的來源與傳輸過程，我們需要在內磁層與磁尾區域若有多個衛星進行同步的高能帶電粒子與磁場觀測，因為這樣的觀測不僅可提供環電流強度變化的實地監測，也有助探討粒子的主要來源所在及其傳輸的過程，相對應的磁場與電場觀測則可輔助研究這些粒子可能的加速機制。

        THEMIS 衛星任務的探測器都載有靜電分析儀 (ESA) 與固態望遠鏡 (SST)，能分別量測能量大小為 5eV~30KeV 及 20KeV~1MeV 粒子特性，以量測磁層各處的高能粒子，也載有量測磁場與電場的儀器，以觀測電漿波動特性，而該衛星任務的最大特色是探測器位置的設計。由圖 1. 的 THEMIS 衛星探測器之位置分布示意圖，可知磁重聯區(reconnection region) 恰位於探測器一號 (P1) 與探測器二號 (P2) 之間，而探測器三、四與五號 (P3, P4, P5) 則位於靠近地球的輻射帶區域， 且THEMIS 計畫的第二科學目標正是研究磁暴與磁層副暴的相關性，因此本計畫採用的方法主要是利用 THEMIS 計畫優越配置的多衛星同步觀測，並加入其他位於相對適當位置的衛星觀測 (如 GEOTAIL、GEOS、LANL、CLUSTER等衛星) 做為輔助，選擇這些探測器都位於夜側的期間來觀測磁暴與磁層副暴發生時的粒子特性變化與傳輸過程。其中磁層副暴的事件將取自子計畫一所整理分析的事件數據庫，本計畫再以事件本身當時的地磁環境區分為屬於磁暴期間與非磁暴期間兩種類型，然後個別分析事件中 THEMIS 所觀測的粒子與磁場、電場資料。