mile米乐官方网站 发现地球大气层顶部的波动，由于磁暴而从底部传播到顶部

地球大气层海拔300公里至500公里的区域称为上层热层，由于它位于与外层空间的最高边界，因此是受太阳活动影响较大的区域。然而，尽管磁暴影响较大，但地面遥感手段有限，尚未开展定期观测，特别是在极地地区。因此，有必要通过时间连续观测来了解上层热层随时间和空间变化的特征和物理过程。

因此，本研究重点关注海拔500公里的上层热层亚稳态氦^*2（以下简称氦气），最新技术对波长为1083 nm的氦气发射敏感InGaAs探测器^*38976_9096欧洲非相干散射斯瓦尔巴雷达^*4研究表明，随着地磁暴的发展，100公里至120公里的高度发生了强烈的大气加热，受热的氮分子上升到至少300公里的高度。此外，氮分子上升到500公里左右的高度，氮分子与氦气之间的碰撞和能量交换被认为加速了氦气被还原的反应（见图1、附录和补充材料）。

这一观测结果表明，从太空自上而下传播到地球大气层的磁暴影响，以不同的形式再次自下而上传播，到达地球大气层外缘的高度比预期快了500公里。上层热层将在 2022 年 2 月发射后立即进入上层热层星链卫星^*5中的38颗卫星未能进入轨道并因磁暴而丢失。因此，了解热层上层的变化过程有望有助于提高支持社会基础设施的空间天气预报的准确性并扩大预测的高度范围。

这个观测例子表明氮分子上升到了500公里的高度，但氮分子的详细加热过程以及与氦的反应量需要使用数值模型进行验证。此外，亚稳态氦是火星和系外行星大气观测的重要目标，我们将与行星观测和探索共同改进遥感技术（例如推导氦的温度和速度）。这项研究的详细结果计划于 2024 年 11 月 24 日在东京立川举行的地电磁学与地球、行星和球体科学学会第 156 届会员大会和讲座上公布。

*1：磁暴

当太阳发生大爆炸时，会释放出大量等离子体（电离成离子和电子的气体）。当等离子体到达地球时，地球磁场和大气层受到全球性干扰的现象。据了解，磁暴发生时，极地地区会频繁发生极光爆炸。[返回来源]

*2：亚稳态氦

众所周知，当原子通过光或粒子给予能量时，它们会暂时保持高能状态，这称为“激发”。通常，受激原子会发射光等能量，并在一纳秒内产生能量 (10^-9) 到微秒 (10^-6)的短时间内从激发态恢复到正常态，但热层中的氦已知具有极长的寿命，激发态持续约2小时，并以亚稳态氦的名称来区分。[返回来源]

*3:InGaAs探测器

由铟 (In)、镓 (Ga) 和砷 (As) 组成的化合物半导体。普通相机中使用的硅（Si）半导体对可见光敏感，可以有效测量（另一方面，它们对长波长不敏感，因此不能用于近红外区域的测量），但它们对较长波长（通常为 900 nm – 1600 nm）的光敏感，并且具有产生电信号的特性。这样可以将进入 InGaAs 探测器的短波长红外光量作为电信号的幅度进行测量。[返回来源]

*4：欧洲非相干散射斯瓦尔巴雷达

安装在斯瓦尔巴群岛朗伊尔宾（北纬 78 度，东经 16 度）的大型大气雷达，运行两个直径为 42 m 和 32 m 的抛物面天线。它由 EISCAT 科学协会运营，该协会由日本、挪威、瑞典、芬兰、英国和中国六个国家组成。通过向天空发射强大的无线电波并检测在大气中散射并返回的微弱无线电波，可以测量磁暴和极光期间密度增加的电子的密度和温度，以及每个高度的离子和电场的温度。[返回来源]

*5：星链卫星

由美国私人公司SpaceX（官方名称：太空探索技术公司）开发、发射和运营的低轨道卫星，组成了总数数千颗的大型卫星星座（卫星群）。通过将这些卫星星座与地面站连接，我们提供卫星互联网接入服务。[返回来源]

观察结果要点

• 我们发现，磁暴爆发后一小时内，氦气的亮度急剧下降，与 OH 分子发射的亮度（高度为 80 公里）相比，明显下降，并且下降量无法用整个观测期间（17 天）的统计变化来解释。氦气的减少持续了几天。
• 另一方面，研究还表明，即使在氦气减少期间，氦气也会以几个小时的规模快速增加。雷达观测表明，电子密度也发生了增加，这表明氦气的增加是由从太空落入地球大气层的粒子引起的。

地面观测方法要点

• 传统的热层上层光学观测主要集中在200公里左右高度的氧原子观测，但通过观测氦，我们能够捕捉到更高海拔的热层上层的变化。
• 光学观测装置的灵敏度是根据独立行政法人产业技术综合研究所/计量标准中心的光谱标准进行校准的，与海外研究人员进行数据比较时具有很高的可靠性。
• 这是世界上第一个观测实例，其中在磁暴影响明显的极地地区进行了两周的高时间分辨率光学观测，并结合了磁暴发生后立即进行的雷达观测。