暴时场向电流及磁层—电离层耦合过程

王 慧

武汉大学电子信息学院 空间物理系，武汉 430072

0 引言

场向电流（field-aligned currents,FACs）是高纬电离层与磁层之间沿着磁力线流动的电流，是磁层质量、能量、动量传输到电离层的重要途径，在磁层—电离层耦合中扮演着重要角色.1908 年，挪威物理学家Kristian Birkeland 在研究北极圈极光时最早发现FACs，当极光出现时，磁力仪的指针会改变方向.Birkeland 认为这意味着在上空有电流流动.他通过著名的Terella 球实验，解释说：“我们之所以能看到极光，是因为它们是来自太阳的等离子体”.他理论推测，极光是由电流沿着磁力线从外太空流向高层大气形成的.是否真实存在场向电流的争论持续了50 多年.随着首颗人造卫星Sputnik 发射升空，人类进入太空时代后，1966 年FACs 终于被卫星（1963 38C）磁场观测所证实[虽然Zmuda等（1966）最初的解释是磁流体波].60 多年来科学家最终证实了Birkeland 的预言.在1967 年的Birkeland 会议上，学者们一致提议将场向电流称为“Birkeland 电流”，得到了国际地磁和大气联合会的认可.Iijima 和Potemra（1978）根据Triad 卫星磁场观测数据得到FACs 的统计模式，此时距离FACs 提出已有70 年.如今，科学家们深信，地球空间许多重要的物理现象都与场向电流相关.

此后，随着低轨卫星的不断发射升空，如S3-2、Dynamics Explorer-1（DE-1）、Magsat、ISEE 1 号和2 号、Viking、DE 2、FAST、Ørsted、Magsat、DMSP、CHAMP、AMPER、ST-5、Swarm 等，空间磁场资料日益丰富.科学家们使用这些丰富的卫星本地测量数据，开展了大量的高纬FACs 研究，包括统计学分析了太阳风、行星际磁场（interplanetary magnetic field,IMF）对FACs 的影响，地磁扰动期间（磁暴和亚暴期间）FACs 的动力学演变特征，以及不同时间尺度FACs 的分布特征（例如Smiddy et al.,1980;Burch et al.,1983;Zanetti et al.,1983;Kelly et al.,1986;Ohtani et al.,1995;Weimer,2001;Eriksson et al.,2002;Papitashvili et al.,2002;Ohtani et al.,2005;Wang et al.,2005;Rother et al.,2007;Gjerloev et al.,2011;Ritter et al.,2013;Anderson et al.,2014;Le et al.,2016;Ohtani et al.,2018;王慧等,2020;Wang and Lühr,2021）.这些细致深入的研究为我们理解场向电流的时空分布和产生机制提供了有价值的信息，具有重要的理论意义.

本文总结了近年来国内外关于场向电流的研究进展，其中第1 节为场向电流的产生及其主要类型；第2 节为磁暴期间场向电流的变化特征；第3 节为亚暴期间场向电流的空间构型；第4 节讨论了场向电流的开放性问题，以供今后进一步研究参考.

1 场向电流的产生及其类型

通常认为，场向电流起源于磁层，来自太阳风与磁层之间的相互作用.在晨昏地方时扇区存在两片明显的大尺度FACs（如图1 所示），靠极侧的电流元为1 区（Region 1,R1）FACs，在晨侧流入电离层，在昏侧流出电离层.靠赤道侧的电流元为2 区（Region 2,R2）FACs，流向与R1 FACs 相反（Iijima and Potemra,1976）.R1 FACs 起源于磁层顶和磁尾瓣区域，R2 FACs 与极光电激流指数的变化密切相关，源于内磁层的环电流区域（Sato and Iijima,1979）.Imajo 等（2018）利用磁层Arase 卫星和电离层AMPERE 卫星进行协同观测，从观测上证实了R2 场向电流来自内磁层环电流区.子夜前地方时扇区通常有三片电流系，电流从中心流出电离层，从两侧流入电离层，这与Harang 间断不连续性有关.地磁扰动期，场向电流强度增强，并向低纬侧移动，电流区域扩宽.亚暴期间，磁尾越尾电流片坍塌，电流通过R1 场向电流形成闭合回路，在晨侧流入电离层，在昏侧流出电离层，而场向电流在电离层通过西向极光电激流形成闭合通道.

图1 行星际磁场IMF By>0 时南半球场向电流的平均位置分布图.黑色代表流入电离层的电流，白色代表流出电离层的电流（修改自Wang et al.,2005）.MLAT为地磁纬度，MLT 为地磁地方时.R0（1,2）表示区域0（1,2）场向电流Fig.1 Average location of upward (white) and downward(black) FACs peaks in the Southern Hemisphere for IMF By >0 orientation (modified from Wang et al.,2005)

Wang 等（2005）利用CHAMP 卫星磁场数据，对南半球场向电流特征进行全面、系统的统计学研究，重点考察了磁层源区的电流源和电压源特性，发现场向电流峰值密度和Pedersen 电导率之间存在显著的线性相关性（如图2 所示）.场向电流和电导率的相关系数不高（只有0.53），这可能是因为文中使用了上行和下行峰值场向电流的平均值，而不是特定的区域0、区域1 或区域2 场向电流；另外如果电导率经验模型的误差较大，也会影响相关分析结果.电离层电导率不仅影响电流强度，还影响其位置，在无阳光照射时，正午的电流向低纬移动了2o左右.如果磁层动力学过程扮演了电压源的角色，那么场向电流应该较强烈依赖于电离层电导率，另一方面，如果磁层为电流源，则磁层电场和电离层电导率之一将改变来适应电流的变化.观测表明，白天场向电流受电离层光照条件（即电导率）的影响，使该部分类似于电压源.但是在夜晚时段，场向电流密度不受电离层光照条件的影响，使其类似于电流源.

图2 日侧场向电流的平均值随电离层Pedersen 电导率的散点分布图（修改自Wang et al.,2005)Fig.2 Correlation analysis of the average density of fieldaligned current in the daytime and the solar irradiation induced ionospheric Pedersen conductivity (modified from Wang et al.,2005)

已有研究表明，R1 FACs 密度高于R2 FACs，如Le 等（2010）发现，在平静或中等地磁扰动情况下，晨昏侧R1 和R2 FACs 始终处于非平衡状态，R1 FACs 密度一般大于R2 FACs.Wang 等（2005）发现晨昏两侧R1 FACs 对重联电场的响应要强于R2.Christiansen 等（2002）发现平静期（扰动期）R1 电流密度比R2 大约40%（约50%）.Coxon 等（2014）利用AMPERE 卫星，发现强重联电场条件下R1 FACs 是R2 FACs 的1.15 倍，与跨极盖电流回路以及亚暴电流楔有关.王慧等（2020）利用CHAMP 卫星数据首次研究了R2 电流可能大于R1电流的分布特征及其与行星际磁场的关系.结果表明，这类事件均发生在行星际磁场北向旋转和亚暴恢复相期间（如图3 所示）.当行星际磁场北向旋转时，极盖电势和R1 电流迅速下降，因为它们直接与磁层顶相连.由于R2 电流起源于内磁层，对行星际磁场的响应比R1 FACs 慢几十分钟，而R2电流在亚暴恢复阶段可能处于发展阶段.因此，R1电流很快减弱，但是R2 电流减弱得更为缓慢，所以会出现R2 电流高于R1 电流的情形，这与两种电流的产生机制有关.

图3 当R2 场向电流高于R1 场向电流时，行星际磁场Bz 分量和极光电激流指数AL 指数的时间变化图.（a）晨侧；（b）昏侧.0 时刻表示CHAMP 卫星观测到R2>R1 FACs 的时刻（修改自王慧等，2020）Fig.3 When R2 field-aligned currents are higher than R1 field-aligned currents,the variations of IMF Bz and auroral current index AL.(a) In the dawn sector;(b) In the dusk sector.Time 0 represents the time when the CHAMP satellite observed R2 >R1 FACs event (modified from Wang et al.,2020)

当行星际磁场为北向时，NBZ（northward IMFBz）FACs 出现在R1 FACs 的靠极侧，且流向与R1 电流相反（Iijima and Potemra,1976）.当IMFBy>0 时，北半球昏侧NBZ FACs 区域变窄，晨侧NBZ FACs 区域扩大，IMFBy<0 时晨昏变化相反，南 半 球 与 北 半 球 变 化 相 反（Iijima and Shibaji,1987）.如果IMFBy 分量占主导，正午时段电离层极尖区将出现两片极性相反的FACs（Wilhjelm et al.,1978），如图1 所示，称作DPY（disturbance polar Y）FACs（Clauer and Friis-Christensen,1988）.当IMFBy>0（<0）时，北半球靠极侧的DPY FACs 流入（流出）电离层，而较低纬度的DPY FACs 极性相反.DPY 靠极侧的电流元也被称作极幔、极隙或区域0（Region 0,R0）FACs（Iijima and Potemra,1982;Erlandson et al.,1988），命名的差异反映了人们对DPY 电流的磁层源区的看法存在较多争议.人们关于NBZ 和DPY FACs 之间的联系有不同看法.通常认为NBZ 和DPY FACs 是两个独立的电流类型，它们之间并无内在联系（例如Iijima and Shibaji,1987）.然而，一部分学者注意到两者之间密切的联系，当IMF 从北转为昏向时，NBZ FACs 可以演化为DPY FACs，人们进一步指出IMF 方向不同会引起磁重联位形的变化，从而导致这两种电流元相互转化（例如Fedder et al.,1997;Vennerstrom et al.,2002;Wang et al.,2008）.Wang 等（2008）利 用 Space weather modeling framework 模型研究了冬至季节NBZ 和DPY 场向电流的转换关系，考察了地球偶极倾角的影响.研究发现，当IMF 由北向逐渐转为昏向时，北半球和南半球NBZ 电流片都发生了逆时针方向转动，而春分时节顺时针方向转动，南半球NBZ 电流最后变成DPY 电流，但北半球的晨侧NBZ 电流变为DPY R0 电流，而昏侧NBZ 电流则转到夜侧，并未形成DPY R1 电流（如图4 所示）.

图4 当行星际磁场从北向转为昏向时，SWMF 模拟北半球电离层场向电流的空间分布（修改自Wang et al.,2008）.UT 为世界时Fig.4 Field-aligned currents (μA/m2) in the Northern (winter) Hemisphere under varying northward and duskward IMF (modified from Wang et al.,2008)

除上述电流元（即R1、R2、DPY、NBZ 电流）外，人们还发现了一种与IMFBx 分量相关的场向电流.径向行星际磁场通常产生于行星际日冕物质抛射的尾部，此时IMF 平行或反平行于太阳风速度（Neugebauer and Goldstein,1997）.一般认为，当行星际磁场为径向时，磁层—电离层处于平静状态，以往的模拟和观测研究都忽视了IMFBx 的影响.但是，许多研究表明，当行星际磁场为径向时，弓形激波、磁鞘和磁层顶区都会产生剧烈的扰动（Verigin et al.,2001;Merka et al.,2003;Lin and Wang,2005;Hietala et al.,2009;Omidi et al.,2009;Shue et al.,2009;Amata et al.,2011;Hietala et al.,2012）.Tang 等（2013）模拟结果表明径向行星际磁场期间磁层顶会出现开尔文—亥姆霍兹不稳定性.Wang 等（2014）利用CHAMP 卫星观测数据揭示，在径向行星际磁场中，日侧极隙区有较强的FACs，流向与DPY 电流相反，而在子夜附近并不出现增强的电流（如图5 所示）.研究表明，当IMF 呈径向分布时，可与地球磁尾瓣开放磁力线重联，形成向日对流和场向电流元.Shi 等（2020）利用AMPERE 卫星观测数据，也发现在IMFBx 分量占主导期间，极尖区场向电流有所增强.

图5 径向IMF 期间，CHAMP 卫星观测的北半球场向电流随世界时和地磁纬度的分布.（a）子夜地方时扇区；（b）正午地方时扇区.正值代表留出电离层的场向电流，负值代表流入电离层的场向电流（修改自Wang et al.,2014）.MLT 为地磁地方时Fig.5 Latitudinal versus universal time variations of FACs observed by CHAMP in the nighttime (a) and daytime (b) in the Northern Hemisphere.Positive values represent upward FACs and negative values represent downward FACs (modified from Wang et al.,2014)

以上各类场向电流均起源于磁层，而科学家们利用数值模型提出了另一类产生于电离层电导率非均匀分布的场向电流.这种场向电流位于电离层晨昏线处，称作界限电流（terminator current,Zhu et al.,2014）.在极区日侧有光照区域，电离层电导率较高，极光椭圆区域电导率也比较高，其他区域电导率较低，因此电离层电导率有明显的空间梯度，一般从夜侧指向白天侧.根据UTAH 大学的数据同化模型（ionospheric dynamics and electrodynamics with data assimilation,IDED-DA），Zhu 等（2014）发现在晨昏边界上有一片沿电导率终端分布的场向电流，流出电离层，这种电流起源于电离层电导率的空间梯度.研究发现，这种界限电流在冬季流出电离层，夏季流入电离层，主要出现在地磁平静期，磁暴期间几乎无法分辨，冬季电流强度与太阳活动成正比，夏季较高的太阳活动导致电流片变宽.

2 磁暴期间场向电流的分布特征

磁暴期间，整个地球空间会发生一系列扰动.近十多年的研究表明，较强而持续的南向IMFBz使得巨大的太阳风能量得以通过磁重联机制进入地球空间，从而引发磁暴.随着太阳风能量的注入，场向电流会发生巨大改变，电流中心向赤道侧移动，电流强度显著增强（例如Wang et al.,2006）.但是，不同磁暴事件期间场向电流的位置和强度的变化规律及其与太阳风行星际磁场的联系存在较大差别.Anderson 等（2002）利用Iridium 卫星研究了两次磁暴期间（1999 年9 月22 日至23 日和10 月21日至22 日）场向电流的空间分布，发现R1 和R2 FACs 的位置与Kp 成反比.Liou 等（2005）研究了2002 年4 月17 日磁暴事件，发现场向电流在磁暴初期向低纬移动了5°，在主相期间向低纬移动了5°～6°.Wang 等（2006）调查了2003 年两次大磁暴期间南北半球的FACs 强度及其纬度位置的演变，发现磁暴各个阶段日夜侧的变化并不相同，向阳侧的低纬扩展直接受南向IMFBz 控制；而在背阳侧，这一扩展及恢复，比行星际参数变化滞后约3 个小时，但与表征磁层环电流Dst 指数几乎同步变化.磁暴主相期间，背阳侧强场向电流纬度分布范围大大扩展，可达25°以上，并出现多达10片以上的多电流片结构（如图6所示）.Zou 等（2014）研究了6 个磁暴，发现场向电流的位置与SYM-H 的变化一致，在磁暴期间向低纬移动了5°～10°.Xiong 等（2014）研究了场向电流所在极光椭圆的位置与重联电场、AL 和Dst 指数的关系.Lyon 等（2016）研究了2013 年St.Patrick 磁暴，发现南向IMF 期间R1 和R2 电流向低纬移动1°～2°，在另一个南向IMF 期间则向低纬移动2°～3°，且出现小尺度多片电流元结构.Le 等（2016）对2015 年3 月17 日磁暴进行了研究，结果表明，持续时间较长的南向IMF 导致场向电流向低纬度移动8°，而电流的最低纬度出现在最强南向IMF 期间.Lukianova（2020）利用Swarm 卫星数据研究了2017 年9 月份磁暴事件，发现电流的赤道边界受控于SYM-H 指数，夜晚电流密度变化较大，尤其是亚暴发生期间，昏侧R2 电流密度强于晨侧电流，可能与部分环电流有关.

图6 2003 年10 月29 日至31 日大磁暴期间向阳侧场向电流随磁暴时间和磁纬度的变化图.（a）北半球；（b）南半球（修改自Wang et al.,2006）Fig.6 Latitudinal and storm time variation of the daytime FACs in comparison with the IMF Bz during the storm on October 29-31,2003.(a) The northern hemisphere;(b) The southern hemisphere (modified from Wang et al.,2006)

南向IMF 期间，场向电流向低纬移动，主要是由于日侧磁重联引起极盖区磁通量增加，极盖面积增大.亚暴的发生通常与南向IMF 的北向转变有关，因此在亚暴发生之前场向电流也会向低纬移动.Coxon 等（2014）采用时序叠加方法，研究发现，在亚暴发生前2 小时后场向电流的平均位置向低纬移动了1°～2°，15 min 后达到最低纬度，亚暴发生后，极光椭圆开始收缩，电流向极侧移动.主要是因为日侧磁重联增加引起极盖面积增大，而磁尾磁重联增加导致极盖面积减少.磁暴过程中，场向电流的强度也将增大，通常伴随着电流向赤道方向移动，当到达最低纬度时达到峰值强度（Coxon et al.,2014）.一些研究表明，R1 和R2 场向电流的强度受控于日—夜侧磁重联过程（Milan et al.,2015）.磁暴期间，场向电流的强度呈南北半球不对称性，北半球的电流强度大于南半球，这可能与地磁场的构型有关.在磁暴主相期间，场向电流的强度可发生饱和现象（Anderson and Korth,2007），这是因为R1 场向电流的增加，减弱了日侧磁场，从而降低磁重联率.Wang 等（2006）发现当南向IMFBz 小于-30 nT 时，场向电流朝赤道的扩展也会出现非线性饱和，且冬季半球饱和纬度高于夏季半球；磁暴期间场向电流密度比磁静期要高约5 倍，南（夏季）半球比北（冬季）半球高约2.5 倍；进一步发现沿纬度积分的场向电流密度主要受太阳风动力学压强而不是行星际磁场的控制.Lukianova（2020）也报道了磁暴期间场向电流类似的饱和效应.

磁暴期间，场向电流向赤道侧移动的幅度，通常呈现晨昏不对称性.Anderson 等（2005）统计学发现磁暴主相期间，昏侧电流比晨侧位于更低纬度，相差2.4°，可能与IMFBy 分量有关，也可能与部分环电流有关，也可能与昏侧亚极光区极化流有关.Green 等（2009）发现这一现象在夏季比冬季更明显.场向电流的平均位置可以代表极光椭圆的位置，因此可用来表征日—夜侧磁场重联率的相对强弱（Clausen et al.,2016）.磁暴期间，小尺度场向电流能引起电离层电子密度不规则结构（Liu et al.,2021）.上行场向电流中的高能电子沉降可以产生极光，但昏侧的R1 场向电流是否与极光有关，还有待进一步研究（Carter et al.,2016）.

3 亚暴期间场向电流的分布特征

亚暴期间，磁尾中性片电流会发生中断，通过场向电流和电离层电流形成回路，子夜后向下流入电离层，子夜前向上流出电离层.场向电流与电离层夜侧的西向电激流相连，构成亚暴电流楔（McPherron et al.,1973）.这个单亚暴电流楔（substorm current wedge,SCW）模型提出40 多年后得到了更新，在R1 电流靠地球一侧加入R2 电流，称为双SCW 模型（Sergeev et al.,2011）.磁尾高速等离子体流将磁通量从重联区传输到内磁层，改变子夜附近的磁场，到了近地空间，向东西方向运动，导致磁通量管出现扭曲，从而在远离地区一侧形成R1 场向电流，在靠地球一侧形成R2 场向电流.在磁赤道平面，R2 电流可以通过径向电流与R1 电流形成回路，也可以通过部分环电流与R2 电流自身形成回路.Wang 等（2006）统计了亚暴初始位置附近上行和下行场向电流与亚暴初始的相对位置分布，结果表明，最接近亚暴初始位置的为上行 FACs，在靠极侧和靠赤道侧为向下的电流.然而，以往的研究对于下行FACs 的位置以及上行和下行FACs 之间的间距究竟有多大一直没有统一的结论，不同的亚暴事件结果也并不相同.

人们关于单、双SCW 模型仍存在一定争议.Murphy 等（2013）使用AMPERE 数据，对三个亚暴事件进行了研究，其中R1 和R2 电流在其中两个亚暴事件中均有增强，但在第三个亚暴事件中没有明显变化.Clausen 等（2013）研究了场向电流随亚暴的变化特征，发现白天R1 电流虽然在亚暴发生之前占主导地位，但在亚暴发生后，夜侧R1 电流占主导地位，R2 电流没有增强，因此支持单SCW理论.Coxon 等（2014）使用时序叠加法，对3 年的AMPERE 数据进行分析，发现亚暴初始之后10 min的R1 和R2 电流开始向低纬扩展，均显著增强，两者的比值也有所增加，因此支持双SCW 理论.

亚暴期间实际的FACs 结构可能比等效SCW模型更为复杂.Murphy 等（2013）发现周期性的上行和下行FACs 出现在子夜附近约8 个小时的地方时扇区内，当沿纬度对FACs 进行平均后，电流结构与SCW 比较一致，且上行的FACs 与离散极光密切相关.Coxon 等（2017）的时序叠加分析表明，亚暴初始附近的电流在亚暴发生之前减弱，这与亚暴初始之前极光强度减弱一致，表明两者的紧密联系.Forsyth 等（2014）利用Cluster 数据发现SCW是由很多小尺度楔状流组成的，楔状流与磁尾多个向地快速离子流有关.Liu 等（2015）利用THEMIS卫星统计研究了亚暴期间小尺度楔状流，发现黎明时段朝向地球的电流比远离地球的FACs 多，因此净电流朝向地球；黄昏时段情形正好相反，这些小尺度楔状流结合形成大尺度的SCW.Nakamura 等（2016）发现等离子体片边界层内存在小尺度场向电流，尺度只有几十千米，远低于离子尺寸，因此主要源于磁尾磁重联之后的向地电子流，而不是离子流.目前还没有明确亚暴期间大尺度SCW 和小尺度楔状流究竟是哪一种占优势，而且无法定量理解小尺度楔状流对SCW 的贡献有多大.Ohtani 和Gjerloev（2020）发现中纬度地磁扰动与AL 指数有很好的相关性，因而认为大尺度SCW 应为全球性的分布，小尺度楔状流不是主导因素.

在磁暴期间，亚暴电流楔的中心可向晨侧移动，即两片R1 场向电流都出现在清晨时段，这与越尾电流的崩塌位置向晨侧偏移有关.Ohtani 等（2018）发现磁暴期间晨侧出现单SCW 现象，冬季较容易发生，这主要是因为冬季极盖区电导率偏低，导致晨侧下行净场向电流增强.另一个影响因素是IMFBy，当IMFBy<0 时晨侧SCW 更容易发生，这是由于在晨向IMF 情形下，正午下行的净场向电流的中心向晨侧偏移，导致晨侧R1 电流增强.

另有研究表明，夜侧存在两个SCW 系统，分别发生在子夜前和子夜后.子夜前的西向电激流相对于子夜后的电激流处于更高纬度（Gjerloev and Hoffman,2014）.Wang 和Lühr（2021）统计研究了亚暴期间极光电激流和两侧场向电流的相对位置分布，得到夜侧极光电激流的位置的最可几分布图（如图7 所示）.从图中可以看出子夜后电流比子夜前处于更低的位置，从这点上看，似乎支持Gjerloev 和Hoffman（2014）的观点.

图7 夜侧极光电激流的事件数随地磁纬度的分布.Orbit-1 表示亚暴发生之前的轨道，Orbit0-2 表示亚暴发生之后三个轨道.不同颜色代表不同地方时扇区.每个地方时扇区的平均值已经给出（修改自Wang et al.,2021）Fig.7 The event number of the peak auroral electrojet as a function of MLAT at four subsequent orbits in six different MLT sections in the nighttime.The average MLat in each MLT is shown in the subfigures (modified from Wang and Lühr,2021)

通常认为SCW 电流通过西向极光电激流在电离层中形成闭合回路.然而由于电离层电导率的快速变化，电离层中会出现多片场向电流.除西向电激流外，还能形成子午向电流.也就是说，除了向上流出和向下流入电离层的R1 FACs 之外，在极光椭圆靠极侧出现了另外的与R1 电流流向相反的R0电流.这样，向上的R1 场向电流，除了通过西向电激流和向下的R1 电流形成远程闭合回路之外，还和极光椭圆靠极侧边界的R0 电流在子午方向上形成一个当地闭合回路.Wang 和Lühr（2021）利用CHAMP 卫星近10 年的极光电激流和场向电流的观测数据，统计学研究了亚暴时期两者的空间相对分布，发现远程西向电激流与经向电流的比值在亚暴期间增加了250%，表明亚暴期间远程通道更为有效.

4 未来展望

本文对极区场向电流的类型和地磁扰动期间场向电流的时空变化特征进行了系统总结和回顾.虽然已经有数十年的研究历史，且在电流的分布、起源和时空演化等方面已经取得了重要的研究进展，但是由于观测手段的限制，场向电流目前仍然存在着许多尚未解决的问题.下面列举几个方面的问题，为希望开展此方面工作的读者提供一些参考.

（1）场向电流的南北半球和晨昏地方时不对称性问题：磁暴期间，场向电流的强度呈南北半球不对称性，昏侧比晨侧位于更低地磁纬度，其中具体物理机制并不清楚.

（2）场向电流的小尺度波状结构的形成机理：正午时段极尖—极隙区小尺度场向电流的时空分布精度及其磁层起源并不清晰，是否与磁层顶的多次磁重联过程有关？是否与磁层电磁波动过程有关？

（3）亚暴电流楔中的小尺度电流楔问题：亚暴电流楔中存在小尺度电流，其产生机制与时空分布和演化并不清晰.是否与磁尾高速流的快速变化有关？是否与磁尾的电磁波动过程有关？

这些科学问题需要结合更丰富的观测手段和更先进的模拟技术，进行更加细致、深入的研究.建议利用Cluster、THEMIS、Van Allen Probes、MMS等磁层卫星结合Swarm、AMPERE 等低轨道电离层卫星的协同观测，利用地球空间磁层—电离层—热层三维数值模型，研究不同尺度的场向电流的分布规律和形成机制，有助于人们了解太阳风能量向近地空间的传播、转化和耗散过程.

致谢

感谢德国CHAMP 和Swarm 卫星团队提供的磁场数据、美国密歇根大学提供SWMF 模型、得克萨斯大学空间科学中心提供DMSP数据，以及NASA/GSFC OMNIWeb（https://omniweb.gsfc.nasa.gov）提供太阳风和行星际磁场的数据.