极光亚暴是地球空间最重要的能量输入、耦合和耗散过程。由于极光亚暴出现频繁，对地球空间有广泛和重要的影响，其全球过程、效应和模型的研究一直是近30年来日地物理学中最受重视的核心前沿课题之一。

基于理想MHD理论，地球磁尾在亚暴增长相后期出现的磁场结构特征（见图一）满足气球模不稳定性的条件。人们普遍认为，气球模不稳定性是极光亚暴可能的触发机制之一。但是，直到2008年Saito等人利用GEOTAIL的观测数据直接证明了气球模不稳定性在近地磁尾发生。

图一.地球磁赤道面附近的气球模不稳定性（Saito等，2008）。

然而，气球模不稳定性在亚暴极光图像中的特征并不是很清楚。最近，我们利THEMIS地面台站的全天空极光成像仪阵列(ASIs)提供的高时空分辨率地面极光数据（3秒）和THEMIS卫星对近地磁尾（磁赤道面附近）两点探测数据研究了亚暴触发期间极光活动和等离子体片变化的物理关联。THEMIS的两颗卫星观测表明在极光亚暴触发前磁赤道面附近发生了的气球模不稳定性。研究还进一步表明，利用ASI观测到的极光亚暴触发期间的波状极光（图二）得到相应的波长λ₁和利用THEMIS卫星对磁赤道面附近的气球模不稳定性的观测得到的波长λ₂是相当的。这充分表明了气球模不稳定性在极光亚暴触发过程中可能起到关键作用。

图二.ASIs对极光亚暴触发期间波状极光的观测。

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该研究成果已经在Chinese Physics Letters上正式发表(TANG Chao-Ling, The Wave-Like Auroral Structure around Auroral Expansion Onset,Chinese Physics Letters,28 (10): 109401)。该项研究得到了国家自然科学基金和山东省自然科学基金的资助。