SMILE卫星工程的关键科学目标是探测地球磁层对太阳风冲击的动力学响应，方法是40多小时连续不断的磁鞘/极尖区的X射线成像和全球极光分布的极紫外成像，配合太阳风/磁层中等离子体和磁场的同步就位测量。

　　1) 探测太阳风-磁层相互作用的大尺度结构和基本模式；

　　日侧磁重联可以使等离子体背向太阳风运动，穿过磁层顶边界层和极尖区，越过极盖区。不论行星际磁场是北向还是南向，重联都有可能偶尔持续很长时（e.g. Frey et al. 2003; Phan et al. 2004）。

　　然而，重联也可能是突发性和时变性的，使磁层顶产生重要结构和阶跃变动（图一）。例如，补缀重联 （Russell and Elphic 1978），单X线爆发重联（Scholer 1988; Southwood et al. 1988），多X线重联（Lee and Fu 1985; Raeder 2006; Omidi and Sibeck 2007），可能产生沿磁层顶传播的时变结构，即所谓的通量传输事件（FTEs）。

　　图一：慢速重联(虚线)、爆发重联(红线)、正常速度重联(灰色线)和快速重联(实线)时，磁层顶日下点位置随时间的变化。

　　所以磁重联可以让磁层顶形状钝化。相反，太阳风动压的变化可以让磁层顶形状基本不变而尺寸变化。

　　因此，通过测量磁层顶的曲率、尺寸和绝对位置、以及极尖区的纬度位置、尺寸和形状，可以区分太阳风动压变化和磁重联对全球磁层系统造成的不同影响。这将在全球尺度上区分太阳风-磁层相互作用原理、主要驱动机制和相互作用模式。

　　图二：Dungey周期演化过程的卡通图。当行星际磁场南向时，日侧磁重联（A）打开磁力线（B），磁力线越过极区，以磁能的形式储存在磁尾（C）。这些能量持续积累直到突然爆发释放（D），磁力线重新在地球附近闭合，同时高纬区域极光突然增亮（E）。亚暴可能是磁层外部驱动力变化和/或内部磁尾不稳定性引起的(Eastwood et al. 2015)。

　　2) 认知地球磁层亚暴的整体变化过程和周期变化；

　　我们知道，南向行星际磁场可以使能量在磁尾积累，南向行星际磁场持续时间越长，积累的能量越多，但是能量积累的准确性质和在亚暴启动相中的作用还存在争议。例如一个最基本的问题，是否每个亚暴都必须有增长相，还是多个亚暴可以由一个增长相引发？

　　极盖区是极光卵包围的（图3）磁力线对太阳风开放的区域，极光卵可以提供关于磁层顶过程电离层足点的信息。特别的，通过测量扩大—缩小极盖区面积，可以作为磁层状态的直接测量方法（如：Milan et al. 2009）。作为太阳风条件变化的响应，磁尾开放磁力线数量变化，极盖区中的磁力线开放区域也随之变化。

　　图三：（a和b）根据极光卵半径得到的极盖区面积；（c、d和e）极光卵半径，由环电流强度得到的Sym-H指数，由上游太阳风条件得到的日侧重联率系数随时间的变化（Milan，2009）。过去因为极光成像任务的轨道，这些测量结果是不连续的，阻碍了太阳风-磁层耦合的研究。亚暴时极盖区面积是短时间尺度变化，但是数据缺失使人们只能部分了解磁暴特征。

　　近期的一项发展是对名为极光珠的低强度极光特征的认识。极光珠由极光弧分裂生成，并导致初始增亮和亚暴膨胀起始（Henderson, 1994）。这个特征因为强度低，所以过去没有被发现，如图4所示。

　　极光珠在不同情况下具有不同的波长和以指数增长的极光强度，这主要取决于极光膨胀相起始之前的磁层状态。最近发现的极光珠特性揭示了严重的观测限制，这造成了潜在亚暴起始过程的区别。这些特征可能是由膨胀不稳定性和横向电流不稳定性这两种等离子体不稳定性造成的。

　　最近人们研究横向电流不稳定性并且发现可以造成极光珠特征，如图4所示。然而，最近 Kalmoni 等人（2018）发现第三种机制即动力性阿尔芬波，可以解释极光珠时空尺度。SMILE全球成像观测和地基极光观测将是进一步地测试亚暴膨胀相起始时等离子体不稳定性的方法。

　　图四：通过南北半球的地面观测得到的极光珠共轭特性（上图）；与极光珠对应的在磁赤道面上的波长(中图)；由横向电流不稳定性激发产生的电流丝化和电子加速(下图)。

　　分清行为过程的不同模式从第一个问题开始。亚暴一旦触发，它接下来的发展演化由什么控制？它对太阳风条件变化的敏感程度是多少？是怎么取决于磁层内部状态的（例如亚暴相、剩余储存能量等）？

　　3) 探索日冕物质抛射事件驱动的磁暴的发生和发展。

　　因为在太阳风中经常存在南向行星际磁场，所以磁层亚暴每天都有可能发生（Borovsky等人，1993），强驱动造成的磁层磁暴则是太阳风结构的响应，特别是日冕物质抛射（CMEs）（Gonzalez等人，1999）。

　　太阳风等离子体、动量和能量进入磁层的程度由太阳风耦合函数来表示（Gonzalez 1990，Finch和Lookwood 2007）。理论上，如果存在长时间的与日侧磁层磁场方向相反的强行星际磁场，并且太阳风速度快，日侧磁层顶重联将会增强。

　　CMEs是太阳日冕物质向空间的瞬时喷发（Forbes 2000）。CMEs相对背景太阳风以超声速传播，可以造成长时间的南向行星际磁场，所以对地球磁场动力学有重要影响（例如Gonzales等，1999）。一般来说，大地磁扰动和CMEs有关，程度主要和太阳风速度、场强、磁场南向分量有关（Richardson等，2001）。

　　图五：向地球方向运动的橙色拱形结构即为日冕物质抛射(CME)。左边的插图是SOHO卫星观测到的CME，右边插图是Polar卫星 （上）和地面（下）观测到的极光 (图片来源：NASA)。

　　有时，CMEs不会对地磁暴产生预期效果。当行星际磁场北向时，传送到磁层的能量减少。然而，当CMEs中有太阳暗条时，可能会对地球产生一些类似于超级磁暴的影响，例如，赤道电离层的超级喷泉、磁尾拉伸和极区电离层的强焦耳加热(Kozyra等人，2014)。此外，Turc等人（2014）指出，在一定条件下地球弓激波可改变CMEs中的行星际磁场方向，从而减少对磁层的影响。

　　了解全球CME—磁层相互作用对于理解CME结构如何影响磁暴的不同阶段是至关重要的。实际上，由CME驱动的磁暴会引发严重的空间天气后果，对全世界基础设施构成严重的威胁。

　　基本问题仍然存在。太阳风驱动的持续时间和强度是磁暴能否发生的唯一判断标准么？磁暴和亚暴的关系是什么？磁暴是孤立现象还是由多个亚暴组成？

　　最后，尽管自有观测以来，关于磁暴如何开始一直是磁层科学研究的核心问题，但是由于空间天气学终端用户需求的驱动，磁暴持续问题也越来越重要（所有问题全部解释清楚）。

　　磁暴终止是因为磁尾中储存的磁能已经耗尽，或者因为太阳风驱动条件发生了变化？如果这两个原因都有影响，哪一个更重要？一旦太阳风驱动停止，磁层多快可以恢复？是太阳风条件变化，还是储存在磁尾的能量快速耗尽而太阳风变化只起次要作用？