磁层亚暴（英文：Magnetospheric Substorm），简称亚暴，是指发生在地球夜半球太空区域的巨大能量瞬间释放现象。“亚暴”概念最先是Akasofu和chapman(1977)用来描述磁暴期间出现的短暂的强磁扰动，每次延续2至3小时。磁层亚暴和磁暴是两个既有联系又有区别的过程。

磁层亚暴，是发生于地球磁层的强烈扰动，简称亚暴，持续时间为1～2小时。其主要扰动区域包括整个磁尾、等离子体片和极光带附近的电离层。

1961年，赤祖父俊一和S.查普曼把磁暴主相分解为环电流磁场和极区扰动磁场。极区扰动磁场的持续一般为1～2小时，比磁暴的持续时间短得多，故又称极区扰动磁场亚暴，也称地磁亚暴。因为极光活动时间和地磁亚暴一致，故极光活动又称极光亚暴。1968年，赤祖父俊一把它们统称为磁层亚暴，因为它们都是磁层扰动的表现。

亚暴起始时，平静光弧突然增亮，增亮区扩大，这就是极光亚暴。亚暴是南北半球共轭的，共轭点上有相同现象，共轭点是指同一条磁力线截于南北半球地面的两点。亚暴是磁尾的一种激烈而频繁的运动形式，磁扰日里几乎每天都发生数次。亚暴常成串出现，时间间隔无规律，有时第一次尚未结束，第二次接踵而来，这称为叠发亚暴。每一次爆发来不及构成完整的膨胀相，而只是一次接一次的极光增亮。亚暴的发生与行星际磁场和太阳风状态有密切关系，一般当行星际磁场持续一段时间偏南之后，就会发生一连串亚暴。磁层亚暴时，可能造成高纬度地区无线电通讯中断，地球同步轨道上的卫星充电等效应。因此，对磁层亚暴的研究具有实际意义。

1978年，Victoria会议对磁层亚暴及其过程给出了基本一致的定义“磁层亚暴是起始于地球夜晚面的一种瞬态过程，在此过程中来自太阳风-磁层耦合的很大一部分能量被释放并储存在极区电离层和磁层中”。“这一过程的开始以子夜区极光辉度的突增为标志，在其整个过程中极光电集流最初增加，然后恢复到亚暴前的基态水平。在亚暴期间西向电集流可能多次增强，每一次增强都伴随着Pi2脉动的爆发和西向涌浪的出现。亚暴发展时子夜分立极光区向极区和西扩展，极光活动到达最高纬度以后再逐渐恢复到暴前位置。从第一次Pi2爆发到极光区到达最高纬度的这段时间成为膨胀相。子夜区极光恢复到较低纬度这段时间叫做恢复相。”

1982年，Munster会议进一步对磁层亚暴过程取得了大致一致的看法：磁层亚暴“由两种性质不同的基本过程组成。这两种过程分别为直接驱动过程（太阳风能量直接传输到极区电离层和环电流中）和装-卸载过程（能量先储存于磁尾一段时间，然后在膨胀相时脉冲式地释放到极区电离层和环电流去）”

其中装-卸载划分为增长相，膨胀相和恢复相三个阶段。

地球磁层扰动的一种表现。这个概念是1968年提出的。这种扰动在其发展过程中会随时间、空间而发生一系列变化，尤其是在极区的反应最为激烈。

磁层亚暴的典型物理过程，首先是从行星际磁场方向反转开始的。观测表明，不少亚暴发生在行星际磁场方向由北向南反转以后。由于向南的行星际磁场和地磁场相互耦合，引起磁力线的重联，从而使磁尾中磁场强度增加，积累起大量的磁能；接着，由于磁力线重联，磁流体发电机作用加强，横越磁尾的电场和电流也增强。在将近一小时内,磁尾的等离子体便开始向地球方向运动。这时,“极光卵”赤道的侧边缘处极光突然增亮，并开始向极区移动，这就开始出现极光亚暴。与此同时，整个磁尾的等离子体片的厚度开始变薄。伴随亚暴发生的另一个过程是等离子体由磁尾向捕获区注入，这种注入是外辐射带电子的主要来源之一，也是极光带电波吸收增强的基本原因。当磁尾中的磁能积蓄到一定程度后，磁尾的磁力线由于某种不稳定性,便会发生重联,形成X型中性线(见电流片)。中性线以外的等离子体以每秒300公里的速度向外运动。毫无疑问，在出现亚暴过程中，粒子的加速过程仍然是一个本质的问题。观测的结果迄今仍很不一致，还不可能对亚暴的物理机制作出明确的说明。从物理学上作出的可能判断是，当磁尾等离子体向着地球方向运动时，为保持粒子磁矩守恒或纵向不变量守恒，电子回旋加速机制和费密加速机制均可能起重要作用，而在亚暴开始时刻，横越磁尾的横向电场加速也是极为重要的。

关于磁层亚暴的机制，如今的看法并不完全一致。有人认为行星际磁场由北转向南是亚暴发生的原因。但是也有人不同意这种观点，认为这种方向的改变只能控制亚暴出现的强度和纬度，对亚暴的触发和能量的释放不会有明显的影响。这些问题的解决有待于建立亚暴事件全过程的正确时间序列，以及对亚暴的形态建立一个正确的物理图像。磁层亚暴对人类的活动有很大影响。它可以影响高纬度地区的通讯，可以在长距离电缆和跨海洋的电缆中诱发感应电流，也可引起同步卫星发生强烈真空放电和高压电弧（有时甚至会导致一颗卫星的完全损坏），因而对磁层亚暴的研究有重要的实际意义。

用一元磁流体力学广义行波展开法进一步研究了近磁尾内边界的位型不稳定性。将笔者以前关于近磁尾赤道面附近的漂移气球模不稳定性工作推广到非赤道区和存在非定常地向流的情形。论证了减切地向流将导致近磁尾内边界绝对不稳定，并使增长率显著增加。研究表明在亚暴电流楔的形成过程中，中磁尾磁重联和近磁尾位型不稳定性可能协同地起着重要作用。在此基础上提出了一个磁层亚暴膨胀相的中性线一电流中断协同模型。该模型能解释卫星和地面的许多亚暴观测结果。不同的亚暴可能有不同的触发过程。

磁层亚暴是地球空间最重要的能量输入、耦合和耗散过程。磁层亚暴发生在行星际磁场（IMF）南向时，每次延续2~3小时。由于磁层亚暴出现频繁，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。多年来已提出和发展了许多种模型和理论，最有影响的有“近地电流中断模型”(NECD)和“近地中性线模型”(NENL)。

根据“近地电流中断模型”：(1)内磁层(-8~ -10Re)是自由能的源区，越尾电流在亚暴膨胀相爆发之前达到最大[Kaufmann, 1987; Ohtani et al., 1992]；(2)近磁尾不稳定性导致电流中断(CD)，形成亚暴电流楔(SCW)，进而触发亚暴爆发；(3)在亚暴开始之后，电流中断引起了向尾部传播的稀疏波，这种波使等离子体片变薄，Bz减小。在磁尾某点，在膨胀相的末期，或者在恢复相开始时，这些效应触发重联以及后来等离子体粒团和高速流(BBFs)的生成；(4)等离子体流既不能引起电流中断，也不能引起极光崩溃[Lui, 1992; Lyons,2000]。另一方面，新发展改进的“近地中性线模型”(NENL)[Baker et al.,1996; Baumjohann, 2002]认为：(1)来源于中磁尾磁重联的BBFs向内磁层传输能量，它们阻塞的位置一般在-13~ -15Re以外[Shiokawa et al., 1997]；(2)磁通量在这一位置堆积，最终导致磁场的偶极化[Shiokawa et al., 1998]；(3)由于高速流阻塞产生压力梯度导致昏向越尾电流转向，从而形成SCW[Birn et al.,1999]。在这两种模型中，磁场偶极化是一个共同的特征。在有些事例中，BBFs先于内磁层偶极化之前出现，这支持BBFs可以导致磁场的偶极化。而另一些事例中，电流中断可以在没有BBFs的情况下，引起磁场的偶极化。由于过去主要是单点探测，人们对大尺度的磁场偶极化过程还很不清楚。