極區(qū)是地球開向太空的天然窗口，太陽風攜帶大量的物質、動量和能量沿磁力線進入地球高層大氣，在極區(qū)電離層產(chǎn)生了大尺度的能量注入。在磁層-電離層-熱層耦合系統(tǒng)中，能量注入以焦耳熱、粒子熱和存儲在環(huán)電流中的能量的形式沉淀下來
[1]。電磁能是高緯電離層/熱層來自磁層和太陽風的非常重要的能量來源。電磁能的注入則以焦耳熱的形式耗散在極區(qū)高層大氣中
[2]。高層大氣是中性大氣成分和等離子體共存區(qū)域。電磁能的注入將使得中性大氣加熱膨脹，從而改變不同高度中性大氣的密度，以及通過電離層等離子體與中性大氣成分的相互碰撞，改變電離層等離子體的溫度和密度。
基于Dynamics Explorer 2(DE-2)觀測數(shù)據(jù)，Sugiura推導出在衛(wèi)星高度以下，由電磁能轉換的焦耳熱與Poynting通量的大小相等
[3]。利用Poynting通量方法，Olsson等人基于Astrid-2衛(wèi)星數(shù)據(jù)詳細評估了極區(qū)電離層的焦耳熱
[4]。Poynting通量分為兩種，一種是大尺度的直流Poynting通量，另一種是小尺度的交流Poynting通量，也稱為阿爾芬波Poynting通量。直流Poynting通量主要對應著電離層的焦耳熱
[5]。沿磁力線方向（場向）進入或流出電離層/熱層的電磁能，則以場向的直流Poynting通量表示。
極區(qū)電離層直流場向Poynting通量一般采用低高度極軌衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)計算而來
[6-14]。美國**氣象衛(wèi)星計劃(Defense Meteorological Satellite Program, DMSP)被廣泛應用于極區(qū)頂部電離層等離子體和磁場的觀測。DMSP衛(wèi)星在近圓形太陽同步軌道上運行，軌道高度約為850 km，軌道傾角約為96°，軌道周期約為101分鐘
[15-18]。每個衛(wèi)星都搭載著探測電離層電子、離子密度，溫度和速度的熱等離子體探測儀(Special Sensor for Ions Electrons and Scintillations, SSIES)，以及探測地球磁場擾動的磁力計(Special Sensor for Magnetic Fields, SSM)，還有測量沉降電子和離子的儀器(Precipitating Electron and Ion Detectors, SSJ)。目前正常運行的有F15、F16、F17、F18衛(wèi)星。熱等離子體探測儀SSIES可提供等離子體速度（V）數(shù)據(jù)
[19]，三軸磁通門磁力計SSM可提供磁場（B）數(shù)據(jù)
[20]，從而可計算出電離層的對流電場E（E=-V×B）。通過衛(wèi)星測量的地磁場與國際參考地磁場(International Geomagnetic Reference Field, IGRF)作差，可以推導出衛(wèi)星所在位置的地磁場擾動（
\(\mathrm{\delta }\mathrm{B}\)）。由電離層的對流電場和磁場擾動數(shù)據(jù)，通過Poynting通量S（
\(S=\mathrm{E}×\mathrm{\delta }\mathrm{B}/{\mathrm{\mu }}_{\mathrm{o}}\)），估算出場向電磁能分布。
通過DMSP F17衛(wèi)星對日側頂部電離層的等離子體速度和磁場的觀測，我們獲得約850 km高度上的水平對流電場、水平磁場擾動和Poynting通量分布。利用這些數(shù)據(jù)，我們已經(jīng)得到了頂部電離層的水平對流電場、水平磁場擾動和電磁能的空間變化特征以及它們之間的相互關系，并且發(fā)現(xiàn)頂部電離層的電磁能分布具有晨昏不對稱性特征，而且這種不對稱性主要與水平對流電場分布相關，此外，這些分布數(shù)據(jù)為極區(qū)電離層的電磁能傳輸和耗散研究打開了一扇新的大門，也可利用這些數(shù)據(jù)研究電磁能隨地磁活動和行星際磁場的變化規(guī)律，以及電磁能對中性大氣和等離子體的加熱效應。
基于2014–2016年北半球極蓋區(qū)的DMSP F17觀測數(shù)據(jù)，本數(shù)據(jù)集提供了不同行星際磁場和地磁擾動條件下日側極蓋區(qū)的場向Poynting通量，水平對流電場和水平磁場擾動等數(shù)據(jù)，這些數(shù)據(jù)將為極區(qū)電離層/熱層的電磁能或焦耳熱研究提供一定的數(shù)據(jù)保障。
