弥散极光常出现在磁地方时午夜-早晨-正午的极光卵低纬一侧，在输入到极区的极光能量中一半以上与弥散极光有关。弥散极光研究对全面了解极区空间天气过程、建立完善的地球空间动力学模型都极为重要。利用中国北极黄河站在日侧极光观测上的地理优势，结合多手段观测和连续极光数据，对日侧弥散极光进行统计分析研究。主要结果归纳如下：日侧弥散极光的典型形态分类根据日侧弥散极光形态，我们将其归为四类：1）幔状弥散极光（Veiling DiffuseAurora，VDA），这种极光没有明显的极光形态结构以及确定的边界，有时候像厚厚的云层布满整个天空；2）块状弥散极光（Patchy DiffuseAurora，PDA），有时伴随着脉动极光出现。块状弥散极光出现的尺度大小不一，多数在~10-100km直径宽度，偶尔尺寸也会达到几百km，并且经常出现在周围具有幔状弥散极光背景的情况下；3）弥散极光弧（Diffuse Aurora Arc，DAA），是一种呈弧状分布的弥散极光形态，与分立极光弧具有明显的形态差异。弥散极光弧在发光强度上要弱于分立极光弧，并且弥散极光弧的边界也比较模糊；4）脉动极光(Pulsating Aurora，PA)，以闪烁发光的形式出现。通常是在块状或弧状弥散极光出现的时候，其发光强度表现出周期性强弱变化。日侧弥散极光形态分布及分布特性研究我们对各类日侧弥散极光随磁地方时（MLT）的出现机率进行了统计，发现各类弥散极光在极隙区均呈现出单峰分布，弥散极光形态较为复杂；脉动极光持续时间受极隙区太阳风影响，与夜侧明显不同。夜侧弥散极光与脉动极光都是由于Chorus散射所引起的结果，只是在电离层所表现的形态不一样。日侧弥散极光形态在不同行星际磁场（IMF）条件下也会产生差异。日侧弥散极光大部分出现在IMF B_z>0（65%）的情况，当B_y＜0、B_z＞0占主导时，更容易观察到日侧弥散极光,特别是在06:00-14:00MLT附近。相对于南向IMF，北向IMF使场向电流（FAC）更容易位于高纬；并且在北半球，变化的IMF B_y更容易影响低纬边界的上行FAC的电离层等离子体沿着东西方向流动。日侧弥散极光对太阳风动压增强的响应磁层高能粒子沉降到极区上层大气并与中性气体碰撞所激发的弥散极光，能够对太阳风动压的显著变化做出相应的响应。通过事件观测显示，随着太阳风动压的增强，日侧弥散极光在极光卵赤道向部分首先点亮并逐渐向高纬扩展，同时地磁环境也受到相应扰动影响。我们认为，随着太阳风动压的增强，日侧磁层顶受到压缩，磁层内波粒相互作用导致投掷角散射增强，使得沉降进入极光卵赤道侧电离层的高能粒子数密度增大，进而导致日侧弥散极光强度增强。