地球磁层对磁云边界层的大尺度响应分析——个例研究

主要分析了WIND飞船2004年11月9日探测的磁云边界层引起的大尺度地球磁层活动．磁层响应主要包括以下3个方面：（1）磁云边界层内本身持续较强南向磁场驱动了一个强磁暴的主相．（2）由于磁云边界层内部较强南向磁场持续一段时间后发生向北偏转触发了一个典型磁层亚暴．文中详细分析了亚暴膨胀相发生时夜侧磁层各区域的观测现象,包括极光观测、高纬地磁湾扰、地球同步轨道无色散粒子注入现荆、Pi2脉动突然增强以及等离子体片偶极化现象等．（3）磁云边界层和前面鞘区组成一个动压增强区,此动压增强区强烈压缩磁层,致使磁层顶进入地球同步轨道以内;当磁云边界层扫过磁层时,位于向阳侧地球同步轨道上的两颗GOES卫星大部分时间位于磁层磁鞘中,以致很长时间内直接暴露在太阳风中．利用Shue（1998）模型计算得到当磁云边界层扫过磁层时磁层顶日下点的位置被压缩至距地心最近距离为5．1RE,磁云边界层的强动压结构以及强间断面决定了磁云边界层对磁层的强压缩效应．强动压结构、多个强间断结构以及持续较长时间的强南向磁场是许多磁云边界层的共性,这里以此磁云边界层事件为例分析了磁云边界层的地球磁层响应．     

磁层顶压缩事件的磁场分析

向日面磁层顶在平静太阳风条件下,处于10RE（RE为地球半径）左右．但在异常的太阳风条件下,即南向行星际磁场很强和（或）太阳风的动压很大时,会被压缩,甚至到达同步轨道附近．集中分析2001年4月11日的磁暴事件,研究当磁层顶发生强烈压缩以后。在地球空间和地面上产生的磁场影响．磁层顶位形选取Shue（1998）模型计算．当把计算结果与GOESl0卫星的观测数据对比时发现：磁层顶在强的太阳风条件下的确会被压缩到同步轨道以内．Shue（1998）模型的预测基本正确,通常的漏报可能是由于预报的位置误差所致．实际磁层顶电流片的位置和强度与我们假设的理想磁层顶间断面计算结果基本吻合．在分析大磁暴过程时,磁层顶压缩使磁层顶电流对于中低纬度地磁场扰动有突出的贡献,在2001年4月事件中,这个贡献可以大于50nT,占主相的1／6左右．这一贡献可以使Dst指数产生相应的误差．     

阿尔文涨落与地球磁层亚暴

本文讨论了一种地球磁层的亚暴机制。当行星际磁场有大的南向分量时,磁层的位形可由基本闭式转变为开式。磁鞘中的阿尔文波可以携带超过10~(18)尔格/秒的能流传入磁层尾部,并将能量耗散于等离子体片中。等离子体片中的粒子被加热和加速后,注入近地空间,产生环电流和极区亚暴。计算了剪切流场中阿尔文波的传播过程,以及磁层中阿尔文波的耗散。将本文的结算与[4]中的结果合在一起,可以说明当行星际磁场转向南时,容易发生地球磁层亚暴,但这两者并非一一对应的关系,行星际磁场没有南向分量时也可以发生地球磁层亚暴。     

2003年11月20日磁暴主相期间磁鞘的观测研究

2003年11月20日磁暴主相期间,Cluster卫星正好处在黄昏侧的磁鞘附近.在主相期间磁鞘磁场Bz分量大约为-60 nT,这和ACE卫星观测值基本一致.同时,磁鞘中的离子速度分布对磁鞘中的磁场方向有很强的依赖性.行星际电场Ey在磁鞘中大约是50 mV/m.磁鞘中这些极端的磁场,电场和离子的流动驱动了迄今23个太阳活动周期中最大的磁暴,其Dst指数是-472 nT.Cluster卫星观测发现磁鞘中离子的数密度比较低,这可能是由磁云经过地球时太阳风的低密度造成的.磁鞘中能量范围为1～10 keV的H+,He+和He2+的数密度主要是由磁鞘中太阳风的数密度决定的.同时,对磁鞘中存在大量的1～10 keV氧离子进行了讨论.在极端的南向行星际磁场条件下,磁层顶受到很强的压缩.氧离子可以利用较大的回旋半径,在强压缩的磁层顶和磁鞘对流的共同影响下进入磁鞘.这也表明了磁层对极端行星际条件的一种响应.Cluster卫星在11月20日磁暴事件中的观测研究,对进一步全面认识大磁暴事件有很重要的作用.     

2001年1月26日高纬磁层顶通量管事件的观测研究

2001年1月26日11:10～11:40UT, ClusterⅡ卫星簇位于午后高纬磁鞘边界层和磁鞘区,此 时行星际磁场Bz为南向. 本文对在此期间观测到的多次磁通量管事件作了详细的研究 ,获得一系列的新发现：（1）高纬磁鞘边界层磁通量管的出现具有准周期性,周期约为78s ,比目前已知的磁层顶向阳面FTE的平均周期（8～11min）小得多. （2）这些通量管都具有 强的核心磁场;其主轴多数在磁场最小变化方向,少数在中间变化方向,有些无法用PAA判 定其方向（需要用电流管PAA确定）,这与卫星穿越通量管的相对路径有关. （3）每个事件 都存在很好的HT参考系,在HT参考系中这些通量管是准定常态结构;所有通量管都沿磁层顶 表面运动,速度方向大体相同,都来自晨侧下方. 通量管的径向尺度为1～2RE, 与通 常的FTE通量管相当. （4）起源于磁层的强能离子大体上沿着管轴方向由磁层向磁鞘运动; 起源于太阳风的热等离子体沿管轴向磁层传输. 通量管为太阳风等离子体向磁层输运和磁层 粒子向行星际空间逃逸提供了通道. （5）每个通量管事件都伴随有晨昏电场的反转,该电 场为对流电场.     

2001年3月2日磁通量传输事件特性的研究

2001年3月2日11:00 至11:15 UT 期间,Cluster Ⅱ在南半球极尖区晨侧附近磁鞘内探测到3个通量传输事件（简称FTEs）. 本文利用Cluster Ⅱ星簇4颗卫星观测到的磁场和等离子体资料研究了这些通量传输事件的磁场形态和粒子特征. 并利用它们探测到的空间磁场梯度资料由安培定律直接求出星簇所在区域的电流分布. 结果指出：（1）BY占优势的行星际磁场结构在磁层顶的重联可以在极尖区附近发生;（2）FTEs通量管形成初期内外总压差和磁箍缩应力不一定平衡,达到平衡有一发展过程;（3）FTEs通量管截面在L M平面内的线度约为1.89RE;（4）FTEs通量管中等离子体主要沿轴向场方向流动,整个通量管以慢于背景等离子体的速度沿磁层顶向南向尾运动;（5）FTEs通量管中不仅有轴向电流,也存在环向电流. 轴向电流基本沿轴向磁场方向流动. 轴向和环向电流在管内均呈体分布,因而轴向电流产生的环向磁场接近管心时不断减小到零,而环向电流生成的轴向场则不断增大到极值;（6）在通量管的磁鞘部分观测到磁层能量粒子流量的增强,这表明通量管通过磁层顶将磁鞘和磁层内部连通起来了.     

水星磁层亚暴和磁暴

磁层亚暴和磁暴是太阳风—行星磁层耦合过程中发生的能量存储和爆发式释放现象,伴随着复杂的等离子体动力学,对磁层以及整个行星都具有强烈的影响.它们的发生不仅会通过粒子沉降引发绚丽多彩的极光,还可以通过电磁场影响人类以及其他生物的生产生活.对地球上的亚暴和磁暴现象的描述与研究至今已有近百年的历史,然而对其他行星上的亚暴以及磁...     

电离层电导对地球磁层顶和舷激波尺度的影响

本文在如下假定下分析电离层电导对地球磁层顶和舷激波尺度的影响：（1）对电离层采用球壳近似,Pedersen电导Σ_P均匀,Hall电导为零;（2）地磁偶极矩处于正南方向,行星际磁场（IMF）只有南向分量（B_z<0）.磁层顶和舷激波的尺度分别由它们与GSE坐标系三个轴的交点,即日下点、晨昏侧翼点和南北顶点的地心距离表征.对给定的太阳风条件、B_z和Σ_P,通过三维全球MHD模拟获得系统的准定态.结果表明,在大约1～5 S范围内,Σ_P值显著影响磁层顶和舷激波的尺度,而在该范围之外则几乎没有影响.随着Σ_P的增加,磁层顶和舷激波整体向外扩张,前者的扩张程度低于后者,以至磁鞘区的范围扩大.磁层顶的侧翼点的位置随Σ_P的变化与B_z的幅度有关：在弱南向IMF情况下磁层顶的侧翼点随Σ_P的增加向内移动,而在强南向IMF情况下则向外移动.上述结果表明,在构建磁层顶和舷激波的经验模型时,有必要计入电离层电导的影响.     

一次磁层亚暴期间磁场偶极化的尾向传播

利用TC1、Cluster和Polar结合极光和同步高度及地磁的观测，研究了2004年9月14日1730～1930 UT时间段的亚暴偶极化过程.此前行星际磁场持续南向几个小时.亚暴初发(Onset)开始于1823 UT.2 min之后，同步高度的LANL 02A在子夜附近观测到了明显的能量电子增强（Injection）事件，而TC1在1827UT左右在磁尾(-10,-2, 0)RE (GSE)观测到了磁场BX的突然下降，伴随着等离子体压强和温度的突然增加及磁场的强烈扰动.在(-16, 1, 3)RE (GSE) 的Cluster上相同的仪器观测到相同的现象，只是比TC1观测到的晚大约23 min，在1850 UT左右.虽然Polar在更靠近地球的较高纬度(-75, 35, -40)RE (GSE)附近，也在1855 UT左右观测到了这种磁场偶极化现象.以上的观测时序表明TC1、Cluster观测到的磁场偶极化比亚暴偶极化初始发生分别晚4 min和27 min.说明偶极化由近磁尾向中磁尾传播.详细计算表明偶极化源区的位置大约在X=-77RE～-86RE，而传播速度大约为70 km·s-1.在这个事件中亚暴的物理图像可能是中磁尾的近地重联产生的地向高速流到达近磁尾，为近磁尾的亚暴触发创造了条件；亚暴在近磁尾触发之后，磁场偶极化峰面向中磁尾传播.     

太阳风压力系数的研究

利用全球磁流体力学(MHD)的模拟结果,研究了太阳风压力系数与上游太阳风参数和日下点磁层顶张角的相关性.在识别出日下点附近磁层顶位置后,通过拟合得到日下点附近的磁层顶张角.在考虑上游太阳风中的磁压和热压以及磁层顶外侧的太阳风动压的情况下,计算了太阳风压力系数.通过分析行星际磁场不同方向时太阳风动压在日地连线上与磁压和热压的转化关系,详细研究了太阳风参数和日下点磁层顶张角对太阳风压力系数的影响,得到以下相关结论:(1) 在北向行星际磁场较大(B_z≥5 nT)时,磁层顶外侧磁压占主导,南向行星际磁场时磁层顶外侧热压占主导;(2) 太阳风压力系数随着行星际磁场的增大而增大,随着行星际磁场时钟角的增大而减小;并且在行星际磁场大小和其他太阳风条件相同时,北向行星际磁场时的太阳风压力系数要大于南向行星际磁场时的;北向行星际磁场时,太阳风压力系数随着太阳风动压的增大而减小,南向行星际磁场时,太阳风压力系数随着太阳风动压的增大而增大;以上结论是对观测结果的扩展;(3) 最后,我们还发现太阳风压力系数随着日下点磁层顶张角的增大而增大.     

磁层顶高纬边界层的瞬时重联过程

用二维可压缩的ＭＨＤ模型模拟研究了北半球背阳面磁层顶区的瞬时重联过程．结果表明，当行星际磁场（ＩＭＦ）具有南向Ｂｚ分量和背太阳向Ｂｘ分量时，ＩＭＦ与地磁场联接，磁层顶向外扩张，在等离子体幔区可形成流体旋涡，磁力线被扭曲，但不易形成磁涡旋；当ＩＭＦ具有北向Ｂｚ分量时，不论Ｂｘ分量是背向太阳或指向太阳，都可发生瞬时重联，而且当ＩＭＦＢｘ分量与地磁场Ｂｘ分量反向时，在等离子体幔区更易形成磁涡旋．这两种情况，在磁层顶边界层区都能产生多层的电流片．     

中磁尾重联触发亚暴的单事例分析

磁层亚暴的发生与近磁尾（约6～8 R_E）电流片中断和中磁尾（约20～30 R_E）磁场重联密切相关,而极光的极向扩展、电流片中断和磁尾重联的时序过程对于认识亚暴的触发机制至关重要. 本文利用位于中磁尾的CLUSTER卫星,同步轨道附近LANL-01、LANL-97卫星,近磁尾POLAR和 极区IMAGE卫星的观测,分析了单个亚暴事例.结果表明,在此事件中,中磁尾磁场重联起始比近尾电流片中断早3 min发生,电流片中断发生4 min后,IMAGE卫星观测到极光增亮,同时AE指数突然增大,亚暴膨胀相起始. 观测结果与亚暴中性线模型较为吻合.     

水星内磁层等离子体带及电流体系

水星是太阳系中离主星最近的和最小的类地行星,它具有独特的空间环境.水手10号(Mariner 10)确认水星拥有全球性内禀偶极磁场和磁层.但是由于早期观测有限,人们通常将水星磁层简单地视作地球磁层的缩小版来研究.不过,在信使号(MESSENGER)访问水星之后,人们认识到水星和地球的空间环境有巨大差异.通过更深入的分析研究,人们发现在水星内磁层中,夜侧磁赤道面附近有带状的等离子体分布,并且该等离子体带可能与多种磁层电流体系(分叉环电流、亚暴电流楔和东向电流等)密切相关.在贝彼哥伦布(BepiColombo)计划揭开水星研究的新篇章之际,本文回顾近些年来与水星内磁层等离子体带及相关电流体系有关的研究,并指出相关研究将是未来水星空间环境的前沿热点.     

银河宇宙线对1991年3月日冕物质抛射的监测

利用McMurdo 和Thule台站的观测资料以及我国广州宇宙线台站的观测资料，分 析了1991年3月24日特大磁暴的日冕物质抛射(简称：CME)的部分特征. 分析结果表明CME到 达磁层时，其运动 方向不是正对着磁层顶而是一定程度地偏向地球南半球；这次事件引起银河宇宙线强度出现 三次Forbush下降. CME中含有很强的磁场结构，最强的磁场结构是在1991年3月24日20：00U T 左右到达磁层的，在这期间它严重阻碍着银河宇宙线粒子南向进入到广州宇宙线观测站，在 24日21：00UT最强的磁场结构绕过地球到达磁尾；这次CME中含有较强的磁云.     

IMF北向时磁层顶重联的模拟研究

本文基于自己开发的全球三维磁层模型,模拟研究了IMF(Interplanetary Magnetic Field)北向时磁层顶重联及磁尾结构.结果发现磁层顶附近存在两种典型的重联过程:一是高纬极尖区IMF与地球磁场的重联,这与空间观测证据和前人的模拟结果是一致的;二是重联后一端在太阳风中另一端与地球相连的磁力线在向磁尾运动中,会发生弯曲、拖曳,在磁尾晨昏侧低纬区域可与尾瓣开放磁力线满足重联条件而再次发生重联.我们认为前一重联会使磁尾等离子片产生与IMF时钟角方向相反的旋转;而后者可重新形成闭合磁力线,可能是LLBL(Low Latitude Boundary Layer)形成的重要原因.     

特大地磁暴的一种行星际源:多重磁云

2001年3月31日观测到的大的多重磁云(Multi MC)事件造成了第23周太阳峰年(2000～2001)最大的地磁暴(Dst=-387nT). 通过分析ACE飞船的观测数据, 描述了这个多重磁云在1AU处的磁场和等离子体特征. 并且根据SOHO和GOES卫星的观测资料, 认证了它的太阳源. 在这次事件中, 由于多重磁云内部异常增强的南向磁场, 使之地磁效应变得更强, 它大大的延长了地磁暴的持续时间. 观测结果与理论分析表明, 多重磁云中子磁云的相互挤压使磁云内的磁场强度及其南向分量增强数倍, 从而加强了地磁效应. 因此, 研究认为多重磁云中子磁云之间的相互压缩是造成特大地磁暴的一种机制. 此外, 研究发现形成多重磁云的日冕物质抛射(CMEs)并不一定要来自同一太阳活动区.     

经验和抛物面模式模拟暴时磁场的误差特性研究

利用两种不同的磁场模式,协同GOES10/12、Polar及Geotail的实测资料,本文对3种不同强度磁暴的磁层磁场进行了详细分析,从而检验了两种不同磁场模式的可靠性,给出了模式间的性能对比.我们采用Tsyganenko经验模式及Alexeev抛物面模式,分别模拟了2004年4月、7月和11月的磁暴,3个磁暴过程中最强Dst指数分别达到-110 nT,-150 nT以及-289 nT.结果发现:T01模式对于中等磁暴时磁场模拟准确,而由于建立模式的数据库中强磁暴资料少,模式中不包含亚暴效应,T01对于强磁暴磁场模拟的误差增大,磁场分量远远偏离观测值;A2000模式缺少部分环电流及Ⅱ区场向电流,模式对于近地点Polar轨道上的磁场扰动模拟不足,对强磁暴时亚暴效应的过高模拟使其模拟的磁场分量偏高;T01模式对于中等磁暴时磁场的模拟效果明显好于A2000模式,随着磁层扰动的增强,T01与A2000模式的总体性能相当.     

基于卫星观测的上游等离子体β与磁层顶厚度、速度等特征参数关系的统计研究

基于Cluster(C3)卫星的观测数据,本文统计分析了 2001年至2009年的低纬(GSE坐标系下纬度小于45°)侧翼晨(磁地方时MLT＜08)、昏(MLT＞16)两侧磁层顶的特征.分别用法拉第残差最小化分析法(MFR分析)和DeHoffmann-Teller分析法(HT分析)计算了磁层顶厚度、运动速度以及平均电流密度等参数.收集了近磁层顶磁鞘侧的β值(等离子体热压磁压之比),并应用瓦伦测试划分了磁层顶的旋转不连续和切向不连续.结果表示,磁层顶的晨昏两侧存在明显的不对称,即晨侧磁层顶厚度更厚、运动也更加活跃.上游β值由近日侧到磁尾整体上表现出下降趋势,但在昏侧部分区域出现异常升高,通过分析β值对磁层顶厚度和运动速度的影响发现,更高的上游β值对应的磁层顶厚度更薄,运动速度更高,但是上游β的晨昏不对称并不是造成磁层顶厚度和运动速度晨昏不对称的主要原因,本文认为,磁层顶参数的晨昏不对称可能并不是由单一的上游参数造成的.最后,高β对研究区域内的磁层顶瓦伦关系有破坏作用.     

同步轨道磁场和地面磁场对太阳风动压变化事件的响应

本文对磁宁静时的123个动压变化事件(不包含激波事件)进行了统计研究.研究表明,在白天侧(9～15MLT)同步轨道磁场z分量对太阳风动压增大、减小事件具有较强的正响应,而在夜侧(21～3MLT)响应明显减弱,响应幅度具有明显的磁地方时分布.对动压增大事件的平均响应幅度在午前最大,而对动压减小事件的平均响应幅度在午后达到...     

K-H不稳定性在多电流片系统磁场重联中的效应

等离子体系统中存在两个或多个电流片时，电流片中发生的不稳定性可能会相互作用．行星际磁场北向时，背阳面碰层顶电流片与磁尾等离子体片之间可能发生相互作用，高纬边界层强烈的流场剪切可能促进磁场重联，产生磁层亚暴．本文运用二维可压缩磁流体模拟研究具有强流场剪切的多个电流片系统中磁场重联的演化．结果表明，Kelvin－Helmholtz不稳定性使多电流片系统的磁场重联过程明显加快；相邻电流片之间的距离越近，两者相互作用越强，重联增长率越大；在三电流片系统中，超Alfven速度强流场导致外侧两个电流片中出现强烈的磁场重联，并引发中心电流片的磁场重联．行星际磁场北向时，也可能发生磁层亚暴．