亚暴事件中磁尾多重等离子体团的数值研究(Ⅱ)

以宁静磁尾平衡解为初态,本文考虑介质的可压缩性,对GEOTAIL卫星于亚暴事件中,观测到多重等离子体团与高能离子爆相对应之特征作模拟研究．数值结果表明：重复形成的等离子体团是高温、高密度区,揭示了等离子体团与高能离子爆──对应的动力学原因．本文的模拟结果还表明：大尺度等离子体团的地向运动,与X中性点的尾向迁移及地向流动增强相对应,而上述现象与驱动入流沿着边界的分布形态（即电场E的分布）有关．     

亚暴事件中磁尾多重等离子体团的数值研究（Ⅱ）

以宁静磁尾平衡解为初态,本文考虑介质的可压缩性,对GEOTAIL卫星于亚暴事件中,观测到多重等离子体团与高能离子爆相对应之特征作模拟研究．数值结果表明：重复形成的等离子体团是高温、高密度区,揭示了等离子体团与高能离子爆──对应的动力学原因．本文的模拟结果还表明：大尺度等离子体团的地向运动,与X中性点的尾向迁移及地向流动增强相对应,而上述现象与驱动入流沿着边界的分布形态（即电场E的分布）有关．     

磁层亚暴扩展相的数值模拟

本文用多步隐格式方法,求解包含电阻的磁流体力学方程组,对磁层亚暴扩展相作数值模拟.计算结果展现了亚暴扩展相期间磁尾变化的主要特征.它表明,球向和尾向等离子体流与准稳态重联有关.等离子体团的尾向喷发,致使中性线尾侧电流片内的密度降低,等离子体片变薄.中性线近地侧的等离子体团朝着地球运动,并合并于地球附近的重联区内.     

磁尾地向传播等离子体团的模拟研究

卫星观测证实了磁尾等离子体团与亚暴活动的相关性,除了具有北-南双极特征的尾向传播等离子体团外,还发现地向传播等离子体团,它们表现为南-北双极中性片事件和南-北双极瓣区讯号. 资料分析表明:南-北双极讯号的出现几率远低于北-南双极讯号,并且南-北双极事件主要发生于行星际磁场北向和地磁宁静条件,它们往往与小的孤立的地磁亚暴相关. 本文根据地磁宁静时期(IMF Bz北向且By≥Bz)越尾电场Ey分量的分布特点,对地向传播等离子体团作模拟研究. 两类算例的数值结果展示了通量绳磁结构及具有复杂闭合磁力线位形的等离子体团的基本特征,上述特征与尾向传播的等离子体团类似,与IMP 8卫星关于地向传播南-北中性片事件的观测特征大致相符. 数值结果还展示了与Schindler示意图相类似的磁力线拓扑位形,在一定程度上为南-北事件出现几率低作出了解释;并且揭示了磁尾中性片内越尾磁场分量By对磁重联发展的抑制作用. 本文的模拟研究说明:无论磁尾处于活动时期(IMF Bz为南向),还是宁静时期(IMF Bz为北向且By≥Bz),磁场重联均是磁尾等离子体加速和加热的通用机制.     

亚暴膨胀相近磁尾位形不稳定性模型Ⅰ．近磁尾位形不稳定性

用单流体和双流体ＭＨＤ近似，研究了近磁尾位形不稳定性（ＮＥＴＣ）．分析表明，ＮＥＴＣ可能存在两种漂移不稳定情况Ｃ１和Ｃ２与卫星观测资料对比显示，Ｃ２较容易在亚暴膨胀相前夕出现，它可以解释亚暴膨胀相期间磁场和等离子体扰动的特征周期、尾向传播速度、磁场扰动和等离子体压强扰动之间的位相关系，场向电流的周期性结构，西向涌浪头部的电子沉降和极光隆起等观测特性和现象．薄电流片的极端情况（Ｒｃ≈ｒｉ）不在本文的讨论范围之内．     

亚暴膨胀相近磁尾位形不稳定性模型Ⅰ．近磁尾位形不稳定性

用单流体和双流体ＭＨＤ近似，研究了近磁尾位形不稳定性（ＮＥＴＣ）．分析表明，ＮＥＴＣ可能存在两种漂移不稳定情况Ｃ１和Ｃ２与卫星观测资料对比显示，Ｃ２较容易在亚暴膨胀相前夕出现，它可以解释亚暴膨胀相期间磁场和等离子体扰动的特征周期、尾向传播速度、磁场扰动和等离子体压强扰动之间的位相关系，场向电流的周期性结构，西向涌浪头部的电子沉降和极光隆起等观测特性和现象．薄电流片的极端情况（Ｒｃ≈ｒｉ）不在本文的讨论范围之内．     

亚暴膨胀相近磁尾位形不稳定性模型Ⅱ.中磁尾等离子体流与近磁尾亚暴活动的关系

在单流体MHD近似下，研究了有背景等离子体流存在时的近磁尾位形不稳定性．分析表明，等离子体地向流使两支漂移气球模DBM1和DBM2的不稳定增长更快．与卫星观测资料对比显示，诸多的观测观象与本模型的预言一致．这个结果对中磁尾磁场重联及高速等离子体流与亚暴膨胀相在近地触发之间的关系给出了新的解释．     

亚暴膨胀相近磁尾位形不稳定性模型Ⅱ.中磁尾等离子体流与近磁尾亚暴活动的关系

在单流体MHD近似下，研究了有背景等离子体流存在时的近磁尾位形不稳定性．分析表明，等离子体地向流使两支漂移气球模DBM1和DBM2的不稳定增长更快．与卫星观测资料对比显示，诸多的观测观象与本模型的预言一致．这个结果对中磁尾磁场重联及高速等离子体流与亚暴膨胀相在近地触发之间的关系给出了新的解释．     

驱动重联过程中等离子体团的聚合

本文对驱动重联过程作了二维可压缩磁流体动力学模拟．对于长的计算域（１：４），在持续入流的作用下形成了双重磁岛结构，这些磁岛在向外运动的过程中不断靠近，逐渐聚合成为一个大的等离子体团，并继续向外运动．这说明在地球磁层顶和磁尾所观测到的大尺度磁结构，很可能是在驱动重联过程中，由较小的等离子体团聚合后形成的．并初步揭示了在空间等离子体中，磁岛的聚合过程难以直接观测的动力学原因．     

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.     

基于CARISMA地磁台链观测的IPDP事件的统计分析

亚暴期间磁尾等离子体片离子注入内磁层能够激发电磁离子回旋(EMIC)波.对应于这种EMIC波,地面磁力仪可观测到周期逐渐减小的地磁脉动(IPDP).利用GOES卫星数据,地磁指数和加拿大CARISMA地磁台站的数据,我们研究了IPDP事件的产生与亚暴磁尾注入的关系.同时利用CARISMA地磁台链中的MCMU和MSTK两个台站,从2005年4月到2014年5月期间的观测数据,统计分析了亚暴期间的IPDP事件,研究了IPDP事件的出现率关于季节和磁地方时的分布特征.我们总共获得128个两个台站同时观测的IPDP事件.该类事件关于季节分布的发生率,冬季最小,为13.28%,春季最大,为32.81%,结果表明IPDP事件关于季节分布的发生率受到电离层电导率及亚暴发生率的影响.两个台站同时观测到的IPDP事件最大出现率出现在15—18 MLT(磁地方时),结果表明IPDP事件主要由亚暴期间产生的能量离子注入内磁层,西向漂移遇到等离子体层羽状结构(Plume)区的高密度等离子体所激发.     

探测一号卫星在近地磁尾观测到的尾向流统计特性

在磁静和亚暴期间,TC 1卫星在近地磁尾，包括晨昏两侧和夜侧的尾瓣、等离子体片边界层和等离子体片区域都观测到大量来自电离层的尾向流事件.尾向流在赤道面附近最强，在夜侧较晨昏两侧强；尾向流有从晨昏两侧向夜侧运动的趋势；尾向流随距地球距离增加而逐渐增强.与来自中磁尾的地向流相比，近地磁尾近赤道区域来自电离层的尾向流具有低温高密特性.2004年7月1日至2004年10月31日期间TC 1卫星在近地磁尾（7RE～13RE之间，RE为地球半径）观测到持续时间超过3 min的尾向流共516起.对这516起尾向流的统计研究结果显示：（1）尾向流在从等离子体片边界层向等离子体片的运动过程中流速会逐渐减弱、密度逐渐增高，温度有逐渐下降的趋势；（2）对尾向流平行温度和垂直温度的分析显示不同等离子体区域的尾向流都有较明显的各向异性；（3）在从等离子体片边界层向等离子体片的运动过程中，尾向流逐渐趋向各向同性.     

磁尾通量绳结构中由压强损失导致的核心场增强

与亚暴活动密切相关的磁尾等离子体团可以具有不同的拓扑位形,多数磁尾等离子体团具有 强核心场,是一种通量绳型磁结构. MHD模拟表明：地球磁尾不同拓扑位形磁结构的形成, 与越尾分量By的分布形态有关. 但是模拟研究所展示的通量绳结构,核心场强度远低 于尾瓣区磁场强度. 本文考虑磁尾通量绳结构中,螺旋形磁力线向侧翼伸展产生的压强损失 ,在MHD方程中引入修正项ρt|loss,Tt|loss 及Byt|inc. 对于 初始By分量为均匀分布,受晨昏电场产生的边界入流作用,磁尾通量绳结构重复形成 与逐一排放的两个算例,计入修正项后,多重磁结构峰值压强的平均值降低,核心场的平均 值明显增大. 两个算例中,背景By值较低的算例1（By0=1nT）中,核心 场的相对增幅较大.     

磁尾爆发性整体流与亚暴的关系

利用星簇Cluster的三颗卫星(C1, C3和C4)在2001年和2002年的数据,研究磁尾爆发性整体流（BBF, Bursty Bulk Flow）事件及其与亚暴的关系. 三颗卫星可以同时观测到同一次BBF事件, 有时只有一颗或两颗观测到BBF,其原因有:（1）等离子体整体流的速度峰值满足BBF选取原则中的峰值要求, 但卫星的运行轨道不满足;（2）卫星处于所要求的区域内,等离子体整体流的速度峰值不满足;（3）中性片的复杂结构及其运动使得选取条件不能同时满足;（4）BBF空间分布高度局域化. 统计研究结果表明：单颗卫星观测存在局限性, C1、C3和C4卫星独立观测到BBF的持续总时间分别占它们联合观测到的5507%、7748%和5552%; 大部分亚暴爆发期间都能观测到BBF, 甚至在一次亚暴爆发期间观测到多次BBF; 少数亚暴爆发期间没有观测到BBF.     

引力场中磁场重联的数值研究（Ⅲ）等离子体团的形成和运动

应用解析和数值相结合的方法求得了含有闭场区、中性片和开场区的二维局域磁静力平衡日冕基态，进而在此基态下数值研究了由电阻撕裂模不稳定性引起的磁场重联过程．结果表明，在电流片长度远大于其半宽度的情况下，仍将发生具有两个Ｘ线的磁场重联，形成磁岛和高温高密度的等离子体团．等离子体团运动的方向取决于闭合区底部等离子体压力和磁压的比值β０．当β０较大时，等离子体团向下运动，引起结合不稳定性和磁岛的合并，等离子体团中的等离子体不断落入闭合磁场区两侧．当β０较小时，等离子体团向上运动，导致电流片中等离子体的喷发．结果还表明，磁张力的分布是决定等离子体团运动方向的主要因子．     

引力场中磁场重联的数值研究（Ⅲ）等离子体团的形成和运动

应用解析和数值相结合的方法求得了含有闭场区、中性片和开场区的二维局域磁静力平衡日冕基态，进而在此基态下数值研究了由电阻撕裂模不稳定性引起的磁场重联过程．结果表明，在电流片长度远大于其半宽度的情况下，仍将发生具有两个Ｘ线的磁场重联，形成磁岛和高温高密度的等离子体团．等离子体团运动的方向取决于闭合区底部等离子体压力和磁压的比值β_０．当β_０较大时，等离子体团向下运动，引起结合不稳定性和磁岛的合并，等离子体团中的等离子体不断落入闭合磁场区两侧．当β_０较小时，等离子体团向上运动，导致电流片中等离子体的喷发．结果还表明，磁张力的分布是决定等离子体团运动方向的主要因子．     

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.     

2008年1月5日磁层亚暴期间磁尾近地重联事件的THEMIS观测与分析

本文主要应用THEMIS卫星的磁场和等离子体流观测数据,分析了2008年1月5日08∶51~08∶57 UT亚暴膨胀相期间磁尾的一个近地重联事件.在亚暴膨胀相期间,地面的全天空成像仪清楚地记录到了极光的极向扩展,THEMIS的P5卫星在地球同步轨道附近观测到了磁场的偶极化现象.在亚暴膨胀相末期的08∶51~08∶57 UT期间,P3(X_GSM~-9.12R_E) 和P4 (X_GSM ~-9.40R_E) 同时观测到了一对方向相反的高速等离子体流.这对方向相反的高速等离子体流是由磁尾的重联现象所引起.重联的位置被估计位于X_GSM ~-9.12R_E 和X_GSM~-9.40R_E之间较小的空间范围内.并且,在重联位置的两侧,重联的Hall效应被P3和P4两颗卫星观测到.因此,这一磁尾重联事件发生在距离地球非常近的空间范围内.     

磁层快速对流事件的多点卫星联合观测

本文利用星簇Cluster的三颗卫星(C1,C3和C4)在2001年和2002年的数据,研究了快速对流事件（RCE， Rapid Convection Event）及其与亚暴的关系.结果显示单点卫星对RCE的观测,不能反映磁尾RCE的真实情况.在2002年7月25日发生的一次RCE事件, C1和C3观测到这次RCE，C4却没有观测到.在三颗卫星联合观测到的306次RCE中,C1观测到215次,C3观测到266次,C4观测到227次.统计研究表明，单点卫星观测到的RCE的平均时间也不能准确反映磁层内的RCE.由此推论在整个中心等离子体片内,快速对流事件所承担的能量和磁通量的输运量,可能远大于单点卫星观测给出的结果.用速度来定义的磁尾爆发性整体流(BBF，Bursty Bulk Flow)与亚暴的关系,比用磁通量定义的RCE与亚暴的关系要更加紧密.     

2005年8月24日磁暴主相期间亚暴过程的多卫星联合观测分析

本文根据OMNI、TC-2卫星、LANL系列卫星、Cluster星簇卫星(C1-C4)以及加拿大的8个中高纬地磁台站的观测数据,研究了2005年8月24日强磁暴(SYM-H_min~ -179 nT)主相期间的强亚暴(AL_min~ -4046 nT)事件特征.该强磁暴在大振幅(IMF B_{z min}~ -55.57 nT)、短持续时间(~90 min)的行星际磁场条件下产生,有明显的磁暴急始(SSC),强度较大且持续时间较短.发生在磁暴主相期间的亚暴发展的主要特征如下:亚暴增长相期间,C1-C4卫星先后穿越中心等离子体片;亚暴膨胀相触发后,在近地磁尾(X~-6R_E)可观测到磁场偶极化现象;等离子体无色散注入区在亚暴onset开始后迅速沿经向扩展,但被限制在有限的经度范围;磁纬60°附近,Pi2地磁脉动振幅超过了100 nT.膨胀相开始后,在中、高磁纬地磁台站可观测到负湾扰,近地磁尾可观测到Pi2空间脉动,中磁尾区域可观测到尾向流、磁重联以及O⁺/H⁺数密度比值在亚暴onset之后增大等现象.分析表明该强磁暴主相期间的强亚暴现象发生时序是自内向外:X~-6R_E处TC-2观测到磁场偶极化(~09:42:30 UT),同步轨道卫星LANL1994-084观测到等离子体无色散注入(~09:44:30 UT),X~-17.8R_E处C1观测到磁场重联(~09:45:30 UT),由此推断该亚暴事件很可能是近地磁尾不稳定性触发产生,其发生区域距离地球很近.