阿尔芬波总磁场存在漂移趋势时磁通门磁强计在轨标定的优化方法

高精度的磁场测量对深空探测具有重要意义,然而卫星上磁通门磁强计的磁补偿值会随着时间缓慢变化,需要进行在轨标定.近期,一种新的在轨标定方法被提出,即Wang-Pan方法.该方法发现阿尔芬波动存在一个线性度高的最优补偿曲线,利用多个波动的最优补偿曲线可计算出磁强计的磁补偿.然而,该方法没有考虑所选波动事件的总磁场存在漂移趋...     

基于磁镜结构的Wang-Pan方法在磁强计在轨标定中的应用

磁通门磁强计(FGM)的磁补偿随时间会发生缓慢变化; 因此,提高FGM磁补偿的标定精度对实现高精度磁场测量至关重要.最近,一种基于磁镜结构的标定方法被提出,本文将其称之为Wang-Pan方法Ⅱ.本文分析了Wang-Pan方法Ⅱ在太阳风、地球磁鞘和磁尾电流片区域的适用性.我们发现,磁镜结构或线性磁洞事件个数的增加有助于降低Wang-Pan方法Ⅱ的计算误差; 此外,事件的背景磁场强度和磁场耗散程度会显著影响Wang-Pan方法Ⅱ的计算精度.Wang-Pan方法Ⅱ在太阳风和磁尾电流片中的计算误差在±0.2 nT以内的概率高达70%,在磁鞘中计算误差比太阳风及磁尾电流片中的大了约1个数量级.为了提高利用磁镜结构标定磁补偿值的精度,我们研究了线性磁洞事件的多个参数特征对磁补偿计算误差的影响,该研究结果将为Wang-Pan方法Ⅱ的应用提供磁镜结构或线性磁洞事件的筛选参考准则.

     

南极中山站电离层漂移特性及其对行星际磁场的响应

利用南极中山站数字式电离层测高仪在１９９５年的观测数据和ＩＭＰ８卫星观测的行星际磁场数据进行分析,揭示了南极极隙区纬度的电离层漂移的主要特征：电离层漂移主要是水平方向的运动,并且具有大体一致的日变化模式,在当地时间正午附近存在着指向极点的漂移运动,在晚上时间存在着离开极点的漂移运动,显示出在极区存在着逆阳对流;行星际磁场的平径向分量Ｂｙ在影响极隙区纬度电离层漂移运动方面起着主寻作用。当Ｂｙ＜０时,指向极点的漂移运动入口处大约在ＣＧＬＴ的７：００一８：００之间,并且在ＣＧＬＴ的０点左右的漂移运动方向偏西;当Ｂｙ＞０时,指向极点的漂移运动人口处大约在ＣＧＬＴ的９：００－１０：００之间,并且在ＣＧＬＴ的０点左右的漂移运动方向偏东;南半球的等离子体对流图形大体上与北半球成镜面对称关系．     

南极长城站地磁台CTM－302磁通门磁力仪的标定

通过南极长城站地磁台对ＣＴＭ－３０２三分量磁通门磁力仪标度值的标定，为长城站地磁台测量数据的可靠性提供了重要的依据。     

南极中山站电离层漂移特性及其对行星际磁场的响应

利用南极中山站数字式电离层测高仪在１９９５年的观测数据和ＩＭＰ８卫星观测的行星际磁场数据进行分析,揭示了南极极隙区纬度的电离层漂移的主要特征：电离层漂移主要是水平方向的运动,并且具有大体一致的日变化模式,在当地时间正午附近存在着指向极点的漂移运动,在晚上时间存在着离开极点的漂移运动,显示出在极区存在着逆阳对流;行星际磁场的平径向分量Ｂｙ在影响极隙区纬度电离层漂移运动方面起着主寻作用。当Ｂｙ＜０时,指向极点的漂移运动入口处大约在ＣＧＬＴ的７：００一８：００之间,并且在ＣＧＬＴ的０点左右的漂移运动方向偏西;当Ｂｙ＞０时,指向极点的漂移运动人口处大约在ＣＧＬＴ的９：００－１０：００之间,并且在ＣＧＬＴ的０点左右的漂移运动方向偏东;南半球的等离子体对流图形大体上与北半球成镜面对称关系．     

运用三维运动学模型对行星际磁场南北分量的预测

提出一种可能产生行星际磁场南北分量扰动的物理机制,并将此物理机制运用于三维运动学模型,对原模型作了改进. 使用改进后的模型模拟研究了1997年5月12日06:30UT爆发的晕状(halo)日冕物质抛射(CME)事件对行星际磁场和等离子体的扰动,以及1978-1981年间17个与CME有关的行星际扰动事件. 在17个事件中有14个事件可准确预测出行星际磁场南北分量的方向,准确率为82%. 结果表明,模型计算出的行星际磁场南北分量的扰动方向与观测的方向是基本一致的.     

运用三维运动学模型对行星际磁场南北分量的预测

提出一种可能产生行星际磁场南北分量扰动的物理机制,并将此物理机制运用于三维运动学模型,对原模型作了改进. 使用改进后的模型模拟研究了1997年5月12日06:30UT爆发的晕状(halo)日冕物质抛射(CME)事件对行星际磁场和等离子体的扰动,以及1978-1981年间17个与CME有关的行星际扰动事件. 在17个事件中有14个事件可准确预测出行星际磁场南北分量的方向,准确率为82%. 结果表明,模型计算出的行星际磁场南北分量的扰动方向与观测的方向是基本一致的.     

磁暴主相多阶发展行星际起因的初步分析

本文利用1998~2006年与磁云有关的80起中强磁暴(Dst*≤-50 nT),对其主相期间不同发展阶数磁暴的行星际起因进行了统计分析.重点研究了鞘区磁场单独作用、磁云本体单独作用、鞘区与磁云共同作用以及其他复杂行星际结构在磁暴主相多阶发展中的相对重要性,并对导致磁暴主相增加一阶的行星际起因做了初步分析.统计结果表明:(1)有一半以上的中强磁暴主相具有多个发展阶段,其中一阶磁暴和多阶磁暴(包括二阶和二阶以上磁暴)在中等磁暴(-100 nTDst*≤-50 nT)中所占比例分别为53.8%和46.2%,在强磁暴(Dst*≤-100 nT)中所占比例分别为42.6%和57.4%;(2)随着磁暴主相发展阶数的增加,磁暴主相的平均持续时间也随之延长;(3)鞘区磁场单独作用、磁云本体单独作用、鞘区与磁云共同作用、磁云与其他行星际结构共同作用都可能引起磁暴主相的多阶发展;(4)有46.5%的多阶磁暴是由鞘区磁场与磁云本体共同作用引起,有34.9%的多阶磁暴是由鞘区磁场单独作用和磁云本体单独作用引起,其余的多阶磁暴是由其他复杂行星际结构引起;(5)在鞘区磁场单独作用的事件中,鞘区磁场结构是影响磁暴主相多阶发展的重要因素之一;(6)磁暴主相的多阶发展与晨昏电场Ey、行星际磁场Bz南向分量的发展密切相关,随着Ey和Bz阶段性的发展,磁暴主相也呈现多阶发展的趋势,且每阶Dst*极小值与该阶Eymax和Bzmin有很好的线性相关性,线性耦合方程分别为Dstmin* =-34.62-11.89×Eymax 和Dstmin* =-5.90+8.50×Bzmin.     

行星际磁场对极尖区位形变化的统计研究

利用Cluster卫星数据,选取2001—2010年期间的616个极尖区穿越事件,研究了行星际磁场（IMF）的大小和方向对极尖区位形的影响.结果表明：当B_z为北向时,随着B_x负向的增大,极尖区的磁不变纬度向高纬方向（极区）移动;当B_z为南向时,随着B_x负向增大,极尖区的磁不变纬度略微向低纬度方向（赤道）移动.B_x正向增大时,极尖区并没有明显移动.B_x对极尖区影响在南半球较为显著,在北半球没有明显规律性变化.此外,随着行星际磁场锥角的增大（>90°）,极尖区也随之向高纬移动.当B_z南向时,随着B_y的负向增大,极尖区在北半球向晨侧移动,在南半球向昏侧移动.而当B_z南向增加时,南北半球两个极尖区的磁不变纬度都朝赤道方向移动;但北向B_z时几乎没有移动.     

一次行星际磁场南向突变的高纬电离层对流响应特征

本文利用北半球的超级双极光雷达网数据,考察了一次行星际磁场南向突变时高纬电离层对流的响应特征,着重分析了响应的时间尺度. 对所研究的事件,行星际磁场南北分量在1.5 min内从+7 nT突变到-8 nT,而在突变前后约40 min内都保持相对稳定. 结果表明,电离层对流的初始响应发生在磁正午附近,相对于行星际磁场突变到达磁层顶的时间有大约3 min的滞后;响应与磁地方时有明显依赖关系,离磁正午越远,响应的滞后时间越长,晨昏两侧的对流响应比磁正午滞后约6 min,磁午夜的对流响应比磁正午滞后约12 min;对流重新趋于稳定的时间与磁地方时没有明显的依赖关系,该时间尺度约为10～14 min.     

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.     

行星际磁场脉动能谱随日心距离变化的模式

空间飞船Helios 1和Helios 2的磁场探测发现,太阳风高速流中磁场脉动在低频区的能谱的谱指数是随日心距离r而变化的,谱密度的空间梯度是随频率f而变化的,现有关于行星际磁场脉动的理论都不能解释上述现象。本文提出了一个计算行星际磁场能谱径向发展的理论模式。假设在不同频率的脉动之间有由低频向高频传输的能流存在,在这一基础上建立了谱方程,并得到了谱方程的数值解。数值解表明,由0.3AU至1AU,低频区的谱指数增加,而高频区的谱指数近似保持为常数（-1.6）;低频区平均谱密度随着日心距离的变化为r-3.5,在高频区为r-4.1,所有这些都与观测相符合。串级的能量很可能最后传输到质子回旋频率范围,由于回旋共振而耗散,最后加热太阳风质子。这一模式有可能用来计算太阳风的加速问题。     

行星际磁场脉动能谱随日心距离变化的模式

空间飞船Helios 1和Helios 2的磁场探测发现,太阳风高速流中磁场脉动在低频区的能谱的谱指数是随日心距离r而变化的,谱密度的空间梯度是随频率f而变化的,现有关于行星际磁场脉动的理论都不能解释上述现象。本文提出了一个计算行星际磁场能谱径向发展的理论模式。假设在不同频率的脉动之间有由低频向高频传输的能流存在,在这一基础上建立了谱方程,并得到了谱方程的数值解。数值解表明,由0.3AU至1AU,低频区的谱指数增加,而高频区的谱指数近似保持为常数（-1.6）;低频区平均谱密度随着日心距离的变化为r^-3.5,在高频区为r^-4.1,所有这些都与观测相符合。串级的能量很可能最后传输到质子回旋频率范围,由于回旋共振而耗散,最后加热太阳风质子。这一模式有可能用来计算太阳风的加速问题。     

磁暴的时间特性及其与行星际南向磁场的关系研究

随着空间科学的发展和人类空间活动的增加,人们对于了解空间天气情况的需求越来越迫切。各发达国家都开展了对空间天气的预报,其中地磁扰动或磁暴预报是空间天气预报的主要内容之一。了解磁暴（尤其是强磁暴）的时间分布特性,是中长期空间天气预报中的重要一环。尽管磁暴是一种全球性地磁扰动,但是磁暴期间地表观测到的地磁扰动不完全一致,具有地区性差异。随着科学技术的不断发展,技术系统对区域性磁扰的依赖性将越来越强。