基于MESSEGER观测对水星磁尾电流片磁场分布的统计研究

本文利用信使号飞船2011-2015年期间在轨磁场数据对水星磁尾电流片的磁场结构分布特征进行了统计分析.为探究磁场结构分布随水星径向距离的变化, 电流片划分为近磁尾(-1.5R_M > X > -2.0R_M)和远磁尾(-2.0R_M > X > -2.5R_M)两个区域.所得结果表明:(1)无论是近磁尾还是远磁尾, 电流片中的磁场都以+B_z分量为主, 磁场方向几乎与磁赤道面垂直.(2)相比近磁尾, 远磁尾电流片中磁场强度、B_z分量较弱, B_y分量较强, 而且-B_z信号出现概率相对较大, 这表明电流片中磁活动相对容易在远磁尾中发生.(3)磁场强度以及B_z分量在晨昏方向上的分布存在晨昏不对称性—在方位角120°~190°范围内相对较弱.弱B_z数据点(B_z < 5 nT)也在昏侧(Y>0)发生较为频繁.(4)与B_z分布相反, 磁场强B_y分量(|B_y|>5 nT)倾向于在晨侧(Y < 0)发生.统计分析还表明, 磁场B_y分量与行星际磁场B_y分量并无明显的相关性.对比地球磁尾电流片, 我们对水星磁尾电流片B_z分量、强B_y分量的晨昏不对称起源机制作了探讨分析.

     

地球磁尾等离子体片磁洞的统计分析

本文利用THEMIS卫星的磁场数据和等离子体观测数据,统计分析地球磁尾等离子体片区域线性磁洞的发生率、时空尺度、分布特征、和发生率与地磁AE指数的相关性.分析结果表明磁尾等离子体片区域的磁洞的时间尺度为几秒到几十秒,空间尺度小于当地的质子回旋半径.通过磁洞在空间的位置分布和卫星数据在空间的数据采样分布的对比,我们发现线性磁洞在等离子体片内经常发生,然而在磁尾等离子体片中的发生率要小于太阳风中磁洞的发生率.本文最后统计分析了磁洞发生和AE指数的相关性,结果表明磁洞可能与地磁活动有关系.

     

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.

     

地球附近第23太阳活动周磁云和非磁云ICME的对比统计

行星际日冕物质抛射（ICME）,作为影响地球空间天气的重要源头之一,根据其磁场结构特点可分为磁云（MC）和非磁云ICME两个子集.本文对第23周的磁云和非磁云ICME结构及其地磁效应进行对比统计研究.第23周ICME事件总数为317个,其中磁云占ICME比例为33.75%,非磁云ICME占66.25%.统计结果表明,非磁云ICME数与太阳黑子数呈现出非常好的正相关性,而磁云与太阳黑子数的这种相关性并不明显.相反,磁云占ICME的比率与太阳黑子数呈现出一定的反相关性.对磁云与非磁云ICME引起的地磁暴的比较研究表明：磁云及其鞘区引发的地磁暴平均水平要高于非磁云ICME及其鞘区.磁云和非磁云ICME的磁场强度、南向磁场强度和传播速度整体上都随地磁暴水平提升而增加.对磁云与非磁云ICME参数的进一步对比分析表明,磁云及其鞘区的平均磁场强度和南向磁场分量平均值都明显要比非磁云ICME的大;而二者的等离子体温度、密度和速度平均值相差并不明显.     

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.     

基于张衡一号电磁卫星的夏季磁静日新疆区域上空电离层电子密度变化特征

采用张衡一号电磁卫星朗缪尔探针(Langmuir Probe, LAP)载荷原位电子密度对夏季磁静日时段新疆区域(30°～55°N, 70°～100°E)的顶部电离层N_e进行分析。通过分析日侧和夜侧的数据变化曲线：40°～55°N范围内N_e数据变化平稳，日侧N_e值平均高于夜侧N_e值的2倍，其中夜侧N_e值稳定在0.5×10¹⁰ cm^-3～1.0×10¹⁰ cm^-3,日侧N_e稳定在1.0×10¹⁰ cm^-3～1.5×10¹⁰ cm^-3;而30°～40°N范围上N_e数据波动较大。根据地方时特征分析结果表明：无论是夜侧还是日侧，随着纬度的降低N_e值逐渐增大，N_e值最大达到5.25×10¹⁰ cm^...     

近地表密度估计的重力贝叶斯分析方法及在云南地区的应用

基于布格重力异常相对于地形起伏光滑分布的约束条件,从一维自由空气重力异常数据出发,采用贝叶斯方法估算近地表岩石密度,同时采用三次B样条函数拟合布格重力异常,获取光滑分布的布格重力异常.数据拟合和光滑约束之间的权重采用Akaike贝叶斯准则（ABIC准则）自动确定.均匀剖分模型和不均匀剖分模型数据试验都验证了该方法的有效性.相关参数评价表明,足够多的样条系数可以提高估计结果的准确性,样条系数的个数接近测点数时可获得较稳定的估计结果.增大异常的噪声水平时,ABIC准则可有效地自动增大先验光滑约束的权重.云南地区两条重力剖面应用结果表明,剖面沿线的近地表密度值起伏变化明显（达2.45~2.8 g·cm^-3）,前寒武纪和古生代地层密度相对较高（主要为2.53~2.75 g·cm^-3）,而中生代密度较低（2.45~2.73 g·cm^-3）;本文估计的近地表密度结果与区域物性资料及地表地质特征较吻合;估计的剖面布格重力异常具有光滑性;红河断裂两侧近地表密度差异较大,可达0.4 g·cm^-3.本文获得的两条剖面近地表密度结构和布格重力异常为该区深部结构与构造研究提供更可靠的重力基础数据.

     

利用GS流场重构方法研究磁尾等离子体片涡流

2000年9月30日Geotail卫星分别于17∶54∶36~18∶09∶00UT和18∶59∶00~19∶30∶00UT在磁尾晨侧等离子体片内(n≈0.4 cm-3,T≈6 keV)观测到等离子体涡流事件.本文采用Grad-Shafranov (GS)流场重构技术再现了这些涡流的二维速度场、离子数密度和离子温度的分布图像.结果显示:从地心太阳磁层坐标系(GSM)赤道面上面看, 涡流的尺度约为5000 km×1400 km , 朝地球的运动速度约为15~25 km/s.所有5个涡流的旋转方向都为顺时针方向,旋转周期约为6~11 min.相邻涡流的相互作用导致它们之间的磁场强度增强.考察观测数据发现,涡流内不仅包含等离子体片热等离子体成分,也包含较大通量的类似源自磁鞘的冷等离子体成分(TT≈4 keV)较磁尾等离子体片等离子体的典型温度(T≈6 keV)明显偏低的事实是一致的.不仅如此,离子数密度和温度在结构内的分布也不均匀,数密度在涡流内部偏离中心的位置比较低而在每个涡流的边缘位置比较高,温度的分布大体上与密度相反.分析认为观测到的磁尾等离子体涡流事件可能由发生在低纬边界层的Kelvin-Helmholtz不稳定性引起,涡流结构内的冷等离子体可能来自磁层顶外部的磁鞘.     

伽利略卫星磁异常起源的数值模拟

伽利略号任务探测到了起源于伽利略卫星的磁异常.这些磁异常很可能来自于卫星内部,并且受到强大的木星背景磁场的影响.观测磁异常可能来自各种不同的产生机制,这里通过数值模拟主要研究卫星内部磁对流和发电机行为.为了模拟卫星周围的电磁环境,在模型中引入了一个固定取向、空间均匀,但是强度可变的外磁场B0.模拟结果显示,强度足够大的B0可以显著的改变核内的发电机过程.当B0增加到原发电机磁场强度的40%时,核内对流的改变非常显著：整体对流强度减弱了80%,但是在大部分区域的差动旋转却增强了,这导致了核内总磁场的增加.磁场的形态趋向于同背景场一致,而流场则显示出背景场对原有对称性的抑制作用.此外,磁场在时间变化上也趋向于更加稳定.     

地球磁层顶湍动重联的数值模拟

用二维磁流体力学数值模拟研究了磁层顶的磁场湍动重联．提出了一个新的磁场湍动重联模型．数值模拟表明,如果磁层顶是一个开放系统并同时存在磁场剪切和流场剪切,当雷诺数和磁雷诺数超过某临界数值时,磁场重联具有很强的湍动特性,可产生许多不同尺度的磁岛和涡旋结构．随着雷诺数和磁雷诺数的增大和减小,大尺度结构能破碎成中小尺度结构,小尺度结构也能合并成大中尺度结构．湍动重联是涡旋诱发重联在一定条件下的过渡．依据本文的模拟结果,我们预言：磁层预可发生准定常重联、瞬时局地重联和湍动重联等多种重联过程;大中小不同尺度的结构都可以存在于磁层顶;湍动重联及其所产生的中小尺度结构在太阳风－磁层的能量、动量和质量耦合过程中可起重要作用．     

地球磁层顶湍动重联的数值模拟

用二维磁流体力学数值模拟研究了磁层顶的磁场湍动重联．提出了一个新的磁场湍动重联模型．数值模拟表明，如果磁层顶是一个开放系统并同时存在磁场剪切和流场剪切，当雷诺数和磁雷诺数超过某临界数值时，磁场重联具有很强的湍动特性，可产生许多不同尺度的磁岛和涡旋结构．随着雷诺数和磁雷诺数的增大和减小，大尺度结构能破碎成中小尺度结构，小尺度结构也能合并成大中尺度结构．湍动重联是涡旋诱发重联在一定条件下的过渡．依据本文的模拟结果，我们预言：磁层预可发生准定常重联、瞬时局地重联和湍动重联等多种重联过程；大中小不同尺度的结构都可以存在于磁层顶；湍动重联及其所产生的中小尺度结构在太阳风－磁层的能量、动量和质量耦合过程中可起重要作用．     

基于行星际磁场阿尔芬特性的星载磁通门磁强计在轨标定新方法

准确的磁场测量对深入研究空间等离子体环境具有重要意义.星载磁通门磁强计的磁补偿随时间缓慢变化, 因此, 需要对其进行常规的在轨标定.现有的在轨标定方法都依赖于磁扰动或磁结构事件的筛选, 导致标定结果的频次受限于事件的筛选, 且差的事件还会增大计算误差.为此, 本文研发出一种不依赖于磁场事件筛选的在轨标定新方法.根据行星际磁场强度的取值范围, 我们可建构一个磁补偿取值空间.不同的磁补偿值会影响行星际磁场的阿尔芬特性; 于是, 我们通过在磁补偿空间中找到使被调整之后的行星际磁场的阿尔芬特性最强的点作为磁补偿值的最优解.测试结果表明, 我们的新方法可以利用1~4 h时长的行星际磁场数据获得误差小于0.1 nT的标定结果.

     

高密度极尖区的形成原因

极尖区是太阳风进入磁层的一个重要窗口,极尖区密度是反映这一物理过程的重要参量,通常情况下极尖区密度约为1~10 cm^-3,但有时卫星会观测到密度大于40 cm^-3的极尖区,本文称之为高密度极尖区.我们分析了Cluster卫星2001—2009年的观测数据,在470个极尖区穿越中找到28个高密度极尖区穿越事件并进行了统计研究,分析了高密度极尖区事件的形成原因,进而讨论了太阳风高效地进入极尖区的外部条件.结果表明：距正午的距离（|MLT-12|）较小,太阳风的密度高,低纬有磁层顶磁重联发生以及正偶极倾角都是观测到高密度极尖区事件的有利条件,并且当同时满足上述4个条件时,高密度极尖区事件发生率为100%;而低纬磁层顶磁重联以及大的正偶极倾角被认为是太阳风高效地进入极尖区的重要条件.这些研究结果有助于我们更进一步地理解太阳风进入极尖区的物理机制.

     

非洲磁异常对地磁场结构及其长期变化的控制作用

地球非偶极磁场在主磁场结构及其长期变化中起着重要作用.非偶极磁场主要表现为行星尺度磁异常,它们是南大西洋磁异常、非洲磁异常、欧亚大陆磁异常、澳洲磁异常和北美磁异常.在这5块磁异常中,非洲磁异常对磁赤道的形状和位置以及全球长期变化特征有极大的影响.非洲磁异常的重要性主要表现在3方面：第一,由于异常区位于赤道这一特殊的地理位置,所以它极大地影响磁赤道的形状和位置.相对于偶极场的地磁赤道而言,异常区所在的中北非洲和中大西洋地区的磁赤道向北移动,最大移动量可达约15°.第二,非洲磁异常的快速西漂对全球长期变化的分布起着决定性作用,它在该异常区西边的中美洲形成了全球最主要的长期变化区,在1900~2005年期间,最大年变率Zmax超过200 nT/a.第三,非洲负磁异常区与其南面的南大西洋正磁异常区相结合,〖HJ〗它们的变化使西半球地磁场强度大大减弱,也使全球磁场发生显著畸变.这两块磁异常与深部的反极性斑区有着成因联系.     

火星磁鞘区反射拾起氧离子事件分析

火星逃逸层中性成分经光致电离、电荷交换和电子碰撞产生新生离子,新生离子随即被太阳风和火星磁鞘电磁场拾起,称为"拾起"离子.已有观测表明拾起氧离子（O+）在朝向火星沉降途中会被反射,但发生反射的空间位置和反射机制尚不十分明确.若反射离子持续进入探测器,将为我们追踪反射发生的空间位置提供重要机遇.本文将报道这样一个观测实例,2016年9月25日04：18：30—04：24：54 UT期间,火星大气和挥发物演化任务（Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN,MAVEN）运行在-E半球（对流电场E指向火星）的磁鞘区,轨道高度逐渐降低,持续观测到背离火星运动的O+（103~104 eV）束流,即正在反射的拾起O+.反射拾起O+大致可分为两部分：相空间密度较高、能量较低的部分是由磁鞘拾起O+被反射后形成;相空间密度较低、能量较高的部分则源于太阳风拾起O+发生反射后形成.我们推断反射发生在感应磁层边界附近的强磁场区域.     

磁各向异性条件下的磁法勘探正问题及其解法

本文利用磁化率张量k、导磁率张量μ和剩余磁化强度J_r的概念表征磁性体的各向异性,给出了磁法勘探正问题在磁各向异性条件下的数学提法,即总磁位U应由下列的偏微分方程和定解条件确定: 其中,A₁⁺是磁性体Q₁的边界面,S₁^-和S_大分别是无磁性空间Q₀的内外边界面,n为各区域封闭界面上一点的外法线向量,ρ_r是剩余磁荷密度,U₀是地磁场的磁位。 然后,又给出了应用有限元法解上述正问题的计算公式（二度）和实例。     

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象、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.     

外辐射带区域新建地磁场经验模型的定量研究

准确的磁场模型对于辐射带粒子环境研究至关重要.本文利用美国Van Allen Probes（VAP）在2012至2018年期间测量的磁场数据和GOES15在2011至2017年期间测量的磁场数据,定量地评估了三个较新的外磁场经验模型（TS05、TA15和TA16）对外辐射带区域（3~6.6R_E）磁场的描述性能.本文选择预测效率（Prediction Efficiency,PE）作为评估指标,定量分析各模型在不同空间范围（Lm值）、不同地磁活动水平（Kp）以及不同磁地方时（MLT）下的性能表现,并且计算了观测磁场与模型磁场的夹角θ,以评估模型的磁场方向预测能力.结果表明：PE随Lm值增大,随地磁扰动增强而下降;θ随Lm值增大,随地磁扰动增强而增大.在Lm=5~6.5R_E范围内,PE呈现晨昏不对称性,MLT=12-21时的PE值小于MLT=0-9时的值,说明三个磁场模型可以较好地描述晨侧磁场的强度,但它们并不能很好地反映下午至昏侧磁场的大小;在地球同步轨道附近（Lm~6.6R_E）,PE呈现昼夜不对称性,MLT=9-15时的PE值大于其他时区的值,说明三个磁场模型可以很好地反映昼侧磁场大小,但在夜侧可能存在较大的误差.θ在MLT=6-12时的值小于其他时区的值,呈现昼夜不对称性,说明三个磁场模型可以较好地描述昼侧磁力线的分布位型,但在夜侧存在较大的方向描述误差.在外辐射带3~6.5R_E内,TA16模型与VAP磁场观测数据最为接近,PE均大于0.7,θ均小于3°;在地球同步轨道高度（6.6R_E）,TS05模型与GOES15卫星磁场观测数据最为接近,PE约为0.75,θ约为7°.相关的研究结果可以为我国星载高能粒子探测器探测数据的在轨交叉定标、辐射带高能粒子动态模型研究和相关的磁层环境理论/应用研究提供地磁场模型选择方面的参考.

     

地球磁尾中不同类型磁结构的磁螺度演化特征

在二维三分量MHD数值模拟的基础上 ,对地球磁尾不同类型磁结构的形成作磁螺度分析 .研究表明 ,对于由晨昏电场产生的磁尾驱动重联过程 ,通过系统边界输运的磁螺度通量是引起系统总磁螺度变化的直接原因 .不同的初始磁螺度密度分布和磁螺度通量输运 ,可以引起中性片区域磁螺度密度分布的不同演化 ,从而导致具有不同拓扑位形磁结构的形成 .     

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.