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GEOTAIL卫星于1994年1月15日亚暴期间,在深磁尾(x=96RE)观测到多重等离子体团及与之相对应的高能离子爆,作者以宁静磁尾平衡位形为初态,考虑介质的可压缩性,数值研究亚暴期间磁尾动力学过程.计算结果展现了等离子体团间歇性形成及其运动发展过程.体现了强亚暴事件中储存于碰尾的能量,通过多重等离子体团的排放而逐渐释放的进程.数值结果还表明:持续施加于边界上的晨昏电场及由此引发的驱动重联是导致等离子体团准周期形成的主要因素.此外,作者还考察尾瓣内任一点磁场强度及其分量随时间的演化,它与行进压缩区(TCRs)的观测特征基本相符. 相似文献
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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. 相似文献
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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. 相似文献
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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(XGSM~-9.12RE) 和P4 (XGSM ~-9.40RE) 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XGSM ~-9.12RE 和XGSM~-9.40RE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. 相似文献
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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. 相似文献
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磁层亚暴的发生与近磁尾(约6~8 RE)电流片中断和中磁尾(约20~30 RE)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. 相似文献
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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. 相似文献
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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. 相似文献
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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. 相似文献
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曹馨 濮祖荫 张辉 傅绥燕 马志伟 肖池阶 刘振兴 谢伦 Dunlpo M. W. Korth A. Frazen M. Zong Q. G. Lueck E. Carr C. Reme H. 《地球物理学报》2007,50(4):995-1004
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)RE (GSE)观测到了磁场BX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)RE (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(-75, 35, -40)RE (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=-77RE~-86RE,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. 相似文献
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