Cluster卫星对磁尾电流片运动特性的统计分析

地球磁尾电流片拍动的起源和运动方式一直是磁尾动力学研究中的重要问题之一.本文利用Cluster卫星数据,统计分析了2001年和2003年的磁尾电流片运动特性,利用我们最近发展的分析结构特征方向和运动速度的新方法,计算了磁尾电流片的运动速度,并给出了磁尾电流片在GSE坐标系中XY平面内的速度分布图.我们发现磁尾电流片存在着两种不同性质的运动,除了磁尾电流片向晨昏方向的运动,分析表明,磁尾电流片还存在着明显朝向子夜方向的运动（即GSE坐标系中Y=0平面）.观测还进一步表明,位于磁尾中间区域（｜Y_GSE｜〈8Re）的电流片的扰动,其南北向的速度分量相对较大,这从另一个方面说明磁尾中性片的中间区域可能是导致大部分磁尾电流片拍动事件中电流片朝向晨昏两侧运动的源区.对于运动方向朝向子夜方向（Y=0平面）的电流片,其运动方式与运动方向朝向晨昏两侧的电流片存在着明显的不同,因此我们推测,它们应具有不同的起源.本文的统计结果,为我们深入研究地球磁尾电流片拍动源区等物理问题提供了的参考依据.     

磁尾的等离子体片边界层场向电流密度与地磁活动指数Kp的关系分析

对2001年7月～10月Cluster穿越磁尾等离子体片边界层期间观测到的172个场向电流事件进行了研究,主要分析了等离子体片边界层场向电流特性与地磁活动指数之间的关系.研究结果表明：1）等离子体片边界层场向电流的相对发生率随地磁活动的增强而增加;2）等离子体片边界层场向电流密度随Kp指数的增大而增大;在磁暴的主相阶段,场向电流迅速增大,电流密度最大达到19.05nA/m2,同时Kp增大至5;3）地磁活动指数Kp与等离子体片边界层区场向电流密度有着一致的变化关系.然而,当AE〈800nT时,等离子体片边界层场向电流密度随着AE的增加而增加,当AE〉800nT时,场向电流密度随着AE的增加而减小.从而说明,等离子体片边界层场向电流密度与Kp指数的变化关系更为密切.     

2001年8月-10月2次磁暴事件期间等离子体片边界层FAC与AE指数的关系分析

与以往单（双）卫星探测不同，利用ClusterⅡ四颗卫星的磁场数据，可以直接计算连续变化的场向电流（FAC）密度，这为研究场向电流与地磁活动之间的关系提供了一个很好的条件。对2001年8月和10月2次磁暴期间Cluster卫星穿越磁尾等离子体片边界层时的探测数据进行了分析，研究了这2个磁暴期间场向电流变化及其与极光电集流指数AE之间的关系。主要结果如下：（1）在这两次磁暴期间，场向电流有明显的增强；（2）从磁暴的急始到主相初期，场向电流密度的大小与AE指数近似负相关；（3）在主相后期和恢复相初期，场向电流密度大小与AE指数近似正相关；（4）在磁暴恢复相后期，场向电流与AE指数无明显变化关系。     

磁暴时ULF波多卫星联合观测研究

利用Cluster C1,GOES10,12和Polar四颗卫星的观测数据,研究了在2003年10月31日21：00～23：00 UT磁暴恢复相期间,地球磁层内大尺度ULF波的全球分布特征.数据分析结果表明,位于磁层不同区域的卫星观测到的ULF波的幅度、周期等性质差别很大.对ULF波幅度的全球分布来说,ClusterC1观测到的环向模最强,这可以解释为Cluster C1所在区域内发生了磁力线共振：空腔共振的压缩波模将能量耦合传递给磁力线共振的剪切阿尔芬波,从而观测到了到的很强的环向模.对ULF波周期的全球分布来说,ClusterC1观测到的波的频谱峰值周期最短,同步轨道高度的GOES卫星观测到的峰值周期较长,而位于更远处的Polar卫星观测到的峰值周期最长.Cluster C1在L=11.7～5.3范围内观测到环向模的周期几乎相同.GOES10和Cluster C1的三种波模的平方小波相关分析表明磁力线共振区域在向日面磁层至少扩展了四个地方时的宽度范围.Polar卫星观测的环向模是驻波,而极向模是行波,这可能是开放的磁尾波导模作用的结果.由于在时段内的太阳风速度很高而动压变化不明显,因此推测观测到的ULF波是高速太阳风在磁层顶激发的Kelvin-Helmholtz不稳定性激发的.     

THEMIS星座对2008年2月26日磁层亚暴的观测--磁尾重联触发的亚暴分析研究

本文利用THEMIS卫星结合地面极光和地磁的观测,研究了2008年2月26日04：05和04：55UT的两次亚暴事件.Angelopoulos已经对发生在04：55UT的第二个亚暴事件做了分析.本文对两次亚暴的相关活动进行了详细研究,特别对第一次做了深入讨论,并着重分析了磁重联与亚暴活动的关系.在两次亚暴的初始阶段,第一次极光增亮发生在中磁尾磁重联后2～3min,但是持续时间较短,极向膨胀缓慢,与伪暴的特征相似,标志了亚暴的初突发（initial onset）.两次亚暴都存在第二次极光增亮和极光的极向膨胀,且时间与近地磁尾观测的地向流和磁场偶极化同时发生,并与亚暴膨胀相的其他活动的发生同步,标志了亚暴的主突发（major onset）.在两次亚暴的增长相期间,极盖区开放磁通量持续增加;在亚暴膨胀相和恢复相中,极盖区磁通量迅速减少.表明两次亚暴膨胀相的演化分别与两次尾瓣开放磁力线重联过程相联系的.从亚暴活动的参数分析,这两次亚暴都属于小亚暴范围;从重联率分析,两次磁重联都属于弱重联.本文的观测结果表明,中磁尾磁尾重联首先触发伪暴;高速流将磁通量和能量传输到近地磁尾;高速流减速最终导致亚暴...更多电流楔（substorm current wedge,简称SCW）的形成和电流中断,产生近地偶极化和极光膨胀,引起亚暴膨胀相突发.本文的观测结果是对近地中性线模型（near earth neutral line,简称NENL）和重联-电流中断协同模型（synthesis scenario of MR and CD,简称RCS）模型及亚暴膨胀相两步突发观点的有力支持.     

三维Hall MHD数值模拟中初始载流子对场向电流分布的影响

用Hall MHD数值模拟的方法研究了Hall等离子体中不同初始粒子载流情形下磁场拓扑形态结构的改变以及场向电流与Alfven波的产生．在考虑了初始离子载流子的影响后，模拟结果中磁场的拓扑形态结构更加复杂．模拟结果中除了传统的By四极结构以外，还出现了一个与传统By四极结构相反的反四极结构，这种结构的出现使Hall MHD理论能解释完全电子载流情形下不能解释的观测现象，作为事例给出了Cluster卫星观测事例．同时还得出以下几个非常有意义的结果：1）受Hall效应影响的区域（空间变化尺度小于或相当离子回旋半径的区域）电子与离子分离．在非Hall效应影响的大部分区域，受初始离子＋y方向运动的影响整个磁结构向＋y方向偏移；而在受Hall影响的较小区域，受电子运动影响磁力线向-y方向弯曲．随之，By产生；2）由于By的出现，场向电流（FACs）产生．与完全电子载流的情形相比，结果中场向电流分布的中心随离子载流比例的增加向＋y方向偏移，场向电流主要分布在y〉0的区域；3）模拟结果中Ae≈0．76，Ai≈1．36，Ae×Ai≈1．03，完全符合Hall等离子体中的瓦伦关系，证实了Alfven波的存在．     

日冕物质抛射的地磁扰动强度及渡越时间的预测方法

选取了1997.1~2002.9期间的80个CME-ICME事件, 结合太阳光球磁场的观测和CME爆发源的位置, 建立了一种用于研究CME传播及其地磁响应的坐标系—— 电流片磁坐标系CMC(current sheet magnetic coordinate). 在此基础上研究了CME爆发位置以及爆发时刻的日球电流片位形对CME引起的地磁扰动强度(以Dst指数为例)和CME渡越时间的影响, 初步结论是: (ⅰ) CME的地磁响应存在着关于电流片的同异侧效应, 即当地球和CME的爆发源处于电流片的同侧时, CME更易于传播到地球, 更易于引起较强的地磁暴, 相对而言, 异侧的CME事件较少到达地球, 它所引起的地磁暴也较弱. (ⅱ) 日球电流片到地球的角距离影响相应地磁扰动的强度, 电流片越靠近地球位置, 相应的地磁扰动越强烈. (ⅲ) CME爆发位置与附近电流片位形对CME到达近地空间的渡越时间也有影响. 根据这些结论, 提出了一种在CMC坐标系下基于CME的投影速度来预报地磁暴强度及CME渡越时间的经验模式, 并利用该方法对80个事件进行了预报试验. 结果表明, 对于Dst_min≤−50 nT的中等磁暴和强磁暴事件来说, 59%的事件其磁暴强度相对误差≤30%, 而全部事件的渡越时间平均绝对值误差都在10 h以下.     

地球等离子层极紫外波段辐射特性计算

介绍了计算地球等离子体层 He⁺密度分布的动态全球核心等离子体层模式(DGCPM), 模拟了等离子体层结构特性和30.4 nm辐射特性, 与IMAGE卫星观测结果的对比分析表明: (1) 等离子体层顶主要位于5.5 R_E以内, 10 min收缩或扩张的特征尺度约0.1 R_E; (2) 等离子体层肩产生于行星际磁场南向偏转并从晨侧向正午方向旋转; (3) 等离子体层尾在行星际磁场南向偏转时会向昏侧旋转并变窄. 模拟得到从月球上观测时等离子体层位于5.5 R_E以内, 对应月基极紫外相机视场角 10.7°×10.7°; 等离子体层 30.4 nm辐射强度为 0.1~11.4 Rayleigh; 首次从侧面模拟出了等离子体层肩和尾结构, 其空间变化尺度量级为0.1 R_E. 以上计算结果为月基极紫外相机参数设计提供了重要理论依据.     

三维磁重联观测研究进展

磁重联是等离子体中最主要的能量转换过程, 在耀斑、CME和磁层亚暴等空间等离子体物理和空间天气学过程以及磁约束核聚变的磁流体力学稳定性研究中起着关键作用, 是等离子体物理的一个基本问题. 除周期性边界条件, 如环形磁约束核聚变装置外, 一般情况下三维磁重联都发生在以磁零点为基点的磁场拓扑分形面上. 本文简要介绍三维磁重联中磁零点的理论和卫星观测进展, 并对今后的发展作一简要分析.     

应用GNSS TEC技术观测行星际激波对等离子体层的压缩

2015年3月17日一个强太阳风激波到达地球,同时地面GPS接收机网络观测到TEC的突然变化,在Hao等人(2017)的工作中把TEC变化初步归因于激波对向阳面磁层的压缩,本文进一步分析北斗接收机和更高时间分辨率的GPS接收机的观测,并推断等离子体沿垂直地磁场磁力线的方向朝向地球运动,会在低纬赤道面附近形成一个等离子体汇聚的区域,所有穿过该区域的GPS和北斗卫星信号都会观测到TEC的变化.此外,本文考察了多个LEO卫星上搭载的GPS接收机观测,没有发现相关的TEC扰动,原因可能是事件发生的瞬间LEO卫星没有处于最佳的观测位置.通过考察上述多种观测数据,我们认为GNSS TEC技术可用于对激波压缩磁层过程的遥感观测,未来有望成为卫星实地探测技术的有效补充.     

小尺度行星际磁通量绳

正行星际磁通量绳是太阳风中一种重要的磁结构在地球附近经常被卫星观测到,其直径分布约为0.0039～0.6266 AU,其时间尺度分布在几十分钟到几十小时之间.在行星际磁通量绳中,大尺度的磁云是行星际日冕物质抛射(interplanetary coronal mass ejec tion, ICME)的子集,其直径约为0.2～0.6 AU,持续时间通常在12 h以上.直径小于磁云的磁通量绳称为小尺度磁通量绳,其时间尺度通常小于12 h.其实磁云和小尺度磁通量绳并没有明显的尺度界限,行星际磁通量绳的尺度呈现连续分布.由于磁通量绳的螺旋磁结构     

行星际磁云边界层中的磁重联结构

介绍Wind飞船跨越1997年5月15日磁云边界层时的观测分析结果.分析发现, Wind飞船在距地球约190个地球半径处于07:35~08:50UT期间观测到一个磁重联耗散区, 主要的磁重联信号包括: (ⅰ) 重联反向流在08:10UT附近被观测到, 速度分别为≈65和41 km/s, 其夹角为≈142°; (ⅱ) Hall磁场被观测到, 如x-z平面外的Hall磁场是叠加在约为≈2 nT的称引导场上的-B_y 和+ B_y , 幅度达≈7.0 nT, 大约为总磁场的41%; (ⅲ) 重联区内Alfven涨落明显增强, 特别在前边界(0735 UT)附近可看到慢模性质的界面; (ⅳ) 离子在重联层内明显加热, 温度快速增大达3倍. 电子也加热, 但不如离子显著. 上述观测表明, 磁重联可以发生于行星际空间, 这无论对发展磁重联理论还是对行星际物理过程的认识, 都将是重要的.     

向阳侧磁层顶非对称驱动重联的数值研究

采用二维可压缩模型 ,数值研究向阳侧磁层顶非对称驱动重联过程 .假设初始时刻系统处于磁静平衡态 ,对交界面两则温度相同Tm0 /Ts0 =1 .0 ,而磁场强度比分别为Bm0 /Bs0 =1 .0 ,1 .5 ,2 .0 ,2 .5 ;以及两侧温度比Tm0 /Ts0 =2 .0 ,磁场强度比Bm0 /Bs0 =1 .5 ,5种情况做数值实验 (Bm0 ,Tm0 和Bs0 ,Ts0 分别表示电流片外磁层侧与磁鞘侧初始磁场与初始温度 ) .数值结果表明 :当磁鞘侧磁场取为南向时 ,在边界入流的持续作用下 ,5个算例均展示出多重气泡状磁结构的重复形成 .并且 ,一些“磁气泡”在向上运动时聚合成较大尺度的等离子体团 ,而另一些则单独地依次撤离计算域 ,从而产生具有不同尺度 ,不同时间间隔的等离子体团事件 ,清晰地表现出磁场重联的脉动式特征 .数值结果还表明 :这些多重气泡状磁结构相对周围介质而言是高温、高密度区 .它们的形成和演化可以产生法向磁场分量的双极特征或波动型变化 ,这在一定程度上反映了FTEs的观测特征 .     

基于Cluster卫星观测的太阳风热流异常事件的分析研究

太阳风热流异常(HotFlow Anomalies,简称HFAs)是在地球弓激波附近发生频率较高的现象.本文利用Cluster卫星2003～2009年的数据,找出7年中观测到的765个HFA事件.本文采用个例分析方法研究HFA事件中心前后5min,进而采用时间序列叠加分析方法研究HFA事件中心前后100s中等离子体和磁场参数的变化.研究结果表明HFA事件按照动压随时间的增加、减少变化趋势可以分为"?+"(减小-增加),"+?"(增加-减小),"M"(增加-减小-增加)和"W"(增加-减小-增加-减小-增加)四类,其中字母表示其形状与动压变化趋势类似.其他参数变化趋势与动压的变化趋势高度相关,也相应呈现明显分类规律.此外,统计结果显示,HFA事件发生数量在不同年份有所差别,通过与太阳风速度和太阳黑子数的对比发现,事件数量与太阳风速度呈正相关而与太阳黑子数代表的太阳活动性不存在显著的相关关系.本文的结果为我们深入研究HFA事件形成机制、结构演化等问题提供了参考依据.     

WIND卫星1995到1999年间在行星际空间观测的超热粒子事件及其分类

根据WIND卫星在1995～1999年间的行星际观测资料,检索了55个行星际超热粒子事件.在对这些事件观测特征进行系统分析的基础上进一步提出了行星际超热粒子事件的双参量（上升时间和电子-离子流量比）分类方法.选取适当的阀值,这些事件可划分为三类：1）脉冲型超热电子事件（上升时间小于200min,电子质子比流量大于1）;2）脉冲型超热质子事件（上升时间小于200min,电子质子比流量小于1）;3）缓变型超热质子事件（上升时间大于200min,电子质子比流量小于1）.第一类事件全部都具有速度弥散并伴随太阳Ⅲ型暴,应该都是太阳起源的;第二类事件总的持续时间都很短,而且都远离行星际激波,多数也不与共转相互作用区对应,这类事件不伴随Ⅲ型暴,没有速度弥散,可能仅仅是当地行星际磁重联,或电磁场扰动的结果;第三类事件约2/3尾随着行星际激波,激波的延迟时间约等于它们的上升时间,用激波加速可以解释部分现象.     

2003年10月两次特大太阳风暴的预报试验

针对2003年10月28日和29日的两次特大太阳风暴(激波)事件, 提出一种把空间天气形势分析—“望诊”与定量预报—“切脉”相结合的二步法, 进行预报试验. 第一步, “望诊”, 太阳源表面磁场分布、行星际闪烁观测资料和ACE卫星观测的联合分析表明, 源表面的大尺度磁位形造成了激波相对于爆发源法向非对称传播, 地球处在接近激波传播最快、能量最大的方向上; 这两次激波是高速抛射事件, 强磁场、高温的日冕物质快速膨胀以及高速的背景太阳风都有利于激波的快速传播. 第二步, “切脉”, 采用新建立的快激波渡越时间的从属函数mT于ISF方法中, 对其渡越时间和引起的地磁扰动进行了预报试验. 预报试验结果是: 两次激波事件磁扰开始时间的预报值与观测值相比较, 相对误差分别为1.8%和6.7%; 磁扰幅度ΣKp指数的预报相对误差分别为4.1%和3.1%; 此外, 比较二步法与国际流行的五种统计或数值预报方法, 结果表明, 二步法有利于改善预测太阳风暴到达时间及其引起的地磁扰动幅度大小的能力. 工作表明, 深入研究激波传播的物理特性, 对于提高预报精度是极为重要的.     

晶粒尺寸对氧化锌非线性电阻片中温度和热应力的影响

微观温度分布不均匀将降低氧化锌(ZnO)非线性电阻片的冲击能量吸收能力. 采用二维Voronoi网络(Voronoi diagram)模型, 从微观角度分析了氧化锌非线性电阻片中的电流、温度和热应力的分布. 结果表明: 在击穿区(中电场区), 流经电阻片的电流集中于少数晶粒连结而成的通道, 导致电阻片吸收冲击能量时内部能量吸收不均匀, 引起局部高温和很大的热应力, 造成电阻片发生穿孔或破裂损坏. 另外讨论了晶粒尺寸对氧化锌非线性电阻片内部温度和热应力的影响.     

火星磁层中尾向磁场对O+离子分布的影响

在与地球对比的基础上,采用LB磁场模型,根据由动力学方程求解得到的分布函数,研究了火星磁层中不同尾向磁场条件下来自电离层的O⁺离子沿磁力线的分布。结果发现火星磁尾区O⁺离子通量密度受火星与太阳风相互作用而产生的感应型尾向磁场的影响：（i） 火星磁尾O+离子通量密度随尾向磁场的增强而增大,当尾向磁场由5 nT增大到20 nT时,磁尾2.8 Rm (Rm为火星半径)处O+离子通量密度可增大3倍左右;（ii）火星磁尾O+离子通量密度随内禀磁矩的增大而减小,当内禀磁矩增大半个量级时,磁尾2.8 Rm处O+离子通量密度可减小到25%左右. 根据实际观测得到的O⁺在不同火星磁层区的数据和本文的理论曲线,推测得火星的内禀磁矩约为2×1017 T·cm3,这与美国最新的火星探测飞船MGS观测结果一致.     

利用工程散射片测量太阳光谱观测设备的平场

针对大口径小视场的太阳光谱观测设备,提出一套基于工程散射片的平场测量装置和方法.根据太阳观测的视场角以及太阳光谱观测设备的参数,确定了采用散射角为1°、强度分布为平顶的工程散射片.模拟了日面中心宁静区189″×189″观测视场内太阳光经过工程散射片后,在焦面处获得散射光场的均匀性,结果表明其均匀度为99.24%,接近理想的均匀面光源.利用国家天文台怀柔太阳观测基地的太阳光谱观测系统开展了平场测量,将工程散射片置于焦面附近,可有效缩小工程散射片的口径,同时利用小角度转动光栅有限位置的方法测量了该光谱观测设备的平场,包括狭缝和光谱方向的不均匀性.实测结果表明,平场改正后狭缝方向的大尺度强度变化和日震磁像仪(HMI)相同视场的强度接近,光谱方向高频的探测器脏点得到有效校正,通过交叉定标和自定标验证了平场测量的有效性.     

日冕物质抛射和冕流结构相互作用的数值研究

采用具有同心圆形闭磁场结构的二维模型作为日冕物质抛射(CME)的触发模型,并使这种触发模型分别在偏离冕流结构对称中心10°和45°的位置浮出,数值模拟这时产生CME事件的特征.模拟结果可以定性解释SOHO飞船观测到的部分CME事件特征, 模拟结果表明: (1) 在两种情况下, 二维触发模型的浮出都可以触发CME事件, 和CME事件相关的磁场结构闭合并呈现非对称性. (2) CME事件的闭磁场结构在向外传播的过程中, 将不断向电流片偏转, 这种偏转效应主要发生在几十个太阳半径的范围内, 最终CME事件沿着电流片传播. (3) 不同位置处浮出触发模型触发的CME事件, 将有不同的磁场位形, 在10°位置浮出触发模型所触发CME事件的磁场结构近似呈圆形, 而在45°浮出触发模型所触发CME事件的内部磁场结构近似呈月牙形.