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.     

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.     

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.     

行星际磁云边界层特征及边界新定义

分析1967 ~ 1998年间数据较完整的所有70个磁云边界的飞船观测, 提出磁云边界新定义: 它是磁云与背景介质相互作用形成的边界层. 物理特征是: 外边界多是磁重联边界, 温度、密度和等离子体 b 参数多呈现“三高状态”, 内边界是磁云本体未受相互作用影响的边界, 温度、密度和等离子体 b 参数多呈现“三低”状态. 磁云前、后边界层的平均厚度为1.7和3.1 h. 边界层内磁场的分布函数与背景介质和磁云本体有重要变化发生.     

利用火星低能电子能谱获取火星磁堆积边界

火星快车飞船（MarsExpress，MEX）搭载的低能电子谱仪可以测量火星附近小于20keV的电子通量数据．利用得到的96段连续测量结果，通过判断能谱拟合参数的方法确定了飞船穿越火星磁堆积层的位置，对这些穿越点进行圆锥曲线拟合后给出了火星磁堆积层（MagneticPileupBoundary，MPB）的大致形状及位置，所得结果与先前火星全球勘探者（MarsGlobalSurveyor，MGS）及Phobos-2飞船给出的结果基本吻合．此外，对获得的穿越点按照火星当地壳磁场强度分类，周围磁场强度较强（〉50nT）的穿越点拟合出的磁堆积层高度明显高于全部穿越点及周围磁场较弱（〈10nT）的穿越点拟合出的磁堆积层高度，很好地反映了火星壳磁场对火星大气与太阳风相互作用的影响．     

涡旋重联的Hall-MHD模拟及其在高纬磁层顶的应用

应用2.5维可压缩Hall-MHD数值模拟方法研究了高纬磁层顶进入层的磁场重联过程. 当同时考虑Hall效应和流场剪切的效应时, 产生了同心的流体涡旋和磁岛; 在磁层顶两侧看到了等离子体的交换, 磁层顶的边界区趋于模糊; 日下点附近产生的重联结构会在向高纬流动的过程中随着剪切流的增强而产生变化; Hall效应可提高涡旋重联的重联率; Hall效应产生的3维磁场和流场分量在剪切流的作用下重新分布, 使得等离子体交换过程更为复杂. 模拟的结果有助于增进对高纬磁层顶的动力学过程的理解.     

“磁阻力伞”三维数值模拟初步结果

基于Bush于1958年提出的外加磁场与电离等离子体相互作用产生的电磁力可以增加高速进入黑障区飞行器的阻力，通过三维磁流体力学控制方程（MHD）数值仿真模拟，做了不同磁场强度条件的参数对比和受力分析研究，发现飞行器所受的磁阻力随着磁场强度增强显著增加．当磁场强度为0．4T时，飞行器所受磁阻力可达25kN，弓激波也远离飞行器表面．     

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 .     

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.     

晨侧等离子体片ULF Pc5压缩波的重构分析

本文首次使用Grad-Shafranov（GS）方法研究了1998年3月9日晨侧磁赤道附近ULFPc5压缩波事件.为了验证GS方法对ULF重构有效性,先用一维电流片模及其析检验了GS重构方法对开放磁力构重构效果,果表明除了边角磁势之外,整开放磁力构重构误差在10%以内.我们GS重构果首次给出了受任模约束压缩波二维图象,显示了磁力疏密交变化特征.进一定量出ULFPC5压缩波波长为2至4个地球半,磁场态与前人提出经验压缩波2维驻波模似.在本文重构中,仅重现了ULFPc5压缩波三个磁场分量分,还定量地重现了波场中热压强电流密度分.     

Fe基合金应力退火感生磁各向异性机理的AFM研究

用原子力显微镜（AFM）观测不同外加张应力下540℃退火的Fe基合金薄（Fe73.5Cu1Nb3Si13．5B9）断口形貌，结合X射线衍射谱和纵向驱动巨磁阻抗效应曲线，研究Fe基合金薄带张应力退火感生横向磁各向异性场过程中的应力作用机制．建立了包裹晶粒方向优势团聚模型，揭示了包裹晶粒方向优势团聚与磁各向异性场的关系．     

Ni2MnGa铁磁形状记忆材料

铁磁形状记忆合金 (FSMA)是在一定温度范围马氏体相稳定同时又具铁磁性的一类特殊的形状记忆合金。Ni2MnGa铁磁形状记忆合金近年来成为呈现磁场驱动大应变的新型驱动材料 ,这些应变来自磁场诱发马氏体孪晶的重排 ,而不是磁场对奥氏体至马氏体相变的作用。孪晶变体的重排在宏观上呈现为正或切应变 ,一非化学计量比Ni2 MnGa单晶于室温加 0 .4T磁场能产生6 %的应变 ,Ni Mn Ga单晶在高至 15 0Hz的交变磁场仍可得到 2 .5 %的应变。本文阐述了与这种磁控形状记忆效应相关的孪晶界迁动的磁学和晶体学理论。马氏体相的大磁晶各向异性能使磁化沿c轴方向有利 ,穿过孪晶界c轴刚好转动 90度 ,同时 ,这个孪晶界也构成了约 90度的畴界。在各向异性的情况下 ,孪晶界的迁动仅有相邻孪晶变体的Zeeman能差驱动 ,μ0 ΔMis·Hi。磁场和外应力对应变的影响通过对一简单的自由能表达式取极小值来表示 ,自由能表达式包括Zeeman能、磁晶各向异性能和外应力以及在某些情况下需考虑的内部弹性能 ,模型的所有参数可通过应力 应变曲线和磁化曲线测量得到。铁磁形状记忆合金的磁场诱发应变可类比传统热弹性形状记忆效应 ,与更为人们所熟知的磁致伸缩现象不同。     

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     

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．     

太阳风正负动压脉冲激发磁层ULF波的数值模拟

磁层中的超低频波动（Ultra Low Frequency Wave，简称ULF波）通常被认为是由外界太阳风／行星际磁场扰动或者磁层内部的等离子体不稳定性激发的．当太阳风动压脉冲作用于磁层顶时，可能在磁层内部激发ULF波，从而将太阳风能量输运到地球磁层中．本文利用磁流体力学（MHD）数值模拟研究不同形式的太阳风动压脉冲作用下，在磁层中激发的ULF波的性质．我们主要关注地球磁层对太阳风动压正／负脉冲以及太阳风动压正．负脉冲对的响应．模拟结果表明，幅度和周期均相同的太阳风动压正脉冲和负脉冲，在磁层中所激发的ULF波幅度，周期均相同，然而相位相差180°．另外，对一个太阳风动压正一负脉冲对作用于偶极磁层的情况，在地球磁层内的某些特定区域仍可观察到磁力线共振（FLRs）现象，磁力线共振的区域分布和动压脉冲的周期以及动压脉冲对之间的时间间隔有关．同时模拟计算结果还表明，与单一脉冲相比较而言，在动压脉冲对的作用下，太阳风能量可以传递到地球磁层中更低纬度的区域．因此本文结果可以帮助我们更好地理解太阳风能量通过ULF波形式输运到地球磁层的机制；同时，还可以为研究有关内磁层中能量粒子对不同的行星际激波的响应方式提供线索．     

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.     

非对称日冕物质抛射的数值模拟——强磁场驱动机制

１９８０年８月１８日的日冕物质抛射事件是检验日冕物质抛射理论的极好事例，在分析事件运动特征的基础上，用多种模式对事件进行磁流体力学数值模拟，注意到爆发日珥顶端偏离冕流对称轴这一观测事实，作出了扰动源位置偏轴的重要推论。模拟结果说明，传统的热压力和流速增强并不能解释非对称事件，只有偏轴的反向磁场增强才能形成月牙形的非对称高密度云，模拟结果与观测形态非常相象。     

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.     

纵向磁场沉积态(F/SiO_2)_3/Ag/(SiO_2/F)_3多层复合结构膜的巨磁阻抗效应

采用射频溅射法分别在零磁场和72kA/m的纵向静磁场下,制备了结构为(F/SiO2)3/Ag/(SiO2/F)3(F=Fe71.5Cu1Cr2.5V4Si12B9)的多层复合膜.研究了沉积态样品的软磁特性和巨磁阻抗(GMI)效应.结果表明,在无磁场沉积态样品中未探测到GMI效应.在沉积过程中加纵向磁场明显优化了材料的软磁性能,从而获得显著的GMI效应.在6.81MHz的频率下,最大纵向和横向GMI比分别高达45%和44%.同时还分析了磁阻抗比、磁电阻比、磁电抗比和有效磁导率比随频率变化的行为,发现磁场沉积态样品的纵向和横向GMI效应随频率变化的频谱曲线几乎重合.阻抗在低频下主要是巨磁电感效应.当频率f>9MHz时,磁电抗比变为负值,即电抗的性质从电感性变成了电容性.