地球磁层内近地磁尾流场的分布特性:探测一号卫星的观测结果

TC-1卫星的观测清晰表明近地磁尾流场的流速随地心距离变化. 其中尾向流的流速随地心距离的增加而逐渐增强, 并且有从晨昏两侧向夜侧运动的趋势; 地向对流的流速随地心距离的下降而逐渐下降, 并且有自夜侧向晨昏两侧运动的趋势. 尾向流和地向对流在不同等离子体区域的分布有明显不同: 在低纬瓣区以尾向流为主; 在等离子体片边界层尾向流和对流都较强; 在等离子体片内以地向流为主. 近地磁尾流场的一个重要特征是尾向流和地向流在11 R_E附近形成了一个明显的强流分布区域, 在此区域地向流和尾向流的流速都较强. 强流分布区域的位置和亚暴膨胀相触发区域的位置一致, 可能对亚暴膨胀相的触发有重要的影响. 另外TC-1卫星的观测显示来自中磁尾的BBF和对流有明显区别. BBF基本上分布在9 R_E以外, 且主要发生在|Z|<3 R_E区域.     

尾瓣持续磁重联与磁层亚暴相关性研究

根据尾瓣持续磁重联的特征, 首先利用Cluster星簇测量的近地磁尾等离子体密度、温度、整体运动速度、磁场等数据, 确认尾瓣磁重联过程的存在; 其次, 利用GOES, LANL等同步高度卫星数据, 极光数据以及地面观测的AE指数等描述亚暴突发(onset)现象; 结合上述两方面的观测, 进而分析研究了尾瓣持续磁重联和磁层亚暴的相关性和时序关系, 确认了尾瓣持续磁重联是行星际磁场持续南向期间亚暴膨胀相突发的原因.     

TC-1卫星在近地磁尾(9～13 R_E)探测到的对流型高速流和场向高速流

对2004～2006年期间每年的6～11月(2006年截止到10月),共17个月的TC-1卫星上4s精度的FGM和HIA数据进行了统计分析.统计结果显示:在区域(-14RE相似文献   

TC-1卫星在近地磁尾(9~13 RE)探测到的对流型高速流和场向高速流

对2004~2006年期间每年的6~11月(2006年截止到10月), 共17个月的TC-1卫星上4 s精度的FGM和HIA数据进行了统计分析. 统计结果显示: 在区域(-14 R_E < X <-9 R_E, |Y |< 10 R_E, |Z| < 5 R_E)内, TC-1卫星共观测到的高速流事件共465起, 其中对流型高速流94起, 场向流型事件371起. 对流型高速流和场向高速流有明显不同, 主要表现在: 对流型高速流流场和磁场夹角超过45°, B_x磁场强度小于15 nT较弱, β 的最可几值为0.4; 场向高速流流场和磁场夹角的最可几值为20°, B_x磁场强度的最可几值约为30 nT, b 的最可几值0.1. 对流型高速流主要发生在等离子体片内; 场向高速流主要分布在等离子体片边界层附近. TC-1卫星的观测结果表明, 近地对流型高速流与爆发性整体高速流(bursty bulk flows, BBFs)的特性一致, 说明有相当数量的BBFs是可以进入近地13 R_E以内的. 由于对流型高速流能够更有效的向近地磁尾输运能量, 有可能会对亚暴触发过程产生重要的影响.     

磁尾等离子体片和地球同步轨道区域对行星际激波的响应

2004年7月22日, WIND飞船探测到一个典型的行星际激波, 激波前为持续较长时间的微弱南向磁场, 越过激波面, 磁场发生南向偏转并被压缩. 当激波作用于磁层时位于磁尾等离子体片不同位置的TC-1卫星和Cluster卫星都观测到等离子体对流迅速增强. Cluster上搭载的电场探测仪器可以直接观测到晨昏电场的增加. 位于磁尾等离子体片以及地球同步轨道不同位置的卫星观测到的磁场变化则不同: TC-1观测到磁场大小几乎不变但磁场仰角变小, 而离赤道较远的Cluster卫星则观测到磁场显著增强; 位于午夜侧附近的GOES-10卫星观测到磁场强度突然增加, 磁场仰角变小; 位于晨侧的GOES-12卫星的观测则表现出简单的磁场压缩, 即磁场强度及各分量都显著增加. 另外, 分布在各个磁地方时的LANL卫星观测的高能质子和高能电子通量都脉冲增强, 在向阳面粒子通量的变化比夜侧明显, 位于午夜侧的粒子通量响应则最弱. 文中还讨论了这些观测现象的可能的物理解释. 以上磁层响应是由动压脉冲结构以及磁场南向偏转共同作用的结果.     

THEMIS双卫星对磁尾高速流减速的联合观测

磁尾等离子体片高速流的运动和减速过程对于磁层粒子的加速、磁场的扰动、磁通量的输运和亚暴的触发以及磁尾电流系统的形成都具有重要意义.2009年2~4月,THEMIS卫星中的2颗星(THA和THE)在空间中经常具有相近的XGSM和YGSM坐标,但具有差别较大的ZGSM坐标.我们利用这种特殊构型的2颗卫星对经过等离子体片中心和边界层附近的高速流进行了联合观测研究.通过个例和统计分析发现,在89%的地向高速流事件中,距离中性片较远的卫星先观测到高速流,其速度以平行于磁场的分量为主,并且95%的事件中距离中性片较远的卫星所探测到高速流X分量的速度最大值要比在片中心探测到的高速流数值更大.假设等离子体片边界层附近的平行高速流匀速传播,而对于中心等离子体片的高速流,我们分别应用匀减速模型与突然减速模型进行分析,发现高速流减速起始的位置大部分位于距离地球15 Re的区域,这与中磁尾重联发生区域比较接近.此外,统计结果表明等离子体片中心高速流前端往往伴随着明显的偶极化锋面特征,而远离中性片的地方偶极化锋面的特征则不明显.     

TC-1对近地磁尾地向等离子体团的观测

分析了2004年07月~ 09月双星计划TC-1卫星在磁尾的磁场数据, 发现近地磁尾存在等离子体团(plasmoid). 给出了TC-1对近地(X > &;#8722;13R_E处)等离子体团的观测结果. 根据等离子体团内磁场结构的不同, 分析两个事件: 2004年09月14日磁环(magnetic loop)型的等离子体团具有闭合磁力线结构, 2004年08月06日磁通量绳(magnetic flux rope)型的等离子体团具有开放磁力线结构. 两个事件与背景流场相比都具有高速地向速度. 粒子可以沿着开放的磁力线从磁通量绳逃逸出来, 而磁环由于其闭合磁力线结构可以束缚住粒子. TC-1对磁尾地向等离子体团的观测又一次为多X线重联在磁尾的发生提供了证据并表明重联地点应该位于X <&;#8722;10 RE的磁层尾部区域.     

THEMIS双卫星对磁尾高速流减速的联合观测简

磁尾等离子体片高速流的运动和减速过程对于磁层粒子的加速、磁场的扰动、磁通量的输运和亚暴的触发以及磁尾电流系统的形成都具有重要意义. 2009年2~4月,THEMIS卫星中的2颗星（THA和THE）在空间中经常具有相近的X_GSM和Y_GSM坐标,但具有差别较大的Z_GSM坐标. 我们利用这种特殊构型的2颗卫星对经过等离子体片中心和边界层附近的高速流进行了联合观测研究. 通过个例和统计分析发现,在89%的地向高速流事件中,距离中性片较远的卫星先观测到高速流,其速度以平行于磁场的分量为主,并且95%的事件中距离中性片较远的卫星所探测到高速流X分量的速度最大值要比在片中心探测到的高速流数值更大. 假设等离子体片边界层附近的平行高速流匀速传播,而对于中心等离子体片的高速流,我们分别应用匀减速模型与突然减速模型进行分析,发现高速流减速起始的位置大部分位于距离地球15 R_e的区域,这与中磁尾重联发生区域比较接近. 此外,统计结果表明等离子体片中心高速流前端往往伴随着明显的偶极化锋面特征,而远离中性片的地方偶极化锋面的特征则不明显.     

TC-2/中性原子成像仪观测到等离子体片纵向振荡

2005年8月24日磁暴期间(Dst = -219 nT ), TC-2卫星上的中性原子成像仪(NUADU)观测到了绕近地等离子体片区磁力线作螺旋运动的全空间4π立体角离子通量分布. 在TC-2卫星历时34 min的多次穿越等离子体片过程中, 多个能量离子束事件均具有绕磁力线呈现两个对称环状离子通量分布特征. 在每一次穿越等离子体片过程中低频波探测器(LFEW/TC-2)都探测到了频率略高于低混杂波摸的哨声波摸合声的增强. 比较离子投掷角分布与磁场, 我们发现场向能量离子通量增强总伴随有等离子体片磁力线的尾向拉伸; 垂直磁力线方向的能量离子通量增强却伴随有等离子体片磁力线的地向压缩, 并出现总磁场强度的峰值. 由于平行和垂直磁力线的离子通量增强是间歇性地交替出现, 探测数据揭示了一种近地等离子体片磁力线的纵向振荡(磁力线的尾向拉伸和地向收缩)过程, 这有助于在近地等离子体片区域形成离子与场的相互作用区, 从而触发磁暴期间的连续极光亚暴.     

亚暴的卫星观测及其与SWMF模型的比较研究

利用密西根大学空间环境模拟中心的SWMF (space weather modeling framework)模型对亚暴事件首次进行预测模拟, 并结合Geotail和Cluster卫星数据对模拟结果进行了验证. 该亚暴事件发生在2004年9月28日22:08 UT时刻, 由美国宇航局IMAGE卫星极光观测仪器记录. SWMF能够有效地耦合磁层、内磁层和电离层区域, 由太阳风行星际磁场驱动. 研究表明, SWMF模型能较好地预测亚暴期间磁尾磁场和电离层电流大尺度的变化, 太阳风行星际磁场参数从ACE卫星到模型外边界的时间延迟方法的准确性对模型结果有较大影响, 最后对亚暴的触发机制进行了讨论并指出模型需要改进之处 .     

Cluster星簇对中磁尾尾瓣持续磁重联观测研究

当行星际磁场持续南向时, 磁尾尾瓣区积蓄大量的磁能, 出现强的晨昏电场. 此时中磁尾磁重联进行得深入持久, 在等离子体片闭合磁场和等离子体被带出重联区之后, 尾瓣区的磁场和等离子体不断进入重联区, 这种重联过程称之为“持续尾瓣重联”(CLR). 分析2001~2003年期间欧空局Cluster星簇对中磁尾的观测数据, 发现CLR除导致磁场形态改变和产生高速流外, 重联区出现空泡, 多数空泡中等离子体密度和温度下降两个数量级(少数为一个数量级). 空泡结束后, 密度较重联前低, 温度略有升高. CLR的持续时间一般为几十分钟, 它同行星际磁场持续南向发生的强亚暴有很好的相关性.     

地球磁尾两种不同类型磁结构形成机理

观测表明，横越磁尾等离子体片和尾瓣的磁场By分量正比于行星际磁场By分量，并且行星际磁场与等离子体团内By分量极性相同，因此磁尾等离子体团应该是一个三维结构。以两类磁静平衡解为初态。对亚暴期间磁尾动力学过程作二维三分量模拟研究。数值结果展示了By分量两类不同的演化特征，它们分别与具有通量绳核心的磁结构及类似于“闭合环”等离子体团型磁结构相对应。由此认为，亚暴期间在地球磁尾中出现不同拓扑位形的磁结构可能与具有不同By分量分布形态的磁场重联有关。     

磁尾磁重联湍动区域内磁零点簇的演化

正磁重联是等离子体中改变磁场拓扑形态并将磁能转化为粒子的动能和热能的物理过程,是空间等离子体物理领域重大的理论基础问题.在三维磁重联理论中,磁零点(磁场为零的点)是磁场拓扑结构的组成要素.在2001年10月1日~09:43:45 UT,C l u s t e r卫星簇穿越了磁尾磁重联区,卫星观测到磁场的Bz分量存在双极变     

MHD模拟磁尾横断面结构与太阳风粒子注入机制

基于全球三维磁层MHD（Magnetohydrodynamics）模拟模型, 研究了行星际磁场（Interplanetary Magnetic Field, IMF）北向与南向时磁尾横断面（X=?18 R_E）的结构及等离子片的粒子注入机制. 模拟结果很好地符合一些已知的观测数据和经验模型. 从向阳面磁层顶IMF及重联后磁力线尾向运动过程的角度, 对磁尾横断面粒子热压力分布、磁力线投影、等离子片或电流片旋转、粒子流场分布等结构进行了合理的解释. 根据模拟得到的磁尾横断面结构, 及IMF北向与南向时磁力线投影显著不同的位形, 可以通过E×B漂移很好地说明不同IMF条件下, 太阳风粒子对磁尾等离子片的不同注入特性. 另外, 还通过磁尾横断面磁场梯度的计算, 说明了太阳风向等离子片粒子注入的晨-昏不对称性.     

1998年11月7~8日磁暴的行星际源分析

首先分析了1998年11月7~8日的太阳风特性, 分析结果显示, 日地连线引力平衡点的ACE卫星在11月7日07:33 UT观测到一个激波(以下简称第一个激波), 从激波开始到11月7日22:00 UT为激波之后的鞘区, 随后在11月7日22:00 UT至11月8日11:50 UT之间观测到一个类磁云(MCL)物质, 其中在11月8日04:19 UT观测到另一个激波(以下简称第二个激波), 第二个激波显然进入到类磁云的后半部分, 类磁云前半部分未受第二个激波的影响. 通过对1998年11月7~8日磁暴参数SYM-H的分析, 我们把磁暴的主相分为3个阶段. 第一阶段为从磁暴的急始11月7日08:15 UT到11月7日22:44 UT; 第二个阶段为从11月22:44 UT至11月8日04:51 UT; 第三阶段为从11月8日04:51 UT至11月8日06:21 UT, 其中第二阶段对整个磁暴主相的发展起关键作用. 通过对11月7～8日太阳风特性的分析, 我们得到磁暴主相三阶段的行星际源分别为11月7日07:33UT开始的鞘区、11月7日22:00 UT至11月8日04:19 UT和之间的类磁云前半部分和从11月8日04:19 UT至11月8日05:57 UT之间的激波压缩类磁云后半部分, 其中类磁云的前半部分具有持续时间较强的行星际磁场南向分量, 它对这次磁暴主相的发展起着决定性的作用. 第二个激波压缩类磁云后半部分对磁暴主相发展的贡献远低于类磁云前半部分对磁暴主相的贡献.     

利用旋涡黑子进行质子耀斑预报

一、预报和实际检验1978年1—12月云南天文台的黑子目视和细节照相观测327天.H_α色球巡视317天.黑子磁场观测292天.作者利用黑子群内出现长命旋涡(旋涡时间≥12天者)作为质子耀斑预报的初始主要指标,当黑子群磁型发展到β_γ,β_δ,γ,γ_δ时,立即发布短期预报.从1—12月共发布11次质子预报.11月11日和12月11日的预报是同时对两群发布的,5月4日的预报因与4月30日的半月报内容相同未向使用者发布.预报技术和实际检验列入表1.由表知:     

中国首次中层顶大气重力波成像观测实验

2009年1月5日02:00到06:00之间, 在河北省廊坊市韩村镇(39.4°N, 116.6°E)利用CCD气辉成像技术开展了我国首次中层顶大气重力波观测实验. 结果显示, 当日03:00到05:00点之间, 观测到了丰富的、明显的准单色大气重力波水平二维活动. 初步分析了3个大气重力波个例, 得到它们的水平波长、观测水平相速度、水平传播方位角和观测周期分别约为(12.3 km, 41 m/s, 327°, 5 min), (25 km, 35 m/s, 68°, 12 min)和(10 km, 48 m/s, 341°, 3.5 min).     

银河系中心黑洞模型失效和磁单极存在的天文观测证据

首先,从2013年在银心附近发现反常强的径向磁场出发,指出如此强大的径向磁场必然阻挡银心外围吸积盘的等离子体物质进入银心内区,因而从银心方向观测到的大量辐射(射电、红外、X-ray)不可能是由吸积物质产生的.由此推断流行了近半个世纪的银河系中心黑洞模型是非物理的;其次,本文论证了利用迄今已知的最有效的发电机理论无法产生如此强大的径向磁场.这两个矛盾表明:必须寻找新的有效模型.近年来的这一系列天文观测现象都正好同在15年前发表的文章《含磁单极超巨质量的活动星系核模型》中的5个重要预言(而且在定量上)基本相吻合.这是目前唯一给出正确定量预言的模型.特别是,模型中预言的银心方向的径向磁场(这是排它性的预言)同2013年的测定在定量上相当好地符合.因此银心附近发现的反常强的径向磁场这个观测事实可能具有两个重大意义:银河系中心的黑洞模型是非物理的;它可能是(粒子物理学预言的)磁单极存在的强烈天文观测证据.     

青岛地区一次浮尘过程的来源及向海输尘强度

每年春季我国西北地区时有尘暴发生,严重地区平均尘暴日数达30d以上,是著名亚洲粉尘的主要源地.国外有许多关于我国大陆粉尘被吹扬到太平洋的报告.美、日、韩等下风国家高度重视我国大陆浮尘的来源、组成及强度等,有关学者对此进行了大量研究.我国内陆尘暴的研究已取得可喜成果,近年来海洋气溶胶化学元素组成等也已有报道,但是,沿岸和海上的尘暴观测和研究尚未涉及.我国的渤、黄、东海位于西北风的下风方向和东亚粉尘向太平洋输送的通道上,在其沿岸进行浮尘的观测研究对水土保持、海洋环境评价与保护和海洋沉积学以及全球变化研究等都是十分必要的.因此,根据地面观测、天气图和卫星云图分析以及粉尘和降尘的测量和分析结果,对1995年3月11～12日青岛地区出现的严重浮尘天气过程的来源以及通过量等进行了研究.     

强磁暴期间场向电流分布及其对行星际条件的响应: CHAMP卫星观测

利用CHAMP卫星磁场测量数据, 研究2003年11月超强磁暴期间顶部电离层全球大尺度场向电流分布特征及行星际条件的控制作用. 结果表明: (1) 磁暴期间场向电流密度比平静期大大增强, 昼与夜及冬与夏半球不对称; (2) 发现沿纬度积分的场向电流密度主要受太阳风动力学压强而不是行星际磁场的控制; (3) 磁暴期间场向电流低纬边界向赤道扩展, 最低可达45°MLat; 向阳侧此扩展直接受南向行星际磁场Bz的控制, 相应的行星际-磁层-电离层作用时间尺度约25 min; 当南向IMF B_z小于&#8722;30 nT时, 场向电流朝赤道的扩展出现非线性饱和; 而在背阳侧, 这一扩展及恢复, 比行星际参数的变化滞后约3 h, 但与表征磁层环电流的Sym-H指数几乎同步变化; (4) 磁暴主相期间, 背阳侧强场向电流纬度分布范围达25°以上, 并出现多达10片以上的多电流片结构.