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.     

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卫星在近地磁尾观测到的持续尾向流事件

2004年7月11日ACE卫星、Imagine卫星和TC-1卫星联合观测到伴随有持续尾向流的亚暴过程. TC-1卫星在近地磁尾晨侧观测到的磁尾亚暴过程有三个阶段: 增长相过程(11:43~12:19), 预膨胀过程(12:19~12:28)和偶极化过程. Imagine卫星在12:26观测到极光突然增亮; 2 min后偶极化过程发生. 尾向流的持续时间约45 min, 经历了增长相和预膨胀相. 随偶极化过程的发生, TC-1卫星进入等离子体片内观测到高速地向流. 尾向流具有明显的高密、低温和沿磁场方向流动的特征, 与Cluster等卫星在近地磁尾观测到的电离层上行离子流特征吻合. 卫星的联合观测表明近地磁尾尾向流与南向行星际磁场密切相关, 对亚暴过程有重要影响.     

地球磁尾中荷电粒子的Fermi加速

对于磁球亚暴产生以及在亚暴期间磁尾中荷电粒子的加速机制,目前存在着不同的理论解释。显然,有二个卫星的同时观测,能够极为有力地帮助澄清磁球亚暴的机制与地球磁尾中的各种物理过程,可惜目前在亚暴期间这类卫星同时测量的事件还极为稀少,Hones等报道过两个卫星在亚暴期间,在磁尾头部中间地球方向和磁尾尾部的背地球方向同时测量到增     

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 .     

基于Cluster观测对地球磁尾电流片磁场分布的初步统计分析

利用Cluster在2001~2005年期间每年6~11月4 s精度的磁场数据对磁尾电流片的磁场分布特性进行了统计分析. 结果表明, 电流片中心处磁场及其Bz分量的强度在磁尾午夜区通常较弱, 而在磁层晨、昏两侧处普遍较强, 这表明午夜区的电流片较薄, 而在晨、昏两侧的电流片较厚. 在晨昏两侧处, 电流片拍动剧烈, 尤以晨侧最甚, 而午夜区的电流片拍动最弱. 在磁地方时21:00~01:00范围内, 负B_z及扁平电流片出现的几率较大, 磁重联或电流中断等活动比较容易发生. 磁尾电流片中B_y分量和磁力线倾斜角的频次分布都近似满足正态分布, 扁平电流片的出现几率约是标准电流片的1/3; 而磁场强度B_min和B_z分量则主要分布在1~10 nT范围内. 电流片中B_y分量的强度近似为1 AU处行星际磁场B_y分量的两倍, 二者的相关系数以扁平电流片尤其高, 这表明电流片中B_y的大小和符号易受行星际B_y等外部因素的影响.     

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.     

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     

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-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.     

不同行星际条件下磁层顶区的磁场位形

用二维可压缩MHD方法,模拟研究了不同行星际磁场(IMF)条件下背阳侧磁层顶的瞬时重联.在此基础上,提出了3个新的全球磁层顶重联结构模式.主要结果如下:1.IMF具有北向分量(B_(Iz)>0):不论IMF x分量是太阳向(B_(Ix)>0)还是尾向(B_(Ix)<0),在南北半球靠近极隙区的背阳侧磁层顶,各存在着一个磁场重联区.IMF和地球磁场在此区发生重联,形成x中性线.在x中性线尾侧,重联的磁力线都是张开的,两端都不与地球联接;在x中性线的地球向一侧,极隙区的地球磁场与IMF重联,在向阳     

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.     

行星际电流片中的磁重联过程

采用具有三阶精度的迎风紧致差分格式，对行星际电流片中可能发生的驱动磁重联过程，在二维，可压缩，非对称驱动的磁流体动力学框架下进行了数值研究。主要结果表明，行星际电流片附近的高磁Ｒｅｙｎｏｌｄｓ数（ＲＭ＝２０００￣１００００）驱动重联可以在大约１０￣３０ｍｉｎ内发生，形成较稳定的磁重联结构，需小时量级。电流片中的多重Ｘ射线重联、速度涡旋结构、复杂的纤维电流系和高密度等离子体团块的分裂、破碎等是太阳风     

准稳态磁层晨-昏不对称性的模拟研究

基于一个新的全球三维磁层模型, 系统地研究了地球磁层在准稳态情况下的近磁尾晨、昏侧磁鞘区位形及粒子密度、粒子尾向通量密度等的不对称性问题. 结果表明, 磁鞘厚度的晨-昏不对称性是行星际磁场螺旋线位形所造成的固有现象, 是晨-昏侧不同的激波条件产生的结果, 而晨-昏侧粒子密度与粒子通量密度的不对称性主要是晨-昏侧磁鞘厚度的不同所致, 受磁层顶磁重联的影响不显著. 还研究了日下点磁层顶等离子体“减压层”(PDL)对磁层晨-昏不对称性的影响, 认为其可使昏侧粒子总通量略高于晨侧.     

极光亚暴对太阳风压强激波的响应

研究了Polar对ISTP卫星观测的两个极光亚暴事件，此两事件与日冕物质抛射相关的太阳风压强微波到达地球有关。提出太阳风压强激波经过地球时，沿途冲击磁层顶激发磁流体快波，快Alfven波横越具有较高局地Alfven速度的磁尾尾瓣，将压缩效应迅速传递到内磁层及等离子体片，在1－2min内建立起强越尾电流，进而触发磁层亚暴。     

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.     

磁场重联扩散区域中磁零点结构的观测研究

磁重联是能量转换的非常重要的基本等离子体物理过程之一. 过去磁场重联的理论、数值模拟和观测研究, 大多是集中在二维模型下进行, 而实际的磁场重联涉及三维非线性过程, 对于三维情况下磁场重联及其相关的奇异结构的基本性质现在还未完全解决. 通过高斯积分引入Poincaré指数, 将其离散化, 利用Cluster四颗卫星所测得的磁场, 研究了磁场重联扩散区中磁零点结构, 通过计算零点位置和轨迹, 估算了其运动速度和轨迹, 并结合零点附近电流的特征将观测与零点重联模型进行了比较和讨论.     

非均匀等离子体中磁流体力学间断的稳定性

在地球磁层、行星际空间以及星际空间中,存在着许多磁流体力学间断结构,例如磁层顶、行星际磁场的扇形边界、I型彗尾的边界、日球层顶等。很多作者已对这些磁流体力学间断的稳定性作过大量研究。在这些研究中,或者将定态场视为分区均匀的,或者考虑了过渡区或边界层中基态物理量在间断面法线方向上变化,这些假设都是对真实空间环境的一种     

地球磁尾非绝热离子抗磁漂移不稳定性

磁层亚暴是日地物理多年来研究的基本问题之一,对它解释得最成功的是磁场重联理论。重联理论的前提是假设磁尾中性片中存在反常电阻(η_α～10~4Q·m),该反常电阻的起因至今仍是磁层物理尚未解决的一个难题。     

磁云前边界附近磁场起伏的各向异性与地磁活动的关系

以Imp8和Wind飞船的磁场数据为基础，用量小方差分析方法对1AU26磁云前边界前后磁场起伏进行了统计分析，主要的新发现有：经过磁云前边界，磁场起伏的各向异性倾向于增强，跨越边界前后起伏场各向异性的变化与地磁活动Kp指数和Dst指数相关，有的事件虽有磁场南向分量，但各向异性减弱，Kp指数仍降低（或Dst指数增加）。有的事件虽无明显的南向分量，但各向异性仍与Kp指数同向变化（或与Dst指数反应变化），因此，各向异性很可能是诊断地磁活动强弱的一个重要指标。