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.     

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.     

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.     

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.     

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.     

外辐射带不同能量的相对论电子在磁暴期间的变化特征

磁暴期间外辐射带相对论电子环境是当前空间物理学和空间天气学研究的一个热点.磁暴以后外辐射带相对论电子通量既可能增强,也可能减少,这给辐射带环境的预报带来了困难.该研究基于SAMPEX(Solar,Anomalous,and Magnetospheric Particle Explorer)和POES(Polar Orbiting Environmental Satellites)卫星的观测数据,选取了1992年7月至2004年6月期间的84个孤立磁暴,分别研究了0.3~2.5和2.5~14 Me V电子通量在磁暴期间的变化.结果表明,这两个能段的相对论电子在磁暴期间的变化经常有明显的差别.随着电子能量的增高(减小),磁暴恢复相期间观测到电子通量比暴前减少(增强)的可能性明显增大.对于0.3~2.5Me V的电子,在约为82%的孤立磁暴的恢复相期间电子通量增强,而仅有3%的磁暴使电子通量减少;对于2.5~14 Me V电子,仅在37%的孤立磁暴中观测到通量增加,而却有45%的磁暴使电子通量减少.不同能量的相对论电子在磁暴期间通量变化的这种不同特征,是由于其加速和损失过程的差别所导致的.本文的研究结果表明,对外辐射带相对论电子环境应该按不同能段进行建模和预报.0.3~2.5 Me V的电子是外辐射带高能电子的主体,揭示其暴时变化规律对认识和预报外辐射带环境极为重要.     

磁云边界层中等离子体波的Wind飞船观测

根据Wind飞船上工作频率在4~256 kHz的热噪声接收器(TNR)的等离子体波和相关太阳风与磁场的观测资料, 我们分析了60余个磁云边界层样本中的等离子体波活动, 首次发现磁云边界层(BL)中常常存在不同于邻近太阳风(SW)和磁云体(MC)中的、丰富多姿的等离子体波活动. 它的一些基本特征是: 在电子等离子体频率(f_pe)附近的朗缪尔波增强是磁云边界层中最占优势的一种波活动, 约占总样本数的75%; 朗缪尔波和频率f < f_pe的离子声波活动都增强的事件, 约占所研究样本的60%; 也在一些边界层中于热噪声接收器整个频段内观测到一种宽频带的等离子体波活动增强现象, 约占研究样本的30%, 这在研究样本中的邻近太阳风和磁云体中没有观测到; 此外, 分析还揭示, 电子与质子温度比T_e/T_p≤1时还常能在磁云边界层中观测到离子声波增强活动, 传统的等离子体理论遇到了解释上的困难. 文中的新结果进一步说明磁云边界层是一种重要的动力学结构, 它将对了解磁云边界层物理提供重要的诊断, 也为发展空间等离子体波理论开拓新的空间.     

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.     

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.     

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.     

偶极化峰面附近离子通量消退现象

<正>偶极化锋面在观测统计以及个例分析中被广泛研究.它最主要的特征是北向磁场(GSM坐标系下的Bz分量)的突然增强,并且之前Bz会出现短暂的减小.观测结果显示偶极化锋面是一种地向传播、厚度只有离子回旋半径量级的结构,并且通常伴随着强的瞬态电场、波动以及电流.观测和模拟结果都表明当偶极化锋面通过卫星时,测得的粒子通量在某一能量阈值以下下降,而在该阈值以上的通量则上升.锋面附近电子和离子的加速一直是这     

垂直无碰撞激波中质子的混沌运动和加热

观测资料和理论计算都发现太阳风与高马赫数准垂直无碰撞激波作用后有一部分质子被激波反射.这些质子在垂直于磁场的方向上有很大的速度,它们将在回旋运动作用下再次向下游运动.当这些质子第二次与无碰撞激波相互作用后,大部分会越过激波进入下游区域,导致激波下游的质子呈非Maxwell速度分布.它们还引起下游等离子体温度的各项异性(T_┴/T∥》l),进而激发离子回旋波和镜波.这两种不稳定性造成高马赫数准垂直无碰撞激波的耗散,使激波上游的等离子体动能转化为下游等离子体的热能.McKean等还发现在激波区域存在较大温度各项异性处,同时产生离子回旋波和镜波,并向下游传播.     

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.     

磁暴环电流形成过程

利用三维试验粒子轨道计算法, 以强的行星际磁场南向分量驱动的对流电场作为磁暴的主要起因, 研究了大磁暴期间环电流离子的注入过程和对称环电流的形成机制. 本文主要关心大磁暴环电流中的氧离子成分. 计算结果揭示了磁暴环电流形成过程中部分注入粒子轨道具有混沌特征. 特别是证明了粒子由磁尾向内磁层的注入过程中产生的屏蔽电场可使开放轨道转变成闭合轨道, 因而是闭合环电流形成的重要机制. 进一步证明了注入粒子可以得到有效的加速, 加速时间约为1~3小时.     

向阳侧磁层顶通量绳结构的观测与模拟研究

2001年3月2日11︰00~11︰15 UT期间, Cluster星簇卫星在向阳侧磁层顶发现具有明显核心磁场的通量绳结构. 4颗卫星(Cluster 1~4)在不同位置的磁场记录曲线具有类似特征: 在磁层顶边界法向坐标系(LMN坐标系)中, 法向磁场BN分量3个&#8722;/+型双极变化均伴随着磁场B_M分量与磁场强度B值的增大. 数值求解二维三分量MHD方程组, 模拟研究向阳侧磁层顶在太阳风入流作用下的驱动重联过程, 结果展示了具有核心场磁结构的重复形成. 在电流片中取一点, 作出磁场强度B及其3个分量B_x, B_y, B_z随时间演化曲线, 计算结果与上述事件的观测特征基本相符.     

极区电离层O+上行的时空分布: 平静期FAST卫星观测

分析FAST卫星能量离子测量数据, 首次得到2000~4200 km高度范围平静期电离层O+上行的时空分布图像. 结果表明, 磁正午前的极尖/极隙区是低能O+上行发生最频繁的区域; 黎明前等离子体对流的低纬边界区域是高能O+上行发生率最高区. 无论能量高低, 在平静极光椭圆边界之外的较低纬度宽阔时区上存在较频繁的O+上行. 午夜前21:00~22:00 MLT极光椭圆带的上行O+携有较强的能通量, 其中高能O+在靠近极盖边界处上行能通量特别强. 在所分析的2000~4200 km高度范围, 上行O+离子锥发生率显著高于离子束; 离子束在3000 km高度以下极少出现, 而离子锥较均匀地在各高度都有发生.     

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     

环向等离子体转动对离子能量输运的影响

托克马克等离子体的能量反常输运是等离子体物理及受控热核聚变研究中多年未解决的难题.通常认为,等离子体湍动导致了反常输运.但是,目前依然不清楚:湍动是反常输运的唯一机制或仅为机制之一?因此,其它途径的探索依然是必要的.本文从经典途径分析了等离子体环向流动(或转动)对离子能量输运的影响.这里的基本思想是这样的:托克马克等离子体的转动可使等离子体等压强面(或等内能面)与磁面分离、等T_i面与磁面分离(T_i为离     

月球探测进展与我国的探月行动(下)

月球探测是中国的航天事业在卫星应用和载人航天取得历史性成就的基础上向深空探测领域迈出的第一步.本文详细回顾了人类探测月球的历程与探测成果、21世纪初月球探测的发展趋势与前景;介绍了我国月球探测的发展战略和各阶段科学目标,尤其是正在实施的"嫦娥一号"绕月探测工程的科学目标.