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。     

一种磁重联过程的数值模拟

为了理论上解释发生在太阳大气和地球磁层中的一些爆发现象(例如,太阳耀斑、磁层亚暴等),许多作者认为大尺度空间中的微弱磁场,是导致空间等离子体中这些引人注目事件的主要能源,而磁力线重联过程是自由磁能释放的重要机制。除大量的解析研究以外,有些作者还对一些特殊情况下的磁力线重联过程进行了数值模拟和实验室研究。本文将依     

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.     

编者按: 空间物理和空间天气学

开展对空间物理和空间天气学的研究, 有助于更好地了解并预报空间环境中发生的灾害性空 间天气事件, 为国家的航天和通信事业服务. 作为一个跨学科的研究领域, 对空间物理与空间天气 学的研究需要不同领域的科技工作者的共同关注, 促进其有序、快速地发展. 本专题就“空间物理与 空间天气学”领域中若干前沿的科学问题作了评述, 分别是无碰撞磁重联中的电子动力学、地球磁 尾等离子体片中的高速流、地球内磁层中的高能粒子, 以及电离层和太阳活动的关系. 主要内容介 绍如下. 磁重联提供了一种快速地将磁场能量转化为等离子体动能和热能的物理机制, 它与空间物 理和空间天气学中的许多爆发现象密切相关, 本专题的第一篇文章讨论了电子动力学行为在无碰 撞磁重联结构形成中的作用, 以及电子在其中的加速机制. 等离子体片中的高速流则是一种经常出 现在磁层剧烈扰动期间的现象. 第二篇文章简单回顾了高速流研究的历史, 介绍高速流的成因及与 极光的关联, 探讨了其与等离子体磁结构的异同及其与背景等离子体的相互作用, 以及高速流在磁 层亚暴过程中的作用. 辐射带中的能量电子与离子是首要的空间天气威胁, 理解这些粒子如何在辐 射带中被加速是空间物理和空间天气学领域的主要挑战之一. 第三篇文章总结了行星际激波在内 磁层激发的超低频(ULF)波对“杀手”电子与能量离子的快速加速的最新进展. 秉含着不同时间尺度 的太阳电磁辐射变化是调制电离层的主要因素, 电离层对太阳活动性的依存关系是认知电离层结 构与演变的基础. 第四篇文章简要地介绍了最近一些年在电离层的太阳活动性依赖特性方面取得 的进展. 有关内容供感兴趣的科技工作者参考.     

日本日地物理学研究活动与计划

这是一个有关日本的日地物理学(STP)研究活动的贡献和将来计划的报告。此报告曾在1982年5月在加拿大首都渥太华召开的日地物理讨论会上宣读过。回顾过去,我们参加国际磁层研究(IMS)计划和太阳峰活动。在IMS期间发射了EXOS-A、EXOS-B和ISSb三颗磁层——电离层探测卫星。我们希望它们对了解磁层做出较大的贡献。在1981年发射的ASTRO-A卫星,它的任务是对太阳耀斑进行X-射线照象,以便得到若干个有趣的耀斑事件的图片。     

我国日地科学的进展

日地科学是研究太阳的能量、动量和质量如何经过行星际空间、地球磁层、电离层和中性大气而影响地球环境的科学。它有时也称为日地物理、日地关系、日地研究等。日地科学涉及太阳物理、行星际物理、磁层物理、电离层物理、热层及大气物理和化学,以及地球科学的有关领域,它更着重于研究日地系统不同区域之间的相互关联,以及这种关联的因果关系。目前的探测水平使人们更多地侧重于相邻区域之间的耦合过程。 在公元前1500年不迟于商代就已记载了最先看到的太阳黑子。我国史书中丰富的太阳     

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−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.     

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.     

关于太阳风中大尺度涡旋波的几点注记

赤道面上行星际磁场的扇形结构曾被解释为太阳本体磁场向行星际空间的延伸。最近,我们从太阳的偶极子基本磁场出发,证明扇形结构可能是由随太阳共旋的大尺度涡旋波引起的,提出了一种解释行星际磁场扇形结构的新模型。然而,在具体的分析中采用了某些过份