近地尾向流和磁场——TC-1卫星观测结果

2004年10月12日,在01:30—04:30 UT期间,位于向阳侧磁层顶附近的Geotail卫星探测到行星际磁场为持续南向.此太阳风条件驱动了一个小磁暴,Sym-H指数在04:12 UT达到最小值-33 nT.在磁暴主相期间,AE指数维持在较高的水平,其最大值达400 nT.02:00—03:00 UT期间,TC-1卫星在近地磁尾(-10.6,3.2,-0.1)R_e处观测到明显的亚暴膨胀相特征和磁场偶极化过程.在偶极化前1 min,有较强的(v_x<-100 km/s)持续时间超过3 min的尾向流发生.分析发现该尾向流具有低温、高密度和沿磁场流动的特点,这说明尾向流具有来源于电离层风的特征.尾向流期间,TC-1观测的磁场分量B_x和总的磁场强度增加,磁倾角减小,磁场结构变成非偶极型,说明尾向流对磁场结构有一定的影响,文中尝试给出了相应的物理解释.观测表明,该事例中的近地磁尾尾向流可能对磁场偶极化过程的发生有重要意义.     

近地尾向流和磁场偶极化——TC-1卫星观测结果

2004年10月12日, 在01:30---04:30 UT期间, 位于向阳侧磁层顶附近的Geotail卫星探测到行星际磁场为持续南向. 此太阳风条件驱动了一个小磁暴, Sym-H指数在04:12 UT达到最小值-33nT. 在磁暴主相期间, AE指数维持在较高的水平, 其最大值达400nT. 02:00---03:00 UT期间, TC-1卫星在近地磁尾(-10.6, 3.2, -0.1)Re处观测到明显的亚暴膨胀相特征和磁场偶极化过程. 在偶极化前1min, 有较强的(v_x<-100 km/s)持续时间超过3min的尾向流发生. 分析发现该尾向流具有低温、高密度和沿磁场流动的特点, 这说明尾向流具有来源于电离层风的特征. 尾向流期间, TC-1观测的磁场分量Bx和总的磁场强度增加, 磁倾角减小, 磁场结构变成非偶极型, 说明尾向流对磁场结构有一定的影响, 文中尝试给出了相应的物理解释. 观测表明, 该事例中的近地磁尾尾向流可能对磁场偶极化过程的发生有重要意义.      

近地磁尾方位角流期间的场向电流增强

以往研究表明,地向高速流在近地磁尾可演化为方位角流,电离层内的方位角流和极光膨胀活动发生时,通过磁力线追踪到近地磁尾等离子体片的对应部分通常为地向和方位角高速流.通过对2016-2018年THEMIS卫星计划中THA,THD,THE三颗卫星同时观测到的数据进行分析、甄别后,在筛选出的62个事件中挑选一个典型的方位角流事件,与过去单颗卫星在不同时间段内的观测数据统计平均给出的结果进行对比分析发现,三颗卫星同时观测到的数据与过去单颗卫星在不同时间段内观测数据的统计平均结果存在较大差异.通过比较此事件期间等离子体流在xy平面的流场图发现,场向电流的大小与三颗卫星同时观测到的流场剪切度有较好的相关性.研究结果表明,方位角流期间近地磁尾和电离层通过场向电流耦合时,场向电流并不是在一个较宽的磁地方时内均匀分布,而是在一个局域化区域及较短的时间内产生强场向电流,这可能是由于方位角流在xy平面内的强剪切而造成的.      

地球磁尾的电场模式

地球磁层中的电场是磁层等离子体运动的主要驱动力。目前常用的磁层电场为均匀晨昏电场和投影电场。本文假定磁力线为电场的等位线，地球电离层电场看做磁层电场沿磁力线在电离层的投影。利用Tsyganenko磁场模式（T89），沿磁力线反电离层电场投影到磁尾，得到了一个新的磁层电场模式。文中对偶极磁场和T89磁场模式下的投影场作了比较，说明本模式突破了偶极磁场的局限，在磁层有更大的适用范围。     

嵌套闭磁场结构内CME产生和传播的数值模拟

给出了特殊类型的日冕物质抛射(CME)数值模拟定性结果,这种CME核心闭磁场结构前半部分磁力线的方向与太阳整体偶极场磁力线的方向相反．计算结果表明,这种CME核心闭磁场结构磁力线与太阳整体偶极场反向磁力线之间存在过渡磁场结构,在向外传播时过渡磁场结构所占的面积逐渐增大．这一结果可以用来解释飞船为什么能够观测到一类双极磁云,这类磁云前半部分磁场方向与太阳整体偶极场方向相反．为了模拟这一数值结果,强调需要采用包含嵌套闭磁场的冕流背景结构,并在合适的位置触发CME．     

TC-1和Geotail对亚暴过程中近地等离子体片磁扰动的联合观测

以2004年9月28日02:53:20 UT的亚暴为例, 通过TC-1在磁尾约12.5 R_e 和Geotail卫星在近地磁尾等离子体片约8～9 R_e的联合观测, 研究亚暴触发过程中近地磁尾等离子体片中等离子体波动特征. 结果表明, 亚暴触发区是近地磁尾中心等离子体片中较小的一个区域, 在亚暴触发区中低混杂不稳定性在近地磁尾等离子体片中存在, 准垂直传播的低混杂波发生在亚暴触发过程中, 而亚暴触发过程中近地磁尾等离子体片外边界区内的磁场偶极化信号和扰动都非常微弱. 在亚暴触发和亚暴膨胀相过程中出现了多次具有不同特征的磁场偶极化现象.      

磁尾等离子体团型结构的数值模拟

考虑横越磁尾不同区域的数密度与离子温度的分布特点,取宁静磁尾温度、密度呈同样形态的非均匀分布,作为模拟计算的初态,对初始By为不同分布的3个算例作模拟计算．数值结果展示了3类磁结构的演化特征．考察磁尾中性片一个给定点的磁场变化,做出3个算例典型事件的磁场矢端图．它们从另一个侧面展示了磁尾通量绳型等离子体团、具有复杂闭合磁力线位形类似于“闭合环”的等离子体团,以及二维“磁岛”型等离子体团的特点．观测表明,多数磁尾等离子体团为具有强核心场的通量绳结构．通过跟踪一个通量绳型等离子体团的发展,作出等离子体团各方向速度与磁场强度随x演化的曲线．其中,vx与磁场强度|B|在近尾至中尾的计算值与Geotail卫星资料统计分析结果大致相符．此外,与Jin等取初始温度为均匀分布的计算结果相比,本文给出的通量绳型等离子体团,其内温度较高、密度较低,与资料分析结果的偏离也随之减小．     

行星际磁场与磁尾磁通量绳形成的关系

收集了Cluster卫星在2001-2005年间观测到的磁尾磁通量绳事件,并对磁通量绳(magnetic flux rope)形成及其内部磁场结构与行星际磁场(IMF)的关系作了统计研究.考虑磁通量绳被观测到时行星际磁场的条件,在所有73个磁通量绳事件中,行星际磁场By分量占有主导地位的事件有80%,且78%的事件具有与行星际磁场By分量相同方向的核心场.行星际磁场通过在磁层顶与地球磁场相互作用改变南北等离子体片内磁场相对方向,形成有利于磁通量绳形成的磁场位形,并且行星际磁场By分量的方向对磁通量绳内部核心场的方向具有决定性影响.从统计结果来看,磁通量绳的形成并不会依赖于行星际磁场Bz分量的方向.     

不同上边界条件下的极区电离层数值模拟

利用一维自洽的极区电离层模型,研究了沿磁力线方向不同电离层-磁层耦合条件下极区电离层的响应.此模型在110-610km的电离层空间区域内,综合求解描述极区电离层的连续性方程、动量方程和能量方程,以得到电离层数值解.研究发现,上边界条件在200 km以上的高度能显著地影响电离层参量的形态.较高的O+上行速度对应较低的F层峰值和较高的电子温度.不同边界O+上行速度对应的温度高度剖面完全不同.200km以上电子温度高度剖面不但由来自磁层的热流通量所控制,同时还受到场向O+速度的影响.对利用电离层模型研究电离层内部物理过程提出了建议.      

电离层离子速度与地磁脉动的初步相关分析

本文利用欧洲非相干散射雷达(EISCAT)1983年所得到的电离层数据,就电离层离子速度的某些参量,与地面所测地磁微脉动进行了相关分析.初步发现:在F层高度上,在P_c3—5频段,电离层离子速度与地磁微脉动H分量有着良好的相关.      

TC-1和Cluster对向阳侧磁层顶通量传输事件的联合观测研究

2004年2至4月期间,探测一号(TC-1)卫星和Cluster卫星有25次同时处在向阳侧磁层顶附近的磁鞘内,TC-1卫星在低纬区,Cluster卫星在中高纬区.利用这一期间两卫星探测到的27个通量传输事件(FTE),分析行星际磁场(IMF)横向分量BT={By,Bz}对磁层顶重联发生位置的影响,以及分量重联的观测事实,得到如下主要结果.(1)当IMF南向分量Bz占优势(|Bz|＞|By|)时,FTE大多(约占87.5%)能在低纬观测到,而当IMF By分量占优势(|Bz|＜|By|)时,则FTE大部分能在中高纬观测到(占84.2%);(2)很少观测到相关联的事件(关联事件指在低纬生成的FTE,向高纬运动中先后被TC-1卫星和Cluster卫星探测到的事件),表明在低纬形成的FTE可能大多沿磁层顶两侧滑向磁尾,只有少数可能运动到高纬地区;(3)中纬地区探测到的FTE大多是以分量重联方式产生于该区,而非来自磁赤道附近成对形成的FTE.      

Structure of the distant terrestrial magnetotail

The ISEE-3 Geotail Mission has extended our knowledge of the terrestrial magnetotail out to distances of 235 R_e. This paper presents a review of the observations from this mission pertaining to the size, shape, and structure of the magnetotail. The data sets available include magnetic fields, electron plasma, electromagnetic waves, plasma composition, energetic ions (H, He, C, N, O) and electrons (2D), and energetic ion spectra in 3D. The observations show that the distant terrestrial magnetotail is similar to the the near-earth region, except that the predominant direction of flows is away from the earth. The shape becomes elliptical, with the major axis in the east-west direction. A semi-permanent X-line is deduced to be near 80 to 100 R_e. A solar wind component is found in the ion compositions. Vortex-like events and magnetic flux ropes, both known from other missions, have also been found.     

火星磁场产生的原因及其分布

构建了一个可以得到火星赤道面上磁场分布的模型. 模型根据卫星观测数据, 提出了火星电离层、磁层顶和磁尾电流片上都各自通有电流的假设. 由电流的连续性条件可知, 这三种背景条件下的电流之间满足一定关系, 即火星磁层顶上的总电流是电离层上的总电流与磁尾电流片上的总电流之和. 这些电流产生的磁场与太阳风磁场共同构成了火星赤道面上磁场分布. 通过计算发现, 采用这种磁场模型得到的结果与目前卫星所观测的结果以及与采用其他方法得到的结果符合得较好.      

The plasma sheet and boundary layers under northward IMF: A multi-point and multi-instrument perspective

During conditions of northward interplanetary magnetic field (IMF), the near-tail plasma sheet is known to become denser and cooler, and is described as the cold-dense plasma sheet (CDPS). While its source is likely the solar wind, the prominent penetration mechanisms are less clear. The two main candidates are solar wind direct capture via double high-latitude reconnection on the dayside and Kelvin–Helmholtz/diffusive processes at the flank magnetopause. This paper presents a case study on the formation of the CDPS utilizing a wide variety of space- and ground-based observations, but primarily from the Double Star and Polar spacecraft on December 5th, 2004. The pertinent observations can be summarized as follows: TC-1 observes quasi-periodic (∼2 min period) cold-dense boundary layer (compared to a hot-tenuous plasma sheet) signatures interspersed with magnetosheath plasma at the dusk flank magnetopause near the dawn-dusk terminator. Analysis of this region suggests the boundary to be Kelvin–Helmholtz unstable and that plasma transport is ongoing across the boundary. At the same time, IMAGE spacecraft and ground based SuperDARN measurements provide evidence of high-latitude reconnection in both hemispheres. The Polar spacecraft, located in the southern hemisphere afternoon sector, sunward of TC-1, observes a persistent boundary layer with no obvious signature of boundary waves. The plasma is of a similar appearance to that observed by TC-1 inside the boundary layer further down the dusk flank, and by TC-2 in the near-Earth magnetotail. We present comparisons of electron phase space distributions between the spacecraft. Although the dayside boundary layer at Polar is most likely formed via double high-altitude reconnection, and is somewhat comparable to the flank boundary layer at Double Star, some differences argue in favour of additional transport that augment solar wind plasma entry into the tail regions.     

磁尾等离子片中偶极化锋面的数值模拟研究

利用守恒型TVD格式对8波模型磁流体方程组进行数值模拟, 对磁尾中偶极化锋面的物理和演化特性进行研究. 构建了由BBF类型通量管机制产生的偶极化锋面数值模拟模型, 该模型由磁尾平衡模型、亚暴增长相模型和亚暴触发及BBF形成模型三部分组成. 数值模拟结果很好地再现了磁尾中BBF类型通量管机制产生的偶极化锋面特性. 伴随着高速 流的出现, 磁场B_z分量呈非对称双极变化结构, 即锋面前减小为负值, 在锋面上急剧增大. 当B_z增大到极大值后回落并趋于稳定. 随着偶极化锋面伴随地向高速流向地球运动, 偶极化锋面上B_z的变化越来越小.      

磁尾瓣区的场向电流

本文利用ISEE-2卫星的磁场和粒子资料(电子:75keVδ<1300keV,质子:170keVp<400keV),发现在磁尾远离等离子片的尾瓣区,常常同时探测到粒子脉冲和横向磁场扰动,表明有场向电流片存在。电流片的积分强度在3.3—21mA/m之间,与Frank等在磁尾等离子片边界上测量到的场向片电流积分强度可相比较。电流片总是成双成对,电流片的强度与AE指数或亚暴的关系密切。和磁层其他区域不同,在磁尾瓣区,经常探测到△B_x和△B_y同时存在,且△B_x和△B_y可相比拟的情形,它们可以用运动的线电流或不均匀密度的电流片来解释。      

Study of waves in the magnetotail region with cluster and DSP

The study of the neutral sheet is of fundamental importance in understanding the dynamics of the Earth’s magnetosphere. From the earliest observation of the magnetotail, it has been found that the neutral sheet frequently appears to be in motion due to changing solar wind conditions and geomagnetic activity. Multiple crossings of the neutral sheet by spacecraft have been attributed to a flapping motion of the neutral sheet in the north–south direction, a wavy profile either along the magnetotail or the dawn–dusk direction. Cluster observations have revealed that the flapping motions of the Earth’s magnetotail are of internal origin and that kink-like waves are emitted from the central part of the tail and propagate toward the tail flanks. This flapping motion is shown here to propagate at an angle of ∼45° with x_GSM. A possible assumption that the flapping could be created by a wake travelling away from a fast flow in the current sheet is rejected. Other waves in the magnetotail are found in the ULF range. One conjunction event between Cluster and DoubleStar TC1 is presented where all spacecraft show ULF wave activity at a period of approximately 5 min during fast Earthward flow. These waves are shown to be Kelvin–Helmholtz waves on the boundaries of the flow channel. Calculations show that the conversion of flow energy into magnetic energy through the Kelvin–Helmholtz instability can contribute to a significant part of flow breaking between Cluster and DoubleStar TC1.