Akasofu能量耦合函数的数值检验

从太阳风-磁层能量耦合的普遍表达式出发,用34天连续的太阳风观测资料对电磁耦合机制进行了数值检验.结果表明,只有当行星际磁场有南向分量的时候,电磁耦合机制才能近似表示太阳风-磁层能量耦合过程.此时,能量输入率可以表示成p=CB_T2/3V5/3n1/3sin4（θ/2）这个函数与Akasofu能量耦合函数ε=VB2l₀2sin4（θ/2）有一定差别,但与Murayama和Hakamada,Svalgaard,Holzer和Slavin等人的结果一致.本文对影响能量耦合函数计算的几个问题从原始资料、处理方法及物理机制上进行了讨论.      

行星际电场与Dst指数

利用ACE卫星的太阳风及行星际磁场观测数据和相应时期的Dst指数，分析了行星际电场的Dst指数的相关关系，讨论了行星际电场作为研究磁层和太阳风相互作用的良好参数的物理机制。结果表明：行星际电场与Dst指数有很好的相关性，并且在强和中等地磁活动基间，存在显著的突变特征曲线；相对于V、V^2Bz、VB^2和ε，行星际电场的突变特征曲线更易识别；弱的扰动磁层背景状况和行星际磁场南向分量及电场晨昏分量的较大波动影响着磁暴的发展，使磁暴主相有多个发展阶段，从而增加磁暴的强度；对主相有多个发展阶段磁暴的研究有待进一步改善。     

1978—1988年间磁扰的分析与日地耦合

用1978-1988年间行星际磁场(IMF)的B_z分量、极光区AL指数和赤道附近地磁台Z分量等资料探讨了日地耦合中的主要物理过程。B_z的11年变化大致与太阳活动程度相当,但AL和赤道附近ΔZ更多地受磁层和电离层内部过程所控制。分析中强调了对国际磁抗日按物理过程进行分类的必要性。      

ICME期间磁暴的太阳风参数和极光沉降能量

基于1995-2004年ICME驱动的强烈磁暴(SA型)、强磁暴(SB型)和延迟型主相暴(SC型)三种磁暴类型,对1AU处太阳风动压、太阳风速度、行星际磁场、EK-L电场以及极光沉降能量进行时序叠加分析,并分别与-vBz耦合函数和Newell耦合函数进行对比.结果表明,三种磁暴在ICME到达前期的太阳风动压较稳定,背景太阳风、极光沉降能量、行星际磁场和磁层存在相对平静期. ICME到达前期SA型磁暴的背景太阳风速度、行星际磁场南向分量以及极光沉降能量的均值高于另外两种磁暴类型,这说明大型日冕物质抛射在ICME到达前就对行星际磁场、背景太阳风和HP产生了影响.磁暴急始后,SC型磁暴的EK-L电场斜率小,峰值延后且行星际磁场北向分量增强,这些都是磁暴主相延迟的表现,极光沉降能量随着行星际磁场转为南向而增加.     

极端太阳风条件下的磁层顶位形

基于极端太阳风条件下的三维MHD数值模拟数据, 构建了一种极端太阳风条件下的三维非对称磁层顶位形模型. 所提出的模型考虑了行星际南向磁场(IMF) B_z日下点距离侵蚀的饱和效应, 太阳风动压B_d对磁层顶张角影响的饱和效应, 赤道面、昼夜子午面磁层顶的不对称性以及极尖区的内凹结构和内凹中心的移动, 并利用Levenberg-Marquart多参量非线性拟合方法拟合了模型参数. 数值模拟研究表明, 在极端太阳风条件下, 随B_d增大, 磁层顶日下点距离减小, 磁层顶磁尾张角几乎不变; 随南向(IMF)B_z增大, 磁层顶日下点距离略有减小, 磁层顶磁尾张角减小, 极尖区内凹中心向低纬移动. 通过对2010年8月1日太阳风暴事件验证发现, 本文所建立的模型能够描述极端太阳风条件下的三维磁层顶位形.      

关于IMF北向分量特强时的太阳风－磁层－电离层耦合

关于ＩＭＦ北向分量特强时的太阳风－磁层－电离层耦合沈长寿，资民筠（北京大学地球物理系，１００８７１）（中国艺术研究院，北京）关键词行星际磁场，太阳风－磁层能量耦合函数为检验Ａｋａｓｏｆｕ提出的能量融合函数“’在ＢＺ强北向时能否反映太阳风与磁层扰动间的...     

行星际激波导致的磁尾等离子片中ULF波动事件

磁层中的超低频（ULF）波动在太阳风和磁层之间的能量输运过程中具有重要作用.ULF波动主要发生在内磁层,且内磁层中ULF波动影响粒子的加速及沉降,而在夜侧磁层尤其是磁尾等离子片中观测到的ULF波动比较少.基于中国自主磁层探测卫星TC-1的观测数据,发现了两例行星际激波导致的磁尾中心等离子片中ULF波动事件,并发现这两例ULF事例都包含很强的环向模驻波分量,与以往THEMIS卫星报道的同类事件观测特征相符.根据ULF波的观测特征,分析了这两例ULF波动的可能触发机制.研究结果有助于深入理解磁层对行星际激波的全球响应.      

行星际起伏向磁层顶的输运

时间尺度为分钟数量级的太阳风速度和行星际磁场大幅度扰动实际上始终存在于行星际空间的。这些扰动一直传输到紧贴磁层边界面外侧的区域。它们在磁鞘等离子体和磁层顶的相互作用过程中可能起很重要的作用。行星际起伏中的磁场分量在通过地球弓激波时首先经历一次跳跃,然后一部分扰动被带到磁层边界面处。在边界面附近磁场扰动幅度被大大地放大了。弓激波上游的太阳风条件控制了放大因子。本文所作的数值模拟研究结果表明,如果上游有大幅度的扰动,在边界面附近就有大幅度的Alfven起伏的磁场分量。当上游磁场接近垂直于日地联线时,放大因子变得相当大,而且放大因子随上游的等离子体β值和/或Alfven马赫数的增加而增加。上游各向异性对放大因子的影响不大。在磁层边界附近存在大幅度起伏表明这里不存在稳定的片流。      

三维试验粒子轨道法在磁层粒子全球输运中的应用

根据磁层粒子动力学理论, 通过偶极磁场模型验证利用三维试验粒子轨道方法模拟近地球区(r < 8R_e)带电粒子运动特征的可靠性. 在此基础上, 以太阳风和磁层相互作用的全球MHD模拟结果为背景, 利用三维试验粒子轨道方法, 对非磁暴期间南向行星际磁场背景下太阳风离子注入磁层的情形进行数值模拟, 并对北向行星际磁场背景下太阳风离子注入极尖区以及内磁层的几种不同情形进行了单粒子模拟. 模拟结果反映了南向和北向行星际磁场离子向磁层的几种典型输入过程, 揭示出行星际磁场南向时太阳风粒子在磁层内密度分布的晨昏不对称性以及其在磁鞘和磁层内的大致分布, 并得出统计规律. 模拟结果与理论预测和观测结论相一致, 且通过数值模拟发现, 行星际磁场北向时靠近极尖区附近形成的非典型磁镜结构对于能量粒子经由极尖区注入环电流区域过程有重要的影响和作用.      

极区电离层不均匀结构与增亮极光薄层

磁层亚暴期间随着电子沉降到极区产生极光,一个磁层电场也投射到极区电离层,在电场会聚作用下形成不均匀离子薄层。本文解出稳态动力学平衡E_s层,并把它和反常的极光增亮薄层联系起来,与观测结果比较。      

太阳风向磁层输入电磁能量研究

利用全球磁流体力学（MHD）模拟结果,通过确立包含磁层顶的太阳风流线内边界来识别三维磁层顶位形,并以极尖区位置作为磁层顶日侧与夜侧的分界线,在此基础上定量研究了不同条件下穿过磁层顶向磁层内输入的电磁能量. 研究发现,磁层顶的能量传输与太阳风条件密切相关,磁重联是控制电磁能量传输的重要机制. 结果表明,当IMF（行星际磁场）南向时,极尖区后方的磁尾附近存在电磁能输入最大值,当IMF北向时,电磁能输入最大值发生在极尖区附近;南向IMF条件下,在IMF强度增大或太阳风密度增大时,磁层顶电磁能传输的电磁能量比北向IMF条件时增加更显著. 太阳风通过调节磁层顶面积间接影响到磁层顶能量传输大小. 研究还发现,北向IMF与南向IMF条件下穿过磁层顶的电磁能输入的比值范围约为10%～30%,此比值一定程度上反映了北、南方向IMF与地磁场磁重联效率的比值.      

Laboratory experiments and space phenomena

Two types of convection were observed in the laboratory model of the magnetosphere: viscous convection and convection due to field lines common to both the magnetosphere and artificial solar wind. With a southward field component in the solar wind, convection from the Sun is observed in the polar cap, while with a large northward component, convection is directed toward the Sun. Merging of the field lines occurs in the cleft. With the southward component, a visor appears in front of the magnetosphere boundary. The decay of the visor into small magnetic structure is observed. The formation of an induced magnetosphere with a magnetic tail is shown in the experiments of the simulated conditions near non-magnetic bodies with a plasma shell (Venus, comets). A combined induced-intrinsic magnetosphere also was investigated.     

关于太阳风中Alfvén脉动粘性衰减的讨论

本文讨论了被认为是可能存在的Alfvén脉动的粘性衰减效应.分析表明,Alfvén脉动的粘性衰减应是各向异性的,它正比于平行于平均磁场的脉动分量.若平行于与垂直于平均磁场方向的脉动能量之比为一常数,波长大于碰撞自由程的波动经历的粘性衰减都集中在20R_⊙以内.在0.3AU至1AU,各频率的Alfvén脉动将不经历显著的由库仑碰撞决定的粘性衰减.粘性衰减机制不能解释观测到的谱的径向变化.如果在接近太阳的空间,Alfvén脉动确有平行分量,那么它的粘性衰减将会对快发散流管中的太阳风有加速作用.如果在接近太阳的区域,Alfvén脉动的平行分量小得可以忽略的话,Alfvén脉动将不经受任何经典粘性衰减.      

太阳风和磁层能量耦合系数的计算研究

本文利用1972—1974年期间十八次事例的太阳风和地磁资料,通过回归分析法计算了各次事例的太阳风和磁层能量的磁耦合参量α值.结果表明,不同事例的α值各不相同,而且显得十分离散.同时,对一些参数进行调节修正后,也不能从本质上改变α取值分散的特点.可见,对不同事例,能量传输机制有可能是不相同的,而电磁能量传输过程可能是最重要的,但不是唯一的.      

太阳风-磁层-电离层耦合过程中的能量收支

太阳风向磁层电离层(Magnetosphere and Ionosphere, MI)系统输入能量, 而输入的能量随后在MI系统中消耗. 本文从能量守恒原理出发, 讨论太阳风-磁层-电离层 (SMI)耦合过程中的能流路径和能量收支的定量关系. 主要讨论9个问题: (1) 太阳风向MI系统的能量输入, (2) MI系统对能量输入的响应, (3) 环电流的能量消耗, (4) 极区电离层焦耳加热的能量消耗, (5) 极光粒子沉降的能量消耗, (6) 磁尾能量的消耗、储存以及返回下游太阳风, (7)平静期间的能量积累与释放, (8)能量在不同能汇中的分配, (9)评价能量函数的准则和方法.      

太阳风——磁层相互作用的磁流体力学数值模拟研究

磁层位于地球空间的最外层, 太阳风与磁层的相互作用是空间天气变化因果链中承上启下的关键环节, 是揭示地球空间天气基本规律的关键科学课题. 地球空间由于时变、多成分、多自由度的关联相互作用,使得传统的理论分析变得非常困难. 数值模拟作为近几十年发展起来的一个新的研究手段,对地球空间的理论和应用研究产生了深刻的影响. 国际上磁层的全球MHD数值模拟工作开始于20世纪70年代末, 最初的研究局限于二维空间. 由于磁层内在的三维特性, 20世纪80年代三维MHD数值模拟工作兴起. 本文简要说明了三维全球磁层MHD (磁流体力学)研究的特点及现状, 给出了三维全球磁层模型的基本框架, 综述了行星际激波与磁层相互作用、大尺度电流体系、重联电压和越极电位、磁层顶K-H不稳定性等方面的太阳风--磁层相互作用的MHD数值模拟的研究进展.      

太阳风状态参数的变化对地球磁鞘中磁场起伏特性的影响

本文利用MHD激波跳跃条件的精确解,具体讨论了行星际背景太阳风状态参数Alfvén马赫数M₁、等离子体β₁参数和磁场角θ₁的变化对地球磁鞘区中磁场起伏特性及其分布的影响.主要结果是:马赫数M₁的变化主要控制磁场起伏特性:放大倍数、相对起伏和各向异性程度的水准高低.磁场角θ₁的变化控制磁场起伏的空间分布特性.等离子体β₁参数的变化,不引起磁场起伏特性的明显变化(对于实际经常发生的情况M₁ 8而言).M₁、θ₁是强控制参数,而β₁是弱控制参数;磁鞘区磁场起伏对太阳风状态参数的变化响应呈现明显的晨-昏不对称性(行星际磁场位于黄道面时),响应主要发生在晨侧.晨侧的磁场起伏(或湍动)相当活跃,而昏侧相当稳定;磁鞘中不同地点磁场起伏特性对太阳风状态参数M₁、β₁的变化响应有大致相同的形式,而对其磁场角度θ₁的变化却有迥然不同的形式.      

Invariant Modulation of IMF Clock Angle on the Solar Wind Energy Input into the Magnetosphere

By use of the global PPMLR Magnetohydrodynamics (MHD) model, a serial of quasisteady- state numerical simulations were conducted to examine the modulation property of the interplanetary magnetic field clock angle θ on the solar wind energy input into the magnetosphere. All the simulations can be divided into seven groups according to different criteria of solar wind conditions. For each group, 37 numerical examples are analyzed, with the clock angle varying from 0° to 360° with an interval of 10°, keeping the other solar wind parameters (such as the solar wind number density, velocity, and the magnetic field magnitude) unchanged. As expected, the solar wind energy input into the magnetosphere is modulated by the IMF clock angle. The axisymmetrical bell-shaped curve peaks at the clock angle of 180°. However, the modulation effect remains invariant with varying other solar wind conditions. The function form of such an invariant modulation is found to be sin(θ/2)2.70 + 0.25.