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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. 相似文献
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本文利用行星际起伏通过激波后的变化的MHD模型, 具体讨论了地球磁鞘中磁场起伏特性在黄道面内的分布.主要结果是:(1)行星际磁场起伏的强度和各向异性在磁鞘中被显著放大;(2)行星际磁场基本位于黄道面内时, 磁鞘中磁场起伏特性(强度、相对起伏和各向异性等)呈现明显的晨一昏不对称性, 早晨侧(准平行激波)显著地高于黄昏侧(准垂直激波);(3)行星际磁场方向对磁场起伏特性在磁鞘中的分布有强烈的控制作用, 早晨侧响应灵敏, 黄昏侧反响不大.相对地讲, 黄昏侧的磁活动较之早晨侧稳定;(4)行星际磁场转南的增强将导致磁鞘中磁场起伏的最大区域自黄道面低纬向北极高纬移动, 南-北不对称性磁活动随之加强, 最强大致出现在磁场与黄道面相交成大约45°时, 而晨-昏不对称性的强弱程度则发生相反变化;(5)行星际磁场的相对起伏增加, 晨-昏不对称性反随之减弱.磁鞘中磁场起伏分布的特性与卫星观测大体符合, 是磁顶、边界层某些晨-管不对称性出现的可能起因之一. 相似文献
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通常认为,同步轨道区的电子通量增加是由于磁暴或者上游太阳风高速流的扰动所引起.近来的观测表明,起源于太阳活动的行星际高能电子也是引起同步轨道电子通量增加的重要原因之一.Zhao等在研究2000年7月14日太阳剧烈活动时发现,同步轨道区相对论电子通量巨幅增加时没有观察到上游太阳风高速流的扰动,并且磁暴发生在电子通量事件之后.采用解析磁场模型和实际磁场模型(T96模型)模拟来自太阳的相对论电子在磁尾中的运动特性.计算结果表明,当行星际磁场南向时,进入到磁尾的行星际相对论电子可以从较远的磁尾区域运动到同步轨道区域.这一研究结果从理论上论证了起源于太阳活动的高能电子可以对同步轨道区相对论电子通量的增加产生重要的作用. 相似文献
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木星具有太阳系最强的行星磁场,是木星探测面临的基本环境。首先对磁场环境及其数学模型进行了调研,并在研究木星磁场模型以及磁场的数学原理的基础上,使用MATLAB数学工具实现了木星主磁场的计算,对VIP4、VIT4、O6和V1_17ev(eigenvector,特征向量)4个模型与磁测数据进行了对比及分析。研究结果表明这4个模型计算得到的磁场强度范围较为一致,但在全球磁场分布上存在差异,尤其是对磁南极位置的识别上,4个模型的结果都不相同;在对模型计算结果与探测数据的探讨分析中,发现4个模型与探测数据的符合较为一致,偏差均较小。可为木星探测的环境保障提供必要的理论基础和计算模型支撑。 相似文献
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考虑太阳风动压与行星电离层中的带电粒子热压及磁压之和平衡,建立了有大气(电离层)的行星磁层顶形成的理论模型,结合卫星对火星的观测数据,对子午面内向日侧火星磁层顶位形进行了数值计算和分析,研究了火星磁层顶位形及其与太阳风动压之间的变化关系.结果认为,火星磁层顶位形与地球磁层顶相似.太阳风动压越大,火星磁层顶越靠近火星;太阳风动压越弱,火星磁层顶越远离火星.根据火星内秉磁矩从古到今逐渐减小的观点,探索了大尺度磁场(内禀磁矩)对火星磁层顶的贡献作用,结果认为大尺度磁场越强,火星磁层顶越远离行星.这对于进一步研究火星磁层的长期演化以及其他行星磁层的位形变化都具有重要的意义. 相似文献
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火星空间磁场结构特征 总被引:1,自引:0,他引:1
在火星空间模拟的单流体MHD模型的基础上, 研究了火星空间磁场结构及火星表面局部磁异常对磁场结构的影响. 在太阳风与火星相互作用的过程中, 形成弓激波和磁堆积区, 行星际磁场弯曲并向两极移动且被拖拽变形, 大部分磁力线从火星两极绕过, 通过火星之后在磁尾留下V字形结构. 火星表面附近局部磁异常也对火星磁场结构产生不可忽视的影响. 不同位置和强度的磁异常与太阳风相互作用形成结构及形态各异的微磁层, 如被拖拽的微磁层和存在开磁力线的微磁层等. 局部磁异常改变了近火磁场结构, 并可能改变等离子体的分布. 相似文献
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模拟太阳风电子向月表运动的轨迹, 研究由于月表磁异常的存在造成的电子反射运动. 首先设定行星际磁场Bsw 指向月球并与月表垂直, 将月表的磁异常区看成是一个磁偶极子, 偶极矩大小为Mcb; 然后分别考察该偶极矩与行星际磁场方向平行, 反平行以及±90° 的情形, 通过计算发现, 被反射的电子数目会随着磁偶极矩和行星际磁场的方向改变而改变. 在偶极矩与行星际磁场平行的情况下, 反射率最大; 随着夹角的增大, 反射率减小. 这些结果为利用电子反射法高精度遥测月表磁场提供了很重要的信息. 相似文献
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1994年2月21日行星际激波引起的磁暴 总被引:2,自引:0,他引:2
利用Imp-8,Geotail和Goes-6等卫星资料,研究了1994年2月21日0900UT到达地球磁层的行星际激波引起的磁暴期间,从太阳风向磁层传输能量的有关问题.结果指出:(1)南向行星际磁场(IMF)的长持续时间不是太阳风向磁层输能的必要条件.南北振荡的,较强IMF也能产生显著的能量传输;(2)行星际扰动磁场通过弓激波和磁层顶后扰动磁能增加,增幅将近5倍;(3)在磁层内扰动磁场的Bz分量在1×10-4Hz附近显著被吸收.这一低频扰动磁场可能是磁暴期间导致氧离子和质子等环电流粒子向内扩散并被加速的原因之一. 相似文献
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行星际日冕物质抛射(Interplanetary Coronal Mass Ejection,ICME)与地球磁层相互作用并带来地磁暴等地磁扰动.从Richardson和Cane提供的近地球ICME列表中筛选出ICME事件集,基于ICME扰动期间的行星际等离子体与磁场数据提取出特征.通过计算各特征的费舍尔分值(Fisher Score),对这些特征进行选择,发现行星际磁场南北向分量持续时间小于-10nT且激波等扰动所带来的ICME扰动开始时,太阳风速度的增量等特征与ICME事件的地磁效应密切相关.这与现有的传统统计研究结果一致.以这些特征为基础,训练得到的径向基函数支持向量机能够以0.78±0.08的准确率判断ICME事件是否会产生中等及以上强度的地磁暴(Dst ≤-50nT). 相似文献
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正自1995年瑞士天文学家发现第一颗围绕类太阳恒星公转的行星飞马座51b以来,对太阳系外行星的搜寻和研究就逐渐发展成为当代天文学最前沿、最热门、最令公众感兴趣的领域。从事这方面观测的天文学家,被人们形象化地称为"行星猎人"。在行星猎人的不懈努力下,到2018年3月 相似文献
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通过分析太阳风-磁层-电离层系统的三维全球磁流体力学(MHD)模型的计算数据, 给出了正午-午夜子午面磁层顶位形的定量模型. 分析表明, 正午-午夜子午面磁层顶位形可以用文献[3]提出的基于卫星观测数据的、描述赤道面磁层顶位形的函数来描述. 与赤道面磁层顶不同, 正午-午夜子午面磁层顶位形更为复杂. 在忽略极尖区(cusp)的简化条件下, 磁层顶位形仍需利用两条曲线来拟合. 太阳风动压Dp与行星际磁场分量Bz是控制磁层顶位形的主要因素. 行星际磁场为北向时, 磁场增强, 日下点距离r0增大; 行星际磁场为南向时, 磁场增强, 磁层顶日下点距离r0减小. 整体而言, 行星际磁场分量Bz由南转北时, r0增大, 且Bz对r0的影响减弱. 太阳风动压Dp是控制磁层顶日下点的主要因素, Dp增大, r0减小. 磁层顶位形的另一个参数磁层顶磁尾张角α, 随着行星际磁场南向分量增强而增大, 即磁层顶张开程度更加显著, 更多的磁通量由向阳侧传输到夜侧; Dp增大, α略增大, 这意味着Dp对磁通量由日侧向夜侧的传输也有一定的贡献. 相似文献