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2022年 53卷 第4期
PDF 26643KB
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2022, 53(4): 379-396.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-010
摘要
摘要:
磁场把太阳的各层大气耦合在一起，并主导着其中的各种物理过程，磁场的演化引发包括太阳爆发在内的活动现象，进而影响着地球的空间环境和人类的生存条件. 要理解发生在太阳大气中的各种活动现象，离不开对其磁场的完整认知. 然而目前对太阳高层大气尤其是日冕的磁场测量仍然严重缺失，这大大限制了人类对太阳活动的研究，制约了太阳物理和空间天气学科的发展. 经过几十年的探索，人们提出了几种可能可用于日冕磁场诊断的方法，包括利用日冕红外谱线的偏振观测、借助射电波段的日冕辐射、通过日冕中各类波动的冕震学诊断以及利用日冕极紫外谱线的磁场诱导跃迁原理对日冕磁场进行测量等. 同时，人们也根据这些方法尝试对日冕磁场进行了测量，取得了一些进展. 本文总结了几种主要的日冕磁场测量方法的原理和重要进展，并对未来的相关研究做了展望.
磁场把太阳的各层大气耦合在一起，并主导着其中的各种物理过程，磁场的演化引发包括太阳爆发在内的活动现象，进而影响着地球的空间环境和人类的生存条件. 要理解发生在太阳大气中的各种活动现象，离不开对其磁场的完整认知. 然而目前对太阳高层大气尤其是日冕的磁场测量仍然严重缺失，这大大限制了人类对太阳活动的研究，制约了太阳物理和空间天气学科的发展. 经过几十年的探索，人们提出了几种可能可用于日冕磁场诊断的方法，包括利用日冕红外谱线的偏振观测、借助射电波段的日冕辐射、通过日冕中各类波动的冕震学诊断以及利用日冕极紫外谱线的磁场诱导跃迁原理对日冕磁场进行测量等. 同时，人们也根据这些方法尝试对日冕磁场进行了测量，取得了一些进展. 本文总结了几种主要的日冕磁场测量方法的原理和重要进展，并对未来的相关研究做了展望.
2022, 53(4): 397-415.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2021-064
摘要:
日冕物质抛射（coronal mass ejection, CME）是一种由太阳的剧烈活动所引发的空间天气现象，如何针对特定的CME/太阳风暴事件了解其日冕/行星际传播及演化过程，预报是否以及何时到达地球轨道，预测近地空间太阳风状态相应的变化，是空间天气科学界一直关注的重要课题之一. CME通常携带巨大的能量，当其到达地球附近空间时，会造成地球附近空间环境的剧烈扰动，从而引发一系列的灾害性空间天气现象，例如地磁暴. 为了能够更好地运用太空资源和发展空间科学，避免遭受由 CME 引发的灾害性空间天气的损害，对 CME 的准确预报的能力就显得尤为重要. 对CME传播过程进行数值模拟是研究CME演化过程和提高CME预报准确性的重要方法. 本文主要介绍了利用数值模拟方法对CME传播过程的最新研究进展. 首先总结了用于CME传播数值模拟的各种模型，包括背景太阳风模型、CME初始化模型、日冕磁场重建模型等，总结了各种模型在CME传播模拟过程中的应用及研究进展. 然后介绍了关于CME偏转方面的模拟研究进展，包括CME在日冕和行星际空间中不同的偏转特征. 接着介绍了CME间的相互作用及其模拟研究的最新动态. 最后提出了CME传播过程模拟研究方向亟待解决的若干问题，并对其发展方向和前景进行展望.
日冕物质抛射（coronal mass ejection, CME）是一种由太阳的剧烈活动所引发的空间天气现象，如何针对特定的CME/太阳风暴事件了解其日冕/行星际传播及演化过程，预报是否以及何时到达地球轨道，预测近地空间太阳风状态相应的变化，是空间天气科学界一直关注的重要课题之一. CME通常携带巨大的能量，当其到达地球附近空间时，会造成地球附近空间环境的剧烈扰动，从而引发一系列的灾害性空间天气现象，例如地磁暴. 为了能够更好地运用太空资源和发展空间科学，避免遭受由 CME 引发的灾害性空间天气的损害，对 CME 的准确预报的能力就显得尤为重要. 对CME传播过程进行数值模拟是研究CME演化过程和提高CME预报准确性的重要方法. 本文主要介绍了利用数值模拟方法对CME传播过程的最新研究进展. 首先总结了用于CME传播数值模拟的各种模型，包括背景太阳风模型、CME初始化模型、日冕磁场重建模型等，总结了各种模型在CME传播模拟过程中的应用及研究进展. 然后介绍了关于CME偏转方面的模拟研究进展，包括CME在日冕和行星际空间中不同的偏转特征. 接着介绍了CME间的相互作用及其模拟研究的最新动态. 最后提出了CME传播过程模拟研究方向亟待解决的若干问题，并对其发展方向和前景进行展望.
2022, 53(4): 416-431.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-013
摘要:
磁层亚暴和磁暴是太阳风—行星磁层耦合过程中发生的能量存储和爆发式释放现象，伴随着复杂的等离子体动力学，对磁层以及整个行星都具有强烈的影响. 它们的发生不仅会通过粒子沉降引发绚丽多彩的极光，还可以通过电磁场影响人类以及其他生物的生产生活. 对地球上的亚暴和磁暴现象的描述与研究至今已有近百年的历史，然而对其他行星上的亚暴以及磁暴的研究在本世纪才兴起. 其中，水星和地球在磁层上（尤其是结构以及驱动模式）最为相似，对它的研究可以帮助我们更好地理解亚暴以及磁暴现象的本质，验证或修正原有的空间物理学观点. 随着信使号（MESSENGER）的发射以及入轨探测，长期稳定的磁场、等离子体原位观测数据使得关于水星磁层的深入研究得到长足的发展. 本文回顾了近十余年以来，对于水星磁层亚暴以及磁暴现象的研究进展.
磁层亚暴和磁暴是太阳风—行星磁层耦合过程中发生的能量存储和爆发式释放现象，伴随着复杂的等离子体动力学，对磁层以及整个行星都具有强烈的影响. 它们的发生不仅会通过粒子沉降引发绚丽多彩的极光，还可以通过电磁场影响人类以及其他生物的生产生活. 对地球上的亚暴和磁暴现象的描述与研究至今已有近百年的历史，然而对其他行星上的亚暴以及磁暴的研究在本世纪才兴起. 其中，水星和地球在磁层上（尤其是结构以及驱动模式）最为相似，对它的研究可以帮助我们更好地理解亚暴以及磁暴现象的本质，验证或修正原有的空间物理学观点. 随着信使号（MESSENGER）的发射以及入轨探测，长期稳定的磁场、等离子体原位观测数据使得关于水星磁层的深入研究得到长足的发展. 本文回顾了近十余年以来，对于水星磁层亚暴以及磁暴现象的研究进展.
2022, 53(4): 432-442.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-005
摘要:
太阳风—磁层耦合过程会产生各种等离子体波，其中超低频波的频率最低（1 mHz～1 Hz）、波长最长（与内磁层磁力线长度相当）、能量密度最大. 超低频波在磁层粒子加速、物质输运和能量转化中起着重要作用. 以往的研究主要关注超低频波的全球性传播和分布特征以及这些波动与磁层能量粒子（辐射带电子和环电流离子）的相互作用过程. 最近几年人们逐渐发现超低频波与低能粒子之间相互作用对磁层动力学过程会产生重要影响. 本文主要综述了以下几个方面的研究进展，包括：（1）多卫星联合观测、多地面台站联合观测、辐射带能量电子的“回旋镖形”投掷角色散特征都证明存在局域性的超低频波，理论和观测表明这类超低频波的存在跟等离子体层羽状结构有关；（2）多卫星观测证明存在等离子体层顶表面波，并且发现“锯齿形”极光的形成跟等离子体层顶表面波有着密切联系；（3）理论和卫星观测表明超低频波可以通过漂移—弹跳共振加速等离子体层低能电子，通过 E × B 调制作用实现对低能离子成分的区分. 最后，本文还总结了超低频波与低能粒子相互作用对磁层动力学过程造成的可能影响，并展望了本研究方向亟待解决的问题.
太阳风—磁层耦合过程会产生各种等离子体波，其中超低频波的频率最低（1 mHz～1 Hz）、波长最长（与内磁层磁力线长度相当）、能量密度最大. 超低频波在磁层粒子加速、物质输运和能量转化中起着重要作用. 以往的研究主要关注超低频波的全球性传播和分布特征以及这些波动与磁层能量粒子（辐射带电子和环电流离子）的相互作用过程. 最近几年人们逐渐发现超低频波与低能粒子之间相互作用对磁层动力学过程会产生重要影响. 本文主要综述了以下几个方面的研究进展，包括：（1）多卫星联合观测、多地面台站联合观测、辐射带能量电子的“回旋镖形”投掷角色散特征都证明存在局域性的超低频波，理论和观测表明这类超低频波的存在跟等离子体层羽状结构有关；（2）多卫星观测证明存在等离子体层顶表面波，并且发现“锯齿形”极光的形成跟等离子体层顶表面波有着密切联系；（3）理论和卫星观测表明超低频波可以通过漂移—弹跳共振加速等离子体层低能电子，通过 E × B 调制作用实现对低能离子成分的区分. 最后，本文还总结了超低频波与低能粒子相互作用对磁层动力学过程造成的可能影响，并展望了本研究方向亟待解决的问题.
2022, 53(4): 443-453.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-012
摘要:
超低频波在日地能量传输和磁层—电离层耦合过程中都扮演着十分重要的角色，其在调节整个太阳—地球系统的能量流方面的研究一直是空间物理领域最重要的研究方向之一. 超低频波是带电粒子在内磁层辐射带中加速和扩散的主要原因之一，磁层中的带电粒子具有典型的垂直于磁场的漂移运动和平行于磁场的弹跳运动，超低频波的频率范围能够覆盖带电粒子的漂移或弹跳频率，因此其与粒子之间会发生共振，超低频波正是通过与电子或离子发生漂移共振或漂移弹跳共振来完成能量的传递，从而实现对带电粒子的加速. 自漂移共振理论提出以来，线性分析方法一直沿用至今，即假定粒子运动遵循未扰轨道，轨道因能量改变而造成的扰动一直被忽略不计. 这一假设只有在粒子能量变化远小于粒子能量本身时才有效，而实际观测中经常存在振幅较大或持续时间较长的超低频波使得粒子能量变化很大，线性理论不再适用. 本文结合理论分析、卫星观测总结了极向模和环向模超低频波与内磁层带电粒子的非线性漂移共振作用，给出了线性方法与非线性方法的使用范围，并从观测上给出了识别非线性漂移共振发生的方法.
超低频波在日地能量传输和磁层—电离层耦合过程中都扮演着十分重要的角色，其在调节整个太阳—地球系统的能量流方面的研究一直是空间物理领域最重要的研究方向之一. 超低频波是带电粒子在内磁层辐射带中加速和扩散的主要原因之一，磁层中的带电粒子具有典型的垂直于磁场的漂移运动和平行于磁场的弹跳运动，超低频波的频率范围能够覆盖带电粒子的漂移或弹跳频率，因此其与粒子之间会发生共振，超低频波正是通过与电子或离子发生漂移共振或漂移弹跳共振来完成能量的传递，从而实现对带电粒子的加速. 自漂移共振理论提出以来，线性分析方法一直沿用至今，即假定粒子运动遵循未扰轨道，轨道因能量改变而造成的扰动一直被忽略不计. 这一假设只有在粒子能量变化远小于粒子能量本身时才有效，而实际观测中经常存在振幅较大或持续时间较长的超低频波使得粒子能量变化很大，线性理论不再适用. 本文结合理论分析、卫星观测总结了极向模和环向模超低频波与内磁层带电粒子的非线性漂移共振作用，给出了线性方法与非线性方法的使用范围，并从观测上给出了识别非线性漂移共振发生的方法.
2022, 53(4): 454-465.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-006
摘要:
地球等离子体层是向阳侧中低纬度电离层沿着闭合磁力线向上的自然延伸，其中所出现的一类频率覆盖数十赫兹至数千赫兹的哨声模波动称为等离子体层嘶声. 自发现以来，等离子体层嘶声就被广泛认为是沉降损失辐射带高能电子的主要等离子体波动之一. 但是，等离子体层嘶声的起源一直没有定论. 潜在的来源分成两类：一类为等离子体层内部背景等离子体噪声，另一类为等离子体层外部波动. 2012年发射升空的Van Allen Probes 搭载了完备的磁层粒子、场和波动探测仪器，为这一问题的解决带来了新的机遇. 本文综述了近5年来利用Van Allen Probes探索等离子体层嘶声内部源区的研究工作，强调背景等离子体噪声可以通过高能电子线性和非线性不稳定性叠加放大成可观测的嘶声，突出内源的广泛分布特性，即在结构上涵盖等离子体层核心和羽流，在地方时上涵盖向阳和背阳侧等离子体层，在径向距离上涵盖外层和内层等离子体层.
2022, 53(4): 466-477.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2021-047
摘要:
本文综述了不同类型电离层场向电流（亦称为Birkeland电流）及其在地磁扰动（磁暴和亚暴）期间的时空分布特征. 首先简述了场向电流近70年的研究历程，总结了各种与太阳风—行星际磁场（interplanetary magnetic field, IMF）、电离层电导率空间分布不均匀相关的1区和2区场向电流，北向、晨昏向IMF相关的场向电流，IMF Bx场向电流，电离层终端场向电流的典型分布特征及其研究进展. 随后总结了磁暴期间场向电流的空间分布（即电流中心位置）、电流强度随磁暴相的时空变化规律，及其与太阳风—磁层耦合过程的关系. 接着介绍了亚暴期间夜侧单、双电流楔模式、晨侧电流楔模式、电离层远程和局地闭合通道等几种不同的场向电流物理模型以及相关研究动态. 最后，在此基础上展望未来，提出了几个尚待解决的科学问题.
本文综述了不同类型电离层场向电流（亦称为Birkeland电流）及其在地磁扰动（磁暴和亚暴）期间的时空分布特征. 首先简述了场向电流近70年的研究历程，总结了各种与太阳风—行星际磁场（interplanetary magnetic field, IMF）、电离层电导率空间分布不均匀相关的1区和2区场向电流，北向、晨昏向IMF相关的场向电流，IMF Bx场向电流，电离层终端场向电流的典型分布特征及其研究进展. 随后总结了磁暴期间场向电流的空间分布（即电流中心位置）、电流强度随磁暴相的时空变化规律，及其与太阳风—磁层耦合过程的关系. 接着介绍了亚暴期间夜侧单、双电流楔模式、晨侧电流楔模式、电离层远程和局地闭合通道等几种不同的场向电流物理模型以及相关研究动态. 最后，在此基础上展望未来，提出了几个尚待解决的科学问题.
2022, 53(4): 478-487.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-002
摘要:
太阳风是天然的磁流体湍流实验室. 当前流行的描述磁流体湍流的临界平衡串级模型，预测平行局地背景磁场的谱指数为−2. 小波变换分析和结构函数分析是得到相对于局地背景磁场的谱指数各向异性的两个主要方法. 前人的工作得到了太阳风中平行局地背景磁场的谱指数为−2的观测结果. 然而，这一结果被认为是受到了太阳风中的间歇或结构的影响. 一方面，去除间歇后，小波变换分析得到的平行谱指数为−1.63. 去除结构后，结构函数分析得到的平行谱指数为−1.63. 两个方法得到的结果都不支持临界平衡串级模型在太阳风中的应用. 另一方面，前人利用小波变换分析，考虑平行和垂直磁场条件的精确性，发现当要求严格平行局地背景磁场条件下的谱指数为−1.75，也不支持临界平衡串级. 我们采用结构函数分析方法，利用WIND卫星在拉格朗日1点观测的高速太阳风数据，分析了磁场和速度的结构函数指数的各向异性. 研究发现，基于更严格的局地平行条件，平行局地背景磁场的磁场结构函数指数为−0.67，平行局地背景磁场的速度结构函数指数为−0.55，在误差范围内，两者均与垂直局地背景磁场的指数接近. 结果显示，中等振幅扰动的指数也是各向同性的. 这一结果不支持临界平衡串级应用于描述太阳风湍流，为发展新的理论模型提供了观测依据.
太阳风是天然的磁流体湍流实验室. 当前流行的描述磁流体湍流的临界平衡串级模型，预测平行局地背景磁场的谱指数为−2. 小波变换分析和结构函数分析是得到相对于局地背景磁场的谱指数各向异性的两个主要方法. 前人的工作得到了太阳风中平行局地背景磁场的谱指数为−2的观测结果. 然而，这一结果被认为是受到了太阳风中的间歇或结构的影响. 一方面，去除间歇后，小波变换分析得到的平行谱指数为−1.63. 去除结构后，结构函数分析得到的平行谱指数为−1.63. 两个方法得到的结果都不支持临界平衡串级模型在太阳风中的应用. 另一方面，前人利用小波变换分析，考虑平行和垂直磁场条件的精确性，发现当要求严格平行局地背景磁场条件下的谱指数为−1.75，也不支持临界平衡串级. 我们采用结构函数分析方法，利用WIND卫星在拉格朗日1点观测的高速太阳风数据，分析了磁场和速度的结构函数指数的各向异性. 研究发现，基于更严格的局地平行条件，平行局地背景磁场的磁场结构函数指数为−0.67，平行局地背景磁场的速度结构函数指数为−0.55，在误差范围内，两者均与垂直局地背景磁场的指数接近. 结果显示，中等振幅扰动的指数也是各向同性的. 这一结果不支持临界平衡串级应用于描述太阳风湍流，为发展新的理论模型提供了观测依据.
2022, 53(4): 488-496.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-004
摘要:
火星空间环境中不同区域的电子分布在行星演化过程中扮演了重要的角色. 然而，整个火星空间环境中电子的分布情况目前还不清楚. 本文使用MAVEN航天器2015～2020年共6年的观测数据，统计研究了不同能量（30～5000 eV和20～1000 keV）的电子对应的微分能量通量在整个火星空间环境中的分布. 通过统计研究，我们发现30～1000 eV范围的电子主要分布在磁鞘中. 其中，30～50 eV范围的电子在远磁尾−2.8RM <XMSO < −2RM、−1RM < YMSO <1RM、−1RM < ZMSO <1RM区域的通量显著降低，50～100 eV范围的电子通量在整个磁尾区域都比较低. 100～1000 eV范围的电子主要集中分布在感应磁层顶上游−1RM < YMSO < 1RM、−1.5RM < ZMSO < 1.5RM 区域，该分布特征100～500 eV范围的电子最为明显. 而1000～5000 eV范围，通量达105 eV/(cm2·s·sr·eV)以上的高能电子出现在火星磁鞘和弓激波附近以及远磁尾区域（−2.8RM < XMSO <−2RM、−2RM < YMSO < 2RM、−1RM < ZMSO < 1RM）；并且在这些区域，20～1000 keV范围的高能电子通量也达到102 keV/(cm2·s·sr·keV)以上. 另外，20～1000 keV范围的通量在102 keV/(cm2·s·sr·keV)以上的高能电子在火星空间环境中的分布非常离散.
火星空间环境中不同区域的电子分布在行星演化过程中扮演了重要的角色. 然而，整个火星空间环境中电子的分布情况目前还不清楚. 本文使用MAVEN航天器2015～2020年共6年的观测数据，统计研究了不同能量（30～5000 eV和20～1000 keV）的电子对应的微分能量通量在整个火星空间环境中的分布. 通过统计研究，我们发现30～1000 eV范围的电子主要分布在磁鞘中. 其中，30～50 eV范围的电子在远磁尾−2.8RM <XMSO < −2RM、−1RM < YMSO <1RM、−1RM < ZMSO <1RM区域的通量显著降低，50～100 eV范围的电子通量在整个磁尾区域都比较低. 100～1000 eV范围的电子主要集中分布在感应磁层顶上游−1RM < YMSO < 1RM、−1.5RM < ZMSO < 1.5RM 区域，该分布特征100～500 eV范围的电子最为明显. 而1000～5000 eV范围，通量达105 eV/(cm2·s·sr·eV)以上的高能电子出现在火星磁鞘和弓激波附近以及远磁尾区域（−2.8RM < XMSO <−2RM、−2RM < YMSO < 2RM、−1RM < ZMSO < 1RM）；并且在这些区域，20～1000 keV范围的高能电子通量也达到102 keV/(cm2·s·sr·keV)以上. 另外，20～1000 keV范围的通量在102 keV/(cm2·s·sr·keV)以上的高能电子在火星空间环境中的分布非常离散.
