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2022年 53卷 第5期
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2022, 53(5): 497-516.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-022
摘要
摘要:
剧烈的太阳爆发活动，如耀斑和日冕物质抛射等，是地球与行星空间天气变化的主要驱动源. 因此理解太阳爆发机理、进而预测太阳爆发是实现空间天气准确定量预报的重要前提. 太阳爆发的根源在于日冕磁场的复杂结构和演化. 研究太阳爆发活动相关的日冕磁场，关键在于获得日冕三维磁场的数据，从而基于磁场进行深入分析. 由于太阳日冕磁场难以直接测量，人们主要基于光球磁图，采用一定的物理模型，并通过数值方法来求解，从而对三维日冕磁场进行静态重建和动态模拟. 近年来人们在太阳爆发三维复杂磁结构研究方面取得一系列重要进展，包括发展新的日冕磁场外推方法、开发由时序矢量磁图数据驱动的磁流体日冕演化模式，这些新方法在刻画日冕复杂磁场形成与演化、揭示爆发物理机制方面发挥了巨大的优势：例如能够完整追溯日冕磁通量绳的产生历程、分析光球运动对其形成的具体作用、诊断其不稳定性，并真实再现其爆发的三维磁场演化. 通过结合观测和模拟对磁拓扑和演化的深入分析，显著拓展了我们对日冕三维磁场复杂性的认识，并将不断刷新我们对太阳爆发机制的理解.
剧烈的太阳爆发活动，如耀斑和日冕物质抛射等，是地球与行星空间天气变化的主要驱动源. 因此理解太阳爆发机理、进而预测太阳爆发是实现空间天气准确定量预报的重要前提. 太阳爆发的根源在于日冕磁场的复杂结构和演化. 研究太阳爆发活动相关的日冕磁场，关键在于获得日冕三维磁场的数据，从而基于磁场进行深入分析. 由于太阳日冕磁场难以直接测量，人们主要基于光球磁图，采用一定的物理模型，并通过数值方法来求解，从而对三维日冕磁场进行静态重建和动态模拟. 近年来人们在太阳爆发三维复杂磁结构研究方面取得一系列重要进展，包括发展新的日冕磁场外推方法、开发由时序矢量磁图数据驱动的磁流体日冕演化模式，这些新方法在刻画日冕复杂磁场形成与演化、揭示爆发物理机制方面发挥了巨大的优势：例如能够完整追溯日冕磁通量绳的产生历程、分析光球运动对其形成的具体作用、诊断其不稳定性，并真实再现其爆发的三维磁场演化. 通过结合观测和模拟对磁拓扑和演化的深入分析，显著拓展了我们对日冕三维磁场复杂性的认识，并将不断刷新我们对太阳爆发机制的理解.
2022, 53(5): 517-531.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-014
摘要:
地球磁鞘是位于弓激波和磁层顶之间的过渡区域. 磁鞘作为太阳风和地球磁层直接作用的区域，其间发生的物理过程对磁层有着直接的影响，因此磁鞘的研究对于理解磁层动力学过程以及空间天气等具有重要的意义. 地球磁鞘是研究等离子体动力学的天然实验室，在磁鞘中存在着多种多样的结构和波动现象；同时，磁鞘等离子体的湍动特性也为研究等离子体湍流提供了良好的条件. 近年来，得益于Cluster和MMS等卫星的高精度等离子体和电磁场数据，磁鞘中的一些等离子体动力学过程得到了深入的研究. 本文主要回顾近年来国内学者利用Cluster和MMS卫星数据在研究地球磁鞘的结构、波动和湍流方面取得的最新进展，同时也提出了一些尚未解决的问题和未来可能研究的方向.
地球磁鞘是位于弓激波和磁层顶之间的过渡区域. 磁鞘作为太阳风和地球磁层直接作用的区域，其间发生的物理过程对磁层有着直接的影响，因此磁鞘的研究对于理解磁层动力学过程以及空间天气等具有重要的意义. 地球磁鞘是研究等离子体动力学的天然实验室，在磁鞘中存在着多种多样的结构和波动现象；同时，磁鞘等离子体的湍动特性也为研究等离子体湍流提供了良好的条件. 近年来，得益于Cluster和MMS等卫星的高精度等离子体和电磁场数据，磁鞘中的一些等离子体动力学过程得到了深入的研究. 本文主要回顾近年来国内学者利用Cluster和MMS卫星数据在研究地球磁鞘的结构、波动和湍流方面取得的最新进展，同时也提出了一些尚未解决的问题和未来可能研究的方向.
2022, 53(5): 532-543.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-017
摘要:
空间等离子体环境中存在着大量尺度不一的电磁结构，如电流片、磁洞、磁通量绳等，它们的尺度大至磁流体动力学尺度，小至离子甚至电子动理学尺度. 随着卫星观测水平的提高，人们已对这些结构内的电磁场和粒子分布拥有了更多的认知，但仅借助观测本身仍难以完整描述它们的三维结构. 因此，对这些结构开展理论和数值模拟研究极为重要. 本文简要介绍了一种对空间电磁结构进行理论建模的通用框架，即从Vlasov-Maxwell方程出发构建动理学平衡态自洽解，再将其与卫星观测进行对比. 近年来，这套方法已被广泛应用于对空间电磁结构的建模和重构，证实了动理学平衡态结构在空间中的大量存在. 同时，这种方法也可以作为初始条件应用于结构演化的模拟. 最后，本文指出了这一方法目前存在的问题，并提出了几个可能的发展方向.
空间等离子体环境中存在着大量尺度不一的电磁结构，如电流片、磁洞、磁通量绳等，它们的尺度大至磁流体动力学尺度，小至离子甚至电子动理学尺度. 随着卫星观测水平的提高，人们已对这些结构内的电磁场和粒子分布拥有了更多的认知，但仅借助观测本身仍难以完整描述它们的三维结构. 因此，对这些结构开展理论和数值模拟研究极为重要. 本文简要介绍了一种对空间电磁结构进行理论建模的通用框架，即从Vlasov-Maxwell方程出发构建动理学平衡态自洽解，再将其与卫星观测进行对比. 近年来，这套方法已被广泛应用于对空间电磁结构的建模和重构，证实了动理学平衡态结构在空间中的大量存在. 同时，这种方法也可以作为初始条件应用于结构演化的模拟. 最后，本文指出了这一方法目前存在的问题，并提出了几个可能的发展方向.
2022, 53(5): 544-555.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-026
摘要:
磁场重联是等离子体中磁能转化为等离子体能量的重要物理机制之一，与太空中许多爆发现象密切相关. 磁场重联是一个跨尺度的物理过程，其中发生在电子尺度的物理过程是影响重联触发和快速进行的关键，因此一直备受关注. 2015年磁层多尺度（MMS）卫星发射后，其提供的前所未有的高精度观测数据使我们对电子尺度的物理过程有了新的认识. 文章主要根据MMS卫星的观测结果，对磁场重联中电子尺度物理过程的最新研究进展进行了简要总结. 我们将重联区域划分为电子扩散区、离子扩散区以及重联出流区，从多个角度总结了其中发生的电子尺度物理过程，主要涉及以下内容：电子扩散区在入流或出流方向上可以形成多层结构，其形成过程可能涉及到多种不稳定性；电子扩散区内的新月形分布受Hall电场以及电子曲折运动等多种因素的影响，使得某些情况下该区域内的电子分布不再呈现出新月形分布；电子扩散区内的等离子体波动可以有效地加热电子以及提供反常电阻来打破磁冻结条件，在重联中起到了关键作用；电子扩散区中的非理想电场可以由电子压强张量项平衡，但有些事件中反常电阻项可能占据主导；离子扩散区中电子尺度相干结构的形成和演化过程对能量转换和耗散十分重要，包括磁岛合并驱动的湍流过程、开尔文—亥姆霍兹不稳定性触发的次级重联以及动理学尺度磁洞的形成等；重联出流区中磁通量绳之间的合并以及磁通量绳与背景磁场的重联可以通过多尺度耦合释放磁能，并且磁通量绳内部可以通过多种加速机制激发高能电子的产生；重联锋面附近往往对应着各种等离子体不稳定性以及强电流结构，在磁能释放中起到了重要作用. 此外，我们简单探讨了磁场重联在电子尺度的触发机制，如湍流中的唯电子重联以及磁尾由电子动理学驱动的磁重联等. 最后讨论了多尺度耦合过程在磁重联中的重要性以及目前尚未解决的部分关键科学问题.
磁场重联是等离子体中磁能转化为等离子体能量的重要物理机制之一，与太空中许多爆发现象密切相关. 磁场重联是一个跨尺度的物理过程，其中发生在电子尺度的物理过程是影响重联触发和快速进行的关键，因此一直备受关注. 2015年磁层多尺度（MMS）卫星发射后，其提供的前所未有的高精度观测数据使我们对电子尺度的物理过程有了新的认识. 文章主要根据MMS卫星的观测结果，对磁场重联中电子尺度物理过程的最新研究进展进行了简要总结. 我们将重联区域划分为电子扩散区、离子扩散区以及重联出流区，从多个角度总结了其中发生的电子尺度物理过程，主要涉及以下内容：电子扩散区在入流或出流方向上可以形成多层结构，其形成过程可能涉及到多种不稳定性；电子扩散区内的新月形分布受Hall电场以及电子曲折运动等多种因素的影响，使得某些情况下该区域内的电子分布不再呈现出新月形分布；电子扩散区内的等离子体波动可以有效地加热电子以及提供反常电阻来打破磁冻结条件，在重联中起到了关键作用；电子扩散区中的非理想电场可以由电子压强张量项平衡，但有些事件中反常电阻项可能占据主导；离子扩散区中电子尺度相干结构的形成和演化过程对能量转换和耗散十分重要，包括磁岛合并驱动的湍流过程、开尔文—亥姆霍兹不稳定性触发的次级重联以及动理学尺度磁洞的形成等；重联出流区中磁通量绳之间的合并以及磁通量绳与背景磁场的重联可以通过多尺度耦合释放磁能，并且磁通量绳内部可以通过多种加速机制激发高能电子的产生；重联锋面附近往往对应着各种等离子体不稳定性以及强电流结构，在磁能释放中起到了重要作用. 此外，我们简单探讨了磁场重联在电子尺度的触发机制，如湍流中的唯电子重联以及磁尾由电子动理学驱动的磁重联等. 最后讨论了多尺度耦合过程在磁重联中的重要性以及目前尚未解决的部分关键科学问题.
2022, 53(5): 556-566.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-021
摘要:
地球环电流主要分布在赤道附近约2～7 个地球半径的区域，是地球磁层最重要的电流系统之一. 高能离子（~1 keV 到数百 keV），例如质子和氧离子，被认为是环电流的主要载流子. 地球磁暴期间环电流的增强被广泛认为是地球表面水平磁场扰动的主要原因. 在磁暴主相之后，环电流通常需要几天（即磁暴恢复相）才能恢复到平静时期的水平. 本文介绍了不同种类的粒子，特别是氧离子，对环电流的相对贡献以及环电流在磁暴恢复相期间的损失情况. 在高极光电集流水平时，不同种类粒子的等离子体压强显著增加，其中H+离子的压强主要分布在等离子体层内，并始终占主导地位. 重离子和电子的压强在等离子体层外增加，形成强烈的晨昏不对称性，并分别在黄昏和黎明侧达到峰值. 此外，无论是平静时期还是活跃时期，能量从50 keV到几百keV的氢离子贡献的压强是环电流等离子体压强的主要组成部分，而氦的贡献一般较小. 在活跃时期，10 keV < E < 50 keV的O+离子和0.1 keV < E < 40 keV的电子的贡献逐渐变得显著，它们在夜侧的贡献分别超过25%和20%. O+离子对环电流的贡献与地磁活动密切相关. 在sym-H值小于−60 nT的大磁暴中，无一例外的总是存在丰富的O+离子，其相对压强贡献可以和H+离子相当（O+离子压强与H+离子压强比R>0.8），在L小于3的情况下，其相对压强的贡献量有时甚至会大于H+离子. 与没有O+离子贡献环电流的情况相比，当O+离子对环电流有明显贡献时，O+离子和等离子体总压强明显增大，随着sym-H的减小，压强峰值向低L值移动. 此外，当sym-H小于−60 nT时，在大多数L壳层上没有O+离子的概率都为0. 这些观测特征都表明，在地磁活跃时期，O+离子在环电流中起重要作用，可以说，没有O+离子就没有磁暴. 另一方面，在地磁相对平静的情况下，R值越小，O+离子不出现的概率越高. 这种强相关性表明，在地磁平静的情况下，O+离子总是不存在的. 在磁暴恢复阶段，H+离子和O+离子的寿命普遍随着 L 值的增加而增长，当粒子能量 < ~50 keV 时，H+离子的寿命比O+离子的寿命短，而当能量> ~50 keV 时情况相反，这与理论预测是一致的. 同时，理论计算得到的电荷交换寿命与观测结果基本一致，这证实了电荷交换是磁暴恢复相期间环电流离子损失的主要机制.
地球环电流主要分布在赤道附近约2～7 个地球半径的区域，是地球磁层最重要的电流系统之一. 高能离子（~1 keV 到数百 keV），例如质子和氧离子，被认为是环电流的主要载流子. 地球磁暴期间环电流的增强被广泛认为是地球表面水平磁场扰动的主要原因. 在磁暴主相之后，环电流通常需要几天（即磁暴恢复相）才能恢复到平静时期的水平. 本文介绍了不同种类的粒子，特别是氧离子，对环电流的相对贡献以及环电流在磁暴恢复相期间的损失情况. 在高极光电集流水平时，不同种类粒子的等离子体压强显著增加，其中H+离子的压强主要分布在等离子体层内，并始终占主导地位. 重离子和电子的压强在等离子体层外增加，形成强烈的晨昏不对称性，并分别在黄昏和黎明侧达到峰值. 此外，无论是平静时期还是活跃时期，能量从50 keV到几百keV的氢离子贡献的压强是环电流等离子体压强的主要组成部分，而氦的贡献一般较小. 在活跃时期，10 keV < E < 50 keV的O+离子和0.1 keV < E < 40 keV的电子的贡献逐渐变得显著，它们在夜侧的贡献分别超过25%和20%. O+离子对环电流的贡献与地磁活动密切相关. 在sym-H值小于−60 nT的大磁暴中，无一例外的总是存在丰富的O+离子，其相对压强贡献可以和H+离子相当（O+离子压强与H+离子压强比R>0.8），在L小于3的情况下，其相对压强的贡献量有时甚至会大于H+离子. 与没有O+离子贡献环电流的情况相比，当O+离子对环电流有明显贡献时，O+离子和等离子体总压强明显增大，随着sym-H的减小，压强峰值向低L值移动. 此外，当sym-H小于−60 nT时，在大多数L壳层上没有O+离子的概率都为0. 这些观测特征都表明，在地磁活跃时期，O+离子在环电流中起重要作用，可以说，没有O+离子就没有磁暴. 另一方面，在地磁相对平静的情况下，R值越小，O+离子不出现的概率越高. 这种强相关性表明，在地磁平静的情况下，O+离子总是不存在的. 在磁暴恢复阶段，H+离子和O+离子的寿命普遍随着 L 值的增加而增长，当粒子能量 < ~50 keV 时，H+离子的寿命比O+离子的寿命短，而当能量> ~50 keV 时情况相反，这与理论预测是一致的. 同时，理论计算得到的电荷交换寿命与观测结果基本一致，这证实了电荷交换是磁暴恢复相期间环电流离子损失的主要机制.
2022, 53(5): 567-579.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-032
摘要:
哨声模合声波是地球磁层中常见且重要的电磁波动，其扫频结构的激发机制经过了近几十年的研究取得了重要进展. 本文以合声波扫频结构激发模型的发展为脉络，结合卫星观测和数值模拟方法，讨论波动扫频结构的激发条件，扫频激发过程中的非线性波粒相互作用，以及历史上两类主流的合声波激发模型. 其中一种模型的扫频率正比于背景磁场不均匀度，与地球磁层中的观测吻合较好，但无法解释均匀磁场下的扫频；另一种正比于波动振幅，可以被自洽的粒子模拟所验证，但两种扫频率的形式迥异. 本文将重点回顾最新提出的命名为“TaRA”（Trap-Release-Amplify）的理论模型. 该模型根据波动传播方向，将空间中赤道附近区域（即波动源区）分为上下游. 这两个区域在波动激发过程中扮演着不同的角色. 在下游区域，非线性波粒相互作用形成了相干的电子相空间结构；而在上游区域，当满足相位锁定条件时，为使得波动和粒子能量传输达到最大化，电子会选择性放大新的波动，造成波动扫频结构的形成. 本文还将比较TaRA模型与过去两类主流模型的异同. 合声波扫频机制的研究不仅可以解释与合声波精细结构有关的特征，加深理解波粒相互作用的非线性过程，还可以用于解释其他相关现象，如均匀磁场中合声波的扫频结构、地球磁层中电磁离子回旋波的扫频结构，以及存在于其它行星上的相关波动的扫频结构.
哨声模合声波是地球磁层中常见且重要的电磁波动，其扫频结构的激发机制经过了近几十年的研究取得了重要进展. 本文以合声波扫频结构激发模型的发展为脉络，结合卫星观测和数值模拟方法，讨论波动扫频结构的激发条件，扫频激发过程中的非线性波粒相互作用，以及历史上两类主流的合声波激发模型. 其中一种模型的扫频率正比于背景磁场不均匀度，与地球磁层中的观测吻合较好，但无法解释均匀磁场下的扫频；另一种正比于波动振幅，可以被自洽的粒子模拟所验证，但两种扫频率的形式迥异. 本文将重点回顾最新提出的命名为“TaRA”（Trap-Release-Amplify）的理论模型. 该模型根据波动传播方向，将空间中赤道附近区域（即波动源区）分为上下游. 这两个区域在波动激发过程中扮演着不同的角色. 在下游区域，非线性波粒相互作用形成了相干的电子相空间结构；而在上游区域，当满足相位锁定条件时，为使得波动和粒子能量传输达到最大化，电子会选择性放大新的波动，造成波动扫频结构的形成. 本文还将比较TaRA模型与过去两类主流模型的异同. 合声波扫频机制的研究不仅可以解释与合声波精细结构有关的特征，加深理解波粒相互作用的非线性过程，还可以用于解释其他相关现象，如均匀磁场中合声波的扫频结构、地球磁层中电磁离子回旋波的扫频结构，以及存在于其它行星上的相关波动的扫频结构.
2022, 53(5): 580-596.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-025
摘要:
在强地磁扰动时期，电离层重离子如O+离子与磁层注入的阿尔芬波在发生波粒相互作用后，会横向加速成为超热离子，通过磁镜力向上加速外流到磁层. 这一类超热O+离子外流会显著影响太阳风—磁层—电离层耦合系统的动力学过程. 本文重点讨论了电离层O+离子外流在磁层的分布特征，以及这一类外流对磁层对流模式的影响. 电离层外流入磁层的O+离子存在“速度过滤效应”，即外流离子的分布由离子外流速率决定. 对于初始场向速度较快（约50 km/s）且温度较高（约100 eV）的外流O+离子，它们更容易直接流到远磁尾损失掉，这对磁层结构的影响较弱. 而初始场向速度较慢（约3 km/s）温度较低（约1 eV）的外流O+离子，会在对流环流中被加热并填充内磁层和等离子片区域. 这会显著影响环电流和重联过程，并改变Dst指数. 即指一类速度在3 km/s量级的O+离子外流相比更快的外流可以更显著的磁层物质成分和磁场拓扑结构. 电离层O+离子外流与夜侧重联区相互作用，既可能引发磁层对流的孤立亚暴，还可能引起周期为2～3小时的锯齿振荡对流模式. 在理想的强南向IMF驱动条件下，随着O+离子外流率从1026 #/s量级增加到1027 #/s，更多O+离子进入等离子片被储存能量，使得磁尾逐渐膨胀并伴随着磁重联位置向后移动. 当磁场张力不平衡时会释放储存的等离子体及能量，从而产生一次亚暴. 在该质量加载引起的亚暴期间，大部分释放的离子会流向其他区域直接损失，少部分会重新回到等离子体片. 持续存在的外流O+离子可以重新填充等离子体片并在几个小时后重复以上过程，最终产生周期性的亚暴，即锯齿振荡. 此外，模拟通过考虑O+离子外流效应，重现了2002年4月18日一次磁暴恢复相期间的一系列准周期性锯齿震荡. 说明除了太阳风周期性驱动条件， O+离子外流也可能是锯齿震荡的一个产生因素. 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.
在强地磁扰动时期，电离层重离子如O+离子与磁层注入的阿尔芬波在发生波粒相互作用后，会横向加速成为超热离子，通过磁镜力向上加速外流到磁层. 这一类超热O+离子外流会显著影响太阳风—磁层—电离层耦合系统的动力学过程. 本文重点讨论了电离层O+离子外流在磁层的分布特征，以及这一类外流对磁层对流模式的影响. 电离层外流入磁层的O+离子存在“速度过滤效应”，即外流离子的分布由离子外流速率决定. 对于初始场向速度较快（约50 km/s）且温度较高（约100 eV）的外流O+离子，它们更容易直接流到远磁尾损失掉，这对磁层结构的影响较弱. 而初始场向速度较慢（约3 km/s）温度较低（约1 eV）的外流O+离子，会在对流环流中被加热并填充内磁层和等离子片区域. 这会显著影响环电流和重联过程，并改变Dst指数. 即指一类速度在3 km/s量级的O+离子外流相比更快的外流可以更显著的磁层物质成分和磁场拓扑结构. 电离层O+离子外流与夜侧重联区相互作用，既可能引发磁层对流的孤立亚暴，还可能引起周期为2～3小时的锯齿振荡对流模式. 在理想的强南向IMF驱动条件下，随着O+离子外流率从1026 #/s量级增加到1027 #/s，更多O+离子进入等离子片被储存能量，使得磁尾逐渐膨胀并伴随着磁重联位置向后移动. 当磁场张力不平衡时会释放储存的等离子体及能量，从而产生一次亚暴. 在该质量加载引起的亚暴期间，大部分释放的离子会流向其他区域直接损失，少部分会重新回到等离子体片. 持续存在的外流O+离子可以重新填充等离子体片并在几个小时后重复以上过程，最终产生周期性的亚暴，即锯齿振荡. 此外，模拟通过考虑O+离子外流效应，重现了2002年4月18日一次磁暴恢复相期间的一系列准周期性锯齿震荡. 说明除了太阳风周期性驱动条件， O+离子外流也可能是锯齿震荡的一个产生因素. 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(5): 597-604.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-003
摘要:
太阳是引起电离层扰动的主要根源，而电离层暴等电离层扰动对短波通信、卫星导航等均有重大影响，实现全球电离层的精准探测对预报扰动非常重要. 本文以全球电离层监测为目标，采用8×8颗轨道高度为1020 km的太阳同步轨道卫星组网，构成电离层GNSS掩星星座，可实现全球电子密度、总电子含量（TEC）等电离层参数的同步监测. 轨道仿真结果显示，2小时内采用2°×2°网格，300 km高度掩星点低、中、高纬度空间覆盖率可达31.83%、49.84%、75.25%，全球70%以上区域的水平分辨率优于200 km. 同时，利用国际电离层参考（IRI）模型模拟磁暴期间全球电离层电子密度分布，结合轨道仿真数据，对该掩星星座的监测效果进行了验证. 结果表明，该星座能够在2小时时间尺度上，监测全球电离层100～1000 km 高度的电子密度、TEC等参数空间变化，水平分辨率200 km. 结合现有地基和天基电离层观测数据，可为研究磁层—电离层耦合及电离层暴的全球尺度时空演化特性提供新的视野，为空间环境预报提供数据支撑.
太阳是引起电离层扰动的主要根源，而电离层暴等电离层扰动对短波通信、卫星导航等均有重大影响，实现全球电离层的精准探测对预报扰动非常重要. 本文以全球电离层监测为目标，采用8×8颗轨道高度为1020 km的太阳同步轨道卫星组网，构成电离层GNSS掩星星座，可实现全球电子密度、总电子含量（TEC）等电离层参数的同步监测. 轨道仿真结果显示，2小时内采用2°×2°网格，300 km高度掩星点低、中、高纬度空间覆盖率可达31.83%、49.84%、75.25%，全球70%以上区域的水平分辨率优于200 km. 同时，利用国际电离层参考（IRI）模型模拟磁暴期间全球电离层电子密度分布，结合轨道仿真数据，对该掩星星座的监测效果进行了验证. 结果表明，该星座能够在2小时时间尺度上，监测全球电离层100～1000 km 高度的电子密度、TEC等参数空间变化，水平分辨率200 km. 结合现有地基和天基电离层观测数据，可为研究磁层—电离层耦合及电离层暴的全球尺度时空演化特性提供新的视野，为空间环境预报提供数据支撑.
2022, 53(5): 605-612.
doi: 10.19975/j.dqyxx.2022-036
摘要:
太阳风—磁层—电离层耦合是一个在太阳风驱动之下包含磁鞘区缓冲、磁层—电离层响应并反馈的系统性过程. 以往观测研究主要侧重于分析太阳风驱动作用，磁鞘区贡献及磁层、电离层反馈作用的研究明显不足. 在磁正午附近分立极光与弥散极光分别对应发生在磁层外部和磁层内部的过程. 喉区极光是一种只发生在磁正午附近的特殊分立极光结构，它的走向大体沿对流方向分布，并且与沿对流分布的条带状弥散极光密切相关，这表明它的产生可能会受磁层内部因素影响. 同时，它的发生率与径向行星际磁场相关，表明它的产生也会受到磁层外部因素影响. 此外，系列观测还表明喉区极光对应磁层顶上的凹陷结构，并伴随明显的磁层顶重联特征. 为了系统性解释上述所有观测结果，本文对前期提出的一个喉区极光概念模型进行了修正. 修正新模型认为电离层反馈影响磁层顶重联是产生磁层顶凹陷的关键，而径向行星际磁场条件下在磁鞘中产生的高速流在产生磁层顶凹陷过程中可能只起促进重联发生的作用. 模型综合考虑了磁层内、外因素对太阳风—磁层—电离层耦合过程的影响，可能会为全面理解该过程提供一个新的思路.
太阳风—磁层—电离层耦合是一个在太阳风驱动之下包含磁鞘区缓冲、磁层—电离层响应并反馈的系统性过程. 以往观测研究主要侧重于分析太阳风驱动作用，磁鞘区贡献及磁层、电离层反馈作用的研究明显不足. 在磁正午附近分立极光与弥散极光分别对应发生在磁层外部和磁层内部的过程. 喉区极光是一种只发生在磁正午附近的特殊分立极光结构，它的走向大体沿对流方向分布，并且与沿对流分布的条带状弥散极光密切相关，这表明它的产生可能会受磁层内部因素影响. 同时，它的发生率与径向行星际磁场相关，表明它的产生也会受到磁层外部因素影响. 此外，系列观测还表明喉区极光对应磁层顶上的凹陷结构，并伴随明显的磁层顶重联特征. 为了系统性解释上述所有观测结果，本文对前期提出的一个喉区极光概念模型进行了修正. 修正新模型认为电离层反馈影响磁层顶重联是产生磁层顶凹陷的关键，而径向行星际磁场条件下在磁鞘中产生的高速流在产生磁层顶凹陷过程中可能只起促进重联发生的作用. 模型综合考虑了磁层内、外因素对太阳风—磁层—电离层耦合过程的影响，可能会为全面理解该过程提供一个新的思路.
