一种确定模拟的行星际MHD激波局地参数的新方法

简要阐述了分析模拟的行星际磁流体力学（ＭＨＤ）激波的局部性质时，采用无厚度局部平面激波这一假设的合理性，说明了在激波未扰动区域（激波上游），物理量在几个小时内的变化很小这一事实．利用平面激波的分析方法，提出了分析模拟的行星际ＭＨＤ 激波的新方法，包括激波位置的确定，上下游状态参数的选择，激波局部参数的计算以及激波的分类，最后应用这种方法对一个二维的ＭＨＤ模拟结果进行了分析．结果证实了过去文献关于磁流体力学混合激波空间连接和时间演化的链式规则，而且说明位于太阳赤道附近的慢激波和中间激波最终会发展为快激波．

行星际激波导致内磁层脉冲电场的模拟研究

行星际激波压缩地球磁层会产生全球尺度的脉冲电场,这种脉冲电场进而会导致相对论电子发生快速的加速和注入行为,因此脉冲电场的研究对内磁层的动力学问题的理解具有重要的意义.我们利用SWMF模型模拟了2015年12月19日的行星际激波事件,来研究内磁层脉冲电场的演化和分布特性,模拟结果表明:(1)脉冲电场主要沿环向向西;(2)脉冲电场在日侧的幅度普遍大于夜侧的幅度;(3)脉冲电场在日侧的持续时间普遍小于夜侧的持续时间.模拟结果中脉冲电场的特征与Zhang等人(2018)中基于范艾伦卫星数据的统计结果一致,从而验证了统计结果的可靠性.这些结果将有助于对辐射带高能粒子对极端空间天气的快速响应的理解.

行星际空间MHD模拟激波跃变关系分析

分析了模拟得到的可以传播到1 AU以远的日地空间磁流体力学激波与Rankine-Hug-noniot跃变关系的符合程度.通过对模拟激波的结构及其在传播过程中的演化进行的分析,提出了模拟激波的定位方法;基于所提出的定位方法,利用向长青提出的确定MHD激波局地参数的方法计算了模拟得到的激波与Rankine-Hugnoniot跃变关系的偏差.结果表明在激波传播到100Rs以后,激波对中前向快激波与Rankine-Hugnoniot关系的符合达到很高的程度,相对误差在10-2数量级以内;并且在激波传播到150 Rs以后,相对误差在10-3数量级以内.这个结果说明文中所使用的有限差分数值格式能较好地模拟激波.

运用一维太阳风MHD CE/SE模型预报行星际激波到达时间

在一维太阳风磁流体(MHD)数值模拟中,应用时空守恒元和解元(Conservation Element/SolutionElement,CE/SE)方法,建立了一个行星际激波扰动传播模型(1D-MHD(CE/SE)模型),用来预报行星际激波到达时间.收集了1997年2月至2002年8月间的137个激波事件,对激波到达地球轨道附近的传播时间进行了预测,并将预报结果与STOA,ISPM,HAFv.2以及SPM模型所得结果进行比较.对于相同的样本事件,1D-MHD(CE/SE)模型给出的渡越时间平均绝对值误差并不大于其他4个模型,且该模型预报的相对误差小于10%的事件占25.6%,小于30%的事件占69.3%,小于50%的事件占87.6%,其预报精度与其他模型相比基本相当.这表明该模型在空间天气的激波到达时间预报方面有潜在的应用价值.

行星际MHD激波的速度

本文导出了ＭＨＤ激波相对子上游介质传播速度的一般公式，指出ＭＨＤ激波的相对速度由激波上下游密度比、上游激波角、上游等离子体β值和温度决定．在低β高温等离子体中激波相对速度较大，密度比和激波角越大相对速度也越大．在不同流速的太阳风中激波相对速度均随日心距下降，但都比气体爆炸激波预言的慢．

行星际磁场By对弓激波影响的MHD结果

利用全球磁流体模拟的结果,本文研究了行星际磁场By对弓激波位型的影响.结果显示:随着行星际磁场By绝对值的增大,弓激波的日下点距离、旋转对称张角、南北非对称性以及旋转非对称性均随之增加.其中,By对弓激波日下点距离的影响可达5 R E左右.东向By和西向By对弓激波位型影响具有对称性,东向By和西向By大小相同时弓激波日下点距离、旋转对称张角以及旋转非对称性参数均相同,而南北非对称性参数大小相同正负相反.行星际磁场By占主导时弓激波尾部横截面在南北方向上拉伸,并且拉伸程度随着By绝对值的增大而增大,弓激波尾部横截面的拉伸现象与磁声波马赫数密切相关.

地基观测的夜侧极光对行星际激波的响应

行星际激波与地球磁层相互作用通常会导致日侧极光活动增强,随后沿着极光卵的晨昏两侧向夜侧扩展的激波极光.行星际激波也可能直接导致夜侧扇区极光活动增强,甚至沉降粒子能通量的数量级可以与典型亚暴相比拟.本文首次利用我国南极中山站和北极黄河站连续多年积累的极光观测数据,对行星际激波与地球磁层相互作用期间地面台站在夜侧扇区(18—06MLT)观测的极光响应进行了分析.对18个极光观测事件的分析结果表明:行星际激波与磁层相互作用可以在夜侧触发极光爆发和极光微弱增强或静态无变化事件;太阳风-磁层能量耦合的效率以及磁层空间的稳定性决定着行星际激波能否触发极光爆发.

行星际激波对地球磁层的压缩效应分析

2004年11月9日WIND飞船探测到一个典型的行星际激波.激波前行星际磁场为持续约50 min的弱南向磁场,越过激波面,磁场发生北向偏转且太阳风动压脉冲增强.在此强动压脉冲增强结构作用下,磁层被压缩至一个很小的区域.激波作用于磁层时引起地球同步轨道各区域高能粒子通量的响应,但是不同磁地方时的高能粒子通量的响应不同,表现出双模式扰动,即在晨昏两侧各能段的电子和质子通量显著增强,在子夜侧发生类似于亚暴的无色散粒子注入现象.扰动从向阳面传输到背阳面,向阳面粒子通量最先增强,随后背阳面靠近晨昏两侧,粒子通量开始增强,最后子夜侧粒子通量表现出无色散高能粒子注入的特点.另外,在靠近正午侧,质子通量先于电子通量发生响应,在子夜侧电子通量则先于质子通量发生响应.利用位于向阳面正午两侧的GOES-10和GOES-12卫星观测数据发现,激波作用于磁层时靠近晨侧的磁场变化表现出简单压缩效应,而靠近昏侧的磁场变化则显然不同,B_x分量减弱,B_z分量几乎减为零,而B_y分量则显著增强.此外,位于近地磁尾低纬尾瓣区的TC-1卫星观测到激波触发的尾瓣SI现象.

地球弓激波及其与行星际激波相互作用

给定地球轨道附近的行星际条件和地球弓激波的几何位形,本文分析向阳侧弓激波强度参数沿激波阵面的分布,以及行星际激波与弓激波的相互作用.对于弓激波阵面相对日地连线轴对称的情形,得到如下结论:(1)弓激波强度参数分布相对由行星际磁场和日地连线构成的基准面对称,各激波强度参数的最大值出现在基准面上.磁压比在垂直激波线一侧较大,而气压比在平行激波点一侧较大,导致总压比相对日地连线大致呈轴对称分布.(2)随着行星际磁场与日地连线夹角的增大,弓激波强度参数的最大值有所减小,且位置朝远离日下点方向偏移;但气压比和总压比的分布基本上不受影响.(3)行星际激波透过弓激波之后,切向磁场比更接近于1,但总磁场跳变幅度增大.(4)透过弓激波之后,行星际准垂直激波的总磁场比更接近于1,准平行激波的总磁场比则反之.

黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——能量效应

本文用两维半MHD数值模型,数值模拟研究了两邻近扰动源所产生的激波在行星际空间黄道面内不同能量时的相互碰撞过程。在内边界(18R_s)两扰动中心的间距取为36°。结果表明:两弱激波(速度在500km/s左右以下)不会产生汇合,而是各自独立地传播;两中等强度激波(速度在1000km/s左右)将发生汇合,但在IAU尚可分辨;两强激波(速度在2000km/s以上)则在1AU以内已发生汇合,汇合后形成一个新激波,其磁场结构与单激波明显不同。激波能量越大,两激波汇合的越快。

1994年2月21日行星际激波引起的磁暴

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.

行星际结构与垂直无碰撞激波的相互作用

应用一维混合模拟方法数值研究了两种行星际结构──反向磁场和高密度等离子团与垂直无碰撞激波的相互作用．结果表明，随着激波上游区磁场的反向，下游区磁场将逐渐改变符号，且等离子体密度和速度分别呈现较强的湍动．激波上游和下游的物理量依然满足Rankine-Hugonoit关系．当高密度的等离子体团通过垂直无碰撞激波时，部分质子被激波反射，部分质子被加速并进入下游区域．由于质子速度分布为非Maxwell分布，在激波下游也激发出较强的湍动．

黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——间距效应

本文用两维半MHD数值模型,模拟研究了不同间距的两扰动源所产生的激波在行星际空间黄道面内的相互碰撞过程。在内边界(18R_s),两扰动中心的间距取为24°、36°、48°、54°、72°、120°,模拟了两激波速度均为1000km/s和2000km/s两种情形。结果表明:1.速度为1000km/s的两中等激波,相距24°时,在1AU以内强烈相互作用而汇合成一新激波;相距36°时,在1AU附近发生汇合,但尚可分辨;相距48°时,在1AU以内有相互作用,但可近似认为是独立传播的;相距72°时,将独立向前传播。2.速眨为2000km/s的两强激波,相距≤48°时,将强烈汇合成一新激波;相距54°时,在1AU附近产生汇合,但尚可分辨;相距72°时,相互作用不足以汇合成新的激波;相距120°时,其传播相互独立地进行。并给出了上述情形下两激波汇合的时间和位置,详细比较了汇合激波与相同能量的单激波的等离子体特性。

行星际中间激波

在行星际空间可能存在由各类激波连接而成的混合激波,其组成部分的连接方式和时间演化遵循“慢激波—导灭激波—中间激波—导生激波—快激波”链式规则.中间激波将作为混合激波的必要组成部分,出现在日球电流片的附近,其阵面凹向太阳.上述结论已初步为观测证实,并对行星际激波的三维特性有着重要影响.

行星际慢激波的传播和演化

采用二维理想MHD模型,分别在日球赤道面(二维二分量模型)和日球子午面(二维三分量模型)内研究太阳风中慢激波的传播和演化规律。结果表明,慢激波在向外传播的过程中逐渐演化为由原慢激波和新产生的快激波构成的激波系统。该激波系统在子午面内相对慢激波源中心法线基本对称,而在赤道面内则是不对称的:快激波阵面和慢激波阵面之间存在一个切触点,该处两个激波合并,蜕化为气体激波。上述切触点相对激波源中心法线东偏,且东偏角度在激波系统向外传播过程中不断增加。初步分析表明,行星际磁场的螺旋结构是产生日球赤道面内慢激波传播和演化的东西不对称性的主要原因。

耀斑-行星际激波结构与相应地磁扰动结构间关系的分析(Ⅰ)

利用297个耀斑-行星际激波-地磁扰动事件,统计研究了耀斑-行星际激波等离子体结构与相应磁扰结构间的关系,新的发现是:当激波面后的磁场南、北分量不大时,激波等离子体结构决定着相应磁扰的基本结构形态,特别是等离子体热状态与相应磁扰的恢复相关系十分密切.由本文定义的激波能量传输指数——FS指数对相应地磁扰动能给出较好的描述.推论:除磁重联这类能量传输机制外,对于行星际磁场南、北分量较小时,还可能存在以等离子体过程为基础的决定磁扰变化结构的太阳风-磁层能量传输机制,应进一步研究.

激波在行星际介质中的能量耗散

导出激波下游介质相对上游介质能流通量增量公式，并由ＨｅｌｉｏｓＡ，Ｂ飞船太阳风观测资料得出不同流速太阳风流中各参量随日心距的幂律变化．以此作为背景值分别计算出磁能、内能、动能和总能在不同日心距离处的能量耗散率．结果指出激波后介质以动能增加为主，内能次之，磁能最少；总能耗率在近日处较大，但下降较快．从０．３—１．０ＡＵ，不同强度激波总能耗随初始Ａｌｆｖｅｎ激波数Ａ１０增大而增大，对Ａ１０从２．０—１０．０的计算结果与观测值一致．

行星际结构与准平行无碰撞激波的相互作用

应用一维混合模拟方法数值研究了高密度等离子体团和行星际激波与准平行无碰撞激波的相互作用．结果表明，由于推平行无碰撞激波上游的大振幅低频波动的散射，除了在通过激波过渡区时稍有压缩外，等离子体团从激波的上游开始就一直是不断弥散的．行星际激波在向准平行无碰撞激波靠近的过程中，会在其上游产生大振幅的低频波动，同时行星际激波的强度不断增加，最后和准平行无碰撞激波会并成一个新的激波。

联合太阳和行星际物理参数预测行星际激波能否到达地球

选取第23太阳活动周（1997--2006年）期间542例由太阳爆发活动驱动的行星际激波事件，分析确定了太阳源头和行星际空间中影响行星际激波能否到达地球轨道的关键物理参数；在此基础上，建立了预测行星际激波能否到达地球的新预报模型（EdEaSPM）．回溯预报结果表明，EdEaSPM模型的预报成功率约为66％，略高于国际一流预报模型的预报成功率；EdEaSPM模型的虚报率未超过50％，改善了当前国际主流模型虚报率较大的情况；对于偏度指标，虽然当前所有模型的偏度值均大于1，但EdEaSPM模型的偏度值最接近于1且明显小于其他模型的偏度值；EdEaSPM模型的其他评价指标也都高于国际主流模型的相应指标．此外，选取2012年期间的激波事件对EdEaSPM模型进行了预报检验，预测结果与实际情况吻合．EdEaSPM模型不仅能够提前约1—3天进行预报，而且预报效果与国际一流模型具有可比性，尤其是在提高预报成功率及降低虚报率方面具有一定优势．

根据行星际闪烁观测研究耀班一激波前后太阳风电子密度功率谱的变化

采用弱散射与薄屏近似模型，利用快速傅利叶变换和阿贝尔变换的方法，对１９７２年６月１５日耀斑一激波的行星际闪烁观测资料进行了计算，分别计算了激波前与激波后的电子密度功率谱．发现在小波数段都具有幂函数形式，并且波后幂指数值略大于波前幂指数值．说明此例激波过后小波数段功率谱略变陡。