第九讲：磁层动力学

1. 第九讲：磁层动力学

3. 磁活动的类型 一些定义: F为磁场的大小,X指向北,Y向东,Z向下指向地心,磁场在水平方向上的投 影为H,与北向的夹角为磁偏角D,从北向东为正.

4. 静日太阳变化 日变化主要由一个太阳日变化加上以个半日变化组成。主要是由电离层内带电粒子横切地磁场磁力线运动形成的发电机造成的。

5. 磁层亚暴 当IMF出现南向分量时，由太阳风流入磁层的能量增加时，磁层、电离层内发生的有序事件即为亚暴。亚暴最显著的表现为极光，电离层的电流引起地面磁场强扰动。

6. 磁暴 当太阳风与磁层的相互作用耦合增强、时间延长，地磁活动增强并将发展成磁暴。磁暴的发展过程最好是在中纬度用Dst指数来确定。 Dst的定义是全球赤道H分量扰动的瞬时平均值。 初相：磁场突然增加，几个小时 主相：强烈扰动的Dst突然下降，比较短 恢复相： Dst复原，漫长，几天 ULF波 地磁脉动

7. 太阳风对地磁活动的控制 太阳周变化 地磁活动AA指数（中纬度日均H值的一阶差分随时间的变化）。

8. 年变化 当IMF出现南向分量时，由太阳风流入磁层的能量增加时，磁层、电离层内发生的有序事件即为亚暴。亚暴最显著的表现为极光，电离层的电流引起地面磁场强扰动。 地磁活动的变化取决于太阳风磁场垂直于流向的分量在地磁偶极轴垂直于流向分量上的投影，在春分和秋分，地球偶极轴与黄道面法向的夹角最大。

9. 与太阳风有关的变化 与速度的关系

10. 与IMF的关系 AE指数的小时平均值和前一小时内Bz的积分关系最密切。

11. 亚暴概述 磁层亚暴是从地球夜侧开始的一种爆炸式的释能过程，是一种重要的磁层活动现象，是地球磁层动力学性质最生动的表现。一次亚暴过程的持续时间约为1-3小时，释放能量约10的14次方--10的15次方焦耳。 亚暴两种模式的探讨 2 Hefei, Oct 31, 2008

12. 亚暴概述 磁层亚暴作为一个总体表示这些现象，针对不同方面的扰动又包括极区磁亚暴、极光亚暴和电离层亚暴等。 • 大量高温等离子体侵入磁层，电离层电流突然变化，从而产生极区磁亚暴； • 大量高能粒子注入高层大气引起中性大气电离或激 发而产生极光，即极光亚暴； • 注入高层大气的大量带电粒子，造成电离层附加电力，使电离层发生激烈的扰动，即电离层亚暴； 亚暴两种模式的探讨 3 Hefei, Oct 31, 2008

13. 亚暴概述 Image 1. Northern lights observed in Canada(Credit: Canadian Space agency /Agence Spatiale Canadienne)Image 2. Auroras over Canada pictured from the International Space Station - altitude: ~400 km - with the Manicouagan impact crater in the foreground (Credit: NASA) 亚暴两种模式的探讨 4 Hefei, Oct 31, 2008

14. 亚暴概述 Animation 1. This sequence of images captured by the Ultraviolet Imager on NASA's Earth-orbiting POLAR satellite shows a magneto-spheric substorm over northern Asia on 24 February 2000. Maximum activity, denoted by dynamic yellow blobs in the aurora oval, occurs around 1400 UT. (Credit: NASA) Image 3. Auroral oval (in false colour) as seen from space, overlaid on top of a visible image of Earth. The red indicates the brightest aurora and blue the dimmest. The brightest aurora is found at midnight. (Credit: Holzworth and Meng, NSSDC, NASA) 亚暴两种模式的探讨 5 Hefei, Oct 31, 2008

15. 亚暴概述 目前一般认为亚暴可分为: • 增长相(growth phase)，在这一过程中能量 由太阳风转移到磁尾储存起来； • 膨胀相(expansion phase)，在这一过程中能量爆炸式地释放； • 恢复相(recovery phase)，这一阶段磁层弛豫到平静时的状态。 亚暴两种模式的探讨 6 Hefei, Oct 31, 2008

16. 亚暴概述 亚暴的这三个过程也可以用地磁台站测量到的AU和AL指数（将全球位于电急流下方的极光区磁强计链所测得的H分量的曲线迭加，其包络线就是AU和AL指数）的变化来表示。下面用图所示的亚暴期间AU和AL指数来说明这三个相。 亚暴两种模式的探讨 7 Hefei, Oct 31, 2008

17. 亚暴概述 亚暴最易见的显示是全球极光表现的演变， 可以把极光演变的时间序列看作是磁层中 的亚暴扰动沿着磁力线投影到电离层的投 影。 亚暴的演化过程可以用极光的演化来说明。 亚暴两种模式的探讨 8 Hefei, Oct 31, 2008

18. 亚暴概述 简图表示在极光亚暴期间直接从磁极方向看到的极光的演化序列. 图中的同心圆环表示纬度空间的10度间隔. 亚暴两种模式的探讨 9 Hefei, Oct 31, 2008

19. 亚暴概述 注意:亚暴中以极光电急流形式释放能量只是总亚暴能量中的很小一部分.大部分的能量释放是通过环电流,越尾电流,等离子体片中的等离子体和磁场变化,可能还有磁层中等离子体团的形成和它的尾向运动. 亚暴两种模式的探讨 10 Hefei, Oct 31, 2008

20. 亚暴概述 磁尾亚暴的观测特性 为了更方便地描述亚暴事件中磁尾活动现象， 把磁尾分成: • 近地磁尾(<15地球半径) • 中磁尾(-15 ~ -60地球半径) • 远磁尾(60地球半径以外) 亚暴两种模式的探讨 11 Hefei, Oct 31, 2008

21. 亚暴概述 ? 亚暴开始的时间 （ONSET TIMING） Auroral breakup 亚暴两种模式的探讨 12 Hefei, Oct 31, 2008

22. 亚暴概述 亚暴开始的地点 ——THE ONSET LOCATION Satellite Sample MLT(hours) MLAT(deg.) References DE-1 68 2250(22.8) 65 CF91 Viking 133 2305(22.8) 66.7 HM95 Polar UVI 648 2230(22.7) 67 Liou01 IMAGE FUV 2400 2300 66.4 FR04 亚暴两种模式的探讨 13 Hefei, Oct 31, 2008

23. 亚暴模式 • 近地中性线模式(NENL) (McPherron,1973 ) • 近地电流中断模式(NECD)(Lui,1991) • 磁层电离层耦合模式(MIC)(Kan,1990) • 边界层动力学模式(PSBL)(Rostoker & Eastman, 1987) • 热灾变模式(TC)(Geortz & Smith,1989) 磁层亚暴的各种物理模式: 亚暴两种模式的探讨 14 Hefei, Oct 31, 2008

24. 近地中性线模式 the mid-tail initiation model 亚暴两种模式的探讨 15 Hefei, Oct 31, 2008

25. 近地电流中断模式 the near-Earth initiation model 亚暴两种模式的探讨 16 Hefei, Oct 31, 2008

26. 亚暴两种模式 简图表示两种亚暴模式的演化过程 亚暴两种模式的探讨 17 Hefei, Oct 31, 2008

27. 近地中性线模式 近地中性线模式成功之处: • 等离子团的形成 (Moldwin, M.B., and W.Hughes,1993, Zong, Q.-G., et al.,1997) • 高速流 (Caoet al., 2006) 亚暴两种模式的探讨 18 Hefei, Oct 31, 2008

28. 近地中性线模式 近地中性线模式不足之处: • 等离子体流动的减速 ~ 磁场通量堆积； • 近地区域的磁场扰动； • 快速等离子体流空间的一致性； 亚暴两种模式的探讨 19 Hefei, Oct 31, 2008

29. 近地中性线模式 • 偶极区的空间膨胀； 偶极化~地向流之间的耦合? 地向流是如何传输? • 低纬度极光弧的蜕变； 这个现象可以映射至紧靠同步卫星轨道 外侧的电流片? • 磁场重联的相关问题； 电流片是如何形成的? 电流片的拓扑结构是什么? 3D重联? 什么导致重联(外力还是内部的不稳定性/波动)? 重联率的计算? 离子和电子是如何获得能量? 亚暴两种模式的探讨 20 Hefei, Oct 31, 2008

30. 近地电流中断模式 近地电流中断模式成功之处: • 近地(r < 8RE)磁场的扰动； • 地球同步轨道多卫星观测到偶极化的 时间延迟； • 在r < 15RE处观测到TCD的尾向膨胀； • 近地尾向电流加强的模拟； • 最初增亮的极光可以映射到近地赤道面； 亚暴两种模式的探讨 21 Hefei, Oct 31, 2008

31. 近地电流中断模式 近地电流中断模式不足之处: • 导致电流崩塌的不稳定性的性质尚不完全清楚? • 近磁尾在增长相期间储存的能量是否足以令膨胀相爆发尚存在疑问? • 膨胀相与高速流之间的相关性? • 忽略膨胀相起始的一至二分钟内在中心等离子体中观测到的尾向流动（南向磁场贯穿其间）? 亚暴两种模式的探讨 22 Hefei, Oct 31, 2008

32. 亚暴两种模式 磁能从日侧向夜侧传输 尾部电流增强 尾瓣磁场增强 尾瓣横截面增大 大量磁能存储在尾瓣 NENL NECD 多余磁能传回日侧 尾部电流恢复原来 the mid-tail model the near-Earth model 亚暴两种模式的探讨 23 Hefei, Oct 31, 2008

33. THEMIS Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms (THEMIS)各探测器亚暴期间在磁尾分布情况 亚暴两种模式的探讨 24 Hefei, Oct 31, 2008

34. 2008年3月13日事件 THEMIS的空间分布为研究局地电流中断是如何与大尺度亚暴现象之间的耦合提供了机会. THEMIS各探测器的空间分布 亚暴两种模式的探讨 25 Hefei, Oct 31, 2008

35. 2008年3月13日事件 11:10:00 UT 11:07:20 UT 11:07:03 UT Fort Yukon 亚暴两种模式的探讨 26 Hefei, Oct 31, 2008

36. 2008年3月13日事件 • ~11:07:10 UT 偶极化开始; • ~11:10 UT • 探测器进入 • 等离子体片; • 3. 11:20 UT磁尾处于偶极状态; 亚暴两种模式的探讨 27 Hefei, Oct 31, 2008

37. 2008年3月13日事件 1. ~11:06:10UT Bx幅度减小; 2. ~11:11:20 UT 磁场扰动,探测器离 开等离子体片;随后, Bz增大,Bx扰动; 3. 等离子体流的变 化,也表明了尾部电 流中断将取代磁场 重联,在近地起更大作用; 亚暴两种模式的探讨 28 Hefei, Oct 31, 2008

38. 2008年3月13日事件 1. ~11:11 UT 磁场偶极化; 2. PS膨胀期间, 等离子体的密 度和温度都增大; 3. 同时, 磁场和等离 子体速度有扰动; 亚暴两种模式的探讨 29 Hefei, Oct 31, 2008

39. 2008年3月13日事件 1. ~11:07 UT Bx幅度减小; 2. ~11:10 UT 磁场偶极化; 3. 11:20 UT探测 器进入等离子体片中心处; 亚暴两种模式的探讨 30 Hefei, Oct 31, 2008

40. 2008年3月13日事件 1. ~11:10 UT 磁场偶极化; 2. 随后,探测 器进入等离子 体片; 亚暴两种模式的探讨 31 Hefei, Oct 31, 2008

41. 2008年3月13日事件 偶极化概念: • 在新发展的NENL模型中，偶极化概念指的是地向流造成磁通量堆积及相应的磁场BZ分量增加现象；(Shiokawa et al.[1997] and Baumjohann et al.[1999]) • 在NECD模型中，近地偶极化是一种非MHD过程，这种偶极化现象是由电流中断引起，而与高速流堆积无关；(Lui et al. [1992]) 亚暴两种模式的探讨 32 Hefei, Oct 31, 2008

42. 2008年3月13日事件 观测表明,在本次事件中近地偶极化是由于尾向传播的电流中断(TCD)造成的；在等离子体片膨胀过程中, TCD被观测到. • 在偶极化过程中,伴随着磁场和等离子体流的扰 动;同时粒子的局地能量化也被THEMIS卫星观测到.这些是在亚暴膨胀时,TCD的特征； • 亚暴活动(电流中断/偶极化)先后被TH-D, TH-E , TH-C和TH-B. (Table 1) 亚暴两种模式的探讨 33 Hefei, Oct 31, 2008

43. 2008年3月13日事件 • Ma and Bhattacharjee[1998]在近地等离子体片的Hall MHD中,发现NENL的形成导致了尾部电流在很短的时间内(<1 min)时加强； • 近地磁场位形的突然改变MHD的不稳定性[Bhattacharjee et al., 1998; Erickson et al., 1999]或者加强的尾部电流可以触发动力学不稳定性[Lui, 1996] ； • Pu et al. [2001]表明了高速流减速有助于内等离子体片边缘的不稳定性发展,最终导致亚暴开始时候磁场偶极化； 亚暴两种模式的探讨 34 Hefei, Oct 31, 2008

44. 2008年3月13日事件 • 极光在11:07:03 UT增强--THEMIS All-Sky Imagers (ASIs)； • Bx(TH-B)在11:06:10 UT突然明显地减小.磁场的拓扑结构突然变化, 这可能是由于中磁尾(20–30 RE)磁重联造成的； • 尾部磁场重联在极光增强之前发生(Angelopoulos et al. 2008) ； • TCD的传播很难解释上述Bx的变化； • 观测表明,在亚暴膨胀相开始之前的磁场重联可能导致近地磁场位形的突然变化,这可能会引起近地不稳定性,最终加速TCD ； • Ohtani et al.[1999]表明了在GOES 9处先于局地偶极化的磁场H分量的突然变化,很难用偶极化是来自NENL的磁场通量堆积理论来解释； 亚暴两种模式的探讨 35 Hefei, Oct 31, 2008

45. 2008年3月13日事件 2008年3月13日亚暴事件观测概要(按照时间序列) 亚暴两种模式的探讨 36 Hefei, Oct 31, 2008

46. 2008年3月13日事件 2008年3月13日亚暴事件总结 • 在等离子体片膨胀期间,等离子体的密度和温度都增大； • 近地偶极化是由于TCD造成的；在等离子体片膨胀期间, TCD都被观测到； • 在亚暴膨胀相开始之前的磁场重联可能导致近地磁场位形的突然变化,这可能会引起近地不稳定性,最终加速TCD. 亚暴两种模式的探讨 37 Hefei, Oct 31, 2008

47. 谢 谢! 亚暴两种模式的探讨 38 Hefei, Oct 31, 2008

48. 亚暴概述 近地磁尾 • 在赤道区域，最清晰的亚暴迹象是粒子到达或“注入” 内磁层(7个地球半径以内)。粒子迅速地加能兼或输运 到暴前等离子体片的地向区域，然后，这些粒子在磁层 电场和磁场的作用下作绝热漂移。 • 在近地磁尾的高纬部分，亚暴增长相期间，等离子体片 逐渐变薄，磁场更拉紧成尾状位形高能电子的分布成雪 茄状，即粒子的强度沿着磁力线最高，垂直于磁力线最低。 • 当亚暴膨胀相起始时，其标志是粒子突然增加，磁场位形向偶极子场松弛，电子分布趋于各向同性。 亚暴两种模式的探讨 Hefei, Oct 31, 2008

49. 亚暴概述 中磁尾 • 亚暴膨胀相起始前，磁尾横截面和磁场数值均有增加； • 膨胀相起始时，常常观察到等离子体片变薄； • 亚暴恢复相，等离子体片增厚，对应于极区西向行进 浪涌的等离子体片边界上，或许还有折曲。 然而，有些亚暴期间没有观测到等离子体片变薄，表 明变薄局限在径向和晨昏方向相当有限区域。亚暴活 动期间有时还测到等离子体片的拍动。 亚暴两种模式的探讨 Hefei, Oct 31, 2008

50. 亚暴概述 远磁尾 • 在亚暴期间，磁层顶似乎有大幅度运动，绝大多数远磁尾 活动出现在亚暴后期； • 尾瓣中，磁场强度增大，磁场的南北分量先是向北，然后 向南； • 等离子体片中，尾向流增强，磁场一般先瞬息产生一个北 向分量，然后是起伏的南向分量，它们可以用一个长度为 50-100地球半径，速度为300-1000公里/秒沿尾轴向下游行 进的等离子体团来解释； • 尾瓣中，磁场Bz分量先转向北然后又转为南向被认为是等离子体团通过等离子体片的征兆，这个征兆称为行进压缩区； 亚暴两种模式的探讨 Hefei, Oct 31, 2008