亚暴期内磁层粒子和波动演化研究
发布时间：2020-10-29 16:54
亚暴是内磁层演化的重要驱动源。亚暴注入的热粒子能够激发等离子体波动并通过共振或非共振作用影响内磁层环电流和辐射带的演化。在观测手段方面,本论文针对亚暴注入热质子开展了低能离子能谱仪的预研工作。在数据分析方面,本论文基于范艾伦探测器(RBSP)项目开展了亚暴期间磁声波的异常演化和亚暴活动主导的辐射带高能电子加速过程的研究。在第一章中,我们介绍了内磁层等离子体结构和其在磁暴和亚暴活动期间的演化,并引出本论文的主要研究内容。在第二章中,我们开展了空间低能离子能谱仪的预研工作。针对国家在中高轨三轴稳定卫星上的低能离子探测需求,我们参考国际上RBSP卫星以及几种主要的低能粒子检测手段,开展空间低能离子能谱仪中顶帽式静电分析器部分的尺寸设计和仿真工作。仿真结果表明设计方案可以实现半空间低能离子探测,能量分辨率、极角分辨和几何因子等仪器参数满足在空间环境中工作的实际需求。在第三章中,我们开展了亚暴期间磁声波异常演化的研究工作。亚暴热注入形成的10 keV左右的质子环分布结构能够通过伯恩斯坦模不稳定性激发磁声波。之前的研究工作受到观测手段的限制,只笼统地认为亚暴热质子注入有利于磁声波的激发。通过分析RBSP卫星数据,我们发现亚暴热质子注入在背景冷等离子体高密度区和低密度区都可以导致磁声波消失。增长的质子热压力能够扭曲背景磁场结构和冷等离子体密度分布,进而降低波动相速度,使得波动不能有效地从热等离子体共振吸收能量。与此同时,波动折射率杂乱无规则的空间分布也会降低磁声波的累积增长作用。对于强的亚暴注入事件,这种磁声波的消失区域在径向上覆盖0.5个地球半径、在环向上可能横跨2个磁地方时。这些结果更加精细化地展现了亚暴质子注入对于磁声波的影响。在第四章中,我们开展了亚暴活动主导的电子加速过程的研究工作。辐射带高能电子的加速机制是辐射带动力学演化研究的重要课题。之前的研究大多集中在磁暴期间,在磁暴期间,多种加速机制共同叠加作用,不利于厘清每种加速机制的贡献和行星际触发条件。通过分析RBSP卫星数据,我们发现南向行星际磁场能够触发磁层亚暴,促进等离子体片热电子注入内磁层,激发强烈的合声波,进而通过回旋共振过程在大L区间对辐射带电子进行本地加速。持续的本地加速过程使得高能电子相空间密度形成较大的径向梯度,为后续的绝热输运和径向扩散加速过程创造了有利条件。这些结果展示了行星际扰动引发地磁活动,促进等离子体波动演化,最终驱动辐射带电子加速的完整链条。在第五章中,我们总结已有的研究工作,并展望未来的研究方向。
【学位单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：博士
【学位年份】：2020
【中图分类】：P353
【部分图文】：
?第１章绪?论???流、越尾电流、环电流和伯克兰电流等）产生。??内禀磁场可以被近似看做偶极场（图１．２），在球坐标系下，地球偶极磁场的??表达式为??Ｂｒ?＝?－２Ｂ０（＾＾ｊ?ｃｏｓｄ，?（１．１）??＝—Ｂ。（－＾）?ｓｉｎ０，?０．２）??５?＝?５。（￥）?Ｖｌ?＋３ｃｏｓ２０，?（１．３）??其中，％?＝?３１２００?ｎＴ表示地球表面磁赤道处的磁场强度，ｒ、０、组成球坐标??的三个分量（ｒ为距地心的距离，０为地理余纬，为地理经度）。磁力线的表达??式为??ｄｒ?＿?Ｂｒ?＿?２ｃｏｓ＾?關??ｒｄ６?Ｂ９?ｓｉｎ?汐??／＊?＝?；＊〇?ｓｉｎ２?０?＝?ｊＬｉ？￡?ｓｉｎ２?０，?（１．５）??其中，％为磁力线与磁赤道面的交点到地心的距离，Ｌ?＝?为定义的磁壳数。??：会??图１．２地球偶极磁场磁力线示意图。??内禀磁场处在长期的缓慢变化过程中，在地质历史上发生过多次的磁极倒??转，在近现代主要表现为偶极子成分磁矩的衰减以及非偶极子成分磁场的西向??漂移。在１９世纪上半叶，高斯发明磁强计并第一次估算出内禀磁场的球谐函数??系数。此后一百多年，内禀磁场模型不断推陈出新。目前，以实测数据为基础的??ＩＧＲＦ?（Ｉｎｔｅｒｎａｔｉｏｎａｌ?Ｇｅｏｍａｇｎｅｔｉｃ?Ｒｅｆｅｒｅｎｃｅ?Ｆｉｅｌｄ）模型是国际公认的也是应用范??围最广的内禀磁场模型。在２０世纪６０年代，因为地磁观测站的空间分布极不合??理，在占全球表面积７０％的海洋上几乎没有地磁观测站，所以实测数据中包含??２??
层大气物理学协会??（ＩＡＧＡ）第五分会地磁场模型工作组每５年发布一次，为《阶ｍ次的施密??特准归一化缔合勒让德函数。ＩＧＲＦ模型本质上是每５年更新一次的由球谐函数??确定的静磁常由于内禀磁场的变化周期很长，在此期间可以近似认为内禀磁场??线性变化。??８〇．＾ｊ？＾１２０＾Ｗ６０＂Ｗ?Ｏ＇?６０．Ｅ?１２０＾??■＾—＾＝Ｔ￣?Ｉ?Ｔ－?Ｉ?Ｆ?ｎａｎｏＴｅｓｌａ??２５０００?３００００?３５０００?４００００?４５０００?５００００?５５０００?６００００?６５０００??图１．３?１ＧＲＦ－１３内禀磁场模型里地球表面的磁场大小分布示意图，表现出内禀磁场的非对??称分布（摘自：ｈｔｔｐ：／／ｗｗｗ．ｇｅｏｍａｇ．ｂｇｓ．ａｃ．ｕｋ／ｒｅｓｅａｒｃｈ／ｍｏｄｄｌｉｎｇ／ｌＧＲＦ．ｈｔｍｌ）。??外源磁场在太阳风的作用下表现出快速动态演化的特征。随着观测点到地??心的距离增加，外源磁场在总磁场中的占比逐渐增加甚至超过内禀磁常２０世??纪３０年代，Ｃｈａｐｍａｎ?ｅｔａｌ．（丨９３０）第一次估算出磁层中磁场的空间分布。随着空??间技术的发展，基于卫星观测数据的半物理半经验的外源磁场模型被建立起来??（Ｍｅａｄ?ｅｔａｌ．，１９７５）。特别是?Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ?推出了?Ｔ８９、Ｔ９６、ＴＳ０４?和?ＴＡ１６?等一系??列外源磁场模型（Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ，?１９８１，１９８９，?１９９５；?Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ?ｅｔ?ａｌ．，?２００５，?２０】６），其??中ＴＳ０４模型考虑了所有主要的外部电流体系对外源磁场的贡献，能够比较准确??地反映磁暴期间内磁层磁场的演化，在内磁层研宄中应用较广（Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏｅｔａｌ．，?
?第１章绪?论???ｕ－ｒＸ＾￣￣ｒ．ｔ＂＂＂＂７Ｔ’：＊??图１．４对应不同对流电场模型的磁赤道面电势等值线分布（Ｂｕｚｕ丨ｕｋｏｖａ?ｅｔ?ａＬ，２００２）：?（ａ）??Ｍｃｌｌｗａｉｎ?（１９７２）；?（ｂ）?Ｍｃｌｌｗａｉｎ?（１９８６）；?（ｃ）?Ｖｏｌｌａｎｄ－Ｓｔｅｒｎ?模型（Ｖｏｌｌａｎｄ，１９７３；?Ｓｔｅｒｎ，??１９７５）。??不同能量的粒子在磁层磁场和电场等作用下各自集聚，形成诸多等离子体结构??（图１．５），例如外磁层区域的边界层（Ｂｏｕｎｄａｒｙ?Ｌａｙｅｒ）、等离子体片（Ｐｌａｓｍａ?Ｓｈｅｅｔ）??以及内磁层区域的等离子体层（Ｐｌａｓｍａｓｐｈｅｒｅ）、环电流（Ｒｉｎｇ?Ｃｕｒｒｅｎｔ）和范艾??伦福射带（Ｒａｄｉａｔｉｏｎ?Ｂｅｌｔ）等。??ｉｎＪｌ?Ｉｒａｄｉａｉｌ＾ｂｅｌｔ?「Ｐｌ＾ｍａ??１０?！?ｅｌｅｃｔｒｏｎ?ｌ＿Ｚ３?Ｐｏｐｕｌａｔｉｏｎｓ??ｒａｄｉａｔｉｏｎ?｜?ｐ｜?Ｒｉｎｇ?Ｃｕｒｒｅｎｔ?Ｏｆ?ｔｈｅ??ｉ〇４?ｅｔ?ｓｕｂｓｔｏｒｍ－?＾＾??Ｍａｇｎｅｔｏｓｐｈｅｒｅ???ｐｌｌｓｍａ??＾?ｉ〇３．?ｅｌｅｃｔｒｏｎ?ｌ?－－．．．．．－?ｓｈｅｅｔ??至?ｐｌａｓｍａ????一?ｓｈｅｅｔ??Ｊ??？?１〇２?ｗａｒｍ?＊??２?ｐｌａｓｍａ??２?ｃｌｏａｋ?ｍａｇｎｅｔｏｓｈｅａｔｈ??ｋ?ｉ〇ｉ．?Ｌ＿＿??｜??１０°．?ｐｌａｓｍａｓｐｈｅｒｅ??＆?ｄｒａｉｎａｇｅ?ｐｌｕｍｅｌ???１〇＇１－?ｉｏｎｏｓｐｈｅｒｅ??１０－６?＾０＾Ａ?１０＊２?１０°?１０２?１０４?１０６??
【参考文献】
本文编号：2861188
【学位单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：博士
【学位年份】：2020
【中图分类】：P353
【部分图文】：
?第１章绪?论???流、越尾电流、环电流和伯克兰电流等）产生。??内禀磁场可以被近似看做偶极场（图１．２），在球坐标系下，地球偶极磁场的??表达式为??Ｂｒ?＝?－２Ｂ０（＾＾ｊ?ｃｏｓｄ，?（１．１）??＝—Ｂ。（－＾）?ｓｉｎ０，?０．２）??５?＝?５。（￥）?Ｖｌ?＋３ｃｏｓ２０，?（１．３）??其中，％?＝?３１２００?ｎＴ表示地球表面磁赤道处的磁场强度，ｒ、０、组成球坐标??的三个分量（ｒ为距地心的距离，０为地理余纬，为地理经度）。磁力线的表达??式为??ｄｒ?＿?Ｂｒ?＿?２ｃｏｓ＾?關??ｒｄ６?Ｂ９?ｓｉｎ?汐??／＊?＝?；＊〇?ｓｉｎ２?０?＝?ｊＬｉ？￡?ｓｉｎ２?０，?（１．５）??其中，％为磁力线与磁赤道面的交点到地心的距离，Ｌ?＝?为定义的磁壳数。??：会??图１．２地球偶极磁场磁力线示意图。??内禀磁场处在长期的缓慢变化过程中，在地质历史上发生过多次的磁极倒??转，在近现代主要表现为偶极子成分磁矩的衰减以及非偶极子成分磁场的西向??漂移。在１９世纪上半叶，高斯发明磁强计并第一次估算出内禀磁场的球谐函数??系数。此后一百多年，内禀磁场模型不断推陈出新。目前，以实测数据为基础的??ＩＧＲＦ?（Ｉｎｔｅｒｎａｔｉｏｎａｌ?Ｇｅｏｍａｇｎｅｔｉｃ?Ｒｅｆｅｒｅｎｃｅ?Ｆｉｅｌｄ）模型是国际公认的也是应用范??围最广的内禀磁场模型。在２０世纪６０年代，因为地磁观测站的空间分布极不合??理，在占全球表面积７０％的海洋上几乎没有地磁观测站，所以实测数据中包含??２??
层大气物理学协会??（ＩＡＧＡ）第五分会地磁场模型工作组每５年发布一次，为《阶ｍ次的施密??特准归一化缔合勒让德函数。ＩＧＲＦ模型本质上是每５年更新一次的由球谐函数??确定的静磁常由于内禀磁场的变化周期很长，在此期间可以近似认为内禀磁场??线性变化。??８〇．＾ｊ？＾１２０＾Ｗ６０＂Ｗ?Ｏ＇?６０．Ｅ?１２０＾??■＾—＾＝Ｔ￣?Ｉ?Ｔ－?Ｉ?Ｆ?ｎａｎｏＴｅｓｌａ??２５０００?３００００?３５０００?４００００?４５０００?５００００?５５０００?６００００?６５０００??图１．３?１ＧＲＦ－１３内禀磁场模型里地球表面的磁场大小分布示意图，表现出内禀磁场的非对??称分布（摘自：ｈｔｔｐ：／／ｗｗｗ．ｇｅｏｍａｇ．ｂｇｓ．ａｃ．ｕｋ／ｒｅｓｅａｒｃｈ／ｍｏｄｄｌｉｎｇ／ｌＧＲＦ．ｈｔｍｌ）。??外源磁场在太阳风的作用下表现出快速动态演化的特征。随着观测点到地??心的距离增加，外源磁场在总磁场中的占比逐渐增加甚至超过内禀磁常２０世??纪３０年代，Ｃｈａｐｍａｎ?ｅｔａｌ．（丨９３０）第一次估算出磁层中磁场的空间分布。随着空??间技术的发展，基于卫星观测数据的半物理半经验的外源磁场模型被建立起来??（Ｍｅａｄ?ｅｔａｌ．，１９７５）。特别是?Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ?推出了?Ｔ８９、Ｔ９６、ＴＳ０４?和?ＴＡ１６?等一系??列外源磁场模型（Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ，?１９８１，１９８９，?１９９５；?Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏ?ｅｔ?ａｌ．，?２００５，?２０】６），其??中ＴＳ０４模型考虑了所有主要的外部电流体系对外源磁场的贡献，能够比较准确??地反映磁暴期间内磁层磁场的演化，在内磁层研宄中应用较广（Ｔｓｙｇａｎｅｎｋｏｅｔａｌ．，?
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【参考文献】
相关期刊论文 前2条
1 Theodore A. FRITZ;;Recent progress on ULF wave and its interactions with energetic particles in the inner magnetosphere[J];Science in China(Series E:Technological Sciences);2008年10期
2 天兵;;华夏第一星:东方红一号[J];中国航天;2006年08期
本文编号：2861188
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