I型彗尾MHD波特征分析

一、I型彗尾中MHD波的特性分析（论文文献综述）

金晗^[1]（2019）在《海南地区低纬电离层场向不规则体的观测研究》文中指出由于电离层中的等离子体不规则体会造成无线电信号幅值和相位的快速起伏从而影响卫星通信及导航定位系统的精度,因此研究电离层不规则体的产生机制及其统计特性具有非常重要的意义。本文利用我国子午工程海南富克台站的甚高频相干散射雷达和数字测高仪的探测数据,对低纬地区电离层E层和F层场向不规则体（field-aligned irregualrities,FAIs）的特性进行了观测研究,包括电离层E层准周期性（quasi-period,QP）回波的特性分析,QP回波与背景电离层等离子体漂移的强相关性研究,电离层F层FAIs回波的特性分析,夜间F层FAIs发生率的统计特性,典型的日间F层FAIs回波特性研究以及受地磁扰动活动影响的F层FAIs的发展与演变特性等。主要研究工作及成果如下:第一部分,利用海南相干散射雷达（Hainan COherent scatter Phased Aaary Radar,HCOPAR）2013年的观测数据,对海南富克地区的电离层E层QP回波进行了统计,按照回波在高度-时间-信噪比图像上的条纹倾斜方向来划分,主要有正向QP回波和负向QP回波两大类。结合QP回波发生时海南数字测高仪对背景电离层E层的探测数据,研究了QP回波与偶发E层（Es层）发生的相关性,发现QP回波的强度和Es层的临界频率foEs与遮蔽频率fbEs的差值（1）=foEs-fbEs)成正相关,证明QP回波的产生与Es层中强密度梯度导致的梯度漂移不稳定性有关。另外,对QP回波条纹倾斜方向和背景E层经向等离子体漂移速度分别进行了统计,发现二者存在很强的相关性,即负向（正向）QP回波与E层南向（北向）等离子体漂移对应。此外,观测到一例条纹倾斜方向发生三次连续变化的QP回波,对应的背景经向等离子体漂移也同步地发生三次变化。以上结果说明QP回波条纹的倾斜方向主要受到背景中性风场方向的影响,即南（北）向等离子体漂移造成QP回波的负（正）向倾斜。第二部分,利用HCOPAR对海南富克地区2014-2017年F层FAIs进行了长期观测,并对F层FAIs回波特性以及统计特性进行了分析。首先介绍了F层FAIs的典型观测结果,对F层FAIs回波进行了分类:（1）从回波的形态特征分类,可以分为底部型（bottom-type）回波,顶部型羽毛状（topside plume）回波;（2）从FAIs的产生位置来分类,可以分为在雷达视场（field of view,FoV）内产生的Type-1型回波和雷达FoV以外产生并漂移进入雷达FoV以内的Type-2型回波;（3）从FAIs的发展阶段来划分,可以分成仍处于生长阶段的E型回波和处于退化阶段的D型回波;（4）根据FAIs发生的地方时来划分,可以分成日落后FAIs、午夜后FAIs以及日间FAIs。然后研究了海南富克低纬地区夜间F层FAIs在2014-2017年发生率的统计特性,包括太阳活动变化、季节变化和地方时变化。发现富克地区F层FAIs的发生率明显受到太阳活动的影响,太阳活动高年的发生率远高于太阳活动低年。富克地区F层FAIs的发生率具有显着的季节变化,尤其是在太阳活动高年,分点季节发生率远高于至点季节,其中春季发生率高于秋季,夏季高于冬季;而在太阳活动低年,由于整年FAIs发生率都较低,这种分点季节和至点季节发生率的不对称性相对不明显,但统计结果依然显示FAIs在冬季发生率最低。F层FAIs的发生率还依赖于地方时的变化,F层FAIs一般在19:30 LT之后发生,且发生率最高的时间主要集中在20:00 LT至午夜前,午夜后FAIs的发生率明显降低。FAIs回波的强度和高度也随地方时发生变化,日落后出现的FAIs回波通常强度更强且可以发展到更高的高度,而午夜后FAIs回波的高度相比日落后更低且回波更弱。此外,我们还针对两例典型的日间F层FAIs进行了事件分析,这两例日间F层FAIs均发生在磁静日,与磁暴无关。这两例日间F层FAIs均发生在F2层峰高以上,与典型的日落后F层FAIs不同,其回波的多普勒速度很小（几乎为0）且谱宽很窄（小于40 m/s）,多波束观测合成的扇形图显示日间FAIs呈现出向北运动的特征且无明显纬向漂移。此外,在富克北边870 km处的邵阳数字测高仪大约比富克地区晚2小时观测到F1层高度上的扩展F。根据两处回波发生的高度,分析认为富克地区的日间FAIs沿着磁力线向下运动至邵阳上空。由于白天电离层E层具有很高的电导率,会极大地削弱白天F层底部的极化电场,不利于F层不规则体的形成。我们认为,这两例日间F层FAIs应该是夜间等离子体不规则体的残余结构,且已经处于退化状态,它们应该在比富克更南边更高的高度上产生并沿着磁力线向下运动,从而先后被HCOPAR和邵阳数字测高仪观测到。第三部分,我们结合两个事件研究了地磁扰动活动对F层FAIs形成与演化的影响。地磁扰动对低纬FAIs的影响取决于哪种暴时扰动电场起主导作用,它可能会抑制或激励低纬电离层不规则体的产生和发展。根据2014-2017年HCOPAR观测数据的统计结果,大部分F层FAIs回波都发生在地磁平静条件下,只有少数几例与磁暴有关的FAIs。首先,我们分析了2017年9月7-8日磁暴期间F层FAIs的形成和演化过程。与行星际磁场（interplanetary magnetic field,IMF）Bz分量快速南向翻转有关的欠屏蔽快速穿透电场（under-shielding prompt penetration electric field,under-shielding PPEF）导致低纬电离层F层的大幅抬升,为Rayleigh-Taylor不稳定性的发展以及后续日落后FAIs的形成提供了有利的条件。南向的IMF Bz逐渐恢复至宁静水平,FAIs仍然持续到本地午夜后。在连续两次亚暴发生之后,F层底高在午夜后也出现明显大幅抬升,表明亚暴诱导的夜侧东向过屏蔽穿透电场（over-shielding penetration electric field,over-shielding PEF）可能开始占主导地位,并改变了低纬电离层午夜后纬向电场,导致了午夜后FAIs的产生。不同于磁静条件下富克地区日落后FAIs的东向漂移,这一例暴时FAIs在刚形成的阶段并没有明显的纬向漂移,随后呈现西向漂移,海南数字测高仪观测到的背景F层等离子体漂移方向的西向翻转可以解释上述暴时FAIs的纬向漂移模式。此外,我们还分析研究了2015年11月13-14日地磁扰动期间在午夜后较晚地方时（04:37-05:21 LT）产生的F层FAIs事件,海南数字测高仪的观测显示在HCOPAR记录到FAIs回波之前,F层底高在午夜后出现大幅抬升。研究认为可能是在IMF Bz的北向快速翻转及亚暴发生的共同作用下诱导了夜侧东向的过屏蔽电场向低纬电离层快速穿透,造成夜侧F层的快速抬升以及午夜后FAIs的产生。

沈晓晨^[2]（2018）在《太阳风扰动对磁层超低频波动和粒子特性的影响》文中提出太阳风动压的改变极大的影响着磁层内磁力线位型以及其中超低频波动和带电粒子的特性。我们利用THEMIS,Van Allen Probes,GOES,Geotail等卫星以及地面台站的观测,通过个例或统计分析的方法研究了不同类型太阳风扰动对超低频波动和外辐射带电子的特性的作用。前人通过个例分析,统计研究以及数值模拟等方法,己经揭示了太阳风动压脉冲可以在磁层内激发超低频波包括压缩波和阿尔芬波。然而,被激发的超低频波动的波幅随时间演化的特性并未受到广泛关注和了解,仍是开放问题。前人工作中所研究的由太阳风动压正脉冲激发的超低频波,往往在前半个到一个周期内,波幅就达到最大值,然后逐渐衰减,而我们发现6个动压脉冲激发的超低频波动事件,其波幅在三至四个周期内逐渐增长。通过分析,我们认为,这些波幅逐渐上涨的事例可能是由频率相近的波模叠加造成的拍振（beat wave）效应,或者由于太阳风能量通过较长的时间逐渐耦合到磁层超低频波上所致。其次,太阳风动压负脉冲作为一种发生频率与动压正脉冲发生频率相当的变化类型,其对磁层超低频波特性的影响,过去仍缺乏了解。通过多卫星及地面台站的数据,我们展示了由太阳风动压正脉冲激发的磁层压缩模频率在动压突降后降低的事件。分析显示,压缩模在动压降低前后均为驻波形式。位于磁层日侧的压缩波驻波通常被认为是空腔模。该空腔即磁层从磁层顶到等离子体层顶或者低纬电离层的腔体。我们认为,太阳风动压降低后,腔体变大,导致空腔的本征频率降低,由此调制了空腔模的频率。太阳风动压扰动除了源自太阳外,还包括地球前兆激波区由于不稳定性导致的局地动压扰动。前人的工作对这类局地扰动激发的超低频波动研究较少:其中两个研究工作表明在磁层内激发了全球Pc3超低频波,而另一个工作发现全球Pc5超低频波被激发。我们通过事例研究发现这类小尺度的前兆激波区瞬态扰动激发了局地的超低频波动。在该事件中,前兆激波瞬态扰动被观测到的位置位于下午侧弓激波外,伴随着动压的扰动。地面台站和磁层卫星的观测显示,超低频波动在下午侧磁层被激发,且在下午侧的一颗卫星还同时观测到环型模磁力线共振;而晨侧则没有观测到明显的波动特征。这类局地的超低频波动可能对磁层内波动分布的晨昏不对称性具有一定的贡献。此外,太阳风扰动除了在磁层产生超低频波动,还可能通过波动和粒子相互作用影响磁层带电粒子的行为,因此我们还研究了磁层外辐射带电子通量在大尺度太阳风扰动下的演化。我们知道,磁层外辐射带是动态变化的,前人的工作利用了极轨卫星和同步轨道卫星统计研究了外辐射带的演化。然而,极轨卫星虽然可以分辨出辐射带捕获电子,这些电子也具有较大的投掷角,到了高纬度低高度的区域,并不是典型的外辐射带的捕获电子;同步轨道卫星虽然在赤道面,却受限于在6.6个地球半径处。2012年发射的Van Allen Probes卫星轨道接近赤道平面,数据覆盖了磁层外辐射带,经过4年多的数据积累,给了我们统计研究外辐射带演化的好机会。因而,我们利用Van Allen Probes卫星的数据,统计研究了外辐射带电子通量在CME和CIR驱动的磁暴期间内的演化特征,发现CME磁暴与CIR磁暴对电子通量的影响具有差异,CME磁暴更能导致低L值（磁力线在偶极磁场模型下,在赤道面离地距离）处较高能电子通量的增加;而CIR磁暴则更容易导致高L值处较低能电子通量的增加等。通过这些工作,我们得到以下结论:1.动压正脉冲激发的磁层超低频波,由于可能同时激发磁层多种波模,这些不同波模的存在可以导致波幅随时间的演化不是单一的衰减,而可能形成在多个周期内逐渐增长的趋势。2.动压负脉冲可以通过改变磁层日侧空腔的大小,调制空腔模超低频波的频率大小。3.在前兆激波区产生的局地小尺度扰动,可以激发磁层内局地的超低频波动。4.CME和CIR对磁层外辐射带电子的作用有所不同。CME磁暴更能导致低L值（磁力线在偶极磁场模型下赤道面离地距离）处较高能电子通量的增加;而CIR磁暴则更容易导致高L值处较低能电子通量的增加等。

梁集^[3]（2017）在《磁场重联中动理学阿尔芬波的三维混合数值模拟研究》文中进行了进一步梳理磁场重联是空间等离子体、低温等离子体以及聚变等离子体中一种常见的磁场拓扑结构改变的现象,伴随着显着的能量交换,是等离子体加速、加热以及一些不稳定性的重要驱动因素。在对磁场重联的卫星观测研究中,发现了很多大尺度的磁流体力学波以及一些小尺度的动理学波,其中,阿尔芬波是一种很重要的磁流体波。卫星观测表明,在磁层和电离层的耦合过程中,阿尔芬波起着重要作用。不过,因为没有平行于磁场方向的电场扰动,阿尔芬波不能解释在地磁亚暴期间磁层与电离层耦合过程中,带电粒子在平行方向上的加速现象。此外,卫星观测也发现在重联过程中,存在着整体流速大于阿尔芬速度的带电粒子流。这说明,存在着某种机制可以突破传统的阿尔芬波速度的限制。研究表明,当存在离子回旋半径尺度上的垂直扰动时,阿尔芬波会被离子的动理学效应修正,成为有色散的波,即动理学阿尔芬波（KAW）。KAW可以以超阿尔芬（super-Alfvenic）速度沿着磁场传播,同时具有平行方向的电场扰动,也会携带着平行方向的能量通量。所以,KAW可能对重联中的高速粒子的形成有一定的作用,也可以为粒子在平行方向的加速提供合理解释,还可以为亚暴期间极区极光增亮现象提供能量来源。所以,磁场重联中的阿尔芬波的动理学修正具有重要的研究意义。此外,卫星观测的研究还指出,磁尾的爆发性整体流（BBFs）与各种独立尺度X线的重联过程是磁尾能量输运的主要过程。所以,对不同X线尺度的重联研究也具有重要意义。卫星观测研究发现了空间中KAW存在的证据,并且认为这与重联过程有关。但是,目前对重联中KAW的数值模拟研究工作,特别是,对三维重联中KAW的产生与特性、传播与阻尼过程以及能量传递过程的研究还比较少。此外,重联中产生的KAW在等离子体加速与加热现象中是否具有重要的作用以及加热的物理机制等问题也是尚待研究的重要问题。等离子体的混合模型,即将离子视为具有完全动理学效应的粒子,而将电子视为无质量的流体,可以有效地描述离子尺度的物理过程,同时也可以对更大的空间尺度进行模拟。本文通过三维混合的局域模型,模拟了多种导向场强度与X线长度下的磁场重联过程,并对其中动理学阿尔芬波的产生与判定、波结构的特性、传播与阻尼过程、能量传递过程及其在粒子加速和加热现象中的作用等重要问题进行了系统地研究。主要的结果如下:（1）无限长单X线重联中的KAW在无限长单X线的重联中,我们发现无论是否存在导向场,重联的扰动结构都是具有二维特征的。在重联隆起的区域,我们发现了动理学阿尔芬波扰动结构的存在。这个扰动从X线中产生,快速地沿着磁场传播出去,并在隆起区附近的分型线处形成一个拉长的结构,具有较高的垂直波数。通过对扰动结构的特性、传播速度以及极化关系的分析与讨论,我们发现这个扰动结构是KAW。当导向场为零时,在重联区中的离子扩散区附近,垂直重联面磁场分量具有霍尔四极结构的特点。在这一区域中,我们也发现了哨声波模的存在。它们是准稳定的,并且不会传播。哨声模和KAW都是从X线中产生,并且同时存在,只是不在相同的区域中。当导向场不为零时,离子扩散区附近的霍尔四极磁场分量以及哨声模结构都不再存在。此外,我们还通过坡印廷通量研究了动理学阿尔芬波所携带的能量。结果发现,当导向场为零时,动理学阿尔芬波可以携带约7.5%-8%释放的磁能;而当导向场不为零时,波可以携带约为18.6%释放的磁能。当存在一定强度的导向场时,阿尔芬波模可以携带的能量几乎是不存在导向场时的2倍左右。这说明,导向场的存在可以在局域加强阿尔芬波模的幅值。（2）有限长单X线与多X线重联中的KAW当存在单一有限长X线且存在一定强度的导向场时,磁场重联中的扰动结构是三维的。我们发现,此时,在下游出流区的分型线附近,依然存在着具有动理学阿尔芬波特性的扰动结构。通过对其特征尺度、传播与色散关系的分析,我们同样证实其为KAW扰动。通过追踪峰值的传播,我们研究了 KAW的阻尼。结果发现,KAW扰动存在衰减的迹象,并且拥有约为-0.0035--0.0062的阻尼率。不过在这个阻尼率下,KAW是可以从磁尾重联X线附近携带者能量传播到电离层中的。此外,我们研究了导向场强度的作用并且发现,导向场大小对重联区的扰动结构有影响。此外,当导向场强度适中时,KAW会携带更高的能量通量与能量。最后,我们还研究了三维多X线重联中的波动结构。通过对比分析,我们发现其中每个X线的扰动结构都与单X线重联中的KAW的结构相似,可以将单X线重联中分析的结果用于解释多X线重联中的波动现象。此外,通过将模拟结果与卫星观测的结果进行对比,我们发现在KAW的极化、谱密度分布、能量输运以及对离子的加热率等方面都比较一致。（3）KAW对离子的加速与加热通过记录波在传播路径上不同区域的离子速度分布,我们发现,当波到达某个区域时,离子的速度分布不再是麦克斯韦分布,在平行方向上会产生一个被加速的离子束,并且具有和波的相速度大小相等的整体流速。除此之外,我们在离子的速度分布的变化中,还发现了离子可以在平行与垂直方向上被加热的现象。在波刚刚经过离子所在区域时,离子会被加速。此时,由于离子的平行速度尚且较小,回旋共振或分数共振条件仍然近似满足。于是,离子在垂直方向上被随机加热。随着离子在平行方向上被不断地加速并达到波的相速度大小,离子会被波场捕获。此时,朗道共振取代回旋或分数共振,在平行方向上对离子进行加热。对于全部离子来说,由于波扰动不断地产生并不断地加速背景离子,离子的垂直与平行方向的加热可以同时出现。此外,我们还发现离子束与背景等离子体之间存在着相互作用。这种相互作用会通过消耗离子能量来激发离子束不稳定性,从而使离子垂直温度出现短暂下降。当两个离子束融合为一后,离子束不稳定性的影响逐渐减弱,波与离子的非线性相互作用再一次加热离子,使得离子的温度再次上升。总结来说,KAW对离子加速与加热的证据有以下几点:一是离子平行速度可以被加速到KAW相速度的大小;二是KAW的阻尼率与离子束的加热率在数值上是一致的;三是离子的垂直温度与KAW的特征电磁场扰动之间存在着相关的变化关系。通过以上研究结果,我们发现了重联过程中动理学阿尔芬波的主要特点,即广泛地存在于重联的隆起区域,具有较大的垂直波数,以略高于阿尔芬速度的速度沿着磁场方向传播,并在这一过程中可以通过不同的机制引起离子的加速与加热现象。这些结果有助于解释卫星观测到的一些与KAW相关的能量传递过程,如亚暴过程中的极光增亮等现象。

杨利平^[4]（2011）在《背景太阳风的三维数值模拟研究》文中研究说明近年来,随着空间天气学的提出与发展,人们迫切希望了解空间天气的发生机制,并实现提前几个小时到几天的空间天气预报。受此重大需求的驱动,基于物理的以强大计算能力为基础的日冕-行星际过程三维数值模式研究受到人们的普遍关注。本文在SIP-CESE MHD模型中引入适合处理日地空间球壳区域的6片网格系统,并实现网格自适应技术（称之为SIP-AMR-CESE MHD模型）。利用该模型,我们探讨了不同加热方法对日冕和太阳风结构的影响,并对太阳活动23周和24周之间的极小期所表现出的异常进行了数值研究。为进一步改善SIP-CESE MHD模型,我们主要在以下几个方面做出尝试:（1）采用一种新的重叠网格-6片网格。该重叠网格由6个相同的片组合成一个球面,每一片都是近乎均匀低纬度的球面网格,并且片与片可以通过坐标变换相互转换,因此非常易于编程。6片网格的引入不仅避免了传统球面网格的极区网格汇聚和奇性,而且有利于内边界条件的处理和实现“（θ,φ）”方向的并行计算,（2）采用多重网格方法下泊松校正以处理磁场散度的数值误差;该方法可以使磁场散度的整体误差降低近三个数量级,（3）采用库郎数不敏感方法以降低库郎数大的差异而引起的过量的数值粘性,（4）采用多个时间步方法以加速计算, （5）采用流量限制时变边界条件以处理位于亚声速亚阿尔芬速太阳表面边界;该边界条件可以产生更接近实际的冕流和冕洞的结构。为了产生快慢速太阳风流,我们在加热源项中考虑磁场的拓扑结构,即磁场的扩散因子（fS）和开场到闭场最小的角距离（θb）。改善之后的SIP-CESE MHD模型给出的卡琳顿周1911的模拟结果和LASCO C2以及WIND飞船的观测有非常好的一致性。太阳风加速加热问题是几十年来困扰太阳物理学家和空间物理学家的难题。为了产生切合实际的太阳风,数值模拟者提出了很多方法,其中有三种常用的加热方法:Wentzel-Kramers-Brillouin （WKB）近似的阿尔芬波加热方法,湍动加热方法和体积加热方法。为了明确这三种加热方法的适用性和局限性,我们在卡琳顿周1897下进行了数值试验和验证。结果表明三种加热方法基本上都能产生极小期所观测到的太阳风结构。但是,即使在近太阳处它们也表现出非常的不同。对于湍动加热方法,主要加速区段终止于4RS;而对于阿尔芬波加热方法和体积加热方法,主要加速区段终止于10RS。在1AU附近,湍动加热方法和体积加热方法都能捕捉到WIND飞船所观测到的太阳风参数的变化,尽管湍动加热方法给出比较高的密度。但是,阿尔芬波加热方法没有捕捉到速度大的变化。这项工作将有助于我们发展更接近实际的背景太阳风数值模式。无论是在日冕还是行星际空间,太阳活动23周和24周之间的极小期都表现出不同于过去几个极小期的观测特征。选用卡琳顿周2070,我们对这个时期的异常进行了数值研究,并把模拟得到的数值结果与众多卫星（SOHO, Ulysses,STEREO, Wind, ACE）进行了比对。结果表明以观测的视向磁场作为边界条件的数值模拟重现了这个时期的许多观测特性,比如相对比较小的极区冕洞,中低纬度冕洞的存在,倾斜和弯曲的电流片以及比较宽的多冕流结构。数值结果也给出了太阳风速极小值的位置并不是和日球电流片的位置完全一致,并且也得到了这个时期比较慢的,冷的和窄的高速太阳风,宽的低纬度的中间速流,以及行星际空间整体比较弱的磁场和比较低的密度。在增强的极区磁场下的数值模拟表明这个时期弱的极区磁场对日冕和太阳风结构的形成起了很重要的作用。为了在6片网格下SIP-CESE MHD模型实施网格的自适应技术,我们利用了自适应软件包PARAMESH,并把物理空间（x,y,z）的MHD方程组转化到参考空间（ξ,η,ζ）,同时也保留了MHD方程组的守恒形式。我们在参考空间（ξ,η,ζ）实施自适应技术,数值计算并最大限度使用PARAMESH所提供的操作。为了验证模式的可靠性,我们模拟了不同太阳活动相的背景太阳风,并与SOHO卫星的观测和OMNI数据进行了比较。结果表明SIP-AMR-CESE MHD模型基本上捕捉到了飞船所观测到的日冕和太阳风的结构。

张莹^[5]（2009）在《行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究》文中研究表明太阳瞬变活动如太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）和射电爆发等,以及冕洞太阳风高速流是空间天气的主要驱动源,是造成行星际扰动及相应地磁扰动的主要原因,对日地空间环境具有举足轻重的影响。本文借助数值模拟和统计分析相结合的方法,对太阳活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性及相关的预报方法进行了研究。利用Hakamada-Akasofu-Fry（HAF）太阳风模型,通过比较有无爆发事件发生时的模拟结果,首次区分了第23太阳周（1996～2005）的三种行星际结构:“纯”-共转相互作用区（CIR）,CIR与行星际日冕物质抛射（ICME）的相互作用结构和“纯”-ICME。在此基础上对CIR的重现型地磁活动;CIR与激波、磁暴的关系进行了统计性分析,其结果如下:（1）在第23太阳活动周共识别了157个CIR事件,大部分事件发生在下降相。（2）引入相邻卡林顿周的Kp指数的相关系数（ CCKCCR ）来反映地磁活动的重现性程度。CCKCCR的最大值出现在太阳活动下降相,表明重现型地磁活动在这个时期占主导地位。通过分析冕洞的纬度和CCKCCR的关系,可以看出CIR在重现型地磁活动的重要作用。（3）在1AU处,41%的CIR可以形成激波,且多为前向激波,其原因可能是:相对于背景太阳风,前向激波是远离太阳,向西且向赤道传播的,而后向激波是靠近太阳,向东且向极区传播的,因而在1AU处黄道面附近的Wind,ACE卫星观测到更多的是前向激波。（4）CIR引发的磁暴与激波没有必然联系,仅有44%与激波相伴随。（5）当Dst指数大于-100 nT时,CIR引起的磁暴的Dst指数与行星际磁场Bz,晨昏电场Ey,和太阳风-磁能耦合函数（ε）具有较好的线性相关关系。（6）由于地球和太阳相对位置的变化,CIR的地磁活动具有明显的季节效应,在二分点（春分和秋分）附近最强。这些统计结果,可以为CIR地球物理效应的中长期预报提供重要参考。建立了一种预报激波到达时间的数据库新方法。基于HAFv.1模式,利用大量虚拟事件建立一个激波渡越时间数据库,该数据库包括:虚拟事件的源位置,初始激波速度,发生年份以及其对应的渡越时间。只要输入太阳观测事件的源位置,初始激波速度和与第23太阳周相应的发生年份,就可以在数据库中迅速查找到该事件所对应的激波到达时间。对于1997年2月到2002年8月间的130个历史激波事件的预报试验表明数据库方法的预报能力并不亚于STOA、ISPM、HAFv.2模型,从而显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,由于太阳活动的周期性,我们选取了23个其他太阳活动周的事件,尝试用该数据库进行预报,也得到了较好的预报结果。这表明,该数据库方法可能也适用于其他太阳周。然而,该数据库方法也有它的不足之处,如没有考虑源表面磁场的短期变化,致使大尺度日球电流片位形以及背景太阳风结构等都有所偏差,使得该方法的预报结果存在一定误差。另外,为了简单起见,该数据库方法向其它太阳周的拓展也没有得到较好的太阳活动周的相位对应。这些因素将会在未来的工作中考虑。目前的工作旨在提供一种可以迅速预报激波到达时间的新方法。给出预报行星际激波到达时间的两种一维数值模型:一种是基于一维流体方程,采用Roe格式建立起来的激波扰动的传播模型（称之为1D-HD模型）;另一种是采用时空守恒元和解元（ CE/SE ）方法建立起来的一维磁流体（MHD ）激波传播模型（称之为1D-MHD（CE/SE）模型）。选取了一定的激波样本事件,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模型所得结果进行了比较。结果表明,这两种模型的预报精度与其它模型相比基本相当。表明这两种模型在空间天气的激波到达时间的预报方面有潜在的应用价值。这两个模型虽然是简单的一维数值模型,但却可以达到迅速预报激波到达时间的目的,而且可以通过进一步的改进,期望可以对激波能否到达1AU及地球轨道给出判断。

赵新华^[6]（2007）在《日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究》文中提出太阳瞬变爆发活动,如太阳耀斑、射电爆发、日冕物质抛射等,是造成行星际扰动及相应非重现性地磁扰动的主要原因,具有强烈的地球物理效应,是空间天气学研究的重要内容。本文以观测资料的统计分析为主,在积累大量样本事件的基础上,进行太阳爆发活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性分析及相关预报方法的研究,对影响太阳暴及其产生的行星际太阳风暴能否到达地球、何时到达地球及其引起地磁暴强度的因素进行了综合研究。搜集了1997.2-2002.8期间347个伴随有II型射电暴发生的太阳耀斑事件,研究了太阳爆发活动的观测特征及大尺度日球电流片位形对相应激波能否到达地球的影响。统计结果表明:（1）到达地球的行星际激波最可能起源于日面上东经10度到西经30度之间区域;（2）行星际激波的地磁效应关于源区位置分布存在东西不对称性,大的地磁暴事件多由起源于日面中心附近和西半球的事件触发,同时发现大扰动事件的地磁效应具有更显着的东西不对称性,最容易触发大磁暴的扰动源位置在西经20度附近;（3）激波到达地球的几率随爆发源到日地连线角距离的增加而下降;（4）日球电流片大尺度位形对行星际激波能否到达地球有重要影响,一方面,事件数目分布的峰值位于电流片附近,但爆发源靠近电流片的弱激波到达地球的几率较小;另一方面,在相同角距离下,爆发源和地球位于电流片同侧的激波事件传播到地球的几率较异侧激波大。基于CME爆发的日面位置和太阳源表面磁场观测,建立了一种定量描述CME爆发源、日球电流片和地球三者之间相对位置的坐标系-电流片磁坐标系（CMC）,在此坐标系下统计研究了1997.1-2002.11期间100个到达地球的CME-ICME事件的分布特征及其地球物理效应。结果表明:CME主要起源于太阳上闭合磁力线区域,超过3/4的事件其CME爆发源和地球位于电流片的同一侧,异侧的CME事件较少能够到达地球,日球电流片对CME-ICME的跨越传播具有“阻碍”作用;大磁暴事件多为同侧事件触发,并且随着相应地磁扰动强度的增加,同侧事件所占比例逐渐上升,异侧事件比例显着下降,Dst<-200nT大磁暴100%对应于同侧事件。给出一种预测行星际激波到达时间的新方法-SPM（Shock Propagation Model）模型。模型输入参数为太阳扰动的开始时间、X耀斑持续时间、初始激波速度、角宽度和背景太阳风速度,可以输出相应激波传播到行星际空间任意径向距离处所需要的时间。预报给出的时间可以比相应扰动的到达时间提前1～3天。对165个样本事件的试验表明,SPM模型给出的相对误差小于10%的事件占27.88%,小于30%的事件占71.52%,小于50%的事件占85.46%。与国际流行的激波到达时间预报模式STOA、ISPM、HAFv.2相比,对于相同的样本事件来说,SPM模型给出的误差都不大于其它模型,显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,在电流片磁坐标系下,考虑了CME爆发源、日球电流片和地球之间相对位置对其到达时间及相应地磁暴强度的影响,给出一种利用CME朝向地球的有效传播速度来预报其到达时间和定量估计相应地磁扰动强度的经验方法。

李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝^[7]（2000）在《I型彗尾中MHD波的特性分析》文中研究指明本文根据I型彗尾的背景材料 ,分析了MHD波的色散关系 ,探讨了螺旋波的稳定性及其演变的特征。根据初始条件的不同 ,有的彗尾中可以产生稳定的螺旋波 ,有的则不然 ,只能是浑云状态。文章给出了理论推演 ,列出了观测结果 ,理论和观测能较好地符合。可进一步结合Hale -Bopp彗星的观测 ,进行对比和检验。

李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝^[8]（2000）在《I型彗尾中MHD波的特性分析》文中认为本文根据I型彗尾的背景材料 ,分析了MHD波的色散关系 ,探讨了螺旋波的稳定性及其演变的特征。根据初始条件的不同 ,有的彗尾中可以产生稳定的螺旋波 ,有的则不然 ,只能是浑云状态。文章给出了理论推演 ,列出了观测结果 ,理论和观测能较好地符合。可进一步结合Hale -Bopp彗星的观测 ,进行对比和检验。

李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝^[9]（1997）在《Ⅰ型彗尾中MHD波的特征分析》文中认为本文根据Ⅰ型彗尾的背景材料，分析了MHD波的色散关系，探讨了螺旋波的稳定性及其演变的特征．根据初始条件的不同，有的彗尾中可以产生稳定的螺旋波，有的则不然，只能是浑云状态．文章给出了理论推演，列出了观测结果，理论和观测能较好地符合．可进一步结合Hale－Bopp彗星的观测，进行对比和检验．

二、I型彗尾中MHD波的特性分析（论文开题报告）

（1）论文研究背景及目的

此处内容要求：

首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。

写法范例：

本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。

（2）本文研究方法

调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。

观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。

实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。

文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。

实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。

定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。

定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。

跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。

功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。

模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。

三、I型彗尾中MHD波的特性分析（论文提纲范文）

（1）海南地区低纬电离层场向不规则体的观测研究（论文提纲范文）

（2）太阳风扰动对磁层超低频波动和粒子特性的影响（论文提纲范文）

（3）磁场重联中动理学阿尔芬波的三维混合数值模拟研究（论文提纲范文）

（4）背景太阳风的三维数值模拟研究（论文提纲范文）

（5）行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究（论文提纲范文）

（6）日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究（论文提纲范文）

四、I型彗尾中MHD波的特性分析（论文参考文献）

• [1]海南地区低纬电离层场向不规则体的观测研究[D]. 金晗. 武汉大学, 2019(06)
• [2]太阳风扰动对磁层超低频波动和粒子特性的影响[D]. 沈晓晨. 山东大学, 2018(09)
• [3]磁场重联中动理学阿尔芬波的三维混合数值模拟研究[D]. 梁集. 大连理工大学, 2017(09)
• [4]背景太阳风的三维数值模拟研究[D]. 杨利平. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2011(03)
• [5]行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究[D]. 张莹. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2009(02)
• [6]日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究[D]. 赵新华. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2007(10)
• [7]I型彗尾中MHD波的特性分析[J]. 李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝. 中国科学院上海天文台年刊, 2000(S1)
• [8]I型彗尾中MHD波的特性分析[J]. 李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝. 中国科学院上海天文台年刊, 2000(S1)
• [9]Ⅰ型彗尾中MHD波的特征分析[J]. 李中元,石志东,顾顺勇,程宗颐,童彝. 空间科学学报, 1997(02)