張典鈞, 劉文龍*, 杜俊峰, 張釗

1 北京航空航天大學(xué)空間與環(huán)境學(xué)院, 北京 102206 2 北京航空航天大學(xué)空間環(huán)境監(jiān)測與信息處理工信部重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室, 北京 102206

0 引言

行星際激波(Interplanetary shocks,IPS)是影響內(nèi)磁層物理過程的重要因素,一般伴隨著日冕物質(zhì)拋射(CME)或共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)(CIR)產(chǎn)生(Gibson et al., 2009),可能會導(dǎo)致劇烈的地磁活動甚至是磁暴和亞暴(Cao et al., 2008, 2010; Fu et al., 2011, 2012; Liu et al., 2009, 2013, 2016; Ma et al., 2020; Shi et al., 2013, 2014; Sun et al., 2015; Wang et al., 2010; Yu et al., 2015, 2017; Zhang et al., 2020, 2022; Zong et al., 2007, 2017).行星際激波導(dǎo)致內(nèi)磁層壓縮的這段時(shí)間也被稱為磁暴急始期(Chapman and Bartels, 1940),在這一期間,由于行星際激波壓縮導(dǎo)致的地球磁場急速抬升,內(nèi)磁層會感應(yīng)產(chǎn)生出全球尺度的西向的脈沖電場(Kim et al., 2009; Korotova et al., 2018; Schmidt and Pedersen, 1988; Shinbori et al., 2004; Sun et al., 2015; Tian et al., 2016; Zhang et al., 2018).由于脈沖電場方向平行或反平行于內(nèi)磁層的粒子漂移方向,脈沖電場會導(dǎo)致高能粒子的加速,同時(shí)也會在電漂移的作用下快速地發(fā)生注入(Blum et al., 2021; Hudson et al., 2017; Kanekal et al., 2016; Patel et al., 2019; Schiller et al., 2016; Xiao et al., 2020).

Blake等(1992)初次報(bào)道了1991年3月24日行星際激波事件,CRRES衛(wèi)星在夜側(cè)內(nèi)磁層觀測到了持續(xù)時(shí)間大約2 min且幅度約40 mV·m-1的雙極性(Bi-polar)脈沖電場,同時(shí)觀測到相對論電子的注入,其深度達(dá)到了L=2.5 的位置,脈沖電場的雙極性特征是由磁層依次被太陽風(fēng)壓縮和舒張產(chǎn)生的向內(nèi)和向外的等離子體流動導(dǎo)致的.Li等(1993)通過對1991年3月24日事件觀測的電磁場進(jìn)行建模,并結(jié)合實(shí)驗(yàn)粒子成功模擬出觀測中的相對論電子的漂移回聲信號(drift-echo).Kress等(2007)利用磁流體力學(xué)方法(MHD)模擬的2003 年萬圣節(jié)磁暴急始期中觀測到的脈沖電場也成功再現(xiàn)出漂移回聲信號,脈沖電場幅度為10 mV·m-1且持續(xù)時(shí)間為1～2 min.Foster等(2015)報(bào)道了范艾倫衛(wèi)星觀測的2013年10月8日的行星際激波事件,發(fā)現(xiàn)環(huán)向的脈沖電場可以使初始動能為3～4 MeV的電子在短時(shí)間內(nèi)獲得0.4 MeV的加速.這一系列觀測研究表明,行星際激波導(dǎo)致的脈沖電場與相對論電子的快速輸運(yùn)和加速過程之間有著非常緊密的聯(lián)系,因此研究行星際激波的脈沖電場對理解內(nèi)磁層動力學(xué)問題有重要意義.

Zhang等(2018)利用2013—2017年行星際激波事件期間的范艾倫衛(wèi)星電場觀測數(shù)據(jù)研究了脈沖電場的特性,尤其是行星際激波到達(dá)地球之后直接由壓縮產(chǎn)生的第一個脈沖電場的時(shí)間演化以及振幅大小的特性.與Schmidt和Pedersen(1988)利用GEO-2衛(wèi)星以及Shinbori等(2004)利用Akebono衛(wèi)星的觀測結(jié)果相同,統(tǒng)計(jì)結(jié)果中的脈沖電場符合沿環(huán)向向西的特征,然而不同的是脈沖電場日側(cè)的幅度普遍大于夜側(cè)的幅度,同時(shí)脈沖電場在日側(cè)的持續(xù)時(shí)間也普遍小于夜側(cè).并且通過將電場數(shù)據(jù)與太陽風(fēng)觀測數(shù)據(jù)比較,在日側(cè),初始脈沖電場的振幅與太陽風(fēng)動壓變化幅度呈正相關(guān),而在夜側(cè)很難產(chǎn)生強(qiáng)烈的脈沖電場,除非是像2015年3月17日的極端的行星際激波事件,充分揭示了產(chǎn)生的脈沖電場的第一個周期的幅度和演化可能是由太陽風(fēng)直接控制的.另一方面我們也基于脈沖電場空間分布的統(tǒng)計(jì)結(jié)果,討論了行星際激波期間發(fā)生的內(nèi)磁層電子的注入和加速行為,對于空間分布寬度為10個磁地方時(shí)且幅度為3.36 mV·m-1的脈沖電場,可以使L=4的高度漂移的4.3 MeV的相對論電子在77 s內(nèi)獲得289 keV的加速.

在本文我們將利用美國密歇根大學(xué)開發(fā)的空間天氣模組(Space Weather Modeling Framework;SWMF)對2015年12月19日行星際激波對地球磁層的作用進(jìn)行模擬,研究脈沖電場的分布以及演化特征,并與Zhang等(2018)的統(tǒng)計(jì)觀測結(jié)果進(jìn)行對比.本文第1節(jié)將對觀測數(shù)據(jù)以及模型進(jìn)行介紹,第2節(jié)將介紹衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)以及數(shù)值模擬的主要結(jié)果.

1 數(shù)據(jù)與方法

1.1 觀測數(shù)據(jù)

本研究的觀測部分使用了以下衛(wèi)星和地磁臺站的觀測數(shù)據(jù):首先是位于日地拉格朗日L1點(diǎn)的Wind衛(wèi)星數(shù)據(jù),主要使用儀器有磁強(qiáng)計(jì)MFI儀器(Magnetic Field Investigator, Lepping等(1995))以及三維等離子體分析儀3DP儀器(3d-Plasma Analyzer, Lin等(1995)).Wind衛(wèi)星于L1點(diǎn)測量的太陽風(fēng)數(shù)據(jù)會被均勻地插值到時(shí)間精度為5 s的時(shí)間軸上,并作為模擬的輸入條件使用.其次是位于內(nèi)磁層的范艾倫衛(wèi)星,主要使用儀器為磁強(qiáng)計(jì)EMFISIS儀器(Electric and Magnetic Field Instrument Suite and Integrated Science, Kletzing et al., 2013)以及電場探針EFW儀器(Electric Field and Wave, Wygant et al., 2013).其中EFW儀器只提供了電場的mGSE(modified GSE)坐標(biāo)下的Y和Z分量的測量數(shù)據(jù),X分量需要根據(jù)磁凍結(jié)的假設(shè)并結(jié)合EMFISIS儀器測量的磁場數(shù)據(jù)計(jì)算得到.最后是OMNI數(shù)據(jù)中的對稱地磁水平分量SYM-H指數(shù)(Iyemori, 1990),用來確定行星際激波到達(dá)地球磁層的確切時(shí)間.

1.2 模型介紹

本研究的數(shù)值模擬部分所使用的是美國密歇根大學(xué)開發(fā)的SWMF(Space Weather Modeling Framework)模組(Tóth et al., 2005),用來研究行星際激波導(dǎo)致的脈沖電場在內(nèi)磁層各個位置的時(shí)間演化特性.這個模型框架集成了全球磁流體力學(xué)BATS-RUS(Block-Adaptive Tree Solar Wind Roe-Type Upwind Scheme)模型(Powell et al., 1999)、環(huán)電流RCM(Rice Convection Model)模型(Toffoletto et al., 2003)以及電離層模型(Ridley et al., 2004).本數(shù)值計(jì)算模型主要用于對太陽風(fēng)磁層相互作用過程的可視化,在之前的研究工作中有很好的表現(xiàn)(Gong et al., 2022; Wei et al., 2019; Yu and Ridley, 2008, 2009, 2011).全球MHD模型主要以Wind衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)作為太陽風(fēng)輸入條件來求解理想磁流體力學(xué)方程組.模型設(shè)計(jì)為網(wǎng)格求解,對于r<4RE的位置網(wǎng)格的計(jì)算精度為1/8RE,而對于4

2 觀測和模擬結(jié)果

2.1 行星際激波的觀測

在圖1中,我們展示了2015年12月19日Wind衛(wèi)星在L1點(diǎn)于大約15∶45 UT觀測到的快前向行星際激波(圖中用IPS指代行星際激波):質(zhì)子數(shù)密度Np從5 cm-3增大到了15 cm-3(見圖1a),太陽風(fēng)速度Vx大小從375 km·s-1增大到490 km·s-1(見圖1b),對應(yīng)的太陽風(fēng)動壓Pd從2 nPa增大到了7 nPa,并且質(zhì)子溫度Tp從6 eV增長到了25 eV(見圖1c),同時(shí)伴隨著行星際磁場的各個分量的變化(見圖1d).如節(jié)1.2所述,圖1a—d所展示的行星際激波的觀測結(jié)果同時(shí)被用作SWMF模擬的輸入條件.OMNI數(shù)據(jù)記錄到SYM-H指數(shù)在16∶17 UT左右出現(xiàn)從-5到20 nT的增長,表示在這個時(shí)刻于L1點(diǎn)觀測的行星際激波到達(dá)并壓縮了地球磁層,導(dǎo)致了全球尺度的磁場增強(qiáng)(見圖1e).

圖1 Wind衛(wèi)星在L1點(diǎn)測量的(a)質(zhì)子密度、(b)太陽風(fēng)速度GSE坐標(biāo)下的X分量、(c)質(zhì)子溫度和(d)GSE坐標(biāo)下磁場矢量觀測數(shù)據(jù)以及(e)OMNI數(shù)據(jù)庫的SYM-H指數(shù).兩個紅色垂直虛線分別代表行星際激波依次到達(dá)日地L1點(diǎn)以及地球磁層的時(shí)間Fig.1 (a) Proton number density,(b) X component of solar wind velocity in GSE coordinate, (c) proton temperature and (f) magnetic field vector in GSE coordinate obtained from Wind spacecraft measurement at L1 point and (e) SYM-H index obtained from OMNI database. Two vertical dashed lines respectively represent the interplanetary shock′s arrival at the Sun-Earth L1 point and the Earth′s magnetosphere

2.2 內(nèi)磁層響應(yīng)的觀測和模擬

圖2展示了范艾倫B衛(wèi)星于2015年12月19日16∶17 UT左右的軌道示意圖.衛(wèi)星大致運(yùn)行于磁地方時(shí)為10點(diǎn)且L值大致為5.8的內(nèi)磁層日側(cè)區(qū)域,所觀測到的電磁場對行星際激波的響應(yīng)展示在圖3a—e中.范艾倫B衛(wèi)星的EFW儀器測量到脈沖電場幅度為7 mV·m-1,方向指向晨側(cè)并且略微指向磁尾,即沿環(huán)向向西,上升沿時(shí)間大約為60 s(見圖3a—b);同時(shí)EMFISIS儀器觀測到磁場主要為Z方向上從120 nT到160 nT的抬升(見圖3e).這些是典型的內(nèi)磁層電磁場對行星際激波的響應(yīng)特征,與之前的觀測和模擬結(jié)果相符合(Cattell et al., 2017; Kanekal et al., 2016; Korotova et al., 2018).

圖2 范艾倫B衛(wèi)星的軌道信息示意圖,其中箭頭代表衛(wèi)星運(yùn)行方向Fig.2 A schematic of the orbit information of Van Allen Probe-B, where arrows represent the direction of spacecraft motion

圖3 范艾倫B衛(wèi)星的電磁場觀測結(jié)果(左)和SWMF電磁場模擬結(jié)果(右).GSE坐標(biāo)下電場的X和Y分量的數(shù)據(jù)(a—b和f—g)以及磁場的X、Y和Z分量數(shù)據(jù)(c—e和h—j).紅色垂直虛線代表行星際激波導(dǎo)致的脈沖電場的起始時(shí)間Fig.3 Van Allen Probe-B observational results (left) and SWMF numerical result (right). (a—b and f—g) electric field X and Y components and (c—e and h—j) magnetic field X, Y and Z components in GSE coordinate. The red vertical dashed lines indicate the onset time of IPS-induced impulsive electric field

范艾倫B衛(wèi)星位置的SWMF對行星際激波的電磁場響應(yīng)的模擬結(jié)果展示在圖3f—j中.圖3f和g所展示的模擬結(jié)果中脈沖電場的幅度約為12 mV·m-1,大于觀測結(jié)果的7 mV·m-1,但是從脈沖電場的X和Y的分量比值可以看出,觀測結(jié)果中沿環(huán)向向西的方向特征被很好地再現(xiàn)了出來,并且隨時(shí)間演化的趨勢也是基本一致的.相比之下,圖3h—j所展示的模擬結(jié)果的磁場變化與觀測結(jié)果在幅度、方向以及時(shí)間演化的特征都基本相同.總的來說,觀測與模擬結(jié)果之間具有很好的一致性,因此SWMF的結(jié)果很好的地模擬出了內(nèi)磁層對行星際激波的響應(yīng)過程.

2.3 脈沖電場的分布特性

從圖3所示的觀測和模擬結(jié)果中可以初步發(fā)現(xiàn)脈沖電場沿環(huán)向向西的特征,在這里我們需要利用SWMF模擬結(jié)果來進(jìn)一步驗(yàn)證脈沖電場的分布特征.圖4展示的是赤道面上L值從4到7的區(qū)域內(nèi)行星際激波達(dá)到之后電場的第一次響應(yīng)的幅度和方向的信息.可以看到,脈沖電場在大部分的區(qū)域內(nèi)都符合沿環(huán)向向西的特征,同時(shí)日側(cè)的脈沖電場幅度(12 mV·m-1)也普遍大于夜側(cè)(4 mV·m-1).這兩個特征都與Zhang等(2018)對脈沖電場的觀測統(tǒng)計(jì)結(jié)果相一致.

圖4 SWMF模擬結(jié)果中,行星際激波到達(dá)之后第一個脈沖電場的幅度和大小在赤道面的分布圖.箭頭長度和顏色代表脈沖電場幅度,右上圖例展示了5 mV·m-1大小的脈沖電場對應(yīng)的箭頭長度,右側(cè)的色標(biāo)也可以作為幅度的參考,虛線圓作為L=2、4、6以及地球同步軌道的位置參考Fig.4 The amplitude and orientation of initial impulsive electric field after IPS′s arrivalst the Earth′s magnetosphere in the SWMF simulation result. Both length of arrows and color represent the amplitude of the impulsive electric field. The legend and color bar can both be a reference for the amplitude. The dashed circles are the references for the location of L=2, 4 and 6 and the geosynchronous orbit

圖5中展示的是從圖4所示的SWMF模擬結(jié)果中L=5的高度上磁地方時(shí)分別為12、18和24(即正午、昏側(cè)、午夜)的位置提取出的電場隨時(shí)間的演化情況.同樣也可以看出圖4結(jié)果所示的脈沖電場的幅度和方向的分布信息.除此之外也容易看到,隨著磁地方時(shí)從正午轉(zhuǎn)向午夜,脈沖電場的幅度逐漸變小的同時(shí),環(huán)向電場Ea的上升沿時(shí)間Δt(從電場為0到第一次達(dá)到峰值的時(shí)間)也在逐漸變大.

圖5 SWMF模擬結(jié)果中L=5的高度上磁地方時(shí)分別為(a)12、(b)18和(c)24的位置的脈沖電場演化,從上至下分別為GSE坐標(biāo)下X(藍(lán)色)和Y(橙色)方向的電場以及環(huán)向(黑色)電場Fig.5 The impulsive electric field evolution in SWMF simulation result at the positions where MLT equals (a) 12, (b) 18 and (c) 0, respectively. From top to bottom, the electric fields in the X (blue) and Y (orange) directions and the azimuthal (black) electric field in GSE coordinates, respectively

圖6展示了SWMF模擬結(jié)果中脈沖電場的上升沿時(shí)間大小Δt在不同的L上隨磁地方時(shí)的分布圖.可以看出,Δt的大小對磁地方時(shí)有明顯的依賴性:日側(cè)的Δt基本保持在30～45 s的范圍,而隨著位置越靠近午夜Δt變得越來越大,甚至在磁地方時(shí)為3的位置Δt可以達(dá)到150 s以上;而相比之下Δt對L值的依賴性并不明顯,盡管在正午側(cè)高L值的Δt傾向大于低L值的Δt.因此Δt的大小主要依賴于磁地方時(shí),此結(jié)果與Zhang等人(2018)的統(tǒng)計(jì)結(jié)果中的日夜不對稱的特征相一致.在Zhang等人(2020)的工作中驗(yàn)證了Δt的大小是由當(dāng)?shù)氐目齑怕暡ㄋ俣葲Q定,當(dāng)?shù)氐目齑怕暡ㄋ俣仍娇?快波鋒面的傳播就越快,Δt就越小,日側(cè)夜側(cè)磁層的背景磁場的差異決定了兩個區(qū)域的平均快磁聲波速度不同,同樣存在日夜不對稱性,因此Δt基本可以確定是與脈沖的傳播相關(guān).

圖6 SWMF模擬結(jié)果中脈沖電場的上升沿時(shí)間大小Δt在不同的L上隨磁地方時(shí)的分布圖,L的大小用顏色區(qū)分Fig.6 Distribution of the rising time Δt of simulated impulsive electric field with MLT at different L. L value is distinguished by colors

從以上對模擬結(jié)果的分析可以看出,磁層對行星際激波的響應(yīng)是一個全球尺度的過程,其產(chǎn)生的脈沖電場在不同地方時(shí)和L值區(qū)域都可被觀測到.Zhang等(2018)利用范艾倫衛(wèi)星的觀測結(jié)果,對多個行星際激波事件期間的脈沖電場進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)分析,得到其激發(fā)和分布的觀測特征,但受限于單點(diǎn)衛(wèi)星觀測的影響,無法確定脈沖電場在一個事件中的傳播規(guī)律和幅度變化.本文所開展的模擬研究提供了一個全球尺度的完整的脈沖電場對行星際激波的響應(yīng)圖像,從模擬結(jié)果中可以清晰地分辨其傳播時(shí)間和幅度變化特征.

3 結(jié)論

我們利用SWMF模擬了2015年12月19日的行星際激波事件,并結(jié)合范艾倫B衛(wèi)星的電場觀測,驗(yàn)證了Zhang等(2018)對行星際激波導(dǎo)致的脈沖電場的統(tǒng)計(jì)結(jié)果,得到了如下結(jié)論:

(1)2015年12月19日的范艾倫B衛(wèi)星的電場觀測與SWMF模擬的相同位置的電場演化結(jié)果一致;

(2)脈沖電場主要沿著環(huán)向向西的方向,并且日側(cè)的脈沖電場幅度大于夜側(cè)的幅度,而日側(cè)的脈沖電場上升沿時(shí)間小于夜側(cè)的上升沿時(shí)間;

(3)我們利用SWMF模擬很好地驗(yàn)證了Zhang等(2018)利用范艾倫衛(wèi)星對脈沖電場的統(tǒng)計(jì)研究結(jié)果.

致謝本工作由國家自然科學(xué)基金(41821003和41974194)提供支持.感謝NASA CDAWeb(http:∥cdaweb.gsfc. nasa.gov/)提供了Wind衛(wèi)星、范艾倫衛(wèi)星數(shù)據(jù),以及OMNI提供了SYM-H指數(shù)數(shù)據(jù).感謝密歇根大學(xué)空間環(huán)境模擬中心(CSEM)開發(fā)的SWMF和BATS-R-US工具.感謝中國廣州的天河二號國家超級計(jì)算機(jī)提供的計(jì)算.