木星磁层物理研究
木星是太阳系中最大的行星，有着最快的自转角速度和最强的磁场，并与其周围的多颗卫星构成木星系。木星磁层在太阳风作用下包裹着木星，范围远超过伽俐略卫星的轨道，因此磁层活动不仅与太阳风相关，还受到磁层内卫星的影响。当磁层中物理过程产生高能粒子沿磁力线轰击木星电离层时就形成了木星极光，其按形态主要分为三类:明亮的主极光卵、卫星足迹和极区辐射。主极光卵目前认为与磁层共转破裂密切相关，卫星足迹直接反映了磁层与卫星的作用过程，而极区辐射变化较复杂，反映了中远磁尾多变的磁层活动。本文介绍了木星磁层的现有研究成果，扩展了具有离心力效应的木星稳态磁场模型，并在该磁场模型的基础上对木星磁层进行了初步研究。 木星极光中极区辐射的具体形成过程颇有争议，我们提出一个简单且合理的极区辐射的发生原因—中远磁尾处的磁力线扰动扭曲。Hill等人提出了木星磁层较差自转的角速度分布，本文认为在中远磁尾处角速度差异较大，相邻磁通量管受扰动易扭曲形成涡旋结构。通过具体的模拟分析显示，赤道面上大约54Rj（Rj=71，400km是木星半径）到59 Rj的圆柱区域受扰动形成涡旋结构所引发的数十万安培电流注入到极区电离层，就可以形成大约半度大小的极区辐射，因此可以认为不同的扰动区域对应着极区辐射的不同亮斑，而亮度反映着扭曲的剧烈程度。 木卫二的极光足迹是本文研究的关注点。木卫二在木星磁层中运动，与快速共转的木星磁场相互作用形成木星极光中木卫二的尾迹，此尾迹反映了连续扰动的磁通量管对木星电离层电流注入的过程。连接木卫二的磁通量管相对磁层而言尺度很小，因此可以应用细丝理论模拟木卫二运动引起的极光演化过程。模拟结果表明，未扰动的上游磁通量管经过大约720s的时间在木卫二拉伸作用下形成角度约为4°且相对于木卫二静止的拉伸磁通量管，当其脱离木卫二时在磁张力的作用下加速，在随后大约2160s的加速时间内，磁通量管的速度逐渐与背景磁力线接近。与此同时，磁通量管向木星电离层注入的电流也由9×105A逐渐衰减至0，以1/e初始电流处认为是可观测的木卫二尾迹限度，则木卫二的尾迹仅大约有一至两个经度，这与哈勃望远镜观测到的木卫二尾迹大小大致相同。从能量角度考虑，木卫二尾迹总的输送能量约为2.3×1013J，比木卫一输送的能量小一个量级，这是导致尾迹长度远小于木卫一的重要原因，同时也发现木卫二附近的压力凹槽对结果影响不大，可以忽略。 木星磁层中的磁通量管在太阳风压力下和离心力作用下有复杂运动，在研究极区辐射的过程中我们进一步分析重联的磁通量的来源，同时还发现使用的磁场模型在低磁纬（Λ＜50°）磁场与观测基本符合，而高磁纬(Λ≥50°)磁场与观测相比向外膨胀，特别是远磁尾区域膨胀更明显，不符合经验认识，需要优化其磁场位形。本文先利用熵参量来判定磁层的稳定性，熵参量PV5/3被广泛应用于分析磁层等离子体片中的输运问题，其中P是压力，V是单位磁通量管的体积，通过熵参量的分布和变化可以判断磁层的稳定性及揭示磁层中的动力学过程。对木星磁层的计算结果表明，磁层在55R，内熵参量呈上升趋势，而之后有所下降，表明该模型在55Rj之外已经不稳定，这也证实了高磁纬的磁场位形需要优化。同时假想的磁场重联后的单位磁通量管的熵参量分布表明赤道面中远磁尾的磁场重联是由尾向输运的磁力线管拉伸断裂重联引起的。在随后的工作中为了优化磁场位形，我们在保持赤道面压力分布不变的条件下，采用坐标变换的方法改变磁矢势的分布，使中远磁尾磁场特别是高磁纬磁场向赤道面压缩。变换后的磁场位形与原模型相比，低磁纬位形基本不变，高磁纬则大幅压缩，更符合经验知识。
木星磁层;稳态磁场;极区辐射;磁通量管;涡旋结构
中国科学技术大学
博士
空间物理学
陈出新
2017
中文
P185.4
98
2017-08-28（万方平台首次上网日期，不代表论文的发表时间）