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1 中 国 科 学 : 地 球 科 学 2012 年 第 42 卷 第 4 期 : 520 ~ earth.scichina.com SCIENCE CHINA PRESS 论 文 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 响 应 的 数 值 模 拟 研 究 王 赤 1* , 李 晖, 郭 孝 城, 丁 凯, 黄 朝 晖 1 中 国 科 学 院 空 间 科 学 与 应 用 研 究 中 心 空 间 天 气 学 国 家 重 点 实 验 室, 北 京 ; 2 中 国 科 学 院 研 究 生 院, 北 京 * [email protected] 收 稿 日 期 : ; 接 受 日 期 : 国 家 自 然 科 学 基 金 ( 批 准 号 : , , ) 和 科 技 部 国 家 重 点 实 验 室 专 项 经 费 资 助 摘 要 随 着 第 24 周 太 阳 活 动 峰 年 (2012~2014 年 ) 的 临 近, 超 强 太 阳 风 暴 可 能 导 致 的 地 球 空 间 环 境 的 变 化 日 益 受 到 人 们 的 关 注. 本 文 以 1859 年 发 生 的 卡 林 顿 事 件 的 地 磁 观 测 数 据 为 出 发 点, 估 计 当 时 的 行 星 际 空 间 太 阳 风 条 件, 并 利 用 全 球 三 维 磁 流 体 力 学 模 拟 研 究 分 析 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 的 响 应. 主 要 的 结 论 有 : (1) 向 阳 侧 磁 层 顶 和 弓 激 波 被 压 缩 至 4.3 和 6.0 Re( 地 球 半 径 ), 同 时 侧 翼 部 分 的 弓 激 波 和 磁 层 顶 也 受 到 强 烈 压 缩 作 用. 磁 层 顶 压 缩 到 地 球 同 步 轨 道 内 是 普 遍 现 象, 地 球 同 步 轨 道 卫 星 直 接 暴 露 在 磁 鞘 太 阳 风 中. (2) 超 强 磁 暴 发 生 后, 1 区 场 向 电 流 急 剧 增 强 约 60 倍, 电 离 层 的 越 极 电 位 降 增 加 约 80 倍, 重 联 电 压 为 一 般 磁 暴 时 期 的 5~6 倍, 大 量 的 太 阳 风 能 量 进 入 到 磁 层 内 部, 从 而 引 发 强 烈 的 空 间 天 气 现 象. 关 键 词 空 间 天 气 太 阳 风 暴 磁 层 - 电 离 层 系 统 数 值 模 拟 太 阳 活 动 会 导 致 地 球 空 间 环 境 的 剧 烈 变 化, 从 而 影 响 航 天 通 信 导 航 定 位 和 电 力 等 天 基 和 地 基 高 技 术 系 统. 随 着 第 24 周 太 阳 活 动 峰 年 (2012~2014 年 ) 的 临 近, 超 强 太 阳 风 暴 可 能 导 致 的 地 球 空 间 环 境 的 变 化 日 益 受 到 人 们 的 关 注. 人 类 历 史 上 第 一 次 有 观 测 记 录 的 太 阳 耀 斑 发 生 在 1859 年 9 月 1 日. 两 个 英 国 的 天 文 学 家 记 载 了 这 次 耀 斑 爆 发 的 过 程, 卡 林 顿 (Lord R.C. Carrington) 就 是 其 中 之 一. 事 实 表 明, Carrington 观 测 的 白 光 耀 斑 仅 仅 是 一 系 列 大 规 模 太 阳 活 动 以 及 对 地 效 应 的 一 部 分. 后 来, 人 们 把 这 次 太 阳 耀 斑 爆 发 以 及 随 后 发 生 的 剧 烈 地 球 空 间 扰 动 称 为 Carrington Event ( 卡 林 顿 事 件 ), 这 是 第 一 次 也 是 最 强 的 一 次 由 太 阳 剧 烈 活 动 引 起 地 球 空 间 扰 动 的 空 间 天 气 事 件. 在 此 超 级 磁 暴 期 间, 地 磁 Dst 指 数 下 降 至 低 于 1500 nt, 并 在 较 低 纬 度 上 形 成 极 光. Dst 指 数 是 地 磁 赤 道 附 近 4 个 均 匀 分 布 在 不 同 经 度 上 的 地 磁 台 站 的 地 磁 水 平 强 度 变 化 的 小 时 平 均 值, 一 般 磁 暴 的 Dst 变 化 在 200 nt 以 内. 卡 林 顿 空 间 天 气 事 件 严 重 影 响 了 当 时 的 电 报 业 务, 全 球 有 km 的 电 报 线 路 受 到 严 重 损 害, 很 多 线 路 的 通 讯 中 断 8 小 时 或 更 长 时 间, 造 成 了 较 大 的 社 会 经 济 影 响 [1~3]. 然 而, 1859 年 人 类 还 没 有 进 入 空 间 时 代, 对 空 间 的 依 赖 程 度 远 没 有 当 今 社 会 如 此 强 烈. 有 学 者 预 测, 如 果 现 在 发 生 类 似 强 度 的 事 件 将 造 成 约 700 亿 美 元 的 经 济 损 失 [4]. 英 文 引 用 格 式 : Wang C, Li H, Guo X C, et al. Numerical study on the response of the Earth s magnetosphere-ionosphere system to a super solar storm. Sci China Earth Sci, 2012, doi: /s

2 中 国 科 学 : 地 球 科 学 2012 年 第 42 卷 第 4 期 地 球 的 磁 层 - 电 离 层 系 统 是 地 球 空 间 环 境 的 重 要 组 成 部 分, 地 球 弓 激 波 和 磁 层 顶 的 位 置 和 形 状 一 直 是 人 们 关 心 的 地 球 磁 层 大 尺 度 结 构. 根 据 卫 星 观 测 数 据, 人 们 给 出 了 有 关 弓 激 波 和 磁 层 顶 的 经 验 公 式 [5,6]. 然 而, 这 些 经 验 公 式 是 根 据 卫 星 穿 越 弓 激 波 和 磁 层 顶 事 件 的 统 计 分 析 而 得 到 的, 其 中 在 大 磁 暴 条 件 下 的 样 本 很 少, 对 大 磁 暴 条 件 下 的 弓 激 波 和 磁 [7] 层 顶 的 描 述 基 本 不 具 备 统 计 意 义. Shue 等 描 述 了 作 为 太 阳 风 动 压 和 行 星 际 磁 场 (IMF) 南 向 分 量 (B z ) 函 数 的 磁 层 顶 位 置 和 形 状. 由 于 IMF B z 低 于 20 nt 的 事 件 非 常 少, 他 们 不 能 给 出 比 较 合 理 的 数 据 拟 合 曲 线, Shue 的 磁 层 顶 经 验 模 型 在 IMF B z < 20 nt 就 失 效 了. 而 卡 林 顿 事 件 的 IMF B z 据 估 计 到 达 60 nt 以 下, 有 关 磁 层 顶 和 弓 激 波 位 置 和 形 状 的 经 验 公 式 不 再 适 用. 另 外 一 方 面, 由 于 卫 星 轨 道 的 限 制, 目 前 弓 激 波 和 磁 层 顶 的 穿 越 大 多 都 集 中 在 向 阳 面 低 纬 地 区, 对 高 纬 地 区 的 弓 激 波 和 磁 层 顶 缺 乏 观 测. 除 了 磁 层 大 尺 度 结 构 之 外, 地 球 磁 层 - 电 离 层 的 大 尺 度 电 流 体 系 是 空 间 环 境 要 素 磁 场 的 控 制 因 素, 在 极 端 行 星 际 条 件 下 表 现 出 截 然 不 同 的 性 质. 例 如, 在 一 般 行 星 际 条 件 下 ( 如 太 阳 风 速 度 为 400 km/s, 行 星 际 磁 场 (IMF) 为 零 5 nt 正 北 或 5 nt 正 南 的 情 况 下 ), 1 区 场 向 电 流 通 过 磁 层 顶 电 流 闭 合, 磁 场 顶 作 为 1 区 场 向 电 流 的 供 电 源. 然 而, 最 近 的 模 拟 结 果 表 明, 在 强 IMF 南 向 的 磁 暴 条 件 下 ( 如 IMF B z = 20 nt), 1 区 场 向 电 流 增 加, 可 是 磁 层 顶 电 流 反 而 减 弱, 此 时 弓 激 波 将 给 1 区 场 向 电 流 供 电, 为 太 阳 风 直 接 影 响 电 离 层 提 供 通 道 [8]. 因 而, 利 用 数 值 模 拟 的 方 法 来 分 析 极 端 行 星 际 条 件 下 的 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 是 目 前 最 为 有 效 的 研 究 手 段. Ridley [9] 等 利 用 密 执 根 大 学 的 全 球 三 维 磁 层 磁 流 体 力 学 模 型 (BATSRUS) [10] 研 究 了 磁 层 和 电 离 层 对 类 似 卡 灵 顿 事 件 的 超 强 行 星 际 激 波 和 日 冕 物 质 抛 射 事 件 的 响 应, 主 要 关 注 扰 动 在 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 的 传 播 和 相 互 作 用 过 程, 没 有 定 量 给 出 地 球 磁 层 大 尺 度 结 构 场 向 电 流 和 电 离 层 越 极 电 位 降 等 近 地 空 间 环 境 要 素 的 变 化. 本 文 将 以 1859 年 发 生 的 卡 林 顿 事 件 的 地 磁 观 测 数 据 为 出 发 点, 估 计 行 星 际 空 间 太 阳 风 条 件, 并 利 用 我 们 自 主 研 发 的 全 球 三 维 磁 流 体 力 学 模 拟 研 究 分 析 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 的 响 应, 定 量 给 出 的 地 球 磁 层 大 尺 度 结 构 1 区 场 向 电 流 和 电 离 层 的 越 极 电 位 降 等 空 间 环 境 要 素 的 变 化 值, 增 进 人 们 对 极 端 灾 害 空 间 天 气 事 件 后 果 的 定 量 认 识. 1 卡 林 顿 事 件 的 行 星 际 条 件 估 计 卡 林 顿 事 件 发 生 的 年 代 还 没 有 卫 星 观 测, 没 有 行 星 际 太 阳 风 的 观 测 数 据, 但 地 磁 观 测 的 数 据 有 很 长 的 历 史. 我 们 可 以 根 据 地 磁 观 测, 通 过 一 定 的 理 论 假 设 来 估 计 行 星 际 条 件. 根 据 印 度 孟 买 地 磁 台 的 历 史 记 录, 1859 年 9 月 1~2 日 发 生 的 卡 林 顿 事 件 期 间 地 磁 Dst 指 数 开 始 上 升 到 达 峰 值 120 nt, 然 后 下 降 至 低 于 1500 nt [11]. Li [12] 等 利 用 改 进 的 Temerin 和 Li 的 Dst 预 测 模 型 [13], 为 了 再 现 卡 林 顿 事 件 的 Dst 的 变 化, 推 算 激 波 到 达 后 的 行 星 际 太 阳 风 的 密 度 达 到 40 cm 3, 而 后 急 剧 增 加 到 1800 cm 3, 太 阳 风 速 度 先 迅 速 增 加 至 1200 km s 1, 而 后 缓 慢 增 加 至 1750 km s 1, 在 此 期 间 行 星 际 南 向 [14] 磁 场 达 到 68 nt. Wang 等 利 用 地 磁 观 测 数 据, 估 计 了 行 星 际 激 波 动 压 平 方 根 的 变 化. 根 据 对 行 星 际 激 波 与 地 磁 Dst 指 数 的 统 计 分 析 结 果, 行 星 际 激 波 上 下 游 太 阳 风 动 压 平 方 根 的 变 化 与 磁 暴 急 始 的 地 磁 指 数 SYM-H 变 化 有 如 下 经 验 公 式 : Pd SYM H(nPa 1/2 ), 可 以 估 算 出 行 星 际 激 波 太 阳 风 动 压 平 方 根 变 化 约 为 6.7 npa 1/2 [12], 与 利 用 Li 等 估 算 的 太 阳 风 参 数 计 算 的 结 果 基 本 一 致. 参 考 以 上 估 算, 我 们 在 计 算 中 选 取 以 下 太 阳 风 参 数 来 模 拟 卡 林 顿 事 件 的 行 星 际 条 件 ( 图 1): (1) 初 始 太 阳 风 条 件 : B z =2 nt, N=5 cm 3, V x = 450 km s 1, T= K; (2) 暴 时 太 阳 风 条 件 : B z = 60 nt, N= 40 cm 3, V x = 1500 km s 1, T= K. 2 数 值 模 拟 结 果 我 们 利 用 自 主 研 发 的 三 维 全 球 磁 层 MHD 模 型 PPMLR-MHD [15] 来 模 拟 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 以 上 超 强 太 阳 风 暴 的 响 应, 重 点 关 注 磁 层 大 尺 度 结 构 1 区 场 向 电 流 和 电 离 层 的 越 极 电 位 等 空 间 环 境 要 素 的 变 化. PPMLR-MHD 模 型 采 用 的 数 值 格 式 具 有 三 阶 空 间 精 度 和 二 阶 时 间 精 度, 而 且 数 值 耗 散 很 小, 可 以 在 两 个 计 算 格 点 内 捕 捉 到 激 波 或 间 断 面. 我 们 采 用 空 间 直 角 坐 标 系, 坐 标 原 点 选 在 地 球 中 心, x 轴 指 向 太 阳. 计 算 区 域 为 x 方 向 ( 300, 30)Re ( 地 球 半 径 ), y 和 z 方 向 都 为 (0, 150)Re. 地 球 磁 层 - 电 离 层 都 假 设 关 于 赤 道 面 和 昼 夜 子 午 面 对 称. 整 个 计 算 区 域 划 分 为

3 王 赤 等 : 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 响 应 的 数 值 模 拟 研 究 图 2 昼 夜 子 午 面 内 磁 层 大 尺 度 结 构 等 离 子 体 速 度 x 分 量 (Vx) 的 等 值 线. (a) 典 型 行 星 际 条 件 下 ; (b) 超 强 太 阳 风 暴 影 响 约 4 分 钟 后 图 1 卡 林 顿 事 件 的 行 星 际 条 件 估 计 (a) 行 星 际 磁 场 z 分 量 ; (b) 太 阳 风 密 度 ; (c) 速 度 ; (d) 温 度 格 点, 在 10 Re 之 内, 格 间 距 是 均 匀 的 (0.4 Re), 10 Re 之 外 的 格 间 距 以 1.05 的 比 率 增 加. 计 算 的 内 边 界 取 在 3 Re 处, 内 边 界 和 电 离 层 的 耦 合 模 型 采 用 静 电 模 型, 简 单 起 见, 本 算 例 的 电 离 层 电 导 采 用 均 匀 电 导 模 型, Pedersen 电 导 取 为 15 S, Hall 电 导 取 为 0 S. 30 Re 处 的 采 用 太 阳 风 入 流 条 件. 300 Re 处 采 用 出 流 边 界 条 件. 计 算 过 程 分 为 两 步 : 第 一 步 固 定 初 始 太 阳 风 条 件, 让 计 算 一 直 进 行 下 去, 直 到 得 到 准 静 态 的 磁 层 - 电 离 层 系 统 ; 第 二 步 将 图 1 所 示 的 暴 时 太 阳 风 条 件 引 入 到 30 Re 的 入 流 边 界. 图 2 给 出 了 模 型 计 算 的 昼 夜 子 午 面 磁 层 大 尺 度 结 构, 图 中 颜 色 表 示 的 是 等 离 子 体 速 度 x- 分 量 (Vx) 的 分 布. 图 2(a) 为 超 强 太 阳 风 暴 影 响 之 前 的 背 景 太 阳 风 条 件 下 的 典 型 磁 层 结 构, 图 中 黄 色 圆 圈 表 示 地 球, 点 化 线 的 圆 圈 是 同 步 轨 道 的 位 置, 再 往 外 的 红 色 虚 线 和 点 线 分 别 为 磁 层 顶 和 弓 激 波 的 拟 合 曲 线. 磁 层 顶 和 弓 激 波 与 日 地 连 线 (x 轴 ) 分 别 交 于 8.5 和 12.0 Re, 与 Shue98 的 经 验 公 式 计 算 的 结 果 一 致 [7]. 图 2(b) 为 引 入 超 强 太 阳 风 暴 的 条 件 约 4 分 钟 后 的 磁 层 结 构. 由 于 行 星 际 太 阳 风 动 压 急 剧 增 大, 且 行 星 际 磁 场 转 强 南 向, 磁 层 顶 在 受 到 强 大 动 压 压 缩 的 同 时, 向 阳 侧 磁 层 顶 处 的 地 磁 场 也 受 到 强 烈 的 剥 蚀 作 用, 磁 层 顶 和 弓 激 波 与 日 地 连 线 的 交 点 地 向 收 缩 为 4.3 和 6.0 Re, 向 阳 侧 磁 层 顶 和 弓 激 波 均 已 缩 至 地 球 [16] 同 步 轨 道 ( 距 地 心 约 6.6 Re) 内. Li 等 对 211 个 磁 暴 事 件 时 的 统 计 分 析 表 明, 中 小 磁 暴 时 ( 100<Dst 50 nt), 同 步 轨 道 磁 场 的 全 景 特 征 为 钟 形 正 态 分 布, 正 午 侧 B z 最 大, 向 午 夜 侧 减 小, 而 超 强 磁 暴 时 (Dst 300 nt) 此 分 布 反 向, 这 主 要 是 由 于 超 强 磁 暴 时 向 阳 侧 磁 层 顶 被 压 缩 剥 蚀 到 地 球 同 步 轨 道 以 内 引 起 的. 在 强 暴 期 间, 磁 层 顶 压 缩 到 地 球 同 步 轨 道 内 是 普 遍 522

4 中 国 科 学 : 地 球 科 学 2012 年 第 42 卷 第 4 期 现 象, 地 球 同 步 轨 道 卫 星 直 接 暴 露 在 太 阳 风 中, 同 步 卫 星 由 于 缺 少 地 球 磁 层 的 保 护 而 更 容 易 受 到 太 阳 宇 宙 线 的 损 害. 同 时, 侧 翼 部 分 的 弓 激 波 和 磁 层 顶 也 受 到 强 烈 压 缩 作 用. 弓 激 波 与 y 轴 和 z 轴 的 交 点 分 别 从 21.5 Re 压 缩 至 12 Re 左 右. 磁 层 顶 与 y 轴 和 z 轴 的 交 点 分 别 从 13.0 和 13.5 Re 压 缩 至 6.5 和 7.7 Re. 对 于 两 侧 的 压 缩, Shue98 的 经 验 公 式 给 出 的 值 与 数 值 模 拟 的 值 不 符 合, 例 如, 根 据 经 验 公 式 计 算 得 到 磁 层 顶 与 y 轴 的 交 点 为 9.1 Re, 明 显 高 于 模 拟 计 算 的 结 果 6.5 Re. 由 于 经 验 公 式 根 据 的 强 磁 暴 事 件 的 样 本 有 限, 在 极 端 太 阳 风 条 件 下 给 出 的 磁 层 顶 位 置 和 形 状 不 能 完 全 反 映 实 际 情 况. 超 强 太 阳 风 暴 的 强 烈 压 缩 将 导 致 磁 层 顶 面 电 流 的 急 剧 增 大 以 抗 衡 极 端 太 阳 风 条 件 下 的 压 力 作 用, 引 起 电 离 层 电 流 也 极 大 增 强, 发 生 一 系 列 极 光 活 动 现 象, 严 重 时 会 向 低 纬 度 地 区 扩 展 [17]. 本 算 例 的 结 果 表 明, 电 离 层 1 区 场 向 电 流 在 引 入 极 端 太 阳 风 条 件 前 的 电 流 密 度 最 大 为 0.15 μa m 2, 电 流 总 量 为 0.22 MA; 超 强 太 阳 风 暴 发 生 后, 电 流 急 剧 增 强, 电 流 密 度 最 大 值 和 电 流 总 量 分 别 达 到 了 7.43 μa m 2 和 MA, 1 区 场 向 电 流 增 加 约 60 倍. 极 光 将 向 低 纬 地 区 扩 展. 由 于 极 端 行 星 际 磁 场 强 南 向 和 高 速 太 阳 风 速 作 用 下, 1 区 场 向 电 流 迅 速 增 长, 而 磁 层 顶 电 流 增 加 的 幅 度 不 足 以 支 持 1 区 场 向 电 流, 弓 激 波 电 流 将 与 1 区 场 向 电 流 构 成 回 路, 成 为 1 区 场 向 电 流 的 供 电 源, 据 估 算 此 时 1 区 场 向 电 流 有 超 过 50% 来 自 弓 激 波, 在 极 端 的 太 阳 风 条 件 下, 太 阳 风 - 磁 层 - 电 离 层 系 统 将 直 接 通 过 这 种 电 流 体 系 将 电 磁 能 量 从 行 星 际 输 入 至 电 离 层. 磁 重 联 是 太 阳 风 与 磁 层 耦 合 的 主 要 途 径, 重 联 速 率 由 沿 重 联 线 的 切 向 电 场 定 量 描 述, 沿 重 联 线 的 总 电 势 降 ( 重 联 电 压 ) 就 是 总 重 联 率. 理 想 磁 流 体 力 学 观 点 认 为 磁 力 线 是 等 势 线, 因 此 电 离 层 的 越 极 电 位 等 于 重 联 电 压, 从 而 被 一 些 作 者 直 接 用 来 量 度 重 联 率 [18]. 本 算 例 中, 电 离 层 的 越 极 电 位 降 从 10.6 kv 升 至 kv, 增 加 超 过 80 倍, 焦 耳 加 热 增 加 将 超 过 [19] [20,21] 480 倍. Siscoe 等 对 Hill 等 的 越 极 电 位 模 型 进 行 了 扩 展, 得 到 了 越 极 电 位 降 与 太 阳 风 参 数 以 及 电 离 层 Pedersen 电 导 的 关 系, 同 时 指 出 越 极 电 位 降 的 饱 和 水 平 与 太 阳 风 动 压 正 相 关, 而 与 电 离 层 Pedersen 电 导 负 相 关. 假 定 该 超 级 磁 暴 期 间 电 离 层 Pedersen 电 导 为 15 S, 将 第 1 节 的 太 阳 风 条 件 代 入 后 计 算 得 到 越 极 电 位 降 为 kv, 与 我 们 的 数 值 模 拟 结 果 一 致. 伴 随 卡 林 顿 事 件 有 强 烈 的 太 阳 质 子 爆 发, 极 区 电 离 层 会 直 接 受 到 太 阳 耀 斑 效 应 (SPE) 的 影 响, 从 而 影 响 电 离 层 的 电 导 率 的 分 布 和 大 小, 由 于 本 文 重 点 关 注 磁 层 大 尺 度 结 构 和 变 化, 为 简 单 起 见, 没 有 考 虑 电 离 层 精 细 结 构 的 影 响. 由 于 该 事 件 的 太 阳 风 条 件 很 极 端, 使 得 该 事 件 越 极 电 位 降 的 饱 和 水 平 ( 约 2000 kv) 远 高 于 一 般 磁 暴 活 动 时 期 的 值 ( 约 150~250 kv). 模 拟 结 果 表 明 卡 林 顿 事 件 的 重 联 电 压 为 一 般 磁 暴 时 期 的 5~6 倍, 使 得 大 量 的 太 阳 风 能 量 进 入 到 磁 层 内 部, 从 而 引 发 强 烈 的 空 间 天 气 现 象. 在 磁 尾 区 域, 由 于 强 南 向 行 星 际 磁 场 作 用, 在 磁 尾 中 性 片 区 域 发 生 磁 场 重 联, 由 图 2(b) 可 见, 在 x= 9 Re 附 近 出 现 反 向 高 速 流, 即 为 磁 重 联 发 生 后 的 出 流 区 域, 其 中 地 向 的 高 速 流 将 携 带 大 量 的 太 阳 风 能 量 进 入 内 磁 层 区 域, 从 而 影 响 内 磁 层 区 域 的 对 流 结 构 以 及 相 关 的 电 离 层 - 磁 层 耦 合 区 域 的 电 动 力 学 过 程, 进 一 步 影 响 到 电 离 层 和 地 磁 活 动. 3 讨 论 与 结 论 1859 年 发 生 的 卡 林 顿 事 件 发 生 时, 人 类 还 不 像 当 今 社 会 如 此 依 赖 于 天 基 和 地 基 的 高 技 术 系 统. 当 今 社 会, 太 阳 活 动 导 致 的 地 球 空 间 环 境 的 剧 烈 变 化, 会 影 响 航 天 通 信 导 航 定 位 和 电 力 等 领 域. 随 着 第 24 周 太 阳 活 动 峰 年 (2012~2014) 的 临 近, 超 强 太 阳 风 暴 可 能 导 致 的 地 球 空 间 环 境 的 变 化 日 益 受 到 人 们 的 关 注. 超 强 太 阳 风 暴 是 低 概 率 高 风 险 的 空 间 灾 害, 有 关 地 球 空 间 环 境 要 素 的 经 验 公 式, 由 于 统 计 样 本 中 超 强 磁 暴 的 事 例 稀 少, 往 往 不 适 用 于 如 此 极 端 条 件. 本 文 从 1859 年 发 生 的 卡 林 顿 事 件 的 地 磁 观 测 数 据 出 发, 估 算 了 当 时 的 行 星 际 太 阳 风 条 件, 并 以 此 为 输 入, 采 用 全 球 三 维 磁 流 体 力 学 模 型 定 量 分 析 了 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 的 响 应, 有 关 磁 层 大 尺 度 结 构, 1 区 场 向 电 流 和 电 离 层 越 极 电 位 降 等 空 间 环 境 要 素 在 强 磁 暴 发 生 前 后 的 值 见 表 1. 主 要 的 结 论 有 : (1) 向 阳 侧 磁 层 顶 和 弓 激 波 被 压 缩 至 4.3 和 6.0 Re( 地 球 半 径 ), 同 时 侧 翼 部 分 的 弓 激 波 和 磁 层 顶 也 受 到 强 烈 压 缩 作 用. 磁 层 顶 压 缩 到 地 球 同 步 轨 道 内 是 普 遍 现 象, 地 球 同 步 轨 道 卫 星 直 接 暴 露 在 磁 鞘 523

5 王 赤 等 : 地 球 磁 层 - 电 离 层 系 统 对 超 强 太 阳 风 暴 响 应 的 数 值 模 拟 研 究 表 1 超 强 磁 暴 前 后 磁 层 和 电 离 层 系 统 空 间 环 境 要 素 变 化 磁 层 顶 位 置 (Re) 弓 激 波 位 置 (Re) 1 区 场 向 电 流 超 强 磁 暴 前 超 强 磁 暴 后 X M Y M Z M X M Y M Z M 最 大 电 流 密 度 (μa m 2 ) 电 流 总 量 (MA) 电 离 层 电 势 降 (kv) 太 阳 风 中. (2) 超 强 磁 暴 发 生 后, 1 区 场 向 电 流 急 剧 增 强 约 60 倍, 电 离 层 的 越 极 电 位 降 增 加 约 80 倍, 重 联 电 压 为 一 般 磁 暴 时 期 的 5~6 倍, 大 量 的 太 阳 风 能 量 进 入 到 磁 层 内 部, 从 而 引 发 强 烈 的 空 间 天 气 现 象. 致 谢 魏 奉 思 院 士 胡 友 秋 教 授 和 国 家 自 然 科 学 基 金 委 空 间 天 气 创 新 研 究 群 体 成 员 对 本 项 工 作 给 予 关 心 和 指 导, 国 家 重 大 科 技 基 础 设 施 子 午 工 程 提 供 了 高 性 能 计 算 条 件, 审 稿 人 提 出 修 改 建 议, 在 此 一 并 致 谢. 参 考 文 献 1 Cliver E W, Svalgaard L. The 1859 solar-terrestrial disturbance and the current limits of extreme space weather activity. Solar Phys, 2004, 224: Clauer C R, Siscoe G. The great historical geomagnetic storm of 1859: A modern look. Adv Space Res, 2006, 38: Green J L, Boardsen S. Duration and extent of the great auroral storm of Adv Space Res, 2006, 38: Odenwald S, Green J, Taylor W. Forecasting the impact of an 1859-calibre superstorm on satellite resources. Adv Space Res, 2006, 38: Shue J H, Chao J K, Fu H C, et al. A new functional form to study the solar wind control of magnetopause size and location. J Geophys Res, 1997, 102: Lin R L, Zhang X X, Liu S Q, et al. A three-dimensional asymmetric magnetopause model. J Geophys Res, 2010, 115, doi: /2009JA Shue J H, Song P, Russell C T, et al. Magnetopause location under extreme solar wind conditions. J Geophys Res, 1998, 103: Guo X C, Wang C, Hu Y Q, et al. Bow shock contributions to region 1 field-aligned current: A new result from global MHD simulations. Geophys Res Lett, 2008, 35: L03108, doi: /2007GL Ridley A J, De Zeeuw D L, Manchester W B, et al. The magnetospheric and ionospheric response to a very strong interplanetary shock and coronal mass ejection. Adv Space Res, 2006, 38: Powell K, Roe P, Linde T, et al. A solution-adaptive upwind scheme for ideal magnetohydrodynamics. J Comput Phys, 1999, 154: Tsurutani B T, Gonzalez W D, Lakhina G S. The extreme magnetic storm of September 1 2, J Geophys Res, 2003, doi: /2002JA Li X L, Temerin M, Tsurutani B T, et al. Modeling of 1 2 September 1859 super magnetic storm. Adv Space Res, 2006, 38: Temerin M, Li X. A new model for the prediction of Dst on the basis of the solar wind. J Geophys Res, 2002, 107: Wang C, Li H, Richardson J D, et al. Interplanetary shock characteristics and associated geosynchronous magnetic field variations deduced from sudden impulses observed on the ground. J Geophys Res, 2010, 115, doi: /2009JA Hu Y Q, Guo X C, Wang C. On the ionospheric and reconnection potentials of the earth: Results from global MHD simulations. J Geophys Res, 2007, 112, doi: /2006JA Li H, Wang C, Kan J R. Mid-day magnetopause shifts earthward of geosynchronous orbit during geomagnetic superstorms with Dst < 300 nt. J Geophys Res, 2010, 115: A08230, doi: /2009JA Liou K, Wu C C, Lepping R P, et al. Midday sub-auroral patches (MSPs) associated with interplanetary shocks. Geophys Res Lett, 2002, 29:

6 中 国 科 学 : 地 球 科 学 2012 年 第 42 卷 第 4 期 18 Fedder J A, Lyon J G, Slinker S P, et al. Topological structure of the magnetotail as a function of interplanetary magnetic field direction. J Geophys Res, 1995, 100: Siscoe G L, Erickson G M, Sonnerup B U O, et al. Hill model of transpolar potential saturation: Comparisons with MHD simulations. J Geophys Res, 2002, 107, doi: /2001JA Hill T W, Dessler A J, Wolf R A. Mercury and Mars: The role of ionospheric conductivity in the acceleration of magnetospheric particles. Geophys Res Lett, 1976, 3: Hill T W. Magnetic coupling between solar wind and magnetosphere: Regulated by ionospheric conductance? Eos Trans AGU, 1984, 65: