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孙为杰等-GRL:水星磁层亚暴过程中磁尾高能质子的产生及质子加热
2017-09-25 | 作者:科技处 | 【 】【打印】【关闭

探索不同行星磁层中的等离子体动力学过程的异同,是比较行星学研究的主要目标之一,它不仅可以帮助我们梳理行星磁层的变化规律,更对系外行星空间环境的探索提供指导性信息。粒子在磁层亚暴过程中的热力学特性一直是空间物理学研究中的重点和热点问题。地球磁层内大量卫星数据对地球亚暴过程中粒子的变化特征已经进行了广泛的研究,然而作为太阳系类地行星中另外一颗具有全球性内禀磁场的行星——水星,其磁层亚暴过程中粒子的特征仍缺乏系统的研究。

空间物理学研究领域在过去的几十年里对水星磁层动力学过程的研究热度很高,其原因主要在于水星磁层构造与地球磁层非常相似,尽管水星磁层在体积上要远小于地球磁层,但其中仍发生着大量的相似物理学过程。如果考虑到水星缺少电离层这一独特性,那么对水星磁层动力学过程的研究就可以用来检验和深入理解地球磁层物理当中的一些概念和理论。 

 

 1 水星两次偶极化之前 (a, e)和之后 (c, g)的质子相空间密度和counts (b, d, f, h)分布

  图中黑点为仪器counts数大于1的测量点,红点为仪器counts数等于1的测量点。蓝线为高能部分Kappa分布的拟合,绿线为低能部分高斯拟合,黑线为两者之和。 

水星信使号(MESSENGER)探测器于2009年至2015年在轨水星,其16个水星年的在轨数据为研究提供了必要条件。中科院地质地球所地球与行星物理院重点实验室孙为杰博士后等人使用信使号测量得到的质子数据(能量范围在 ~013个千电子伏, keV),首先对水星磁层亚暴两个偶极化前后的质子分布进行了拟合(如图1所示)。以第一个偶极化过程为例,偶极化之前,高能部分质子热力学温度为7.8±0.8兆开尔文 (MK) κ28.17±3.04;偶极化发生之后,质子热力学温度为18.1±2.0兆开尔文 (MK) κ2.65±0.3。结果表明,水星亚暴偶极化过程可以非常有效的加热(热力学温度升高)和加速(κ降低)质子。第二个亚暴偶极化的结果进一步证实了这一结论。

基于该例的研究,他们对信使号1225个符合要求的轨道进行了统计分析。统计的结果首先证实了水星磁层活跃期对应着显著的质子温度的升高和超热质子的产生;其次发现质子的温度和超热质子通量在水星磁尾的分布表现出了显著的晨昏不对称特征,即在晨侧的数值要显著的高于昏侧。与信使号磁场数据比较之后进一步指出,水星磁尾的偶极化过程表现为在磁尾晨侧的发生率远高于昏侧,考虑该研究的个例研究结论,偶极化的这一分布就为质子温度和高能质子分布的晨昏不对称原因提供了解释。对该研究主要结论的总结如图2所示。 

  2 水星磁尾动力学过程示意图。水星近磁尾偶极化过程多在晨侧发生,造成质子温度和超热质子通量在晨侧较高(近水星红色区域)。同时水星的近磁尾重联(红色X线)及X-射线极光(水星上的绿色弧)也更多的在晨侧被观测到 

此外,与地球磁层相似物理过程的比较发现,相较于地球磁层亚暴偶极化过程,水星磁尾偶极化过程对质子的加热和加速更加有效,这一特征揭示水星偶极化过程及发生在此过程中的波粒相互作用要更加剧烈。与此同时,地球磁尾磁重联以及近磁尾偶极化过程较多的发生在昏侧区域,与水星磁尾的较多的发生在晨侧这一特征显著不同。 

以上研究成果近期发表在地学国际知名学术期刊Geophysical Research Letters(Sun et al. MESSENGER observations of the energization and heating of protons in the near-Mercury magnetotail, Geophysical Research Letters, 2017, 44: 8149–8158) 

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