Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的太阳风到磁层能量通量传输数值模拟研究

Kelvin-Helmholtz不稳定性被认为是北向IMF下太阳风能量向地球磁层输运的重要物理机制。本项目将利用已发展成型的PPMLR-MHD全球磁层模拟模型，在已有的研究基础上，进一步研究太阳风能量如何通过K-H不稳定性传输进入磁层，并获取定量结果。我们将研究不同典型行星际条件（主要是北向行星际磁场条件）下的太阳风能量通量传输的定量结果，并与外部的行星际条件建立联系，包括行星际磁场强度，太阳风速度等；在数值实验的基础上，建立能量通量传输的经验公式；另外，将进一步与已有的太阳风观测事例作比较，预测进入磁层的能量通量。这将进一步完善人们对太阳风能量进入磁层的传输规律的物理建模，加深人们对行星际磁场北向时太阳风能量传输进入磁层以及K-H不稳定性所起的作用的了解。

本项目主要是通过全球MHD的磁层模拟来研究太阳风能量通量进入磁层的途径和效果。通过努力，我们在如下三个方面进行了有效的工作：..1. 我们发现在北向行星际磁场下不同太阳风速度下低纬度边界层上K-H不稳定性的不同特征。在向阳侧与日地连线相隔30度左右 K-H涡旋开始指数律地发展，其后往夜侧线性增长至80度左右,而后非线性增长。不同太阳风速条件下,向阳侧日下点为稳定区域,从30度左右开始,越往夜侧,K-H波长和波速越大。我们可以将北向IMF下低纬度磁层边界层随着经度增大(夜侧向)划分为:K-H稳定区,K-H指数增长区,K-H线性增长区,K-H非线性增长区。我们给出了不同空间点的K-H表面波特征，显示太阳风速越大则波频率越大。此外，我们还比较了地球，水星和土星的磁层顶K-H表面波的特点。..2. 我们重现了北向行星际磁场条件下的磁层顶低纬边界层K-H不稳定性波动,首次探究了波动的全球分布和演化特征:1) 通过对磁层顶K-H表面波的频谱分析发现，外模KH波的谱分布比内模要宽; 同时受流场和磁场全球形态的控制,最大的波动振幅分布于晨昏两翼。2)对于向磁尾对流传播的K-H波动,中纬度波动的相位在向阳面领先于低纬的相位,在背阳面则落后于低纬度的相位;转折点发生在晨昏两翼区域。3)波动相位从向阳面到背阳面的演化过程是一全球特征的表征,即K-H表面波/涡旋的轴与地球磁层磁场相联。..3. 我们通过THEMIS数据寻找在2008和2009两年里Kelvin-Helmholtz不稳定性(KHI)的观测证据。发现北向情况下在低纬边界层有14个KHI事件具有涡旋特征。而Geotail,双星TC-1和Cluster的数据得到了另外42个KHI事件。我们对所有的事件进行统计分析,包括其周期,相速和波长。进一步地,我们得到了KHI波动和太阳风速度,IMF时钟角的关系,发现太阳风速度越大KHI周期越小,而时钟角越大则周期越长。KHI的波长空间分布显示,沿着磁层顶随着距离日下点越远波长逐渐增长。

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