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文档简介
当代物理前沿专题之六空间物理学TOC\o"1-5"\h\z\o"CurrentDocument"6. 1 空间物理学概述 16. 2 地球的中高层大气 36. 3 地外空间 86.4空间物理学的研究方法 17\o"CurrentDocument"6.5空间物理学研究的意义 196.1空间物理学概述6.1.1空间物理学简史空间物理学是一门研究发生在宇宙空间里的各种物理过程的基础科学,这些物理过程对航天事业和人类的生态环境产生重要的影响,因此它又具有重要的应用价值.人们对空间物理学中一些问题的研究已经有很悠久的历史.我国对绚丽多彩的北极光的观测、记录和研究可以追溯到几千年以前,我国东汉班固在《汉书》中收有对公元前15年3月27日(汉成帝永始2年2月癸未)在西安看到的极光的生动描述.对地磁场的观测和利用也有两千多年的历史.但是由于人们无法摆脱地球引力场的束缚,无法穿过大气层到宇宙空间去实地进行探测和研究,所以只能根据从地面上得到的少量观测数据来推测和猜想,在对个别现象的了解和解释上虽然取得了一些进展,但作为一门独立的学科长期以来没有得到长足的发展,一直到本世纪50年代,对这些现象的研究仍然只是地球物理学的一个分支.1957年,航天技术发展的结果将第一颗人造地球卫星送入了太空,标志着人类航天时代的开始,同时也揭开了空间物理学成长发展的序幕.遨游太空的航天器装载了各种各样的探测仪器对太空的各个区域进行探测,通过遥测系统将探测数据源源不断地发回地面,这些实地探测的数据彻底改变了人们对宇宙空间的认识,也为人们科学地研究宇宙空间创造了条件.在三十余年的时间里,空间物理学取得了许许多多重要的发现和研究成果,例如:地球辐射带、地球磁层、太阳风、行星际磁场和扇形结构的发现和测量6.1.2空间物理学的特点认识宇宙空间的一门基础学科空间物理学主要研究太阳活动区、日球、行星磁层、行星电离层、行星大气等空间区域的物理过程和规律.它与地球物理学、大气物理学、天文学和天体物理学等学科共同组成认识宇宙的完整体系.具有重要应用价值的学科空间物理研究的应用价值表现在两个方面.一方面它的研究对象作为航天器的运行和工作环境,对航天器有十分重要的影响.例如等离子体对航天器的充电效应、高能带电粒子的辐射剂量效应和诱发的单粒子事件、高层大气对航天器轨道和姿态的影响等.统计结果表明,航天器在轨道上发生的故障和异常中,有16.5%是空间环境造成的.空间物理研究的结果将在增强航天器的抗环境干扰能力、减少航天器故障、延长航天器寿命上有重要的经济效益.另一方面,太阳上发生的许多扰动是通过日地空间传递到地球上来的,而太阳对人类生态环境又具有决定性影响,日地空间的物理状态不可避免地会改变这一传递过程,对生态环境产生重要作用,空间环境对通讯的影响、对输电系统的影响等都已经是通讯和电力部门必须考虑的因素.正处于研究阶段、结论尚不明确的还有对天气的影响、对某些疾病的发病率的影响等.所有这些问题的研究结果无疑也会产生重要的经济效益.以多种观测手段为基础的学科和其它认识宇宙的学科一样,观测数据是空间物理研究的基础,既是研究工作的出发点,也是检验研究工作的唯一的标准.它的特点是观测手段的多样性,包括地面观测、气球探测、火箭探测、卫星和其它航天器的探测,各种手段互相补充,构成完整的探测体系.依赖于航天高技术的学科空间探测在空间物理研究中的地位,决定了空间物理学的发展必定强烈地依赖于航天技术.事实上空间物理学的诞生就是航天技术发展的结果.随着航天技术的发展,运载和通讯能力从近地空间向深空发展,空间物理研究也从近地空间向行星、日球边界扩展.而航天技术的需求也是空间物理发展的重要推动力.在国际合作中发展起来的学科空间物理研究的领域广阔,空间探测耗资巨大,使一个国家难以单独执行规模较大的探测计划,地面观测和卫星数据接收等又需要在全球进行布站,研究的对象更是超越国界的全球性问题,国际合作在空间物理研究中起很重要的作用.自1957年的“国际地球物理年”以后,国际性的联合行动计划接连不断:“国际宁静太阳年”计划、“国际磁层研究”计划、“中层大气研究”计划、“国际日地物理”计划、“日地能量传输”计划等,美国、前苏联、日本、欧空局等主要的空间物理研究国家都积极参加,规模相当庞大,一个计划中的探测卫星多达二、三十颗.1.3空间物理学的研究对象和分支学科中高层大气物理学中高层大气一般指平流层以上的大气层.它除受地球、太阳、月球等天体的引力作用外,上面受到来自太阳的各种波长的电磁辐射,以及来自太空的带电粒子的影响,下面受地球辐射和天气过程以及各种波动的影响.中高层大气物理学主要研究在这些外界因素的共同作用下的光化过程、电离过程、热力学过程、动力学过程.电离层物理学从离地面60km处往上,来自太阳和太空的电磁辐射和带电粒子使高层大气电离,从而形成对无线电波传播有显著影响的电离层.在平静时电离层具有规则的分层结构,但实际上总是存在很复杂的形态.电离层物理学主要研究电离层及其分层结构的形成机理、电离层的规则变化及电离层骚扰、无线电波在电离层中的传播过程等问题.磁层物理学磁层是地球通过磁场控制的空间区域.它的外面被太阳风包围,太阳风的扰动首先影响磁层,太阳风的能量和物质也首先进入磁层,通过磁层传递给电离层和中高层大气.因此它是研究日地关系,探索太阳大气-行星际介质-磁层-电离层-中性大气耦合过程的重要环节.磁层内部还有很复杂的结构,又可进一步分为辐射带、等离子体层、环电流、磁尾、极隙区等区域.磁层物理学主要研究磁层的形成、磁层顶的稳定性和太阳风进入磁层的机制、磁层扰动的原因和过程等问题.磁层和电离层都是航天器活动的主要区域,磁层中的磁场、辐射带和等离子体对航天器都有不可忽视的影响.对磁层环境的探测和研究,也将为航天事业提供重要的飞行环境数据.日球物理学由太阳发射的超音速等离子体流(即太阳风)沿径向向外流动,将恒星际介质排斥于大约100个天文单位的距离(1天文单位距离=1.495985X10im)之外,形成一个由太阳风和行星际磁场组成的区域,被称为日球.由于太阳风速度的不断变化,造成日球具有极为复杂的结构,并且随太阳的变化而不断地变化.由于日球的空间范围大,探测数据少,至今进行的探测都局限于黄道面附近.日球物理学的主要研究课题就是日球的结构、等离子体激波的传播过程等.在日球中的太阳和地球之间的空间,常称为日地空间,它的物理状态对地球及其邻近的空间有很重要的影响,是日球物理着重研究的区域.宇宙线空间物理学宇宙线是指来自宇宙空间的高能粒子流.它们有的起源于银河系以外,有的起源于太阳,经过长途旅行,被地面上的或者地球附近的探测器所探测,它的能谱、方向和强度等特性反映了宇宙线源头和经过区域的物理性质,成为人们研究空间的一种工具.2地球的中高层大气6.2.1大气的分层结构整个大气层按照它的物理性质可以分成对流层、平流层、中间层、热层和外逸层.图6-1是大气层分区示意图.图中的曲线给出了大气温度(横坐标)随高度(纵坐标)的分布.按温度特征,从地面向上分为对流层、平流层、中间层、热层.按大气成分可分为均质层、非均质层和外逸层.对流层最靠近地面,它的主要特征是大气的对流强烈,地面所观测到的风、雨、雷、电、寒潮、冰雹等天气现象都发生在对流层.对流层的上界为对流层顶,它的高度随纬度而不同,在极区约9km,在赤道可达17km左右.在对流层内,高度越高,温度越低,平均每升高1km温度下降6.5K.对流层以上是平流层,它的上界,即平流层顶约在50km高度处.这一层内大气比较平稳,温度随高度的增加而增加.平流层内大气的垂直对流不强,水平运动很强,平均速度达到120km-h-1臭氧层是平流层内的一个层次,臭氧含量特别丰富.太阳辐射使氧分子分解为氧原子,再与氧分子结合而形成臭氧,浓度最高的高度在20km〜25km之间.平流层顶以上到85km左右是中间层,在这一层里大气温度再次随高度的增加而降低.中间层的特点是光化反应十分强烈,大气中的一些成分在太阳电磁辐射和来自外空的带电粒子的作用下发生分解、电离、复合及其它一些光化反应,发生各种发光现象,从地面上能观测到的气辉和极光即来自这一层.平流层和中间层又合称中层.中间层顶以上为热层,其温度又一次随高度迅速增加.热层变化十分复杂,因为影响热层的因素非常多,除了在这一层内被吸收的太阳紫外辐射变化很大以外,它还受到磁层沉降粒子的影响,电离层电流加热的影响,低层大气以波动等方式向上输送的能量的影响等等.在热层顶(约300km〜500km)以上温度又趋于稳定,不再随高度变化.平衡温度的数值随太阳活动有很大的变化.均质层是指从地面到大约80km高度范围内的大气,大气的成分基本相同,平均分子量不随高度变化.在它上面是非均质层,成分随高度有明显的变化,主要成分依次为氮分子、氧原子、氦、氢,平均分子量随高度逐渐降低.大气的最外层称为外逸层.这里的大气已经十分稀薄,分子之间的碰撞可以忽略,如果分子的热运动速度足够大,它就有可能摆脱地球的引力而飞向宇宙空间.高层大气中一部分气体分子被电离,由这部分离子和电子组成了电离层.6.2.2静态大气对大气分布影响最大的是地球引力场.假定大气处于静压平衡状态,在高度为z的地方,考虑一个小的体积元(图6-2),它的底面积为AS,高为△h,上底和下底之间的压力差^p应该和体积元内的气体所受到的地球引力相平衡,即(6.1)Ap=-pg=-nmg(6.1)其中P是气体密度,g是地球的引力加速度,n是体积元内的分子数,m是平均分子质量.而我们知道,如果把大气作为理想气体看待,那么它应遵守气体状态方程,即TOC\o"1-5"\h\zp=nkT (6.2)其中k是玻耳兹曼常量,T是气体温度.联合上述公式可得△p/p=mg/kT (6.3)如果认为温度不随高度变化,就可以得到气压随高度变化公式,即p=p0exp(-mgz/kT)=p0exp(-z/H) (6.4)此式表明大气气压随高度按指数规律递减.由式(6.2)可以得到大气密度和压力之间的关系,也就可以得到大气密度随高度增加按指数规律递减的关系,即p=p0exp(-z/Hp) (6.5)其中Hp和Hp分别称为压力标高和密度标高,它的数值越小,大气的压力和密度下降越快.我们需要特别指出的是这种简单的关系是在一系列的“假定”下得到的:大气是理想气体、地球引力加速度是常量、大气温度不随高度变化、大气的平均分子量不随高度变化,这显然与实际情况有很大的出入.但是,在所研究的问题的高度范围比较小时,所有这些“假定”都是可以成立的.也就是说,在比较小的高度范围内,大气密度或压力可以认为是随高度指数下降的.6.2.3太阳电磁辐射与大气的相互作用决定大气物理特性的另一重要因素是太阳的电磁辐射.来自太阳的电磁辐射进入高层大气以后大部分被吸收,只有可见光和射电部分能到达地面.因此,大气层是天然的屏障,它吸收了有害的电磁辐射成分,保护人类免遭其害.太阳电磁辐射谱和它的变化太阳的电磁辐射能是很强的,我们用太阳常数来度量,它的定义是:在地球大气层以外,太阳在单位时间内投射距太阳平均日地距离处、垂直于射线方向的单位面积上的辐射能总量,其数值为1353W-m-2(瓦•米-2).数十年来的测量结果还没有发现它有系统的变化.太阳电磁辐射覆盖了全部电磁波谱,从波长大于 10km的长波无线电波,一直到波长短于10-3nm(1nm=10-9m)的高能Y射线,图6-3是太阳宁静时在大气层以外的和到达地面的太阳电磁辐射波谱,它们之间的差以及涂黑部分就是大气吸收的部分.图中同时给出了6000K的黑体辐射谱.可以看出,主要的电磁辐射能量集中在可见光和红外部分,占总辐射通量的90%以上,它入射到地球上,供给地球以热量,加热大气层.这部分的辐射能也很稳定.太阳电磁辐射中的短波部分,包括紫外、X射线和Y射线虽然所占份额很小,但是变化十分剧烈,在太阳发生耀斑时,能量较高的X射线强度可以增加数百倍之多.图6-4是在对地同步轨道上的卫星测量到的一次典型的太阳X射线爆发,可以看出波长10nm〜80nm的X射线强度在半个小时里从2X10-7W•m-2增加到4X10-5W・m-2.“大气窗”大气层吸收了太阳电磁辐射中对人体有害的高能部分,是良好的屏障.但是,大气层对不同波长电磁辐射的吸收机理是不同的,因而不同波长电磁辐射能穿透的大气深度也是各不相同的.从图6-3可以看出,能够穿过大气而到达地面的只是部分波段范围的电磁辐射,这些波段范围被称为“大气窗”.波长短于0.32Mm的电磁辐射由于分子、原子吸收和瑞利散射,波长长于10m的无线电波由于电离层的反射,都到达不了地面,大气窗内的红外部分也由于水汽和二氧化碳的吸收而被分隔得支离破碎.太阳电磁辐射的加热和电离过程地球大气的分子或原子吸收太阳短波辐射的直接过程有光致激发,即原子从基态跃迁到激发态的过程;光致离解,即分子在光子的作用下分解为原子或简单的分子的过程;光致电离,即外层电子在光子作用下脱离原子成为自由电子,原子变成为带正电的离子.处于激发态的原子和分子大多是不稳定的,生存时间很短,有的自行跃迁回基态,有的通过与其它分子的碰撞丢失能量返回基态,或者简单地将能量转移到其它分子,结果是将太阳辐射的能量最终转化为高层大气的热能,即高层大气被加热了.当太阳电磁辐射中光子的能量高于大气原子或分子的外层电子的电离能时,原子或分子就会被电离,产生电子和正、负离子.同时,带电粒子之间的碰撞过程又使电子和离子复合,最后达到一个动态平衡,形成一个宏观上仍然是电中性、但却是由带电粒子组成的区域,即电离层.显然太阳电磁辐射在各个高度上被吸收的情况与该高度上的大气成分有关.120km以上大气的主要成分是氧分子、氧原子、和氮分子,波长短于80nm的电磁辐射可以使它们电离.6.2.4电离层的形成及其对电波传播的影响电离层是指50km〜60km以上到几千公里之间的大气电离部分,它由自由运动的电子和离子组成.电子密度是电离层最主要的参数,它随高度的分布如图6-5,横坐标是电子密度,纵坐标是高度,(a)是白天的分布,(b)是夜晚的分布,最大电子密度出现在大约300km左右,形成一个很宽的峰,称为“F层”.白天电子密度比夜晚要高一些,高度比夜晚低一些,夜晚的主要特点是在100km高度左右出现一个峰值,称为“E层”.电子密度随太阳活动的程度也有差别,太阳黑子周高年时电离层电子密度比低年时高一些.电子密度随太阳活动也有很大的差别,太阳活动高年太阳的高能电磁辐射比较强,相应的电离层电子密度也较高.电离层形成的主要原因是太阳的电磁辐射.单位时间在单位体积的高层大气中产生的电子和离子对的数目称作电子生成率,用Q表示,它与入射的高能电磁辐射强度◎成正比,与大气密度和它的电离截面。成正比,即Q=no中 (6.6)我们已经知道大气密度是随高度递减的,太阳辐射从外面向下入射时,由于沿途不断被大气吸收而强度不断减弱,即随高度减小而递减,另一方面,在较高的高度上辐射通量虽然很强,但大气十分稀薄,电子生成率很低;在较低的高度上,可被电离的大气原子和分子虽然很多,太阳辐射却因被吸收而很弱,生成率也很低,因此,在中间某一高度上可能达到一个最大值.另外,电子和离子也通过复合过程而不断消失,复合率和大气密度成正比.在最简单的假定下得到的高度分布如图6-6,当太阳直射天顶角为零时,电子密度最大,并随天顶角增加而减少,和实际测量得到的图6-5在轮廓上是相似的,但实际情况要复杂得多,还需考虑太阳的入射方向、电子的扩散过程、宇宙线的电离效应以及多种消失过程等因素的影响.当频率较低的电磁波通过这种电离气体时,电磁波中的电场将驱使电子运动,每一个运动的电子又成为一个新的电磁辐射源,产生新的电磁波,其结果是改变了入射的电磁波的方向和特性。用射线来描述电磁波的传播时,介质对传播方向的影响用折射系数n来表示,它的数值与电磁波的频率和电子密度有关.一般来说,密度越高折射系数越大,频率越低折射系数越大.在电子密度由下往上逐渐增加的电离气体中,折射系数也逐渐增加,导致电磁波射线逐渐弯曲,图6-7(a)是一个频率的电磁波通过平面分层的电离气体时射线的弯曲过程,这就是由地面发射的无线电波进入电离层以后的传播过程.图6-7(b)是一束多个频率的电磁波在通过平面分层的电离气体时射线的弯曲和分离过程,频率越低,弯曲越厉害,反射的高度也越低.通讯用的无线电波在通过电离层时会被吸收、折射和反射.理论研究结果表明,电子密度为Ne的电离气体有一个临界频率fofo=(80.80X10-6N「1/2 (6.7)fo以MHz为单位,Ne以电子•cm-3为单位.当电磁波频率高于临界频率时,可以通过电离气体;低于临界频率时,电磁波将被反射而不能通过.对于电离层这样的具有层状结构的电离气体来说,临界频率是垂直入射电波的反射频率.当电波以。角入射时,临界频率fe为f0=f0•csce (6.8)由于地球也是一个导体,也能反射无线电波,所以,在地球表面和电离层之间形成一个“波导”,无线电波在这个波的“导管”里被来回反射,传到很远的地方(图6-8),这就是环球通讯的原理.我们的收音机接收到的来自远方的语音和歌曲的信号都是经过许多次反射后到达的.根据电离层的结构可以知道,在垂直投射的情况下,临界频率最高大约为20MHz.如果我们想和电离层以外的卫星通讯,那么必须选择在临界频率以上.上面介绍的是电离层平静时的状态.实际上因为受到太阳的影响,电离层的变化是十分剧烈的.在太阳表面发生大爆发的时候,太阳的紫外辐射和x射线的强度将大幅度上升,电离层电子密度也会随之增加,称为“电离层骚扰”.无线电通讯也会受到强烈干扰,造成短波通讯中断.极区电离层因受到来自太阳的或磁层的带电粒子的影响,扰动更为频繁和强烈.6.2.5极光北极光是人们最早观测的空间物理现象,已有数千年的记录历史.利用卫星拍摄到的极光照片表明,极光是沿着围绕地磁极的一个卵形的带状区域上空出现的,这个带就称为“极光卵形带”,南、北半球各一个.它的位置相对于太阳是不动的,在地球上的观测者则随地球在它下面转动.它的大小与地磁场的扰动程度有关,平静时向磁极收缩,扰动时向低纬度方向扩展.在地面上观测到极光次数最多的地带称“极光带”,也是南、北半球各一个,大约在磁纬67°到76。之间.图6-9是在地面上观测到极光的等频次线.极光出现的高度分布在70km到1000km范围内,集中在100km到200km之间,图6—10是极光高度的分布图.极光的形态和色彩都十分美丽,大致有以下几种形态:带状的均匀光弧;有射线状结构的光弧、光柱、光帘;弥漫状光斑、光冕;大面积均匀的幔状极光.极光是来自太阳的和磁层的高能带电粒子进入高层大气所激发的发光现象.与电视机内的显像管很相似,高层大气就象荧光屏,来自外空的高能带电粒子束就象电子枪加速出来的电子束.激发的谱线主要是原子氧的绿光和红光、原子氮的红光、分子氮的绿光.6.3地外空间6.3.1地球磁场1.地磁场三分量地球是一个大磁体,在它的周围充满了磁场.磁场是一个矢量场,在空间任意一点处的磁场用三个分量来描述时,通常选用地理坐标:即北向分量X(沿地理子午线以北向为正)、东向分量y(沿地理纬圈方向以东向为正)、垂直分量Z(沿当地的垂直方向以向下为正)(见图6—11).另一个常用坐标是:水平分量H(地磁场在当地水平面内的分量)、磁偏角D(磁场方向和地理北向之间的夹角,向东为正)、磁倾角(磁场方向与水平面之间的夹角,向下为正).偶极子磁场地磁场的分布近似为偶极子磁场,即均匀磁化球的磁场,或小电流圈的磁场.磁位势在极坐标中可表述为V=(M/r2)cos0 (6.9)其中M为磁偶极矩,r为地心距离,0为极角(余纬).由式(6.9),可以得到磁场各分量的表达式,即B=2Mcos0/r3 (6.10)rB=Msin0/r3 (6.11)0B=M(1+3cos20)1/2/r3 (6.12)磁感应线方程为r=r0sin0 (6.13)r0是磁感应线与赤道面的交点离原点的距离(图6—12).磁感应强度与距地心距离的3次方成反比,在一根磁感应线上,赤道处的磁感应强度最弱,纬度越高,磁场越强.地球的磁偶极矩有极缓慢的变化,目前的数值为7.95X1015T•m3(特斯拉•米3).实际测量表明地球磁轴并不平行于自旋轴,两者之间夹角约11°左右,偶极子也不位于地心,偏离地心约451km.因而用偏心偶极子的磁场可以更好地代表地球磁场的分布.更精确地描述地磁场就需要用多项式,偶极场是多项式的第一项.地磁场与地球表面垂直的地方称为“磁极”,南、北半球各有一个“南磁极”和”北磁极”.偏心偶极子的轴与地球表面相交的地方称“偶极子极”,同样有南、北两个.地磁场的变化地磁场是在不断变化的,按变化的快慢、变化的周期性等特征主要有以下几类:(1)长期变化根据古地磁学的研究结果,地磁场可能有数百年至数千年的变化周期,但一个台站数十年的记录显示出来的只是单调的增加或减小.近代地磁场的长期变化主要表现为磁偶极矩以每年0.05%的速率减弱.(2)日变化地磁场以一天为周期的变化称为日变化.统计分析表明,地磁场宁静时和扰动时的日变化是不相同的,前者称“静日变化”,后者称“扰日变化”.日变化起源于电离层中的电流体系.图6-13是各纬度上平均的静日变化,横坐标是地方时,左、中、右三列分别是地磁场的水平分量、垂直分量和磁偏角.每一列从下往上按地磁纬度由南往北排列.在赤道区日变化幅度明显增大,南、北两半球高纬区日变化的相位和赤道区相反.(3) 磁暴地磁场发生的剧烈变化称为磁暴.在地面上中低纬度地磁台记录的磁暴按其形态可分为两类:“急始型磁暴”和“缓始型磁暴”.急始型磁暴的平均形态如图6-14,可分为四个阶段,第一阶段为急始,地磁场水平分量急速上升,在十几秒到几十秒的时间里上升可达数十纳特斯拉(10-叮).第二阶段是初相,指急始后磁场强度逐渐恢复的阶段,持续的时间不定,短的数十分钟,长的可达数小时.第三阶段是主相,即初相以后磁场强度继续下降直到最低值,其幅度差异很大,小的只有十余纳特斯拉,强磁暴时可达微特斯拉(10-6T).第四阶段是恢复相,即磁场逐渐恢复的过程,短的十余小时,长的可达数日.急始型磁暴往往是在太阳上出现大耀斑以后发生的.缓始型磁暴没有明确的起始时间、没有固定的形态、也不伴随太阳上的耀斑而发生.它表现为地磁场的不规则扰动,持续的时间可达数天以上,并且常常具有27天重现性,而且伴随太阳表面长寿命的活动区的出现而发生.(4) 磁湾扰(磁亚暴)因在中、低纬度的地磁记录上象地图上海湾线的形状而得名.持续时间数十分钟至数小时,在中、低纬度的幅度较小,在极区幅度很大,可达几个微特斯拉,又称“亚暴”(5) 不规则变化至今尚未掌握其规律,表现为杂乱无章的变化(6) 地磁指数为便于对地磁场的变化(主要是不规则变化)进行统计研究,用一个简单的数字来表示一个时间段(如一天、三小时、五分钟等)内地磁场扰动的程度,这一数字即为“地磁指数”.常用的有以一天为时间段的国际磁情指数Ci,以三小时为时段的Kp指数,这两个指数是根据在全球分布较均匀的地磁台指数C和K综合得到的,反映全球的扰动情况.反映低纬区扰动的、以一小时为时段的Dst指数,由赤道和低纬度区域的地磁台记录得到.由极区地磁台记录得到的AE指数反映极区的扰动状态.统计地磁指数得到地磁扰动的变化规律:11年变化,图6-15(a)是1830年到1930年之间的太阳黑子数和地磁指数的11年变化曲线,地磁指数随太阳活动周的变化是十分明显的;季节变化,图6-15(b)中用圆点表示地磁指数在一年内的变化,春、秋季的扰动明显高于冬季和夏季,变化过程与日下点纬度绝对值的变化(图中的实线)是很相近的;27天重现性,图6-15(c)是以地磁扰动日为“零”日(图中以n表示),统计前5天(n-5)和后35天(n+35)内的扰动日出现的频次,在27天有一个明显的峰,就是说地磁扰动有隔27天重复出现的趋势,特别是在太阳活动低年,太阳表面有长寿命的活动区存在时,太阳27天的自转会引起很强的重现趋势.6.3.2带电粒子在磁场中的运动带电粒子在平行磁场中的运动带电粒子在磁场中运动时将受到洛伦兹力的作用,力的大小与磁感应强度B、粒子携带的电荷q以及运动的速度v成正比,即F=qvXB (6.14)力的方向垂直于粒子运动速度方向和磁场方向,所以磁场只改变粒子的运动方向,不改变粒子的运动能量.因而在均匀磁场中(假定磁场沿Z方向),如果带电粒子的初始速度与磁场垂直,粒子的运动轨迹是在与磁场垂直的平面内(Xy平面)一个封闭的圆[图6—16(a)],带正电荷与带负电荷的粒子回旋方向相反.粒子轨迹的半径称为回旋半径孔,它与粒子的速度和质量成正比,与粒子的电荷和磁感应强度成反比,即r=vm/qB (6.15)回旋周期Tc与粒子的能量无关,与粒子的质量成正比,与磁感应强度成反比,即Tc=2nm/qB (6.16)如果带电粒子的初始速度不与磁场方向垂直,粒子运动的轨迹将是一条螺旋线.如果带电粒子还受到一个外力的作用,例如电场作用、引力作用等,那么在一次回旋过程中电子的速度v将发生变化,回旋半径也将随之而变,其结果是带电粒子将在与磁场和外力都垂直的方向上“漂移”图6-16(b)和(c)左、右两列分别是带正电荷与带负电荷粒子的漂移过程和方向,电场对正、负带电粒子的作用力方向相反,漂移方向相同;重力对正、负带电粒子作用力方向相同,漂移方向相反.如果磁场不是均匀的,在垂直于磁场的方向(假定为x方向)有一个梯度,磁场强度的变化同样会导致粒子回旋半径在一次回旋过程中发生变化,其结果同样使粒子的轨迹在与磁场方向和梯度方向相垂直的方向(y方向)有一个漂移运动[图6-16(d)],漂移方向与电荷符号有关,漂移速度与粒子的运动速度,即能量有关,能量越高,漂移速度越快.带电粒子在磁场中旋转时,就象一个小的电流圈,它也将有磁矩m,其表达式为m=M/B (6.17)在漂移过程中磁矩m是守恒的.上式中的M为磁场对电流圈的力矩.带电粒子在偶极子磁场中的运动偶极子磁场是轴对称的、南北对称的,在赤道平面上,磁场与赤道面垂直,磁场梯度沿半径方向,若赤道面上的带电粒子初始速度与磁场垂直,带电粒子将在赤道面内沿经度方向漂移,带负电的电子由西向东,带正电的质子和离子由东向西(图6-17).在漂移过程中,磁矩m仍是守恒量.若带电粒子的初始速度与磁场夹角(投掷角ae)不是90°,带电粒子将作螺旋运动,但在离开赤道面后,粒子所在位置的磁感应强度B逐渐增加,由式(6.17)可知,在磁矩不变的情况下,粒子在与磁场垂直方向的能量亦将增加,因为磁场不改变粒子的能量,所以平行磁场方向的能量必将减少,使粒子的投掷角a不断增加a=sin-i(Bsina/B)1/2 (6.18)ae为粒子在赤道面上的投掷角,Be是赤道上的磁感应强度.当磁感应强度达到B「Be/sinae (6.19)时,粒子的投掷角达到90°,就是说粒子运动方向与当地磁场垂直,沿磁感应线的运动速度为零,这一点称粒子的“镜点”,此后粒子将沿磁感应线返回,通过赤道面向另一半球运动,到达这一半球的镜点,粒子如此往复,在南北两个镜点之间振荡(图6-18).带电粒子就象串在磁感应线上的一串珠子.带电粒子在偶极场中的运动即由上述三种运动:回旋、振荡、漂移合成的,回旋的周期最短,振荡次之,漂移周期最长.一旦带电粒子进入这样的轨道,在不受其它干扰的情况下将长时间在地磁场中运动,我们称它被地磁场“捕获”了,下面将要讨论的辐射带即由这样的“捕获”粒子组成.在地磁场中这三种运动的周期与带电粒子的能量和离地心的距离有关,表6.1列出了几个典型的数值.表6.1地心距离(地球半径)粒子能量(keV)回旋周期(S)振动周期(s)漂移周期(S)1.02质子1002.17(-4)4.392.60(+4)100002.17(-4)0.43932.62(+5)电101.20(-7)0.3292.60(+2)4.08质1001.39(-2)17.66.50(+3)100001.39(-2)1.7665.0电107.71(-6)1.316.56(+4)地球磁场对外来高能带电粒子运动的影响上面我们讨论了在偶极磁场中被“捕获”的带电粒子运动的规律,现在我们来简要介绍当一个带电粒子从外面进入偶极磁场区域时,它的运动会受到怎样的影响.因为偶极磁场的强度是以r-3的规律向外递减的,所以地球磁场对带电粒子轨道的偏转作用随着粒子的深入而越来越强.一般来说能量越高的粒子能达到的区域离地球越近,图6-19给出了几条典型宇宙线轨道在赤道面内的投影.但是要注意到地球磁场的磁感应线大体上是在子午面内的,粒子沿磁场的运动不受磁场影响,因此如果带电粒子初始运动速度与场方向的夹角很小,它就可以进入到离地球比较近的地方,但在到达地球附近时有随磁感应线向两极会聚的趋势.在地面上纬度越高,能到达该纬度的粒子能量越低;反之,纬度越低,能到达该点的粒子能量越高.能够到达一个地点的带电粒子的能量都有一个最低值,我们称之为“截止刚度”.来自外空的宇宙线具有一定的能谱结构,到达地球表面时,由于截止刚度随纬度减小而增加,使宇宙线强度随纬度减小而减小.图6-20给出了地面上宇宙线强度随纬度变化的曲线.地磁场就象一个巨大的宇宙线能量分析器,由分布于地面各地的宇宙线台的记录可以得出宇宙线的能谱.}6.3.3太阳的粒子辐射太阳风和日层太阳风是由于日冕膨胀而成的向外流动的带电粒子流,它主要由数量相等的电子和质子组成,因而呈电中性,称为“等离子体”.太阳风的性质随太阳活动而有很大的差别,在向外流动的过程中它的性质也在不断变化.目前大部分的探测数据来自地球轨道附近,宁静时的主要参数如表6.2.表6.2太阳风物理参数物理参数最小值最大值平均值通量(离子/cm2•s)10610102X108〜3X108速度(km•s-1)200900400〜500数密度(个/cm3)0.4805质子温度(K)5X1031X1062X105行星际磁场B(nT)0.25406太阳风是由自由运动的带电粒子组成的等离子体,它具有很高的导电率,使等离子体和磁场互相“冻结”在一起,不能发生相对运动.我们可以这样来理解“冻结”效应:假定磁场相对于等离子体有一个微小的相对运动,即等离子体切割磁感应线,就会形成感应电场,因为等离子体有很高的导电率,感应电场将在等离子体内形成很强的电流,电流与磁场的作用将迫使等离子体跟随磁场一起运动.若等离子体能量密度远高于磁场的能量密度,等离子体就携带磁场一同运动;若磁场的能量密度远高于等离子体的能量密度,磁场将约束等离子体的运动.当太阳风从太阳表面向外运动时,太阳风的能量密度远高于磁场的能量密度,因此将把太阳表面的磁场也一同带出来形成行星际磁场.太阳风的流动是径向向外的,但太阳有27天一周的自转速度,磁感应线的根部又“冻结”在太阳表面随太阳一同旋转,使行星际磁场的磁感应线象旋转的喷水壶喷出的水迹(图6-21).这样“拉伸”出来的磁场,在距离太阳较近的区域内,主要的分量是沿太阳的半径方向;在远离太阳的区域,行星际磁场主要是沿经度方向.大量的行星际探测器在距太阳一个天文单位的地球轨道附近的测量结果表明,在宁静时行星际磁场主要是径向的,向阳极性和背阳极性互相交替构成向阳扇区和背阳扇区(图6-22).当太阳表面发生剧烈爆发过程时,太阳表面将喷发出高速粒子流,它的速度、密度和温度都比宁静时高得多.它们在追赶和超越低速的背景太阳风等离子体的过程中,会形成激波.太阳风在向外运动的过程中,密度、速度、压力等都将随距离的增加逐渐减小,到达一定距离以后太阳风的压力将和星际空间物质的压力平衡而终止,这个界面以内的空间被认为是由太阳控制的,称为“日层”,界面称为“日层顶”.它的最小距离估计在50天文单位〜100天文单位(图6-23).太阳宇宙线太阳表面宁静的时候只发射太阳风.在太阳表面发生剧烈扰动的时候会发出大量能量很高的质子,称“太阳宇宙线”,这样的事件称“太阳质子事件”.太阳宇宙线粒子的成分主要是质子和少量的重离子,氦的含量不到质子的百分之一,其余各成分的通量见表6.3.太阳宇宙线的能量在几MeV到几百MeV之间,能谱有很大的变化,几次典型的事件过程中的能谱如图6—24.太阳宇宙线通常是伴随太阳耀斑而产生的,持续时间约在10小时〜20小时,太阳宇宙线的速度很高,十余小时即可到达地球.太阳质子事件的强度差别很大,在一次大的太阳质子事件全过程中,在距太阳一个天文单位的地方(地球轨道附近),每平方厘米的面积上可接收到能量大于30MeV的质子的数目大于103个.太阳质子事件发生的频次随太阳黑子数的11年周期而变,在高年时期每年可有十余次,在低年时每年仅一、两次.6.3.4磁层磁层的形成一一太阳风和地磁场的相互作用前面我们讲到单个带电粒子受到地磁场的排斥作用,只有能量很高的粒子才能到达地球附近.但当带电粒子的密度很高而构成等离子体时,由于粒子之间的“集体”效应,使它们能到达离地球很近的地方.这也是前面说的“冻结”效应,原来在磁场以外的等离子体将不能进入磁场.我们用一个平面模型来说明这一问题.假定磁场沿z方向,且磁感应强度沿x方向逐渐增强,沿x方向有一等离子体进入磁场(图6—25),处于等离子体表面的带电粒子在磁场作用下作回旋运动,电子和质子的回旋方向相反,在等离子体表面形成电流,表面电流的磁场将使等离子体以外区域的磁感应强度加倍,在内部则抵消磁场,后续的等离子体因受到的磁场作用大大减小而可以继续向前推进.最后平衡的条件是扰动后的磁压和等离子体动压相等,即B2/8n=2nmv2 (6.20)其中B是扰动后的磁感应强度,n是等离子体数密度,m是粒子质量,v是等离子体未受扰动时的速率.作为太阳风的等离子体到达地球附近时发生的过程要更复杂.地球磁场不是平面磁场,它的边界不是平面,而是形成一个被太阳风包围的区域,称为“磁层”.在磁层内地磁场被压缩,太阳风不能进入,在磁层外是太阳风,地磁场被屏蔽,它们之间的界面为“磁层顶”.磁层形状大致如图6-26.根据典型的太阳风参数得到的在平静时太阳风和地磁场平衡的距离大约离地心10个地球半径.实际情况要复杂得多.由于太阳风的速度超过了音速,在磁层顶的前方存在一个激波,磁层就象快速行进中的船头一样,称它为“艏激波”.磁层顶表面也不是平静的,已经发现在磁层顶的一些区域会产生多种不稳定过程,一旦不稳定条件得到满足,太阳风中很小的一点扰动就会发展起来,构成太阳风的等离子体就会进入磁层,引起磁层的扰动.大量的测量表明,磁层内部也充满了各种能量的、受地磁场控制的带电粒子,形成各具特色的几个区域.2.辐射带从以上介绍的带电粒子在偶极磁场中的运动规律可以看出,带电粒子一旦进入偶极磁场,就有可能长时间在偶极磁场中作回旋、振动和漂移运动,就象装在一个“磁瓶”里一样被磁场“捕获”.在磁层里确有大量高能带电粒子被地磁场所捕获,这一区域称为辐射带.辐射带的主要成分仍然是电子和质子,有少量的氦核和更少量的重元素的离子.电子能量约在100keV到几MeV之间,质子能量在1MeV到几百MeV之间.由于实际地磁场偏离偶极磁场,所以带电粒子在地磁场中的运动要复杂得多.为便于描述辐射带内的带电粒子分布,选用一个由地磁场特性确定的磁坐标,称为“等效极坐标R-八”,R为等效距离,八是等效纬度.利用它可以把辐射带强度在三维空间中的分布简化为二维空间中的分布,即消除了经度的影响,非常直观地来描述辐射带的分布.粗略地说,可以认为是对所有经度的平均.在给定磁场模型的前提下,空间任意一点都可以由计算得到对应的R-八值,也就能得到该点的强度分布,因此由R-八坐标中的分布和磁场模型,就能还原出辐射带在三维空间中的分布.描述辐射带强度和宇宙线强度的单位有:单向积分通量,定义为空间的单位面积上、在单位时间内、来自某一方向的单位立体角内、能量大于给定值的粒子数目:粒子/厘米2•秒•单位立体角.全向积分通量,定义为空间的单位面积上、在单位时间内、来自所有方向的、能量大于给定值的粒子数目:粒子/厘米2•秒.单向微分通量,与单向积分通量相仿,指在单位能量间隔内的粒子数:粒子/厘米2•秒•单位立体角•单位能量(如keV).全向微分通量,与全向积分通量相仿,指在单位能量间隔内的粒子数:粒子/厘米2•秒•单位能量(如keV).图6-27给出了在日一A坐标中能量在40MeV〜110MeV之间的质子等强度线.这是典型的高能质子的分布.图6-28是能量大于5MeV的高能电子的分布.等离子体层等离子体层是磁层内等离子体比较密集的区域,由于带电粒子的能量在几个电子伏以下,回旋半径很小,就象附着在磁感应线上一样,等离子体层的底部和电离层相接,外部边界为磁感应线构成的面,平静时它在赤道面上的交线如图6-29,大约在5个地球半径左右,扰动时表面向内收缩.等离子体密度随高度增加逐渐减小,到达边界处则急剧下降,如图6-30.可以看出它的边界是很明显的.磁尾磁层在背阳方向有一条很长的尾巴,称“磁尾”,其长度可达1000个地球半径以上.磁尾中间在赤道附近是磁场强度接近零的磁“中性片”,它的两侧磁场方向相反,北面磁场指向地球,南面背离地球.中性片两侧存在一个等离子体密度相对较高的区域“等离子体片”.就目前了解的情况而言,磁尾在磁层的动力学过程中起着很重要的作用.磁层暴磁层暴是太阳风和地磁场相互作用的结果.当太阳风发生剧烈扰动的时候,磁层也必然随之发生剧烈的扰动.磁层结构的变化表现为太阳风强度增强时,磁层顶将向地球收缩,向阳面磁层顶可退到5〜6个地球半径,等离子体层收缩到3〜4个地球半径,磁尾中的等离子体片变薄,磁尾能量为数十千电子伏的热等离子体向地球流动,可达到4〜5个地球半径.4空间物理学的研究方法6.4.1地面观测在地球表面用各种观测仪器来获取空间的各种参数,在空间物理研究中已经有很久的历史.地球磁场的测量已积累了数百年的数据,通过电波探测电离层已进行了数十年,至今仍是数据的重要来源.地面观测有以下特点:便于长期连续观测,积累的长期数据对于通过统计分析研究事件发生的规律,研究各种现象之间的相关关系是非常有用的.地面观测所需费用要比空间直接探测少得多,一次投资可常年受益.地面观测只能间接地获取空间的信息,依赖于对数据进行的分析和理论解释.主要的地面观测项目有地磁场、电离层、宇宙线、地磁脉动(周期在几秒到几分钟的地磁场变化)、哨声(天然发生的甚低频电磁波)等.地面观测一方面向综合观测站发展,因为在分析地面数据时发现,在同一地点同时观测多个参数,互相补充和印证是非常有益的,促使人们发展将多个观测项目放在一起的综合观测站.另一方面是将多个观测站按预定的方案组成地面观测网,既可以研究参数的空间分布,也能研究空间现象的传播过程.如沿子午线安排多个电离层观测站,即可研究电离层结构随纬度的变化和沿子午线传播的现象.6.4.2火箭观测最早的空间直接探测是用火箭作运载工具,将探测仪器送到高空进行探测.它的特点是:可以测量各个参数由上到下的垂直剖面,例如测量大气的温度剖面.在50km到150km之间,火箭探测是唯一可行的手段,因为气球只能探测50km以下的区域,卫星在150km处的寿命很短,很快就因大气的阻力而陨落.它比卫星探测机动,可以等待着在空间发生某些现象时,例如发生极光时发射,探测极光的结构和触发极光的高能粒子能谱.6.4.3卫星探测卫星探测是目前空间物理研究的主要手段,也是数据的主要来源.卫星探测的主要特点是:卫星可以携带探测仪器在空间各个区域直接进行探测,具有很高的空间分辨率和时间分辨率.在不同的轨道上进行探测,可以得到很宽的空间覆盖率,并且随着航天技术的发展,探测的空间将逐渐扩大.卫星探测所需费用高,并且强烈依赖
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