馬玉端, 楊建, 龐學(xué)霞,2

1 北京航空航天大學(xué)空間與環(huán)境學(xué)院， 北京　100191 2 河北大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院， 河北省光電信息材料重點實驗室， 河北保定　071002

TC-1在近磁尾觀測到地向流的偏轉(zhuǎn)

馬玉端1, 楊建1, 龐學(xué)霞1,2

1 北京航空航天大學(xué)空間與環(huán)境學(xué)院， 北京100191 2 河北大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院， 河北省光電信息材料重點實驗室， 河北保定071002

摘要使用TC-1衛(wèi)星在2004年到2007年磁尾探測數(shù)據(jù)，將以往高速流的研究拓寬到較低的速度，統(tǒng)計分析其從-13.4RE到-5RE地心距離內(nèi)的空間演化. 研究發(fā)現(xiàn)： (1) 在向著地球運動的過程中，地向流發(fā)生率在日地連線附近減小，但在晨昏兩翼的發(fā)生率增加，且在黃昏側(cè)的發(fā)生率最高；這表明地向流在運動到近地時向著晨昏兩翼偏轉(zhuǎn). (2) 越靠近地球，流速V和Vx越小，Vy和Vz的變化幅度較小并且具有明顯的晨昏不對稱性；所以地向流在近地運動過程中，不僅在晨昏方向上偏轉(zhuǎn)，而且在南北方向上偏轉(zhuǎn). (3) 地向流期間，等離子體密度整體偏?。坏请S地心距離的減小，密度整體上逐步增加. (4) 平行和垂直于磁場的流速具有明顯的晨昏不對稱性.在黎明側(cè)的平行流速比黃昏側(cè)大，在黃昏側(cè)的垂直流速比黎明側(cè)大. 鑒于較大的垂直流速易觸發(fā)與電流中斷關(guān)系密切的不穩(wěn)定性，我們推測電流中斷更容易出現(xiàn)在黃昏側(cè). (5) 除個別位置處的熱壓和磁壓相當(dāng)外, 磁壓在總壓中一直占據(jù)主導(dǎo)地位.日地連線附近的總壓較大，晨昏兩翼處的總壓相對較小; 從而在晨昏向上產(chǎn)生較大的壓力梯度，導(dǎo)致地向流在晨昏兩翼偏轉(zhuǎn)和發(fā)生率增大. 在晨昏兩翼，距離地球較近的位置處觀測到了較小的壓力；而在日地連線附近，距離地球較遠的位置才可以觀測到較小的壓力；壓力分布的這個統(tǒng)計特征說明過去事例研究中電流中斷出現(xiàn)在不同的位置可能是由近地磁尾的壓力分布造成的.

關(guān)鍵詞地向流； 偏轉(zhuǎn)； 不穩(wěn)定性; 電流中斷； 壓力梯度

1引言

地向高速流是磁尾等離子體片質(zhì)量、能量和磁通量最重要的輸運形式(Baumjohann et al., 1989,1990; Angelopoulos et al., 1994; Cao et al., 2006, 2013; Ma et al., 2009; Fu et al.,2011b; Miyashita et al., 2012).磁層亞暴的多種物理現(xiàn)象，諸如磁場偶極化鋒面(Fu et al., 2011a, 2012a, 2012b; 2013)、磁通量堆積(Zhang et al., 2007)、電流中斷(Kepko et al., 2001; Sigsbee et al., 2002; Lui, 2009)、極光增亮(Zesta et al., 2000; Nakamura et al., 2001)、磁層-電離層耦合的場向電流(Shiokawa et al., 1998; Cao et al., 2010)、能量粒子向內(nèi)磁層注入(Duan et al., 2014)；Harange間斷(Lyons et al., 1999)和ULF(Ultra Low Frequency，超低頻)波動(Lui et al., 2008;Cao et al., 2008; 王志強和曹晉濱，2010；馬玉端等, 2014)等，都與等離子體片地向高速流有時空上的密切聯(lián)系.

從20世紀(jì)90年代開始，一些科學(xué)家提出了“等離子體泡”理論(Pontius and Wolf, 1990; Chen and Wolf, 1999；Birn et al., 2009),來描述等離子體流從-40RE運動到近地磁尾的大尺度演化過程，及其與電離層極光活動的聯(lián)系.“等離子體泡”理論和模擬描述的部分磁尾現(xiàn)象，逐步得到了不同衛(wèi)星觀測的證實.

Shiokawa等(1997)和Ohtani等(2004)利用單顆衛(wèi)星，分別統(tǒng)計了-9RE～-19RE和-5RE～-30RE磁尾高速流的分布情況. Ma等(2010)利用多顆衛(wèi)星，研究了-14RE～-19RE磁尾高速流的分布.單顆衛(wèi)星研究結(jié)果表明等離子體片高速流單向減速，其地向剎車區(qū)域位于離地球10RE～12RE處(Shiokawa et al.,1997).但近年來多顆衛(wèi)星的觀測結(jié)果顯示地向高速流在磁尾不同位置處的運動并非單向減速.受多種因素如等離子流速、等離子體通量管熵(Wolf et al., 2012)、麥克斯韋張力(Karlsson et al., 2015)和壓力梯度(Li et al.,2011)等的影響，地向高速流有多種運動狀態(tài)(Ma et al., 2012): 地向高速流既可能在其近地平衡位置附近震蕩減速(Panov et al., 2013),也可能被加速(Karlsson et al., 2015)，還有可能沿著方位角方向偏轉(zhuǎn)(Kauristie et al., 2003; Pitk?nen et al., 2011).關(guān)于地向高速流開始減速的位置，不同的衛(wèi)星數(shù)據(jù)和研究方法給出了不同的結(jié)果. Hamrin等(2014)認(rèn)為在-20RE～-15RE處，F(xiàn)u等(2012a)認(rèn)為在-15RE～-10RE處，Shang等(2014)認(rèn)為在-17RE～-13RE處. 地向高速流可以穿透到距離地球最近的位置也有差別：Palin等(2012)認(rèn)為可以到-7RE處，Panov等(2013)認(rèn)為可以到-10RE±2RE處，Sergeev等(2000)認(rèn)為可以到-6.6RE處，Ohtani等(2004)認(rèn)為可以到-5RE處.

Dubyagin等(2011)從電離層的觀測反推高速流減速和偶極化區(qū)域在-6RE處，并與電流中斷和亞暴電流楔密切相關(guān).有觀測(Lyons et al., 1999; Sergeev et al., 2000; Nakamura et al., 2001)表明,地向高速流在磁尾等離子體片昏側(cè)內(nèi)邊界的上行電流對應(yīng)著電離層的極向邊界增強(Poleward Boundary Intensifications, PBIs) .雷達在電離層內(nèi)觀測到多個南北向的PBIs向著赤道方向延伸，表明等離子體片內(nèi)可能存在多個局域的快速流管(Zesta et al., 2006).作為高速流在磁尾的鏡像過程, PESTR雷達在電離層內(nèi)觀測到高速流帶有明顯的方位角方向上分量(Zou et al., 2009).所以磁尾等離子體片的地向快速流在向近地穿透的過程中，除了地向速度大小變化外，在方位角方向上也存在偏轉(zhuǎn).但這個結(jié)論還沒有得到衛(wèi)星觀測的充分證實.本文使用TC-1衛(wèi)星(Liu et al., 2005)在近地磁尾的探測數(shù)據(jù)，對此問題進行了研究.研究結(jié)果表明近地高速流在近地磁尾的地向運動過程中，不僅存在昏側(cè)和晨側(cè)的偏轉(zhuǎn)，還存在南北方向的偏轉(zhuǎn).

2儀器及地向流選取方法

我們使用了TC-1衛(wèi)星(Liu et al.,2005)上搭載的FGM(Flux Gate magnetometers)儀器的磁場數(shù)據(jù)(Carr et al., 2005)和 HIA(Hot Ion analysis)儀器的等離子體數(shù)據(jù)(Rème et al., 2005).TC-1衛(wèi)星軌道的傾角為28°, 近地點為570 km, 遠地點為79000 km(大約-13.4RE),衛(wèi)星自旋周期為4 s. 在2004—2007年的7—10月,TC-1運行在地球磁尾, 多次穿越近地等離子體片, 為研究近地高速流的演化提供了豐富的高質(zhì)量數(shù)據(jù).本文針對這一時期TC-1觀測到的地向等離子體流, 進行統(tǒng)計分析.

考慮到距地心11.5RE處地磁場強度開始隨著地向距離減少而顯著增加(Rong et al., 2014)、地向高速流在尾狀與偶極子狀磁尾處的分界處(-13RE～-15RE),甚至可能在更遠的磁尾處已開始減速;而TC-1的遠地點為-13.4RE；選取速度不小于100 km·s-1的地向流(V≥100 km·s-1且Vx>0),分析其可能的演化特征.為了從理論、模擬和觀測上與過去研究地向高速流的時空演化作比較，我們選取的區(qū)域為-13.4RE≤X≤-5RE，|Y|≤15RE. 本文使用的數(shù)據(jù)及結(jié)果，均為地心太陽黃道坐標(biāo)系(Geocentric Solar Ecliptic system, GSE).

3衛(wèi)星運行軌道和地向等離子體流分布

3.1衛(wèi)星的運行軌道

圖1給出了在2004—2007磁尾季節(jié)時，TC-1衛(wèi)星的運行軌道. 由衛(wèi)星在XY平面的運行軌道可以看出，衛(wèi)星在晨側(cè)的停留時間比在昏側(cè)略長.XZ平面的運行軌道顯示，衛(wèi)星在南側(cè)的停留時間比北側(cè)略長. 而由YZ平面的運行軌道發(fā)現(xiàn)，衛(wèi)星的運行軌道呈現(xiàn)出明顯的非對稱性特征，衛(wèi)星在晨側(cè)和南側(cè)的采樣點明顯地比在昏側(cè)和北側(cè)多. 單從衛(wèi)星的運行軌道來看，相對于XZ和YZ平面，衛(wèi)星在XY平面的軌道特征更有利于我們研究地向等離子體流在近地的演化.

3.2地向等離子體流的空間分布

按照地向流選取方法，在2004—2007磁尾季節(jié)，共挑選出143892個地向等離子體流，其空間分布如圖2所示.地向流在XY平面內(nèi)的分布相對均勻. 在XZ平面內(nèi)，地向流在X方向變化較大，而在Z方向上主要集中在±4RE以內(nèi). 在YZ平面內(nèi)，盡管地向流在Y方向變化較大，在Z方向上卻主要集中于±5RE以內(nèi). 結(jié)合圖1可以看出，地向流在Z方向上的集中分布不太可能是受衛(wèi)星運行軌道影響，而可能是地向流自身的分布特點造成的. 因此，接下來我們討論地向流的分布特征時，主要聚焦在兩個方面：一方面主要是討論其沿著日地連線即X的分布，研究磁尾地向高速流的演化；另一方面討論地向高速流在XY平面上的分布，研究地向高速流的偏轉(zhuǎn).

圖1　在2004—2007磁尾季節(jié)時, TC-1的運行軌道Fig.1　Orbits of TC-1 in the tail seasons from 2004 to 2007

圖2　2004—2007磁尾季節(jié)時， TC-1觀測到的地向流分布Fig.2　Distribution of the earthward flow observed by TC-1 in the tail seasons from 2004 to 2007

4地向等離子體流的統(tǒng)計特征

為了與Shiokawa等(1997)在較大地心距離處的研究結(jié)果進行對比，我們將選出的地向流沿著日地連線進行分析.從圖3a可以看出越靠近地球，衛(wèi)星觀測到的高速流個數(shù)越少，這和Shiokawa等(1997)的觀測結(jié)果比較接近.從圖3b可以看出隨著地心距離的減小，地向流發(fā)生率(在1RE×1RE格點內(nèi)選取出的地向流個數(shù)與衛(wèi)星在此區(qū)域內(nèi)采樣到的高質(zhì)量數(shù)據(jù)個數(shù)的百分比)降低，但是一直到X=-5RE處,發(fā)生率仍然保持在1%左右.這主要是由于我們的選取標(biāo)準(zhǔn)降低了流速,才使得我們在近地選取出了更多的地向流，并可以更好地研究地向流演化.從圖3c可以看出隨著地心距離的減小，地向流的總速度V均值從200 km·s-1減小到150 km·s-1. 地向流的地向分量Vx從150 km·s-1減小到90 km·s-1，與總速度變化趨勢基本一致.地向流的V及Vx的變化特點，與Shiokawa等(1997)給出的地向高速流在較遠的磁尾處開始減速的趨勢保持一致. 此外，我們還在圖3c中給出了地向流的晨昏向分量Vy及南北向分量Vz的分布情況. 隨地心距離減小，Vy基本上穩(wěn)定在60 km·s-1附近，Vz從70 km·s-1緩慢減小到60 km·s-1; 但是在X=-9RE處,Vz略有增加(大約80 km·s-1).

綜合考慮衛(wèi)星的運行軌道，衛(wèi)星觀測到的地向流在南北方向上的分布范圍較小，在晨昏方向上的分布范圍較大，而且在晨昏兩翼處也觀測到了較多的地向流，我們詳細研究了地向流發(fā)生率和Vx的二維分布情況，具體結(jié)果如圖4所示.

4.1地向流發(fā)生率的二維分布

圖4a給出了地向流發(fā)生率在XY平面內(nèi)的二維分布，右側(cè)的色標(biāo)給出不同發(fā)生率對應(yīng)的顏色.可以看出隨地心距離減小，地向流發(fā)生率在日地連線附近急劇降低，但在晨昏兩翼處卻相對較大. 從地向流發(fā)生率的二維分布來看，部分地向高速流可以穿透到X=-10RE甚至更加靠近地球的位置，只有極少數(shù)穿透到日地連線附近，大部分被偏轉(zhuǎn)到了晨昏兩翼處.進一步比較后發(fā)現(xiàn)：靠近黃昏側(cè)翼處的地向流發(fā)生率明顯比黎明側(cè)翼處的大；這可能是因為等離子體流在地向運動的過程中，受到了磁場梯度和曲率的西向漂移影響.

圖4b給出了Vx在XY平面內(nèi)的二維分布，右側(cè)的色標(biāo)顯示不同大小的Vx對應(yīng)的顏色.不同區(qū)域內(nèi)觀測到了不同大小的Vx，可能是地向流并非單向減速，或者是發(fā)生在不同的地磁活動期間，或者兼而有之.

4.2流速的二維分布

為了給出速度的大致分布特征并與以前的研究結(jié)果進行對比分析，圖5a，5b,5c中將地向流分成了晨側(cè)(Y<-5RE)、昏側(cè)(Y>5RE)和等離子體片(-5RE≤Y≤5RE)三個區(qū)域進行分析. 為了考察地向流在更小區(qū)域可能出現(xiàn)的細節(jié)特征，圖5d，5e,5f中將流速三分量在XY平面內(nèi)做了1RE×1RE平均. 從TC-1的遠地點到-5RE處, 圖5a給出三個區(qū)域內(nèi)Vx的分布.等離子體片內(nèi)Vx急劇下降(綠色曲線所示)，這和以前的研究結(jié)果(Shiokawa et al.,1997)相似.結(jié)合圖5d中Vx的二維分布,可以看出：在X=-13RE靠近磁尾的晨昏兩側(cè),都沒有觀測到地向流；在X=-12RE～-13RE處的晨側(cè)，觀測到了較少的地向流，Vx均值較大；X～-12RE靠近地球的晨側(cè)，地向流增多，Vx均值變化較小，基本保持在100 km·s-1左右；X～-12RE靠近地球的昏側(cè)，Vx略有波動；在X～-6RE附近急劇下降后，逐漸恢復(fù)到之前的水平并略有上升.從圖5d中還可以看出：Vx的整體分布具有明顯的晨昏不對稱性，以日地連線為分界線時，晨側(cè)的地向流速度高于昏側(cè)，尤其是靠近地球時晨昏兩翼處的差異更加明顯.

圖3　地向流的個數(shù)、發(fā)生率和平均流速隨著地向距離的分布Fig.3　Number, occurrence rate and average flow speed of the earthward flow along the sun-earth line

圖4　地向流發(fā)生率(a)和Vx(b)在X-Y平面內(nèi)的分布Fig.4　Occurrence rate (a) and Vx (b) of the earthward flow in XY plane

圖5b給出三個區(qū)域內(nèi)Vy的均值分布在60～80 km·s-1之間.從TC-1的遠地點到X～-5RE，三個區(qū)域內(nèi)Vy均值及變化幅度相當(dāng)，說明近地對Vx影響較大的磁場偶極化或磁通量堆積對Vy影響較小.X～-6RE處：日地連線附近的Vy下降，晨側(cè)的基本不變，昏側(cè)的上升.三區(qū)域內(nèi)Vy的均值一直超過50 km·s-1表明：地向流在近地運動過程中，向著晨昏兩翼偏轉(zhuǎn). 圖5d顯示，Vy均值無顯著特點.

圖5c給出三個區(qū)域內(nèi)Vz的均值分布在55～110 km·s-1之間.X=-12RE靠近地球側(cè)：在昏側(cè)Vz均值最大，日地連線附近的居中，晨側(cè)的最小.結(jié)合圖5f可以看出，Vz分布具有明顯的晨昏不對稱性：晨側(cè)的明顯低于昏側(cè)，在較大的地心距離處，尤其明顯. 三區(qū)域內(nèi)Vz的均值一直超過50 km·s-1且變化范圍較大說明，地向流在近地運動的過程中，向著南北方向偏轉(zhuǎn).

綜合圖5b、圖5c、圖5e和圖5f可以看出，地向流在近地運動過程中同時向著晨昏和南北方向偏轉(zhuǎn).

為了考察地向流運動過程中密度的變化特點，我們在圖6a中給出了其在XY面內(nèi)的分布.地向流的密度整體上偏小(Angelopoulos et al.,1992)，與之前的(Baumjohann et al., 1989; Ohtani et al., 2004)高速流期間密度下降一致. 從TC-1的遠地點到-5RE處，圖6a的等離子體密度大致呈現(xiàn)出上升趨勢.X=-8RE的地球側(cè)，大部分情況下靠近日地連線的密度較大. 而晨昏兩翼處，僅有小部分區(qū)域密度較高，可能是由于等離子體片的不規(guī)則結(jié)構(gòu)(Zhang et al., 2002; Shen et al., 2012; Rong et al., 2013)或擺動(Duan et al., 2013；Sun et al.,2010, 2014)造成的，或者與太陽風(fēng)動壓脈動驅(qū)動的磁場結(jié)構(gòu)傳播到磁尾等離子體片(Shi et al., 2014)有關(guān).

為了研究這些地向流是否伴隨有觸發(fā)ULF波的不穩(wěn)定性(Lui et al.,2008; 馬玉端等,2014)，我們給出了平行和垂直于磁場的流速在XY面內(nèi)的分布.從TC-1的遠地點到-5RE時，圖6b給出平行流速最明顯的變化表現(xiàn)在晨昏方向上.以日地連線為分界線時，平行流速具有明顯的晨昏不對稱性，黎明側(cè)的明顯高于黃昏側(cè).可以看出，如果需要統(tǒng)計近地平行流速對觸發(fā)ULF波不穩(wěn)定性的物理過程，黎明側(cè)的地向流更有優(yōu)勢.

圖5　平均流速的三分量隨著地心距離及在X-Y平面內(nèi)的分布Fig.5　The distribution of the three components of the average earthward flow along the sun-earth line and in the XY plane

圖6　地向流的平均密度(a)，平行(b)和垂直(c)于磁場的流速分量在X-Y平面內(nèi)的分布Fig.6　The average density (a), parallel (b) and perpendicular (c) components to the magnetic field of the earthward flow in the XY plane

從TC-1遠地點到X～-8RE，圖6c給出了地向流垂直于磁場的分量分布.總體上來說，日地連線附近的垂直流速較小，而晨昏兩翼較大，有可能與磁尾電流片厚度的晨昏不對稱性有關(guān)(Rong et al.,2011).在黃昏側(cè)的垂直流速較大，更容易激發(fā)垂直傳播的ULF波(馬玉端等,2014). 如果晨昏兩翼處激發(fā)ULF波的不穩(wěn)定性與電流中斷密切相關(guān)(Lui et al., 2008)，那么從我們的統(tǒng)計結(jié)果來看，近地電流中斷可以出現(xiàn)在不同的位置，出現(xiàn)在晨昏兩翼的概率相對較大.

4.3壓力的二維分布

等離子體的壓力及壓力梯度對于離子、電場、電流、能量密度分布函數(shù)和地向高速流的運動都有重要影響，為此我們在圖7中給出了熱壓(a)、磁壓(b)、總壓(c)在XY面內(nèi)的分布，各個圖右側(cè)的色標(biāo)給出了不同大小壓力值所對應(yīng)的顏色. 結(jié)合圖7a和圖7b來看, 除了極少位置處熱壓與磁壓大致相當(dāng)之外，近地壓力的主導(dǎo)項是磁壓. 隨地心距離減小，磁壓總體上增大. 同一地心距離處，黎明側(cè)及日地連線附近的磁壓總體上大于黃昏側(cè).圖7c給出的總壓與磁壓變化趨勢大體上一致.-11RE靠近磁尾的區(qū)域：日地連線附近的總壓變化較大導(dǎo)致尾向上較大的壓力梯度；造成等離子體流地向減速.-11RE靠近地球的位置：沿著日地連線的方向上總壓較大但是基本不變，壓力梯度較??；從日地連線到黎明側(cè)的方向上，總壓總體上減小形成晨向上較大的壓力梯度；從日地連線到黃昏側(cè)的方向上，總壓急劇減小形成黃昏向上很大的壓力梯度. 越靠近地球，晨昏兩個方向上較大的壓力梯度出現(xiàn)的位置越靠近晨昏兩翼.總壓分布形成的壓力梯度，可能是造成等離子體流在地向上減速，在晨昏方向上偏轉(zhuǎn)的直接原因，這也導(dǎo)致了在晨昏兩翼處的地向流發(fā)生率比較高. 而在晨昏兩翼處觀測到較大的壓力梯度可能進一步導(dǎo)致了在較大的方位角上觀測到場向電流(Shiokawa et al., 1998)增強及電離層內(nèi)R1和R2電流(Zong et al., 2007; Dunlop et al., 2015).

另外，可以發(fā)現(xiàn)：在日地連線附近，距離地球較遠的位置處才出現(xiàn)較小的壓力；在晨昏兩翼，距離地球較近的位置處已出現(xiàn)較小的壓力；我們的統(tǒng)計研究結(jié)果說明過去事例研究中電流中斷在不同位置出現(xiàn)，可能是由近地磁尾的壓力分布造成的.

需要注意的是：地向高速流的運動除了受壓力梯度影響外(Xing et al.,2010)，還受麥克斯韋張力的影響(Karlsson et al.,2015).Cluster 四顆衛(wèi)星的研究結(jié)果表明壓力梯度和麥克斯韋張力的共同作用使得等離子體流并不是單向減速(Li et al., 2011；馬玉端等, 2014). 從圖4和圖5 的統(tǒng)計也可以看出，地向流的速度變化并不是單一減速趨勢.由于這里只有TC-1單顆衛(wèi)星的觀測，難以準(zhǔn)確估算磁張力；在本文中僅根據(jù)地向流發(fā)生率推測磁壓主導(dǎo)的總壓力梯度使得地向等離子體流減速和偏轉(zhuǎn)，真實過程還需考慮磁張力對于地向流的影響.

圖7　地向流的熱壓(a)，磁壓(b)和總壓(c)在X-Y平面內(nèi)的分布Fig.7　Distribution of the average thermal (a), magnetic (b) and total pressure (c) during the earthward flow in the XY plane

5結(jié)論和討論

在考慮了地向高速流減速因素的情況下，我們將過去研究地向高速流的空間演化區(qū)域從9RE的地心距離推進到5RE，統(tǒng)計結(jié)果如下：

(1) 發(fā)生率在晨昏兩翼增大.與較遠磁尾處地向流的發(fā)生率相比，日地連線附近的地向流發(fā)生率延續(xù)了逐步降低趨勢，而在晨昏兩翼處的發(fā)生率有不降反升的新特點.

(2) 流速三分量變化趨勢不一致.由流速三分量在近地的分布，可給出其大致運動圖像為: 地向減速，并向著晨昏和南北方向偏轉(zhuǎn). 總速度和Vx隨地心距離減小而降低，延續(xù)了在較大地心距離處的減速趨勢(Shiokawa et al.,1997). 除了在某些地心距離處略有增加外，Vy隨地心距離變化較小.Vz的均值及其變化幅度大于Vy，而且其在黃昏側(cè)比黎明側(cè)大. 流速三分量的變化，可能是造成日地連線附近地向流發(fā)生率減小，而晨昏兩翼發(fā)生率增大的原因.

(3) 密度分布不均勻.地向流期間，等離子體流的密度整體偏小，與之前研究給出的高速流時密度偏小一致(Baumjohann et al., 1989).從TC-1的遠地點到近地的過程中，密度整體上逐步增大. 此外，密度分布也呈現(xiàn)出明顯的晨昏不對稱性：黃昏側(cè)的密度整體上大于黎明側(cè)的，個別區(qū)域甚至大于日地連線附近.

(4) 平行和垂直流速特點不同.以日地連線為分界線時，平行和垂直于磁場的流速，具有明顯的晨昏不對稱性.黎明側(cè)的平行流速大于黃昏側(cè)，黃昏側(cè)的垂直流速大于黎明側(cè).較大的垂直流速，容易觸發(fā)與電流中斷(Lui et al.,2008; 馬玉端等，2014)密切相關(guān)的不穩(wěn)定性.不同位置處都觀測到了較高的垂直流速，說明近地電流中斷可以發(fā)生在不同位置.從統(tǒng)計結(jié)果來看，在黃昏側(cè)發(fā)生的概率較高.

(5) 磁壓在近地磁尾總壓中占據(jù)主導(dǎo)地位.除了非常少的熱壓可與磁壓相當(dāng)之外，磁壓大部分時候都在總壓中占據(jù)主導(dǎo)地位.日地連線附近的磁壓較大，晨昏兩翼的磁壓較小，形成晨昏向較大的壓力梯度，可能是導(dǎo)致等離子體流在近地偏轉(zhuǎn)、在晨昏兩翼處發(fā)生率較大的直接原因.

較大的垂直流速 (Lui et al.,2008)和較小的磁壓(或者較大的壓力梯度)的位置分布都說明:電流中斷更容易出現(xiàn)在晨昏兩翼處，而不是在日地連線附近.

綜合我們在近地的統(tǒng)計研究結(jié)果，可以給出：等離子體流在地向運動的過程中，受磁壓為主導(dǎo)的壓力影響，在晨昏方向上發(fā)生偏轉(zhuǎn)；導(dǎo)致近地晨昏兩翼的地向流發(fā)生率增大，近地電流中斷可以出現(xiàn)在更靠近地球的位置并更多地出現(xiàn)在晨昏兩翼.而有關(guān)地向流在近地的偏轉(zhuǎn)、壓力梯度的分布是否影響場向電流(Shiokawa et al.,1998;Dunlop et al.,2015)、磁層-電離層耦合(Zou et al., 2009) 將會是我們要開展的工作.

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(本文編輯何燕)

The deflection of the earthward flow observed by TC-1 in the near magnetotail

MA Yu-Duan1, YANG Jian1, PANG Xue-Xia1,2

1SchoolofSpaceandEnvironment,BeihangUniversity,Beijing100191,China2CollegeofPhysicsScienceandTechnology,HebeiKeyLabofOptic-ElectronicInformationandMaterials,HebeiUniversity,HebeiBaoding071002,China

AbstractUsing the data observed by the TC-1 satellite in the magnetotail season from 2004 to 2007, we extended the earthward high-speed flow to the lower speed and statistically investigated its spatial evolution in the geocentric distances between -13.4RE and -5RE. Our findings are as follows: (1) When the earthward flow are moving close to the earth, the occurrence rate of the earthward flow decreases mainly around the sun-earth line, the occurrence rate in the dawn and dusk flank does not fall but rise, the highest occurrence rate locates in the dusk flank, which may indicate that the earthward flow is deflecting to the dawn and dusk flank under its process penetrating to the earth. (2) Closer to the earth, the amplitude of V and Vx is smaller; there are slight variations of Vy and Vz and their distributions are dawn-dusk asymmetry; which indicates that the process penetrating to the earth is accompanied by the dawn-dusk and north-south deflection. (3) During the earthward flow, the plasma density is relatively small on the whole; it gradually increases with the decrease of the geocentric distances. (4) The distribution of the parallel and perpendicular flow speed is dawn-dusk asymmetry. The parallel speed in the dawn is larger than that in the dusk. The perpendicular speed in the dusk is larger than that in the dawn. Considering that the large perpendicular flow speed is easy to trigger the instability closely related to the current disruption, we infer that the current disruption occurs easily in the dusk. (5) The magnetic pressure is mostly dominant with few thermal pressures comparable to the magnetic pressure. The total pressure is large near the sun-earth line and small in the dawn and dusk, so large pressure gradient forms both in the dawn and dusk direction; which cause the earthward flow deflect and the occurrence rate increase in the dawn and dusk flank. Lower pressure than the ambient can be observed in the dawn and dusk flank close to the earth, and that can be observed farther away from the earth around the sun-earth line; which suggest that the current disruption occurred at different locations in the past cases may be caused by the pressure distribution close to the earth.

KeywordsEarthward flow; Deflection; Instability; Current disruption; Pressure gradient

基金項目國家自然科學(xué)基金(41431071、41174141和41204131), 國家科技支撐計劃(2011CB811404)資助.

作者簡介馬玉端,女,主要從事磁尾衛(wèi)星探測數(shù)據(jù)的分析.E-mail:ydma@buaa.edu.cn

doi:10.6038/cjg20160402 中圖分類號P353

收稿日期2015-09-27，2015-12-03收修定稿

馬玉端, 楊建, 龐學(xué)霞. 2016. TC-1在近磁尾觀測到地向流的偏轉(zhuǎn).地球物理學(xué)報，59(4):1189-1198,doi:10.6038/cjg20160402.Ma Y D, Yang J, Pang X X. 2016. The deflection of the earthward flow observed by TC-1 in the near magnetotail.ChineseJ.Geophys. (in Chinese),59(4):1189-1198,doi:10.6038/cjg20160402.