張帥， 田安民*， 史全岐， 孫為杰， 堯中華，傅綏燕， 宗秋剛， 濮祖蔭

1 山東省光學天文與日地空間環(huán)境重點實驗室，空間科學與物理學院， 山東大學(威海)， 山東威?！?64209 2 北京大學地球與空間科學學院， 北京　100871 3 英國倫敦大學學院穆拉德空間科學實驗室， Dorking， RH5 6NT

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中近磁尾等離子體片統(tǒng)計特性研究

張帥1， 田安民1*， 史全岐1， 孫為杰2， 堯中華3，傅綏燕2， 宗秋剛2， 濮祖蔭2

1 山東省光學天文與日地空間環(huán)境重點實驗室，空間科學與物理學院， 山東大學(威海)， 山東威海264209 2 北京大學地球與空間科學學院， 北京100871 3 英國倫敦大學學院穆拉德空間科學實驗室， Dorking， RH5 6NT

摘要本文使用Cluster-C1衛(wèi)星的CIS儀器和FGM儀器測量得到的質子通量數(shù)據(jù)和計算的β數(shù)據(jù)，判斷Cluster衛(wèi)星在地球磁尾不同位置位于等離子體片內(nèi)的概率.使用2001—2004年7—11月的Cluster-C1數(shù)據(jù)，分別在行星際磁場南向和北向時，得出X<-10RE區(qū)域內(nèi)衛(wèi)星位于等離子體片的概率在Y-Dz平面的分布圖(Dz是衛(wèi)星到中性片的距離).通過對比行星際磁場南向和北向時的衛(wèi)星位于等離子體片的概率的分布圖，我們發(fā)現(xiàn)等離子體片在行星際磁場南向時比在行星際磁場北向時要薄，并且這個效應在磁尾晨昏兩側比在午夜附近明顯，同時我們還發(fā)現(xiàn)等離子體片在晨側比在昏側厚.

關鍵詞質子通量; 行星際磁場; 晨昏不對稱

1引言

地球磁層存在一個很長的磁尾，一般認為它的長度超過1000RE(RE為地球半徑)，在X=-10RE處的磁尾截面半徑大約為20RE，隨著遠離地球磁尾截面半徑逐漸增加(Howe and Binsack,1972; Crooker and Siscoe,1979; Slavin et al.,1983).磁尾主要由磁尾中性片、等離子體片、尾瓣以及等離子體幔組成.磁尾由一束反向平行的磁力線組成，南北尾瓣區(qū)域包含了反平行的磁力線，被近似位于赤道平面且磁場強度近似為0的中性片分開(Ness,1965; Walker et al.,1975; Bame et al.,1983; Slavin et al.,1983)，在中性片兩側充滿了密度較大的等離子體，這一區(qū)域稱作等離子體片，一般認為等離子體片的厚度在子夜區(qū)域大約是4RE，越靠近晨昏兩側，就會變得越厚，在晨昏兩側附近其厚度大約為10RE(Nakai et al.,1991).

關于磁尾等離子體片的研究是磁層動力學最重要的領域之一，因為磁尾等離子體片是地球磁層最有活力的一部分，并且是太陽-地球系統(tǒng)中最重要的環(huán)節(jié).它是內(nèi)磁層的高能粒子來源之一，也是極光的源區(qū)之一.在等離子體片中從晨側到昏側的越尾電流是全球磁層電流系統(tǒng)的重要組成部分，它的動力學特性由太陽風狀態(tài)決定.通過準靜態(tài)下的近似力平衡，磁尾磁場的結構與磁尾等離子體片中的粒子壓強也有緊密的聯(lián)系(Wing and Newell,2002).在等離子體片中經(jīng)常觀測到高速流、大尺度的等離子體渦旋以及超低頻波動等現(xiàn)象(田安民和宗秋剛, 2009；商文賽等, 2014；馬玉端等, 2014；潘東曉等, 2015)，這些物理過程在磁層電離層耦合中扮演了重要角色.

太陽風粒子通過行星際磁場與地球磁場重聯(lián)進入磁尾儲存，等離子體片是磁尾熱等離子體的主要儲存區(qū)，而在行星際磁場(IMF)南向或北向時，太陽風中的粒子進入等離子體片的方式不同：行星際磁場北向時，可以在高緯磁層頂發(fā)生重聯(lián)，粒子直接通過高緯磁重聯(lián)進入位于子夜區(qū)域的等離子體片；行星際磁場南向時，在磁層的向陽側發(fā)生重聯(lián)，太陽風中的等離子體粒子不會輕易地進入等離子體片的中心區(qū)域(Shi et al.,2013).可以看出太陽風的變化對磁尾等離子體片的影響是很大的.Wing和Newell(2002)發(fā)現(xiàn)行星際磁場北向時，等離子體片的粒子在晨昏兩側都是低能量的和密集的，但在行星際磁場南向時，粒子密度明顯降低，在晨昏兩側的分布呈微弱不對稱性.

本文先利用第2節(jié)中的方法對數(shù)據(jù)進行處理和篩選，然后在行星際磁場南北向時分別繪制出磁尾等離子體片的Y-Dz平面圖，并建立磁尾等離子體片模型，探究行星際磁場對磁尾等離子體片厚度的影響.

Nakai等(1991)利用ISEE衛(wèi)星研究過AL指數(shù)對磁尾等離子體片厚度的影響.本文采用了他們判斷等離子體厚度的方法來研究行星際磁場對磁尾等離子體片厚度的影響，分析方法在第3節(jié)給出.在研究區(qū)域內(nèi)，我們采用的Cluster衛(wèi)星在晨昏方向上“掃過”整個磁尾電流片，穿越了磁尾等離子體片和尾瓣的大部分區(qū)域；而ISEE衛(wèi)星在X方向覆蓋范圍與Cluster衛(wèi)星差不多，但在Z<0范圍內(nèi)幾乎沒有覆蓋，晨側覆蓋范圍也小.可以看出Cluster衛(wèi)星比ISEE衛(wèi)星覆蓋范圍廣.此外Cluster衛(wèi)星的儀器分辨率更高.因此，Cluster衛(wèi)星觀測可獲得的數(shù)據(jù)點更多，可以更準確地發(fā)現(xiàn)磁尾等離子體片的厚度是否存在晨昏不對稱性.

另外，多年來關于磁尾中性片和等離子體片的統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn)了中性片和等離子體片的厚度、密度和溫度等特性在磁尾存在晨昏不對稱現(xiàn)象(Speiser and Ness,1967; Wing and Newell,1998; Tsyganenko and Mukai,2003; Artemyev et al.,2011; Rong et al.,2011; Davey et al.,2012)：Artemyev等(2011)得出中性片在昏側厚度為0.2RE，而在晨側厚度為0.5RE；Davey等(2012)得出磁尾電流密度在昏側10 nA·m-2，而在晨側只有5 nA·m-2；Wing和Newell (1998)發(fā)現(xiàn)在X>-12RE等離子體片在昏側比晨側粒子溫度高、壓強低、密度低，X<-12RE時晨昏不對稱現(xiàn)象不明顯；Tsyganenko和Mukai(2003)對磁尾等離子體片進行了統(tǒng)計分析，他們的工作肯定了Wing和Newell(1998)的結果，只是晨昏不對稱現(xiàn)象只存在于X>-10RE范圍內(nèi).但是，磁尾等離子體片厚度在-19RE

2數(shù)據(jù)選擇

本文使用歐洲太空局(ESA)的Cluster衛(wèi)星計劃(Escoubet et al.,2001)中2001—2004年7月中旬到11月中旬的數(shù)據(jù).在2001—2004年中，Cluster衛(wèi)星的軌道傾角約為90°,為極軌衛(wèi)星，近地點約為4RE，遠地點約為19.6RE，每年下半年軌道在晨昏方向上“掃過”整個磁尾電流片，穿越了磁尾等離子體片和尾瓣的大部分區(qū)域，如圖1所示.因此利用Cluster衛(wèi)星可以獲得比較全面的地球近地磁尾區(qū)域的磁場和等離子體數(shù)據(jù)，但是有少許時間段內(nèi)Cluster的儀器沒有數(shù)據(jù)，我們將用空白的單元格表示.

圖1　在X<-10RE范圍內(nèi),(a)為2001年7月15日到11月15日Cluster衛(wèi)星的Y-Z平面軌道圖(SM坐標系)； (b) 為2001—2004年7月15日到11月15日Cluster衛(wèi)星在Y-Z平面上每個1RE×1RE單元格內(nèi)逗留的總時間分布圖(SM坐標系)，顏色代表衛(wèi)星在該范圍逗留的天數(shù)Fig.1　In X<-10RE, during Jul 15-Nov 15 of 2001 (a) is the Cluster′s track on Y-Z plane (SM coordinates system); during Jul 15-Nov 15 from 2001 to 2004 (b) is the time distribution of the Cluster stay in each 1RE×1RE cell on Y-Z plane (SM coordinates system), colorbar is number of days

使用了Cluster-1衛(wèi)星搭載的CIS (Cluster Ion Spectrometry)離子測量儀中精確度約為8 s的CODIF儀器測得的質子通量數(shù)據(jù)和時間分辨率為4 s的CIS中HIA儀器測量的熱壓除以時間分辨率約為4 s的FGM磁場測量儀測量的磁壓計算得出的β數(shù)據(jù)來分別判斷衛(wèi)星位于等離子體片中的概率.使用的CIS中的CODIF儀器(Composition and Distribution Function analyzer)為離子成分和分布函數(shù)分析儀，所測量的粒子能量范圍為0.02～38 keV (Rème et al.,2001),由于太陽風離子能量的典型值為幾十電子伏,而磁尾等離子體片離子的典型能量約為5 keV,為了排除衛(wèi)星在太陽風中的觀測數(shù)據(jù)，Nakai等(1991)使用了8～200 keV的離子數(shù)據(jù).基于同樣原因，我們選擇能檔范圍在6～38 keV的CODIF質子數(shù)據(jù).

Cluster-1衛(wèi)星測量的每個數(shù)據(jù)點對應的行星際磁場數(shù)據(jù)使用1 min分辨率的OMNI數(shù)據(jù)，OMNI數(shù)據(jù)由位于太陽風中的多顆衛(wèi)星數(shù)據(jù)外推到地球弓激波日下點附近獲得.為了減小誤差，我們用每一個質子通量數(shù)據(jù)點所在時間點開始往前20 min到往后10 min這一時間段內(nèi)OMNI所得行星際磁場數(shù)據(jù)的平均值來代表該點行星際磁場的大小，并且為了在判斷行星際磁場方向時提高精確性，只有當這30 min內(nèi)全部行星際磁場Bz值有80%以上大于1 nT(小于-1 nT)時，此數(shù)據(jù)點的行星際磁場方向才定為北(南)向.然后又根據(jù)等離子體幔中粒子密度大于1、等離子體尾向速度大于100 km·s-1的性質排除了等離子體幔中的數(shù)據(jù)點，最終獲得了816060個符合條件的數(shù)據(jù)點來進行模型的建立.

本文對等離子體片邊界進行建模時采用SM坐標系.SM坐標系中，Z軸為地磁偶極軸的方向，Y軸和GSM坐標系的Y軸相同，X軸由右手定則確定.在中近磁尾區(qū)域，我們對比了SM、GSM、GSE坐標系下的結果，發(fā)現(xiàn)SM坐標系下中性片相對Y軸的傾角最小，還能得到最清晰的磁尾等離子體片邊界曲線，因此選擇SM參照系.

3分析方法

與磁尾尾瓣相比，等離子體片擁有以下幾個特征：β值高，等離子體密度高，包含高能量段的粒子(Eastman et al.,1984; Nakai et al.,1991).

圖2顯示的是在-19RE

圖2　-19RE

按照上面的標準，在SM坐標系下，把|YSM|<20RE, |ZSM|<20RE的區(qū)域分成Y坐標由-20RE～20RE，Z坐標由-15RE～15RE，每隔1RE取一個1RE×1RE單元格，這樣在磁尾總共選取了40×30個單元格.每一個單元格內(nèi)計算位于等離子體片的概率的公式為：

(1)

對于一個1RE×1RE單元格，衛(wèi)星會在此處得到大約幾千個數(shù)據(jù)點，而且，質子通量并不是平均分布，尤其是在等離子體片與尾瓣交界處附近，會出現(xiàn)部分數(shù)據(jù)點的質子通量>105.5，部分數(shù)據(jù)點的質子通量<105.5,依據(jù)上面的標準，無法完全確定此處位置.于是我們通過單元格位于等離子體片的概率高低來區(qū)分該處是在等離子體片還是在尾瓣.

建立等離子體片模型的縱坐標是Dz，Dz是到中性片的距離,需要尋找中性片的位置.Bx值在穿越中性片時變號，所以我們尋找了每一軌道數(shù)據(jù)中所有Bx方向變換的點，并用這些點的位置Z坐標的平均值來表示此軌道上的中性片在Z方向上的位置坐標.例如，SM坐標系中，2001年7月15日—11月31日中性片位置如圖3所示.

圖3　2001年7—11月，SM坐標系中中性片的位置圖圖中的點代表每一個軌道的中性片位置坐標.Fig.3　During Jul-Nov of 2001, the neutral sheet′s position in SM coordinate systemEach point is the neutral sheet′s position of its orbit.

于是得到：模型中的每個數(shù)據(jù)點，到中性片的距離Dz等于該數(shù)據(jù)點的Z坐標減去所在軌道的中性片位置坐標Z′，即Dz=Z-Z′.

4研究結果

在Y-Dz平面上，我們通過公式(1)，在IMF南向和北向時分別計算出30×40個單元格中每一個單元格處是等離子體片的概率大小，沒有數(shù)據(jù)的單元格以空白格顯示，并繪制成圖4.圖中，橫坐標代表SM坐標系中的Y坐標，縱坐標代表中性片的距離Dz，每個單元格的顏色由藍色到紅色代表此處位于等離子體片的概率由0～100%遞增.

由于圖4內(nèi)有很多空白單元格，不利于對等離子體片概率分布圖的分析.為了更直觀地觀察等離子體片的模型，我們將圖4以Dz=0為軸上下對應位置數(shù)據(jù)取平均得到圖5，可見圖5是上下對稱的，然后對圖5進行平滑得到圖6，使得磁尾等離子體片的Y-Dz平面概率分布圖更形象，更利于分析.

圖4　等離子體片在行星際磁場(a)南向時和(b)北向時Y-Dz平面概率分布Fig.4　The probability that Cluster-C1 in plasma sheet is mapped on the Y-Dz plane (a) with the southward IMF and (b) with the northward IMF

圖5　以Dz=0為軸上下對稱之后的等離子體片在行星際磁場(a)南向時和(b)北向時Y-Dz平面概率分布Fig.5　Longitudinal symmetric distribution (modified from Fig.4a) of the probability that Cluster-C1 in plasma sheet is mapped on the Y-Dz plane (a) with the southward IMF and (b) with the northward IMF

圖6　以Dz=0為軸上下對稱并平滑后的等離子體片在行星際磁場(a)南向時和(b)北向時Y-Dz平面概率分布Fig.6　Smooth and symmetric distribution (modified from Fig.5a) of the probability that Cluster-C1 in plasma sheet is mapped on the Y-Dz plane (a) with the southward IMF and (b) with the northward IMF

由于磁尾晨昏兩側的不對稱性，分別對晨側和昏側以及行星際磁場南向和北向，位于等離子體片概率為70%的等值線進行多項式Dz=aY2+bY+c擬合，得到4條擬合后的曲線，以便比較行星際磁場南向和北向時等離子體片的厚度.因為南北對稱，我們只展示了北半球的擬合曲線，如圖8所示.

行星際磁場南向時，由圖8中的數(shù)據(jù)得：

圖7　圖中細線表示行星際磁場南向時概率為70%的等值線；粗線表示行星際磁場北向時概率為70%的等值線Fig.7　The thin (thick) line is the 70% isoline of Fig.6a (Fig.6b)

圖8　等離子體片概率為70%的等值線擬合后的曲線圖中晨側部分用實線表示，昏側部分用虛線表示.Fig.8　Fitted curve to 70% isoline of the probability The solid line is in the dawn side, the dotted line is in the dusk side.

a1=0.0764,b1=0,c1=2.6403，Y<0

a2=0.0282,b2=0,c2=2.6538，Y>0

行星際磁場北向時，由圖8中的數(shù)據(jù)得：

a3=0.1125,b3=0,c3=3.7843，Y<0

a4=0.0870,b4=0,c4=3.8030，Y>0

圖9　采用同樣的處理方法利用β作為新標準得出的等離子體片區(qū)域和尾瓣區(qū)域的分界線的擬合曲線Fig.9　Same as Fig.8, using the same method but for the other criterion β

從此擬合曲線中可以看出行星際磁場南向時等離子體片的厚度(中心約為6RE)比北向時(中心約為8RE)薄很多以及等離子體片在晨側處比昏側處厚.

為了使上述結果更具說服力，我們利用等離子體片與尾瓣相比β值高這一特征，將等離子體的β值大于0.25作為進入等離子體片的依據(jù)，也畫了位于等離子體片的概率分布圖(未顯示)，同樣得出行星際磁場南向時等離子體片的厚度比北向時薄以及在晨側比昏側厚的趨勢.等離子體片邊界擬合曲線如圖9所示.

我們猜想導致行星際磁場南北向時等離子體片厚度差異的原因可能是行星際磁場南向時尾瓣磁通量大，磁壓強大，由于壓力平衡，等離子體片變薄.我們分別做了行星際磁場南北向時磁壓分布圖，并進行對比，可明顯看出在行星際磁場南向時尾瓣區(qū)域的磁壓比行星際磁場北向時大(特別是DzSM<0時)，證實了我們的猜想，如圖10所示.

圖10　行星際磁場(a)南向時和(b)北向時磁壓分布Fig.10　The distribution of magnetic pressure in (a) southward IMF and in (b) northward IMF

5結論與討論

我們利用Cluster衛(wèi)星數(shù)據(jù)對2001—2004年7—11月磁尾等離子體片進行了統(tǒng)計分析，分別在行星際磁場南向和北向時得出在XSM<-10RE區(qū)域內(nèi)衛(wèi)星位于等離子體片的概率在Y-Dz平面的分布圖，如圖4所示.然后通過定義圖4中概率為70%的等值線為等離子體片的外邊界線，定量地顯示了等離子體片的厚度分布,發(fā)現(xiàn)等離子體片在行星際磁場南向時比行星際磁場北向時薄.同時，我們還發(fā)現(xiàn)等離子體片在晨側比在昏側厚的趨勢.

通過對磁壓在Y-Dz平面的分布圖(圖10)的分析，我們發(fā)現(xiàn)行星際磁場南向時尾瓣區(qū)域的磁壓比行星際磁場北向時大(特別是Dz<0時)，由于壓力平衡，這可能是行星際磁場南向時等離子體片薄的原因.

另外，晨昏兩側在IMF北向時厚很多，這可能與IMF北向時，太陽風等離子體能更有效的進入有關，例如在IMF北向時太陽風粒子在極尖區(qū)更容易進入磁層(Shi et al.,2013; Gou et al.,2014; Mailyan et al.,2015)，太陽風通過KHI(Kelvin Helmholtz Instability)機制進入磁層的概率在IMF北向時比IMF南向時要大(Hasegawa et al.,2006).我們發(fā)現(xiàn)等離子體片在磁尾晨側比在昏側厚的結論與Artemyev發(fā)現(xiàn)的在磁尾晨側比昏側電流密度小的結果相符合，這說明隨著E×B地向對流在近地磁場尾產(chǎn)生的離子西向漂移可能是這種不對稱現(xiàn)象的原因之一(Spence and Kivelson,1993; Artemyev et al.,2011).但是，與前人工作發(fā)現(xiàn)XSM<-10RE區(qū)域磁尾晨昏不對稱現(xiàn)象偏弱相比(Wing and Newell,1998; Tsyganenko and Mukai,2003)，我們發(fā)現(xiàn)在-19RE

References

Artemyev A V, Petrukovich A A, Nakamura R, et al. 2011. Cluster statistics of thin current sheets in the Earth magnetotail: Specifics of the dawn flank, proton temperature profiles and electrostatic effects.J.Geophys.Res., 116: A09233. Bame S J, Anderson R C, Asbridge J R, et al. 1983. Plasma regimes in the deep geomagnetic tail: ISEE 3.Geophys.Res.Lett., 10(9): 912-915.

Baumjohann W, Paschmann G, Sckopke N, et al. 1988. Average ion moments in the plasma sheet boundary layer.J.Geophys.Res., 93(A10): 11507-11520, doi: 10.1029/JA093iA10p11507. Crooker N U, Siscoe G L. 1979. Large amplitude substorm motion of the magnetotail boundary.Geophys.Res.Lett., 6(2): 105-108.

Davey E A, Lester M, Milan S E, et al. 2012. The orientation and current density of the magnetotail current sheet: A statistical study of the effect of geomagnetic conditions.J.Geophys.Res., 117(A7): A07217.

Eastman T E, Frank A L, Peterson W K, et al. 1984. The plasma sheet boundary layer.J.Geophys.Res., 89(A3): 1553-1572.

Escoubet C P, Fehringer M, Goldstein M. 2001. The Cluster mission.AnnalesGeophysicae, 19(10-12): 1197-1200.

Gou X C, Shi Q Q, Tian A M, et al. 2014. Solar wind penetration into the high-latitude magnetosphere: Cluster observations.∥ 2014 XXXIth URSI General Assembly and Scientific Symposium (URSI GASS). Beijing, China: IEEE, 1-4.

Hasegawa H, Fujimoto M, Takagi K, et al. 2006. Single-spacecraft detection of rolled-up Kelvin-Helmholtz vortices at the flank magnetopause.J.Geophys.Res., 111(A9): A09203.

Ma Y D, Cao J B, Fu H S, et al. 2014. ULF wave accompanied with high speed flows observed by TC-1 in the near magnetotail and the instability analysis.ChineseJ.Geophys. (in Chinese), 57(11): 3754-3765.

Howe H C, Binsack J H. 1972. Explorer 33 and 35 plasma observations of magnetosheath flow.J.Geophys.Res., 77(19): 3334-3344.Mailyan B, Shi Q Q, Kullen A, et al. 2015. Transpolar arc observation after solar wind entry into high latitude magnetosphere.J.Geophys.Res.,120:3525-3534. Nakai H, Kamide Y, Russell C T. 1991. Influences of solar wind parameters and geomagnetic activity on the tail lobe magnetic field: a statistical study.J.Geophys.Res., 96(A4): 5511-5523. Ness N F. 1965. The Earth′s magnetic tail.J.Geophys.Res., 70(13): 2989-3005.

Nykyri K. 2013. Impact of MHD shock physics on magnetosheath asymmetry and Kelvin-Helmholtz instability.J.Geophys.Res.SpacePhys., 118(8): 5068-5081.

Pan D X, Sun W J, Shi Q Q, et al. 2015. THEMIS statistical study on the plasma properties of high-speed flows in Earth′s magnetotail.ScienceChina:EarthScience(in Chinese), 45(12): 1866-1874. Rong Z J, Wan W X, Shen C, et al. 2011. Statistical survey on the magnetic structure in magnetotail current sheets.J.Geophys.Res., 116(A9): A09218. Rème H, Aoustin C, Bosqued J M, et al. 2001. First multispacecraft ion measurements in and near the Earth′s magnetosphere with the identical Cluster ion spectrometry (CIS) experiment.AnnalesGeophysicae, 19: 1303-1354.

Shang W S, Yao Z H, Shi Q Q, et al. 2014. Braking of high-speed flows in the magnetotail: THEMIS joint observations.Chin.Sci.Bull. (in Chinese), 59(3): 326-334.

Shi Q Q, Zong Q G, Fu S Y, et al. 2013. Solar wind entry into the high-latitude terrestrial magnetosphere during geomagnetically quiet times.NatureCommunications, 4(2): 1466.

Slavin J A, Tsurutani B T, Smith E J, et al. 1983. Average configuration of the distant (<200Re) magnetotail: Initial ISEE-3 magnetic field results.Geophys.Res.Lett., 10(10): 973-976.

Speiser T W, Ness N F. 1967. The neutral sheet in the geomagnetic tail: its motion, equivalent currents, and field line connection through it.J.Geophys.Res., 72(1): 131-141.

Spence H E, Kivelson M G. 1993. Contributions of the low-latitude boundary layer to the finite width magnetotail convection model.J.Geophys.Res., 98(A9): 15487-15496.

Tian A M, Zong Q G. 2009. Study of magnetotail plasma sheet vortices with GS velocity field reconstruction method.ChineseJ.Geophys. (in Chinese), 52(7): 1675-1684.

Tsyganenko N A, Mukai T. 2003. Tail plasma sheet models derived

from Geotail particle data.J.Geophys.Res., 108(A3): 1136.

Walker R C, Villante U, Lazarus A J. 1975. Pioneer 7 observations of plasma flow and field reversal regions in the distant geomagnetic tail.J.Geophys.Res., 80(10): 1238-1244.

Wing S, Newell P T. 1998. Central plasma sheet ion properties as inferred from ionospheric observations.J.Geophys.Res., 103(A4): 6785-6800.

Wing S, Newell P T. 2002. 2D plasma sheet ion density and temperature profiles for northward and southward IMF.Geophys.Res.Lett., 29(9): 21-1-21-4.

附中文參考文獻

馬玉端,曹晉濱,符慧山等. 2014．近磁尾TC-1觀測到伴隨有高速流的ULF波及不穩(wěn)定性分析．地球物理學報，57(11): 3754-3765.

潘東曉,孫為杰,史全岐等. 2015. 地球磁尾不同位置處高速流的統(tǒng)計特性研究. 中國科學：地球科學,45(12): 1866-1874.

商文賽,堯中華,史全岐等. 2014. THEMIS雙衛(wèi)星對磁尾高速流減速的聯(lián)合觀測. 科學通報,59(3):326-334.

田安民,宗秋剛. 2009. 利用GS流場重構方法研究磁尾等離子體片渦流. 地球物理學報,52(7): 1675-1684.

(本文編輯何燕)

基金項目國家自然科學基金(41031065，41322031，41304129，41404131,41404117)、山東省優(yōu)秀中青年基金(2013BSE27132，BS2013HZ001)、高等學校博士學科點專項科研基金(20130131120073)、中國博士后科學基金資助項目(2014M561914)資助.

作者簡介張帥，男，1992年生，2014年畢業(yè)于山東大學(威海).E-mail:1660829105@qq.com *通訊作者田安民，男，1982年生，2011年畢業(yè)于北京大學，博士，主要從事磁層物理研究.E-mail:tamin@sdu.edu.cn

doi:10.6038/cjg20160201 中圖分類號P353

收稿日期2015-04-24，2015-09-22收修定稿

A statistical study of the plasma sheet in the near and middle earth magnetotail

ZHANG Shuai1， TIAN An-Min1*， SHI Quan-Qi1， SUN Wei-Jie2， YAO Zhong-Hua3，F(xiàn)U Sui-Yan2， ZONG Qiu-Gang2， PU Zu-Yin2

1ShandongProvincialKeyLaboratoryofOpticalAstronomyandSolar-TerrestrialEnvironment,SchoolofSpaceScienceandPhysics,ShandongUniversity(Weihai),ShandongWeihai264209，China2SchoolofEarthandSpaceSciences，PekingUniversity,Beijing100871，China3UCLMullardSpaceScienceLaboratory，Dorking，RH5 6NT,UK

AbstractMagnetotail plasma sheet is the most active area in Earth′s magnetosphere. It has been found that the features of plasma sheet are controlled by the conditions of Solar wind and Interplanetary Magnetic Field (IMF). Some previous statistical studies have found that some parameters of the plasma sheet are dawn-dusk asymmetric. But the thickness of the magnetotail plasma sheet near the Cluster spacecraft orbit and how they are influenced by the IMF is still unclear. In this paper, the probability of the Cluster-C1 satellite encountering the plasma sheet is examined statistically by utilizing the proton flux and β data from the CODIF and FGM equipment on board the Cluster-C1. Using data from July to November of year 2001—2004, the distributions of the probability of the satellite in the plasma sheet are mapped on the Y-Dz plane (Dz denotes the distance from the neutral sheet) during the southward and northward IMF periods, respectively. By comparison, we found that the plasma sheet is thinner during southward IMF periods than that during northward IMF periods. It is more obvious in the flank regions of the plasma sheet. We also found that the plasma sheet in the dusk side is thinner than that in the dawn side.

KeywordsProton fluxes; Interplane magnetic field; Dawn-dusk asymmetry

張帥， 田安民， 史全岐等. 2016. 中近磁尾等離子體片統(tǒng)計特性研究.地球物理學報，59(2):411-418,doi:10.6038/cjg20160201.Zhang S, Tian A M, Shi Q Q，et al. 2016. A statistical study of the plasma sheet in the near and middle earth magnetotail.ChineseJ.Geophys. (in Chinese),59(2):411-418,doi:10.6038/cjg20160201.