2014, Vol. 57
2. 中国科学院近地空间环境重点实验室(中国科学技术大学), 合肥 230026;
3. 南昌大学理学院, 南昌 330031
2. Key Laboratory of Geospace Environment, University of Science & Technology of China, Chinese Academy of Sciences, Hefei 230026, China;
3. School of Science, Nanchang University, Nanchang 330031, China
ICME为行星际传播的日冕物质抛射(CME).少数ICME对地球空间环境的影响巨大，是一类非常重要的灾害性空间天气源.ICME有着诸多特征.有些特征在ICME事件里普遍存在，例如相对周边太阳风较低的质子温度(Richardson and Cane, 1995; Gosling et al., 1973)，这类特征可以用来作为认证ICME的证据.而其他特征则只在部分ICME事件中出现，例如双向电子流(BDE)，Fe/O的值的加强(Gosling et al., 1987; Ipavich et al., 1986)，这类特征可以作为认证ICME的辅助证据.作为ICME的一个子集，如图 1，磁云是具有以下三个特征的一类行星际磁场结构，包括相对周边太阳风较强的磁场强度，大角度平滑旋转的磁场 方向，较低的质子温度和β值( Richardson and Cane, 1995; Gosling et al., 1973; Hirshberg and Colburn, 1969; Klein and Burlaga, 1982; Lepping et al., 1990). 针对磁云磁场结构提出的磁通量绳模型是目前比较流行的磁云模型(Lepping et al., 1990).除磁云之外的其他ICME，如图 2，由于磁场角度旋转 没那么规则，因而被Burlaga等人(2002)称之为“复杂 喷射物”(complex ejecta)；而Zurbuchen和 Richardson(2006)则称它们为non-cloud-like ICMEs. 为叙述方便， 本文把这类ICME简单称为非磁云或non-MC.目前，区别磁云和非磁云的标准主要为大角度平滑旋转的磁场方向，此外，本文将研究它们其他不同的性质. ICME为行星际传播的日冕物质抛射(CME).少数ICME对地球空间环境的影响巨大，是一类非常重要的灾害性空间天气源.ICME有着诸多特征.有些特征在ICME事件里普遍存在，例如相对周边太阳风较低的质子温度(Richardson and Cane, 1995; Gosling et al., 1973)，这类特征可以用来作为认证ICME的证据.而其他特征则只在部分ICME事件中出现，例如双向电子流(BDE)，Fe/O的值的加强(Gosling et al., 1987; Ipavich et al., 1986)，这类特征可以作为认证ICME的辅助证据.作为ICME的一个子集，如图 1，磁云是具有以下三个特征的一类行星际磁场结构，包括相对周边太阳风较强的磁场强度，大角度平滑旋转的磁场 方向，较低的质子温度和β值( Richardson and Cane, 1995; Gosling et al., 1973; Hirshberg and Colburn,1969; Klein and Burlaga, 1982; Lepping et al., 1990). 针对磁云磁场结构提出的磁通量绳模型是目前比较流行的磁云模型(Lepping et al., 1990).除磁云之外的其他ICME，如图 2，由于磁场角度旋转 没那么规则，因而被Burlaga等人(2002)称之为“复杂 喷射物”(complex ejecta)；而Zurbuchen和Richardson(2006)则称它们为non-cloud-like ICMEs. 为叙述方便， 本文把这类ICME简单称为非磁云或non-MC.目前，区别磁云和非磁云的标准主要为大角度平滑旋转的磁场方向，此外，本文将研究它们其他不同的性质.
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图 1 2003年11月20日ACE卫星观测到的磁云样例图绿线表示激波到达时间，两根红线分别表示磁云的前边界(MCF)和后边界(MCT).图中磁云各参数从上到下依次为：磁场强度；纬度角；经度角； Bz分量；传播速度Vp；质子数密度；质子温度；β值； 说明地磁暴强度的Dst值.根据Dst值的变化可以看出，地磁暴主要由磁云本体引起. Fig.1 An example of magnetic cloud observed by ACE satellite on November 20, 2003 The green line represents the interplanetary shock arrival time. The two red lines indicate the front boundary (MCF) and the tail boundary (MCT) of the MC respectively. The parameters of MC in the figure from top to bottom are as follows: magnetic field strength; latitude angle; longitude angle; Bz component; propagation speed Vp; proton number density; proton temperature; β value (ratio of the thermal and magnetic field energies); and D st value which indicate magnetic storm intensity. According to the variation of D st values, it can be concluded that the geomagnetic storm was triggered mainly by the body of MC. |
对于磁云的认证，目前已有比较多的方法.Bothmer和Rust(1997)以及Bothmer和Schwenn(1997)采用最小方差分析法(MVA)分析场方向随时间的变化来认证磁云；Mulligan等人(1998)利用数据可视化检查(根据数据观测来找出具有以下特征的事件：相对周围太阳风等离子体，磁场方向须有大角度平滑的旋转，磁场强度须有加强，质子温度须有降低)来找出磁云；Lynch等人(2003)和Wu等人(2003)用最小二乘法拟合程序对磁云进行认证；而Huttunen等人(2005)则详细地演绎了一套认证方法：首先他们利用数据可视化检查找到疑似磁云事件或候选事件，然后把β值低于0.5，磁场强度不超过8 nT，时长不超过6小时等特征不明显的事件给剔除，最后利用最小方差分析法以及平面内最大方差法分析磁 场的平滑旋转矢量来得到最终的磁云事件(Hirshberg and Colburn, 1969).
目前对于磁云和非磁云在一个太阳活动周或者 更长时间内的系统的比较研究还没有.例如Yermolaev等人(2012)仅仅比较研究了磁云与非磁云引起的地磁暴发生率.Richardson和Cane(2010)也对ICME参数进行了分析，并在磁场强度、质子数密度等参数上将磁云和非磁云进行了比较，但并没有进行完整系统的比较.Wu和Lepping(2011)将磁云与ICME进行了数量、传播速度、等离子体密度、磁场及其引发的地磁暴等方面的比较，但并没有直接将磁云与非磁云进行比较.Burlaga等人(2001)研究了快速磁云和“复杂抛射物”的对比情况，但其研究事件数目有限，非磁云只有5个，磁云只有4个.为专门研究对比ICME的两个子集，本文将讨论第23太阳活动周的磁云和非磁云.第二部分将给出数据的引用来源；第三部分给出每年黑子数与它 们的关系；第四部分研究它们引起的地磁暴；第五部分对它们的部分参数进行比较；最后一部分为简要总结.
2 数据来源 2.1 ICME数据表的选择及数据的分类目前有多人给出了ICME事件列表.例如Liu等人(2005)给出了1995—2002年10月的ICME列表，使用认证方法比较简单，包括了低的质子温度和氦/质子比率.Huttunen等人(2005)认证方法比较详细，但统计的事件时间跨度和前者一样，尚不及一 个太阳活动周.Richardson和Cane(2010)以及Cane和 Richardson(2003)在改善ICME认证方法 (如Richardson和Cane(2010)采用了Cane和Richardson (2003)未采用的ACE/SWEPAM太阳风电子倾斜角数据库作为认证数据，详细依据见Richardson和Cane(2010))的同时，也在不断补充着新的ICME事件列表.本文将采用Richardson和Cane最近更新完成的ICME事件表(http://www. srl.caltech.edu/ACE/ASC/DATA/level3/icmetable2.htm). 根据该表注解，列表“l”列(即标题注明“MC?”列)事件标注为0的ICME基本不具备磁云特征，这一部分可全部作为非磁云处理；事件标注为1的具备磁场方向平滑旋转特征，但缺失其他特征，这一部分事件同样作为非磁云处理；事件标注为2或者2H的具备磁云的大部分特征，这一部分都可以作为磁云处理.至于多重磁云，需要指出的是，它们为磁云之间追赶而成，其来源并不为单一的CME，是一类复杂的ICME.根据Burlaga等人(2001)研究，绝大部分磁云为单个CME形成，而非磁云则由多个行星际来源相互影响而成.但是，组成多重磁云的每个磁云都基本保留了原有磁云的特征(Wang et al, 2002, 2003; 汪毓明等, 2004).因此，比较适合把多重磁云处理成多个磁云.在此，我们依据磁场旋转角度和β值标准将多重磁云分为多个磁云来研究.这个标准具体表现为：单个子磁云的本体部分其磁场角度应存在大角度平滑旋转，子磁云本体β值应低于1，多重磁云的鞘层作为第一个子磁云的鞘 层，两个子磁云之间的压缩层作为后一子磁云的鞘层.
根据以上规则和程序，我们在第23太阳活动周内共认证了107个磁云事件，210个非磁云事件.因 此，总共317个ICME事件中，磁云和非磁云占ICME总数比例分别约为33.75%和66.25%，接近于Gosling (1990)得到的ICME中大约30%为磁云的结论.
2.2 其他数据来源太阳黑子数的变化反映了太阳活动的强弱.利用已有的太阳黑子数数据(http://sidc.oma.be/sunspot-data/)，可以研究黑子数对磁云和非磁云发生率分别产生的影响. 此外，磁云和非磁云造成的地磁效应也是本文的研究内容之一.在众多表征地磁效应的参数中，1小时分辨率的Dst指数(http://magbase.rssi.ru/DSTINDEX/download.html) 将用来描述各个事件.事件参数数据来源说明如下，Richardson列表中有“(w)”标记的或者事件发生在1998年2月5日之前的将采用Wind卫星数据分析，其他的则使用ACE卫星数据分析(Wind和ACE卫星数据网站：http://cdaweb.gsfc.nasa.gov/istp_public/).ACE卫星数据中包括磁场强度、磁场纬度角、磁场经度角等磁场数据为64 s分辨率；其他包括温度、密度、速度等等离子体参数为16 s分辨率；而Wind卫星数据均为3 s高分辨率.需要说明的是，由于使用的数据来自于两颗卫星Wind和ACE，二者在等离子体温度的测量方面存在一定的系统误差.因此，本文对于等离子温度的比较研究只能作为一个参考.
图 1和图 2为根据以上数据得到的典型的磁云和非磁云示例图.如引言中所述，可以比较看出图中磁云和非磁云的磁场角度变化大不相同，前者旋转平滑而后者则湍动较大.两者前哨都有驱动激波.激波到ICME本体有一小段区域为鞘层区域，图中磁云的鞘层区域持续时间比较短，非磁云的则相对较长.可以看出，鞘层区域相对其他部分其磁场强度和 磁场方向都在剧烈湍动.从图 1和图 2最下面一栏可以看出，磁云和非磁云都引起了Dst值低于-200 nT 的特大磁暴.不同的是，磁云为本体部分驱动的地磁暴；而非磁云则为鞘层区域驱动的地磁暴.此磁云事件引起了第23周最强的地磁暴.
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图 2 2000年4月6日ACE卫星观测到的非磁云样例图绿线表示激波到达时间，两根蓝线分别表示ICME前边界(ICMEF)和后边界(ICMET).图中磁云各参数从上到下依次为：磁场强度；纬度 角；经度角；Bz分量；传播速度Vp；质子数密度；质子温度；β值；说明地磁暴强度的Dst值.根据Dst值的变化可以看出，地磁暴主要由鞘 层区域引起. Fig.2 An example of non-MC observed by ACE satellite on April 6, 2000 The green line represents the interplanetary shock arrival time. The two blue lines indicate the front boundary (ICMEF) and the tail boundary (ICMET) of ICME respectively. The parameters of non-MC in the figure from top to bottom are as follows: magnetic field strength; latitude angle; longitude angle; Bz component; propagation speed Vp; proton number density; proton temperature; β value (ratio of the thermal and magnetic field energies); and Dst value which indicate magnetic storm intensity. According to the variation of Dst values, it can be concluded that the geomagnetic storm was triggered mainly by the sheath. |
太阳黑子数越多意味着太阳活动越强，一般而言，也会有越多的ICME产生(Wu et al., 2006; Webb and Howard, 1994).图 3a给出了第23周磁云与太阳黑子数的关系图.由图 3可以看出，红色部分的黑子数从1996年起开始先是稳步上升；在2000，2001年达到极大值；然后一直到2008年都处于下降中.通常把这三个时段分别称为一个太阳活动周的上升期、峰值期(或太阳活动峰年)以及下降期.本文选择的事件时间始于1996年5月并终于2008年12月，与第23太阳活动周起止时间一致.
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图 3 (a)磁云数与太阳黑子数的关系；(b)非磁云数与太阳黑子数关系 绿色条形棒代表磁云或者非磁云数目，红色条形棒代表太阳黑子数，蓝色条形棒代表磁云或者 非磁云占ICME总数的比例.其中年太阳黑子数为每天黑子数的平均值. Fig.3 (a) The relationship between the number of MCs and the sunspot number； (b) The relationship between the number of non-MCs and the sunspot number Green bars show the number of MCs or non-MCs. Red bars indicate sunspot numbers. Blue bars represent the ratios of MCs or non-MCs in ICMEs. Yearly sunspot number is calculated by averaging sunspot numbers of all days in one year. |
从图 3a中可以看出，磁云数和太阳黑子数存在一定的相关性，在太阳活动的谷年，即1996、2007—2008年，磁云也基本上处于最少的水平.但随着太阳活动的增强，磁云数并没有表现出和太阳黑子数 很强的相关性.2001—2002年为太阳活动峰年附 近，而这段时间内在地球附近被认证的磁云数量却不如太阳活动水平较弱的1997年.另一方面，从磁云占ICME比例来看，磁云与太阳黑子数则存在一定的反相关性，即太阳活动越强的年份，磁云占ICME比例反而可能越低.值得注意的是，在太阳活动强度很低的情况下，由于太阳黑子数很少，其产生的ICME也很少，而且那些能到达地球的ICME就更少，因而太阳活动低年统计得到的磁云数和非磁云ICME数占整个ICME的比率有很大的波动.如 太阳活动水平低年1996年和2007年100%都为磁云事件，而同为太阳活动低年的2008年则仅有33.3% 为磁云.相对而言，图 3b中除了个别几个年份外，非磁云数与太阳黑子数整体上保持着相同的增加和减少的趋势.但除了太阳活动上升期，非磁云占ICME比例与太阳黑子数的相关性也不是很好.
Wu和Lepping(2011)计算了1996—2006年黑子数与磁云、ICME以及CME的相关系数，分别为 0.28、0.81、0.79.显然磁云与黑子数的相关性最弱，而ICME和CME与黑子数的相关性则比较强.这里，我们将完整第23周每年磁云数、非磁云数、ICME数以及磁云占ICME比例、非磁云占ICME比例分别与黑子数进行了相关性计算，结果分别为0.64、0.87、0.86、-0.59和0.59.数据表明，ICME和非磁云与黑子数的相关性都很强，而磁云与黑子数的相关性则较弱.
磁云与黑子数的相关性为何如此弱？Lepping和Wu(2010)指出大部分ICME的认证都不需要考虑最近接触距离(即观测飞船到事件轴心最近距离 与事件半径比值)，而磁云则需要考虑这点.即最近 接触距离大，则磁云特征不易发现，事件也就可能被处理为非磁云；最近接触距离小，则磁云特征容易发现.而CME传播方向研究表明(MacQueen et al., 1986; Shen et al., 2011; Wang et al., 2011; Gui et al., 2011)，在太阳周低年，CME会偏向低纬区域即黄道面偏转，进而沿着黄道面传播.因此，在地球附近的卫星更容易观测到CME的中心部分而形成磁云的结构，故磁云占ICME的比例较大.而在太阳周高年，CME的传播没有向低纬度偏转的倾 向.因此，在地球附近的卫星更有可能观测到CME 的其他区域，而形成非磁云的ICME结构.
4 磁云与非磁云的地磁效应比较 4.1 磁云和非磁云引起地磁暴级别的比较地磁活动主要由行星际南向磁场分量引起 ( Gosling and Pizzo, 1999; Gonzalez et al., 1999; Crooker, 2000; Bothmer et al., 2004; 刘绍亮和李立文, 2002).目前关于ICME引起地磁暴的研究较多(Huttunen and Koskinen, 2004; YermolaevYermolaev, 2006; Guo et al., 2011; Despirak et al., 2011)，磁云及其鞘区以及非磁云及其鞘区都是较重要的地磁暴驱动源.这里将磁云及其鞘区作为一个整体，非磁云及其鞘区作为一个整体来研究它们的地磁效应.根据Gonzalez等人(1994)的分类，可以把地磁暴水平按D st值标准分为五个等级，如表1所示.
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表1 按Dst标准的地磁活动强度分类 Table 1 Classification of geomagnetic activity in intensity levels based on Dst criterion |
第23周不同强度地磁暴等级磁云数及其非磁云数统计结果如图 4所示.根据图中白色条形棒对比可以看到，非磁云及其鞘区引起的地磁暴主要集中在中等水平以下(81.9%)，引起的强磁暴和特大磁暴则很少.磁云则相反，除了特大磁暴外，其引起中等磁暴水平以上的事件居多，整体上反而趋向增加.特别是强磁暴级别的磁云数目，占据磁云总数比例高达35.51%.非磁云引起的特大磁暴数为9个，仅占非磁云总数的4.29%左右；磁云引起的特大磁暴数为11个，是磁云总数的10.28%.如图 1所示，第23周最强的地磁暴是由磁云引起的，而且这个事件并不是发生在太阳活动峰年(Le et al, 2012, 2013).
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图 4 与各等级地磁暴水平相关的磁云数和非磁云数 黑色条形棒和白色条形棒分别代表第23周磁云和非磁云的地磁暴分布状况.从图中可以看出，磁云引起的中等级别以上的地 磁暴比中等级别以下的要多，而非磁云则相反. Fig.4 The number of MCs and non-MCs relating to different levels of geomagnetic storms The black and the white bars represent the distributions of MCs or non-MCs during solar cycle 23 in different levels of geomagnetic storms, respectively. From the figure, we can read that the number of geomagnetic storms triggered by MCs whose levels exceed the moderate level surpass those whose levels are inferior to the moderate level, while is inverse to non-MCs. |
另外，根据计算，第23周磁云和非磁云引起Dst最小值的平均值分别为-99.45和-67.99，前者约为后者1.46倍.显然，磁云引起的地磁暴水平整体上要强于非磁云.
4.2 磁云和非磁云几个与强磁暴有关的参数的对比Tsurutani等人(1997)提到引起强磁暴的几个条件.首先，ICME事件磁场要很大；其次，事件磁场必须与地球磁场方向相反即为南向磁场；第三，强磁场持续时间要达到数小时以上；最后，ICME速度应当超过平均太阳风速度(大于500 km/s).针对这几个条件，可以推测，参数越满足要求，引起地磁暴的水平也应该越大，例如南向磁场绝对值越大，强磁场持续时间越长等.为证实这点，需对磁云和非磁云做出相关统计.如图 5，第23周对应各级别地磁暴磁云和非磁云的参数都给出了平均值和相应的误差棒(采用平均值加减标准差算法).
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图 5 第23周处于各等级磁暴水平的磁云(左侧图，星号表示平均值)和非磁云(右侧图，菱形表示平均值)的参数平均值和误差棒 为方便比较，磁云和非磁云相同参数坐标值设置一致.(a) 磁场强度；(b) 南向磁场分量； (c) 传播速度；(d) 低于－10 nT南向磁场的时间；(e) 质子数密度；(f) 质子温度. Fig.5 The mean values and error bars of parameters distribution of MCs (the left columns, and the mean values represented by asterisk labels) and non-MCs (the right columns, and the mean values represented by lozenge labels) in different levels of geomagnetic storms during 1996—2012 To make comparing MCs with non-MCs easy, the values of their axes in same parameters are set to the same. (a) The magnetic field strength; (b) The southward component of magnetic field strength; (c) The propagation speed; (d) The total time when the southward magnetic field strength is less than －10 nT; (e) The proton number density; (f) The proton temperature. |
图 5a1和5a2对应的磁云和非磁云的磁场大小都随地磁暴级别上升而上升,而且引起各级别地磁暴的磁云场强都要大于非磁云.相比非磁云，磁云磁场在中等磁暴之后增长尤为迅速.图 5b1和5b2为南向磁场随地磁暴级别的变化，其表明ICME南向磁场越大，引起的地磁暴也越大.南向磁场分量绝对值方面，中等级别以上地磁暴磁云要大于非磁云，中等级别以下磁云要小于非磁云.另外，根据第23周的ICME数据，所有ICME事件中南向磁场分量最小的为磁云事件，且其引起了最大地磁暴，这与行星际南向磁场是引起地磁暴的主要原因相吻合.相对而言，非磁云引起最大地磁暴的却不是南向磁场分量最强的那个，甚至这个事件引起的地磁暴水平还不到强磁暴水平.这可能是因为，磁云磁场角度为平滑旋转，其南向磁场平均值跟Dst值相关性因而较 大；非磁云南向磁场分量平均值绝对值可能小，但只要它在某个时间段有强的南向磁场，就可以形成强烈的地磁暴.
图 5c1和5c2给出了传播速度与磁云和非磁云引起的地磁暴级别的关系，磁云和非磁云传播速度都随着地磁暴级别的提升而加快.平静磁暴到强磁暴级别，磁云传播速度平均值均要低于非磁云传播速度平均值；而引起特大磁暴的磁云传播速度平均值则超过引起特大磁暴的非磁云传播速度平均值将近100 km/s.速度大小方面，磁云和非磁云引起的特大磁暴对应的传播速度均超过500 km/s.
相比磁场强度、南向磁场分量、传播速度等参数，图 5d1和5d2南向磁场低于-10 nT(强场)的时间表现出来的规律性最差.从平静状态到强磁暴状 态，磁云和非磁云的南向磁场强场持续时间越来越 长，但是到特大磁暴时，两者均有所下降.另外，处于各个地磁暴级别的磁云南向磁场强场持续时间均要长于非磁云.需要说明的是，强磁暴以上的ICME强场持续时间都已达到几个小时，因此，特大磁暴持 续时间尽管低于强磁暴，但满足形成特大磁暴的条件.
因而，除南向磁场低于-10 nT的持续时间以外，Tsurutani等人(1997)提出的条件参数都有着与 地磁暴级别相增长的关系(南向磁场分量取绝对值).
图 5e1和5e2，图 5f1和5f2给出了质子数密度与温度和地磁暴的关系.质子数密度变化较无规律.质子温度由于采用的数据来自两个卫星，卫星仪器的差异可能导致质子温度的比较出现较大偏差.另外，如前所述，质子温度数据有很大的缺失，这里仅供参考. 5 磁云与非磁云磁场和等离子体参数对比
本节将对比研究第23周磁云和非磁云的几个典型参数，包括磁场强度、Bz分量、ICME传播速度、质子温度以及质子数密度五个典型参数.
5.1 磁场强度和磁场强度南向分量的比较磁云和非磁云的场强分布分别如图 6a两个子图所示.图中给出了它们的平均值，其他几个参数亦然.磁云的平均场强为13.81 nT，而非磁云的为9.17 nT.显然，磁云比非磁云的场强要大很多.第23周单个磁云平均场强最大值和最小值分别为 40.9 nT和4.4 nT，均大于非磁云的36.3 nT和2.7 nT. Richardson和Cane(2010)对比磁云、非磁云和周边太阳风的磁场强度，也有类似的结论，他们指出磁云的平均场强两倍于周边太阳风的，而非磁云相对于周边太阳风的平均场强则有30%的增强.
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图 6 第23周磁云和非磁云参数分布图 每个子图的上部分为磁云图，下部分为非磁云图.同图 5，磁云非磁云图坐标保持一致.每个子图上方分别给出磁云和非磁云参数平均值.(a) 磁场强度；(b) Bz分量；(c) 南向磁场分量；(d) 传播速度；(e) 质子数密度；(f) 质子温度. Fig.6 The parameter distribution of MCs and non-MCs during solar cycle 23 The upper part of each sub-graph is a MC graph, while the lower one is a non-MC graph. As previewed in Fig.5, the axes of MC graphs and non-MC graphs are set to the same. On the top of each sub-graph, the mean values of both MCs parameters and non-MCs parameters are shown. (a) The magnetic field strength; (b) The Bz component; (c) The southward magnetic field strength; (d) The propagation speed; (e) The proton number density; (f) The proton temperature. |
Bz分量分布状况如图 6b所示.磁云和非磁云的平均值分别为-1 nT和-0.19 nT，前者约为后者的5.3倍，因此磁云场强在z方向更具有南向性.如果只考虑负Bz分量即南向磁场分量，可以更清楚地分析比较磁云和非磁云的南向磁场特征.图 6c分别给出了磁云和非磁云南向磁场的分布状况，它们的平均值分别为-5.98 nT和-2.78 nT，前者约为后者的2.2倍.在第4节讨论了地磁暴的统计结果.而这里得到的负Bz分量数据也解释了为什么磁云高于非磁云引起的地磁暴水平，原因即磁云比非磁云南向磁场分量绝对值大.
5.2 其他参数的比较图 6d给出了事件传播速度分布状况及其平均值，磁云(473.3 km/s)和非磁云(477.1 km/s)的平 均速度几乎相等.图 6e两幅图给出了质子数密度的统计结果，磁云的为8.21 cm-3，非磁云的为7.43 cm-3. 磁云质子数密度约为非磁云的1.11倍.图 6f给出了质子温度的分布情况.同上，由于仪器不同的原因，二者的质子温度可能不具可比性，这里只给出结果，不进行深入分析.磁云和非磁云平均质子温度分别为6.86×104 K和6.5×104 K，两者大小相当.
6 结论本文统计研究了第23周共约13年的ICME事件.其中ICME事件分为了两个子集，磁场结构较规则的磁云和磁场结构复杂的非磁云，并得到以下比较结果：
(1)第23周有107个磁云事件和210个非磁云事件，占ICME比例分别为33.75%和66.25%.比例接近于Gosling(1990)得到的ICME中大约30%为磁云的结论.
(2)ICME和非磁云都与黑子数有着很好的相关性.相比两者，磁云和黑子数的相关性较差.
(3)ICME能引起不同级别的地磁暴事件.磁云引起的地磁暴水平整体上比非磁云要高.第23周期间，由磁云引起的特大磁暴为11个，在ICME中占多数，由非磁云引起的特大磁暴数为9个.
(4)磁云和非磁云参数与地磁暴水平关系总结如下：
(a) 磁场大小：磁云和非磁云的磁场大小整体上都有着随地磁暴级别提升而增加的关系.相比之下，磁云磁场大小都比引起同级别磁暴的非磁云要大；
(b) 南向磁场分量：磁云和非磁云的南向磁场分量绝对值同样有着随地磁暴级别提升而增加的关系.其中，中等级别以上地磁暴磁云要大于非磁云，中等级别以下磁云要小于非磁云.
(c) 传播速度：磁云和非磁云的传播速度也同样有着随地磁暴级别提升而增加的关系.除特大磁暴级别外，各级别磁云的传播速度均要低于非磁云.特大磁暴级别的磁云和非磁云传播速度平均值都超过了500 km/s；
(d) 南向磁场低于-10 nT(强场)的时间：引起各级别地磁暴磁云的南向磁场强场持续时间均要长于非磁云.在Tsurutani等人(1997)提到的引起强磁暴的几个条件，该参数是唯一不与地磁暴级别相增长的参数(南向磁场分量取平均值).
(5)这一时期磁云和非磁云的参数对比结论如下：
(a)磁场强度：磁云比非磁云整体上有着更强的磁场；
(b)南向磁场分量：磁云南向磁场的平均值约为非磁云的2.2倍.磁云的南向磁场分量优势可以解 释为什么磁云比非磁云引起的磁暴水平整体上要强；
(c)质子数密度：磁云约为非磁云的1.11倍，差异不大；
(d)传播速度：磁云平均速度为473.3 km/s， 非磁云平均速度为477.1 km/s，两者相当.
致谢 感谢ACE和WIND卫星数据中心和NASA CDAWeb提供的数据，感谢World Data Center forGeomagnetism, Kyoto提供的地磁指数数据，感谢Solar Influences data Analysis Center(SIDC)提供的黑子数数据.| [1] | Bothmer V, Rust D. 1997. The field configuration of magnetic clouds and the solar cycle. Geophys. Monog. Series, 99: 139-146. |
| [2] | Bothmer V, Schwenn R. 1997. The structure and origin of magnetic clouds in the solar wind. //Annales Geophysicae. Springer-Verlag, 16(1): 1-24. |
| [3] | Bothmer V, EU-INTAS-ESA Team. 2004. The solar and interplanetary causes of space storms in solar cycle 23. IEEE. T. Plasma Sci., 32(4): 1411-1414. |
| [4] | Burlaga L F, Plunkett S P, St Cyr O C. 2002. Successive CMEs and complex ejecta. J. Geophys. Res., 107(A10): SSH-1-1- SSH-1-12. |
| [5] | Burlaga L F, Skoug R M, Smith C W, et al. 2001. Fast ejecta during the ascending phase of solar cycle 23: ACE observations, 1998—1999. J. Geophys. Res., 106(A10): 20957-20977. |
| [6] | Cane H V, Richardson I G. 2003. Interplanetary coronal mass ejections in the near-Earth solar wind during 1996—2002. J. Geophys. Res., 108(A4),doi: 10.1029/2002JA009817. |
| [7] | Crooker N U. 2000. Solar and heliospheric geoeffective disturbances. J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 62(12): 1071-1085. |
| [8] | Despirak I V, Lubchich A A, Guineva V. 2011. Development of substorm bulges during storms of different interplanetary origins. J. Atmos. Sol.-Terr. Phys., 73(11-12): 1460-1464. |
| [9] | Gonzalez W D, Joselyn J A, Kamide Y, et al. 1994. What is a geomagnetic storm? J. Geophys. Res., 99(A4): 5771-5792. |
| [10] | Gonzalez W D, Tsurutani B T, de Gonzalez A L C. 1999. Interplanetary origin of geomagnetic storms. Space Sci. Rev., 88(3-4): 529-562. |
| [11] | Gosling J T. 1990. Coronal mass ejections and magnetic flux ropes in interplanetary space. Geophys. Monog. Series, 58: 343-364. |
| [12] | Gosling J T, Baker D N, Bame S J, et al. 1987. Bidirectional solar wind electron heat flux events. J. Geophys. Res., 92(A8): 8519-8535. |
| [13] | Gosling J T, Pizzo V J. 1999. Formation and evolution of corotating interaction regions and their three dimensional structure. // Corotating Interaction Regions. Netherlands: Springer, 21-52. |
| [14] | Gosling J T, Pizzo V, Bame S J. 1973. Anomalously low proton temperatures in the solar wind following interplanetary shock waves—evidence for magnetic bottles? J. Geophys. Res., 78(13): 2001-2009, doi: 10.1029/JA078i013p02001. |
| [15] | Gui B, Shen C D, Wang Y M, et al. 2011. Quantitative analysis of CME deflections in the corona. Sol. Phys., 271(1-2): 111-139. |
| [16] | Guo J P, Feng X S, Emery B A, et al. 2011. Energy transfer during intense geomagnetic storms driven by interplanetary coronal mass ejections and their sheath regions. J. Geophys. Res., 116(A5), doi: 10.1029/2011JA016490. |
| [17] | Hirshberg J, Colburn D S. 1969. Interplanetary field and geomagnetic variations—a unifield view. Planet. Space Sci., 17(6): 1183-1206. |
| [18] | Huttunen K E J, Koskinen H E J. 2004. Importance of post-shock streams and sheath region as drivers of intense magnetospheric storms and high-latitude activity. //Annales Geophysicae. Copernicus GmbH, 22(5): 1729-1738. |
| [19] | Huttunen K E J, Schwenn R, Bothmer V, et al. 2005. Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds in the rising, maximum and early declining phases of solar cycle 23. Ann. Geophys., 23(2): 625-641, doi: 10.5194/angeo-23-625-2005. |
| [20] | Ipavich F M, Galvin A B, Gloeckler G, et al. 1986. Solar wind Fe and CNO measurements in high-speed flows. J. Geophys. Res., 91(A4): 4133-4141. |
| [21] | Klein L W, Burlaga L F. 1982. Interplanetary magnetic clouds at 1 AU. J. Geophys. Res., 87(A2): 613-624. |
| [22] | Le G M, Cai Z Y, Wang H N, et al. 2012. Solar cycle distribution of great geomagnetic storms. Astrophys. Space Sci., 339(1): 151-156. |
| [23] | Le G M, Cai Z Y, Wang H N, et al. 2013. Solar cycle distribution of major geomagnetic storms. Res. Astron. Astrophys., 13(6): 739-748. |
| [24] | Lepping R P, Jones J A, Burlaga L F. 1990. Magnetic field structure of interplanetary magnetic clouds at 1 AU. J. Geophys. Res., 95(A8): 11957-11965. |
| [25] | Lepping R P, Wu C C. 2010. Selection effects in identifying magnetic clouds and the importance of the closest approach parameter. Ann. Geophys., 28(8): 1539-1552. |
| [26] | Liu Y, Richardson J D, Belcher J W. 2005. A statistical study of the properties of interplanetary coronal mass ejections from 0.3 to 5.4 AU. Planet. Space Sci., 53(1): 3-17. |
| [27] | Liu S L, Li L W. 2002. Study on relationship between southward IMF events and geomagnetic storms. Chinese J. Geophys. (in Chinese), 45(3): 297-305. |
| [28] | Lynch B J, Zurbuchen T H, Fisk L A, et al. 2003. Internal structure of magnetic clouds: Plasma and composition. J. Geophys. Res., 108(A6), doi: 10.1029/2002JA009591. |
| [29] | MacQueen R M, Hundhausen A J, Conover C W. 1986. The propagation of coronal mass ejection transients. J. Geophys. Res., 91(A1): 31-38. |
| [30] | Mulligan T, Russell C T, Luhmann J G. 1998. Solar cycle evolution of the structure of magnetic clouds in the inner heliosphere. Geophys. Res. Lett., 25(15): 2959-2962. |
| [31] | Richardson I G, Cane H V. 1995. Regions of abnormally low proton temperature in the solar wind (1965-1991) and their association with ejecta. J. Geophys. Res., 100(A12): 23397-23412. |
| [32] | Richardson I G, Cane H V. 2010. Near-Earth interplanetary coronal mass ejections during solar cycle 23 (1996-2009): Catalog and summary of properties. Sol. Phys., 264(1): 189-237. |
| [33] | Shen C L, Wang Y M, Gui B, et al. 2011. Kinematic evolution of a slow CME in corona viewed by STEREO-B on 8 October 2007. Sol. Phys., 269(2): 389-400. |
| [34] | Tsurutani Bruce T, Gonzalez W D, Kamide Y. 1997. Magnetic storms. Surv. Geophys., 18: 364-367. |
| [35] | Wang Y M, Chen C X, Gui B, et al. 2011. Statistical study of coronal mass ejection source locations: Understanding CMEs viewed in coronagraphs. J. Geophys. Res., 116(A4), doi:10.1029/2010JA016101. |
| [36] | Wang Y M, Wang S, Ye P Z. 2002. Multiple magnetic clouds in interplanetary space. Sol. Phys., 211(1-2): 333-344. |
| [37] | Wang Y M, Ye P Z, Wang S. 2003. Multiple magnetic clouds: Several examples during March—April 2001. J. Geophys. Res., 108(A10), doi: 10.1029/2003JA009850. |
| [38] | Wang Y M, Ye P Z, Wang S. 2004. An interplanetary origin of great geomagnetic storms: Multiple magnetic clouds. Chinese J. Geophys. (in Chinese), 47(3): 369-375. |
| [39] | Webb D F, Howard R A. 1994. The solar cycle variation of coronal mass ejections and the solar wind mass flux. J. Geophys. Res., 99(A3): 4201-4220. |
| [40] | Wu C C, Lepping R P, Gopalswamy N. 2006. Relationships among magnetic clouds, CMEs, and geomagnetic storms. Sol. Phys., 239(1-2): 449-460. |
| [41] | Wu C C, Lepping R P, Gopalswamy N. 2003. Variations of magnetic clouds and CMEs with solar activity cycle. //Solar variability as an input to the Earth's environment, 535: 429-432. |
| [42] | Wu C C, Lepping R P. 2011. Statistical comparison of magnetic clouds with interplanetary coronal mass ejections for solar cycle 23. Sol. Phys., 269(1): 141-153. |
| [43] | Yermolaev Y I, Nikolaeva N S, Lodkina I G, et al. 2012. Geoeffectiveness and efficiency of CIR, sheath, and ICME in generation of magnetic storms. J. Geophys. Res., 117(A9), doi: 10.1029/2011JA017139. |
| [44] | Yermolaev Y I, Yermolaev M Y. 2006. Statistic study on the geomagnetic storm effectiveness of solar and interplanetary events. Adv. Space Res., 37(6): 1175-1181. |
| [45] | Zurbuchen T H, Richardson I G. 2006. In-situ solar wind and magnetic field signatures of interplanetary coronal mass ejections. Space Sci. Rev., 123(1-3): 31-43. |
| [46] | 刘绍亮, 李立文. 2002. 南向行星际磁场事件与磁暴关系的研究. 地球物理学报, 45(3): 297-305. |
| [47] | 汪毓明, 叶品中, 王水. 2004. 特大地磁暴的一种行星际源: 多重磁云. 地球物理学报, 47(3): 369-375. |