地球物理学报  2018, Vol. 61 Issue (2): 411-422   PDF    
基于MESSEGER观测对水星磁尾电流片磁场分布的统计研究
丁源1,2, 戎昭金1,2,3     
1. 中国科学院地球与行星物理重点实验室, 中国科学院地质与地球物理研究所, 北京 100029;
2. 中国科学院大学地球科学学院, 北京 100049;
3. 中国科学院地球科学研究院, 北京 100029
摘要:本文利用信使号飞船2011-2015年期间在轨磁场数据对水星磁尾电流片的磁场结构分布特征进行了统计分析.为探究磁场结构分布随水星径向距离的变化, 电流片划分为近磁尾(-1.5RM > X > -2.0RM)和远磁尾(-2.0RM > X > -2.5RM)两个区域.所得结果表明:(1)无论是近磁尾还是远磁尾, 电流片中的磁场都以+Bz分量为主, 磁场方向几乎与磁赤道面垂直.(2)相比近磁尾, 远磁尾电流片中磁场强度、Bz分量较弱, By分量较强, 而且-Bz信号出现概率相对较大, 这表明电流片中磁活动相对容易在远磁尾中发生.(3)磁场强度以及Bz分量在晨昏方向上的分布存在晨昏不对称性—在方位角120°~190°范围内相对较弱.弱Bz数据点(Bz < 5 nT)也在昏侧(Y>0)发生较为频繁.(4)与Bz分布相反, 磁场强By分量(|By|>5 nT)倾向于在晨侧(Y < 0)发生.统计分析还表明, 磁场By分量与行星际磁场By分量并无明显的相关性.对比地球磁尾电流片, 我们对水星磁尾电流片Bz分量、强By分量的晨昏不对称起源机制作了探讨分析.
关键词: 水星      磁层      磁尾电流片      晨昏不对称     
A statistical survey on the magnetic field distribution in Mercury's magnetotail current sheet based on MESSENGER observations
DING Yuan1,2, RONG ZhaoJin1,2,3     
1. Key Laboratory of Earth and Planetary Physics, Institute of Geology and Geophysics, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100029, China;
2. College of Earth Science, University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China;
3. Institutions of Earth Science, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100029, China
Abstract: In this study, we use the magnetic field data measured by MESSENGER from 2011 to 2015 to survey the average magnetic field distribution in Mercury's magnetotail current sheet.It is found that the tail current sheet coincidently lies in the magnetic equator plane due to the ignorable dipole tilt angle(< 3°).The magnetic field Bz component is much larger than the By component at the current sheet center, which suggests that the field structure is almost vertical to the equatorial plane.In comparison with the region closer to Mercury(-1.5RM > X > -2.0RM), at the distant region(-2.0RM > X > -2.5RM) the magnetic field strength Bmin as well as the Bz component are weaker, By component is stronger, while the signature of negative Bz tends to appear there.Thus, the distant current sheet(-2.0RM > X > -2.5RM) is more dynamic than the closer current sheet.The distributions of Bmin as well as the Bz show evident dawn-dusk asymmetry, i.e.Bmin and Bz are relatively weaker duskward within the azimuthal angle 120°-190°where the data points of weaker Bz(Bz < 5 nT) also show higher occurrence probability.In contrast, the strong By component(|By|>5 nT) at the current sheet tends to appear at the dawnward region(Y < 0).In addition, the statistical study shows that the By component does not have a significant correlation with the By component of interplanetary magnetic field.By comparison with the Earth's magnetotail current sheet, the mechanisms to control the dawn-dusk asymmetry of magnetic field at Mercury's tail current sheet are discussed.
Key words: Mercury    Magnetosphere    Magnetotail current sheet    Dawn-dusk asymmetry    
0 引言

水星是太阳系内距离太阳最近的一颗行星.其近日点约0.3AU, 远日点约0.47AU(AU为一个天文单位, 代表平均日地距离).其半径约2440 km, 公转周期约88天, 自转周期约59天, 自转轴倾角(赤道面与黄道面间的夹角)小于1°.上世纪70年代, 水手10号(Mariner 10)飞船的观测表明, 水星是太阳系类地行星中除地球外唯一颗具有全球偶极磁场的行星, 磁场极性与地球地磁场一样, 磁场由南极发出, 汇聚进入北极(Ness et al., 1974, 1975).太阳风与水星磁场的相互作用, 也能形成类似地球磁层状的等离子体空腔结构.尽管水手10号提供了两次近距离的水星穿越数据, 但人们对水星磁层空间环境的认识还尚存诸多未知(Anderson et al., 2010).为进一步深入了解水星(Slavin et al., 2007), 继水手10号之后, 美国宇航局(NASA)于2004年8月发射了第二个水星探测计划—信使号飞船(MSSENGER, MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging mission)(Solomon et al., 2007).信使号飞船携带了等离子体分析仪、磁通门磁强计等科学仪器.该计划的一个重要科学目标就是要探索水星磁层的空间环境(Slavin et al., 2007).经过多次变轨, 信使号飞船于2011年3月入轨绕飞水星.信使号轨道的近地点高度约为200 km, 远地点高度约为15200 km, 轨道倾角为82.5°, 轨道偏心率约0.7, 轨道周期约为12 h.2012年4月后, 轨道周期调整为约8 h.持续在轨观测4年后, 于2015年4月燃料耗尽后坠毁.信使号持续4年的数据观测表明, 水星的磁偶极矩为195±10 nT·RM3(高斯制, RM为水星半径), 约为地球的千分之一, 偶极子轴几乎与自转轴平行(夹角小于3°), 而偶极中心则向北偏移了484±11 km(Anderson et al., 2010, 2011; Slavin et al., 2008).

众所周知, 太阳风与地球磁场的相互作用, 会使得地磁场在夜侧被明显拉伸形成磁尾结构.磁尾的南北两侧含一对磁场方向相反的尾瓣区域, 而中间磁场反向过渡的区域则形成磁尾电流片结构.相比尾瓣, 地球磁尾电流片中磁场较弱, 等离子体密度和温度都较高.磁重联、等离子体高速流、等离子体不稳定性等磁层动力学活动容易在该区域发生, 所以磁尾电流片也通常被认为是磁层能量释放的关键区域(Baumjohann et al., 1999).这些磁尾动力学活动的发生区域或触发条件, 与背景磁尾电流片磁场的分布和结构密切相关.不少研究表明, 当电流片变薄时(小于离子回旋半径), 电流中断、磁重联、等离子体不稳定性等活动容易发生(Baker et al., 1996; Lui, 2003; Büchner and Zelenyi, 1989; Yao, 2017).卫星观测统计分析, 地球磁尾电流片的磁场分布存在着明显的晨昏不对称性:在磁地方时21—01区间, 电流片普遍较薄, 电流密度较强、磁活动频发、等离子体流高速流相对集中, 这与地面亚暴极光的活动分布也有较好的对应(Rong et al., 2010, 2011, 2014; Slavin et al., 2005; McPherron et al., 2011; Nagai et al., 2013, 2015; Genestreti et al., 2014).

与地球类似, 水星与太阳风的相互作用也能形成磁尾和磁尾电流片结构.水星的磁层对流周期为1~2 min, 远小于地球磁层的1~3 h(Slavin et al., 2010).利用信使号的观测数据, 不少研究表明水星磁尾也同样存在诸多类似地球磁尾的动力学活动, 如磁尾磁通量绳或等离子体团结构(Slavin et al., 2012; DiBraccio et al., 2014)、类似地球磁尾亚暴的磁能装载卸载过程和重联偶极化锋面现象(Slavin et al., 2010; Sundberg et al., 2012a; Sun et al., 2015, 2016)、及低纬边界层的K-H波动(Sundberg et al., 2012b; Boardsen et al., 2010; Gershman et al., 2015)等.而且对磁绳和重联偶极化锋面的统计表明, 这些动力学活动主要分布在晨侧, 表现出明显的晨昏不对称性(Sun et al., 2016).虽然Poh等(Poh et al., 2017)最近利用信使号的磁场数据研究了磁尾电流片中磁场随径向距离的分布变化, 并推测了磁尾重联X线的分布位置.但是当前对于水星磁尾电流片的整体分布特征, 还并不是完全清楚.因此有必要对比地球磁尾, 来研究水星磁尾电流片中磁场的分布特征(包括径向和晨昏方向), 进而探究水星磁尾电流片磁场分布与磁活动的分布关系.

1 数据和坐标介绍

本文将采用信使号飞船在轨期间(2011年3月23日至2015年4月30日)的磁强计(Magnetometer, MAG)磁场数据(Anderson et al., 2007)和等离子体数据(Fast Imaging Plasma Spectrometer, FIPS)(Andrews et al., 2007).磁强计能提供三维磁场测量数据, 最高数据时间分辨率可达20 Hz.对于本文而言, 为了降低磁场扰动对分析研究的影响, 我们将使用时间分辨率为1 min的磁场数据.等离子体仪器FIPS能测量能量电荷比(E/q)在0.05~13 keV范围内的离子, 其视场立体角为1.4π, 时间分辨率为10 s.

考虑到水星偶极子中心向北偏移了约484 km, 及水星较大的公转速度(~50 km·s-1), 为更好描述水星磁层结构, 本文将使用MSM(aberrated Mercury solar magnetospheric coordinates)坐标系:X轴反平行于上游太阳风流方向; Z轴垂直于黄道面, 指向北; Y轴完成右手螺旋系.原点位于水星磁场的偶极中心(偶极中心向北偏移了484 km(Anderson et al., 2011)).相对于水星, 上游太阳风流的方向则由太阳径向向外的太阳风速度(400 km·s-1)和水星公转速度来确定.

为方便描述晨昏方向上的分布, 我们还在MSM坐标系下定义了方位角:在XY投影平面中, 位置矢量与+X轴之间的夹角.方位角0°表示指向正午方向, 90°表示指向昏侧方向, 180°表示指向子夜方向, 270°表示指向晨侧方向.

2 典型磁尾电流片的穿越

作为典型事件, 本小节将具体分析一例水星磁尾电流片穿越事件.图 1给出了2013年9月6日08:00—13:00期间飞船穿越水星磁层的轨道图.左图显示了圆柱坐标系下信使号飞船距X轴距离的变化, 右图则显示了在XZ平面内信使号飞船空间位置的变化.图中, 黑色圆锥曲线和绿色圆锥曲线分别代表了Winslow等(Winslow et al., 2013)的弓激波模型和磁层顶模型, 其中弓激波的日下点参数为1.96RM, 而磁层顶的日下点参数为1.45RM.

图 1 2013年9月6日08:00—13:00期间, 信使号穿越水星磁层的轨道分布 其中黑色和蓝色圆锥曲线分别表示Winslow等(Winslow et al., 2013)的弓激波和磁层顶模型位置.左图给出了卫星距X轴距离的变化, 图中绿线代表进行水星北半球球体, 绿色虚线代表南半球球体; 右图则给出了轨道在XZ平面上的分布, 绿线代表水星球体.图中红点标出了飞船穿越磁尾电流片的位置. Fig. 1 The MESSENGER′s orbit during 08:00—13:00 on 06 September 2013 The conic lines with black and blue color represent the nominal locations of the magnetopause(MP) and bow shock(BS) respectively from the models developed by Winslow et al., (Winslow et al., 2013).In panel(a), the green slid line and dashed line mark the northern hemisphere and southern hemisphere of Mercury body respectively.In panel(b), the green circle marks the Mercury body.The red dot in the spacecraft′s trajectory labels the crossing of tail current sheet.

图 2显示了信使号在此次磁层穿越过程中的数据变化.上栏显示了飞船在整个磁层穿越过程中, 磁场和等离子体能谱的时间变化.根据这些变化特征不难把弓激波(BS, bow shock)和磁层顶(MP, magnetopause)的位置标识出来.如图中竖直黑线和蓝线所示, 飞船穿进磁层过程中, 分别在08:29:30和08:48:00穿越弓激波和磁层顶.在穿出磁层过程中, 分别在10:37:50和12:32:50穿出磁层顶和弓激波.其中, 在09:20:00—10:00:00期间, 飞船由北到南穿越了磁尾电流片.

图 2 信使号飞船穿越水星磁层的一次典型事件 上栏给出了磁场的时间变化序列和离子的能谱数据, 并标出了对应的磁层边界层穿越.
下栏则具体给出了穿越磁尾电流片区域时, 磁场和离子能谱随时间变化的数据.
Fig. 2 The typical crossing of Mercury′s magnetosphere by MESSENGER The upper panels from top to bottom show the time series of magnetic field vector in MSM coordinates, and the energy-time spectrogram of ions.The positions of spacecraft in MSM coordinates are listed below the panels.The lower panels, zoomed in the interval of tail current sheet crossing, show the time series of data with the same format.

图 2下栏对该磁尾电流片穿越时间段放大.显然在穿越电流片过程中, 磁场Bx分量出现反转, 磁场强度达到极小, 且1~10 keV能段范围内的粒子通量显著增加.这些典型的磁尾电流片特征, 表明飞船确实穿越了水星磁尾电流片.如红线所示, 在09:40:00时刻Bx~0, 飞船在[X= -1.74, Y=0.82, Z=0.017]RM处穿过电流片中心(CSC, current sheet center).在该电流片中心处, By~0;Bz~14 nT.因此, 对于这个例子而言, 电流片是几乎位于XY平面上的, 而电流片中的磁场方向是几乎指向+Z方向的.

3 统计结果

基于这个事例的分析结果, 对信使号2011—2015年在轨期间的探测数据, 我们按如下标准挑选了磁尾电流片穿越事件.

(1) 信使号的轨道覆盖可探测磁尾电流片X>-3RM的区域.一些水星磁层经验模型表明, 磁尾电流片几乎与XY平面重叠, 而且其内边界在X~-1.4RM(Johnson et al., 2012; Korth et al., 2015).

因此, 我们仅限定研究磁尾-1.5RM>X>-2.5RM和|Z| < 1RM范围内的电流片区域.

(2) 考虑到磁尾电流片是磁场方向出现反转的区域, 可利用Bx(ti)Bx(ti+1)< 0(ti, ti+1为相邻两次数据测量时间), 快速确定可能的磁尾电流片穿越事件.并利用线性插值确定电流片穿越中心Bx~0处的位置和磁场.

(3) 进一步结合等离子体能谱特征(以图 2为例, 电流片中心处离子能量较高(E/q=1~10 keV), 且集中分布在磁场反向的区域.相比之下, 磁鞘区域的离子能量较低(E/q <3 keV), 能谱连续), 可排除掉在磁尾侧翼处磁鞘或低纬边界层区域的穿越点.

3.1 电流片穿越点的分布

根据以上标准, 一共挑选出1218次磁尾电流片穿越事件.图 3给出了这些数据点的分布.

图 3 信使号穿越水星磁尾电流片数据点(黑点)的分布 (a)穿越点在表示在XY平面内的投影, 黑色圆圈表示水星星体, 蓝色虚线代表磁层顶在磁赤道面上的位置; (b)穿越点在YZ平面内的投影(由水星磁尾方向看向太阳), 中心圆圈表示水星星体, 红色的线表示电流片穿越点的平均位置(网格宽度为0.1RM), 绿色虚线表示水星磁赤道平面(Z=0), 蓝色虚线表示磁层顶在X=-2.25RM平面上的截面.磁层顶模型采用Zhong等的模型(Zhong et al.2015). Fig. 3 The spatial distribution of tail current sheet crossings in the XY plane(a) and YZ plane(b) The blue dashed line in panel-a and panel(b) respectively represents the nominal cross-section shape of magnetopause at the plane of Z=0 and X=-2.25RM(Zhong et al.2015).In panel(b), the red line shows the average location of current sheet with bin length 0.1 RM, and the horizontal green line labels equatorial plane i.e.Z=0.

图 3中可以看出, 穿越点的位置基本在磁层顶拟合模型内, 只有极少数点在外面.磁尾电流片基本整体上是“平躺”在水星磁赤道面上(Z=0), 在磁尾两侧翼没有明显的倾斜或弯曲.这与地球的磁尾电流片形态是有明显不同的.由于地球偶极倾角(磁轴与Z轴之间的夹角)较大, 所以受偶极倾角的调制, 地球磁尾电流片通常在磁尾侧翼处有明显的扭曲(Tsyganenko and Fairfield, 2004).而水星的偶极倾角 <3°(Anderson et al., 2011), 所以不难理解水星磁尾电流片是基本在Z=0平面上的.需要指出的是, 如图 3b所示, 昏侧的电流片平均位置会显著偏离磁赤道平面, 这可能是由于在昏侧侧翼处电流片的穿越数据点较少造成的, 也有可能是由于昏侧侧翼处K-H波动更显著从而造成昏侧电流片扰动较大(Sundberg et al., 2012b).

图 4给出了这些电流片穿越点次数在方位方向上的直方分布图.为探究磁场分布的径向变化, 我们将穿越区域分为了近磁尾(-1.5>X>-2.0RM)和远磁尾(-2.0>X>-2.5RM)两个区域.显然大部分穿越点主要集中在近磁尾区域, 并且在子夜附近居多.

图 4 磁尾电流片穿越次数在方位方向上的分布直方图 Fig. 4 The histogram of tail current sheet crossings in the azimuth direction
3.2 磁场的分布特征

图 5给出了这两个区域电流片中心处磁场ByBz分量以及磁场强度Bmin的总体频次分布特征, 其中Bmin=(By2+Bz2)1/2.不难发现, 无论对于近磁尾(图 5a—5c)和远磁尾(图 5d—5f)而言, By分量的出现频次最高都在By~0附近, 且整体分布都呈现出类似高斯状的分布特征.

图 5 电流片中心处的By, Bz分量及磁场强度Bmin的频次统计分布 Fig. 5 The histogram of magnetic field at the current sheet center.Panels from top to bottom show the distribution of By, Bz, and the magnetic field strength Bmin respectively

在近磁尾, Bz分量较强, 主要分布在~4-30 nT范围内, 且在4~8 nT范围内出现频次最多.相比近磁尾, 在远磁尾Bz分量虽然频次峰值也集中在4~8 nT, 但整体分布上Bz强度更弱, 峰值分布更尖锐, 且有部分Bz呈现出负值.

磁场强度Bmin的频次分布特征基本类似Bz分量.在近磁尾Bmin主要分布在4~30 nT, 在远磁尾则主要分布在4~20 nT且峰值分布更尖锐.

图 6给出了电流片中心处磁场ByBz分量, 以及磁场强度Bmin在方位方向上的平均直方分布.图 6a6c给出了在-1.5RM>X>-2RM区域内的平均分布, 而图 6d6f则给出了在-2RM>X>-2.5RM区域内的分布.

图 6 磁场By分量、Bz分量、以及磁场强度Bmin在方位方向上的直方分布 Fig. 6 The azimuthal histogram of magnetic field at the current sheet center.Panels from top to bottom show the distribution of By, Bz, and the magnetic field strength Bmin respectively

图 6不难发现, 离水星越近, 水星磁尾电流片中Bz分量则越强, 在-1.5RM>X>-2RM范围内Bz~15~20 nT, 而在-2.0RM>X>-2.5RM范围内Bz~5~10 nT, 而且Bz分量远大于By分量.这表明在所研究的区域范围内偶极磁场对磁尾电流片中的磁场是有显著贡献的.

对于标准偶极磁场而言, 在Bx反向的磁赤道面上By=0.但由于某些磁尾动力学活动, 譬如磁绳结构、等离子体高速流等, 磁尾电流片中心处的By分量并不会严格为零.而对比图 6a图 6d不难发现, 在离水星较远的区域(-2.0RM>X>-2.5RM)By分量的强度相对较为明显.这说明, 离水星较远的磁尾电流片区域, 偶极磁场贡献变弱, 其他磁尾动力学活动逐渐增强.

此外, 如图 6b所示, Bz的分布在近磁尾-1.5RM>X>-2RM范围内有较明显的晨昏不对称性:Bz强度在方位角140°~160°范围内达到极小(Bz~13 nT), 且在120°~190°范围内的强度(Bz~13~15 nT)要明显小于190°~240°范围内的(Bz~15~20 nT).相比之下, 在远磁尾-2.0RM>X>-2.5RM区域, Bz的晨昏不对称性则没那么明显.电流片中心磁场总强度Bmin的分布特征与Bz的分布特征类似.

3.3 特殊磁场结构的分布

水星磁尾电流片中Bz分量一般都是正的.但是在一定条件下随着Bz减小, 电流片厚度会逐渐变薄.薄电流片中可能发生磁场重联或电流中断等活动, 导致Bz呈现出负值.所以从某种程度上而言, 弱Bz的分布不仅能代表薄电流片的分布, 也能反映电流片活动区域的分布.图 7a给出了弱Bz(Bz <5 nT)的分布, 其中Bz <0的数据点用红色点表示.由图 7a, 显然可知, 弱Bz(共293个数据点)显示出明显的晨昏不对称, 有约2/3的数据点分布在Y>0的区域(190个数据点), 约1/3的数据点分布在Y <0的区域(103个数据点).

图 7Bz分量数据点的分布(a)以及强By分量数据点的分布(b) Fig. 7 The distribution of data points with Bz < 5 nT(a) and that with |By|> 5nT(b)

一般来说, 如图 6a6d所示, 磁尾电流片中心处By分量是非常弱的.但是在一定条件下电流片中也会出现显著增强的By分量.强By分量通常认为能剪切电流片结构, 使得电流片变薄, 形成灾变结构(Rong et al., 2012).因此, 强By的分布一定程度上也能反映出电流片活动区域的分布.图 7b给出了强By(|By|>5 nT)数据点的分布, 其中|By|>10 nT的数据点用红色点表示.由图 7b发现, 强By的数据点(共350个数据点)也显示出明显的晨昏不对称性分布, 其中有约1/3的数据点分布在Y>0的区域(139个数据点), 约2/3的数据点分布在Y<0的区域(211个数据点).

对于弱Bz和强By数据点为何表现出如此不同的晨昏不对称分布特征, 目前还不清楚.我们将在讨论部分给予可能解释.

3.4 不同电流片磁场结构类型

根据以上分析, 我们可以将电流片中的磁场结构分为如下几种类型:

(1) 标准电流片:Bz>0且Bz>|By|.在这样的结构类型中, 电流片中的磁场方向是指向北向的, 且横向分量By的强度小于南北分量Bz的强度.

(2) 扁平电流片:Bz>0且Bz <|By|.在该结构类型中, 横向分量By的强度大于南北分量Bz的强度.

(3) 重联电流片:Bz <0.在该类型中, Bz分量为负值.

图 8按这个标准对近磁尾和远磁尾的电流片类型进行了分类.对于近磁尾而言(图 8a), 电流片主要还是标准电流片结构类型, 占比达86%;扁平电流片类型占14%;而重联电流片的占比还不到1%.相比之下, 在远磁尾, 标准电流片的占比下降(67%), 扁平电流片占比增加(30%), 重联电流片的占比上升到2%.所以, 与图 5一致, 磁尾电流片活动更倾向于在远磁尾电流片中发生.

图 8 电流片中心处不同磁场结构类型的分布 Fig. 8 The Pie charts of tail current sheet with the different magnetic field structure
3.5 与偶极磁场的比较

这一小节, 我们将对比偶极磁场的分布来研究电流片中磁场的分布剖面.为避免低纬边界层的影响, 我们仅研究午夜附近方位角在160°~200°范围内的磁场数据点.

考虑到电流片中磁场Bz分量占绝对主要分量, 图 9中我们仅给出了Bz分量的径向分布.其中黑线是按步长0.1RM得到的平均Bz分布剖面.其中, 每个步长范围内均值的误差棒长度为 (n为步长范围内的数据点个数; σ为步长范围内的标准偏差), 表示均值95%的置信区间.作为对比, 如红线所示, 我们给出了偶极磁场在其赤道面上的径向分布, 其中磁偶极矩M=195 nT·RM3(Anderson et al., 2011).

图 9 电流片午夜附近电流片中心Bz分量与偶极子磁场Bz分量的比较 Fig. 9 The comparison of Bz profile with the dipole field at the tail current sheet near the midnight region(160° <azimuthal angle < 200°)

图 9显示, Bz强度虽然也与偶极子场强度一样是随径向距离增加而逐渐减弱的, 但Bz的强度比对应偶极子磁场强度都要弱.这表明, 磁尾电流片中是存在昏向指向的越尾电流, 该电流造成电流片中的Bz分量要比偶极磁场弱.最近的研究表明(Poh et al., 2016), 水星磁尾昏向越尾电流密度约80 nA·m-2.当然, 考虑到带电粒子本身的抗磁性, 磁尾电流片中增高的等离子体密度, 也会对Bz分量的下降带来一定贡献.

3.6 By分量与IMF By分量的相关性

大量地球磁尾研究表明, 磁尾磁场中的By分量与行星际磁场的By分量有很好的相关性(Rong et al., 2012, 2015; Kaymaz et al., 1994; Petrukovich et al., 2011; Shen et al., 2008; Cao et al., 2014), 这说明地球磁尾磁场会受到外部行星际磁场的控制.目前还不清楚, 这一观测现象是否也适用于水星磁尾.这里有必要对这一问题作仔细研究.

由于单颗卫星是没法同时对磁尾和外部行星际磁场作观测的, 因此为了获得每轨上游太阳风的条件, 我们需要先把每轨卫星穿越弓激波的时间挑选出来.弓激波是太阳风与水星磁场相互作用的最外边界层, 穿越弓激波时, 磁场和等离子体性质(密度、温度)等都会有显著跳变(如图 1所示).2011年3月23日到2015年4月30日, 共手动挑选了4051个轨道穿越.考虑到每轨都有一次穿入和穿出弓激波, 所以共计有8102个弓激波穿越点.

利用这些弓激波穿越时间, 我们可以这样定义行星际磁场的稳定时段:对每轨穿入弓激波前30 min的IMF作平均, 得到平均IMF为B1; 对穿出弓激波后30 min的IMF作平均, 得到平均IMF为B2; B1B2之间的夹角为α.稳定IMF时段不仅要求IMF大小变化不大 , 而且方向基本也不改变α < 30°, 对应的平均IMF为(B1+B2)/2.

通过这样的限定条件, 共找到165个磁尾电流片穿越事件是满足稳定IMF的条件.对电流片中心处的By分量和对应的IMF By分量作相关分析, 图 10显示出二者的相关系数仅有0.3.这说明, 二者并无明显的相关性.

图 10 磁尾电流片中心处By分量与IMF By的相关性 Fig. 10 The correlation between the By of tail current sheet center and the IMF By
4 讨论

利用信使号4年的磁场数据, 我们统计分析了水星磁尾电流片中磁场的分布特征.所得结果表明, 水星磁尾电流片在-1.5>X>-2.0RM范围内存在较明显的晨昏不对称性—Bz分量在昏侧相对较弱.而在-2.0>X>-2.5RM范围内该不对称性相对不太明显, 这可能是由于这个区域内数据点相对较少的缘故.对弱Bz数据点(Bz<5 nT)的统计分布也表明弱Bz数据点更倾向于在昏侧出现.Bz分量的晨昏不对称性分布也意味着电流片在昏侧相对较薄.但奇怪的是, 有学者对磁活动结构特征的统计表明, 磁场偶极化锋面以及磁绳结构却倾向于在晨侧频繁发生(Sun et al., 2016).我们对强By数据点(|By|>5 nT)的统计也表明, 强By分量更倾向于在晨侧出现.

这与地球磁尾电流片的观测是不一致的.利用Cluster的统计研究, 不少学者表明地球磁尾电流片同样存在晨昏不对称性, 在昏侧Bz较弱, 电流片普遍较薄, 负Bz和强By信号出现概率较大, 等离子体高速流、磁重联较容易发生(Rong et al., 2010, 2011, 2014; Slavin et al., 2005; McPherron et al., 2011; Nagai et al., 2013, 2015; Genestreti et al., 2014).换句话说, 对于地球磁尾电流片而言, 薄电流片区域与磁活动频发有较好的对应关系.而水星磁尾电流片却与此不同, 薄电流片区域倾向在昏侧出现, 而磁活动却倾向于在晨侧出现.因此, 水星磁尾电流片的晨昏不对称性的物理原因应该与地球磁尾是不一样的.

模拟研究表明, 地球磁尾的晨昏不对称性可能来源于电离层电导率的不均匀性(Zhang et al., 2012).而水星并没有电离层, 因此水星磁尾Bz的晨昏不对称性应该来源于别的物理过程.粒子模拟表明, 水星重离子(比如Na+)上行进入磁尾后主要分布在磁尾昏侧(Delcourt et al., 2003).并且有观测表明K-H波动主要发生在磁尾昏侧低纬边界层, 水星重离子能上行到磁尾边界层并影响K-H波动(Sundberg et al., 2012b).由于等离子体自身存在抗磁性, 因此我们有理由相信, 水星重离子在磁尾电流片上的晨昏分布不对称很可能就是造成磁场强度(或Bz分量)晨昏不对称的原因.至于为什么水星磁尾磁活动(或者强By分量)倾向于在晨侧发生, 具体原因目前还不清楚, 还有待进一步研究.

地球磁尾电流片中By分量与行星际磁场By分量一般是存在较好相关性的, 并据此, 人们通常也认为行星际By分量是地球电流片中By分量的一个重要来源.然而, 这里我们对二者相关性的研究表明, 水星磁尾电流片中的By分量与IMF By分量并不存在明显的相关性.考虑到电流片中强By分量与电流片中的磁活动(如磁场偶极化锋面、磁绳)的分布特征一致, 主要分布在晨侧, 因此这说明水星磁尾电流片中的By分量可能相当一部分是来源于磁尾电流片的内部活动过程, 如磁绳或等离子体高速流等.

5 结论

利用信使号4年在轨磁场数据, 我们统计研究了水星磁尾电流片中磁场的分布特征.为探究磁场分布随距水星远近的不同变化, 按距离远近, 我们将水星磁尾电流片分为近磁尾(-1.5>X>-2.0RM)和远磁尾(-2.0>X>-2.5RM)两个区域.所得结果表明:

(1) 磁尾电流片穿越点基本都分布在磁赤道平面上(MSM坐标下Z=0), 这与水星偶极倾角非常小(<3°)是相一致的.

(2) 无论是近磁尾还是远磁尾, 磁场By分量的分布都呈类似高斯状的分布特征, By分量最高频次在By~0附近.相比近磁尾, 远磁尾By分量总体相对较强.而对于Bz分量而言, 其在近磁尾基本都是正的, 且强度相对较强; 而在远磁尾, Bz相对较弱, 有部分Bz呈现出负值.这说明, 远磁尾相比近磁尾而言, 磁活动发生更为频繁.

(3) 从空间平均分布而言, 无论是近磁尾还是远磁尾, Bz分量都要远大于By分量.这说明电流片中磁场基本是垂直于电流片平面的.

(4) 水星磁尾电流片中磁场Bz分量和磁场强度存在晨昏不对称性, 尤其对于近磁尾更显得明显—磁场强度BminBz分量在方位角120°~190°(也即偏昏侧)范围内相对较弱.对于弱Bz数据点(Bz < 5 nT)的统计也表明, 这些弱Bz数据点也是在昏侧(Y>0)发生较为频繁.

(5) 磁场强By分量也存在明显的晨昏不对称性—强By分量的数据点(|By|>5 nT)却在晨侧(Y<0)发生较为频繁.这与前人对电流片磁活动的统计分布是一致的.

(6) 电流片中磁场By分量与IMFBy分量并没有明显的相关性.

(7) 与地球磁尾电流片的对比分析表明, 水星磁尾电流片磁场Bz分量的晨昏不对称性可能与水星重离子的晨昏不对称分布有关.而磁场强By分量的晨昏不对称性则可能与水星磁尾电流片中磁活动的晨昏不对称分布有关.

致谢

感谢NASA PDS(Planetary Data System, http://ppi.pds.nasa.gov/)提供信使号飞船的磁场数据以及FIPS离子能谱数据.

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