2. 中国极地研究中心 国家海洋局极地科学重点实验室, 上海 200136;
3. 山东大学(威海)机电与信息工程学院, 山东威海 264209
2. SOA Key Laboratory for Polar Science, Polar Research Institute of China, Shanghai 200136, China;
3. School of Mechanical, Electrical & Information Engineering, Shandong University, Shandong Weihai 264209, China
太阳耀斑是太阳上巨大的能量爆发活动, 其产生的辐射几乎覆盖了从无线电波到γ射线连续谱段.耀斑发生时, 常常观测到无线电信号衰减, 同时在向日面的地磁台站上出现一种突然性短周期的地磁扰动现象—地磁钩扰, 也称为太阳耀斑效应(solar flare effect, SFE)(徐文耀, 2014).钩扰是太阳耀斑效应在地磁上的一种直观表现, 持续时间大约在几分钟到几十分钟, 形态类似于湾扰, 但起始较急, 幅度变化较小, 常常伴随有短波消失(short wave fade, SWF)和电离层突然扰动等现象.Carrington(1859)在1859年9月首次观测到在一次大的太阳耀斑爆发时出现了明显的地磁钩扰, 并推测二者之间有一定的相关性.Dellinger(1935)发现在太阳耀斑发生时出现了短波消失现象, 但他当时并没有把短波消失与地磁钩扰联系起来.目前, 大多数学者认为地磁钩扰仅发生在日照半球与中低纬度地区(Dellinger, 1935).然而, 在夜侧半球以及高纬地区也观测到了钩扰现象(Sastri, 1975).因此, 有必要利用全球范围内的地磁台站数据来分析地磁钩扰的分布特征.
Ohshio(1964)发现地磁钩扰与0.1~2 nm波段的X射线有密切的相关性, 而Curto等(1994a)统计研究发现太阳耀斑中的X射线与Hα线波段对电离层较低的区域有更显著的电离作用.地磁钩扰反映了太阳耀斑的辐射引起了电离层电导率和电流体系的突然扰动变化(Mcish, 1937; Ohshio, 1964; Pintér, 1967).McNish(1937)分析了多个钩扰事件后发现太阳耀斑发生时的空间电流方向与耀斑前的宁静日空间电流(Sq)方向一致, 认为钩扰电流体系只是使Sq电流增大.而Ohshio(1964)却发现引发钩扰的太阳耀斑电流体系在电离层中存在的区域比Sq电流存在的区域低.Pintér(1967)进一步发现产生地磁钩扰的电流变化主要发生在电离层的D层与E层.随后, 一些学者对伴随地磁钩扰的电流体系给出一些解释.Roy(1979)提出了电离层发电机模型来解释产生地磁钩扰时电离层的电流变化, 分析了产生钩扰的Sq电流与钩扰电流.Rastogi(1999)依据地磁钩扰事件发生时地磁HYZ三分量的不同特征, 将其分为正常电集流事件、反向电集流事件与局部反向电集流事件.然而, 地磁钩扰伴随的电流体系还非常复杂, 其发生位置和扰动变化特征, 还不是很清楚, 仍然需要进一步研究.
本文针对发生于2015年1月13日的一个由M5.6级太阳耀斑引发的地磁钩扰事件进行分析.我们主要利用GOES卫星的X射线数据、山东大学威海地磁台和Intermagnet地磁链等地磁三分量数据, 联合电离层数字测高仪等的数据对该事件进行全球性响应分析, 包括对日侧与夜侧, 不同经度链与纬度链, 中低纬以及事件发生时的电离层的响应.同时对20年间的地磁钩扰事件以及引发地磁钩扰的太阳耀斑事件进行了统计分析.该研究有助于深入理解太阳耀斑爆发对地球的影响以及地磁钩扰在全球范围内的响应特征, 能为空间天气建模和预报提供科学依据.
1 数据与方法 1.1 数据来源山东大学威海地磁台(37°31′N, 122°3′E)主要由山东大学空间科学研究院电离层课题组负责建设, 于2014年12月在山东大学(威海)校内的玛珈山上建成, 主要观测设备为乌克兰空间研究所利沃夫中心研制的三分量高精度通门式磁力计(型号:LEMI-018), 可连续实时记录地磁场三分量(Bx、By和Bz)的变化情况, 数据分辨率为1 Hz.
Intermagnet地磁链(http://www.intermagnet.org/index-eng.php), 提供全球各地地磁台站的三分量数据, 提供1 s精度与1 min精度的数据; 子午工程提供北京(LZH)等中国地磁台站的数据.电离层数字测高仪数据来源于Ⅰ-Cheon台站(37.14°N, 127.54°E)(http://ulcar.uml.edu/DIDBase/).GOES卫星可提供X射线和太阳耀斑的数据(ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/space-weather/solar-data/solar-features/solar-flares/x-rays/goes/).表 1给出了所选用的Intermagnet的地磁台台站的经纬度信息以及事件发生时当地的地方时, 图 1给出了所选用台站的分布图.
统计研究中, 多颗GOES卫星提供了X射线的数据.1996—2002年的X射线数据由GOES-8卫星提供, 2003—2008年的X射线数据由GOES-10卫星提供, 2009年的X射线数据是由GOES-11卫星所提供, 2010年的X射线数据则由GOES-14卫星提供, 2011—2015年的X射线数据由GOES-15卫星提供.
1.2 数据选取和处理方法为了避免受到极区电流体系对地磁钩扰分析的影响, 选取纬度在±60之间的地磁台站.同时, 为了研究地磁钩扰的沿经纬度的响应特征以及日侧和夜侧响应的差异, 分别选取南北纬40°的纬度链和140°E的经度链的三条链状分布地磁台站和夜侧半球地磁台站链(如图 1所示).
比较GOES卫星数据与地磁数据, 采用归一化方法, 将数据值减去数据平均值所得结果除以最大值与最小值的差, 如
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这样得到可比较的无量纲数据, 并且所有的数据都在[-1, 1]之间.
2 太阳耀斑辐射与地磁钩扰关系图 2给出了发生于2015年1月13日4:13 UT的地磁钩扰事件, 从上至下依次为, GOES-15卫星所测得的X射线的数据、山东大学威海地磁台的地磁三分量数据和地磁钩扰发生时与磁静日的X分量对比, 数据均采用了归一化处理.图中三条竖直虚线分别代表太阳耀斑开始, 峰值以及结束的时刻.
通过GOES卫星数据可知该事件探测到软X射线的峰值为5.69×10-5W·m-2, 太阳耀斑等级为M5.6级.从图 2a中可以看出, 太阳耀斑基本开始于4:13UT, 在此之前软X射线基本为一条水平线, 之后开始有逐渐上升的趋势; 在4:24 UT时, 太阳耀斑软X射线流量达到峰值.
2015年1月14日为磁静日, 该天太阳活动平静, 将其做为背景来作分析.钩扰事件发生时, 地球磁场整体趋于平静(此时Kp指数为2-, 常把Kp<2+视为平静状态(Blakely, 1998).从图 2b中可以看出地磁钩扰的地磁表现为:耀斑发生后, 地磁XYZ三分量均出现了迅速下降的趋势, 呈现负向钩扰, 随后在10之内分量的变化趋势便恢复正常, 这是十分典型的钩扰事件的特征.钩扰幅度定义为钩扰事件发生时地磁数据的值与事件达到峰值(谷值)时地磁数据值差的绝对值.XYZ三分量的变化量为: |ΔX|=5 nT, |ΔY|=12 nT, |ΔZ|=4 nT, 总的钩扰幅度|ΔB|=13.6 nT.这与Curto(1994a)统计研究发现的一般事件钩扰幅度平均值为14 nT较为符合.
从图 2c中可以看出, 钩扰事件始于4:18 UT(A点), 随后快速下降并在4:26 UT(B点)降到最低值, 之后逐渐回升, 并于4:33 UT(C点)恢复到与背景的变化趋势基本相同, 可以认为此时钩扰事件基本结束.
该事件开始到达到谷值所用时间T1为8 min, 从谷值恢复正常所用时间T2为7 min, 总持续时间为15 min, 这与典型的地磁钩扰事件的持续时间相近(Curto, 2009b).另外, 总地磁场强度在事件发生时期下降, 表明太阳耀斑在威海地区上空所引发的空间电流与宁静日日变化电流反向, 导致总的磁场强度的下降.
通过与X射线数据的对比研究分析我们发现, 地磁上的扰动响应相对于太阳耀斑的发生存在滞后效应.太阳耀斑辐射开始到达地球的时间4:13 UT, 地磁上开始出现扰动的时间在4:18 UT, 在开始时间上存在5 min左右的滞后时间; 从峰值时间来看太阳耀斑软X射线辐射达到峰值的时间是在4:24 UT, 而地磁在4:26 UT降到最低值, 存在2 min左右的滞后时间.通过开始时间与峰值时间滞后效应的对比发现:在太阳耀斑辐射快速增加后地磁上的响应明显变快, 滞后时间变短.同时地磁响应的这种滞后现象也可以佐证太阳耀斑是地磁钩扰事件的源头.
3 全球响应特征分析 3.1 地磁钩扰沿纬度的响应特征图 3给出了140°E经度链地磁台站上的地磁三分量的分布.事件发生时, 该经度链位于日侧正午附近.图中的虚线为X分量, 点划线为Y分量, 实线为Z分量.三条从左到右的竖直虚线分别代表太阳耀斑开始, 峰值及其结束时间.从上至下依次按照台站纬度从北到南的顺序排列, 详细纬度信息见图右列.
从图 3中可以看出, 这些台站的钩扰事件的开始与达到峰(谷)值相对于太阳耀斑均滞后, 这与图 2中的观测相一致, 也与Curto(1994a)的观测相符.从地磁上出现明显扰动的时间来看, 各个台站的X分量在4:18UT左右出现了较为明显的扰动现象, Y分量与Z分量也有一定程度的扰动出现, 相对于太阳耀斑存在5 min左右的滞后时间.从地磁钩扰达到峰(谷)值的时间上看, 各个地磁台站达到峰(谷)值的时间基本相同, 基本在4:26UT到4:27UT之间, 相对于太阳耀斑达到峰值的时间存在2~3 min的滞后.对多个台站的地磁滞后效应分析可以得出地磁扰动相对于太阳耀斑辐射存在大约3 min的滞后现象.
从地磁X分量沿经度的响应特征看, 在北半球中纬度地区(如威海等)呈现负向钩扰, 随着从KHB到KAK, 负向钩扰的幅度似乎有随着纬度的降低而有减小的趋势, 而到赤道与南半球区域, X分量呈现出正向钩扰, 且从赤道到南半球中纬地区, 钩扰幅度有一定的增强.在KHB与KAK台站地区, X分量与Y分量均有减小, 而Z分量变化不大.地磁Y分量在北半球为负向钩扰, 且钩扰幅度随着纬度的减小有一定的增大; 而南半球随着纬度的增加存在一定的减小趋势, 但并不明显.Z分量在北半球的变化并不是很明显, 而在南半球Z分量随着纬度的增加从小幅度的正向钩扰变为负向钩扰, 在CNB台站可以看到明显的减小.
通过对钩扰幅度及钩扰方向的分析我们发现该地磁钩扰事件在南北半球上的特征存在差异性, 而前人的研究中较少提及钩扰事件在南北半球的差异性.我们将在分析与讨论部分利用反演得到的钩扰电流体系对该差异性给出了一定的解释与分析.
3.2 夜侧响应分析图 4给出了夜侧半球地磁台站的观测, 其中虚线为地磁事件发生时的X分量, 实线为磁静日的X分量.通过对比可知, 二者差别不大.夜侧的地球磁场并没有因为此次太阳耀斑而出现突然扰动或其他现象.所以此次地磁钩扰事件在夜侧几乎没有响应, 该结果与绝大多数的研究结果都是相符合的.
图 5为北半球中纬地区地磁台站的地磁三分量的观测, 按照事件发生时的台站当地时的大小从上到下依次排列.在LZH之前的台站地方时在11:09之前, 基本可以认为是午前的台站; SPT之后台站的地方时在16:31之后, 接近于昏侧.
从图 5中可以看出, 午前的台站X分量在钩扰期间均为负向钩扰, 这与之前分析的两个北半球中纬度的台站X分量的变化是类似的, 且X分量钩扰幅度随着地方时的增大而逐渐增加, 在地方时正午附近钩扰幅度似乎存在极大值.Y分量从正向钩扰变为负向钩扰, 这说明钩扰电流方向在从清晨到正午存在一定量的变化.Z分量变化并不明显, 这与我们之前得到的结论也是相类似的.而接近于昏侧的几个台站表现出了明显不同的特征, X分量均为正向钩扰, Y分量为负向钩扰, Z分量变化不是很大.基于以上结果, 可以推测在正午前后, 由于晨昏电流体系的不同影响, 地磁钩扰的特征表现出明显的不同.
3.3.2 南半球中纬地区图 6给出了南半球中纬地区地磁台站的地磁三分量的观测, 按照事件发生的台站当地时从小到大依次排列.从图中可以观察到X分量均为正向钩扰, 这同样与在140°E经度链分析中得到的结果相同, 从选取的南半球中纬度链台站中可以发现, 在午前两小时与午后两小时相较于正午附近的钩扰幅度更大, 事件发生时地方时为14:49的MCQ台站相较于正午附近的ASP台站在X分量上有更为明显的正向钩扰.Z分量同样有明显的钩扰现象, 这个也是此次钩扰事件南北半球的不同响应, 在北半球Z分量在事件发生时期均无特别明显的变化.在南半球, 在午前和午后Z分量钩扰出现了不同特征, 午前Z分量为正向钩扰, 而午后Z分量却为负向钩扰.Y分量在正午后附近钩扰幅度最大, 为正向钩扰, 在其他时段钩扰特征不明显.
通过对南北半球中纬度链的分析我们发现在午前与午后地磁钩扰特征存在差异性.前人的文章中也较少有对地磁钩扰事件午前午后特征的分析.我们会在分析与讨论部分利用反演出的宁静日电流与钩扰电流的差异性对午前/午后差异性给出了一定的解释与分析.
3.4 钩扰幅度的分布图 7给出了利用Intermagnet地磁链中处于日侧半球的台站数据, 对事件发生时水平分量的钩扰幅度|ΔH|与竖直分量|ΔZ|的钩扰幅度随地方时(LT)的统计分布.
从图 7中可以发现水平分量与竖直分量的钩扰幅度呈现高斯分布, 都在正午附近取到峰值.水平分量钩扰幅度的峰值大约为10 nT, 竖直分量钩扰幅度的峰值大约为5 nT, 总的钩扰幅度大约为12 nT; 此次地磁钩扰事件的钩扰幅度与一般的地磁钩扰事件的幅度相符(Curto, 1994a).从南北半球的台站分布来看, 北半球台站钩扰幅度取得峰值的台站大多都集中在正午, 而南半球台站钩扰幅度取得峰值的台站在正午后两个小时之间.钩扰幅度在南北半球分布稍偏离正午的原因可能是由于时间发生时太阳日下点位于南半球, 在正午后太阳辐射仍然非常强烈, 电离层光致电离最大可能会在午后, 导致钩扰幅度峰值的推后, 但就整体而言, 地磁钩扰事件大约在正午钩扰幅度最大.
3.5 钩扰的电离层响应地磁钩扰事件发生时常伴随有电离层的突然扰动, 影响着在电离层中传播的无线电信号, 常常伴随有“短波消失”等现象.图 8给出了Ⅰ-Cheon台站(37.14°N, 127.54°E)的电离层数字测高仪测量的频高图, 分别对应钩扰事件发生之前, 开始、峰值和结束后.事件发生时, 该台站当地时为12:48 LT, 钩扰幅度较大, 对钩扰事件的电离层响应特征会更加明显.
从图 8中可以看出在4:00 UT到4:15 UT出现回波信号减弱现象, 而在4:22 UT太阳耀斑达到峰值后, 测高仪几乎没有接收到回波信号, 这说明向上发射的电磁波可能几乎都被电离层所吸收或者穿透电离层.出现这种现象的原因是太阳耀斑的辐射使电离层较低的E层发生更大程度的电离, 电子与离子数密度增加, 从而使测高仪发射的电磁波基本被电离层所吸收, 发生短波消失的现象.在太阳耀斑结束之后, 4:45 UT时可以看到测高仪频高图中F层信号又重新出现, 较低的E层的回波信号较弱; 这说明电离层受到太阳耀斑扰动之后, 高度较低的区域恢复常态较慢.
通过数字测高仪的回波信号可以发现太阳耀斑辐射对于电离层较低区域影响更大, 较低的D层与E层在受到太阳耀斑辐射的影响后较长时间才可以恢复到常态, 因此相对于较高的F层, D层与E层的电离层变化或者电流体系的变化对于钩扰的影响更大, 持续影响时间长.
4 分析与讨论 4.1 反演空间电流体系太阳耀斑爆发之后, 到达地球的紫外辐射与X射线辐射都有大幅增加, 使电离层的电导率、粒子运动等都发生变化, 从而与磁静日时的电流体系相比发生变化.假设电离层为二维平面, 一个无限薄的导体层, 通过分析钩扰发生时Intermagnet地磁链台站上不同分量的响应情况以及各分量的钩扰幅度, 依据式(2)对电流大小进行计算, 从而对台站上方的空间电流体系进行反演(Curto et al., 1994a)
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其中J为电流密度, ΔB为磁场扰动幅度, 0.6为电离层电流所能引起的地磁扰动的权重因子数, 其余部分的扰动是地球本身作为导体所产生的电磁感应电流导致的(Volland and Taubenheim, 1958; Curto et al., 1994a, 1994b).依据上述理论可得到的磁静日电流体系(Sq)与钩扰日电流体系(Ss)的分布, 其中Sq与Ss的方向是根据法拉第电磁感应定律确定, 大小是由公式(2)计算得到.图 9给出了利用地磁数据反演得到的地磁钩扰发生时的空间电流体系(Ss, 灰色箭头)与相对应时刻的磁静日的变化(Sq, 黑色箭头), 其中南/北向电流可对应By分量的变化, 东/西向电流可对应Bx分量的变化.图中左侧的单位长度分别代表磁静日下4 nT扰动对应的电离层电流强度, 以及钩扰事件中15 nT扰动对应的电离层电流强度.
通过对3.1节中140°E经度链中纬地区的地磁观测数据(如图 3所示)的分析发现在此地磁钩扰事件中钩扰特征存在南北半球的差异性.在北半球地磁呈现负向钩扰, X分量与Y分量均呈现这样负向钩扰的特征; 而在南半球X分量始终为正向钩扰.通过对南北半球钩扰电流Ss电流体系的分析可以对上述现象做出一定解释.
事件发生的时间为4:13UT, 此时140°E经度链接近于地方时正午.通过对宁静日地磁变化的情况分析可以得出:在当地从日出到午前的一段时间地磁场总量不断增加, 而从午后到日落地磁场总量则逐渐降低(Curto et al., 1994a).通过对图 9中空间电流体系的分布情况可以发现, 在北半球中纬度地区Ss电流与Sq电流在东西分量和南北分量上均有反向的情况.而在接近于正午时, Sq电流是使地磁场总量不断增加, 而Ss电流与Sq电流反向的情况则会使地磁场总量出现一定程度下降的情况, 也即地磁观测上出现的反向钩扰的特征.对南半球中纬度地区Ss电流与Sq电流观察可以发现二者之间的方向基本相同, 故Ss电流产生的磁场会进一步增强当地的地磁场, 在地磁观测上出现正向钩扰的特征.利用反演的电流体系对南北半球钩扰特征的差异性做出了一定解释.
在3.3.1节中通过对北半球中纬度地区地磁观测的分析发现地磁钩扰在午前与午后的钩扰特征不同.在午前X分量为负向钩扰, 在午后则为正向钩扰.空间电流体系的东西分量对X分量影响最大, 因此可以分析Ss电流与Sq电流东西分量的分布特征.在之前的分析中得到在午前Sq电流作用是使地磁总强度逐渐上升, 午后Sq电流使地磁总强度逐渐下降.通过对图 9中北半球中纬度地区Ss电流与Sq电流的分析可以发现, 位于北半球中纬地区午前的几个台站Ss电流与Sq电流在东西分量上方向相反, 故Ss电流产生的磁场会使地磁场的X分量减小, 从而在地磁上出现负向的钩扰特征.北半球午后接近于昏侧的地磁台站分布在图 9中的左上方.由于临近昏侧, Ss电流与Sq电流较小, 且Ss电流与Sq电流在东西分量上的方向相反.由于午后Sq电流会使地磁总强度逐渐下降, 故与之方向相反的Ss电流则会使地磁总强度增加, 在地磁上出现正向的钩扰特征.
在3.3.2节中通过对南半球中纬度地区地磁数据的分析可以得到X分量在午前与午后一直呈现正向钩扰.从图 9中可以得到, 南半球中纬度地区午前地区的台站Ss电流与Sq电流在东西分量上方向相同, 故Ss电流会使地磁场强度进一步增加, 从而呈现正向钩扰.而午后的台站Ss电流与Sq电流在水平分量上方向相反, 而午后Sq电流会使地磁场强度下降, 故Ss电流会则会使地磁场强度增加, 从而也呈现正向钩扰.位于南半球中纬度地区晨侧附近的台站Y分量呈现一定的负向钩扰, 而在正午附近则有较为明显的正向钩扰.从图 9中Ss电流与Sq电流的南北分量分布上可以发现晨侧附近两种电流体系的南北分量相反, 故在地磁观测上Y分量呈现负向钩扰.而在正午附近Ss电流与Sq电流的南北分量方向基本相同, 故Y分量为正向钩扰.
由于在这里假设电离层为一二维无限薄到导体层, 影响Z分量大小的是空间电流体系的垂直分量; 电离层不同高度之间的电流对其也有较大影响, 故在这里没有对Z分量进行讨论.
5 事件统计为了研究地磁钩扰事件与太阳耀斑的关系, 找到引发地磁钩扰的太阳耀斑的特征, 我们对1996—2015年间发生的地磁钩扰事件进行了初步统计分析.
图 10给出了1996—2015年间发生的283个地磁钩扰事件以及太阳黑子随时间的分布图.从图 10中可以看出, 地磁钩扰事件的发生与太阳活动性密切相关, 并且也存在于类似太阳活动性11年的周期性.在太阳活动高年, 太阳上活动区较多, 太阳耀斑事件数相对低年较多, 从而引发地磁钩扰事件增多; 相应地在太阳活动低年引发地磁钩扰事件数就比较少.
表 2统计给出了1996—2015年的太阳耀斑事件以及在该年引发地磁钩扰的太阳耀斑事件.其中, 由于9个地磁钩扰事件中对应太阳耀斑X射线流量数据缺失, 因此统计的总事件数为274个.在1996—2015年的这20年间, B级与C级太阳耀斑事件是最多的, 共计有33053个事件, 但由B级与C级耀斑引发的地磁钩扰事件数是最少的, 总计为22个事件, 引发概率大约为0.07%, 因此小耀斑引发地磁钩扰事件的可能性是十分小的.M级耀斑共计有2108个事件, 由M级耀斑引发的地磁钩扰事件数为182个, 占据总事件数的67%, 由M级耀斑引发的地磁钩扰事件数是最多的; M级耀斑引发地磁钩扰事件的概率为8.6%.X级耀斑共计有165个, 由X级耀斑引发的地磁钩扰事件数为70个, 引发概率为42%.X级耀斑引发地磁钩扰事件的可能性最大.通过这些统计比较可以得出, 如果耀斑的最大辐射流量越大的话, 那么引发地磁钩扰事件的可能性也越大.
利用地磁、数字测高仪数据及GOES卫星数据等对一次由M5.6级太阳耀斑引发的地磁钩扰事件的全球响应特征进行了全面的分析, 并对1996—2015年期间的引发地磁钩扰的太阳耀斑事件进行了初步统计分析, 得出了如下结论.
(1) 发现地磁钩扰相对于太阳耀斑存在“滞后效应”, 钩扰事件开始时间和达到峰值时间均迟于太阳耀斑的开始时间与峰值时间, 滞后时间约为3 min, 这也从侧面印证了太阳耀斑是地磁钩扰事件的源.
(2) 此次事件在地球夜侧半球并没有响应出现.这与绝大多数研究相符.
(3) 发现此次钩扰事件在地球不同区域的所导致的的地磁响应特征存在不同的特征, 例如北半球中纬地区在地磁X分量上的钩扰为负向的钩扰, 而南半球中纬地区则为正向钩扰; 北半球地磁Z分量在钩扰事件发生时间段并没有十分明显的特征出现, 而在南半球地区Z分量则有明显的钩扰特征.这些不同特征的出现可能是由于钩扰电流在不同区域不一致所致.
(4) 通过分别分析南北半球中纬度地区地磁各分量的特征, 发现在午前和午后会有出现不同的特征.北半球午前X分量为正向钩扰, 午后, 特别是在快接近于黄昏时X分量为负向钩扰; 南半球午前Z分量为正向钩扰, 午后Z分量为负向钩扰.通过全球性的分析发现此地磁钩扰存在南北半球与午前/午后差异性.
(5) 通过统计50余个台站的地磁数据后发现钩扰幅度随地方时的变化呈现正态分布, 当地时为正午附近钩扰幅度最大, 在晨昏两侧钩扰幅度较小.
(6) 利用数字测高仪的数据发现出现了短波消失(SWF)现象, 这与前人研究结果相一致.出现短波消失的原因可能是由于在太阳耀斑达到峰值时, 电离层被进一步电离, 导致测高仪发射的电磁波基本被电离层所吸收, 基本没有接收到回波.
(7) 通过安培定律等以及公式(2)我们用磁场反推得到了电离层电流体系, 用该电流体系解释了此事件中地磁数据的变化特征.
(8) 统计结果表明地磁钩扰事件的发生与太阳活动密切相关, 并且也存在类似于太阳活动11年周期的规律.通过对近20年间太阳耀斑数据进行统计发现, 小耀斑(如B级和C级)引发地磁钩扰事件的可能性很小, X级耀斑引发地磁钩扰事件的可能性最大, 达42%, 由M级耀斑引发的地磁钩扰事件数是最多的, 占总事件数的67%.
通过简单的统计后我们发现太阳耀斑最大辐射流量越大的话, 那么其引发地磁钩扰的可能性越高.但引发地磁钩扰的太阳耀斑是否与太阳耀斑的辐射流量增速、不同波段上的能量差异(Nagata, 1966; Richmond and Venkateswaran, 1971)、太阳耀斑在日面上位置(Curto 2009a)、太阳耀斑总的能量通量等因素相关, 否则为何仅有少部分M级耀斑可以引发地磁钩扰?在后续的工作中我将进一步继续统计引发地磁钩扰的太阳耀斑在这些因素上的特殊性.
致谢本项目感谢Intermagnet地磁链、子午工程和山东大学威海地磁台提供的地磁数据; 感谢山东大学(威海)的夏利东和武昭等人在威海地磁台选址和建设中给予的帮助!感谢Ⅰ-Cheon台站提供的数字测高仪数据以及GOES卫星提供的X射线流量和太阳耀斑的数据.
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