Forecasting Periods of Strong Southward Magnetic Field Following Interplanetary Shocks
长时间的强南向磁场被认为是强烈地磁暴的主要原因。大多数这样的事件是由经过地球的磁性喷出物引起的。不管行星际的原因如何，快进的激波经常出现在如此强烈的向南的B $_{z}$周期之前。在这里，我们首先看一下\textit{Wind}航天器在22.4年的跨度内测量到的所有长时间的强南向磁场以及快进冲击。我们发现76{\%}的强南向B $_{z}$周期在48小时内至少有一个快进的冲击，但只有大约23{\%}的所有冲击在48小时内跟随着强南向B $_{z}$周期。然后，我们设计了一个基于阈值的概率预测方法的基础上的冲击属性和冲击前的近地太阳风等离子体和行星际磁场的特点，采用“叠加历元分析”的方法。我们的分析表明，在30分钟的时间间隔内的太阳风条件的快进冲击的到来有一个显着的贡献，预测长持续时间的南向B $_{z}$周期。这个概率模型可以提供一个平均14小时的警告时间为一个强烈和长期的南下B $_{z}$的时间。通过统计和技能得分为基础的方法评估模型的预测能力，它优于硬币翻转预测。通过使用在L1的快进冲击的到来所提供的信息，该模型代表了类似的预测方法的显着改进。我们概述了一些未来可能的改进。
2018-12-13 physics.space-ph
Interplanetary Magnetic Field $\mathit{B}_{x}$ Component Influence on Horizontal and Field-Aligned Currents in the Ionosphere
统计分析表明，行星际磁场的向阳分量$\mathit{B}_{x}$（地心太阳磁层）对极光强度的影响不大，但很大。这些观测结果被解释为一个类似的行星际磁场$\mathit{B}_{x}$控制伯克兰电流的特征，尚未直接观察到。这样的控制，归因于新打开的磁场线上的磁张力的差异，将导致北（南）半球的$\mathit{B}_{x}$负（正）条件下比$\mathit{B}_{x}$正（负）时更强的区域1（R1）Birkeland电流。在本文中，我们进行了详细的调查，三套不同的磁场测量，从小型小卫星有效载荷和群低轨卫星运载火箭，从活动磁层和行星电动力学响应实验产品来自铱卫星星座，从SuperMAG地面磁强计网络，每个分析使用不同的技术，以测试这些预测。结果表明，$\mathit{B}_{x}$符号的变化使Birkeland电流的变化不超过$\approx$ 10%。目前的模式几乎没有显示出对用来解释极光观测的那种半球间不对称性的支持。相反，我们提出了另一种解释，这是与大多数极光观测和目前的观测，除了那些基于主动磁层和行星电动力学响应实验：太阳风-磁层耦合更有效时，偶极子倾角和$\mathit{B}_{x}$具有相同的符号比当它们是不同的。（继续访问https：//agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1002/2017JA024864）
2018-08-06 physics.space-ph
Effect of Finite Larmor Radius on the Cosmic Ray Penetration into an Interplanetary Magnetic Flux Rope
本文讨论了宇宙射线穿透行星际磁通量绳的机制，特别是有限的拉莫尔半径和磁场不规则性的影响。首先，我们推导出宇宙射线在磁通量绳内的行为的解析解，在粒子的牛顿-洛伦兹方程的基础上，研究宇宙射线如何穿透磁通量绳的假设下，没有散射的小尺度磁场不规则性。接下来，我们通过添加小尺度磁场不规则性来进行宇宙射线穿透行星际磁通量绳的数值模拟。这个模拟表明，宇宙射线密度分布是很大的不同，从一个指导中心近似推导出的，因为有限的拉莫尔半径和磁场的不规则性的影响，一个中等到大的拉莫尔半径的情况下相比，磁通绳半径。
2010-07-16 astro-ph.EP physics.space-ph
Magnetopause expansions for quasi-radial interplanetary magnetic field: THEMIS and Geotail observations
我们报告了THEMIS和Geotail观测结果，在准径向行星际磁场（IMF）和几乎恒定的太阳风动压的长时间间隔内，磁层顶（MP）的长期膨胀。膨胀是全球性的：磁层顶分别位于其标称向阳面和磁尾位置之外3 RE和~7 RE。扩展状态持续了几个小时，就像准径向IMF条件一样长，表明稳态情况。当观测到的太阳风气压为1.1-1.3 nPa时，新的日下MP平衡位置位于14.5 RE，远远超出了它的预期位置。平衡位置受地磁活动的影响。磁层顶的膨胀是由于高β磁鞘的总压力显著降低，我们称之为低压磁鞘（LPM）模式。在上游条件下，当IMF锥角小于20 ~ 25 grad，高马赫数，质子等离子体β <1.3时，观察到一个显著的LPM模态。THEMIS在磁层顶附近的磁鞘中观测到的总压力最小值为0.16 nPa，因此施加到磁层顶的太阳风压力的比例为0.2，非常小。磁层顶的平衡位置在很宽的时间和空间尺度上被一种近似连续的波动所调制。
2013-02-15 physics.space-ph
Puzzles of the interplanetary magnetic field in the inner heliosphere
行星际磁场（IMF）偏离帕克的模型经常被观察到在日光层中不同的距离r到太阳。通常，人们认为IMF的行为总体上符合帕克的模型，但有一些动荡的成分，影响和破坏IMF的空间和时间分布的全貌。然而，从0.29 AU到5 AU的多航天器在黄道IMF测量的分析表明，IMF径向演变是相当远的预期。径向IMF分量随绝热功率指数（|Br| \sim r^-5/3）、切向分量|Bt| \sim r^-1.1和IMF强度B \sim r^-1.4而减小。这意味着货币基金组织并没有完全冻结在太阳风中。可能，在日光层内的湍流过程显着影响IMF的膨胀。这意味着货币基金组织并没有完全冻结在太阳风中。内日球层的湍流过程可能对IMF膨胀有显著影响。这一点通过对Br分布径向演化的分析得到了证实。我们认为，一个准连续的磁重联，发生在日光层电流片和本地电流片内的IMF部门，是一个关键的过程，负责太阳风湍流与日心距离，以及冻结的IMF法律的崩溃。
2012-12-05 physics.space-ph
Impact Angle Control of Interplanetary Shock Geoeffectiveness: A Statistical Study
我们提出了一个调查的行星际（IP）冲击风和ACE卫星数据从1995年1月至2013年12月，研究IP冲击的地球有效性是如何控制IP冲击角。编制了一个涵盖一个半太阳周期的冲击列表。每年的IP冲击的数量被发现有很好的相关性与每月的太阳黑子数。我们使用来自SuperMAG的数据，SuperMAG是一个拥有300多个地磁站的大型链，研究IP冲击引发的地球效应。在我们的统计分析中使用了SuperMAG SML指数，这是熟悉的AL指数的增强版本。从激电方向和速度两个方面研究了激电冲击地球磁层引起的SML指数的跳跃。我们发现，在一般情况下，强（高速）和几乎正面（小冲击角）的冲击更geoeffectively比倾斜的冲击与低速。最强的相关性（相关系数R = 0.70）发生固定IP冲击速度和IP冲击的影响角度的变化。我们将这一结果归因于一个事实，即锋面冲击从四面八方对称地压缩磁层，这是释放储存在磁尾中的磁能的有利条件，这反过来又可以产生中度到强烈的极光亚暴，然后由地面磁力计观测到。
2015-07-16 physics.space-ph
The Interplanetary Magnetic Field and Solar Wind Driven Magnetospheric Reconfiguration
磁干扰与电流有关，因为它在实验室规模下得到了很好的检验，并由电磁场的麦克斯韦方程组描述。对超过四分之一个世纪的航天器观测数据进行分析，未能提供一幅关于太阳风-磁层发电机产生的磁层和电离层电流系统的自洽三维图像。提出的太阳风和行星际磁场（IMF）驱动的地球磁层的重新配置直接占观测到的磁扰动。因此，磁层电流的作用，在创建的磁扰动是根据一些了解不多的观测重新考虑。与观测的定量协议进行了论证和实验室实验，以测试建议的模型的太阳风/IMF磁层相互作用的描述。
2003-01-02 physics.gen-ph physics.space-ph
Interplanetary spread of solar energetic protons near a high-speed solar wind stream
我们研究了嵌入在慢速太阳风中的高速太阳风流如何影响太阳高能质子在行星际空间的传播。为了模拟高能质子，我们使用了最近开发的粒子输运代码，该代码通过以随机方式求解聚焦输运方程来计算日光层中的粒子分布。粒子在含有CIR的太阳风中传播，CIR由日光层磁流体动力学模型EUHFORIA产生。我们研究了四种情况下，我们假设一个4兆电子伏的质子均匀分布在不同的区域在模型的内边界的三角洲注入。这些源区域具有相同的大小和形状，但在经度上彼此偏移，因此磁性地连接到不同的太阳风条件。沿选定的IMF线的强度和各向异性的配置文件变化强烈，根据不同的太阳风沿场线遇到的条件。穿过冲击边界CIR的IMF线显示了加速粒子群的形成，反向冲击波是比正向冲击波更有效的加速器。此外，我们表明，粒子强度分布的纵向宽度可以增加，减少，或保持不变的日射径向距离，反映了潜在的IMF结构。最后，我们展示了如何在冲击波和压缩的国际货币基金组织在CIR变形的三维形状的颗粒分布在这样一种方式，注射轮廓的原始形状丢失的IMF的偏转。
2019-03-21 physics.space-ph
Evaluation of Coronal and Interplanetary Magnetic Field Extrapolation Using PSP Solar Wind Observation
以PSP太阳风观测为约束评估PFSS模型参数，发现源表面高度2Rs外推更优，有限差分法大幅提升计算效率且精度相当。
2023-05-20 astro-ph.SR physics.space-ph
The local dayside reconnection rate for oblique interplanetary magnetic fields
在全球磁层模拟中，我们分析了不同行星际磁场（IMF）方向下昼侧磁层顶磁重联的局部特性。迄今为止，这是不实际的，因为它是难以定位的重联发生斜IMF，但新的技术使之成为可能。方法是识别磁分离器，即分离不同磁拓扑的四个区域的曲线，这些曲线映射了重联X线。平行于X线的电场是局部重联率。我们将结果与一个简单的局部二维非对称重联模型进行了比较。要做到这一点，我们发现等离子体参数，本地驱动重联在磁鞘和磁层中的平面垂直于X线在大量的点沿X线。全球磁流体动力学模拟是从三维块自适应，树太阳风Roe-type逆风计划（BATS-R-US）代码与统一的电阻率，虽然这里描述的技术是可扩展的任何全球磁层模拟模型。我们发现，预测的本地重连率规模以及与所有模拟的测量值，由于南向IMF几乎是准确的。然而，绝对的预测不同的一个未定的比例常数，其幅度增加的国际货币基金组织的时钟角度从南向北的变化。我们还显示了类似的缩放协议在模拟斜向南IMF和偶极子倾斜。目前的结果将是一个重要的组成部分，充分了解本地和全球性的白昼重联。
2016-04-28 physics.space-ph
Study of Interplanetary and Geomagnetic Response of Filament Associated CMEs
日冕物质抛射（CME）对地球磁场有重要影响，并可能导致空间天气事件。在本研究中，我们选择了几个CME与太阳上的暗条爆发。我们试图在1AU处识别ICME内细丝材料的存在。我们讨论了如何不同的ICME与灯丝导致中等或主要的地磁活动在他们到达地球。我们的研究还强调了在孤立和相互作用的CME中识别1AU的细丝材料的困难。
2018-06-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical simulations of particle acceleration at interplanetary quasi-perpendicular shocks
使用测试粒子模拟，我们研究粒子加速高度垂直（$θ_{Bn}\geq 75^\circ$）冲击的条件下建模的磁湍流。利用观测到的行星际激波参数，采用时间回溯法求解Newton-Lorentz方程，并将模拟结果与$ACE$ /EPAM观测结果进行比较，得到了粒子加速的注入能量和时间尺度.通过我们的建模和观察，我们发现，一个大的上游速度是负责有效的粒子加速。我们的研究结果还表明，准垂直冲击能够加速热粒子的高能量的顺序为MeV的kappa和麦克斯韦上游分布，这可能源于这样一个事实，即在我们的模型中的本地背景磁场有一个组件平行于冲击法线。
2017-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Parametric study of the solar wind interaction with the Hermean magnetosphere for a weak interplanetary magnetic field
本研究的目的是模拟行星际磁场较弱时太阳风与Hermean磁层的相互作用，对ENLIL + GONG WSA + Cone SWRC模型预测的水星上太阳风的所有流体动力学值范围进行参数研究：密度从$12$到$180$ cm $^{-3}$，速度从$200$到$500$ km/s，温度从$2 \cdot 10^4$到$18 \cdot 10^4$ K，并与实际的MESSENGER轨道作了比较。我们使用的代码PLUTO在球坐标系和非对称多极展开的Hermean磁场。研究表明，所有的模拟都有一个大于水星半径的距离，并且在行星的白天一侧存在近磁场线，因此如果行星际磁场很弱，太阳风的动态压力就不足以推动行星表面的磁层顶。大的动态压力的模拟导致一个大的压缩的Hermean磁场修改其在内部磁层的拓扑结构，以及等离子体流从磁鞘朝向行星表面。
2016-08-11 astro-ph.EP physics.space-ph
Plasma Depletion and Mirror Waves Ahead of Interplanetary Coronal Mass Ejections
我们发现，快速行星际日冕物质抛射（ICME）和它们的前冲击之间的鞘区往往具有等离子体耗尽和镜像波结构，类似于行星磁鞘。这些签名的磁云（MC）鞘的案例研究表明，等离子体耗尽层（PDL）符合磁场披覆在MC周围。在同一事件中，我们观察到增强的热各向异性和等离子体β以及反相关密度和磁波动，这是镜像模式波的签名。我们进行了叠加时代分析的ACE和风等离子体和磁场数据从不同类别的ICME照亮这些地区的一般属性。对于冲击前的MC，鞘层具有平均持续时间为6小时的PDL（对应于约0.07 AU的空间跨度）和质子温度各向异性${T_{\perp p}\over T_{\parallel p}}\simeq 1.2$-1.3，并且相对于镜像不稳定性略微不稳定。对于ICME与前面的冲击，不是MC，等离子体耗尽和镜像波也存在，但在一个降低的水平。没有冲击的ICME与这些特征无关。这三类ICME之间的差异意味着这些特征取决于ICME的几何形状和ICME对上游太阳风的压缩程度。我们讨论了这些功能的各种关键的物理过程，包括磁重联，磁洞的形成和高能粒子调制的太阳风的影响。
2006-07-04 physics.space-ph
Preconditioning of the interplanetary medium due to isolated ICMEs
本研究系统分析了孤立ICME对行星际介质的预处理作用，发现ICME后方的太阳风密度和动压降低、速度增加，IMF增强且更径向，表明即使低速ICME也能显著影响后续CME的传播。
2025-06-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Coronal Flux Ropes and their Interplanetary Counterparts
我们报告的一项研究，比较从喷发数据推断出的日冕通量绳与从原位数据构建的行星际同行。喷发数据包括源区磁场、喷发后弧和日冕物质抛射（CME）。通量绳适合于2011年和2012年协调数据分析研讨会（CDAW）考虑的行星际CME（ICME）。我们计算了每一次相关的太阳爆发所涉及的总重连通量，发现它与耀斑性质、CME运动学和ICME性质密切相关。通过对白光日冕观测数据进行磁绳拟合，得到了磁绳的几何性质，并加入了由重联通量导出的磁性质。我们发现在给定的日心距下日冕中的CME磁场明显高于周围的磁场。磁绳磁场强度的径向依赖性比环境磁场的径向依赖性快。日冕磁绳的磁场强度也与根据现场数据构建的行星际磁绳中的磁场强度相关，并与ICME中观测到的峰值磁场强度相关。观测到的MCs峰值场强之间的相关性的物理原因是更高的磁场含量在更快的日冕通量绳，并最终在喷发区域较高的重联通量。根据喷发数据和日冕观测构建的磁通量绳提供了一个现实的输入，可供各种模型用于预测地球和日光层其他目的地的ICME的磁性。
2017-05-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrodynamic simulation of the interaction between two interplanetary magnetic clouds and its consequent geoeffectiveness: 2. Oblique collision
利用2.5维理想磁流体动力学（MHD）模型，在日球纬向面上对多个磁云（MC）间的行星际耦合进行了数值研究。行星际直接碰撞（DC）/斜碰撞（OC）是由两个MC的初始传播方向相同或不同引起的。这里，与DC的结果相比，探索了OC（Xiong等人，2007年）。因此，在行星际传播过程中，慢MC 1和快MC 2都从不同的日光层纬度注入，形成复合流。在斜碰撞过程中，MC 1和MC 2发生相反的偏转。它们的偏转角$|δθ_1|$和$|δθ_2|$不断增大，直到两个MC驱动的激波阵面合并成一个更强的复合激波阵面。当两个MC的初始喷发处于适当的角度差时，$|δθ_1|$、$|δθ_2|$和总偏转角$Δθ$（$Δθ= |δθ_1| + |δθ_2|$）达到其相应的最大值。此外，随着MC 2初始速度的增加，OC增强，且$δθ_1$的增强对$δθ_2$的敏感性更高。$|δθ_1|$通常远小于$|δθ_2|$，而$|δθ_1|\simeq|δθ_2|$的不寻常情况仅发生在极端暴力的OC中。但由于MC体的弹性缓冲碰撞，这种偏转将逐渐接近渐近程度。因此，在研究连续日冕物质抛射（CME）的行星际相互作用的演化和地球效应时，应考虑由于OC引起的偏转。
2009-05-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Testing the Alfvén-wave model of the solar wind with interplanetary scintillation
了解太阳风加速的机制在天体物理学和地球物理学中具有重要意义。一个有希望的太阳风加速模型被称为波/湍流驱动（WTD）模型，其中阿尔文波向太阳风提供能量。在这项研究中，我们测试了WTD模型与全球测量的风速行星际闪烁（IPS）的观测。对于卡林顿旋转的最小和最大活动阶段，我们选择了场线计算的位场源面法在高纬度和中纬度地区，并比较了模拟和观测的风速。通过求解从光球层到太阳风的磁流体动力学方程，以自洽的方式进行了模拟。在高纬度地区，模拟的太阳风速度符合IPS观测比经典的Wang-Sheeley经验估计，无论是在最大和最小活动阶段。在中纬度地区，该协议可能是因为WTD模型和/或磁场外推的不准确性。我们的结果表明，高纬度太阳风很可能是由波浪和湍流驱动的，基于物理的预测太阳风的速度是非常可行的改进的磁场外推。
2022-02-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical Modeling of Interplanetary Coronal Mass Ejections and Comparison with Heliospheric Images
行星际日冕物质抛射（ICME）具有复杂的磁结构和密度结构，这是它们与结构化太阳风和以前的喷发相互作用的结果。通过现场测量和过去五年中日光层成像仪的遥感观测发现了ICME。然而，要理解和分析这些观测结果往往需要使用数值模拟。这是因为还没有任何文书能够从二维或三维的角度提供对ICME的简单看法。数值模拟可用于确定在地球附近观测到的复杂喷出物的来源，或分析远程观测到的密度结构的来源、速度和范围。在这里，我们回顾和讨论最近的努力，使用数值模拟的ICME调查的磁拓扑结构，密度结构，能量学和运动学的ICME在行星际空间。在回顾了现有的ICME的数值模型，我们首先专注于数值模拟，以支持SMEI和STEREO观测。三维模拟可以帮助确定SECCHI和SMEI观测到的锋面的起源，特别是对于2007年1月24日至25日的CME等复杂事件。它们还可用于测试从远程观测中得出ICME特性的不同方法，预测和解释观测效果，并了解ICME的减速和变形。最后一部分是对非磁性云喷出物的数值研究。我们讨论了如何模拟是至关重要的了解非扭曲喷出物的形成和复杂喷出物的形成，由于多个ICME的相互作用。
2010-08-31 astro-ph.SR physics.space-ph
Distorted Magnetic Flux Ropes within Interplanetary Coronal Mass Ejections
针对行星际日冕物质抛射内磁通量绳传统模型几何形态过于简单的问题，提出可描述任意横截面扭曲与磁轴形变的完全解析扭曲磁通量绳模型，经2023年4月23日ICME事件多点观测验证有效。
2024-06-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrodynamic Simulation of the Interaction between Interplanetary Strong Shock and Magnetic Cloud and its Consequent Geoeffectiveness 2: Oblique Collision
利用2.5维磁流体动力学（MHD）模型，在日球纬向面上对行星际“激波追上磁云（MC）”事件进行了数值研究。激波与MC的行星际直接碰撞（DC）/斜碰撞（OC）是由它们的初始传播方向相同或不同引起的。对于日冕中的径向爆发MC和激波，它们的方位仅分别由它们的日面位置决定。与DC \citep{Xiong2006}中的结果进行了对比研究。冲击波阵面表现为光滑的圆弧。MC的相食部分沿其法线方向被激波阵面高度压缩。当激波逐渐传播到前面的MC体时，最剧烈的相互作用被转移到侧面，伴随着MC的角宽度显著变窄。在激波穿透MC的过程中，MC体和激波远日点同时发生相反的偏转。在冲击波通过后，MC恢复到其扁球形形态。随着MC激波起始间隔的减小，1AU处的激波锋面穿过MC体，并导致MC激波复合物最大地球有效性纬度的变化趋势相同。无论地震方位如何，在地震强度很强的情况下，地震穿透最大地质效应的位置都在MC核附近。MC的初始爆发和超越激波之间的适当角度差导致MC体的最大偏转。激波强度越大，偏转角越大。MCs与其他扰动的相互作用可能是行星际日冕物质抛射（ICME）偏转传播的原因之一。
2009-04-05 astro-ph.SR physics.space-ph
On the twists of interplanetary magnetic flux ropes observed at 1 AU
磁通量绳是太阳物理中的一种基本结构，与太阳的各种喷发现象密切相关。扭曲度是表征磁场线绕主轴旋转的一种本征性质，与磁自由能和磁稳定性密切相关。到目前为止，还不清楚在太阳大气层和日光层中的MFRs携带了多少扭曲，以及扭曲在MFRs爆发中扮演了什么角色。与太阳磁云相比，行星际大尺度磁云的大量原位观测为磁云的扭曲提供了重要信息。因此，从MC开始，我们调查的扭曲的行星际磁流变液的援助下的速度修正的均匀扭曲力的磁通绳模型。结果发现，大多数的MC可以粗略地拟合的模型，近一半的人可以拟合得很好，虽然推导出的扭曲可能是高估了2.5倍。通过将该模型应用于115个1天文单位的MCs，我们发现：（1）行星际MFR的扭转角一般遵循约$0.6\frac{l}{R}$弧度的趋势，其中$\frac{l}{R}$是MFR的长宽比，截止值约为$12π$弧度AU $^{-1}$，（2）大多数MFR的扭转角明显大于$2.5π$弧度，但受$2\frac{l}{R}$弧度的限制，（3）强扭曲的磁场线可能限制了MFR的扩展和尺寸，（4）腿中的磁场线比MFR前部的磁场线缠绕得更紧。这些结果不仅加深了我们对行星际磁共振的性质和行为的理解，而且对太阳大气中磁共振的形成和爆发也有一定的启示。并对太阳能磁流变液的扭曲性和稳定性进行了讨论。
2016-08-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetohydrodynamic simulation of the interaction between two interplanetary magnetic clouds and its consequent geoeffectiveness
利用2.5维理想磁流体动力学（MHD）模型，在日球纬向平面内对行星际多重磁云（Multi-MC）进行了数值研究。慢MC 1和快MC 2都是以不同的时间间隔先后出现在日球赤道上。两个MC的耦合可以看作是两个系统之间的综合相互作用，每个系统都包括一个MC体和它的驱动冲击。MC 2驱动激波和MC 2体依次参与与MC 1体的相互作用。动量从MC 2转移到MC 1。在MC 2驱动冲击波阵面通过后，MC 2体的推动阻止了先前被MC 2驱动冲击波压缩的MC 1介质中的磁场线的恢复。MC 1体受到前方环境太阳风最猛烈的压缩，MC 2驱动激波持续穿透MC 1体，MC 2体在MC 1尾边界处持续推挤。随着进化的进行，MC 1体受到越来越大的压缩，其原本脆弱的磁弹性变得越来越硬。当累积弹性能平衡外部压缩时，存在一个最大压缩系数。对于多MC的地球有效性，演化阶段是一个主导因素，而碰撞强度是一个次要因素。每个MC的磁弹性、磁螺旋度以及彼此之间的压缩是行星际多MC形成、传播、演化及其地球效应的关键物理因素。
2009-04-05 astro-ph.SR physics.space-ph
The effect of interplanetary magnetic field orientation on the solar wind flux impacting Mercury's surface
本文的目的是研究不同行星际磁场方向的水星表面上的等离子体流的行星的一天。我们使用一个球坐标系下的单流体MHD模型来模拟太阳风与Hermean磁层之间的相互作用，其中太阳风具有六种不同的磁场方向：水星-太阳，太阳-水星，与水星磁轴对齐（向北和向南），并且轨道平面垂直于前面的情况。在水星-太阳（太阳-水星）模拟中，赫尔墨斯磁场在磁层东南（东北）减弱，导致南（北）半球的流动增强。对于向北（向南）的方向，在弓形激波的头部有一个加强（减弱）的Hermean磁场，因此通量减少并漂移到两极（加强并漂移到赤道）。如果太阳风磁场在轨道平面内，磁层向西（东）倾斜，在激波鼻端减弱，因此气流增强，在北半球向东（西）漂移，在南半球向西（东）漂移。
2016-08-12 astro-ph.EP physics.space-ph
3D Reconstruction and Interplanetary Expansion of the 2010 April 3rd CME
我们分析了2010年4月3日日冕物质抛射使用航天器日冕图像在不同的有利位置（SOHO，STEREO-A和STEREO-B）。我们进行了三维重建的磁通绳和冲击使用的分级圆柱壳（GCS）模型计算CME的运动学和形态参数（如速度，加速度，半径）。所得到的结果与经验模型描述的膨胀的日冕物质抛射半径在日光层和比较风航天器的原位测量：日冕物质抛射被发现向地球线性扩展。最后，我们将这一事件与SOHO航天器上的EPHIN仪器探测到的银河宇宙线（GCR）通量的减少（称为福布什减少（FD））联系起来。我们使用分析扩散膨胀模型（ForbMod）来计算磁场幂律指数，获得的值约为1.6，从而估计起始磁场约为0.01 G，轴向磁通量约为5x 1 E20 Mx（15.6 Rsun）。
2019-04-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Composition Structure of Interplanetary Coronal Mass Ejections From Multispacecraft Observations, Modeling, and Comparison with Numerical Simulations
我们提出了一个分析的铁离子组成的两个行星际日冕物质抛射在2007年5月21日至23日观察到的ACE和STEREO航天器的背景下的磁结构的喷出物通量绳，鞘区，和周围的太阳风流。这种分析是可能的，由于多航天器数据插值，重建和可视化的最新进展，以及从最近的MHD模拟磁击穿和磁通量消除CME启动的离子电荷状态建模的结果。我们使用这些进展来解释的ICME等离子体组合物的磁拓扑结构和CME的演变产生的具体功能。我们发现，在这两个数据和我们的MHD模拟，通量绳中心是相对较冷的，而电荷状态增强包围和跟踪通量绳。ICME的磁取向暗示了在喷发过程中的磁爆发式重联，这可以解释所观察到的铁增强物的空间位置正好在传统的磁绳磁特征之外和两个ICME之间。模拟和数据之间的详细比较更加复杂，但在第二磁通绳期间ACE和STEREO-A数据中高铁电荷状态的急剧增加与磁通抵消结果中的类似特征相对应。我们讨论了这种集成的原位数据分析和建模方法的前景，以推进我们的统一CME到ICME演变的理解。
2012-11-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Evolution of interplanetary coronal mass ejection complexity: a numerical study through a swarm of simulated spacecraft
由航天器进行的径向对准的原位测量对于推进我们对日冕物质抛射（CME）的演化行为及其在行星际空间传播期间的磁结构的认识至关重要。然而，缺乏径向对齐的CME交叉限制了对CME磁结构演变的调查，以少数案例研究，防止全面了解CME传播过程中的复杂性变化。在本文中，我们进行数值模拟的CME与不同的太阳风流的相互作用使用的线性力自由spheromak CME模型纳入欧洲日光层FORecasting信息资产（EUHFORIA）模型。我们的方法的新颖之处在于使用一群径向对齐的模拟航天器的CME复杂性的演变的调查。我们的范围是确定在何种条件下，在何种程度上，日冕物质抛射表现出变化的磁结构和复杂性在传播过程中，由航天器的径向对齐。结果表明，大规模的太阳风结构的相互作用，特别是与流相互作用的区域，加倍的概率来检测两个航天器之间的径向对齐的CME磁复杂性的增加，相比，没有这样的相互作用的情况下。这项工作代表了第一次尝试使用数值模拟来量化航天器在径向对准中检测CME磁结构复杂性变化的概率，它为解释涉及过去，当前（如帕克太阳探测器和太阳轨道器）和未来任务的多点CME观测提供了支持。
2021-06-19 astro-ph.SR physics.space-ph
A Catalog of Interplanetary Coronal Mass Ejections Observed by Juno between 1 and 5.4 AU
我们使用磁场测量的朱诺号航天器编目和调查行星际日冕物质抛射（ICME）超过1 AU。在其巡航阶段，朱诺号在2011年9月至2016年6月期间在太阳风中度过了大约5年，提供了1至5.4 AU的行星际磁场（IMF）测量值。因此，朱诺号提供了自1990-2009年任务以来对超过1 AU的ICME属性进行统计分析的最新机会。我们的目录包括80个这样的ICME事件，其中32个包含相关的通量绳状结构。我们发现，磁通量绳的平均磁场强度的依赖性随着日心距离为$r^{-1.24 \pm 0.43}$ 1和5.4 AU之间，在很好的协议与以前的关系使用ICME目录计算在1000。我们将Juno星表与HELCATS星表相结合，创建了一个覆盖0.3-5.4 AU的ICME数据集。使用线性回归模型来拟合双对数图上的组合数据集，我们发现，在较小的日心距离处观察到的ICME的全球扩张速率与在1 AU以外观察到的ICME的全球扩张速率之间存在明显差异。在朱诺编目ICME提出了一个很好的基础，未来多航天器研究ICME的演变之间的内日光层，1 AU，和超越。
2021-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
On the nature of the in-ecliptic interplanetary magnetic field's two-humped distribution at 1AU
研究发现，行星际磁场（IMF）的黄道内（以及径向）分量的分布形状随着日心距的变化而显著变化，这与经典的太阳风模型和行星际磁场（IMF）膨胀模型的对应性较差。例如，径向光球和源面磁场在黄道面内呈高斯分布，径向IMF分量在地球轨道上呈双峰分布，在3-4 AU处又呈高斯分布。这些差异导致在1 AU和观察的IMF行为的模拟之间缺乏对应性。我们的结果表明，IMF向空间的扩展比通常认为的要复杂得多，并且扇形结构不是黄道或径向IMF分量双峰形状的唯一来源。我们已经分析了来自不同航天器的数据，从0.29 AU到4 AU的距离，发现径向IMF分量分布的形状强烈依赖于日心距离和日纬度。“双峰IMF”效应在0.7-2天文单位的低日纬度处表现得最明显，但在3-4天文单位处完全消失。由于活跃的过程，如太阳耀斑和日冕物质抛射，IMF分布的观点也依赖于太阳活动周期。我们假设1天文单位处的黄内太阳风场受太阳活动区的影响较大，实际上是三峰分布：两峰对应于中高日纬度的IMF，第三峰对应于日磁赤道附近太阳场的理论预期分布。IMF零分量随离日距离的增加而消失，部分原因可能是太阳风中电流片处的磁重联。
2011-10-23 astro-ph.EP physics.space-ph
Characteristic Scales of Complexity and Coherence within Interplanetary Coronal Mass Ejections: Insights from Spacecraft Swarms in Global Heliospheric Simulations
行星际日冕物质抛射（ICME）的三维（3-D）结构和演化的许多方面仍然无法解释。在这里，我们主要研究两个主题：（1）ICME内磁场的相干尺度，（2）ICME磁复杂性的动态性质。我们模拟ICME与不同的太阳风的相互作用，使用线性力自由spheromak模型纳入EUHFORIA模型。我们把一群~20000航天器在3-D仿真域和ICME磁的复杂性和一致性在每个航天器的基础上模拟的时间序列的特征。我们的模拟表明，ICME沿其磁轴保持较低的复杂性和较高的一致性，但其全球复杂性的表征需要沿轴向和垂直方向的交叉。对于初始半角宽度为$45^\circ$且不与其他大尺度太阳风结构相互作用的ICME，全球复杂性的特征是，航天器间隔仅为$25^\circ$，最少为7-12个，但如果发生相互作用，航天器的最少数量将增加到50-65个（间隔为$10^\circ$）。在没有相互作用的情况下，ICME相干性分别针对$B$、$B_ϕ$、$B_θ$和$B_r$扩展为$45^\circ$、$20^\circ$-$30^\circ$、$15^\circ$-$30^\circ$和$0^\circ$ - $10^\circ$。由于帕克螺旋效应，ICME西翼的相干性也低于东翼。此外，与太阳风结构的相互作用使相干性降低了3-6倍。我们的研究结果有助于限制一些控制ICME演变的关键尺度，并有助于规划未来专用的多航天器任务。
2022-12-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrodynamic Simulation of the Interaction between Interplanetary Strong Shock and Magnetic Cloud and its Consequent Geoeffectiveness
利用2.5维磁流体动力学（MHD）模型，在日球纬向平面内对观测到的“激波追上磁云（MC）”事件进行了数值研究。单个MC的模拟结果表明，MC旅行与恒定的整体流速。MC被注入非常强的固有磁场，在环境流中，并迅速扩大的大小最初。因此，MC的直径以渐近速度增加，而其角宽度逐渐收缩。同时，模拟了一个典型的MC和一个强的快激波从内边界产生并沿日球赤道传播的过程，两者之间相隔一定的距离。结果表明，激波首先追上前一个MC，然后穿过MC，最后与MC驱动的激波合并成一个更强的复合激波。激波阵面在行星际空间和MC体中的形态分别表现为中心凹状和光滑圆弧状。磁场的压缩和旋转是产生大磁暴的有效机制。MC被超车冲击高度压缩。间接地说，受MC影响的附带冲击波的传播时间取决于它们开始的时间间隔。当冲击波进入前一个MC核时，其最大的地球效应值也得到了相应的简化分析模型的一定程度的证实。用$Dst$指数进行量化，具体结果表明，单个MC的地质有效性大大增强，最大值增加80%。
2009-04-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Contribution of the aging effect to the observed asymmetry of interplanetary magnetic clouds
在太阳爆发期间，大型磁性结构被发射到远离太阳的地方。它们被日冕和日光层成像仪观测为（行星际）日冕物质抛射（ICME或CME）。它们中的一小部分被原位观测为磁云（MC）。要用模型恰当地拟合这些结构，就需要更好地理解它们的演变。当航天器轨道穿过磁结构时，就地进行测量。这些观测是在不同的时间对等离子体的不同元素进行的，因此会受到磁位形膨胀的影响。这种老化效应导致在MC前部测得的磁场比在MC后部测得的强，这是MC数据中经常出现的不对称性。然而，所观察到的不对称性是否可以仅从膨胀中定量解释？基于自相似膨胀，我们推导出一种方法来估计膨胀率从观察到的等离子体速度。接下来，我们对观测到的磁场和沿航天器轨道的空间坐标的老化效应进行校正。这提供了校正的数据，好像同时观察到MC内部结构。我们将该方法应用于近地球（1995-2012）观测到的90个最佳MCs。只有28%的MCs的磁不对称性是由老化效应引起的。在校正老化效应后，不对称性几乎对称地分布在具有较强磁场的MCs的前面和那些在MCs的后面。所提出的方法可以有效地消除内的MCs，更普遍的ICME的原位数据的老化偏差。这使人们能够用空间坐标分析数据，例如在模型或遥感观测中。
2020-05-11 astro-ph.SR physics.space-ph
MHD modeling of a geoeffective interplanetary CME with the magnetic topology informed by in-situ observations
本研究开发了内日球层MHD模型GAMERA-Helio，结合Gibson-Low模型模拟2010年4月3日地效CME的传播，利用原位观测约束磁拓扑，成功再现了磁场分量的部分变化，并确定了磁通绳的东西向取向。
2024-05-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic Field Configuration Models and Reconstruction Methods for Interplanetary Coronal Mass Ejections
本研究旨在为行星际日冕物质抛射（ICME）的不同磁场模型和重建方法提供参考。为了理解这些模型和代码输出的差异，我们使用四种不同的磁场模型和重建技术，分析了来自协调数据分析研讨会（CSCMS）列表的59个事件;无力拟合（Goldstein，1983，Burlaga，1988，Lepping等人，1990年），静磁重建使用的Grad-Shafranov方程的数值解（胡和Sonnerup，2001年），拟合到一个自相似扩展的圆柱形配置（Marubashi和Lepping，2007年）和椭圆形，非力自由拟合（Hidalgo，2003年）。59个事件的重建所得到的参数进行了统计比较，以及在选定的案例研究。一种方法来拟合或重建一个事件的能力被发现有很大的不同：Grad-Shafranov重建是成功的大多数磁云（MC），但不到10%的非MC ICME;其他三种方法提供了一个成功的拟合超过65%的所有事件。讨论了重建方法与拟合方法的差异，并提出了减小差异的建议。我们发现，轴向场的大小是相对一致的模型，但不是喷出物的轴的方向。我们还发现，有几种情况下，不同的符号的磁螺旋度被发现为同一事件时，我们不固定的边界，说明这个最简单的参数不一定总是很好地约束拟合和重建模型。最后，我们深入研究了三个独特的案例，以全面了解拟合和重建代码如何工作的不同方面。
2012-09-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Influence of Interplanetary Coronal Mass Ejec5ons on Terrestrial Par5cle Fluxes Through Magnetosphere Disturbances
本研究揭示ICME携带的IMF的Bz分量通过磁重联增强地磁活动提升粒子通量，其标量磁场强度主导福布希下降，明确两类粒子能谱上限差异，完善空间天气对粒子探测影响的预测模型。
2024-06-23 physics.ao-ph physics.space-ph
Refinement of global coronal and interplanetary magnetic field extrapolations constrained by remote-sensing and in-situ observations at the solar minimum
针对太阳磁场外推中的 Open Flux Problem，提出三个评估参数结合遥感与就地观测约束日冕和行星际磁场，确定了太阳极小期 PFSS+PFCS 和 CSSS 模型的最优自由参数，发现使用 HMI 综观图可缓解该问题。
2024-05-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Understanding the twist distribution inside magnetic flux ropes by anatomizing an interplanetary magnetic cloud
磁通量绳（MFR）是最大喷发的核心结构，即，太阳上的日冕物质抛射（CME）和磁云是行星际空间中的喷发后MFR。关于在CME之前是否存在MFR以及MFR如何在喷发期间通过磁重联形成/增长，存在着强烈的争论。在这里，我们报告了一个罕见的事件，其中一个磁云连续观察到四个航天器分别在水星，金星，地球和火星。借助于均匀扭曲的磁绳模型和一种新发展的恢复冲击压缩结构的方法，我们发现磁云向外传播时，轴向磁通量和螺旋度减小，而扭曲度增大。我们的分析表明，“煎饼”效应和“侵蚀”效应可能共同导致这种变化。“薄饼”效应的重要性很难估计，但侵蚀的特征可以被发现为云的方位角通量的不平衡。后者意味着磁云被严重侵蚀，使其内核暴露在远距离的太阳风中。扭曲的增加以及侵蚀效应的存在表明，喷发后的MFR可能有一个高扭曲的核心包裹在一个扭曲较少的外壳。这些结果对目前对太阳爆发以及MFR的形成和不稳定性的认识提出了很大的挑战。
2018-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Escape of Flare-accelerated Particles in Solar Eruptive Events
脉冲太阳高能粒子事件被广泛认为是由于太阳爆发事件产生的耀斑加速粒子迅速逃逸到行星际介质中。然而，根据这类事件的标准模型，被耀斑重联加速的粒子应该仍然被困在构成日冕物质抛射的通量绳中。这些粒子应该很晚才能和大量的喷出物一起到达地球。为了解决这个矛盾，我们已经扩展了我们以前的轴对称模型的耀斑加速粒子逃逸到完全三维（3D）的几何形状。我们报告的结果，磁流体动力学模拟的日冕系统，其中包括一个双极活动区嵌入在一个背景的全球偶极子场结构的太阳风。我们的模拟显示，多个磁重联事件发生之前和期间的CME爆发和行星际传播。除了建立通量绳的事件之外，开放场和CME之间的重联将闭合的日冕耦合到开放的行星际场。耀斑加速的粒子最初被捕获在日冕物质抛射中，因此可以沿着磁重联的尾迹进入开放的行星际磁场。这些3D结果与我们以前的计算之间的一个关键区别是，交换重联允许加速粒子从CME通量绳深处逃逸。我们估计的粒子逃逸通道的空间范围。耀斑加速和释放的高能粒子通过CME/开放场耦合之间的相对定时也被确定。我们的所有结果都比观测结果好。
2019-09-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Linking two consecutive nonmerging magnetic clouds with their solar sources
2005年5月15日，在地球附近观测到一次巨大的行星际日冕物质抛射（ICME）。它引发了太阳活动周期23中最强烈的地磁风暴之一（Dst峰值= -263 nT）。该结构与活动区10759（NOAA编号）的双带耀斑、暗条喷发和日冕物质抛射有关。我们在这里分析的事件序列，从太阳风测量（在1 AU），回到太阳，了解这个地球有效的ICME的起源和演变。从详细的观测研究原位磁场观测和等离子体参数在行星际（IP）介质和使用适当的模型，我们提出了另一种解释的IP观测，不同的那些在以前的研究中讨论。在我们看来，IP结构是由两个非常接近的连续磁云（MC）形成的，它们在通过行星际介质传播的过程中保持了自己的身份。因此，我们确定了两个太阳事件的Hα和EUV发生在源区的MC。太阳和IP事件之间的时间，以及MC轴的方向和它们相关的太阳拱是在很好的协议。此外，行星际射电II型观测允许通过内日光层跟踪多个结构，并确定相互作用区域位于太阳和地球之间。从光球层到行星际空间的观测链与这一假设是一致的。我们的分析允许检测的瞬态的太阳源，并解释了由于运输的两个附加（虽然nonmerging）MC影响磁层的太阳风的非常快的变化。
2012-12-21 astro-ph.SR physics.space-ph
From Sun to interplanetary space: What is the pathlength of Solar Energetic Particles?
太阳高能粒子（SEP）在太阳爆发期间被加速，在被原位仪器观测之前在湍流太阳风中传播。为了解释它们的起源，通过与太阳喷发的遥感观测比较，因此，我们必须去卷积的传输效果，由于湍流磁场从SEP观测。最近的研究表明，SEP传播是由穿过平均磁场的磁力线的湍流弯曲引导的。然而，由于场线弯曲，SEP行进的距离延长，迄今为止尚未包括在SEP事件分析中。这一遗漏可能会导致在估计太阳上SEP的释放时间时出现重大错误。我们调查的SEP考虑他们传播的距离沿场线蜿蜒封闭的磁性岛屿是固有的湍流等离子体。我们引入了一个场线Randow Walk模型，该模型考虑了磁岛的物理尺度。我们的方法解决了扩散方程导致不切实际的短路径长度的问题，以及随机行走的路径长度对随机行走步长的分形依赖性。我们发现，从太阳到1 AU的路径长度可以低于标称帕克螺旋长度SEP事件发生在太阳耀斑45 E至60 W，而西方和后面的肢体粒子可以经历的路径长度长于2 AU由于场线曲折。
2019-12-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Slow modes in the Hermean magnetosphere: effect of the solar wind hydrodynamic parameters and IMF orientation
本研究的目的是模拟Hermean磁层中的慢模结构。我们使用单流体MHD模型和多极展开的北移Hermean磁场，进行模拟与不同的太阳风参数，预见最有利的配置形成的慢模式，注意到太阳风的密度，速度，温度和行星际磁场方向。如果行星际磁场与水星-太阳方向、水星磁轴向北或行星轨道平面对齐，则在南极附近观察到慢模结构。如果方向是太阳-水星或北向，则在北极附近观察到慢模结构，但与南极附近的结构相比较小。增加密度或太阳风速度可避免慢模结构的形成，而在北向行星际磁场取向的情况下，由于弓形激波压缩的增强，在大于$6.25 \cdot 10^{-9}$ Pa的动压条件下不会观察到慢模结构。如果太阳风温度升高，则慢模结构变宽，因为音速马赫数变小，弓形激波压缩程度变小。
2016-08-15 astro-ph.EP physics.space-ph
Simulation study of the cosmic ray Sun shadow with a time-dependent solar magnetic field model
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
本文通过蒙特卡洛方法研究太阳阴影，采用新型方法考虑日变的日冕和行星际磁场模型，以探讨太阳阴影的短期变化，为LHAASO实验提供探测依据，比较了PFSS和CSSS模型在太阳阴影位移一致性上的表现。
2026-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Characteristics and evolution of sheath and leading edge structures of interplanetary coronal mass ejections in the inner heliosphere based on Helios and Parker Solar Probe observations
目的：我们统计研究了行星际日冕物质抛射（ICME）上游区域的等离子体和磁场特征及其在内日球层中随到太阳距离的演化。我们使用了40个来自Helios 1/2（0.3-1au）和5个来自Parker太阳探测器（0.32-0.75au）的观测良好的ICME样本。对于每个事件，我们确定四个主要的密度结构，即冲击，鞘，前缘（LE），和磁喷出物（ME）本身。研究方法：我们分别推导出每个结构的平均等离子体和磁场参数值以及持续时间，并将结果与上游太阳风（SW）进行比较，以研究不同密度结构之间的相互关系。结果：鞘层结构可能是由压缩等离子体由于湍流SW材料后的冲击。鞘位于前面的一个区域的压缩环境SW，LE，这是通常发现直接在前面的磁驱动器，似乎符合明亮的前沿通常观察到的遥感观测的日冕物质抛射。鞘层在0.06au处变得比周围SW更致密，我们将其解释为实际鞘层形成的平均起始距离。在0.09-0.28au之间，鞘层结构密度开始超过ME内部密度，ME密度在0.45-1.07au之间似乎低于周围SW密度。除了众所周知的ME膨胀，鞘的大小与距离呈弱正相关，而LE似乎不随距离太阳而膨胀。我们进一步发现鞘层密度和局部SW等离子体速度上游的ICME冲击之间的适度反相关。一个经验关系推导出连接的环境SW速度与鞘和LE密度，可用于ICME演变的建模。这些结果的限制。
2022-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Random Walk and Trapping of Interplanetary Magnetic Field Lines: Global Simulation, Magnetic Connectivity, and Implications for Solar Energetic Particles
磁场线的随机游走是理解磁场的连通性如何影响带电粒子的空间输运和扩散的重要组成部分。当太阳高能粒子（SEP）远离近太阳源传播时，它们与波动的磁场相互作用，这改变了它们的分布。我们开发了一种形式主义，其中的微分方程描述的场线随机游走包含由于本地化的磁位移和非随机贡献的大规模扩张的影响。我们使用这种形式主义与全球磁流体动力学模拟的内日球层太阳风，其中包括一个湍流传输模型，估计扩散传播的磁场线，起源于不同地区的太阳大气。我们首先使用这个模型来量化1 au的场线扩展，从局部太阳源区域开始，并找到约20° - 60°的均方根角扩展。在第二种情况下，我们使用该模型来估计在1天文单位观测到的场线可能起源的源区的大小，从而量化磁连通性计算中的不确定性;角度不确定性估计为约20°。最后，我们估计了平行距离，即，起源于磁岛的磁场线能够被强烈地捕获在附属结构中的日心距离。我们强调板状波动的关键作用，在更大的日心距离的过渡，更扩散的运输。
2020-11-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Propagation of Solar Energetic Particles in Three-dimensional Interplanetary Magnetic Fields: Radial Dependence of Peak Intensities
太阳高能粒子（SEP）峰值强度I_{max}（R）的径向依赖关系通常采用函数形式I_{max}（R）=kR^{-α}，其中R为航天器的径向距离。在这项工作中，五维福克-普朗克输运方程，包括垂直扩散的数值求解调查SEP峰强度的径向依赖性。考虑了两种不同的航天器编队分布情况：（1）沿径向线，（2）沿帕克磁场线。我们发现，上述表达式中的指数α在很宽的范围内变化，主要取决于性质（例如，位置，覆盖范围）的SEP源和源和观测者的磁足迹之间的纵向/横向分离。特别是观测者的磁足点位于SEP源的内部还是外部，是决定指标α值的关键因素。在峰强度的径向依赖性中发现了两相现象。断点（过渡点/临界点）的“位置”由观察者的磁连接状态决定。这一发现表明，在观测研究中，应该非常仔细地检查SEP源与每个航天器之间的磁连接。我们获得了R^{-1.7 \pm 0.1}的下限，用于经验地模拟SEP峰强度的径向依赖性。我们在这项工作中的发现可以用来解释大多数以前的多航天器调查结果，特别是调和不同的/相互冲突的经验值的指数α在文献中。
2017-06-16 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
