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文檔簡介
1、<p> 中文3088字,2620單詞,13750英文字符</p><p> 出處:Mitchell D G, Brandt P C, Roelof E C, et al. Energetic ion acceleration in Saturn's magnetotail: Substorms at Saturn?[J]. Geophysical research letters, 200
2、5, 32(20).</p><p> 土星磁尾的高能離子加速:土星亞暴?</p><p> D. G. Mitchell, P. C. Brandt,E. C. Roelof, J. Dandouras, S. M. Krimigis, B. H. Mauk, C.P.Paranicas, N. Krupp, D. C. Hamilton, W. S. Kurth,P. Zarka,
3、 M. K. Dougherty, E.J.Bunce, and D. E. Shemansky</p><p> Received 7 February 2005; revised 30 March 2005; accepted 7 April 2005; published 25 June 2005.</p><p> Cassini探測器上的磁場成像儀(MIMI)和離子與中性粒子
4、相機(INCA)記錄了大致來自土星磁尾方向的高能中性粒子流的突然消失。尾部離子活動的爆發(fā)和土星千米波輻射的增強有很好的關(guān)聯(lián)。本文給出了這些事件和地球亞暴之間的相似性,包括它們對星際條件的依賴性,我們推斷,土星磁層發(fā)生了類地球亞暴事件。</p><p><b> 1、介紹</b></p><p> 地球磁層動力學(xué)過程受到太陽風(fēng)輸入的能量的控制[e.g., McPhe
5、rron, 1995],此外,木星磁層動力學(xué)過程受其內(nèi)部能量源控制,主要包括土星強磁場的轉(zhuǎn)動能量和稠密的等離子體[Bagenal et al., 2004]。在以下兩種情況中,高能粒子會被被突然加速或者加熱:地球上發(fā)生磁暴和亞暴;木星上的內(nèi)部驅(qū)動過程,如流量管互換等(詳情見Krupp et al. [2004])。一般認為通過旋轉(zhuǎn)電場和星際電場的相對強度,可以大致確定太陽風(fēng)的相關(guān)影響。變化的旋轉(zhuǎn)電場由行星的自旋速率和內(nèi)部強磁場確定。根據(jù)
6、這種方法,將其擴展運用到土星,考慮到星際環(huán)境的影響,土星的情況應(yīng)該是介于地球和木星之間。</p><p> 一個長期存在的相關(guān)性表明,在土星上太陽風(fēng)條件下土星千米波輻射(SKR)對太陽風(fēng)輸入的重要依賴性[Desch, 1982]。最近,HST結(jié)合遠距離和近距離(Cassini)觀測研究了星際環(huán)境穩(wěn)定時的土星極光,確定了上游太陽風(fēng)條件,土星極光活動和SKR之間的相關(guān)性[Prange´ et al., 2
7、004; Kurth et al., 2005; Crary et al., 2005; Clarke et al., 2005]。</p><p> 由于INCA傳感器在Cassini上,離子加速、加熱可以遠距離成像。當(dāng)Cassini在磁層的外側(cè),INCA(這是近瞄準光學(xué)遠程傳感器,有的視野范圍)可以生產(chǎn)全球大部分的圖像。這為探測離子加速提供了機會,同時測量磁層頂或者太陽風(fēng)的磁場(在很多情況下也可以測量等離子
8、體速度)。此外,無線電和等離子波儀器可以監(jiān)控SKR的強度,這是顯示磁層響應(yīng)太陽風(fēng)條件(主要是動力學(xué)壓力)的一個指標。</p><p><b> 2、觀測結(jié)果</b></p><p> 此次磁尾離子加速事件發(fā)生在2004年347天到348天之間(圖一)。Cassini衛(wèi)星大約在1000LT,-2°緯度,24Rs入站??斓?47天2300UT時,突然從磁尾方
9、向傳來一個明亮的發(fā)射。ENA通量在347天結(jié)束之前隨著時間緩慢的上升,但是在347天2300UT之前的幾天,輻射沒有偏離基于六個月軌道數(shù)據(jù)得到的平常值。隨后,ENA通量在全能量范圍穩(wěn)步上升,達到了比以前觀測的基準線高一個數(shù)量級的水平。我們將展示信號來自天空的一個非常有限的部分,包括磁尾超過約20Rs處。同時,隨著ENA通量的增加,SKR輻射的強度和頻帶寬度都增加。</p><p><b> 圖一<
10、;/b></p><p> 圖二按順序展示了ENA圖片,大事件在347天結(jié)束之前開始(圖一),在次不久之前,Cassini飛越了泰坦。注意到氫氣(第一個面板)——其峰值接近土星——在超過10個土星半徑的范圍內(nèi)密度下降非常緩慢。第一張圖像上的ENA發(fā)射是典型的事件前提條件,大多數(shù)的發(fā)射來自20Rs以內(nèi)的勢阱,并且主要限制在赤道平面。這個前置事件圖像中的日夜亮度不對稱是等離子的共轉(zhuǎn)造成的。由于Cassini的
11、有利位置,夜側(cè)等離子體朝著探測器流動(給等離子體的熱速度產(chǎn)生一個增量),而在日側(cè)則從探測器離去(減少一個速度增量)。這造成了觀測的各向異性,正如 Compton and Getting [1935]的描述。在第二、三和第四張圖像,ENA突然的變亮,在一個新的范圍內(nèi)超過了原來一個數(shù)量級,在泰坦(土衛(wèi)六)的軌道范圍之外,揭示了磁尾的等離子體在這個范圍里被突然加速(或加熱)的一個過程。在這個距離上,沒有預(yù)期到中性氣體密度大的梯度漸變,這個增亮
12、事件應(yīng)該解釋為離子的原位加速。前四張圖片大概覆蓋了2個小時,剩下的六張圖片相互間隔了一定時間,連續(xù)記錄了土星的熱離子團旋轉(zhuǎn)。這些六張圖片的第一張展示了一個值得注意的和泰坦有關(guān)的光亮</p><p> 在這個事件發(fā)生的期間,Cassini探測器位于磁鞘,可以直接測量(令人驚訝)星際磁場(IMF)。圖三顯示IMF(磁層鞘表現(xiàn)出很強的反射波特征)很弱,但重要的是在事件(此時,磁場反轉(zhuǎn)為南向,但太遲可能是有相關(guān)原因的)
13、發(fā)生之前一個小時的北向分量。在347天接近事件開始時北向場反向延伸。氧放射上升,超過了事件之前的水平,比高能的氫發(fā)射大約早30分鐘。</p><p> 第二個磁尾粒子加速事件在成像十天前,跟隨者行星際激波的通道。在這個例子下,磁層產(chǎn)生提高ENA發(fā)射進行了幾天。這個類亞暴事件的上升展示在圖四。其次,清楚的表明粒子加熱/加速出現(xiàn)在20Rs的尾向,這一位置和尾部電流片位置一致。在這個情況下,磁場的方向是變量,但是主要
14、的是大部分時間是向北,伴隨著周期性的南向反轉(zhuǎn)。此外,ENA排放的提高伴隨著顯著的強SKR輻射。</p><p><b> 圖二</b></p><p><b> 圖三</b></p><p><b> 3.討論和總結(jié)</b></p><p> 在地球上,磁層亞暴是太陽風(fēng)
15、和磁層耦合向磁層充能的主要特征。在磁尾,關(guān)鍵的可觀測特點是磁場重聯(lián)(偶極化),強等離子體流和等離子體充能[e.g.,Nakamura et al., 2002]。</p><p> 這里給出的結(jié)果認為那是亞暴,或者是非常像亞暴的事件,在土星磁尾20到30Rs范圍的熱離子中扮演了一個非常重要的角色。如果原位離子和電子事件在15—20Rs范圍被觀測到[Krimigis et al., 2005],那它們發(fā)生在接近行
16、星的地方(15—20Rs),從更遠的ENA看到的同樣的現(xiàn)象也可以證明這一點。SKR的增強表明極光活動和土星亞暴是相關(guān)聯(lián)的。</p><p> 這里給出的結(jié)果認為那是亞暴,或者是非常像亞暴的事件,在土星磁尾20到30Rs范圍的熱離子中扮演了一個非常重要的角色。如果原位離子和電子事件在15—20Rs范圍被觀測到[Krimigis et al., 2005],那它們發(fā)生在接近行星的地方(15—20Rs),從更遠的EN
17、A看到的同樣的現(xiàn)象也可以證明這一點。SKR的增強表明極光活動和土星亞暴是相關(guān)聯(lián)的。</p><p><b> 圖四</b></p><p> Cowley et al. [2005]提出Dungey-type重聯(lián)會發(fā)生在土星磁尾,而在其晨側(cè)更容易發(fā)生。根據(jù)其工作,熱等離子體在重聯(lián)位點被加速,然后在幾個小時內(nèi)朝著磁層頂?shù)墓饷娲┻^晨側(cè),最后到達黃昏側(cè)。它的在之后的去向
18、取決于Vasyliunas-type重聯(lián)的特點和尾向等離子體在黃昏側(cè)的逃逸。這樣的運動可以在圖2看到,盡管如 Cowley et al. [2005]提出的非常迅速。其前緣在在飛船和土星之間通過((大約 0100UT, 穿過視線約10:00LT),即使離子加速/加熱仍然在磁尾進行。本文以上現(xiàn)象的時間大概在事件開始后的90分鐘左右。這意味著事件發(fā)生在比中磁尾更加靠近晨側(cè)的地方,而且/或者其運動速度比共轉(zhuǎn)快。這個加速離子云的前緣繞著行星快速
19、的運動,其估計值大概為剛性共轉(zhuǎn)的80%,其過土星的視線大約在0800UT.在偶極場L=20的地方,梯度和曲率漂移(GC)會增加高能離子約15%的旋轉(zhuǎn)速率。但是,研究50-80KeV的圖像(沒有展示出來)沒有發(fā)現(xiàn)旋轉(zhuǎn)率有可以觀察到的不同,因此GC漂移可能不是扮演一個重要角色(磁場的強度很可能被注入離子的等離子體壓強改變很大)。更進一步復(fù)</p><p> 圖3也展示了氫和氧加速/加熱過程的顯著差異。在所測量的能量
20、范圍,氧的上升都比氫要早并且快速,在幾個不同強度的峰值里,氫都呈現(xiàn)單調(diào)上升。表明這是一個有利于慢回旋周期離子的加速過程[e.g., Delcourt, 2002].。</p><p> 這個事件和地球亞暴活動之間的相似性是顯著的。我們推斷,在土星磁層發(fā)生了類地球亞暴事件。快速的旋轉(zhuǎn)場產(chǎn)生了一些在地球上看不到的現(xiàn)象。</p><p><b> 參考文獻</b><
21、;/p><p> 1. Bagenal, F., T. Dowling, and W. McKinnon (Eds.) (2004), Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p> 2. Clarke, J. T., et al. (2005), M
22、orphological differences of Saturn’s ultraviolet aurora compared to those of Earth and Jupiter, Nature, 433, 717–719.</p><p> 3. Compton, A. H., and I. A. Getting (1935), An apparent effect of the galactic
23、rotation on the intensity of cosmic rays, Phys. Rev., 47, 817–821.</p><p> 4. Cowley, S. W. H., et al. (2005), Reconnection in a rotation-dominated magnetosphere and its relation to Saturn’s auroral dynamic
24、s, J. Geophys. Res., 110, A02201, doi:10.1029/2004JA010796.</p><p> 5. Crary, F. J., et al. (2005), Solar wind dynamic pressure and electric field as the main factors controlling Saturn’s aurorae, Nature, 4
25、33, 720–722.</p><p> 6. Delcourt, D. C. (2002), Particle acceleration by inductive electric fields in the inner magnetosphere, J. Atmos. Sol. Terr. Phys., 64, 551–559.</p><p> 7. Desch, M. D.
26、(1982), Evidence for solar wind control of Saturn radio emission, J. Geophys. Res., 87, 4549–4554.</p><p> 8. Esposito, L. W., et al. (2004), Ultraviolet imaging spectroscopy shows an active Saturnian syste
27、m, Science, 307, 1251 – 1255, doi:10.1126/science.1105606.</p><p> 9. Jackman, C. M., N. Achilleos, E. J. Bunce, S. W. H. Cowley, M. K. Dougherty, G. H. Jones, S. E. Milan, and E. J. Smith (2004), Interplan
28、e-tary magnetic field at 9 AU during the declining phase of the solar cycle and its implications for Saturn’s magnetospheric dynamics, J. Geophys. Res., 109, A11203, doi:10.1029/2004JA010614.</p><p> 10. K
29、rimigis, S. M., et al. (2004), Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) on the Cassini mission to Saturn/Titan, Space Sci. Rev., 114(1–4), 233–329.</p><p> 11. Krimigis, S. M., et al. (2005), Dynamics of Sa
30、turn’s magnetosphere from the Magnetosphere Imaging Instrument during Cassini’s orbital insertion, Science, 307, 1270–1273.</p><p> 12. Krupp, N., et al. (2004), The dynamics of the Jovian magnetosphere, in
31、 Jupiter, chap. 25, pp. 617–638, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p> 13. Kurth, W. S., et al. (2005), An Earth-like correspondence between Saturn’s auroral features and radio emission, Nature, 433, 722
32、–725.</p><p> 14. McPherron, R. L. (1995), Magnetospheric dynamics, in Introduction to Space Physics, edited by M. G. Kivelson and C. T. Russell, p. 400, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p>
33、; 15. Nakamura, R., et al. (2002), Motion of the dipolarization front during a flow burst event observed by Cluster, Geophys. Res. Lett., 29(20), 1942, doi:10.1029/2002GL015763.</p><p> 16. Prange´, R
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