导读:本文包含了行星际扰动论文开题报告文献综述、选题提纲参考文献及外文文献翻译，主要关键词:磁暴,行星,太阳风,日冕,地磁,感应电流,指数。
行星际扰动论文文献综述
杜冠男[1]（2014）在《电网GIC扰动与行星际扰动的关系研究》一文中研究指出地磁感应电流(GIC)会对电网的安全运行造成影响。若能提前预测GIC大小,可有效防范GIC对电网的危害。行星际扰动是GIC的空间天气驱动源,认识行星际扰动和GIC产生的关系是解决GIC预报的关键。针对这一课题,本文主要研究内容和方法如下：(1)结合空间物理知识,得出GIC的产生机理图。考虑我国电网特点和已有事例,预测我国随着电网规模的扩大,遭受GIC的风险会进一步加大,开展GIC的预报研究是必要的。(2)利用芬兰GIC数据和ACE卫星观测数据,统计研究了行星际扰动强度和GIC强度的关系,分析了GIC事件的行星际源。统计计算了地磁暴和行星际扰动与GIC发展过程的时间关系,得到了行星际扰动过程与GIC峰值之间的时间关系模型。(3)利用我国电网GIC监测数据,研究了行星际扰动与我国GIC之间的关系。利用肇庆地磁台地磁数据,计算了我国GIC强度与地磁场变化率之间的关系,得到两者之间的数学模型。(4)将模糊数学模型引入到GIC的预报研究中。行星际扰动参数作为输入指标,利用层次分析法确定其权重,结合聚类分析法和贴近度法对GIC强度类型进行预测,结果显示出了不错的预测精度。(5)应用径向基(RBF)神经网络模型,提出将行星际扰动参数作为RBF模型的输入数据,对GIC幅值进行预测。提出了一种空间数据补全的方法。利用MATLAB软件实现预测程序的编程,最终仿真结果显示出较好的效果。(本文来源于《华北电力大学》期刊2014-03-01）
张晓芳,刘俊,吴耀平,周率,刘松涛[2]（2013）在《行星际扰动和地磁活动对GEO相对论电子影响》一文中研究指出利用1988—2010年小时平均的GOES卫星数据,对地球同步轨道(GEO)相对论电子变化进行了统计分析,研究了相对论电子通量(Fe)增强事件的发展过程,探讨了利于相对论电子通量增强的太阳风和地磁活动条件.主要结论如下:(1)GEO相对论电子通量即使是峰值,也具有明显的地方时特性,最大电子通量出现在磁正午时.午/夜电子通量比率随着太阳风速度(Vsw)增加而增大;在Dst>-50nT时相对论电子具有规则的地方时变化.在太阳活动下降相,电子通量与各参数的相关性较好,与其相关性最好的Vsw、Kp指数以及叁次根号下的太阳风密度(N)分别出现在电子通量前39~57h、57~80h和12~24h.(2)强(日平均电子通量峰值Femax≥104 pfu)相对论电子事件,在距离太阳活动谷年前两年左右和春秋分期间发生率最高,较弱(104>Femax≥103 pfu)事件无此特点;大部分强相对论电子事件中,电子通量在磁暴主相开始增加,较弱事件中则在恢复相开始回升.(3)太阳风密度变化对相对论电子事件的发展具有重要指示作用.电子通量在太阳风密度极大值后0~1天达到极小值,太阳风密度极小值后0~2天达到极大值.(4)90%以上相对论电子事件是在磁暴及高速太阳风的条件下发生的,与其伴随的行星际参数和地磁活动指数极值满足以下条件:Vswmax>516km/s,Dstmin<-31nT,Nmin<2.8cm-3,Nmax>14.1cm-3,Bzmin<-2.9nT,AEmax>698nT.(5)磁暴过程中,Dstmin后日平均电子通量大于103 pfu的发生概率为53%左右,强/弱相对论电子事件占总数比例分别为36%/64%左右,磁暴强度对其无影响.磁暴过程中的Vsw、N和AE指数大小对于能否引起相对论电子增强起着指示作用.(本文来源于《地球物理学报》期刊2013年10期）
刘连光,杜冠男,王开让[3]（2013）在《地磁感应电流水平与行星际扰动的关系分析》一文中研究指出地磁感应电流(geomagnetically induced currents,简称GIC)取决于地磁场变化。地磁场变化受电离层、磁层和行星际等各空间的扰动变化所驱动。认识GIC与空间扰动参数的关系可尝试预测、预报GIC及其影响。利用斯皮尔曼相关系数分析了1999—2005年间芬兰输气管线GIC数据与ACE卫星记录的行星际扰动参数(Bs,Ey,V,Pk,|B|,ε)的相关性。结果表明,这些参数与GIC都具有较好的相关性;其中,Pk和|B|是与GIC相关性最好的两个参数。在大磁暴GIC事件中V的相关度最高,特大磁暴GIC事件中Ey相关度最好。如果把GIC分成叁个级别,即GIC≥10A,GIC≥20A,GIC≥30A,相关性最好的参数分别为Ey,Pk和|B|。统计GIC事件的行星际源发现,所有事件的行星际源中包含鞘层结构(SH)的比例高达82.8%,30A以上GIC的行星际源都包含有磁云结构(MC)。综合分析表明,预测GIC的影响可以考虑这些条件。(本文来源于《科学技术与工程》期刊2013年20期）
张晓芳,查石祥,刘松涛,魏雅利[4]（2011）在《行星际扰动对地磁活动的影响》一文中研究指出利用第23太阳活动周中WIND和ACE资料,统计分析行星际扰动对不同水平地磁活动的影响,研究磁暴强度与不同行星际参数之间的相关性,结果发现:①从长期来看,地磁活动指数Dst与太阳风速度的相关性最好,相关性在太阳活动谷年时最高;②多磁暴时序迭加结果证实了导致小、中、强磁暴开始的经验行星际南向磁场条件,磁暴过程中行星际磁场B_z分量、行星际晨昏向电场E_y和Akasofu函数ε的极值出现在Dst最小值前1—3小时之间。个例分析表明,大约90%的弱磁暴、80%的中级磁暴和70%的强磁暴与经验标准相符,引起磁暴的因子中B_z强度的贡献大于其持续时间。B_z<-25 nT是第23太阳活动周中产生大磁暴的充要条件;③磁暴强度与E_y、B_z、ε的相关性很好,相关系数分别达-0.812、0.781和-0.743。E_y和ε与强磁暴相关性最好,B_z与磁暴的相关性随磁暴强度增加而增大。在所有参数中,强磁暴与E_y,大磁暴与B_z的相关性最好。弱磁暴强度与行星际参数的相关性很小。(本文来源于《地震地磁观测与研究》期刊2011年03期）
李正[5]（2011）在《电离层暴及“行星际扰动—磁暴—电离层暴”的观测研究》一文中研究指出电离层暴引起电离层分层混乱,常导致短波通讯中断,长波信号相位异常,严重干扰卫星通讯,影响导航精度,是危害极大的一种空间天气。对电离层暴和与之相联系的空间天气事件的研究,是整个空间天气学的一个重要领域。本文的研究分为叁部分,主要研究内容和结果如下:1.日球电流片(HCS)对于组织背景太阳风等离子体来说是一个重要的参考平面,对太阳扰动的传播及其地球物理效应具有重要的影响。我们利用2000年1月–2005年9月的141个行星际激波和与之相联系的日冕物质抛射(CME-IPS)事件,结合全球分布的8个电离层观测站的F2层临界频率(foF2)数据,研究了日球电流片(HCS)对CME-IPS所引发的电离层扰动的影响。统计结果表明,电离层负暴呈现出日球电流片的同异侧效应,即由同侧CME-IPS事件(在太阳源表面上地球投影位置和CME爆发源位于电流片同侧)引发的电离层负暴要远多于异侧CME-IPS事件(在太阳源表面上地球投影位置和CME爆发源位于电流片异侧)引发的电离层负暴,个数比率为128/46,对于由同异侧事件引发的大的电离层负暴,其个数比率高达41/14。另外,同侧事件引发的电离层负向扰动有强于异侧事件引发的电离层负向扰动的趋势。对于2000年4月4日同侧事件和2001年4月2日异侧事件的比较研究表明,在CME爆发源的初始条件很接近的情况下,同侧事件引发的磁暴和电离层负暴要强于异侧事件。我们的结果初步表明,日球电流片对CME-IPS存在“阻碍”作用,导致了异侧事件时行星际扰动能量注入极区的不足,从而进一步限制了电离层负暴的产生和发展。2.扰动极值的预报是电离层暴预报中的一个重要方面,而现在的模型对极值的预报误差较大。我们利用86个CME-激波(CME-IPS)事件的WIND飞船的观察资料,结合地磁指数和Millstone Hill电离层台站数据,分析了在扰动事件期间“行星际–磁层–电离层”常用的几组参数(包括耦合函数)的极值之间的相关性。在此基础上,我们建立了一个预报模型,输入参数为时间加权的行星际磁场南北向分量Bz,第一步输出SYM-H_(min),第二步输出△foF2_(min)。之后,我们选取了1998年和2009年的25个CME-激波事件,对建立的模型进行了检验,将SYM-H_(min)和△foF2_(min)的预测值与观测值进行对比和误差分析。结果表明,所建立的模型能比较好的预报地磁扰动极值SYM-H_(min)和该台站的电离层负向扰动极值△foF2_(min)。3.宁静和微小地磁扰动下的电离层暴在近几年引起了人们的关注,研究者们寻找原因来解释没有强大行星际驱动能量的情况下,是什么原因引发了强烈的电离层扰动。利用电离层垂测台站的观测数据(foF2)以及JPL GPS TEC的数据,结合WIND飞船的观测资料和地磁数据,我们对2000年6月23–25日微小地磁扰动条件下(SYM-H> ?40 nT)发生的一次电离层暴事件进行了分析。通过对叁个耦合函数Borovsky函数、Akasofu函数和Newell函数的计算值以及全球极区焦耳加热和粒子沉降能量的估算的分析,我们发现在IMF Bz没有持续较强南向的情况下,耦合函数和全球极区焦耳加热以及粒子沉降能量有一个持续约13个小时加强,正是这些能量的注入加强了了赤道向的中性风,从而进一步引发了北半球强烈的正暴和负暴效应;另一方面,由于南半球处于冬季,赤道向的中性风相对较弱,加上本次事件中极区能量注入并不强大,因此没有在南半球观测到明显而持续的电离层暴。而通过对比,我们认为此次事件中Newell函数比较好的反映了太阳风扰动能量向磁层的输运。(本文来源于《中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）》期刊2011-05-01）
李晖[6]（2011）在《行星际扰动对地球空间环境的影响研究》一文中研究指出行星际扰动的传播、演化及其对地球空间环境的影响,一直都是空间天气学的前沿和热点。本文主要从观测数据入手,结合有关模型和数值模拟工具,重点研究了行星际激波和南向磁场结构这两种重要的行星际扰动现象对地球空间环境,特别是同步轨道磁场以及地磁环境的影响,并针对地磁暴,极隙区以及越极电位降等问题进行了综合研究。1.行星际激波对地球空间磁场的影响行星际激波与地球磁层相互作用,能引起同步轨道磁场和地磁场的急剧变化。同步轨道磁场对行星际激波的响应幅度与地方时密切相关,在正午附近最大,并向夜侧逐渐减小,而磁场的相对变化与地方时的关系明显减弱,与同步轨道对太阳风动压脉冲的响应特征类似。出乎意料的是,我们发现夜侧同步轨道磁场存在“负响应”的情况,并且行星际磁场多为南向。正午侧同步轨道磁场响应、地磁急始脉冲幅度以及行星际激波上下游动压根方差叁者之间存在很好的线性关系。总结叁者之间的经验公式,我们建立了利用地磁急始脉冲的观测数据对行星际激波有关特性以及同步轨道磁场变化的反演模式,并验证了该反演模型的有效性。该反演模式将有助于研究卫星观测之前的行星际激波历史事件,并可发展成为L1点及同步轨道数据缺失时的一种空间天气备用监测手段。2.行星际南向磁场结构引起地磁暴的综合研究行星际南向磁场结构是引起地磁暴的主要原因。我们发现磁暴强度与太阳风重联电场之间非常好的线性相关性,并将前人对于磁暴行星际条件的总结扩展到超级磁暴(SYMH≤-300 nT):行星际南向磁场,IMF BZ <～-27nT,并至少持续1小时;太阳风动压,Pd >～12 nPa;太阳风重联电场,EK-L >～30 mV/m。我们首次得到了暴时同步轨道磁场的360全景特征。不同强度磁暴发生时,同步轨道磁场的全景特征有着明显不同。对于中等磁暴(-100 < SYMH≤-50 nT)而言,同步轨道BZ随地方时的分布与钟型高斯分布相类似,在正午前达到最大,而后向夜侧逐渐减小;而超级磁暴时,同步轨道BZ的正态分布发生反转。进一步的分析表明,这是由于向阳侧磁层顶在此时已经进入到地球同步轨道以内。我们研究了暴时磁层的能量学特征。从太阳风输入到磁层的总能量对磁暴强度起决定性作用,二者的相关系数高达0.90。进入磁层能量的输入效率与磁暴强度正相关,并且在磁暴主相期间最大。我们澄清了环电流注入和高纬电离层耗散的相对重要性,二者的比值与磁暴强度成正比。对于中等磁暴而言,高纬电离层的耗散占主导;而对于大磁暴(SYMH≤～-200 nT)而言,环电流注入的耗散则占主导。相比整个磁暴和恢复相,环电流注入所占的比例在主相期间更大。我们还定量考察了暴时磁层能量的收支状况,发现磁层能量的耦合效率随着磁暴强度的增加而呈指数衰减。强磁暴期间输入到磁层的能量并没有完全释放,可以储存在磁层之中,并作为一些中等强度磁暴的额外能量来源。我们利用统计分析,得到了磁暴期间地磁扰动水平分量的晨昏不对称性及其演化特征,并结合一些合理假设,定量研究了部分环电流对于暴时Dst指数的贡献及其在磁暴期间的演化过程。主相期间,部分环电流的贡献占主导地位,并在磁暴最强时达到最大,而后在恢复相迅速减小,在恢复相末期,部分环电流的贡献则可忽略不计。进一步的研究表明,部分环电流的相应贡献与磁暴强度有关,随着磁暴强度的不断增加,部分环电流的贡献逐渐减小。我们模拟了“卡灵顿事件”期间,地球磁层―电离层系统对超强太阳风暴的响应。向阳侧磁层顶和弓激波被压缩至4.3和6.0 RE,同时侧翼部分的弦激波和磁层顶也受到强烈压缩作用。超强磁暴发生后,1区场向电流急剧增强约60倍,电离层的越极电位降增加约80倍,重联电压为一般磁暴时期的5到6倍,大量太阳风能量进入到磁层内部,从而引发强烈的空间天气现象。3.极隙区和越极电位降与行星际扰动的关系基于T96模型,我们定义了极隙区的位形以及相关的描述参量,并讨论了太阳风动压、行星际磁场及磁暴强度对极隙区位形的影响。我们将所得结果与前人的观测结果进行了简单的比较,总的来说,利用T96模型确定极隙区位形的效果还是不错的。我们提出了一个准静态非线性的太阳风―磁层―电离层耦合电路模型以理解并解释越极电位降饱和的现象,与观测比较,效果不错。发电机区的内阻越小,向阳侧磁重联线越长,夜侧与向阳侧重联电势之比越大,向阳侧与夜侧发电机区内阻之比越大时,越极电位降的饱和水平越高。(本文来源于《中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）》期刊2011-04-01）
张莹[7]（2009）在《行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究》一文中研究指出太阳瞬变活动如太阳耀斑、日冕物质抛射(CME)和射电爆发等,以及冕洞太阳风高速流是空间天气的主要驱动源,是造成行星际扰动及相应地磁扰动的主要原因,对日地空间环境具有举足轻重的影响。本文借助数值模拟和统计分析相结合的方法,对太阳活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性及相关的预报方法进行了研究。利用Hakamada-Akasofu-Fry(HAF)太阳风模型,通过比较有无爆发事件发生时的模拟结果,首次区分了第23太阳周(1996～2005)的叁种行星际结构:“纯”-共转相互作用区(CIR),CIR与行星际日冕物质抛射(ICME)的相互作用结构和“纯”-ICME。在此基础上对CIR的重现型地磁活动;CIR与激波、磁暴的关系进行了统计性分析,其结果如下:(1)在第23太阳活动周共识别了157个CIR事件,大部分事件发生在下降相。(2)引入相邻卡林顿周的Kp指数的相关系数( CCKCCR )来反映地磁活动的重现性程度。CCKCCR的最大值出现在太阳活动下降相,表明重现型地磁活动在这个时期占主导地位。通过分析冕洞的纬度和CCKCCR的关系,可以看出CIR在重现型地磁活动的重要作用。(3)在1AU处,41%的CIR可以形成激波,且多为前向激波,其原因可能是:相对于背景太阳风,前向激波是远离太阳,向西且向赤道传播的,而后向激波是靠近太阳,向东且向极区传播的,因而在1AU处黄道面附近的Wind,ACE卫星观测到更多的是前向激波。(4)CIR引发的磁暴与激波没有必然联系,仅有44%与激波相伴随。(5)当Dst指数大于-100 nT时,CIR引起的磁暴的Dst指数与行星际磁场Bz,晨昏电场Ey,和太阳风-磁能耦合函数(ε)具有较好的线性相关关系。(6)由于地球和太阳相对位置的变化,CIR的地磁活动具有明显的季节效应,在二分点(春分和秋分)附近最强。这些统计结果,可以为CIR地球物理效应的中长期预报提供重要参考。建立了一种预报激波到达时间的数据库新方法。基于HAFv.1模式,利用大量虚拟事件建立一个激波渡越时间数据库,该数据库包括:虚拟事件的源位置,初始激波速度,发生年份以及其对应的渡越时间。只要输入太阳观测事件的源位置,初始激波速度和与第23太阳周相应的发生年份,就可以在数据库中迅速查找到该事件所对应的激波到达时间。对于1997年2月到2002年8月间的130个历史激波事件的预报试验表明数据库方法的预报能力并不亚于STOA、ISPM、HAFv.2模型,从而显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,由于太阳活动的周期性,我们选取了23个其他太阳活动周的事件,尝试用该数据库进行预报,也得到了较好的预报结果。这表明,该数据库方法可能也适用于其他太阳周。然而,该数据库方法也有它的不足之处,如没有考虑源表面磁场的短期变化,致使大尺度日球电流片位形以及背景太阳风结构等都有所偏差,使得该方法的预报结果存在一定误差。另外,为了简单起见,该数据库方法向其它太阳周的拓展也没有得到较好的太阳活动周的相位对应。这些因素将会在未来的工作中考虑。目前的工作旨在提供一种可以迅速预报激波到达时间的新方法。给出预报行星际激波到达时间的两种一维数值模型:一种是基于一维流体方程,采用Roe格式建立起来的激波扰动的传播模型(称之为1D-HD模型);另一种是采用时空守恒元和解元( CE/SE )方法建立起来的一维磁流体(MHD )激波传播模型(称之为1D-MHD(CE/SE)模型)。选取了一定的激波样本事件,对激波到达地球轨道附近的传播时间进行了预测,并将预报结果与STOA,ISPM,HAFv.2以及SPM模型所得结果进行了比较。结果表明,这两种模型的预报精度与其它模型相比基本相当。表明这两种模型在空间天气的激波到达时间的预报方面有潜在的应用价值。这两个模型虽然是简单的一维数值模型,但却可以达到迅速预报激波到达时间的目的,而且可以通过进一步的改进,期望可以对激波能否到达1AU及地球轨道给出判断。(本文来源于《中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）》期刊2009-05-01）
佟亚男[8]（2009）在《行星际扰动对地磁暴发展的影响研究》一文中研究指出地磁暴是全球范围内的剧烈扰动,是空间天气中一种非常重要的现象,是日地能量耦合链中的重要一环。地磁扰动对天基、地基技术系统,特别是对卫星通讯、导航、电力系统、输油管道等产生严重影响。因此,地磁暴的研究不仅具有很高的学术价值,而且还有很重要的现实意义。本文主要基于WIND和ACE卫星的行星际磁场和太阳风观测数据,以分析观测资料为主,从个例分析和统计分析角度出发,主要对第23太阳活动周不同强度、不同发展阶数地磁暴的行星际源进行了研究,为预报员预测地磁扰动的强弱及其持续时间提供更多的线索,同时为完善统计预报模式奠定基础。本文利用数值模拟的方法,模拟研究了行星际激波与共转高速流在不同条件下的传播过程,定性分析了它们之间的相互作用对扰动到达地球时间的影响,为预测扰动到达地球时间提供参考依据。本文的主要工作概括如下:1.中等强度地磁暴行星际源的统计研究。对第23太阳活动周发生的183次中等强度地磁暴(-100nT<Dst≤-50nT)的年分布状况、引起中等磁暴的行星际源、以及不同行星际结构在太阳活动周中的分布特征作了统计分析,并与强磁暴行星际源的分布状况做了对比。重点研究了共转相互作用区(CIR)与行星际日冕物质抛射(ICME)、磁云(MC)与非磁云结构ICME,以及与鞘区磁场相关的行星际结构和ICME本体单独作用在中等强度地磁暴中的相对重要性。2.多阶强磁暴行星际起因的研究。对1998-2005年发生的42起多阶强磁暴(主相为二阶及二阶以上)进行了分析,分析结果表明:引起多阶磁暴的行星际结构是极其复杂和多样的,磁暴主相的多阶发展与间歇式的行星际磁场南向分量Bz结构密切相关,其中“鞘区与ICME共同作用”和“扰动的行星际磁场南向分量”是引起多阶磁暴最重要的原因。多阶强磁暴与一阶强磁暴的持续时间和强度的对比结果表明,磁暴主相的多阶发展对磁暴强度的增强有一定影响,但对主相持续时间的影响更显着。3.细致分析了磁云磁场结构对磁暴主相多阶发展的影响。利用1997-2007年间Wind和ACE卫星观测到的71个由磁云引起的中强磁暴(Dst*≤-50nT),对磁暴主相的多阶发展(主相为二阶及二阶以上)与磁云磁场结构的关系进行了统计分析,找出能够引起磁暴主相多阶发展的磁云磁场结构类型,并重点研究了不同类型的磁云磁场结构在磁暴主相多阶发展中的相对重要性。统计结果表明:鞘区磁场单独作用、不同类型磁云(包括SN、S和NS型)单独作用、以及鞘区与不同类型磁云共同作用(包括Sheath+SN、Sheath+S和Sheath+NS)都可能引起磁暴主相的多阶发展;一阶磁暴主要由鞘区磁场单独作用和磁云本体单独作用引起,而在多阶磁暴中,有大约2/3为鞘区磁场与磁云本体共同作用引起,有近1/3为鞘区磁场单独作用和磁云本体单独作用引起。4.用叁维运动学模型模拟研究行星际激波与共转高速流的相互作用。利用叁维运动学HAF模型,模拟了行星际激波和共转高速流(CHSS)在行星际空间的传播过程。通过模拟行星际激波与CHSS相互作用在行星际的传播过程,研究了相互作用对CHSS到达地球时间的影响,以及对行星际激波的传播和激波形态的影响。模拟结果表明: (1)行星际激波与CHSS相互作对彼此到达地球时间都有影响;(2)有激波条件下的CHSS到达地球时间更早,且CHSS到达地球时间与驱动激波的耀斑的强度以及扰动源区的位置有关,耀斑的强度越大、扰动源区与CHSS前的电流片的经度距离越近,则CHSS到达地球时间也越早;(3)激波在以CHSS为背景的太阳风中传播得更快,但激波与CHSS的相互作用对激波到达地球时间的影响远没有对CHSS到达地球时间的影响大;(4)当耀斑位于CHSS前电流片的东边时,耀斑驱动的激波与CHSS相互作用可能会使激波形态发生改变,呈双峰结构。(本文来源于《中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）》期刊2009-04-01）
赵明现,乐贵明,刘玉洁[9]（2006）在《行星际扰动与不同级别磁暴强度关系的研究》一文中研究指出利用1997—2004年间ACE卫星太阳风观测的时均值数据和相应的Dst指数,针对Dst_(min)≤—50nT的磁暴,分析了行星际参数(B_z,E_y,v,R_k,|B|,ε′=v_xB_z~2sin~4(θ/2))与Dst指数的相关关系．验证了E_y,B_z与Dst指数的良好相关性；按磁暴强度的不同,发现磁暴强度越大,行星际参数与磁暴强度(Dst_(min))的相关性就越好．对于中等磁暴(-100nT＜Dst_(min)≤-50nT),行星际参数与磁暴强度的相关系数不高．如果把磁暴分为两个档次,即-150nT＜DSt_(min)≤-50nT的磁暴和Dst_(min)≤-150nT的磁暴,计算结果表明,ε′与Dst指数的相关性是最好的．在诸多行星际参数中,就单一因素来说,E_y对磁暴强度影响最大,B_z对磁暴强度影响次之．(本文来源于《空间科学学报》期刊2006年06期）
赵明现[10]（2006）在《行星际扰动与磁暴关系的统计研究》一文中研究指出利用1998-2005年间ACE卫星观测的太阳风数据和相应时期的Dst指数,针对不同级别的磁暴,分析了行星际参数(B_z、E_y、V、P_k、|B|、ε′=V_xB_z~2sin~4(θ/2))与Dst指数的相关关系。行星际太阳风影响磁暴最重要的叁个参数是:太阳风能量耦合函数(ε′)、行星际电场东西向分量、行星际磁场南北向分量。对于中等磁暴(-100nT<Dst_(min)≤-50nT)、大磁暴(-200nT<Dst_(min)≤-100nT)和特大磁暴(Dst_(min)≤-200nT),Dst_(min)与能量耦合函数最大值(ε′_(max))的相关系数分别为0.23、0.52和0.65;Dst_(min)与行星际电场东西向分量最大值(E_(ymax))的相关系数分别为0.37、0.52和0.57;Dst_(min)与行星际磁场南北向分量最小值(B_(zmin))的相关系数分别为0.12、0.46和0.45。产生中等磁暴和大磁暴的行星际条件并不高。对于中等磁暴,行星际磁场南向分量(B_(smax))的最低值为3.82nT,E_(ymax)的最低值为2.78mV/m,ε′max的最低值为5371.2(×10~(-15)Wm~(-2));对于大磁暴,B_(smax)的最低值为4.32nT,E_(ymax)的最低值为3.98mV/m,ε′_(max)的最低值为8402.1(×10~(-15)Wm~(-2));对于特大磁暴,需要的条件则苛刻得多。对于特大磁暴,B_(smax)的最低值为18.08nT,E_(ymax)的最低值为13.36mV/m,ε′_(max)的最低值为241524.7(×10~(-15)Wm~(-2))。 行星际扰动的极值与磁暴期间Dst_(min)之间时间关系的研究显示:一般在行星际参数(B_z、E_y、ε′)极值时刻之后至少2h,Dst才会达到最小值,不过也有个别事件行星际参数的极值甚至会在Dst_(min)时刻之后。在大磁暴的情况下,我们统计得到的Dst_(min)相对B_(zmin)的延迟时间平均为3h47min,相对E_(ymax)的延迟时间平均为4h25min,相对ε′_(max)的延迟时间平均为4h19min。特大磁暴情况下,所有的Dst_(min)都出现在B_(zmin)之后,延迟时间平均为3h20min,Dst_(min)相对E_(ymax)的延迟时间平均为3h5min,Dst_(min)相对ε′_(max)的延迟时间平均为3h5min。针对叁个时间关系异常(行星际参数极值与Dst_(min)相比没有提前)的事件,分析认为异常与磁暴的多个发展阶段有关。 对于本文设定的阈值条件(B_z=-10nT、E_y=5mV/m、ε′=46,000(×10(-15)Wm~(-2))),行星际参数第一次达到阈值的时刻一般在Dst_(min)之前3-6h(约占67.4%),行星际参数第二次达到阈值(恢复过程中)的时刻一般不会出现在Dst_(min)时刻之后。大磁暴期间行星际参数B_z超过阈值的持续时间一般≤5h(占73.3%),特大磁暴期间行星际参数B_z超过阈值的持续时间一般≥5h(占62.5%)。E_y和ε′超过阈值的持续时间与B_z的情况类似。 ε′_(max)与Dst_(min)在强度上具有很好的相关性,特别是对于强磁暴(Dst_(min)≤-100nT),其相关性是所有参数中最好的。ε′_(max)与Dst_(min)之间的时间响应也更加稳定,只有一个事件反常。而且ε′具有更容易识别的变化曲线。在Dst指数的预报中,使用ε′可能会有更好的效果。所以,本文基于Wang Model以及OM Model,使用ε′代替E_y,建立了基于能量参数ε′的Dst预报模式,取得了比较好的预报效果。(本文来源于《中国气象科学研究院》期刊2006-06-01）
行星际扰动论文开题报告
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
利用1988—2010年小时平均的GOES卫星数据,对地球同步轨道(GEO)相对论电子变化进行了统计分析,研究了相对论电子通量(Fe)增强事件的发展过程,探讨了利于相对论电子通量增强的太阳风和地磁活动条件.主要结论如下:(1)GEO相对论电子通量即使是峰值,也具有明显的地方时特性,最大电子通量出现在磁正午时.午/夜电子通量比率随着太阳风速度(Vsw)增加而增大;在Dst>-50nT时相对论电子具有规则的地方时变化.在太阳活动下降相,电子通量与各参数的相关性较好,与其相关性最好的Vsw、Kp指数以及叁次根号下的太阳风密度(N)分别出现在电子通量前39~57h、57~80h和12~24h.(2)强(日平均电子通量峰值Femax≥104 pfu)相对论电子事件,在距离太阳活动谷年前两年左右和春秋分期间发生率最高,较弱(104>Femax≥103 pfu)事件无此特点;大部分强相对论电子事件中,电子通量在磁暴主相开始增加,较弱事件中则在恢复相开始回升.(3)太阳风密度变化对相对论电子事件的发展具有重要指示作用.电子通量在太阳风密度极大值后0~1天达到极小值,太阳风密度极小值后0~2天达到极大值.(4)90%以上相对论电子事件是在磁暴及高速太阳风的条件下发生的,与其伴随的行星际参数和地磁活动指数极值满足以下条件:Vswmax>516km/s,Dstmin<-31nT,Nmin<2.8cm-3,Nmax>14.1cm-3,Bzmin<-2.9nT,AEmax>698nT.(5)磁暴过程中,Dstmin后日平均电子通量大于103 pfu的发生概率为53%左右,强/弱相对论电子事件占总数比例分别为36%/64%左右,磁暴强度对其无影响.磁暴过程中的Vsw、N和AE指数大小对于能否引起相对论电子增强起着指示作用.
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
行星际扰动论文参考文献
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