磁層頂

磁層頂（magnetopause）是太陽風和磁層的交界區，它區分出太陽風和磁層的磁場和等離子體。

磁層頂外側行星際磁場較小，太陽風等離子體密度較大、温度較低；磁層頂內側磁層內側磁層磁場較大，等離子體密度較小、温度較高。位於南北半球的極尖區是太陽風等離子體直接進入磁層的通道。

磁層頂是太陽風和磁層相互作用的主要區域，兩者相互作用產生了多層次和多尺度結構，導致太陽風不斷向磁層傳輸能量、動量和質量，太陽風磁層耦合過程像發電機一樣在磁層產生電流和電場並驅動了磁層裏大尺度的對流。 ^[1] 

1931年，Chapman和Ferraro在研究地磁暴時就預言地球磁層頂存在，並指出磁層頂大小受太陽風動壓控制。當時，他們認為來自太陽的微粒流是間歇性的，僅發生在太陽活動期間，因而產生的地球磁層頂也具有間歇性。1951年，Bierman通過對彗尾分析表明，太陽風是任何時候都存在的。這也就説明了地球磁層頂具有永久性特點。在隨後年代期間，地球磁層頂存在被大量觀測衞星所證實。 ^[2] 

圖1畫出了Explorer 12 衞星在1961年9月13號所觀測到磁場強度。當天，Explorer 12衞星磁層頂穿越發生在日下點附近，地方時為12點處。根據磁場大小及方向突變可知，圖1所顯示磁層頂穿越點到地球距離大約為Re（Re為地球半徑）。圖1也給出了磁層頂內側磁場大致為地球偶極場理論模型預報值的兩倍，説明了磁層頂電流片對地球磁場屏蔽作用。 ^[3] 

磁層頂電流片概念最早起源於Chapman和Ferraro。圖2顯示了北半球Chapman-Ferraro電流片分佈示意圖，同時也給出了磁層頂電流產生原因。根據早期封閉模型，假設太陽風沒有磁場情況下，在太陽風質子和電子開始穿入地球磁場過程中，它們將各自受洛倫茨力作用而發生相反方向偏轉反射，形成了磁層頂電流。在磁層頂白天一側，磁層頂電流由兩個渦旋電流組成，南北半球各一個，其渦旋中心在極隙區處。從太陽方向往地球看去，北半球磁層頂電流逆時針旋轉，南半球磁層頂順時針旋轉。根據簡單平面磁層頂模型可知，磁層頂電流片厚度大致為1個離子迴旋半徑。不過，最初的模型過於簡單，並非自洽的，而且忽略了太陽風磁場和磁層內等離子體存在。根據實際觀測，磁層頂厚度大致為幾個到幾十個離子迴旋半徑，從幾百公里到上千公里。 ^[4] 

在近地空間磁赤道面上，磁層頂形態大致可用橢圓方程來描述。然而，近地空間磁層頂位形並非呈旋轉軸對稱形狀。根據磁層頂穿越數據統計分析，高緯磁層頂尺度要比低緯磁層頂尺度小。然而，高緯磁層頂是否存在內凹結構，他們的結論並沒有達成一致。根據Safrankova等人分析結果，表明高緯磁層頂在極隙區附近存在內凹結構，在通常太陽風條件下，其內凹深度大約為2.5 - 4 Re左右。根據Zhou和Russell分析，得到並無跡象表明高緯磁層頂位形存在內凹結構。根據以往磁層頂數值計算結果，均表明高緯磁層頂存在內凹結構，其三維內凹結構如圖3所示。不過需要指出的是，在六七十年代磁層頂數值計算並沒有考慮磁層內部電流對地球磁場影響。對於遠磁尾磁層頂位形，大致可看成旋轉圓柱面形狀，在各種太陽風條件下，其圓面半徑大致在20到40 Re之間。通過對Pionner 7 遠磁尾磁場觀測結果分析，Villante得到磁尾磁層頂位形可延伸到1000Re左右。 ^[3] 

根據以往大量磁層頂穿越數據統計分析，在通常太陽風條件下，磁層頂日下點距離大約在10 - 11Re之間；在極弱的太陽風條件下，可達14Re；在極端太陽風條件下，磁層頂可被壓縮到6.6Re以內。低緯磁層頂位形主要受太陽風動壓和行星際磁場南北分量影響。根據以往大多數低緯磁層頂經驗模型，當太陽風動壓增加時，整個磁層受到壓力增強，使磁層頂尺度減小，但磁層頂形狀基本保持不變。南向行星際磁場可通過磁重聯方式剝蝕白天一側磁通量並傳輸到背陽面，從而造成白天一側日下點距離減小磁尾磁層頂張角增加。南向行星際磁場對日下點侵蝕過程具有飽和性，即當南向行星際磁場強到一定程度之，日下點距離基本不再隨着南向行星際磁場增強而減小。大多數低緯磁層頂經驗模型得到北向行星際磁場基本不影響磁層頂日下點距離，但對於北向行星際磁場是否影響磁尾磁層頂張角，結論不一。對高緯磁層頂位形來講,由於地磁偶極傾角擺動會造成整個地球磁場擺動，對極隙區位置及南北方向磁尾磁場不對稱性改變特別明顯，從而影響高緯磁層頂位形，如圖4所示。 ^[3] 

對於磁層頂位形研究，理論模型要比經驗模型發展的早，主要集中在60年代以及70年代初期。這些理論模型主要基於磁層頂兩邊太陽風動壓（或磁鞘壓強）和磁層頂內側磁層磁壓相互平衡理論。這些理論模型大多可給出較好的全球磁層頂基本形態，為磁層頂位形經驗模型發展和完善提供了方向，但定量結果大多與實際觀測差別比較大。

理論模型之間結果差別，主要源於所採用地球磁場模型不同、計算近似方法不同或其它的相關假設不同。值得提出的是，在1999年，Sotrielis和Meng採用了Tsyganenko 1996磁場模型來計算磁層頂位形，該模型能夠反映太陽風及地磁指數對磁層頂位形影響，在計算過程中不僅考慮了磁層頂表面電流影響，同時還考慮了越尾電流、環電流和場向電流影響。對於磁層頂位形理論計算，還有年代之後更加複雜的數值模擬。 ^[3] 

定量化的磁層頂經驗建模是從70年代開始的。按照模型是否能夠反映上游太陽風變化劃分，其整個發展過程可分為三個階段：（1）靜態磁層頂經驗模型；（2）準動態磁層頂經驗模型；（3）動態磁層頂經驗模型。

靜態磁層頂經驗模型僅能給出平均磁層頂位形。準動態磁層頂經驗模型採用太陽風數據分組方法，分別擬合出各組磁層頂平均位形，因此，可以實現太陽風變化對磁層頂位形影響。動態磁層頂經驗模型能夠描述連續太陽風變化對磁層頂位形影響。 ^[3]