地球空间(磁层和电离层)对行星际和太阳风扰动的全球响应是空间天气变化因果链中承上启下的关键环节,是揭示地球空间天气基本规律的关键科学课题。本文主要运用全球MHD数值模拟,结合卫星观测,系统研究了地球磁层对三种行星际扰动(Bx,太阳风动压增强以及IMF北转)的全球响应规律。　　 主要取得如下三方面成果:　　 1.IMFBx在太阳风-磁层-电离层耦合中的作用在太阳风—磁层—电离层耦合过程中,一般认为行星际磁场Bz,BT=√B2/y+B2/z以及行星际磁场时钟角θIMF=arccos(Bz/BT)起主要作用,而很少考虑行星际磁场的x分量(Bx)的影响。最近的一些研究工作表明在低阿尔芬马赫数情况下,Bx对弓激波的形状有重要的影响。利用全球MHD数值模拟以及Hu等(2009)设计的确定重联线及计算沿重联线的重联率的方法,本文系统研究了Bx在太阳风—磁层—电离层系统中作用,主要体现在磁层顶位形、电离层越极电位和磁层顶重联率。结果表明,在低太阳风阿尔芬马赫数条件下,随着Bx出现,(1)磁层顶会出现南北不对称性,当Bx·Bz为负(正)时,磁层顶会向北(南)偏移,而弓激波则向相反方向偏移;(2)磁层顶重联线则会偏离赤道面,当Bx＞0(Bx＜0)时,日侧重联线向北(南)移动,而夜侧重联线向南(北)移动；(3)沿重联线的重联电压和电离层越极电位则随着Bx的增强而明显减小,可以超过20％。越极电位和重联率的减小主要是由于在低阿尔芬马赫数时,Bx的增加会使磁鞘显著扩大,从而导致重联率减小。　　 2.不同IMF下动压增强引起的极光增亮现象的数值模拟最近有观测表明太阳风动压Pdvn增强会引起大尺度的极光增亮现象。这些工作主要关注极光增亮现象在时间和空间上的演化,其相应的物理机制目前仍是当前的热门课题。利用全球MHD数值模型,研究了三种不同行星际条件下的动压增强引起的极光增亮事件,分别为：(1)2000年8月11日,Bz＜0,By＞0;(2)2001年5月8日,Bz＜0,By＜0;(3)2005年1月21日,Bz≥0。结果表明,极光主要有晨侧极光和昏侧极光两部分,其位置强烈依赖于IMF条件。当IMF南向且By＜0时,昏侧极光更靠近赤道侧,几乎所有的磁地方时(MLT)的极光都位于70°地磁纬度(MLAT)附近;而当By＞0时,昏侧极光则会更靠近极区,甚至可以达到80°MLAT。当行星际磁场北向时,得到与前人类似的结果,极光卵相对南向IMF时较小,其响应也主要是局地的。数值模拟结果与观测在极光增亮的位置和强度方面基本一致,这意味着太阳风动压增强确实会引起电离层极光增亮现象。在数值模拟中,近似用Hall电导来表征极光增亮现象,而Hall电导在数值模型中主要由向上的场向电流所决定。因此其物理机制可以解释如下,太阳风动压增强会增大电离层越极电位及其相应的场向电流,最终形成极光增亮现象;而场向电流的位形与IMF条件密切相关,因此极光增亮现象在电离层中的位形也强烈依赖于IMF条件。　　 3.IMF北转对磁尾偶极化的效应空间物理中有一个很重要的问题,即外部IMF的突然扰动(即外部触发,主要指IMF北转)与亚暴触发之间到底是随机偶然同时发生事件还是存在内在的因果关系。统计研究表明两者间有很大的联系,并且意外地发现伴随外部触发的亚暴要比没有外部触发的在各方面(例如AL指数,同步轨道偶极化程度)都强。然而最近也有文章指出,以上的统计结果并不能肯定得到亚暴与IMF北转存在因果联系。本文利用全球MHD数值模拟,讨论了IMF北转对磁尾偶极化的作用。计算了三组算例,(1)磁尾平静时,IMF发生北转,(2)磁尾会自发出现偶极化时,IMF发生北转,(3)最后还模拟了一个伴随有IMF北转的亚暴的偶极化事件。主要得到以下两条结果,(1)IMF北转确实能引起磁尾偶极化,事件模拟也证实了这一结果,且偶极化最初在内磁层出现,然后向磁尾传播;(2)IMF北转能显著增强和延长自发产生的偶极化过程,这与统计得到的伴随外部触发的亚暴强于没有外部触发的结果基本一致。这些结果表明,虽然IMF北转并不是亚暴触发的必要条件,但是它也起着非常重要的作用。