太阳耀斑的运动学无力场储能机制

本文同时求解无力场方程和磁感应方程,假设无力场的磁通量管具有细长体的位形,可对半径r展开。等离子体的运动使得初始的势场演变为有电流分布的无力场,将流体的动能转变为磁场的磁能储存在磁力线管里。本文的结果,可以用来研究太阳耀斑的储能过程,在一天左右的时间内可储存10³²erg的能量,提供太阳耀斑爆发的需要。     

日冕扰动传播的数值模拟

本文应用一种新的磁流体力学模式和球坐标中的Euler全隐式计算格式,重新考察了太阳日冕扰动的传播特征。为了模拟太阳大气的磁场结构,文中采用解析和数值相结合的方法,得出了溪流状的磁场位形。在这种磁场模式下,我们讨论了太阳表面赤道附近冷物质径向喷射所引起的日冕动力学响应和伴随的物理过程,揭示了一些很有意义的物理现象。这些结果可以解释日珥的形成及伴随的日冕瞬变。     

太阳四极黑子的无力场和1972年8月大活动区的磁能

本文用四极场近似讨论了1972年8月大活动区的磁场结构。推导出如图1所示对称线性无力场的三维分量、磁能和自由能的分析表达式。具体计算了自由能的逐日变化,并与每天的区域耀斑指数进行对比。结果表明:(i)此活动区的耀斑能量来源于磁场扭转产生的自由能贮备;(ii)此活动区磁场可用四极场近似处理;(iii)文中提供的分析解(20)—(22)和(29)—(32)式以及横场形态(图5)可供具有类似极性排列的黑子群使用;(iv)似乎存在2级以上耀斑的自由能下限,△E～8×10³¹尔格,此判据可供耀斑预报参考。     

孤立无力场磁拱的自洽模型

聚集强磁场的磁通量管是太阳表面磁场的基本位形。本文讨论了孤立磁通量管在太阳大气中的平衡位形。从数学上看,即使对于线性无力场模型,磁势的方程是线性的,但边界条件是非线性的,而且边界位置也需要由物理条件确定。对于孤立的无力场磁拱,在较大标高近似时,我们求出了均匀圆弧拱和非均匀拱模型的分析解。结果表明,对于不同的环向磁场,非线性问题可能无解,可能有解;非线性问题解的个数最多可以有四个,有时是两个。本文具体求出了胖拱近似和瘦拱近似下的分析解,从而揭示出磁拱结构的一般性质。     

有涨落效应的磁流体静力学关系——局部展开

本文采用局部展开的方法,分析了湍流近似条件下的磁流体静力学关系。对于涨落的、平均的动量守恒和磁感应方程,都得到了可以自洽的湍流场关系。与普通的静力学关系相比,湍流场引进的力包括与平均场平行和垂直分量的力1/(4π)(a⁽¹⁾×B_0)×B₀,以及与平均场垂直的由湍流边值引进的力1/(4π)k×B₀。对于二维磁场位形,基本方程可化为一个二阶椭圆型方程,其中包括由涨落场引进的一些线性和非线性项。湍流场使磁场位形改变,可使位形非均匀剪切。在许多天体物理环境中都观测到湍流场,因此研究湍流场的影响是重要的。     

太阳耀斑核块中的电流

本文利用1980年4月6日AR2372活动区中1B/M1级耀斑的高分辨H_α偏带单色像和真正同时性观测的向量磁场资料,研究了耀斑核块在闪相期间的发展及其与磁图和纵向电流图中特征的关系,得到了如下主要结论: 1.发生于20:53UT的耀斑开始由5个核块组成,这些核块不断增亮,于21:00UT同时达到极大,然而它们的寿命并不相同(图2). 2.耀斑起始核块处在磁场中性线附近,对应于Hagyard等所定义和计算的最大剪切区域(图3). 3.耀斑起始核块的位置与Krall等所计算的纵向电流密度极大位置一致(图4). 4.耀斑前夕和耀斑期间的活动区磁场是高度剪切的.自开始至耀斑极大期间,纵向磁场B_∥和横向磁场B_⊥均未发生实质性变化. 5.1980年4月6—7日,AR2372活动区中至少存在10个联结不同磁极性的H_α环系(图5).其中4个位于比较活动的南部区域.这4个H_α环系的位形与Machado等从X光观测推测出的环系一致.     

太阳23周活动上升期磁场剪切角的统计分布

利用国家天文台怀柔太阳观测站太阳活动区矢量磁场资料, 计算了太阳23周活动上升期(1996~2000年)活动区的磁场剪切角. 结果表明, 磁场剪切角的统计分布近似为Gauss分布, 在北半球负的剪切角占优势, 南半球正的剪切角占优势, 存在与磁场无力因子α 和电流螺度相似的南北半球符号的反对称性.     

日冕物质抛射的大尺度磁场结构

基于对一组初发于可见日面的日冕物质抛射的源区研究, 证认两类太阳大尺度磁场结构, 指出这些大尺度磁场结构是太阳磁场的内禀分量, 它们的不稳定性、向外膨胀和抛入行星际空间的过程, 是导致日冕物质抛射的基本过程. 这两类大尺度太阳磁场结构是联结太阳南北半球两个活动带的巨磁环和巨暗条(暗条通道)及与之相关的磁场结构. 后者在光球全日面磁图和综合磁图上, 表现为排成两列的相反极性的黑子或谱斑磁场, 其磁场极性反变线(磁中性线)的长度一般超过50日面度. 把后一类大尺度磁场结构称为“超级A结构”. 它们有时表现为巨暗条及相关的大尺度磁场. 由于这类大尺度磁场结构尺度大, 向日冕延伸到很高的高度, 在通常以研究耀斑等活动区尺度现象为目标的太阳磁场观测中难以证认. 证认这些大尺度磁场结构, 成为理解日冕物质抛射产生的物理机制和预报日冕物质抛射的关键.     

太阳极区矢量磁场研究 *

1997年4月12日 ,利用怀柔太阳观测站视频磁象仪的“深积分”观测模式 ,系统地测量了处于太阳活动极小年的极区矢量磁场 .研究发现 :极区磁场的方向偏离太阳表面的法线方向约40 .2°± 3.2° ;较强的磁元通常具有较小的偏离 ;在高于南纬5 0°的极冠区 ,总磁通量密度及净磁通量密度分别为7.8× 1 0 ^-4 T和 - 3.4× 1 0 ^-4T ;相应的总、净磁通量分别为 5 .5× 1 0 ¹⁴ Wb和 - 2 .5× 1 0 ¹⁴ Wb ;属于太阳大尺度磁场的这部分净磁通量 ,与在离太阳一个天文单位处测到的行星际磁场 (IMF)的量级是大致相等的 .     

速度梯度驱动的动力学Alfvén波不稳定性及其反常输运效应

本文提出了等离子体宏观速度梯度是激发动力学Alfvén波的有效机制。导出了相应的色散关系,研究了波的特性,并讨论了准线性扩散效应。计算表明,在地球磁层顶附近,当扰动磁场为10^-5Gs时,垂直扩散系数可达10⁹m²/s。从而第一次从理论上论证了磁层边界区的等离子体波足以产生维持准定常的磁层对流所需要的反常输运效应。     

铁磁薄膜中静磁波的二阶非线性效应分析

本文通过计算静磁波势方程的源项研究分析了铁磁薄膜中的非线性静磁表面波(MSSW)和后向体波(MSBVW),实现整流和二次谐波转换的可能性,理论结果表明,铁磁膜对MSSW的二次非线性磁化响应不能激发直流磁场,也不能激发传播二次表面谐波,铁磁膜对MSBVW的二次非线性磁化响应不会引起直流磁场,但是在H₀/M₀<(cos²θ)/3和相位匹配条件下可以激发二次后向体谐波。     

扩展射电源的磁场分布和晕源的性质

本文研究了扩展射电源的X射线和射电辐射分布图,计算了射电星系CenA,3C264,星系团A2634,A1775和后发星系团等源中磁场下限和其它物理量的分布,结果表明,星系团射电源可能包含两种成分:1.与某些射电星系相联系,磁场较强(>10^-6高斯),X射线主要来自热机制;2.与整个星系团相联系的扩展射电晕,磁场为10^-8高斯,有强的康普顿辐射。 本文不仅给出了几个扩展射电源的磁场下限分布,还得到了对康普顿辐射有重要贡献的一个确切样例(后发星系团晕源),并由此提供了鉴别X射线辐射机制的方法和对观测的要求。     

球坐标中的Euler全隐式计算格式及其对太阳物理现象的应用

为了研究太阳大气中全球性的问题,本文将Eular全隐式计算格式(FICE方法)推广到球坐标情况。文中应用逐线法求解压力的差分方程,并采用投影特征线方程来确定顶部和底部的边界条件。对于全球性的大尺度现象,还考虑到引力场随高度的变化,同时在径向采用了非均匀网格。作为一个数值例子,文中还讨论了在偶极子磁场模式下,太阳表面赤道附近存在径向的物质喷射,所引起的太阳大气中的物理过程,其结果可以解释日珥及伴随的日冕瞬变现象。     

共形映像的Hausdorff 测度及其算法

对于Rⁿ 中满足0 < H^s(K) < ∞ 的任意紧致集K, 我们考虑其在共形映射f 作用下的像集的Hausdorff 测度H^s(f(K)). 本文给出了下面结果:
H^s(f(K)) = H^s(K) · ∫_K |D_xf|^sdμ(x),
其中概率测度μ = (H^s|K/H^s(K)) . 给定满足开集条件的自相似集K, 测度μ 恰好是自相似测度, 因此可以应用上述公式计算f(K) 的Hausdorff 测度, 例如, K 是λ-Sierpinski 地毯, f(z) = z+εz², 其中0 < λ ≤1/4,复数ε 满足|ε| ≤ 0.1. 而此刻f(K) 恰好是自共形集, 因此我们的算法能计算一类特殊的具有非线性结构的自共形集的Hausdorff 测度.     

开闭磁场位形中慢激波的传播 *

用一个二维MHD数值模型 ,数值模拟研究了慢激波在近太阳子午面内开磁场和闭磁场中的传播 .结果表明 :开磁场中的慢激波可以保持其慢激波的特性传向行星际空间 ,但闭场中的慢激波在通过盔形电流片向开放形磁场传播时可以转化为中间激波 .     

轴对称磁力线管的静力学平衡

轴对称磁力线管具有细长体的位形。在球坐标中,将严格的非线性方程组对极角坐标展开,可得到静力学平衡位形边值问题的级数解。利用这些解,讨论了太阳磁力线管的特性。结果表明,沿磁力线管横向的温度不均匀性,可使磁力线管内的磁场强度增强;磁力线管在光球层底部有收缩的趋势,并向两边扩散;以及磁力线在磁面上有扭转的特征。由于磁力线管的下层是有力场,而上层是无力场,下层磁力线扭转增强时,可使上层无力场横向磁场分量增强,从而提供太阳耀斑所需的能量。最后,还具体地讨论了某些典型的通量管模型。     

耦合SchrÖdinger-BBM方程组所确定的整体流

研究耦合SchrÖdinger-BBM方程组的Cauchy问题,此方程组近似地描述了一维Langmuir波与离子声波相互作用的非线性动力学行为.在适当的条件下,证明该问题在L²×L²和H¹×H¹空间中的整体存在性.     

低频扩展射电源的整体磁场及其分类研究

本文利用X射线和低频射电的最新资料,计算了数十个X射线星系团和射电星系的低频射电源整体的磁场下限及其他参数,统计分析表明了分类特征.射电星系巨瓣的磁场下限为10^-6高斯,而常含有射电星系在内的X射线星系团的低频射电源磁场下限为10^-8高斯.这表明星系团射电源可看作是其成员射电星系与星系团低频展源的某种组合,展源中康普顿辐射对X射线产生有重要的作用.星系团射电源低频陡谱可能是展源具有C_H型频谱(高频陡化)的表现.     

磁层顶涡旋诱发撕裂模不稳定性的二维MHD数值模拟研究——饱和后长时间渐近状态

用二维磁流体力学数值模拟方法,研究了磁层顶边界区剪切流涡旋诱发撕裂模不稳定性饱和后的准定常渐近状态。该渐近态由大尺度涡旋及同心磁岛组成,磁涡旋管与涡管重合。管内流线、磁力线和等涡度线接近互相平行,等离子体密度和电流密度近似为常数。管内磁场的法向分量显示出双极特征。这一特征及管内外密度变化均与卫星对FTE的观测特征相符。磁涡旋管的直径¹R_E,也与观测一致。     

在e+e-湮灭中粲介子产额的计算

根据文献[1]提出的在e⁺e^-湮灭中夸克产生与组合规律,本文计算了在e⁺e^-湮灭中各种粲介子的产额,计算结果同实验相符,这表明我们对e⁺e^-湮灭为强子所采用的机制是合理的。