太阳风等离子体输出流量的全日面二维结构

本文根据1983年十个 Carrington 周(1733—1742)期间的 K-日冕亮度、行星际闪烁(IPS)观测和光球磁场观测,首次探讨了太阳风等离子体质量、动量和能量输出流量 F_M,F_P 和 F_E 的全日面二维平均结构及其与光球磁场结构的关系.     

NND格式在理想磁流体方程组中的应用

针对守恒型磁流体力学方程组（MHD）和流体力学方程组（HD）通量项不同特点,提出了一种能够采用无振荡、无自由参数（NND）格式离散MHD方程组的通量分裂方法,并首先在一维模型方程中验证了方法的可行性,进一步全三维离散了MHD方程组,在轴对称盔形磁场位形太阳风流动的数值试验中,选取46个太阳半径（Rs)的计算域,其中能够反映行星际空间物理参数在径向有大到8－9个量级变化的特点。计算结果表明针对气动力学跨音速流动的NND格式可以推广到磁体力学方程组中,并有很好的稳定性。     

New Evidence for Magnetic Reconnection in the Tail of Interplanetary Magnetic Cloud

We analyse the WIND data of an interplanetary magnetic cloud （MC） on 2 November 2001, and find new evidences for magnetic reconnection in the tail of this MC. In the MC tail, the largely dip and the large change of the orientation of the magnetic field occurred simultaneously, △θ≈45° and △φ changed from 90° to 320°. Correspondingly, the number density of ions increased, and the superthermal electrons were heated and accelerated, however its number density decreased. Meanwhile, inverse jets and Hall term were observed. The pitch-angle distributions of the electrons with lower energy and higher energy showed strong turbulence and bi-direction flow, respectively. The plasma wave activity enhanced near the electron plasma frequency, fpe and 2fpe. These important physical characteristics are new evidences for magnetic reconnection existing in interplanetary space.     

Alfvén脉动的波动——串级理论

本文提出了一个新的关于Alfvén脉动的理论模式。假设脉动处于一种不对称的MHD湍流状态,这时主要的脉动能量分布在向外传播的具有不同波矢的Alfvén模式中,但是存在着小振幅的向内传播的Alfvén模式。 相反方向传播的两个模式之间存在着弱的非线性相互作用,它将导致能量向高频串级传输。这一串级过程和脉动与太阳风流的相互作用这两者,决定脉动能谱的径向发展。本文由行星际介质服从的磁流体力学方程组出发,导出了不可压缩小尺度脉动的控制方程,脉动的相关矩方程,最后得到能谱方程和它的解析解。应用Helios观测到的太阳风参数值,对0.3—0.9AU计算了能谱的径向变化,计算结果与Helios观测得到的谱的径向变化相符。     

太阳风中小尺度湍动磁重联的模拟研究 *

分析了Helios高分辨率数据 ,找到太阳风湍动中可能发生磁重联过程的观测事例 ,并将空气动力学中的三阶精度迎风紧致差分格式引入可压缩的二维磁流体动力学 (MHD)中 ,数值模拟研究行星际太阳风中这种小尺度湍动磁重联现象 .主要新结果是 :行星际太阳风中湍动磁重联过程可以发生 ;湍动磁重联是高磁Reynolds数 (RM=2 0 0 0 ,1 0 0 0 0 )太阳风中磁重联的基本特征 ,磁重联多由单X射线重联向多X射线重联发展 ;磁岛的不断形成、合并与演化十分复杂 ,最终将向低能态状态演化 ;不同演化阶段、不同穿越路径 ,将有很不相同的磁场、流场信号记录 .小尺度湍动磁重联的数值实验结果可从原理上解释飞船观测结果 ,有助于揭示太阳风基本物理过程.     

行星际起伏跨越地球弓激波后的变化

MHD波通过快激波的Snell透射模型不能处理临界角以外的透射问题,考虑行星际起伏从一切方向同地球弓激波相碰,本文介绍研究这种最普遍情形下的MHD波同地球弓激波相互作用的模型。结果表明,行星际起伏跨越地球弓激波后其状态经历了重要的变化,无论是起伏的幅度还是各向异性都增加,计箅得到的起伏的概率分布函数同根据磁鞘观测数据所构成的概率分布函数一致。对弓激波后起伏状态的空间分布模拟研究进一步揭示:行星际太阳风状态的变化对地球弓激波后起伏状态有着直接的控制作用。当行星际背景磁场位于黄道面附近时,磁鞘区起伏活动将呈现明显的晨侧高于昏侧的晨-昏不对称性;当行星际背景磁场转南(或转北)时,起伏活动景高的区域将从低纬区移向北半球(或南半球)高纬区,从而出现两种相反的南-北不对称性。磁鞘区起伏活动的这种非对称性有可能是某些磁层活动过程的起因之一。本文结果和已有的观测研究结果符合很好。     

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 .     

关于耀斑-激波非对称传播的统计研究

本文根据耀斑活动所引起的地球物理效应(地磁扰动和宇宙线Forbush下降)、空间飞船的直接观测和射电源的行星际闪烁(IPS)观测的综合研究,得到了有关耀斑-激波在行星际空间传播的一些新认识.要点是:耀斑-激波相对耀斑法线常表现为非对称传播,最快的传播方向于经度上趋向行星际螺旋形磁场一边,纬度上接近太阳电流片方向;激波的东南部是高动力学参数(V,P,N,T)和高等离子体β参数区,其西北部则相反;磁场则是激波东南部较弱而西北部最强,与动力学参数的分布截然相反;激波东南部的能量高于西北部.在上述结果的基础上提出了关于耀斑-激波非对称传播的三维物理模型.该模型和新近根据大量飞船观测所进行的统计研究结果一致,能统一而自然地解释耀斑-地球物理效应随源耀斑分布的非对称性.耀斑-激波的三维非对称性传播和结构可能是其“效应”的非对称性分布的基本起源.