“惊艳”北极光

极光是地球南北极地区的自然奇观.当太阳带电粒子(太阳风)进入地球磁场,在地球南北两极附近地区的高空,夜空会出现灿烂美丽的光辉,这就是极光.在南极称为南极光,在北极称为北极光.如果有机会亲眼看到极光的话,你一定会惊叹于大自然的鬼斧神工,甚至会产生敬畏之情.挪威摄影师比约恩·约根森就捕捉到许多令人"惊艳"的北极光照片.     

地上天上看极光

极光是发生在地球两极周围高层大气中的一种十分宏伟壮丽的发光现象,也是唯一能用肉眼看见的地球高层大气中的一种物理过程。极光的形态变化万千,颜色绚丽多彩。极光的每一次出现,都好似大自然恩赐给人类的一幅美丽画卷,可惜地球上绝大多数人都生活在中低纬度地区,他们一辈子也没有欣赏这空中美景的机缘。     

极光西向涌浪的二维模式(线性部分)

极光西向涌浪(WTS)被定义为磁层亚暴开始的重要标志, 它是伴随带电粒子沉降过程在极光带电离层出现的特定的极光运动形态.本文给出了极光西向涌浪的二维动力学模式, 亚暴开始, 伴随粒子沉降在电离层产生离子密度梯度(电导率梯度), 在背景电场中激发出低频漂移波, 它的传播给出极光西向涌浪运动的主要特性.      

天上的火光

根据北欧的民间传说,北极光是战神沃丁的女婢们,在护送死去英雄的灵魂经过天际去英烈祠时,她们手中所持的金盾的反光.科学家们对这个现像的解释,就没有那么多的抒情色彩了.他们认为,极光的形成与电视屏幕上的图像的呈现原理相同.电视图像是由于电子束被电磁收聚在荧光屏上成焦而形成.地球的磁场对来自太阳的电荷粒子具有相同的效果,使它们在磁极上方的空中“屏幕”上聚焦.在极地,磁场成管柱状.当电荷粒子旋转而下时,彼此相撞并激发上层空气中的原子,也就是这些原子引起了极光的闪耀.氧原子产生红光、黄光和绿光;氮原子产生紫光、蓝光和绿光.出现在北半球的极光称北极光,出现在南半球的极光称南极光.当太阳发生了猛烈的气体爆发,它的表面的一小部分会突然耀亮,在这样的喷发后,总是能看到极光.太阳起暴时,原子的核子和电子从太阳的大     

地球自转对北极黄河站观测日侧极光弧运动的影响

利用北极黄河站全天空极光数据,采用AACGM模型,将日侧极光弧映射到地磁坐标系,定量计算地球自转导致的极光弧运动速度.对于任意一条极光弧,其偏斜角定义为极光弧方向与当地地磁东西方向的夹角.研究发现,地球自转产生的速度由极光弧离开天顶的距离和偏斜角决定,其中偏斜角的影响更为重要,其还决定速度的方向.在4年的观测数据中,提取超过40000张出现极光弧的图像,计算极光弧偏斜角.计算结果表明,日侧极光弧的偏斜角随磁地方时增大而逐渐减小,并在大约10:00MLT（磁地方时）附近发生反转.由于偏斜角的反转,地球自转产生的极光弧运动在晨侧多为极向运动,到午后多为赤道向运动.相比午前,午后的运动更为明显,最大速度可超过300m·-1.      

ICME期间磁暴的太阳风参数和极光沉降能量

基于1995-2004年ICME驱动的强烈磁暴(SA型)、强磁暴(SB型)和延迟型主相暴(SC型)三种磁暴类型,对1AU处太阳风动压、太阳风速度、行星际磁场、EK-L电场以及极光沉降能量进行时序叠加分析,并分别与-vBz耦合函数和Newell耦合函数进行对比.结果表明,三种磁暴在ICME到达前期的太阳风动压较稳定,背景太阳风、极光沉降能量、行星际磁场和磁层存在相对平静期. ICME到达前期SA型磁暴的背景太阳风速度、行星际磁场南向分量以及极光沉降能量的均值高于另外两种磁暴类型,这说明大型日冕物质抛射在ICME到达前就对行星际磁场、背景太阳风和HP产生了影响.磁暴急始后,SC型磁暴的EK-L电场斜率小,峰值延后且行星际磁场北向分量增强,这些都是磁暴主相延迟的表现,极光沉降能量随着行星际磁场转为南向而增加.     

土星--太阳系最璀璨的行星

土星是太阳系中最漂亮，最具魅力的大行星．它那光彩亮丽的光环，令人眼花缭乱的31颗卫星，比水还轻的密度．时有风暴出现的大气层。还有与地球相似的磁场和极光现象．都令人魂牵梦绕。     

太阳表面的丝状物

2012年8月底，一个太阳丝状物突然抛到宇宙中，产生一次高能的日冕抛射物质。这个丝状物已经在太阳不断改变的磁场上存在了几天，有些还在2天后抵达了地球，造成地球磁层改变而产生炫丽的极光。     

用数值模拟的方法研究磁暴主相期间影响环电流分布特征的要素

环电流是距离地心2～7 Re的带电粒子围绕地球西向漂移形成的.环电流的增强将引起全球磁场的降低,反映了地磁暴的强度.磁暴主相期间,对流电场驱动等离子体片中的能量粒子经历E×B漂移与俘获注入环电流,进入损失锥的粒子沉降到大气中.本文采用磁暴主相期间环电流离子分布的模型,结合上述因素研究不同离子能量下对流电场对环电流离子通量的直接影响,以及强弱对流电场下环电流能量离子投掷角的变化,并从物理上阐述造成此种通量分布特性的原因.      

带电粒子在近地球区运动的计算方法

基于磁层粒子动力学理论,根据单粒子方法和偶极磁场模型,在近地球区(L＜10),详细讨论了带电粒子的运动特征以及适合不同能量的带电粒子的计算方法,定量分析了磁层中的电场和磁场对各种能量的带电粒子漂移运动的影响.结果表明,对于能量低于105 eV的电子和102 eV的质子,宜采用引导中心近似方法;对于能量介于105～108 eV之间的电子和102～108 eV之间的质子,可在部分区域内采用引导中心近似方法,若运动区在10 Re内,则只能采用变步长的轨道法;而对于引导中心方法,粒子能量高于105 eV时可以忽略电场漂移的影响,粒子能量低于103 eV时不必考虑磁场漂移的影响,从而简化了引导中心方程组,提高了数值计算效率.      

北极黄河站极光亚暴期间低热层大气中性风研究

极光亚暴是地球空间基本的能量输入、耦合及耗散过程,其对低热层大气中性风的影响不容忽视,对这一问题进行深入研究具有重要意义.2010年11月,中国北极黄河站(78.92°N,11.93°E)安装了一台自主研制的全天空法布里-珀罗干涉仪(FPI)并开始进行正常观测,为中国首次获得了极光亚暴期间的FPI观测数据.根据2012年越冬期间的观测情况,对2012年11月12-14日及12月09-11日两个极光亚暴事件期间的数据进行处理,计算得到了5级干涉环对应的风场.亚暴期间风场变化与地磁活动变化的对比分析表明,风速的剧烈变化可能是由地磁活动剧烈扰动造成的.针对2012年11月13日00:00UT-02:00UT和2012年12月10日05:00UT-07:30UT的亚暴事件,将全天空相机拍摄到的极光图像与FPI干涉图像对应的视线风场进行对比分析.结果表明在极光活动中,视线风速加强的方向与极光弧的方向垂直,而在极光弧的平行方向,风速相对较小.      

极向运动极光结构和喉区极光光学观测特征的对比分析

利用中国北极黄河站高时间分辨率的三波段全天空成像仪极光观测数据,联合太阳风和行星际磁场等观测,分析了极向运动极光结构（PMAFs）和喉区极光的形成及演化特征.研究发现:一系列PMAFs与喉区极光事件同时出现在观测视野中,其中PMAFs主要发生在日侧极隙区极光卵赤道向边界的极向一侧,沿东西方向分布,点亮后向高纬运动;喉区极光紧靠PMAF一侧发生,从极光卵赤道向边界向低纬延伸,沿南北方向分布,点亮后向高纬偏西方向运动;观测期间PMAFs发生频率高于喉区极光;当PMAFs与喉区极光同时出现时,PMAFs可以与喉区极光几乎同时出现或略晚于喉区极光出现,持续时间较喉区极光短.观测结果表明:与PMAF相对应的磁层顶重联过程和与喉区极光对应的磁层顶凹陷导致的磁重联过程在日侧磁层顶上的相邻区域分别发生,两种极光事件的形成过程相对独立,可能不存在相互触发关系.      

“实践四号”实践哪些项目

在地球大气层以外的茫茫太空之中,充满了带电粒子,它占整个宇宙物质的99.9％以上。地球也处于带电粒子的包围之中:紧紧包裹着地球的高能带电粒子组成了“辐射带”,低能带电粒子组成了“电离层”、“等离子体层”和“太阳风”。     

带电粒子在中性线磁场中运动的解析轨道

本文我们计算了带电粒子在中性线磁场中运动的解析轨道。其结果是:(1)带电粒子在中性片磁场中的运动是粒子在中性线磁场或在具有北向分量的中性片磁场中的第一级近似形式。(2)带电粒子在中性片磁场中的解析轨道的第三级近似形式与电子计算机计算的数值轨道基本相同。它们仅仅在小扰动区与非小扰动区的交界线上出现一些偏差。(3)带电粒子在整个中性片磁场的运动可以分成三种形式。粒子一方面在垂直于磁场的平面上作闭合的周期性轨道运动, 同时闭合轨道的中心还沿着垂直于磁场平行于中性线方向漂移。另一方面粒子还沿磁力线方向做等速运动。(4)在小扰动区中粒子的闭合轨道是一个圆轨道, 但在非小扰动区中却是一个“8”字形轨道, 其漂移速度与小扰动区漂移方向相反, 其大小也比小扰动区漂移大很多。以上结果本文都给出一个完整的解析形式。      

午后极光强度与太阳风-磁层耦合函数的相关

利用1997年和1998年南极中山站多通道扫描光度计的地面观测数据和Wind卫星在弓激波上游对行星际磁场和太阳风参数的观测数据,对午后高纬极光强度与太阳风-磁层耦合函数之间的相关性进行定量研究.研究表明,午后630.0nm极光强度与太阳风-磁层耦合函数间有很好的相关,而557.7nm的相关性差一些;在考察的所有耦合函数中,午后极光受太阳风电场和能量的影响更直接;同时,行星际磁场的时钟角对午后极光也有很强的控制作用.      

“哈勃”眼中的木星和土星极光

最近,“哈勃”太空望远镜上新安装的影像分光仪(STIS)发挥其高度解像力捕捉到了木星和土星两极的壮丽极光。 众所周知,地球极光是由太阳吹向地球的太阳风     

火星磁层顶形成和变化的理论研究

考虑太阳风动压与行星电离层中的带电粒子热压及磁压之和平衡，建立了有大气（电离层）的行星磁层顶形成的理论模型，结合卫星对火星的观测数据，对子午面内向日侧火星磁层顶位形进行了数值计算和分析，研究了火星磁层顶位形及其与太阳风动压之间的变化关系．结果认为，火星磁层顶位形与地球磁层顶相似．太阳风动压越大，火星磁层顶越靠近火星；太阳风动压越弱，火星磁层顶越远离火星．根据火星内秉磁矩从古到今逐渐减小的观点，探索了大尺度磁场（内禀磁矩）对火星磁层顶的贡献作用，结果认为大尺度磁场越强，火星磁层顶越远离行星．这对于进一步研究火星磁层的长期演化以及其他行星磁层的位形变化都具有重要的意义．     

太阳活动与全球气候变化

太阳不断向地球辐射电磁波和粒子, 太阳辐射是地球气候系统最主要的能量来源. 地球气候系统对太阳活动的响应是一个复杂的过程, 包括辐射过程、动力学过程以及微观物理过程等. 根据太阳辐射的卫星观测结果和重建结果, 例举了古气候、温度、大气环流和云量等方面太阳影响气候的观测证据, 论述了太阳影响气候的三种可能机制, 即太阳总辐射变化可以影响地表温度, 并通过海-气耦合改变大气环流; 太阳紫外辐射通过调制平流层的温度和风场影响下面的对流层; 太阳通过行星际磁场调制银河宇宙线, 而银河宇宙线通过电离大气影响云量, 进而改变地球的能量收支.      

太阳风与空间天气

正太阳每天东升西落,为地球上的人们带来了赖以生存的光和热。而在太空之中,太阳也以另一种方式影响着我们的地球。一种被称作"太阳风"的高速等离子体流时刻从太阳上涌出,并向太阳系的深处奔去。当它到达地球附近时,会与地球的磁场发生作用。强烈的太阳风暴会引起地球磁场的剧烈变化,诱发地磁暴的产生。在人类活动尚不依赖高技术系统的时代,地磁暴除了会让更多地方的人们有机会一睹美丽的极光外,并不会造成严重的后果。而现如今,严重的太阳风     

《宇宙开发技术总览》之七 日本今后的科学卫星计划

“天文-C”卫星继“天鹅”和“天马”两颗探测X线天文卫星之后,“天文-C”卫星装载了更高性能的X线望远镜,以研究银河系以外的X线天体。这架望远镜由宇宙科学研究所和英国的莱斯特大学共同研制,比“天马”卫星的望远镜口径几乎大一位数。“天文-C”卫星是一颗重400公斤的三轴稳定卫星。Exos_D探测卫星为了研究引起极光带电粒子的加速机理,这颗卫星装载电场、磁场、等离子波动及