太阳风粘性效应的重新考察

利用Helios飞船对太阳风高速流的等离子体和磁场观测,本文考察了0.3-1AU作用在高速流上各种体积力的径向分布.结果表明:普遍采用的在碰撞为主等离子体中导出的经典粘性系数表式不适用于太阳风高速流;为使惯性力与各体积力之和相等,必须有大小跟这一空间范围内的太阳重力相近的粘性减速力.本文提出一种新的方法,导出了太阳风高速流中实际粘性力的径向分布,并求出了实际粘性系数的径向分布.结果发现,相对于经典粘性系数,1AU处太阳风高速流的粘性系数的减小不小于十分之一.      

Alfv■n脉动对太阳风的加热

本文采用了空间飞船Helios 1和2在0.3AU到0.9AU之间对太阳风高速流的观测数据,检验了Alfvén脉动对太阳风加热的理论以及Alfvén脉动的衰减机制。计算表明,在Helios观测的空间范围内,(1)若脉动耗散的能量转化为质子的热能,由能量守恒方程计算出的质子温度的径向变化与观测一致;(2)经典粘性衰减机制预计的能量耗散率与实测结果相差很大,因而不能解释脉动能量转化为质子能量的过程;(3)波能串级模式预计的能量耗散率与实测一致,说明太阳风质子的加热很可能是由于串级到质子迴旋频率范围的脉动能量转化为质子的热能所致。     

太阳风扰动对极光电急流和环电流指数的影响

利用WIND卫星的太阳风观测数据和地磁活动指数, 研究了太阳风扰动对环电流SYM-H指数, 西向极光电急流AL指数和东向极光电急流AU指数的影响. 结果表明, 太阳风动压增长和减少能够同步或延迟引起地磁活动指数的强烈扰动, 其包括环电流指数的上升, 西向极光电急流指数的下降和东向极光电急流指数的上升. 太阳风动压的突然剧烈增加还能够触发超级亚暴和大磁暴. 太阳风动压脉冲引起的地磁效应具有复杂的表现形式, 这说明太阳风动压脉冲的地磁效应不仅与太阳风动压脉冲大小和持续时间有关, 还与磁层本身所处的状态有关. 时间尺度较长, 消耗能量较大的磁暴只有大的持续时间较长的太阳风动压脉冲才能激发.      

日球内边界的定义

1.1972年以来,随着Pioneer 10、11,Helios 1、2和Voyager 1、2等飞船组先后上天,进入“深空”探测,太阳风等离子体和行星际磁场的实地测量的日心径范围已从以前的1AU附近扩展到0.3—30AU,太阳纬度范围也从以前的-7.5°— +7.5°扩大到-7.5— +16°.      

关于太阳风中Alfvén脉动粘性衰减的讨论

本文讨论了被认为是可能存在的Alfvén脉动的粘性衰减效应.分析表明,Alfvén脉动的粘性衰减应是各向异性的,它正比于平行于平均磁场的脉动分量.若平行于与垂直于平均磁场方向的脉动能量之比为一常数,波长大于碰撞自由程的波动经历的粘性衰减都集中在20R_⊙以内.在0.3AU至1AU,各频率的Alfvén脉动将不经历显著的由库仑碰撞决定的粘性衰减.粘性衰减机制不能解释观测到的谱的径向变化.如果在接近太阳的空间,Alfvén脉动确有平行分量,那么它的粘性衰减将会对快发散流管中的太阳风有加速作用.如果在接近太阳的区域,Alfvén脉动的平行分量小得可以忽略的话,Alfvén脉动将不经受任何经典粘性衰减.      

太阳风质子的波能串级-回旋共振加热机制的初级模型

空间飞船Helios 1和2的观测表明, 由0.3AU, 至1AU, 质子的磁矩T_p⊥/B随日心距离增加而增加, 而纵向绝热不变量T_p∥B2/N_P2则随日心距离增加而下降。这说明质子在垂直于行星际磁场方向上受到加热, 而在平行磁场的方向上受到冷却。以往没有理论能满意地解释上述现象, 本文在Alfvén脉动串级理论的基础上利用回旋波的准线性理论分析研究了串级能量转化为太阳风质子热能的机制, 解释了上述观测事实。      

一个基于观测的太阳风背景模型

建立由太阳光球磁场和日冕偏振亮度等观测约束的单流体太阳风模型,包括日冕和太阳风的等离子体密度、速度和磁场,温度还有待于以后处理.这里采用高山观测台(HAO)MKⅢ的日冕偏振亮度(pB)在1.36Rs上的观测概图,根据Guhathakurta在1996年发展的日冕电子密度反演模型确定日冕的电子密度分布.同时采用Wilcox太阳观测台(WSO)的光球磁场视向分量的观测概图作为底部边界,根据Zhao等在1994年发展的水平电流-电流片(HCCS)模型得到全球磁场.Phillips在1995年及McComas在2003年分别用Ulysses第一次和第二次跨极飞行的观测发现,归一化到1 AU的太阳风动量流密度除了在10°～30°的纬度范围内略低以外几乎不变.根据这一结论,结合已经得到的密度数据,就可以得到日冕和太阳风的速度.将上面的模型应用于1918卡林顿自转周稳态太阳风的研究,结果与太阳活动极小期的观测基本相符,但是与观测相比较低速高密度区偏大,因此密度模型还有待改进.      

日冕边界条件与太阳风共转相互作用

本文根据第二十太阳周太阳风数据的统计分析结果,用太阳风二维理想流体模型探讨近太阳区的不同边界条件太阳风与共转相互作用对1AU处太阳风各参数影响,得到共转相互作用不能引起太阳风速度和马赫数的反相扰动,推断在太阳风加速区温度扰动对太阳风的影响最大,而在太阳风传播区速度扰动对太阳风的影响最大.      

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.     

行星际激波传播至1AU的渡越时间预测

考虑了激波爆发源角宽度、能量、驱动时间、激波速度及其与背景太阳风之间的相互作用,利用流体力学扰动方程建立起一个激波扰动传播模型,用于研究激波从太阳传播到地球轨道附近(1 AU处)所需要的时间(渡越时间)问题.为印证扰动传播模型的适用性,利用1979-1989年间的27个激波事件,以及1997年2月到2000年1月间的68个激波事件,对激波到达地球轨道附近的渡越时间进行了预测,并将结果与STOA和ISPM预报模型结果进行了比较.实验表明,该模型在所有95个事件中,渡越时间相对误差小于10%的事件数占总事件数的25.26%;相对误差小于20%的占总事件数的50.53%;相对误差小于30%的占总事件的65.26%.      

太阳风中动力论Alfven波湍流谱(b)二次激发

根据行星际Alfven湍流是由动力论Alfven波集合形成的模型理论。将行星际Alfven湍流分为三个区域:湍流耗散区、二次激发区和湍流惯性区。并对各区湍流谱的特性分别给出解释。由动力论Alfven波的二次激发和衰减,解释了太阳风高速流质子温度高于电子的事实。      

Helios飞船观测到的行星际日冕物质抛射事件

根据异常低的质子温度判据，从Heliosl和2飞船等离子体观测数据中(0．3-1AU)识别出大约160个行星际日冕物质抛射事件(ICME)，并在统计意义上分析了ICME在内日球空间的传播和演化规律．     

Corotating events in the energy range 4–13 MeV as observed on board Helios 1 and 2 in 1975 and 1976

Intensity increases of 4 – 13 MeV protons correlated with recurrent high speed solar wind streams were observed on board Helios 1 and 2 at heliocentric distances between 0.3 and 1.0 AU. Study of events which occurred in the time period 1975 – 1976 showed that recurrent fast solar wind streams were sometimes not accompanied by corotating events and small events were more frequently observed than large corotating events, which occurred only occasionally. The explanation for these phenomena seems to be the variation of the number of suprathermal particles injected into the acceleration process. Radial gradients of corotating events from February till April 1976 were investigated. The gradient changed its sign in successive solar rotations and exhibited strong time dependence inside 1 AU. Clearly negative gradients were measured in corotating events which occurred in February and April 1976. These observations showed that probably there were no stationary corotating structures in interplanetary space. We suggest that this effect is related to local disturbances of solar origin, e. g. flare initiated shocks.     

激波在行星际介质中的能量耗散

导出激波下游介质相对上游介质能流通量增量公式,并由HeliosA,B飞船太阳风观测资料得出不同流速太阳风流中各参量随日心距的幂律变化。以此作为背景值分别计算出磁能、内能、动能和总能在不同日心距离处的能量耗散率。结果指出激波后介质以动能增加为主,内能次之,磁能最少;总能耗率在近日处较大,但下降较快。从0.3-1.0AU,不同强度激波总能耗随初始Alfvén激波数A₁₀增大而增大,对A₁₀从2.0-10.0的计算结果与观测值一致。      

Alfvén波在任意流场、磁场位形中的传播

本文研究具有任意偏振和非单色的Alfvén波, 在任意流场、磁场位形且有粘、热各向异性等离子体流介质中的传播.采用WKB近似可以获得它的波幅矢量的张量表达式, 它是介质密度、速度、磁场、Alfvén波速、热各向异性和粘性的函数.文中对简单情形进行了讨论, 结果表明:本文结果是对普遍情形的一种简明的综合和概括, 便于研究三维传播问题.      

Evolution of solar wind structures from 0.72 to 1 AU

Understanding the evolution of solar wind structures in the inner heliosphere as they approach the Earth is important to space weather prediction. From the in situ solar wind plasma and magnetic field measurements of Pioneer Venus Orbiter (PVO) at 0.72 AU (1979–1988), and of Wind/Advanced Composition Explorer (ACE) missions at 1 AU (1995–2004), we identify and characterize two major solar wind structures, stream interaction regions (SIRs) and interplanetary coronal mass ejections (ICMEs). The average percentage of SIRs occurring with shocks increases significantly from 3% to 24% as they evolve from 0.72 to 1 AU. The average occurrence rate, radial extent, and bulk velocity variation of SIRs do not change from 0.72 to 1 AU, while peak pressure and magnetic field strength both decrease with the radial evolution of SIRs. Within the 0.28 AU distance from the orbit of Venus to that of Earth, the average fraction of ICMEs with shocks increases from 49% to 66%, and the typical radial extent of ICMEs expands by about a fraction of 1.4, with peak pressure and magnetic field strength decreasing significantly. The mean occurrence rate and expansion velocity of ICMEs do not change from 0.72 to 1 AU.     

太阳风中动力论Alfven波的湍流谱(a)朗道衰减

提出一个太阳风中Alfven脉动湍流的新模式,动力论Alfven波是Alfven波和离子声波非解耦的新波模。由太阳向外传播的各种波长的动力Alfven波的非线性相互作用推导出动力论Alfven脉动湍流功率谱P_k,在Alfven半径以外,P_k∝k-3/2,而在Alfven半径以内,由太阳附近的P_k∝k-1变化成P_k∝k-3/2动力论Alfven脉动在Alfven半径以内完成朗道衰减。新模式克服了以前理论模式遇到的困难。