根据行星际闪烁观测研究耀斑—激波前后太阳风电子密度功率谱的变化

采用弱散射与薄屏近似模型，利用快速傅利叶变换和阿贝尔变换的方法，对１９７２年６月１５日耀斑－激波的行星际闪烁观测资料进行了计算，分别计算了激波前与激波后的电子密度功率谱，发现在小波数段都具有幂函数形式，并且波后幂指数值略大于波前幂指数值。说明此例激波后小波数段功率谱略变陡。     

磁流体斜激波的碰撞

讨论了磁流体斜激波之间的碰撞及其与接触间断的相互作用规律,主要结论如下:(1)两个快激波碰撞后交换位置,同时出现一接触间断和一慢稀疏波对。(2)两个慢激波碰撞后交换位置且强度减弱,同时出现一接触间断和一块激波对。(3)一前向快激波与一后向慢激波碰撞后交换位置,快激波强度增加,慢激波强度减弱,同时出现一后向快激波、一负接触间断和一前向慢稀疏波。(4)一前向快激波与一正(负)接触间断相互作用后交换位置,快激波减弱,同时出现一后向快稀疏波(快激波)、一后向慢激波和一前向慢激波(慢稀疏波).(5)一前向慢激波与一正(负)接触间断相互作用后交换位置,慢激波减弱,同时出现一后向慢稀疏波(慢激波)和一快稀疏波(快激波)对。      

Walsh变换对冲击信号序列特征提取的研究

提出使用Walsh变换和小波包相结合的方法,对滚动轴承故障产生的冲击信号序列提取故障特征, 并给出了计算的有效算法. 对滚动轴承故障特征分析和计算表明,用改进小波包分解、重构公式能有效地剔除冲击信号序列中高频共振信号和噪声, 使用快速Walsh变换(FWT)求取其功率谱,优于Fourier变换,可很好地提取故障特征,仿真和实际数据计算的结果,证实了上述方法的有效性.      

磁流体中间激波的相互作用

本文讨论磁流体中间激波的相互作用规律．主要结论：中间激波汇合的产物为后向快简单波、后向慢简单波或慢激波、接触间断、前向慢激波和前向快激波，其中后向波成份和接触间断很弱．当左（右）激波较强时，中国激波碰撞产物为后（前）向快激波、后（前）向慢简单波或慢激波、负（正）切向间断、前（后）向慢简单波和前（后）向快激波．     

磁流体斜激波的汇合

本文讨论磁流体快、慢激波的汇合作用规律,主要结论如下:(1)两个前向快激波汇合之后,形成一更强的前向快激波,尾随一前向慢稀疏波、一正接触间断(后侧密度大于前侧)、一后向慢激波和一后向快稀疏浚。(2)两个前向慢激波汇合之后,形成一更强的前向慢激波,尾随一正接触间断、一后向慢稀疏波和一后向快激波2在前向慢激波前方出现一前向快波,它或为稀疏浚(中、小激波角情况),或为激波(大激波角情况).(3)前向快激波会追上前向慢激波而发生汇合,之后互换位置且强度减弱,尾随一正接触间断和一后向稀疏波对。      

源粒子动量分布对激波中费米加速的影响

在不同源粒子动量分布和不同参数的情况下,本文计算了受到激波费米加速的荷电粒子的随时间演化的能谱.计算结果表明:不论源粒子的动量分布如何,当时间足够长时,被加速粒子的能谱的高能部分为幂律谱;但是,被加速粒子的能谱的时间演化过程,则与源粒子的动量分布有关.所以,在短暂的激波过程中,用一个谱指数不变的幂律谱表示被加速粒子能谱的通常做法是不合适的.      

基于提升的Landsat-TM光谱图像压缩

在分析多光谱图像小波变换后系数特点的基础上,提出了一种基于整数小波变换的三维集合分裂嵌入块编码(3DSPECK)压缩方法。该方法将小波变换压缩技术中的零数编码推广到多光谱图像压缩中,采用整数小波变换去除空间冗余,谱域上对多幅小波图像构成的小波矢量采用离散余弦变换进行变换,对变换后的系数进行3DSPECK编码。实验结果表明,该方法硬件实现简单,编码解码时间快,对内存要求低。     

磁流体力学激波的特征速度

根据磁流体力学间断面的守恒条件与磁流体力学单波方程的相似性,引入了一个称为磁流体力学激波特征速度的物理量,它是激波在波前后两侧介质中传播速度的几何平均值,当激波很弱时,它趋近于磁流体力学波的速度。本文导出一组以此特征速度为强度参数的激波跃变公式,形式上与单波的公式组非常相像,从而简化了激波跃变量的计算。其中密度跃变公式本身解析地证明:磁流体力学激波与磁流体力学波传播速度之间的关系是由激波是压缩波这一特性直接决定的。      

谱分析在工程中应用的几个问题

本文从工程应用的角度叙述了以付里叶变换为基础的谱分析方法和参数模型谱分析方法所面临的主要问题。前一部分包括细化变换、倒谱技术、希尔伯特变换和谱分析器与计算机之间的数据传输。后一部分包括模型的建立、AR 谱估计、最大熵谱估计以及计算方法与改进。阐明了各项基本定义与原理,并提出了应用例。     

基于时频分析的雷达目标识别研究

基于时频分析的性质，提出了一种雷达目标识别方法。对雷达回波信号进行小波变换，得到目标回波信号的三维时频分布图和功率谱密度，从中提取目标的调制谱密度，根据最小贴近度识别算法进行目标识别。由实验结果看，利用此方法能够得到很高的识别率。     

1980年11月6日—7日耀斑后冕拱的激活机制

1980年11月6日耀斑后冕拱(Post-flare coronal arch)在母耀斑(AR2779)开始后3小时形成, 并在形成后11小时和25小时两次激活。两次激活均由双带耀斑的增长环系所致。本文提出了激波加热和Petschek重连是该冕拱有效的激活机制。导出并求解了考虑辐射损失、热传导、激波加热和Petschek重连加热的冕拱能量方程。理论计算结果与Svestka根据SMM空间资料所给出的该冕拱的激活曲线基本符合。      

Magnetogasdynamic shock wave generated by a moving piston in a rotational axisymmetric isothermal flow of perfect gas with variable density

The propagation of a strong cylindrical shock wave in an ideal gas with azimuthal magnetic field, and with or without axisymmetric rotational effects, is investigated. The shock wave is driven out by a piston moving with time according to power law. The ambient medium is assumed to have radial, axial and azimuthal component of fluid velocities. The fluid velocities, the initial density and the initial magnetic field of the ambient medium are assumed to be varying and obey power laws. Solutions are obtained, when the flow between the shock and the piston is isothermal. The gas is assumed to have infinite electrical conductivity and the angular velocity of the ambient medium is assumed to be decreasing as the distance from the axis increases. It is expected that such an angular velocity may occur in the atmospheres of rotating planets and stars. The shock wave moves with variable velocity and the total energy of the wave is non-constant. The effects of variation of the initial density and the Alfven-Mach number on the flow-field are obtained. A comparison is also made between rotating and non-rotating cases.     

行星际起伏场通过激波后的变化

本文采用磁流体平面斜激波模型探讨了行星际起伏场(包括磁场和等离子体速度)通过激波后的变化。得到的近似解析解表明:由本模型所得到的结果能较好地解释人们[1,2]对行星际、磁鞘层观测资料进行统计研究所得到的认识。      

太阳耀斑行星际激波传播中的追赶效应

本文采用二维MHD模型对具有不同间隔时间的2个耀斑先后爆发,模拟研究它们所对应的行星际激波间的追赶效应,并和单个耀斑所产生的行星际激波相比较。研究结果表明,间隔时间一天以内的2个耀斑激波在行星际空间向外传播时,激波之间有明显的相互作用发生,间隔时间的长短决定了激波传播过程中追赶效应的强弱。根据数值试验结果,追赶效应可归纳为4类,(1)强追赶效应,(2)中等追赶效应,(3)弱追赶效应,(4)无追赶效应。属于强追赶效应的2个耀斑激波传播至1AU处,产生的行星际扰动非常相似于单个耀斑激波的扰动。     

强磁场扰动对宇宙线调制的统计研究

对1978─1982太阳活动高年时发生的激波、强磁场扰动及激波与强磁场扰动共存这三类事件引起的宇宙线变化进行了统计研究,得到如下结果:(1)激波与强磁场扰动共存时引起的宇宙线强度下降最为显着;只有激波或强磁场扰动时,宇宙线的强度变化相对较小;(2)标志速度间断的激波是产生宇宙线Forbush下降的重要因素;(3)速度间断在强磁场扰动对宇宙线的调制中可能起一个触发的作用。      

流动对太阳黑子精细结构的影响

考虑磁扩散率为温度的函数以及绝热条件,线性扰动磁流力学方程组的色散方程是频率的三次方程。由于沿磁场流动的速度u₀小于声速u_s,即ε=u₀2/u_s2是一个小量,在零级近似下解色散方程,得到了磁扩散不稳定性。本文进一步讨论在一级近似下小流动对磁扩散不稳定性的影响。结果表明,小流动不破坏磁扩散不稳定性的存在,并且,它对波数空间中的不稳定区也影响不大。      

关于冲击波在环形磁场中的传播

本文求解了点源爆炸波在环形磁场中传播的非自型问题。以耀斑引起的击波传播为例讨论了解的应用。从中可以看到,磁场扰动呈U形,主要发生在0.5Re—1.0Re的击波区域;行星际磁场的存在使击波到达1AU的时间延长了几个小时;击波必须具有大于磁截止能量E_M=λ₁S2/4π J₀R时(符号意义见内容)才有可能传播到1AU以远的地方,日冕磁场结构对耀斑击波进入行星际空间的传播有重要作用。      

冲击波在变密度、运动介质中的传播

本文得到了点源爆炸波在变密度、运动介质中传播的分析解(ω=2,γ=5/3),讨论了耀斑引起的击波在太阳风中传播的一些特性。发现1AU附近区域恰是击波各种重要效应的过渡区;击波减速等效指数i(D=K(u_o,E_s)R-i(u_o,E_s,R))是介质运动速度u_o.击波能量E_s,和击波传播距离R的函数,通常是小于1/2的,不是自型理论预言的那样简单;太阳风的对流效应使击波可以传播到10-20AU以远,与飞船(先躯者10、11号)新近的观测相吻合。