太阳大气中有限振幅磁场扰动的动力学过程

本文从完整的磁流体动力学方程组出发,通过太阳大气中磁力线管根部有限振幅磁场的扰动,研究了非线性磁场的动力学演化。假设初始磁场位形足β<<1的势场,根部磁力线管磁场扰动,驱动等离子体运动,一部分磁能转换为等离子体动能。等离子体压缩运动具有快磁声波的特性。计算结果给出非线性磁场演化的定量关系,可以解释太阳大气中日冕活动过程。也可用于模拟实验室里高β实验装置中的等离子体的持性。      

太阳耀斑可能的储能过程

本文讨论了太阳活动区和黑子区的无力场的演化。文章分析了无力因子随时间变化的运动学含义,讨论了太阳耀斑具体的储能过程,给出了静力学无力场讨论太阳耀斑储能过程的局限性。最后,又提出了一种子午流场的储能过程。将这些"磁能的储存过程"与"适当的不稳定性导致的爆发过程"相结合起来讨论,就有可能来研究太北北阳耀斑的许多特征。      

日冕环和日冕拱的平衡位形

在线性场近似条件下,本文讨论了日冕环的二维平衡位形。用富利叶变换的方法,求出了问题的分析解,解释了日冕环观测结果的主要特性。沿日冕环纵向的压力分布均匀,日冕环的位形可以比无力场更稳定。由于日冕环可以储存更多的剪切场或扭转场的磁能,释放这部分磁能就可以驱动日冕环运动产生日冕瞬变过程,或者使环内的等离子体加热或加速而产生太阳耀斑。      

部分开放多极磁场中的日冕磁绳灾变

采用球坐标下二维三分量理想MHD模型，研究部分开放多极背景磁场中日冕磁绳的灾变现象．背景磁场由含3个闭合双极场的冕流和带赤道中性电流片的开放场构成，磁绳位于中心双极场的下方，其特性由环向磁通和轴向磁通表征．对给定的环向磁通，存在轴向磁通的一个临界值；对给定的轴向磁通，也存在环向磁通的一个临界值．在该临界值以下，磁绳附着于太阳表面，系统处于平衡状态；该临界值一旦被超越，磁绳将脱离太阳表面向上喷发，说明部分开放多极背景磁场中的日冕磁绳系统存在灾变现象．本文算例表明，灾变点对应的磁能阈值超过对应部分开放场(中心双极场开放，两侧的双极场仍维持闭合)能量约15％，其超过部分可为日冕物质抛射一类太阳爆发提供能源．     

1994年2月21日行星际激波引起的磁暴

利用Imp-8,Geotail和Goes-6等卫星资料,研究了1994年2月21日0900UT到达地球磁层的行星际激波引起的磁暴期间,从太阳风向磁层传输能量的有关问题.结果指出:（1）南向行星际磁场（IMF）的长持续时间不是太阳风向磁层输能的必要条件.南北振荡的,较强IMF也能产生显著的能量传输;（2）行星际扰动磁场通过弓激波和磁层顶后扰动磁能增加,增幅将近5倍;（3）在磁层内扰动磁场的Bz分量在1×10-4Hz附近显著被吸收.这一低频扰动磁场可能是磁暴期间导致氧离子和质子等环电流粒子向内扩散并被加速的原因之一.     

含间隙全动舵面的非线性颤振模式及被动抑制方法

间隙非线性环节广泛存在于飞行器的结构当中，由其引发的极限环振荡（LCO）往往造成结构的疲劳破坏，但目前关于全动舵面非线性颤振机理和被动抑制方法的研究相对较少。针对典型含扭转间隙小展弦比全动舵面开展分析，提出了2种典型的非线性颤振模式，并探索相应的非线性颤振被动抑制方法。基于描述函数法和活塞理论建立舵面的动力学模型，考虑到间隙非线性环节导致刚度降低的效果，计算对比了2种不同扭转刚度下全动舵面的非线性颤振特性，进而提出了2种不同的非线性颤振模式，其中，模式Ⅱ不存在稳定的极限环振荡过程，可以有效抑制低于线性颤振边界的极限环振荡问题；研究了舵面根部弯曲扭转刚度和质量特性对非线性颤振模式和极限环初始动压的影响，提出相应的非线性颤振被动抑制策略。针对所提算例，数值计算结果表明：通过调整舵面根部弯曲扭转刚度或质量特性可以提高极限环初始动压，甚至改变非线性颤振模式，从而达到非线性颤振抑制的目的。     

嵌套闭磁场结构内CME产生和传播的数值模拟

给出了特殊类型的日冕物质抛射(CME)数值模拟定性结果,这种CME核心闭磁场结构前半部分磁力线的方向与太阳整体偶极场磁力线的方向相反．计算结果表明,这种CME核心闭磁场结构磁力线与太阳整体偶极场反向磁力线之间存在过渡磁场结构,在向外传播时过渡磁场结构所占的面积逐渐增大．这一结果可以用来解释飞船为什么能够观测到一类双极磁云,这类磁云前半部分磁场方向与太阳整体偶极场方向相反．为了模拟这一数值结果,强调需要采用包含嵌套闭磁场的冕流背景结构,并在合适的位置触发CME．     

2.5维自适应磁场重联MHD模式

磁雷诺数(R_m)是影响磁场重联的重要因素. 真实的物理环境中R_m往往很高, 例如, 在行星际空间和太阳日冕中R_m通常大于104量级. 高R_m条件下的磁重联表现出很多异常特性, 然而高R_m条件下的磁场重联数值模拟需要很高的时空分辨率, 否则很难分辨出重联过程中形成的薄电流片. 本文基于自适应软件包PARAMESH将并行自适应网格技术引入磁场重联数值模拟, 建立了一个2.5维自适应磁场重联MHD模式, 研究高磁雷诺数条件下重联的动态演化过程, 进而将不同磁雷诺数的参数进行对比研究. 结果表明, 该模式可以自动捕捉到磁场重联产生的奇性电流片, 高磁雷诺数条件下产生的慢激波结构可提供一种快速磁能释放机制.      

行星际磁场北向时磁层顶区磁场重联的全球模式

在对背阳面磁层顶区局域磁场重联模拟的基础上提出了一个行星际磁场北向时磁层顶磁场重联的全球模式。行星际磁场北向时碰层顶磁场重联导致近地尾瓣的能量被输送到远磁尾,太阳风能量不在磁尾储存,向阳面磁层顶变厚,磁层受到一系列扰动。      

万有引力场中带挠性轴太阳帆板航天器的姿态稳定性

研究了万有引力场中带挠性轴太阳帆板航天器的姿态运动、导出了航天器系统的广义势能,利用Liapunov直接方法判断带挠性轴太阳帆板航天器在轨道坐标系内相对平衡的稳定性,得到航天器姿态稳定性的充分条件。讨论了挠性轴扭转刚度及太阳帆板质量几何等因素对航天器姿态稳定性的影响。      

Topological and statistical properties of nonlinear force-free fields

We use our semi-analytic solution of the nonlinear force-free field equation to construct three-dimensional magnetic fields that are applicable to the solar corona and study their statistical properties for estimating the degree of braiding exhibited by these fields. We present a new formula for calculating the winding number and compare it with the formula for the crossing number. The comparison is shown for a toy model of two helices and for realistic cases of nonlinear force-free fields; conceptually the formulae are nearly the same but the resulting distributions calculated for a given topology can be different. We also calculate linkages, which are useful topological quantities that are independent measures of the contribution of magnetic braiding to the total free energy and relative helicity of the field. Finally, we derive new analytical bounds for the free energy and relative helicity for the field configurations in terms of the linking number. These bounds will be of utility in estimating the braided energy available for nano-flares or for eruptions.     

太阳活动区磁场扭绞与耀斑产率

本文以1972年10月的太阳活动区McMath 12094为范例, 研究了活动区磁场扭绞与耀斑产率的关系.先在常α无力场模型假定下, 以观测到的活动区光球磁场为边值, 对活动区在日面中心附近4天(10月28—31日), 推算出代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α, 从而外推出活动区在这4天的三维磁力线形态.然后以这些资料为基础, 进一步讨论了活动区磁场演化特征, 磁场扭绞与耀斑产率的关系, 并且近似用单极场模型估算了通过活动区前导大黑子A的电流、电流密度以及因大黑子逆时针旋转造成磁场扭绞所贮存的能量.本文主要结论为:(1)活动区McMath 12094从10月27日起保持较强扭绞, 10月30日达到极大, 10月31日后扭绞减弱.活动区磁场扭绞的主要原因是光球中的磁流体力学作用所导致的前导大黑子A的逆时针旋转。(2)代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α与活动区耀斑产率同步变化, 表明活动区磁场扭绞与耀斑产率成正相关.(3)通过活动区前导大黑子A的本影电流为4.3—6.6×1012A, 因扭绞产生的自由能贮存为0.44—1.11×1032erg.活动区中的电流密度达到0.96—1.47×10A·m-2.这样高的电流密度可能是该活动区高耀斑产率的重要原因.      

无力场的触发重联和太阳耀斑

采用多步隐格式,对在瞬间形成的电流片的触发下的高剪切无力场的磁重联过程进行了数值模拟。磁重联首先在交界面处的非中性电流片区出现,然后向无力场区蔓延。在磁重联过程中,在无力场区形成一高温环状结构,物质向光球层流动。在高温环内侧的新喷发场区,物质向上流动。磁重联主要集中在初始电流片外侧的高剪切无力场区,高温环顶部的温度最高,位置基本固定。在磁重联的过程中,剪切磁场分量的空间梯度减小,无力场因子下降。     

带奇异电流密度面无力磁场及其稳定性

从Bernstein磁流体力学能量原理出发，讨论圆柱坐标下一类带奇异电流密度面的一维单参数无力磁场的稳定性，这类无力磁场在参数空间同时存在稳定区和不稳定区，其稳定性完全由磁螺距在圆柱轴邻域内的径向分布决定，与位于磁场边界处的奇异电流密度面无关。     

The role of magnetic field shear in solar flares

We present observational results and their physical implications garnered from the deliberations of the FBS Magnetic Shear Study Group on magnetic field shear in relation to flares. The observed character of magnetic shear and its involvement in the buildup and release of flare energy are reviewed and illustrated with emphasis on recent results from the Marshall Space Flight Center vector magnetograph. It is pointed out that the magnetic field in active regions can become sheared by several processes, including shear flow in the photosphere, flux emergence, magnetic reconnection, and flux submergence. Modeling studies of the buildup of stored magnetic energy by shearing are reported which show ample energy storage for flares. Observational evidence is presented that flares are triggered when the field shear reaches a critical degree, in qualitative agreement with some theoretical analyses of sheared force-free fields. Finally, a scenario is outlined for the class of flares resulting from large-scale magnetic shear; the overall instability driving the energy release results from positive feedback between reconnection and eruption of the sheared field.     

行星际磁场的螺旋扇形过渡区

从行星际磁场的大尺度螺旋形构型和扇形边界附近太阳风流动与冕旒的可能相关,本文得到一个推论,即在行星际空间可能存在一种较厚的螺旋扇形过渡区。行星际磁场和太阳风的实地观测证实了这种较厚的螺旋扇形过渡区的存在。在所分析的45个螺旋扇形过渡区中,磁场强度都不为零;大部分大于或小于周围平均场强。本文进一步分析了磁增大和磁减小两类过渡区中的物理性质和可能成因。      

Flux emergence,flux imbalance,magnetic free energy and solar flares

Emergence of complex magnetic flux in the solar active regions lead to several observational effects such as a change in sunspot area and flux embalance in photospheric magnetograms. The flux emergence also results in twisted magnetic field lines that add to free energy content. The magnetic field configuration of these active regions relax to near potential-field configuration after energy release through solar flares and coronal mass ejections. In this paper, we study the relation of flare productivity of active regions with their evolution of magnetic flux emergence, flux imbalance and free energy content. We use the sunspot area and number for flux emergence study as they contain most of the concentrated magnetic flux in the active region. The magnetic flux imbalance and the free energy are estimated using the HMI/SDO magnetograms and Virial theorem method. We find that the active regions that undergo large changes in sunspot area are most flare productive. The active regions become flary when the free energy content exceeds 50% of the total energy. Although, the flary active regions show magnetic flux imbalance, it is hard to predict flare activity based on this parameter alone.     

Force-free magnetic field in a cylindrical flux rope without a constant alpha

It is generally assumed that magnetic fields inside interplanetary magnetic clouds and flux ropes in the solar photosphere are force-free. In order to model such fields, the solution of rot B = B is commonly used where  = const. But comparisons of this solutions with observations show significant difference. To treat this problem,we examine the solutions with .