2000年行星际南向磁场事件及相关CME的若干分析

根据WIND飞船的观测资料，讨论了2000年发生的南向磁场（BS）事件，分析了它们的源，发现12次事件中11次的源是日冕物质抛射（CME）。运用从地球向太阳时间倒推的方法和LASCO，EIT195A的观测资料，确定了这些CME。它们都是快速CME，伴有行星际激波，都具有晕状（Halo)形态，它们在日面上发生的位置是在一个不对称的区域内。还分析了5个强南向磁场（BS≥20nT)事件，发现它们的CME源，或者具有很高的能量，或者抛射方向正对地球，或者是具有叠加效应的CME系列，分析表明，在我们所讨论的太阳活动高年，大的行星际扰动和强地磁暴与高速流的联系并不密切。     

根据行星际闪烁(IPS)的双频互谱估计太阳风速度

本文讨论了观测频率为232MHz和327MHz时,利用互谱的方法估计太阳风速度的可能性、考虑路径积分效应,结果表明在17°≤ε≤50°范围内,对于几种可能的太阳风速度分布,由互谱所得结果与太阳风速度值差别小于15%.      

合肥地区日落哨的分析

本文根据1986年初合肥地区(地理纬度31.73°N,经度117.15°E;地磁纬度20.60°N)哨声观测资料,分析和计算了日落哨导管的抬升因子、吸收系数和导管寿命.      

日冕物质抛射的磁绳正演法及源区投影修正方法的讨论

利用磁绳正演法(forward modeling)研究了2007---2008年STEREO卫星观测到的21个结构清晰的日冕物质抛射(CME)事件, 得到这些CME事件在三维空间的运动速度; 与根据STEREO A星和B星观测速度进行源区投影修正得到的结果进行比较, 发现这种源区投影修正方法存在很大的局限性. 统计结果表明, 当CME源区在日面上的日心角距(CME源区和日心连线与观测点和日心连线的夹角)大于50o时, 修正速度与三维速度之间的差别不大; 当日心角距小于这个值时, 修正速度与三维速度差别明显, 尤其对于小日心角距, 相差甚大. 统计结果还表明, 当日心角距大于65o时, A星和B星得到的投影速度与三维速度相近, 投影速度可以作为CME的三维速度.      

根据行星际闪烁观测研究耀班一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日耀斑一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。说明此例激波过后小波数段功率谱略变陡。      

根据行星际闪烁的双频互谱估计太阳风速度

本文讨论了观测频率为２３２ＭＨｚ和３２７ＭＨｚ时，利用互谱的方法估计太阳风速度的可能性、考虑路径积分效应，结果表明在１７°≤ε≤５０°范围内，对于几种可能的太阳风速度分布，由互谱所得结果与太阳风速度值差别小于１５％。     

行星际闪烁功率谱的Fresnel现象与太阳风速度

讨论了弱散射条件下行星际闪烁(IPS)功率谱的Fresnel现象。数值计算结果表明,无行星际扰动存在时,IPS功率谱的膝点频率仍是Fresnel频率,在日张角。ε≤35°的范围内,Fresnel振荡现象仍然存在,极小值所在频率与太阳风电子密度为一维结构薄屏近似的解析结果相差不大。行星际扰动存在时,功率谱的膝点频率并未改变,扰动区太阳风速度决定着Fresnel振荡出现的频率。      

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。     

1998年4月下旬至5月上旬地磁暴的日地事件认证

综合运用SOHO／LASCO、SOHO／EIT关于CME的观测结果和WIND飞船关于太阳风的观测记录，识别了1998年4月下旬至5月上旬发生的磁暴的CME源，分析了与5月初强磁暴群相联系的日地事件。结果表明，所用日地扰动事件关系认证的方法是可行的，本文就上述日地事件所涉及的磁暴群与活动区的关系、CME地磁效应的日面东西不对称性以及磁云与高速流的作用等问题进行了讨论。     

磁云膨胀速度对无力场磁通量管模型拟合结果的影响

为了考察磁云膨胀速度对磁通量管模型拟合结果的影响,选取了1998-2003年中15次引起了较大地磁暴(Dstmin＜-50 nT)的典型磁云事件进行了拟合.与未考虑膨胀速度模型的拟合结果比较,膨胀速度的引入能较好地改善拟合结果,与观测数据的偏差最大能减小30%,并且拟合所得的膨胀速度基本符合统计规律.这个结果说明膨胀的磁通量管模型能更好地反映实际观测的磁云.同时,初步分析了考虑膨胀速度前后磁云各拟合参数的变化.