准平行无碰撞激波的混合模拟

本文应用一维混合模拟方法数值研究了准平行无碰撞激波的结构.结果表明,激波上游的质子和准平行无碰撞激波相互作用后,有部分质子被激波反射,并向激波上游运动很长一段距离,从而激发起束流不稳定性,引起大振幅的共振右旋偏振的低频波动.这些波动在太阳风的带动下向激波下游运动,靠近激波后与激波合井,同时在激波的上游不断有新的波动产生.此过程能不断重复地进行.在平行无碰撞激波的情况下,在激波的下游还有大振幅的非共振右旋偏振的低频波动.激波上游的低频波动在向下游运动的过程中强度不断加强,最后超过原来激波的强度,形成新的激波.      

行星际结构与垂直无碰撞激波的相互作用

应用一维混合模拟方法数值研究了两种行星际结构──反向磁场和高密度等离子团与垂直无碰撞激波的相互作用．结果表明，随着激波上游区磁场的反向，下游区磁场将逐渐改变符号，且等离子体密度和速度分别呈现较强的湍动．激波上游和下游的物理量依然满足Rankine-Hugonoit关系．当高密度的等离子体团通过垂直无碰撞激波时，部分质子被激波反射，部分质子被加速并进入下游区域．由于质子速度分布为非Maxwell分布，在激波下游也激发出较强的湍动．     

无碰撞激波上游低频波的激发及其对激波耗散机制的影响

由于很大一部分来自激波上游的粒子被激波面所反射,因此在准平行无碰撞激波的上游存在着等离子体束流．通过一维混合模拟方法,计算了束流密度较小(nb／n0=0．02)和较大(nb／n0=0．2)两种不同情形下的等离子体束流不稳定性．结果表明,在束流密度较小时,束流激发的主要是平行于背景磁场方向传播的右旋波,此波动只能对束流粒子产生影响,包括减速和加热．在束流密度较大时,束流可同时激发平行和反平行于背景磁场方向传播的右旋波,除能对束流粒子产生影响外,还可通过非共振作用加速和加热背景粒子．文中对准平行无碰撞激波耗散机制的影响也进行了讨论。     

准平行无碰撞激波上游能量粒子的观测研究

通过Cluster卫星在2005年3月16日观测到的一个准平行激波观测事例,研究了准平行激波上游低频等离子体波动与能量离子之间的关系.卫星观测结果表明,在准平行激波上游,离子微分能通量受到了非线性波动的调制.在磁场强度较小区域,离子微分能通量较高.产生这种现象的可能原因是准平行激波上游的非线性波动可以捕获离子,被捕获的离子在波动中来回弹跳并被电场加速,从而导致磁场强度较小区域离子微分能通量较高.这一观测结果与已有的混合模拟结果相吻合.      

无碰撞激波的理想MHD模拟

采用了WENO格式数值求解一维理想MHD方程组，模拟了行星际无碰撞激波，研究了垂直无碰撞激波与行星际反向磁场结构和高密度等离子体团的相互作用过程，并与粒子模拟的结果进行比对，两者的结果非常类似．模拟结果表明，对涉及无碰撞激波的大部分现象中理想MHD模拟是准确且可行的，同时相对于粒子模拟又有很好的计算效率，便于扩展至二维或三维的情形．     

行星际慢激波的传播和演化

采用二维理想MHD模型，分别在日球赤道面(二维二分量模型)和日球子午面(二维三分量模型)内研究太阳风中慢激波的传播和演化规律．结果表明，慢激波在向外传播的过程中逐渐演化为由原慢激波和新产生的快激波构成的激波系统，该激波系统在子午面内相对慢激波源中心法线基本对称，而在赤道面内则是不对称的：快激波阵面和慢激波阵面之间存在一个切触点，该处两个激波合并，蜕化为气体激波．上述切触点相对激波源中心法线东偏，且东偏角度在激波系统向外传播过程中不断增加．初步分析表明，行星际磁场的螺旋结构是产生日球赤道面内慢激波传播和演化的东西不对称性的主要原因．     

空间等离子体与垂直无碰撞激波相互作用的数值实验

应用混合模拟方法数值研究了高Ａｌｆｖｅｎ－Ｍａｃｈ数垂直无碰撞激波与等离子体间的相互作用。结果表明，激波上游的磁场非常稳定，粒子分布近似为Ｍａｘｗｅｌｌ分布。激波下游磁场存在不规则的湍动，质子分布有一个高能尾，且有些质子被激波反射。跟踪少量高速质子的计算结果表明，在ｔ＝４０Ωｉ＾－１时约有４０％的质子被激波反射，而７％质子可被加速，最大速度值可达到２０ＶＡ激波区的电场分布对质子的减速或加速起了主要     

行星际激波导致的磁尾等离子片中ULF波动事件

磁层中的超低频（ULF）波动在太阳风和磁层之间的能量输运过程中具有重要作用.ULF波动主要发生在内磁层,且内磁层中ULF波动影响粒子的加速及沉降,而在夜侧磁层尤其是磁尾等离子片中观测到的ULF波动比较少.基于中国自主磁层探测卫星TC-1的观测数据,发现了两例行星际激波导致的磁尾中心等离子片中ULF波动事件,并发现这两例ULF事例都包含很强的环向模驻波分量,与以往THEMIS卫星报道的同类事件观测特征相符.根据ULF波的观测特征,分析了这两例ULF波动的可能触发机制.研究结果有助于深入理解磁层对行星际激波的全球响应.      

磁云边界层中的重联慢激波观测分析

在Petschek模型中,排空区边界处的一对慢激波是能量耗散的重要机制.已有大量行星际空间的Petschek型磁场重联排空区观测事件被报道,但是只有少量的排空区边界处观测到了慢激波.针对一例位于磁云边界层中的Petschek型磁场重联排空区观测事件,在排空区靠近磁云一侧边界处证认了一例慢激波.激波跃变层两侧的磁场和等离子体参数满足Rankine-Hugoniot关系,且激波上下游的中间马赫数均小于1,上游的慢马赫数为2.94（>1）,下游的慢马赫数为0.65（<1）,符合慢激波的观测特征.磁云内部的等离子体β值很低,局地阿尔芬速度高,同时磁云边界层中可能发生丰富的磁场重联活动,这可能是磁云前边界处慢激波形成的原因.      

行星际起伏向磁层顶的输运

时间尺度为分钟数量级的太阳风速度和行星际磁场大幅度扰动实际上始终存在于行星际空间的。这些扰动一直传输到紧贴磁层边界面外侧的区域。它们在磁鞘等离子体和磁层顶的相互作用过程中可能起很重要的作用。行星际起伏中的磁场分量在通过地球弓激波时首先经历一次跳跃,然后一部分扰动被带到磁层边界面处。在边界面附近磁场扰动幅度被大大地放大了。弓激波上游的太阳风条件控制了放大因子。本文所作的数值模拟研究结果表明,如果上游有大幅度的扰动,在边界面附近就有大幅度的Alfven起伏的磁场分量。当上游磁场接近垂直于日地联线时,放大因子变得相当大,而且放大因子随上游的等离子体β值和/或Alfven马赫数的增加而增加。上游各向异性对放大因子的影响不大。在磁层边界附近存在大幅度起伏表明这里不存在稳定的片流。      

Fluctuations of cosmic rays and IMF in the vicinity of interplanetary shocks

Fluctuations of cosmic rays and interplanetary magnetic field upstream of interplanetary shocks are studied using data of ground-based polar neutron monitors as well as measurements of energetic particles and solar wind plasma parameters aboard the ACE spacecraft. It is shown that coherent cosmic ray fluctuations in the energy range from 10 keV to 1 GeV are often observed at the Earth’s orbit before the arrival of interplanetary shocks. This corresponds to an increase of solar wind turbulence level by more than the order of magnitude upstream of the shock. We suggest a scenario where the cosmic ray fluctuation spectrum is modulated by fast magnetosonic waves generated by flux of low-energy cosmic rays which are reflected and/or accelerated by an interplanetary shock.     

黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究—能量效应

本文用两维半MHD数值模型,数值模拟研究了两邻近扰动源所产生的激波在行星际空间黄道面内不同能量时的相互碰撞过程。在内边界(18R_s)两扰动中心的间距取为36°。结果表明:两弱激波(速度在500km/s左右以下)不会产生汇合,而是各自独立地传播;两中等强度激波(速度在1000km/s左右)将发生汇合,但在IAU尚可分辨;两强激波(速度在2000km/s以上)则在1AU以内已发生汇合,汇合后形成一个新激波,其磁场结构与单激波明显不同。激波能量越大,两激波汇合的越快。     

一种确定模拟的行星际MHD激波局地参数的新方法

简要阐述了分析模拟的行星际磁流体力学（MHD）激波的局部性质时，采用无厚度局部平面激波这一假设的合理性，说明了在激波未扰动区域（激波上游），物理量在几个小时内的变化很小这一事实，利用平面激波的分析方法，提出了分析模拟的行星际MHD激波的新方法，包括激波位置的确定，上下游状态参数的选择，激波局部参数的计算以及激波的分类，最后应用这种方法对一个二维的MHD模拟结果进行了分析。结果证实了过去文献关于磁流体力学混合激波空间连接和时间演化的链式规则，而且说明位于太阳赤道附近的慢激波和中间激波最终会发展为快激波。     

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。     

Acceleration of interplanetary pick-up ions and anomalous cosmic rays

It may not be doubted anymore that anomalous cosmic rays (ACRs) are produced in the heliosphere from interplanetary pick-up ions through their acceleration at the solar wind termination shock. However, there is no general agreement in the community of heliospheric researchers concerning the mechanism of injection of the pick-up ions into the shock acceleration. We discuss here three possible ways for pick-up ions to be involved into the acceleration process at the termination shock: (1) preacceleration of pick-up ions in the whole region from the Sun up to the termination shock by solar wind turbulences and interplanetary shock waves, (2) local preacceleration of pick-up ions in a vicinity of the termination shock by shock surfing, and (3) formation of high-velocity tails in pick-up ion spectra consisting of secondary pick-up ions which are produced in the supersonic solar wind due to ionization of energetic neutral atoms entering from the inner heliosheath.     

Some characteristics of propagation of flare- or CME-associated interplanetary shock waves

Many interplanetary shock waves have a fast mode MHD wave Mach number between one and two and the ambient solar wind plasma and magnetic field are known to fluctuate. Therefore a weak, fast, MHD interplanetary shock wave propagating into a fluctuating solar wind region or into a solar wind stream will be expected to vary its strength.It is possible that an interplanetary shock wave, upon entering such a region will weaken its strength and degenerate into a fast-mode MHD wave. It is even possible that the shock may dissipate and disappear.A model for the propagation of a solar flare - or CME (Coronal Mass Ejections) - associated interplanetary shock wave is given. A physical mechanism is described to calculate the probability that a weak shock which enters a turbulent solar wind region will degenerate into a MHD wave. That is, the shock would disappear as an entropy-generate entity. This model also suggests that most interplanetary shock waves cannot propagate continuously with a smooth shock surface. It is suggested that the surface of an interplanetary shock will be highly distorted and that parts of the shock surface can degenerate into MHD waves or even disappear during its global propagation through interplanetary space. A few observations to support this model will be briefly described.Finally, this model of shock propagation also applies to corotating shocks. As corotating shocks propagate into fluctuating ambient solar wind regions, shocks may degenerate into waves or disappear.     

Some features of the interplanetary disturbances in the post-solar maximum year period

Features of strong interplanetary disturbances (including 14 shock waves) are considered by the solar wind plasma measurements onboard the PROGNOZ-8 satellite. Examination of large-scale structure of the plasma fluxes enabled us to discover extreme values of proton temperature (～10⁶K) and density (～10²cm^?3) in some cases.The energy transferred by the interplanetary shock waves (10³¹–10³² erg) and their deceleration are estimated. Determination of the plasma parameter jumps for protons and α-particles at the shock front made it possible to estimate the potential barrier (40–400V) depending on magnetosonic Mach number.