“惊艳”北极光

极光是地球南北极地区的自然奇观.当太阳带电粒子(太阳风)进入地球磁场,在地球南北两极附近地区的高空,夜空会出现灿烂美丽的光辉,这就是极光.在南极称为南极光,在北极称为北极光.如果有机会亲眼看到极光的话,你一定会惊叹于大自然的鬼斧神工,甚至会产生敬畏之情.挪威摄影师比约恩·约根森就捕捉到许多令人"惊艳"的北极光照片.     

太阳"打喷嚏",航天器"躺枪"

人类的航天活动日益频繁,意味着需要应对的空间天气危害挑战越来越多. 幽幽的极光是独特的自然景观,一般情况下只有在南北极高纬度地区的人们才能有幸一览其芳华.极光的出现需要3个条件:大气、磁场与高能带电粒子.太阳不断向太空抛射出带有巨大能量的带电粒子,当这些粒子来到地球附近时,被地球强大的磁场干扰,飞向南北两极,与大气分子...     

几种材料的磁层亚暴环模试验

<正> 一、引言星际空间存在运动着的带电粒子。当太阳风粒子到达地球磁层顶且随着太阳风粒子而来的星际磁场,指向地磁南极时,太阳风中的感应电流产生的附加场使地磁场发生畸变。迎着太阳的一面较为扁平,而背着太阳的一面形成一个很长的磁尾。在磁尾区,太阳风粒子的注入(它们的能量为几十电子伏到几千电子伏)引起了高能粒子的大量增加。这些高能粒子在     

太阳表面的丝状物

2012年8月底，一个太阳丝状物突然抛到宇宙中，产生一次高能的日冕抛射物质。这个丝状物已经在太阳不断改变的磁场上存在了几天，有些还在2天后抵达了地球，造成地球磁层改变而产生炫丽的极光。     

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.     

太阳风与空间天气

正太阳每天东升西落,为地球上的人们带来了赖以生存的光和热。而在太空之中,太阳也以另一种方式影响着我们的地球。一种被称作"太阳风"的高速等离子体流时刻从太阳上涌出,并向太阳系的深处奔去。当它到达地球附近时,会与地球的磁场发生作用。强烈的太阳风暴会引起地球磁场的剧烈变化,诱发地磁暴的产生。在人类活动尚不依赖高技术系统的时代,地磁暴除了会让更多地方的人们有机会一睹美丽的极光外,并不会造成严重的后果。而现如今,严重的太阳风     

极向运动极光结构和喉区极光光学观测特征的对比分析

利用中国北极黄河站高时间分辨率的三波段全天空成像仪极光观测数据,联合太阳风和行星际磁场等观测,分析了极向运动极光结构（PMAFs）和喉区极光的形成及演化特征.研究发现:一系列PMAFs与喉区极光事件同时出现在观测视野中,其中PMAFs主要发生在日侧极隙区极光卵赤道向边界的极向一侧,沿东西方向分布,点亮后向高纬运动;喉区极光紧靠PMAF一侧发生,从极光卵赤道向边界向低纬延伸,沿南北方向分布,点亮后向高纬偏西方向运动;观测期间PMAFs发生频率高于喉区极光;当PMAFs与喉区极光同时出现时,PMAFs可以与喉区极光几乎同时出现或略晚于喉区极光出现,持续时间较喉区极光短.观测结果表明:与PMAF相对应的磁层顶重联过程和与喉区极光对应的磁层顶凹陷导致的磁重联过程在日侧磁层顶上的相邻区域分别发生,两种极光事件的形成过程相对独立,可能不存在相互触发关系.      

太阳高能粒子的电荷态和粒子强度间的相关性

本文发表了在太阳高能粒子事件中,元素氦、碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫和铁的离子电荷态的分布。研究结果表明,除氦之外上述元素的电荷态分布的不同离子价的数目是随元素的质量而增大。核子能量在2—3MeV范围内,这些元素的平均粒子强度相对于碳的平均粒子强度之间的相关性能够用离子价的数目随元素质量的增加来解释,而不能用日冕温度确定的电荷态平衡模型来解释。且得出结论,太阳高能粒子的离子电荷是在太阳耀斑区而不是在星际激波区产生。      

月球尾迹的二维MHD模拟

采用理想的二维单流体MHD方程,对太阳风通过月球时所形成的尾迹结构进行数值模拟,得到了太阳风尾迹的粒子分布及磁场分布.模拟结果表明,在月球背阳面的本影区,太阳风粒子密度急剧下降,行星际磁场增强.当行星际磁场与太阳风流动方向平行时,尾迹被拖得很长,而磁场与太阳风流动方向垂直时,尾迹较短.      

地球的荧光屏效应

人类观赏极光已经有数千年的历史了,不过,一个根本的问题是,极光是如何产生的?太阳似乎是极光产生的原因之一。数十年来,太空科学家已经知道,在太阳活动较为旺盛的时候,极光的出现也较为频繁。在地球表面,我们可以藉由观测极光来监测太阳的活动。许多教科书将极光的成因,归咎于     

膨胀磁场和太阳风粒子相互作用三维数值模拟

采用三维模型,使用混合网格质点法HPIC(Hybrid Particle-in-Cell)对膨胀的磁场和太阳风相互作用过程进行数值模拟.研究了线圈产生的偶极子磁场在注入等离子体后和太阳风粒子的相互作用过程,并对以不同速度入射的等离子体引起的太阳风粒子的变化和磁场变化进行了比较.研究结果表明,偶极子磁场和太阳风作用时会产生弓形激波,此时磁压等于太阳风粒子的动压,当向线圈产生的偶极子磁场中注入高能等离子体时引起磁场膨胀,膨胀的磁场将会排斥太阳风粒子向外运动,从而引起弓形激波的变化,增大与太阳风相互作用的面积,并且粒子入射速度越大,磁场膨胀越明显,与太阳风相互作用愈强.      

毗邻恒星的年龄

我们对太阳的年龄知道得很准确,因为我们生活在她的一个行星上.对于地球的岩石的分析——近来对月球表面岩石和土壤的分析表明,这两个星球是在46亿年之前形成的.太阳及其行星的组成部分被认为是非常相同的,太阳产生的同时形成了其行星——地球、月亮,等等.当我们扫视夜空神秘的星星时,虽在看那些     

行星际高密度结构的磁场位形

本文统计分析了第20太阳周行星际高密度结构的磁场位形。结果说明当出现高密度结构时行星际磁场相对于黄道面的倾角约增大10°。这种增大并非流相互作用或电流片倾斜和折皱所引起的,而可能是非恒稳太阳风流所具有的磁场位形。当出现高速流或扇形边界时,由于高密度结构后平行于Parker螺旋线的分量增大,磁场在黄逋面内对螺旋线的偏离角减小。      

火星出庭做证

我们曾在“一种简明的阐释”(见《飞碟探索》1995年第4期)一文中把原子和太阳看成是相似的东西.原子有原子核壳层及电子壳层,太阳也有类似的“核壳层”及与原子电子壳层相似的行垦壳层.它们两者的壳层都是物质在阴阳互变中导致空间能量密度产生变化而产生的空间能量密度波.重原子核内部空间能量密度高,所以重原子核向外发射粒子或裂变时会放出能量.太阳内部空间的能量密度也较高,所以太阳气体从中心流出表面时也会放出能量,这是太阳能的本质.所以太阳能不是氢核聚变能.这就是中微子失踪的原因.     

极光西向涌浪的二维模式(线性部分)

极光西向涌浪(WTS)被定义为磁层亚暴开始的重要标志, 它是伴随带电粒子沉降过程在极光带电离层出现的特定的极光运动形态.本文给出了极光西向涌浪的二维动力学模式, 亚暴开始, 伴随粒子沉降在电离层产生离子密度梯度(电导率梯度), 在背景电场中激发出低频漂移波, 它的传播给出极光西向涌浪运动的主要特性.      

高速太阳风中α粒子分布的形成

以多级波粒相互作用模型和1维电磁混合模拟方法研究了高速太阳风中α粒子分布的形成机制．认为α粒子从其产生区到1AU,经历4个特征区域：在冕洞下方的小尺度磁重联区,α粒子产生并得到加速：在约十几个太阳半径日冕区,α粒子形成球壳分布函数：在几十个太阳半径处,在Alfven波和温度各向异性不稳定性的作用下,α粒子分布函数演化为漂移Maxwell分布：当α粒子进入0．3－1AU时,Alfven波的作用使α粒子速度超过太阳风速度约1个局域Alfven速度．     

午后极光强度与太阳风-磁层耦合函数的相关

利用1997年和1998年南极中山站多通道扫描光度计的地面观测数据和Wind卫星在弓激波上游对行星际磁场和太阳风参数的观测数据,对午后高纬极光强度与太阳风-磁层耦合函数之间的相关性进行定量研究.研究表明,午后630.0nm极光强度与太阳风-磁层耦合函数间有很好的相关,而557.7nm的相关性差一些;在考察的所有耦合函数中,午后极光受太阳风电场和能量的影响更直接;同时,行星际磁场的时钟角对午后极光也有很强的控制作用.      

基于U-net的紫外极光观测极光卵形态提取

极光卵形态提取是极光研究的重要手段.如何提高强干扰背景下的紫外极光图像极光卵形态提取精度,目前仍是一个难题.本文提出一种基于深度学习语义分割模型U-net的方法,实现了对极光卵形态的高精度提取.在Polar卫星紫外极光观测数据的实验结果表明,该方法相比于已有算法精度更高,对完整型极光卵和缺口型极光卵图像均能得到更加精确的提取结果,特别是针对强日辉干扰、灰度不均匀和对比度低情况下的紫外极光图像时,该方法显示了明显优势.      

地球自转对北极黄河站观测日侧极光弧运动的影响

利用北极黄河站全天空极光数据,采用AACGM模型,将日侧极光弧映射到地磁坐标系,定量计算地球自转导致的极光弧运动速度.对于任意一条极光弧,其偏斜角定义为极光弧方向与当地地磁东西方向的夹角.研究发现,地球自转产生的速度由极光弧离开天顶的距离和偏斜角决定,其中偏斜角的影响更为重要,其还决定速度的方向.在4年的观测数据中,提取超过40000张出现极光弧的图像,计算极光弧偏斜角.计算结果表明,日侧极光弧的偏斜角随磁地方时增大而逐渐减小,并在大约10:00MLT（磁地方时）附近发生反转.由于偏斜角的反转,地球自转产生的极光弧运动在晨侧多为极向运动,到午后多为赤道向运动.相比午前,午后的运动更为明显,最大速度可超过300m·-1.      

如何解决原子氧对空间站的剥蚀问题

预定在90年代中期发射的美国航宇局空间站,将在轨道上工作30年,这给工程师们提出了一系列特有的技术难题,其中最棘手的问题之一是如何克服原子氧对空间站的剥蚀。原子氧是分布在离地球200～500英里高处的氧粒子,它们是空间氧分子在太阳射线的作用下分解而成的,具有极强的剥蚀作用,一直危害着轨道上的卫星。原子氧在空间本来是比较稳定的,但它们在同运动速度为18000英里/小时的航天器相撞时,剥蚀作用便大大增强。