磁流体激波跃变条件的无量纲化

本文通过对磁流体激波跃变方程组的无量纲化处理,得到了有关磁流体激波跃变条件及其解析解的一种普遍化的最简形式;对斜激波、垂直激波、平行激波和气体动力学激波与磁流体力学激波的统一形式均给予了讨论.这些公式对理论研究和工程应用中的实际计算都很方便.      

利用特征速度讨论磁流体力学激波特性

本文用作者在文[1]中引入的特征速度U_*作为磁流体力学激波的基本强度参数,解析地讨论了磁流体力学激波的种类和特性;详细地讨论了磁场强度跃变比h随特征马赫数平方M_*2=U_*2/C₁2的函数的变化;给出介质密度、压力、法向和切向速度[u_x]/C₁和[u_y]/C₁跃变比的结果,最后,讨论了包括励磁和消磁激波在内的垂直和平行磁流体力学激波的极限情形。      

行星际空间MHD模拟激波跃变关系分析

分析了模拟得到的可以传播到1AU以远的日地空间磁流体力学激波与Rankine-Hugnoniot跃变关系的符合程度．通过对模拟激波的结构及其在传播过程中的演化进行的分析，提出了模拟激波的定位方法；基于所提出的定位方法，利用向长青提出的确定MHD激波局地参数的方法计算了模拟得到的激波与Rankine-Hugnoniot跃变关系的偏差．结果表明在激波传播到100Rs以后，激波对中前向快激波与Rankine-Hugnoniot关系的符合达到很高的程度，相对误差在10^-2数量级以内；并且在激波传播到150 Rs以后，相对误差在10^-3数量级以内．这个结果说明文中所使用的有限差分数值格式能较好地模拟激波．     

耀斑激波的相互作用

采用一维磁流体力学模型和激波装配法，分析两个相继出现的耀斑激波的相互作用.前导激波下游的稀疏波显著改变后随激波的特性，并在它的下游产生强后向快激波.两耀斑激波汇合后将在下游形成密度比约为1.5的接触间断.     

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。     

地球弓激波的三维模拟

利用磁流体动力学(MHD)全球模拟结果,根据弓激波的跃变特性确定出弓激波位置,建立了一个新的综合考虑了快磁声马赫数、太阳风动压、行星际磁场强度以及磁层顶曲率半径的弓激波三维位型模型.将新模型与以往模型的模拟结果进行比较发现,新的弓激波全球模型结果可靠,解决了部分现有模型不能描述弓激波三维位型的问题.研究结果表明,在行星际磁场北向时,随着快磁声马赫数的增大,弓激波日下点距离减小,但是在行星际磁场南向时,快磁声马赫数的变化对弓激波日下点距离影响不大;弓激波位型在赤道面与子午面上存在明显的不对称性,而且随着行星际磁场的转向,这种非对称性也会发生相应改变;行星际磁场南向,B_z值较小时,子午面内弓激波位型已经不是简单的抛物线,出现了明显的类似于极尖区磁层顶的凹陷变化区.      

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.      

各向异性磁流体激波跃变关系的无量纲化求解

用无量纲化方法，推出了各向压力异性等离子体中磁流体激波跃变条件及其解析解的一种普遍而简单的形式，并讨论了它在各向同性等离子体中各种特殊情况下的结果．     

耀斑激波传播的数值研究

采用一维磁流体力学模型和激波装配法,分析耀斑激波在行星际空间的传播特性和激波下游区的波动结构,并就激波装配法和激波捕捉法的模拟结果的精度和可靠性进行比较.      

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。      

太阳风状态参数的变化对地球磁鞘中磁场起伏特性的影响

本文利用MHD激波跳跃条件的精确解,具体讨论了行星际背景太阳风状态参数Alfvén马赫数M₁、等离子体β₁参数和磁场角θ₁的变化对地球磁鞘区中磁场起伏特性及其分布的影响.主要结果是:马赫数M₁的变化主要控制磁场起伏特性:放大倍数、相对起伏和各向异性程度的水准高低.磁场角θ₁的变化控制磁场起伏的空间分布特性.等离子体β₁参数的变化,不引起磁场起伏特性的明显变化(对于实际经常发生的情况M₁ 8而言).M₁、θ₁是强控制参数,而β₁是弱控制参数;磁鞘区磁场起伏对太阳风状态参数的变化响应呈现明显的晨-昏不对称性(行星际磁场位于黄道面时),响应主要发生在晨侧.晨侧的磁场起伏(或湍动)相当活跃,而昏侧相当稳定;磁鞘中不同地点磁场起伏特性对太阳风状态参数M₁、β₁的变化响应有大致相同的形式,而对其磁场角度θ₁的变化却有迥然不同的形式.      

无碰撞低β磁流管中的非线性波

对无碰撞低β磁流管中柱对称状态下等离子体非线性静电波的存在进行了研究, 其结果表明: (1)若参数满足0<|(a/M2-1)E₀|<1, 存在着非线性周期波;(2)若|(a/M2-1)E₀|=1, 存在着隆起和下凹的孤立波, 也存在着激波;(3)若|(a/M2-1)E₀|>1, 存在着周期波, 也存在着隆起的孤立波。还对波的某些特性进行了研究。      

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。      

离子温度对磁化等离子体中非线性静电波的影响

本文讨论了无碰撞磁化低β等离子体中离子温度对非线性静电波的影响。结果表明,在参量α≡T_i/T_e≠0条件下,存在着三种非线性静电波(T_i和T_e分别为离子和电子的热能):在波速ν_p>(1+α)(1/2)c_s情况下存在着非线性离子回旋周期波;在(1+α)(1/2)c_scosθp<(1+α)(1/2)c_s情况下存在着离子声孤立波;在v_p<(1+α)(1/2)c_scosθ情况下存在着非线性离子声周期波。当参量α增加时,孤立波的波幅(最大电位)减小,而另外两种非线性周期波的电位幅度都几乎保持不变。      

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。      

1980年5月21日—22日耀斑后冕拱(Post-flare coronal arch)的加热机制和稳定性

本文提出了快撕裂模加热是1980年5月21日—22日耀斑后冕拱长达10多小时的有效加热机制。作者计算了撕裂模所提供的能量和相应的增长率,并讨论了该冕拱的MHD平衡和稳定性问题,主要结论如下:1.对5月21日冕拱,当密度取1.6×109cm-3（实测值）时,剪切宽度α_α=1.8×108cm（冕拱小半径的十分之一）剪切磁场为18—32×10-4T,所对应的增长率为1.79×10-5s-1—2.66×10-5s-1,不稳定的增长时间为15.5h—10.4h,这组解与观测到的冕拱存在10多小时相符。所以,撕裂模是冕拱合理的有效加热机制。2.该冕拱之所以维持10多小时之久,除撕裂模加热与辐射损失平衡外,在力学上必须处于平衡态,其平衡条件为B_φ（冕拱轴向磁场）=2B_θ（冕拱的环向场）,和气压梯度dp/dr大于零。若冕拱满足该力学平衡条件,则利用能量原理可得到该系统对腊肠扰动、扭曲扰动、螺旋扰动均是稳定的。      

Injection mechanism for cosmic ray acceleration

The quasilinear theory of MHD waves excitation by cosmic rays accelerated at a front of supernova shock has been constructed. It is shown that the energetic particles excite the waves propagating from the shock front, the intensity and the spectrum of these waves is obtained. The role of nonlinear Landau damping in the formation of such spectrum has been analysed. The diffusive scattering length of the high energy particles in the preshock region has been calculated and it is shown with the help of these formulae that the effective Fermi acceleration at the shock front is possible upto the values of the relativistic factor = 10⁴ - 10⁵. The injection mechanism for cosmic rays acceleration has been proposed. It is based on stochastic Fermi acceleration of the thermal plasma by MHD waves excited in the preshock region. Different possibilities for wave phase velocity dispersion needed for stochastic Fermi acceleration are analysed, those are the excitation of the oblique magnetosonic waves as well as the excitation of parallel Alfven waves propagating in opposite directions. The distribution function of the suprathermal particles accelerated by MHD waves is obtained, the cosmic rays density as well as the lower boundary of their energy spectrum realised in the proposed mechanism are also calculated.