太阳的日冕观测和磁场观测

<正>日全食与日冕我们知道,日冕是太阳大气的三个层次(光球、色球和日冕)的最外层,温度极高而密度极低,其范围延伸到太阳半径数倍处。日冕气体极其稀薄,导致其白光辐射极其微弱,即使在日冕下部亮度较大的部分,也只有太阳光球表面中部区域平均亮度的百万分之一,远低于地面天空的亮度。因此,平时是看不见日冕的,只有日全食时,当明亮的光球被月球遮挡之后,全食带地区的天空亮度可下降到比日冕更暗,这时才可以看到日冕。     

太阳色球层-日冕中扰动的传播

为了模拟太阳色球层、过渡层和日冕中扰动的传播特征,本文在一自洽的非等温、非均匀等离子体初态下,应用二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了过渡层附近局地加热引起的扰动传播过程.结果表明,扰动分别以局地快磁流波速度向四周传播,数值模拟结果与局地快磁流波推算结果符合得很好,其特征可以解释SOHO/EIT观测到的波动事件.     

“帕克太阳探测器”将首次飞入日冕观测太阳

正2018年8月12日,美国国家航空航天局(NASA)用德尔他-4H(Delta-4H)运载火箭从卡纳维拉尔角空军基地成功发射了帕克太阳探测器(Parker Solar Probe)。该探测器是首个飞进太阳日冕进行探测的航天器,其科学目的是研究日冕和太阳风,并对可能影响人类日常生活的空间天气进行预警。     

太阳硬X射线爆发揭示的日冕振荡

在第21周太阳活动峰年期间,“太阳峰年”卫星和“火鸟”卫星上的硬x射线爆发探测器探测到数千个硬x射线太阳耀斑.研究这些事件的瞬时特性,我们发现它们当中几百个样品具有1秒以下持续时间的快速尖峰结构.我们分析了其中部分观测资料,发现它们之间具有四个共同特征.在这些特征中,准周期振荡使我们认为,在日冕上可能存在着快速振荡.本文导出了它们的周期表达式并讨论了这种振荡的俘获条件.     

太阳极区低日冕重离子的回旋波加热机制

采用电子、质子、氦核和另外一种微量离子代替氧离子的4组元模型分别计算了Fe¹¹⁺,Mg⁹⁺,Mg⁷⁺,Ne⁷⁺和Si⁷⁺等微量离子的漂移速度和温度,并和SUMER的观测结果进行了比较.     

太阳色球层-日冕中扰动的传播（Ⅱ）

首先讨论了磁流波传播的线性特征,然后构造了球坐标中一自洽的非等温、非均匀等离子体初态,应用二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了色球层底部压力脉冲所引起扰动的全球传播过程.结果表明,在极区,压力脉冲导致的扰动传播可以区分成两类不同模式的波动;快磁声波与慢磁声波.而在赤道附近,传播扰动是快模磁声波,在源区附近还存在一非传播的扰动.模拟结果的特征有助于解释SOHO/EIT观测到的波动事件.     

日冕膨胀和太阳角动量向行星际空间的转移

本文讨论了日冕膨胀中的角动量问题。利用大量I型彗尾资料的计算,证实了日冕膨胀中方位分量的存在;它不仅是随机量,而是具有大小为9.8km/s的定常量。太阳演化到主序星阶段以来,由于日冕膨胀丢失了80％的角动量,太阳自转角速度正以指数律下降。因此,这将对太阳动力演化起到很大的影响。     

1989年8月5日太阳边缘活动区之上的绿日冕线

我们观测了1989年8月5日博尔德编号5629号黑子群上方的、具有激发连续谱和明亮节点的绿日冕光谱线。根据连续谱强度估算其电子密度为3×10~9—10~(11)cm~(-3)。半宽达1.2A。不考虑湍流速度求得电子的运动温度为4—5×10~6K。沿视线方向辐射较强区域的大小是0.5×10~9cm。     

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。     

不透明度对太阳日冕软X射线OⅧ光谱线影响的研究

为研究不透明度对日冕软X射线的影响,利用光子逃逸因子的基本理论,分析了不透明度对太阳日冕OⅧ光谱线强度比的影响,讨论了OⅧ 1.879nm光谱线的光学厚度,估算了太阳等离子体中OⅧ离子的辐射层有效厚度. 结果表明,不透明度对太阳 OⅧ光谱线有较大影响,其辐射层有效厚度比其他太阳紫外谱线大. 此研究对太阳等离子体发射层特性诊断具有重要参考意义.      

磁场强度对日冕定态结构的影响

以二维ＭＨＤ模型及时变方法为基础,内外边界完整的设影特征线边界条件,考察了太阳日冕大气的定态结构随偶极场强度的变化情况。模拟结果表明：随着偶极场强度的增加,磁场对太阳风的约束增强,低纬闭磁场打开程度减少,高纬与低纬区速度差增加,并且在阿尔文马赫数为１的点附近达到最大,速度过度区变陡;随着日心距离增加,低纬区宽度减小,速度过渡区变陡,可定性解释Ｕｌｙｓｓｅｓ飞船的新观测事实。     

冕环中扭转Alfvén波和快波的耦合共振

推广完备正交函数系(OFSE)展开方法,应用它研究冕环中无耗散扭转Alfven波和快波耦合的时变过程.采用这种方法,从数学上描述了总体波模的固有角频率,从理论和数值计算结果两方面分析了Alfven波和快波耦合时冕环中磁力线Alfven波固有角频率.采用这种方法,分析了耦合驱动项和Alfven波共振的关系.计算结果给出了耦合共振出现位置Alfven波和快波的波幅特征,发现如果足点驱动角频率不等于冕环总体波模的固有角频率,在耦合共振位置当扭转Alfven波幅出现δ断面时,快波振幅沿径向梯度很大,有时近似为一个间断,非常有利于快波耗散;如果足点驱动角频率等于总有体波模的固有角频率,Alfvn波振幅出现δ断面时在径向出现丰富的小尺度结构,共振位置近似为一个间断,非常有利于Alfven波耗散.     

日冕冲浪形成的磁流体动力学模拟

应用二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了双极-单极磁场中电阻撕裂模不稳定性引起的磁场重联过程,用于模拟日冕冲浪的形成.结果表明,在包含有三区——双极场、电流片和单极场的磁静力平衡初态下,双极场和单极场中的磁力线将会直接重联,磁场演变成鞭状(whip)结构.由弯曲磁力线支撑的等离子体团向上运动到最高位置后,逐渐下落和弥散.等离子体团上升速度可达到0.10v_A(v_A为双极场中的Alfv'én速度).模拟结果证实日冕冲浪的形成可能与双极-单极场中的磁场重联密切相关.      

磁层顶对磁层磁场的影响

太阳风与地磁场相互作用形成的磁层顶对磁层内磁场有重要影响。本文假定地磁场为偶极子,太阳风为理想导体,在太阳风与磁层的边界上满足磁场法向分量为零的边界条件。采用最小二乘法求得磁层顶电流在磁层内产生的磁场的球谐系数。从计算结果可以看出磁层顶对磁层磁场的影响。结果表明,向阳面的磁场、中性点、极光区的位置与形状与实际观测比较接近;磁尾磁场与实际观测相差较远,原因是没有加上磁尾片电流。文中还给出了太阳风与地磁轴交不同角度时的磁层磁场的计算结果。     

电流片的稳定性问题

本文从理想磁流体力学出发,分析了固结在光球层上的半圆弧形电流片的线性稳定性。主要结论是:当沿电流方向的磁场小于某临界值时,电流片将不稳定,且最先引起不稳定的扰动模沿电流方向的波数近似为电流片圆弧直径的倒数。     

日冕物质抛射在太阳活动周期内的变化

本文利用SMM1980年和1984年观测的两组日冕物质抛射事件(CMF)及同期耀斑和爆发日珥观测资料,从速度、位置及活动相关率三个方面分析CME在这两个不同时期的特征,并由此推测它在整个太阳活动周内的变化趋势.     

大尺度场向电流的控制因素

将ＩＳＥＥ－１和ＩＳＥＥ－２飞般测量的地球内磁层场向电流作为行星际磁场与极区地磁活动水平（由ＡＬ表征）的函数。发现大约７５％的场向电流发生在行星际磁场南向时,其余２５％发生在行星际磁场由南向转到北向的半小时内。而且,发生在ＡＬ〈－１５０ｎＴ的场向电流也大约是７５％。场向电流的强度和密度随行星际磁场南向分量及ＡＬ的负值增加而增大。由此而得出结论,内磁层场向电流的产生主要是由行星际磁场控制的,是太阳风     

温度对燃油热稳定性影响的研究

为了研究燃油热稳定性,专门建立一个试验设备,该设备可以分别控制油温、壁温、系统压力、燃油流量。 试验结果表明:燃油温度、壁温都是影响沉积速率的重要因素,但油温的影响比壁温更大。燃油芳香烃含量亦对沉积速率起重要作用,芳香烃含量越高,沉积速率越高。     

在地磁场中测定卫星磁矩方法的研究

本文给出了在地磁场中测量卫星磁矩的环境磁场作图法。通过采用原位和斜置(或倒置)的重复测量、对测量探头和参考探头的输出作差值处理、使探头沿地磁场东西取向和试验体转置90°以保持它与探头的相对高斯态不变等方法,较好地解决了在地磁场中磁测碰到的两个主要技术难题:分离永磁矩和感磁矩,有效地抑制地磁场的噪声。并由试验表明,对于磁矩在500mA-m²以上的卫星,由该法给出的测量相对误差不大于10%。