Alfv■n脉动对太阳风的加热

本文采用了空间飞船Helios 1和2在0.3AU到0.9AU之间对太阳风高速流的观测数据,检验了Alfvén脉动对太阳风加热的理论以及Alfvén脉动的衰减机制。计算表明,在Helios观测的空间范围内,(1)若脉动耗散的能量转化为质子的热能,由能量守恒方程计算出的质子温度的径向变化与观测一致;(2)经典粘性衰减机制预计的能量耗散率与实测结果相差很大,因而不能解释脉动能量转化为质子能量的过程;(3)波能串级模式预计的能量耗散率与实测一致,说明太阳风质子的加热很可能是由于串级到质子迴旋频率范围的脉动能量转化为质子的热能所致。     

太阳风质子束流的演化

太阳神飞船观测表明，太阳风高速流中质子束分量相对于核分量的密度随日心距离增加而增加．提出解释这一观测现象的机理并给出二维数值模拟结果．由于阿尔芬波速随日心距离增加而减少，第二支左旋波将与更多的质子共振，把部分原来属于核分布的质子拉到束分布中来．用数值模拟方程方法求解回旋波共振导致的准线性扩散方程，数值结果与观测结果相符合．     

激波在行星际介质中的能量耗散

导出激波下游介质相对上游介质能流通量增量公式,并由HeliosA,B飞船太阳风观测资料得出不同流速太阳风流中各参量随日心距的幂律变化。以此作为背景值分别计算出磁能、内能、动能和总能在不同日心距离处的能量耗散率。结果指出激波后介质以动能增加为主,内能次之,磁能最少;总能耗率在近日处较大,但下降较快。从0.3-1.0AU,不同强度激波总能耗随初始Alfvén激波数A₁₀增大而增大,对A₁₀从2.0-10.0的计算结果与观测值一致。      

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。      

结合光球磁场特征物理量的质子事件短期预报

利用描述太阳活动区光球磁场复杂性和非势性特征的三个物理量(纵向磁场最大水平梯度|▽_hB_z |_m, 强梯度中性线长度L, 孤立奇点数目η)建立了质子事件短期预报模型, 验证了磁场特征物理量对质子事件短期预报的有效性. 目前已建立或使用的太阳质子事件短期预报模型中仍然没有正式将磁场特征物理量作为预报因子. 由于太阳质子事件是小概率事件, 其物理产生机制尚不完全清楚, 这些预报模型往往存在虚报率偏高或报准率偏低的问题. 本文试图将原有质子事件模型所用的传统因子与磁场特征物理量结合起来, 利用神经网络方法建立一个更为有效的质子事件短期预报模型. 利用1997--2001年的训练数据集1871个样本建立了输入层为传统预报因子的模型A以及输入层为传统预报因子和磁场特征物理量的模型B. 通过对2002--2003年973个样本的测试数据集进行模拟预报发现, 模型A与B在具有相同质子事件报准率的情况下, 模型B的虚报率明显降低. 这进一步验证了磁场特征物理量在质子事件短期预报中的作用, 进而可以加强对太阳质子事件的实际预报能力.      

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。      

卫星距离的新经验公式及其说明

本文求出木卫、土卫、天卫系中卫星离行星的距离α_n的一种新经验公式:α_n=B₁·Bn,其中B₁、B对各卫星系是常数.由此计算结果与观测值偏差一般小于10%.我们认为,卫星是在行星周围的气体-星子盘中,通过小星子聚集形成的,盘中主要成分是气体,气体阻尼效应在星子聚集形成卫星过程中起重要作用.分析表明,盘中的一种径向小扰动可以导致引力不稳定性而形成密度增加的气体环系.在这种环系中小星子聚集形成卫星.环分布形式导致距离规律.      

木星外磁层结构的定态模式

本文建立了描述木星外磁层结构的磁流体力学方程组,在这一方程组中考虑了磁层转速和等离子体片倾角(等离子体片与旋转赤道平面的夹角)随径向距离的变化。在不同条件下对此方程组求解,得出了等离子体片中各变量(磁场、压力、温度、质量密度和电流密度)的空间分布表达式。结果表明:各变量随Z(离开赤道平面的距离)的变化可用两种函数形式表示,一种是双曲线函数,这种分布形式与观测结果相符合;另一种是三角函数形式。各变量随径向距离r的关系是:压力P_o(r)～r-3.4,电流密度i_o(r)～r-1.7.对于绝热过程,密度ρ_o(r)～r-2.04,温度T_o(r)～r-1.36;对于等温过程,密度ρ_o(r)～r-3.4,温度T_o=常数。最后讨论了木星磁异常对外磁层结构的可能影响。      

0.3AU和1AU之间高速太阳风的加速和加热机制

本文应用Helios飞船在0.3AU和1AU之间的高速太阳风质子和磁流涨落观测, 同时考察了包括各种可能的加速和加热效应的高速太阳风动量方程和质子能量方程.分析表明在碰撞为主的等离子体条件下导出的经典粘性系数表式明显地不适用于太阳风等离子体;在0.3AU和1AU之间主要加速力是热压梯度力和Alfven波压力, 背景磁场的洛伦兹力可忽略;在减速方面, 除了太阳重力外, 还需存在其它减速机制, 才能使太阳风动量平衡.看来唯有粘性能同时满足减速和加热这两种要求.      

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。     

Alfvén脉动的控制方程

本文由磁流体力学方程组导出了行星际空间中不可压缩小尺度脉动的控制方程组。对这一组方程的讨论表明,在小振幅极限下,脉动幅度的径向变化可由通常文献中引用的Alfvén波在缓变磁流体介质中传播的WKB解来描述。当脉动幅度与平均磁场强度之比为有限值时,在一般情况下,控制方程中的非线性项不能略去,因而不能用WKB解来描述有限振幅脉动幅度的径向变化。这一结论可以解释为什么在0.3—0.9AU实测Alfvén脉动振幅和谱的变化与WKB解不一致。在这组控制方程的基础上提出了一个定性的模式。将Alfvén脉动看作主要由许多具有不同波矢k的向外传播的有限振幅的Alfvén模式组成。它们在传播过程中将产生一级小量的波动。零级量与一级量的非线性相互作用使波能向高频区串级。零级量波动振幅的变化不仅受到太阳风慢变化的影响,而且受到这一非线性相互作用的影响。这一模式可以定性解释主要的Alfvén脉动的观测事实。      

Solar flares: an overview.

This is a survey of solar phenomena and physical models that may be useful for improving forecasts of solar flares and proton storms in interplanetary space. Knowledge of the physical processes that accelerate protons has advanced because of gamma-ray and X-ray observations from the Solar Maximum Mission telescopes. Protons are accelerated at the onset of flares, but the duration of any subsequent proton storm at 1 AU depends on the structure of the interplanetary fields. X-ray images of the solar corona show possible fast proton escape paths. Magnetographs and high-resolution visible-band images show the magnetic field structure near the acceleration region and the heating effects of sunward-directed protons. Preflare magnetic field growth and shear may be the most important clues to the physical processes that generate high energy solar particles. Any dramatic improvement in flare forecasts will require high resolution solar telescopes in space. Several possibilities for improvements in the art of flare forecasting are presented, among them: the use of acoustic tomography to probe for subsurface magnetic fields; a satellite-borne solar magnetograph; and an X-ray telescope to monitor the corona for eruptions.     

“风云一号”(B)星对内辐射带质子的观测结果

本文介绍“风云一号”(B)星上的“宇宙线成份监测器”于1990年11月19至24日对内辐射带质子的观测结果。通过对这些结果的分析, 本文获得了4—23MeV能量范围内辐射带质子垂直强度在磁坐标内的分布特征。同时, 本文还给出了100°E子午面内质子垂直强度的分布。分析表明, 所得结果与辐射带理论一致。      

关于太阳风中Alfvén脉动粘性衰减的讨论

本文讨论了被认为是可能存在的Alfvén脉动的粘性衰减效应.分析表明,Alfvén脉动的粘性衰减应是各向异性的,它正比于平行于平均磁场的脉动分量.若平行于与垂直于平均磁场方向的脉动能量之比为一常数,波长大于碰撞自由程的波动经历的粘性衰减都集中在20R_⊙以内.在0.3AU至1AU,各频率的Alfvén脉动将不经历显著的由库仑碰撞决定的粘性衰减.粘性衰减机制不能解释观测到的谱的径向变化.如果在接近太阳的空间,Alfvén脉动确有平行分量,那么它的粘性衰减将会对快发散流管中的太阳风有加速作用.如果在接近太阳的区域,Alfvén脉动的平行分量小得可以忽略的话,Alfvén脉动将不经受任何经典粘性衰减.      

FEM code simulation of the magnetospheric proton fluxes

We report a study of the numeric solution to the diffusive transport equation for energetic protons magnetically trapped in the Earth's equatorial magnetosphere. The analysis takes into account the pertinent physical processes in this region, including deceleration of protons by Coulomb collisional interactions with free and bound electrons, the charge exchange process, cosmic ray albedo neutron decay source, and electric and magnetic radial diffusion. These results were obtained using the Finite Element Method with magnetic moment and geomagnetic L-shell as free variables. Steady state boundary conditions were imposed at L=1 as zero distribution function and at L=7 with proton distribution function extracted from ATS 6 satellite observations. The FEM-code yields unidirectional proton flux in the energy range of 0.1–1000 MeV at the equatorial top of the geomagnetic lines, and the results are found to be in satisfactorily agreement with the empirical NASA AP-8 model proton flux within the energy range of 0.5–100 MeV. Below 500 keV, the empirical AP-8 model proton fluxes are several orders of magnitude greater than those computed with the FEM-code at L<3. This discrepancy is difficult to explain by uncertainties of boundary spectrum parameters or transport coefficients.     

太阳风中动力论Alfven波的湍流谱(a)朗道衰减

提出一个太阳风中Alfven脉动湍流的新模式,动力论Alfven波是Alfven波和离子声波非解耦的新波模。由太阳向外传播的各种波长的动力Alfven波的非线性相互作用推导出动力论Alfven脉动湍流功率谱P_k,在Alfven半径以外,P_k∝k-3/2,而在Alfven半径以内,由太阳附近的P_k∝k-1变化成P_k∝k-3/2动力论Alfven脉动在Alfven半径以内完成朗道衰减。新模式克服了以前理论模式遇到的困难。      

基于各向异性分布的非相干散射雷达谱仿真

基于离子在加热条件下呈现各向异性分布的假设,建立离子声波激发条件下非平衡态的三维离子速度分布函数模型,给出任意视线方向上非相干散射谱的计算方法,分析幅度修正因子、离子声速粒子组分、雷达波束方向与磁场方向夹角及温度各向异性对功率谱的影响.研究结果可以解释离子线谱超过一个量级的幅度增强现象和上行离子线强于下行离子线的不对称现象,对加热强扰动电离层条件下的等离子体参数反演具有重要意义.      

Relativistic proton production at the Sun in the 20 January 2005 solar event

Based on the concept of multiple acceleration of solar energetic particles (SEP) we analyzed the super-event of 20 January 2005 by the data of ground level, balloon and spacecraft observations. The main characteristics of relativistic solar protons (energy spectra, anisotropy directions and pitch-angle distributions) are derived and their dynamics during the event is studied. It is shown that the flux of relativistic solar protons may consist of two distinct components, the so-called prompt and delayed ones. Within a two-source model of particle generation, one of which is associated with an expanding magnetic loop, we solved the transport equation in energy phase space, including adiabatic losses simultaneously with the stochastic acceleration process, and calculate the expected spectra of the delayed component at the source. The confrontation of experimental spectra with theoretical ones shows that the delayed component may be correctly described by stochastic acceleration, but not the prompt component. The required acceleration efficiencies turned out to be rather high, so that, for this particular event, adiabatic cooling is practically negligible. Our results provide a new support to the existence of two populations of relativistic solar protons in some SEP events.