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.      

太阳活动区磁场扭绞与耀斑产率

本文以1972年10月的太阳活动区McMath 12094为范例, 研究了活动区磁场扭绞与耀斑产率的关系.先在常α无力场模型假定下, 以观测到的活动区光球磁场为边值, 对活动区在日面中心附近4天(10月28—31日), 推算出代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α, 从而外推出活动区在这4天的三维磁力线形态.然后以这些资料为基础, 进一步讨论了活动区磁场演化特征, 磁场扭绞与耀斑产率的关系, 并且近似用单极场模型估算了通过活动区前导大黑子A的电流、电流密度以及因大黑子逆时针旋转造成磁场扭绞所贮存的能量.本文主要结论为:(1)活动区McMath 12094从10月27日起保持较强扭绞, 10月30日达到极大, 10月31日后扭绞减弱.活动区磁场扭绞的主要原因是光球中的磁流体力学作用所导致的前导大黑子A的逆时针旋转。(2)代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α与活动区耀斑产率同步变化, 表明活动区磁场扭绞与耀斑产率成正相关.(3)通过活动区前导大黑子A的本影电流为4.3—6.6×1012A, 因扭绞产生的自由能贮存为0.44—1.11×1032erg.活动区中的电流密度达到0.96—1.47×10A·m-2.这样高的电流密度可能是该活动区高耀斑产率的重要原因.      

地球的本影

地球影子黝黑的中心区称为本影，是个延伸到太空的锥状暗区，在月食时最容易见到它浑圆的切面。举例来说，2011年12月10日满月切进地球本影的南缘，让大部分地区得以见到月全食。月亮总共花了51分钟在本影内，这也是此次月全食食甚阶段的长度。上面这幅从北京拍摄的影像，叠加了数张连续的全食和偏食阶段照片．以展现地球本影弧状的边缘、月亮所在距离的地球本影的相对大小和月球切入本影的过程。在较暗的全食阶段时，依稀可见到背景恒星。     

三维试验粒子轨道法在磁层粒子全球输运中的应用

根据磁层粒子动力学理论, 通过偶极磁场模型验证利用三维试验粒子轨道方法模拟近地球区(r < 8R_e)带电粒子运动特征的可靠性. 在此基础上, 以太阳风和磁层相互作用的全球MHD模拟结果为背景, 利用三维试验粒子轨道方法, 对非磁暴期间南向行星际磁场背景下太阳风离子注入磁层的情形进行数值模拟, 并对北向行星际磁场背景下太阳风离子注入极尖区以及内磁层的几种不同情形进行了单粒子模拟. 模拟结果反映了南向和北向行星际磁场离子向磁层的几种典型输入过程, 揭示出行星际磁场南向时太阳风粒子在磁层内密度分布的晨昏不对称性以及其在磁鞘和磁层内的大致分布, 并得出统计规律. 模拟结果与理论预测和观测结论相一致, 且通过数值模拟发现, 行星际磁场北向时靠近极尖区附近形成的非典型磁镜结构对于能量粒子经由极尖区注入环电流区域过程有重要的影响和作用.      

月球均匀模型阶跃感应磁场模拟计算

针对月球均匀模型, 利用电磁感应理论, 对行星际磁场阶跃扰动产生的 感应磁场进行了模拟计算. 设磁导率恒为μ₀, 对于一些特定的电导率值, 给出了月表磁场分量和总场从跃变到重新达到稳态的变化过程; 在一条经线 上的赤道附近、中纬地区和极区各选取一个测点, 利用Laplace逆变换的数 值公式给出了磁场瞬变响应函数和磁场分量及总场在不同电导率情况下的变化趋势. 计算结果表明, 此研究方法可行, 结果合理. 经过足够长的时间, 与外磁 场跃变方向垂直的磁场分量将会消失, 而与之平行的磁场分量将与外场趋于 一致. 在外场发生跃变的时刻, 赤道附近能够测到的最大磁场分量值约为13.65nT, 极区附近能测到约2.71nT; 在中低纬度和极区, 平行分量变化的过程显著 不同, 反映出实际探测中, 选取在月表不同位置的磁强计将可能监测到完全不同的磁场变化曲线形态.      

基于MHD模拟数据的正午午夜子午面磁层顶位形研究

通过分析太阳风-磁层-电离层系统的三维全球磁流体力学(MHD)模型的计算数据, 给出了正午-午夜子午面磁层顶位形的定量模型. 分析表明, 正午-午夜子午面磁层顶位形可以用文献[3]提出的基于卫星观测数据的、描述赤道面磁层顶位形的函数来描述. 与赤道面磁层顶不同, 正午-午夜子午面磁层顶位形更为复杂. 在忽略极尖区(cusp)的简化条件下, 磁层顶位形仍需利用两条曲线来拟合. 太阳风动压Dp与行星际磁场分量Bz是控制磁层顶位形的主要因素. 行星际磁场为北向时, 磁场增强, 日下点距离r0增大; 行星际磁场为南向时, 磁场增强, 磁层顶日下点距离r0减小. 整体而言, 行星际磁场分量Bz由南转北时, r0增大, 且Bz对r0的影响减弱. 太阳风动压Dp是控制磁层顶日下点的主要因素, Dp增大, r0减小. 磁层顶位形的另一个参数磁层顶磁尾张角α, 随着行星际磁场南向分量增强而增大, 即磁层顶张开程度更加显著, 更多的磁通量由向阳侧传输到夜侧; Dp增大, α略增大, 这意味着Dp对磁通量由日侧向夜侧的传输也有一定的贡献.      

地磁场模型简化计算方法

为了实现地磁导航在近地轨道卫星上的应用,需要解决传统的高斯球谐函数递推法在计算地磁场强度时存在方法复杂、计算量大、实时性难以保证等问题.针对上述问题,提出一种用地球磁场估计函数代替球谐函数的地磁场强度计算方法.该方法利用伪地心下的磁偶极子模型代替主磁场模型,通过多项式拟合离线得到高度范围内固定经纬度网格点的伪中心距系数,进而利用插值法和偶极子模型得到任意点的地磁场强度.仿真结果表明,轨道高度为300～500km,经纬度网格间隔为0.5°时,地球磁场估计函数法的导航精度与地球主磁场模型WMM精度一致的同时,降低了计算负担,提高了算法计算效率.      

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.      

WSA太阳风经验模型及其应用

Wang-Sheely-Arge （WSA）模型是对准稳态太阳风的经验和物理相结合的描述,其利用观测的日面磁图作为输入,可以提前3到4天预测L1点处的太阳风速度和行星际磁场极性.WSA模型是在WS模型的基础上经过若干改进形成的实时预报模式,之后又借鉴Distance from the Coronal Hole Boundary （DCHB）模型的参数,进一步改进了太阳风速度关系式,形成了目前常见的形式.WSA经验模型由日冕磁场模型、太阳风速度关系式和一维运动学模型三部分组成.在实际应用过程中,基本步骤包括观测磁图预处理、日冕三维磁场反演、计算日冕磁场参数、计算太阳风的速度分布和将太阳风映射到1AU等环节.在发展过程中,WSA模型经历了一些细节上的调整变化,例如观测磁图数据的来源、日冕磁场模型的类型、经验速度关系中自由系数的取值等.许多研究对如何改善模型的预报效果进行了探索.      

多点磁场协同探测反演电离层电流密度

相对于传统的单点磁场探测,多点磁场协同探测可以同时获得各测点磁场,消除探测磁场随时间的变化,能更好地计算空间电流密度.根据由多点磁场反演计算空间电流密度的计算方法,开展数值仿真,分析卫星编队数量、卫星编队构型、卫星定位偏差、卫星姿态测量误差、磁场测量误差、外部磁场强度及外部电流密度等对电流反演误差的影响.仿真结果表明,5星编队优于4星编队.在5星编队条件下,卫星姿态测量误差、卫星编队构型和外部磁场强度是反演误差的主要来源.根据仿真结果,当卫星姿态误差为0.001°,卫星编队尺度约为100km时,赤道区域电流密度的反演相对误差约为24%.      

阿尔文波传能对太阳黑子致冷的有效性

本文研究了太阳黑子的致冷问题，认为太阳黑子磁场受其流场扰动，形成大量的磁流体波，这种波把太阳黑子的热能转变成波能，以阿尔文速度沿着磁场传播，把能量携带出黑子区域，致使太阳黑子冷却。     

A 22-year cycle in sunspot activity

We study the recently presented group sunspot number series and show that a persistent 22-year periodicity exists in sunspot activity throughout the entire period of about 400 years of direct sunspot observations. The amplitude of this periodicity in total cycle intensity is about 20% of the present intensity level. A 22-year periodicity in sunspot activity is naturally produced by the 22-year magnetic dynamo cycle in the presence of a relic magnetic field. Accordingly, a persistent 22-year periodicity in sunspot activity gives strong evidence for the existence of such a relic magnetic field in the Sun. The stable phase and the roughly constant amplitude of this periodicity during times of very different sunspot activity level strongly support this interpretation.     

Geomagnetic activity associated with magnetic clouds,magnetic cloud-like structures and interplanetary shocks for the period 1995–2003

Using nine years (1995–2003) of solar wind plasma and magnetic field data, solar sunspot number, and geomagnetic activity data, we investigated the geomagnetic activity associated with magnetic clouds (MCs), magnetic cloud-like structures (MCLs), and interplanetary shock waves. Eighty-two MCs and one hundred and twenty-two MCLs were identified by using solar wind and magnetic field data from the WIND mission, and two hundred and sixty-one interplanetary shocks were identified over the period of 1995–2003 in the vicinity of Earth. It is found that MCs are typically more geoeffective than MCLs or interplanetary shocks. The occurrence frequency of MCs is not well correlated with sunspot number. By contrast, both occurrence frequency of MCLs and sudden storm commencements (SSCs) are well correlated with sunspot number.     

太阳黑子自动识别与特征参量自动提取

日面上黑子数目反映了太阳活动水平的高低.黑子形态的复杂性和磁场的非势性与太阳活动爆发密切相关.随着高时空精度的太阳观测数据量的急剧增长，快速准确地自动识别日面上的黑子以及对黑子群特征自动提取已成为太阳活动预报的现实需求.本文针对SDO/HMI的活动区白光数据，利用数学形态法开展黑子自动识别研究，并在黑子识别基础上对黑子群的面积和黑子数进行了计算.通过对利用2011-2017年HMI活动区数据计算得到的黑子群面积和黑子数与NOAA/SWPC发布的活动区相应参量进行比较，发现本文计算结果与SWPC发布数据的变化趋势基本一致，相关性较好.其中黑子群面积的相关系数为0.77，黑子数的相关系数为0.79.研究结果表明，利用本文方法对SDO/HMI数据进行处理，能够得到高时间分辨率的黑子群特征参量，可为太阳活动预报提供及时准确的输入.      

神经网络方法在太阳质子事件短期预报中的应用

在大量统计结果的基础上,深入研究了太阳质子事件预报机理．总结了质子事件爆发与太阳活动区面积、位置、McIntosh结构、磁结构以及前两天活动区爆发耀斑事件数目之间的关系．然后,在神经网络的基础上建立了太阳质子事件短期预报模型,并对2000年以后12个未参加训练的样本进行测试,结果对事件预报的准确率为83％．此外,我们还利用该模型对2002年1-4月发生的几次质子事件进行了预报试验,结果发现,这期间发生的6次事件都被预报．其中3次质子事件系统预报提前了3天,两次事件预报提前了2天,一次事件提前1天预报．     

基于深度学习的太阳黑子Wilson山磁类型识别方法

太阳黑子是太阳光球层中带有较强磁场的区域,通常是太阳爆发活动的源区。Wilson山磁分类是当前最为主流的太阳黑子分类方法之一,对研究太阳爆发有重要意义。利用2010－2017年间SDO/HMI成像仪观测到的720s_SHARP磁图和白光图数据,研究使用深度学习对太阳黑子群Wilson山磁分类的方法。实验结果表明,Xception网络在识别太阳黑子Wilson山磁类型上能取得最优的效果,其中对α类型黑子的F₁得分为96.50%,β类为93.20%,其他类型的黑子为84.65%。      

Upper limit of the total magnetic flux in an active region according to the photometric-magnetic dynamical model

The photometric-magnetic dynamical model handles the evolution of an individual sunspot as an autonomous nonlinear, though integrable, dynamical system. One of its consequences is the prediction of an upper limit of the sunspot areas. This upper limit is analytically expressed by the model parameters, while its calculated value is verified by the observational data. In addition, an upper limit for the magnetic strength inside the sunspot is also predicted, and then, we obtain the following significant result: The upper limit of the total magnetic flux in an active region is found to be of about 7.23 × 10²³ Mx, namely, phenomenologically equal to the magnetic flux concentrated in the totality of the granules of the quiet Sun, having a typical maximum magnetic strength of about 12G. Therefore, the magnetic flux concentrated in an active region cannot exceed the magnetic flux concentrated in the photosphere as a whole.     

太阳辐照度下降的有效黑子模式和太阳辐照度可变性的有效光球活动区模式

本文作者提出了描述太阳辐照度下降的新模式--有效黑子模式;对1980年4月1日至7月16日的北京天文台黑子照片进行了保守测量;就有效黑子模式计算出的太阳辐照度与同一时期"太阳峰年使者"卫星观测到的太阳总辐照度进行了比较,两者在数值上非常接近,并且呈甚佳线性相关;进而提出了描述太阳辐照度可变性的新模式--有效光球活动区模式;从而在上述基础上提出了今后应继续的工作。      

1980年11月6日—7日耀斑后冕拱的激活机制

1980年11月6日耀斑后冕拱(Post-flare coronal arch)在母耀斑(AR2779)开始后3小时形成, 并在形成后11小时和25小时两次激活。两次激活均由双带耀斑的增长环系所致。本文提出了激波加热和Petschek重连是该冕拱有效的激活机制。导出并求解了考虑辐射损失、热传导、激波加热和Petschek重连加热的冕拱能量方程。理论计算结果与Svestka根据SMM空间资料所给出的该冕拱的激活曲线基本符合。