行星际磁云与日球电流片相互作用的实例分析

基于1995-2007年Wind飞船观测到的105个磁云事件, 按照磁云在地球附近是否与日球电流片发生碰撞, 将其分为碰撞和未碰撞两类, 得到初步分析结果. ①可能与日球电流片发生碰撞的磁云事件有51例, 约占事件总数的49%; ②发生碰撞时, 磁云与日球电流片之间的相互作用区内呈现动力学相互作用增强的趋势, 例如多呈现局部的磁场方向间断结构(或称局域电流片结构), 伴随磁场强度下降、质子温度升高、部分质子速度分量出现跃变, Langmuir波或100~250,kHz的离子声波出现增强,这些现象可能与碰撞相互作用区域内发生的磁重联有关; 没有碰撞时这些特征一般不明显; ③至少有15个事例中, 磁云前后背景磁场的极性相反, 或磁场极性反转的位置位于磁云内部, 显示磁云可能正在跨越电流片运动; ④在几个磁云事件中发现磁云的亮环和亮核纤维结构. 这些极为初步的分析结果有利于了解磁云与日球电流片之间的相互作用过程.      

CME地磁扰动事件的模糊预报方法

以1997-2003年期间的73个日冕物质抛射(CME)激波扰动事件和模糊数学为基础,提出了一种预报地磁扰动的方法.该方法以CME事件爆发的日面经纬度、相关地磁扰动事件的渡越时间、地磁扰动指数、IPS观测的太阳风速度跃变量为基础,建立了预报CME地磁扰动事件的μθ,μφ,μT,μM,μ△v从属函数,考虑了CME初始速度对激波到达时间的影响.以这5个从属函数为基础并利用模糊数学对1996-2004年期间73个经行星际闪烁(IPS)观测认证的CME激波引起的地磁扰动事件进行了预报实验.实验结果表明,磁扰开始时间预报的相对误差,△Tpre/Tobs≤30%的事件占总事件数的91.78%,而△Tpre/Tobs＞30%的事件占总事件数的12.33%;磁扰幅度(∑Kp)大小的预报,其相对误差△∑Kp/∑Kpobs≤30%的事件占总事件数的60.27%,相对误差≥50%的事件占总事件数的12.33%.这表明该预报方法对空间灾害性事件地磁扰动的定量预报具有很大应用潜力.      

电阻磁流体力学模拟的CESE方法

利用时空守恒元解元方法(CESE)和两种改进方法, 即库朗数不敏感(CNIS)方法与高阶CESE方法求解2.5维电阻磁流体力学(resistive MHD)方程组, 模拟了两个单电流片重联问题. 并考察了上述三种方法所得结果的磁场散度. 分析表明, 三种方法所得到的磁场位形基本没有差别, 但在磁场散度上存在一定差异, 相比另外两种方法, CNIS方法在控制磁场散度方面表现得更好.      

扭转Alfvén波共振的数学描述

提出完备正交函数基(OFSE)展开方法,求解冕环中无耗散扭转Alfvn波。每个基函数对应冕环中每根磁力线的一个固有角频率ω_n,当冕环足点驱动频率等于磁力线的固有频率时,Alfvn波将在这根磁力线处发生共振。采用OFSE方法求解了双足点驱动时冕环Alfvn波的时变演化问题,给出了时变解析解的新形式,其中包含共振项,从共振项可以发现,在共振角频率为ω的共振磁力线附近,在时间t为π/ω的整数倍时,出现δ型间断;在t为π/(2ω)的奇数倍时,出现1/x间断。共振磁力线振幅随时间线性增加,增加的斜率正比于Alfvn波速,反比于冕环长度,与驱动频率无关。     

一个基于观测的太阳风背景模型

建立由太阳光球磁场和日冕偏振亮度等观测约束的单流体太阳风模型,包括日冕和太阳风的等离子体密度、速度和磁场,温度还有待于以后处理.这里采用高山观测台(HAO)MKⅢ的日冕偏振亮度(pB)在1.36Rs上的观测概图,根据Guhathakurta在1996年发展的日冕电子密度反演模型确定日冕的电子密度分布.同时采用Wilcox太阳观测台(WSO)的光球磁场视向分量的观测概图作为底部边界,根据Zhao等在1994年发展的水平电流-电流片(HCCS)模型得到全球磁场.Phillips在1995年及McComas在2003年分别用Ulysses第一次和第二次跨极飞行的观测发现,归一化到1 AU的太阳风动量流密度除了在10°～30°的纬度范围内略低以外几乎不变.根据这一结论,结合已经得到的密度数据,就可以得到日冕和太阳风的速度.将上面的模型应用于1918卡林顿自转周稳态太阳风的研究,结果与太阳活动极小期的观测基本相符,但是与观测相比较低速高密度区偏大,因此密度模型还有待改进.      

1998年5月空间天气大事件的地磁场响应

地磁场与1998年5月空间大事件相对应的是5月1日至16日发生的大磁暴（k=8)。磁暴主相开始的几个小时伴随有丰富的Pc型地磁脉动，包括P c2,Pc3,Pc4等。在增暴的恢复相，甚至还有Pc5巨型脉动，在行星标磁场Bz由北向转向南向时，磁暴主相开始；南向分量达到最大值后大约2小时，地磁H分量达到最小值，恢复相开始，并且，这次磁暴与太阳风电场也存在一定的对应关系。     

具有阻尼耗散的DNLS方程的孤立子解析解

用变换和数值积分的方法找到了考虑欧姆阻尼效应时DNLS方程的一类含激波层结构的解析解,讨论了耗散对其振幅及磁场B_yB_z的影响.结果表明,耗散时激波厚度有很强的控制作用,耗散越小,激波厚度越大,B_y和B_z衰减越慢.耗散项很小时振幅基本不变,B_y和B_z过渡成孤立子解.      

背景太阳风数值模拟的熵守恒格式

背景太阳风研究是根据行星际扰动传播情况预测空间天气状况的基础,磁流体（MHD）模拟是背景太阳风研究的重要手段.采用一种新的数值计算方式,利用Ideal GLM-MHD将计算过程中产生的磁场散度以c_h的速度向计算区域外传播,从而消去磁场散度;重构部分使用受约束的最小二乘法,将磁场散度作为约束条件添加到重构中,进一步对重构后的磁场梯度进行修正;通量计算采用满足热力学第二定律的熵守恒格式,该格式能够确保在计算过程中熵不增,保证数值稳定.研究结果表明,该方法应用于太阳风数值模拟的求解得到了更加稳定的结果.      

磁云边界层内朗缪尔波活动现象的初步研究

对35例磁云边界层内朗缪尔波活动现象进行了初步分析, 发现两类磁云边界层内特有的朗缪尔波活动现象. 一类是相对于邻近鞘区和磁云本体, 整个边界层内朗缪尔波活动增强; 另一类是短时间的朗缪尔波爆发现象, 同时伴随着宽频带的多普勒频移离子声波活动. 考察了其中一例朗缪尔波爆发事件对应的高分辨率电子分布函数数据, 发现速度约为7×103 km/s的电子束流形成尾峰分布不稳定性导致了朗缪尔波的爆发.      

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.