地球磁尾的电场模式

地球磁层中的电场是磁层等离子体运动的主要驱动力.目前常用的磁层电场为均匀晨昏电场和投影电场.本文假定磁力线为电场的等位线,地球电离层电场看做磁层电场沿磁力线在电离层的投影.利用Tsyganenko磁场模式(T89),沿磁力线把电离层电场投影到磁尾,得到了一个新的磁层电场模式,文中对偶极磁场和T89磁场模式下的投影场作了比较,说明本模式突破了偶极磁场的局限,在磁层有更大的适用范围     

基于飞机平台的北斗救生信标机的性能测试技术研究

从北斗系统组成、功能及原理入手,分析了北斗救生信标机在飞机平台上进行性能测试的特点,介绍了性能测试和评判方法,分析并研究了验证结果.应用结果表明,本文设计的试飞和测试评估方法科学可行,测试结果准确,充分体现了被测设备的功能性能,暴露了设计缺陷,给出了使用限制建议.研究结果具有重要的工程实际应用价值,能够为用户提供使用参考.     

磁尾等离子体片对流对亚暴的影响

采用2(1/2)维全粒子电磁模拟方法研究了等离子体片中稳态对流及局地爆发高速流对磁层亚暴触发过程的影响.研究发现,地向瞬时局地高速流可触发磁场重联,导致储存于磁尾磁场能量的快速释放.但是,等离子体片稳态对流可抑制磁尾磁场重联过程.此项研究结果表明,局地爆发高速流能够触发磁层亚暴;而行星际磁场(IMF)持续南向时的稳态磁层对流期间,不易发生亚暴.     

各向异性等离子体多重电流片的演化

应用二维三分量磁流体动力学方程组模拟,数值研究了压力各向异性等离子体周期多重电流片的演化.发现在β<<1时,微弱的各向异性仅仅使电流片中磁场重联的速度加快.而当β≈1(即热压与磁压相当时),微弱的垂直各向异性(P_┴>P_//)不仅大大加速了磁场重联的速度,还使重联位置发生显著变化.初始反对称的磁场重联位形逐步转化为对称的磁场位形,进而再演化为与初始反相的反对称磁场位形.场向各向异性(P_┴<P_//)和强的垂直各向异性都导致不稳定性增长率成倍增加.但在场向各向异性下磁场位形基本不变,只在电流片中心出现不规则扰动.同样参数下各向异性等离子体多重电流片中磁场重联形成的磁岛比各向同性多层电流片要小.     

实测数据与标准地磁模型的比较

利用国际标准地磁模型,可以计算出任意点的磁场强度。本文对“风云一号”卫星的磁强计测量数据与标准地磁模型计算结果进行了平静期吻合性的比较。分析了地磁强度绝对值的地理分布规律以及平静期南大西洋磁异常区的数据变化情况,为进一步分析地磁扰动时期的变化情况打下基础。     

磁零点及通道宽度对霍尔推力器性能影响的数值研究

磁场位形和通道尺度会改变霍尔推力器等离子体放电过程,影响推力器的宏观放电特性.为分析磁场和通道宽度对推力器放电性能的影响规律,针对霍尔推力器轴对称通道结构和放电物理过程建立了2D3V物理模型,采用粒子模拟方法研究了霍尔推力器磁零点磁场位形不同通道宽度的电势、粒子数密度、电子温度、电离速率、比冲及推功比的变化规律.结果表...     

基于磁力研磨法对微型槽的精密研磨研究

微型喷嘴旋流槽棱边去毛刺及槽底面光整用传统加工方法难以实现,利用磁力研磨法能够很好实现旋流槽棱边去毛刺及槽底面的光整加工.文中分析了磁力研磨法对棱边去毛刺及槽底面光整的加工机理,并进行了有限元理论分析和试验验证,利用3D超景深电子显微镜观察并记录喷嘴旋流槽加工前后照片,验证结果表明,永磁研磨机可以很好地实现对微型喷嘴旋流槽棱边去毛刺及槽底面光整研磨.     

磁暴期间环电流离子中性原子成像的模拟与观测比较研究

采用已经建立的环电流离子解析模型,结合Chamberlain地冕中性层模型,研究了2004年11月一次大磁暴期间的环电流区域中性原子(ENA)图像.结果表明,模拟的ENA图像与TC-2卫星搭载的中性原子成像仪(NUAUD)的观测图像在方位角或地方时分布、高度或纬度分布和能谱分布方面存在一定的差异.如果依据磁暴发展的不同阶段来选择环电流离子模型的方位角不对称因子和通量最大方向的方位角,增大地冕中性层在低高度区域的密度或者考虑氢(H)以外的其他中性成分,改进注入边界处的离子能谱分布函数,且考虑不同种类环电流离子的比例随磁暴发展可能发生的变化,该模型有望产生更符合观测的模拟ENA图像.     

Modeling the coronal magnetic field in a polar hole

The coronal magnetic field in the northern polar coronal hole in 1986 is predicted on the basis of the photospheric magnetic field observations and the horizontal current-current sheet coronal model (Zhao and Hoeksema, 1993). The predicted magnetic field intensity is stronger near the center of the hole than near the edge. The calculated expansion factor for the entire hole does not match the expansion factor of any flux tube in the hole, suggesting that it would not be appropriate to use the expansion factor for entire hole to represent the divergence of the flux tube in analyzing the acceleration and heating of the plasma in coronal holes.