叶根间隙泄漏流对跨声压气机转子性能的影响

为研究压气机转子上游叶根轴向间隙泄漏流对转子性能的影响程度以及泄漏流与转子流场之间的相互作用机制,对带有叶根泄漏流的跨声压气机转子流场进行了数值模拟。计算时分别采用了两种模化途径,即耦合求解转子上游叶根间隙内空腔与转子通道内的流场,以及求解将叶根间隙模化为进口边界的转子流场。结果表明:叶根泄漏流可使叶根附近流动堵塞增大,造成转子气动性能的恶化。另外,叶根泄漏流的周向速度分量越大,泄漏流对转子流场的不利影响也越大。     

某核心机出口整流支板设计和流场分析

采用CFD（计算流体力学）软件CFX－TASCflow对某核心机出口整流支板流场进行了数值模拟，根据对全三维计算结果的分析，优化了支板叶型和流道，完成了支板设计。数值模拟结果表明，CFX－TASCflow是一个先进、有效的叶轮机设计、分析软件。     

稳态等离子体推力器磁场设计与数值分析

首先分析了稳态等离子体推力器性能对磁场的要求，据此介绍了磁路系统的工程设计原则和方法；然后，采用ANSYS大型有限元分析软件对一个具体的稳态等离子体推力器在额定工况下的磁场进行了计算，获得了满意的结果，通过对结果的分析获得了对有关现象的直观深入的认识，为所计算具体推力器的改进设计提供了线索；同时，也证实了以ANSYS为软件平台的稳态等离子体推力器磁路系统计算机数值仿真辅助设计的可行性和有效性。     

谐振腔隔板对微波等离子推力器特性的影响

为了探索微波等离子推力器谐振腔内电介质隔板对腔内电磁场及谐振频率的影响规律，用时域有限差分法（FDTD）和离散Fourier变换（DFT）法，对内有隔板，谐振模式为TM011模的谐振腔电磁场及谐振频率进行了数值分析，计算结果表明，隔板的存在不但使腔内轴向电场强度减小，而且使腔的谐振频率向低频方向偏移，隔板厚度愈厚，引起的轴向电场强度的减小和频偏愈大，这些结论为谐振腔隔板的设计，选材，以及谐振腔的设计和调谐提供了理论依据。     

非设计工况下离心叶轮内湍流场的LDV测量

利用激光多普勒测速仪(LDV)对后弯闭式离心叶轮内部气流在非设计工况下的流动进行了实验测量。对比描述了大于和小于设计流量时叶轮流道回转流面上主流速度的分布特点,径向流面上的速度矢量图更清晰地说明了不同进口条件导致流道内气流流动产生分离的位置、强度以及发展的差异。二次流矢量图表明流量的改变影响了离心力和哥氏力在流动中的作用,导致在垂直于主流方向引起截然不同的二次涡旋流动。      

一种计算再生冷却推力室温度场的方法

为了能够快速而准确地得到再生冷却推力室的温度分布,建立了一种计算再生冷却推力室温度场的方法。首先建立了轴对称推力室的一维冷却模型,并使用换热经验公式,得到了推力室壁面在轴线方向上的温度分布;其次建立了推力室的冷却套二维导热模型,使用数值模拟的方法和一维计算的结果,得到了冷却套的温度场。然后使用这种方法研究了气壁材料、气壁厚度和冷却液流量对推力室再生冷却的影响,获得了比较满意的结果。从计算时间和准确性来说,这种方法能够为推力室的优化设计和性能估算提供参考。      

直背式轿车加速行驶气动阻力的计算

用CFD方法对直背式轿车加速过程中非定常外流场进行了数值模拟,计算出不同速度及加速度情况下汽车的气动阻力.结果表明某一速度和加速度情况下气动阻力主要与此刻的速度和加速度有关,其他因素对它的影响较小,并通过两次线性拟合,得出阻力与速度及加速度的计算公式,该公式可以直接计算出汽车在加速行驶时在某一速度和加速度值下的气动阻力.      

某型反潜直升机腹部流场飞行测量研究

 为了保证某型反潜直升机的投雷安全,需要了解直升机腹部的流场在各个方向上的特性。在对几种典型的流场测量技术和方法进行比较之后,利用七孔探针测量系统在复杂流场环境下的测量优势,对直升机的腹部流场进行测量,得到了腹部弹舱以下3个不同高度的测点、在不同飞行状态下的速度矢量。通过对测量所得数据的分析,得到了机腹流场的基本变化规律,以及其对该型直升机投雷的影响。结果表明：直升机的腹部流场不会影响到投雷安全。同时结合对流场产生及变化的理论分析,也验证了实验的可靠性。     

带扩压叶片的蜗壳流场计算与分析

利用CFD技术,分析了某氧化剂泵蜗壳的截面形状、截面面积变化规律,以及扩压叶片和隔舌相对位置对水力损失的影响。流场计算结果表明,选取合适的截面面积变化规律可以使水力损失显著减小,提高水力性能;扩压叶片与隔舌相对位置对扩散段流场的分布有影响,适当调整可以减小水力损失。     

The Origin of Mercury’s Internal Magnetic Field

Mariner 10 measurements proved the existence of a large-scale internal magnetic field on Mercury. The observed field amplitude, however, is too weak to be compatible with typical convective planetary dynamos. The Lorentz force based on an extrapolation of Mariner 10 data to the dynamo region is 10⁻⁴ times smaller than the Coriolis force. This is at odds with the idea that planetary dynamos are thought to work in the so-called magnetostrophic regime, where Coriolis force and Lorentz force should be of comparable magnitude. Recent convective dynamo simulations reviewed here seem to resolve this caveat. We show that the available convective power indeed suffices to drive a magnetostrophic dynamo even when the heat flow though Mercury’s core–mantle boundary is subadiabatic, as suggested by thermal evolution models. Two possible causes are analyzed that could explain why the observations do not reflect a stronger internal field. First, toroidal magnetic fields can be strong but are confined to the conductive core, and second, the observations do not resolve potentially strong small-scale contributions. We review different dynamo simulations that promote either or both effects by (1) strongly driving convection, (2) assuming a particularly small inner core, or (3) assuming a very large inner core. These models still fall somewhat short of explaining the low amplitude of Mariner 10 observations, but the incorporation of an additional effect helps to reach this goal: The subadiabatic heat flow through Mercury’s core–mantle boundary may cause the outer part of the core to be stably stratified, which would largely exclude convective motions in this region. The magnetic field, which is small scale, strong, and very time dependent in the lower convective part of the core, must diffuse through the stagnant layer. Here, the electromagnetic skin effect filters out the more rapidly varying high-order contributions and mainly leaves behind the weaker and slower varying dipole and quadrupole components (Christensen in Nature 444:1056–1058, 2006). Messenger and BepiColombo data will allow us to discriminate between the various models in terms of the magnetic fields spatial structure, its degree of axisymmetry, and its secular variation.