电路模拟吸波材料带宽拓展方法探索

电路模拟吸波材料有一定的频率选择特性,电磁波有效损耗的带宽通常比较窄,通过多层电路屏、掺杂电损耗介质、磁损耗介质层组合、磁电损耗组合的方法,对电路模拟结构吸波材料在2~18GHz区间电磁损耗带宽的拓展进行了初步探索。结果证明:四种方法都能够提高电路模拟吸波材料的有效吸波带宽,并能够不同程度地提高材料的吸波效率。多层电路屏、掺杂电损耗介质的多层电路屏、组合磁损耗介质层的多层电路屏、组合磁损耗介质层和电损耗介质的多层电路屏,其反射率≤-5dB的带宽较单层电路屏的1.2GHz分别增加了6.4、10.6、9.6、10.6GHz,最小反射率分别达到-8、-10、-12、-25dB。     

自由曲面结构磁性抛光去除试验研究

磁性抛光因柔性工具的工件表面适应性高而具有较好的应用潜力。自行设计抛光工具头,制备磁性抛光体,搭建试验平台,并对不锈钢平面工件进行定点抛光试验,平均去除效率为0.231μm/10min,且工件表面质量得到了很大的改善,验证了该磁性抛光方法的可行性。继而对两种自由曲面结构工件进行抛光:一是采用工具头水平移动式、工具头等高线移动式两种不同的抛光进给运动方式对不同曲率的不锈钢工件进行抛光去除试验,试验证明:两种抛光方式对每个曲率的轮廓均有去除能力,去除量在0.14~1.33μm之间;二是对3D打印的光敏树脂微结构自由曲面定点抛光,单位时间去除效率在8.957~12.587μm/10min之间,且改善了轮廓的光滑度。初步试验表明,磁性抛光方法对两种自由曲面结构均有一定的去除能力,可进一步探索磁性抛光技术应用于自由曲面结构确定性抛光。     

太阳宁静区色球磁场观测

利用中国科学院北京天文台怀柔太阳磁场望远镜,对日面中心宁静区光球和色球磁场进行了长时间的积分观测。通过对光球、色球以及色球不同层次的长时间积分的观测发现,网络磁元从光球到色球扩展不大,并且部分内网络磁元升到了色球。这些结果对描述太阳磁场的两大模型提出了挑战。      

空间等离子体压力各向异性对磁场重联的影响

基于二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了等离子体压力各向异性对磁场重联的影响,发现一个小的压力各向异性(P_⊥=1.02P_//)即可大大加速磁场重联的发展,这可能是由于磁镜不稳定性与撕裂模不稳定性共同起作用.在P_⊥P_//的情况下,撕裂模受到抑制,电流片中不能形成大型磁岛.      

利用人工神经网络预报大磁暴

本文采用阈值预报的策略和人工神经网络BP模型,以13个太阳风参量和地磁AE,Dst指数作为输入,以0或1作为输出,提前4h预报大磁暴主相发生的时刻．结果表明,采用神经网络方法的阈值预报可以对灾害性磁暴的发生提前数小时做出比较准确的预报．     

磁悬浮动量轮全滑模变结构控制

通过事先给定系统期望运动轨迹,设计出仿射非线性系统变结构控制的切换函数,该切换函数满足系统的初始状态在滑模面内的要求,因而在变结构控制的作用下,可以保证系统从初始时刻就一直运动在滑模面上,是一种全滑模变结构控制,具有比传统变结构控制更好的鲁棒性。研究还表明,约束在滑模面内的期望运动方程就是系统的滑模运动方程,系统的运动能够较好的跟踪设定的期望轨迹。将全滑模变结构控制应用于四轴型磁悬浮动量轮的控制,获得了良好的控制效果。     

可用于航天助推发射的高温超导磁悬浮技术

为了满足低成本、高安全可靠的可重复使用航天运载器发展需要,磁悬浮助推发射技术以其高地面起飞速度,提供了一种可能的技术途径。设计和研究了一种永磁导轨与高温超导体作用形成的磁悬浮系统。通过建立磁悬浮单元准静态力测试系统,分析了块状高温超导体在永磁导轨上方不同位置作用的悬浮特性。然后建立高温超导磁悬浮缩比研究试验平台,其包括4个磁悬浮单元和7米双永磁导轨。通过测试和分析试验平台在不同场冷高度和载荷条件下的悬浮特性,得出低场冷高度有利于提高磁悬浮发射装置的横向稳定性。     

基于简化FXLMS算法的磁悬浮控制力矩陀螺动框架效应精确补偿方法实验研究

磁悬浮控制力矩陀螺（MSCMG）是一种用于航天器姿态控制的高精度长寿命惯性执行机 构,动框架效应补偿是MSCMG实现高精度性能的关键技术之一。然而现有的FXLMS补偿算法由 于模型复杂、计算量大而难以实际应用。通过分析MSCMG磁轴承对象特性,提出一种简化FXL MS算法,将对象滤波器简化为常数对角阵,大幅度减少了算法计算量。对简化算法进行了仿 真,并在MSCMG样机上面进行了动框架效应补偿实验。实验结果表明：简化后的自适应控制 系统,收敛性好,跟踪速度快,具有理想的精度和较强的鲁棒性。
     

Case study of September 24–26, 1998 magnetic storm

We compute global magnetospheric parameters based upon solar wind data obtained from the WIND spacecraft upstream. Using the paraboloid magnetospheric model, calculations of the dynamic global magnetospheric current systems have been made. The solar wind dynamic pressure, the interplanetary magnetic field, the strength of the tail current, and the ring current control the polar cap and auroral oval size and location during the magnetic storm. The model calculations demonstrate that the polar cap and the auroral oval areas are mainly controlled by the tail current. The substorm onset at 0630 UT on September 25, 1998 happened near the minimum in the main phase field depression. The substorm expansion onset time is also marked by a sudden enhancement in the solar wind dynamic pressure and an enhancement in the tail current. The magnetic signatures of these two effects cancel each other, which explains why the D_st profile shows no strong time variation during the substorm. Evidence for the substorm expansion includes not only the signature in the AL index but also the strong asymmetry of the low latitude magnetic disturbances (substorm positive bay signature). Model calculations were checked by comparison with the GOES 8 and 10 magnetic field measurements.