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351.
352.
J. Wicht M. Mandea F. Takahashi U. R. Christensen M. Matsushima B. Langlais 《Space Science Reviews》2007,132(2-4):261-290
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. 相似文献
353.
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355.
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357.
358.
永磁行星齿轮和同轴永磁齿轮是两类具有不同拓扑结构和运行原理的磁力齿轮,采用定量设计比较法设计了具有相同有效体积和永磁体用量的上述两类磁齿轮,并通过有限元分析法对二者的转矩传递性能进行比较研究。研究结果表明,永磁行星齿轮较同轴永磁齿轮有更高的转矩密度和更低的转矩脉动。此外,由于永磁行星齿轮具有更加灵活的运行模式,并且能实现功率分流,使其在混合动力汽车领域有很好的应用前景。加工了一台永磁行星齿轮样机,并搭建试验平台进行了相关的试验,结果表明了该拓扑结构的有效性。 相似文献
359.
针对航空重力测量对数据后处理的要求,结合平台式重力仪系统的组成与工作原理,在重力异常信号的频域特征基础上,设计出一套有严格频域规范的航空重力数据后处理流程,并对某海域实测数据进行了处理。结果表明,重力异常值内符合精度为12条东西测线达到0.43mGal/140s和0.84mGal/100s,4条南北测线达到0.39mGal/140s和0.79mGal/100s;以同测线GT-2A单次测量结果为标准值统计标准差,12条东西测线为0.72mGal/140s和0.98mGal/100s,4条南北测线为1.41mGal/140s和1.53mGal/100s。结果表明,设计的航空重力测量数据后处理方法可以实现重力异常信号的高精度提取。 相似文献
360.
在光晶格钟运行时,不停起伏的杂散磁场会引入一阶塞曼频移和二阶塞曼频移,从而影响光晶格钟的频率不稳定度。此外,突变的磁场可能导致激光频率参考到钟跃迁频率的伺服闭环过程发生不可恢复的失锁,从而阻碍光钟的持续运行。在实验中,光钟进行频率闭环锁定前,通常通过控制三维线圈对光钟主腔中心原子处的杂散磁场进行补偿。首先使用三维磁强计,对真空主腔附近的磁场进行监测和记录,以分析杂散磁场对光钟性能的影响。然后利用正态分布模型和二项分布模型等,对光钟频率伺服锁定过程的阿伦偏差进行仿真拟合。在引入实际磁场监测数据的基础上,模拟光钟频率的伺服锁定过程,分析其仿真结果可以得出:减小杂散磁场起伏和控制磁场漂移,在提高冷镱原子光钟的短期稳定性和长期稳定性方面具有重要意义。 相似文献