太阳纯电子事件和质子-电子事件的电子能谱的机制

本文计算、分析了太阳耀斑加速电子在日冕中传输时激发的等离子体尾场的效应,认为耀斑电子的高能成份激发的尾场,能够加速低能耀斑电子,低能耀斑电子的能量增值可达几十keV至上百keV,这种尾场加速将软化约100keV以下的能量范围内(探测阈之上)的耀斑电子能谱。结合考虑尾场效应,本文提出了太阳耀斑加速电子从加速区到形成电子事件之间的能谱演化模式,说明了太阳纯电子事件的双幂律电子能谱和太阳质子-电子事件的单幂律电子能谱的形成,认为两类事件的电子能谱差异为耀斑电子日冕传输中不同程度的尾场效应所致,前者尾场效应弱,电子能谱呈双幂律,后者尾场效应较强,电子能谱为单幂律谱。      

太阳电子事件粒子源区的位置

对ISEE-3的引个太阳电子事件资料,进行了系统地分析。通过Saha平衡模型分别计算了高Fe事件和贫Fe事件源区的平衡温度大小,指出两类事件粒子源区不相重合,高Fe事件的粒子源区位于高色球层,贫Fe事件粒子源区在色球层-日冕之间的过渡区。对高Fe事件和贫Fe事件的形成作了初步的设想。      

确定宇宙线年龄的方法

本文从物理过程来阐明高能天文观测站HEAO-3卫星上的丹麦-法国的同位素谱仪测得的锰元素相对于铁元素的含量随能量增加比其他亚铁元素缓慢得多的特征。采用漏盒模型和指数型的路径分布,对这一特征作了详细的传播计算,根据锰54的衰变,给出了确定宇宙线年龄的方法。      

宇宙线在星际介质中的传播——路径长度,居留时间和寿命

本文根据银河宇宙线的传播方程解[1],分析HEAO-3C-2资料,确定了宇宙线在银河系中的逃逸路径长度分布和居留时间,同时根据锰-54的衰变确定了宇宙线年龄。      

木星电子在行星际空间的传播

本文考虑了行星际平均螺旋场的影响,推导了木星电子在行星际空间传播的对流-扩散方程;讨论了木星电子的传播。其结果和观测资料符合得较好。      

太阳宇宙线的有效电荷及计算

本文讨论了太阳宇宙线成份的高电离态的产生, 提出了计算平均有效电荷的公式, 结果与观测资料对比能很好地符合.      

太阳高能粒子的电荷态和粒子强度间的相关性

本文发表了在太阳高能粒子事件中,元素氦、碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫和铁的离子电荷态的分布。研究结果表明,除氦之外上述元素的电荷态分布的不同离子价的数目是随元素的质量而增大。核子能量在2—3MeV范围内,这些元素的平均粒子强度相对于碳的平均粒子强度之间的相关性能够用离子价的数目随元素质量的增加来解释,而不能用日冕温度确定的电荷态平衡模型来解释。且得出结论,太阳高能粒子的离子电荷是在太阳耀斑区而不是在星际激波区产生。      

日冕背景下的等离子体尾场效应

计算了高能脉冲电子束在冷背景和热背景等离子体条件下产生的等离子体尾场(PWF)大小,讨论了高能电子束的速度、密度、长度对等离子体尾场分布的影响。在这基础上,研究了太阳耀斑脉冲相产生的向外逃逸高能脉冲电子束在日冕背景等离子体条件下激发的等离子体尾场分布以及对其捕获电子的加速。      

太阳宇宙线源物质的高色球层模式和重离子丰度过量机制的探讨

本文利用太阳能量粒子事件中重离子平均丰度过量的资料,计算得到太阳能量粒子源物质的温度,提出了描述太阳宇宙线能量粒子源物质的新模式——高色球层模式;太阳耀斑观测确定,太阳宇宙线耀斑的加速区一般最可能出现在低日冕甚至高达几万公里的高度,从而,太阳宇宙线的源和加速区通常不位于同一区域;进而提出了描述太阳能量粒子事件中重离子丰度过量的可能机制——其源物质是通过太阳黑子的冻结型无力场从高色球层输送到活动区,形成耀斑前加速区内重离子丰度大和耀斑后宇宙线中重元素丰度的过量.