扩散激波加速过程中激波厚度和级联阿尔芬波对粒子加速影响的研究

通过数值求解包含二阶费米加速的一维扩散方程,探讨在准平行激波条件下激波厚度和级联阿尔芬波对粒子加速的影响,研究粒子分布函数的演化与激波厚度和阿尔芬波强度的内禀关系.计算结果表明:(1)考虑激波厚度时,谱指数明显依赖于激波厚度,随着厚度从0.32增大到2.56,低能端(3-10 MeV)谱指数逐渐从2.1增加到3.7,高能端(20-60 MeV)谱指数从2.4增大到5.0,能谱逐渐变软;当初始注入粒子动量增大1.3倍,质子能谱指数从4.3减小到3.1,且与零厚度激波加速的谱指数差值缩小;厚度不变时,随着压缩比从2增加到4,准稳态分布时低能端(3-10 MeV)粒子能谱指数逐渐从4.0减小到1.8谱变硬;(2)在级联阿尔芬波的影响下,随着时间的增大,粒子在低能处(3-10 MeV)的谱指数从2.5减小到0.6高能端(20-60 MeV)谱指数从11.6减小到5.0,能谱变硬,拐点能量值从7.5 MeV增大到为19.6 MeV;随着波的能量密度增大,谱指数从5.8减小到2.9,这表明阿尔芬波强度越大,加速效率越高.通过与激波厚度解析结果和高能粒子事件的观测能谱比较发现两者是一致的,说明数值模拟结果是可靠的.     

相对论电子的物理效应及其在高能天体中的应用

本文对相对论电子的辐射性质、能谱演化和加速机制等进行了简要的介绍。同时，对相对论电子在高能天体中的辐射作用和特性进行了简要的综述。本文给出了相对论电子在Blazar天体的射电辐射机制、光变机制、BL Lac天体的辐射机制以及γ暴的辐射机制等方面的应用研究成果。1、提出了相对论电子的光学薄同步辐射模型：解释Blazar天体的射电平谱：Blazar中心体的剧烈活动，使射电辐射区处于等离子体湍动状态，其中的相对论电子在湍动等离子体波的二交费米加速、激波加速、辐射损失、粒子逃逸和辐射区的绝热减速等物理过程作用下，形成较平的能谱，产生射电平谱。2、提出了新的Blazar天体光变模型：当Blazar天体爆发时，中心天体产生大量的相对论电子，注入喷流中；相对论电子产生同步辐射，并不断损失能量和逃逸辐射区，使它们的能谱快速变化，引起辐射发生快速光变。3、给出了BL Lac天体的等离子体反应堆模型：大量相对论电子从中心天体注入周围的等离子体反应堆中，通过同步辐射快速损失能量，同时这些电子同步吸收反应堆中不透明的光子，产生一个稳定、各向同性的幂律分布，其谱指数为γ＝3；然后，这些相对论电子通过等离子体反应堆的爆发或其表面扩散过程逃逸出来，辐射低频的同步辐射。模型解释了BL Lac天体的高频辐射表现出快速的谱变化性质，即流量减小时谱变陡。4、提出了相对论电子的内激波加速模型，解释γ暴的尖峰光变特性：在γ暴产生的相对论运动的壳层中，有内激波产生；激波在壳层中传播，耗散壳层的运动能，使其中的部分电子加速成为相对论电子。然后，这些电子通过同步辐射产生观测到的γ辐射。模型认为，γ暴中的每个尖峰辐射是一对内激波加速相对论电子的辐射过程，复杂的γ暴光变曲线是多对内激波辐射过程的叠加。     

磁重联电流片的参数变化对电子加速的影响

通过采用试验粒子的方法,研究了在有引导磁场Bz存在的磁重联电流片中,电子被super-Dreicer电场Ez加速后的运动特征.首先,考虑了引导磁场恒定且与电场有不同方向时对粒子加速的影响.在这种情况下,Bz方向的改变直接改变了电子的运动轨迹,使其沿着不同的路径离开电流片.在Bz和Ez同向时,高能电子的pitch-angle接近于180°.然而,当2者反向时,高能电子的pitch-angle接近0°.引导磁场的取向只是使电场有选择地对不同区域的电子进行加速,不会最终影响电子的能量分布,最终得到的能谱是普遍的幂率谱E-γ.在典型的日冕条件下, γ大约等于2.9.进一步的研究表明γ的大小依赖于引导磁场及磁重联电场的强弱,以及电流片的尺度.随后,也研究了包含多个X-点和O-点电流片中被加速粒子的运动特征.结果表明X-点和O-点的存在使得粒子被束缚在加速区并获得最大的加速,而且最终的能谱具有多幂率谱的特征.     

太阳耀斑中^3He富化的理论

概述了太阳^3He富化的一个完整的两阶段加速模型。具有适当带电状态的太阳粒子。例如^3He，电子和一些重离子主要由频率为ω=2Ω^3He的氢回旋波所加热。这些被预热的粒子进而在费米加速过程中被加速到高的能量。这一自洽的模型解释了加速的各个方面，并预言了粒子的丰度，加热离子的带电状态，以及其能谱与观测相符和的结果。     

基于磁流体力学模拟的太阳高能粒子物理模式研究进展

太阳高能粒子(SEP)事件是一类重要的空间天气灾害性事件,其数值预报研究在空间天气预报研究中占有很重要的地位。SEP事件主要包括3种类型:与太阳耀斑爆发相关联的脉冲型事件,与日冕物质抛射驱动的激波相关联的缓变型事件,以及同时具有缓变型和脉冲型事件特征的混合型事件。其中,缓变型SEP事件持续时间较长并且高能粒子强度较大,对这类事件的模拟是当前研究的难点。目前针对缓变型SEP事件的模拟工作业已发展了多个理论和数值模型。每个模型都对SEP加速和传播的复杂过程作了基本的假设,这些模型的模拟结果能够部分重现观测到的SEP事件特征。而若要提高预报SEP事件的能力,则需要将描述三维日冕物质抛射驱动的激波模型与描述高能粒子在行星际空间中的加速和传输的模型耦合起来,建立基于接近真实的SEP加速和传播的三维太阳风背景模拟及以激波参数为输入的SEP模型。主要回顾了缓变型SEP事件中粒子的加速和传输方面的研究进展,以及可用于获取CME激波传播参数的磁流体力学太阳风模型研究现状;综述了缓变型SEP事件的激波一粒子模型(shock-and-particle model);最后对未来工作进行了讨论和展望。     

太阳耀斑中3He富化的理论

概述了太阳3He富化的一个完整的两阶段加速模型。具有适当带电状态的太阳粒子 ,例如3He,电子和一些重离子主要由频率为ω =2Ω3He的氢回旋波所加热。这些被预热的粒子进而在费米加速过程中被加速到高的能量。这一自洽的模型解释了加速的各个方面 ,并预言了粒子的丰度 ,加热离子的带电状态 ,以及其能谱与观测相符和的结果。     

宇宙线的超新星遗迹起源

宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一.一直以来,超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源.多波段观测表明,超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV (10~(15)eV)能量.扩散激波加速被认为是最有效的天体高能粒子加速机制之一,而超新星遗迹的大尺度激波正好为这一机制提供平台.近年来,一系列较高精度的地面和空间实验极大地推动了对宇宙线以及超新星遗迹的研究.新的观测事实挑战着传统的扩散激波加速模型以及其在银河系宇宙线超新星遗迹起源学说上的应用,深化了人们对宇宙高能现象的认识.结合超新星遗迹辐射能谱的时间演化特性,构建的时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型,不仅能够解释200 GV附近宇宙线的能谱反常,还自然地形成能谱膝区,甚至可以将超新星遗迹粒子加速对宇宙线能谱的贡献延伸至踝区.该模型预期超新星遗迹中粒子的输运行为表现为湍流扩散,这需要未来的观测以及与粒子输运相关的等离子体数值模拟工作来进一步验证.     

射电喷流中湍动阿耳芬波对相对论电子的加速

本文通过数值求解带电粒子与Ａｌｆｖｅｎ波湍动相互作用的动力学方程，得到了相对论电子在射电喷流中被加速随时间演化的解．高能电子可以加速到Ｌｏｒｅｎｔｚ因子γｙ～１０６，且形成稳态的幂律谱，尽管其谱指数Ｓ≈ｌ比观测值小，但粒子加速时间约为１０１２－１０１４秒，小于射电斑的寿命１０７年．粒子能谱指数几乎与Ａｌｆｖｅｎ波谱指数和能量损失函数无关．能量损失对加速上限有较大影响．     

日冕亮点的观测特征和供能机制

该文通过综述相关研究成果,对日冕亮点的观测特征和供能机制进行了总结和评论.日冕亮点是发生在过渡区和低日冕的小尺度局地增亮现象,经常在X射线和极紫外波段观测到,其寿命在5～40 h之间.日冕亮点的产生和演化与双极磁场的相互作用紧密相关.对于日冕亮点的供能机制,目前主要存在三种观点:(1)磁场对消的观点,当不同极性的磁场区域相互靠近时,局地发生磁重联,并在重联区域加热等离子体,从而导致X射线和极紫外辐射的增强;(2)分隔线重联,与日冕亮点相联系的磁场结构可以形成分隔线重联位形,沿分隔线的快速磁场重联导致过渡区和日冕局地的等离子体被加热,从而产生日冕亮点;(3)光球水平运动所诱发的电流片为亮点提供了能量来源.近期研究表明,三种机制可能同时作用,为亮点提供所需的能量.     

准开放磁场线区域模型

为了解释日冕中高能电子束和太阳耀斑中的快速过程,本文提出在活动区双极黑子上空存在一个准开放磁场线区域的定性模型。如图1所示,准开放磁场线区域被确定在开放磁场线下面和耀斑环顶部之间。 由于那里的快速磁重联或撕裂、爆炸式的能量释放引起了区域性的等离子体加速。那些被加速到10—100keV的高能电子束沿着开放的磁场线从太阳大气等离子体逃逸到行星际等离子体中。在每个连续的高度上将产生朗缪尔波等离子体辐射。朗缪尔波同低     

太阳Ⅲ型暴与反向Langmuir波的产生

一般认为,Langmuir波(LW)转换为电磁波是太阳Ⅲ型射电暴的产生机制.由电子束流不稳定性可以很容易地激发LW,正向LW和反向LW的相互作用被认为是产生Ⅲ型暴二次谐波的原因,但反向LW的色散方程和产生机制尚未得到充分研究.对含有温度的双流不稳定性的方程进行了解析求解,发现温度和束流速度分别对反向和正向LW色散关系具有显著影响,并采用粒子模拟(PIC)方法部分证实了解析推导的结果.通过PIC模拟研究了反向LW的产生机制,发现反向LW不能由电子束流直接激发,其能量基本上都是由正向LW散射得到的.然而,电子束流对正向LW的二次谐波有直接放大作用.     

形变地球对不同驱动力的响应

地球形变位移场和重力场的时空变化无论在基础理论研究,还是在地理空间信息建设中都具有重要的意义.地球在各种力学机制的作用下产生了形变,形变又导致地球引力位的变化,即形变附加位或Euler引力位增量.基于矢量球函数的基本理论,讨论了引潮力、负载力和地表应力对地球形变和引力位增量的影响,给出了均匀不可压缩地球模型的Euler引力位增量的具体表达式和Love数的理论关系.可为地球形变的理论研究提供参考和依据.     

基于小波方法的平滑算法在引力透镜中的应用

基于离散小波变换(DWT)方法,提出了一种可用于计算三维数值模拟样本面密度的平滑算法.为检验方法的有效性,利用该算法研究了两组不同质量解析度的引力透镜数值模拟样本,样本采用了暗物质晕的等温椭球模型,使用蒙特卡罗方法生成.计算结果表明此算法能够在很高的精度上构建引力透镜模拟样本的面密度分布轮廓,由面密度计算出来的透镜的临界曲线和焦散曲线也能较好地和理论曲线吻合,结果是令人满意的.同时比较了三组不同的小波基的计算结果,包括Daub4,Daub6和B-spline 3th,给出了最优的选择.在不损失平滑效果的同时,此算法具有非常高的速度,非常适合于处理以后更高精度的N体数值模拟.     

Blazar天体的辐射特性研究

收集了47个Blazar天体的短时标光变资料,估算了中心天体质量和不同波段辐射区域,并对估算结果作了统计分析,发现Blazar天体中心黑洞质量在10~7M_☉到10~(10)M_☉之间,BL Lac天体与平谱射电类星体中心黑洞质量有很大差异,平谱射电类星体中心黑洞质量大于BL Lac天体中心黑洞质量;红外波段和γ射线波段辐射区域大小相似.同时,利用收集到Blazar天体的热光度分析了Blazar天体热光度与短时标光变之间的关系,证实了射电选BL Lac(RBL)天体和平谱射电类星体(FSRQs)的辐射是强成束的,但相对论聚柬效应对X射线选BL Lac(XBL)天体的辐射影响较小.     

Microwave Millisecond Spike Emission in the Solar Flare of 1991 May 16

Properties, including the time duration, polarization, quasi-periodical oscillations and so on, of the microwave spike emissions observed at 2.5 GHz and 2.6 GHz during the solar flare of 1991 May 16 are analyzed statistically. The left-handed and right-handed circular polarizations of the spike emissions at 2.5, 2.6 and 3.1 GHz are reported in detail. At these 3 frequencies, most of the spikes are superposed on both the rising (and maximum) and the descending phase of the burst. It is noteworthy that spikes also appeared superposed on the small bursts that appeared after the main burst. The spike emission lasted 17 minutes. Polarization reversals on different timescales appearing in the spike emissions at 2.5 and 2.6 GHZ are described. Our statistical analysis indicates that the polarization reversals at 2.5 and 2.6 GHz differ in characters on average, the polarization reversal at 2.5 GHz is earlier than that of 2.6 GHz by about 1.5 minutes, and polarization reversal of the spike emission is more frequent at 2.5 GHZ.     

Observational Features of Large-Scale Structures as Revealed by the Catastrophe Model of Solar Eruptions

Large-scale magnetic structures are the main carrier of major eruptions in the solar atmosphere. These structures are rooted in the photosphere and are driven by the unceas-ing motion of the photospheric material through a series of equilibrium configurations. The motion brings energy into the coronal magnetic field until the system ceases to be in equilib-rium. The catastrophe theory for solar eruptions indicates that loss of mechanical equilibrium constitutes the main trigger mechanism of major eruptions, usually shown up as solar flares, eruptive prominences, and coronal mass ejections (CMEs). Magnetic reconnection which takes place at the very beginning of the eruption as a result of plasma instabilities/turbulence inside the current sheet, converts magnetic energy into heating and kinetic energy that are responsible for solar flares, and for accelerating both plasma ejecta (flows and CMEs) and energetic particles. Various manifestations are thus related to one another, and the physics behind these relationships is catastrophe and magnetic reconnection. This work reports on re- cent progress in both theoretical research and observations on eruptive phenomena showing the above manifestations. We start by displaying the properties of large-scale structures in the corona and the related magnetic fields prior to an eruption, and show various morphological features of the disrupting magnetic fields. Then, in the framework of the catastrophe theory, we look into the physics behind those features investigated in a succession of previous works, and discuss the approaches they used.     

Localization of the solar flare SF900610 in X-rays with the WATCH instrument of the GRANAT observatory

During the solar flare of June 10, 1990, the WATCH instrument of the GRANAT space observatory obtained 110 localizations of the X-ray source in the X-ray range 8–20 keV. Its coordinates were measured with an accuracy of ～2 arcmin at a 3σ confidence level. The coordinates of the X-ray source do not coincide with the coordinates of the Hα-line flare. The X-ray source moved over the solar disk during the flare. This probably implies that, as the X-ray emission was generated, different parts of one loop or a system of magnetic loops dominated at different flare times.     

Automatic Detection and Classification of Coronal Holes and Filaments Based on EUV and Magnetogram Observations of the Solar Disk

A new method for the automated detection of coronal holes and filaments on the solar disk is presented. The starting point is coronal images taken by the Extreme Ultraviolet Telescope on the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO/EIT) in the Fe ix/x 171 Å, Fe xii 195 Å, and He ii 304 Å extreme ultraviolet (EUV) lines and the corresponding full-disk magnetograms from the Michelson Doppler Imager (SOHO/MDI) from different phases of the solar cycle. The images are processed to enhance their contrast and to enable the automatic detection of the two candidate features, which are visually indistinguishable in these images. Comparisons are made with existing databases, such as the He i 10830 Å NSO/Kitt Peak coronal-hole maps and the Solar Feature Catalog (SFC) from the European Grid of Solar Observations (EGSO), to discriminate between the two features. By mapping the features onto the corresponding magnetograms, distinct magnetic signatures are then derived. Coronal holes are found to have a skewed distribution of magnetic-field intensities, with values often reaching 100?–?200 gauss, and a relative magnetic-flux imbalance. Filaments, in contrast, have a symmetric distribution of field intensity values around zero, have smaller magnetic-field intensity than coronal holes, and lie along a magnetic-field reversal line. The identification of candidate features from the processed images and the determination of their distinct magnetic signatures are then combined to achieve the automated detection of coronal holes and filaments from EUV images of the solar disk. Application of this technique to all three wavelengths does not yield identical results. Furthermore, the best agreement among all three wavelengths and NSO/Kitt Peak coronal-hole maps occurs during the declining phase of solar activity. The He ii data mostly fail to yield the location of filaments at solar minimum and provide only a subset at the declining phase or peak of the solar cycle. However, the Fe ix/x 171 Å and Fe xii 195 Å data yield a larger number of filaments than the Hα data of the SFC.     

Modeling helioseismic modes in the magnetic atmosphere of the Sun

The pulsation of the solar surface is caused by acoustic waves traveling in the solar interior. Thorough analyses of observational data indicate that these f and p helioseismic oscillation modes are not bounced back completely at the surface but they partially penetrate into the atmosphere. Atmospheric effects and their possible observational application are investigated in one‐dimensional magnetohydrodynamic models. It is found that f and p mode frequencies are shifted of the order of μHz due to the presence of an atmospheric magnetic field. This shift varies with the direction of the wave propagation.Resonant coupling of global helioseismic modes to local Alfvén and slow waves reduce the life time of the global modes. The resulting line width of the frequency line is of the order of nHz, and it also varies with propagation angle. These features enable us to use helioseismic observations in magnetic diagnostics of the lower atmosphere. (© 2007 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim)