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从Rankine-Hugoniot关系出发,以激波切向磁场ξ、上游激波角θ1和等离子体β1值为参数研究各类激波解的特性及相互关系,阐明各类激波强度随介质β值的变化规律.结果指出:(1)在ξ<-1的Ⅰb型中间激波区和ξ>4的快激波区存在双解;(2)慢激波可以直接和中间激波连接,但不能和快激波直接连接;(3)各类激波强度(用激波密度比衡量)随β1值均有变化:Ⅰb型中间激波上支随β1值增加而下降,下支则上升;Ⅰa型中间激波和慢激波都随β1值增加而下降;快激波双解区上支随β1值增加而下降。下支上升;快激波在1<ξ<4区间的解随β1值增加而上升。 相似文献
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本文采用特征线方法和激波装配法,对磁流体中间激波在行星际空间的演化过程进行数值模拟。主要结论如下:(1) 2→4型中间激波通过向下游发出后向慢压缩波使下游态磁场减幅,通过向上游发出前向快压缩波使上游态磁场增幅,以致2→4型中间激波迅速经导灭激波向慢激波转化;所发出的前向快压缩波经非线性变陡形成快激波。(2)1→3型中间激波首先通过向下游发出前向慢稀疏波而很快变成1→3=4型临界中间激波,并瞬间转变为由前向快激波和前向2→4型中间激波构成的激波系统。其中,2→4型中间激波可在其前导快激波的下游传播较远的距离,有可能为 IAU 附近的飞船观测到,但最终导灭激波转变为慢激波。 相似文献
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慢激波的演化受其上游介质性质的制约,在等离子体热压与磁压之比β值和离子、电子温度比Ti/Te大于1的介质中不利于慢波变陡形成慢激波。由飞船HeliosA,B探测资料看出,在日心距0.3-1.0AU区间只有慢速太阳风流中存在有利于慢激波形成的条件。但理论计算和飞船观测指出,在快激波下游流场中β值和Ti/Te都增大,因而在上述区间不论何种流速的太阳风中当有快激波经过后其下游流场内很难形成慢激波。 相似文献
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日心距离0.3AU以内形成的磁流体慢激波在向行星际空间传播过程中,通过向上游发出快压缩波而不断减弱.所发出的快压缩波经非线性变陡转化为快激波,形成由原慢激波和新生快激波构成的激波系统.强度不断减弱的慢激波将逐渐演变为准切向间断.这可能是在1AU附近很少观测到慢激波的重要原因. 相似文献
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本文应用Chisnell- no方法,求解了在理想介貭中,垂直磁流体冲激波在非均勻磁場中的传播問題。这种方法,把非均勻介貭分解成无限小的弱間断面,根据气体动力学中波与間断面相互作用的原理,算出激波通过弱間断面时的强度变化,然后用积分求得激波通过整个非均勻区时的强度变化。作者引入了激波的特征速度(它是激波在波前后介貭中传播速度的几何平均值)作为輔助参量,得到形式上比較簡单的激波传播方程。然后考虑了磁压力远大于气体压力的强磁介貭中的激波传播問題,并进行了数值积分。采用的介貭密度模型有三种:(1)阿尔芬波速为常数;(2)密度不变;(3)密度与磁場强度成正比。計算結果表明:当激波由弱磁場向强磁場传播时,激波的强度逐漸变弱。其中,在阿尔芬波速为常数的介貭中,激波强度的衰减最为緩慢;在密度不变的介貭中,激波强度的衰減最为迅速;而在密度与磁場成正比的介貭中,激波强度的衰減則介乎上述两种密度分布之間。作者联系磁流体冲激波在地球外层空間的传播問題进行了討論,密度的模型采取大气啃昔的观測結果(卽上述第三种密度分布),并进行了适当的外推,估計了在十个地球半径处的磁流体冲激波传到地面时的强度,求出了激波在地面引起的磁場变化与激波初始速度之間的关系。根据上述簡化模型,計算結果表明,在十个地球半径处初始速度为108厘米/秒的激波,传到地面引起的磁場变化大約为60伽(亻馬),这个数值的量級恰好与中低緯度强磁暴的急始变幅相符。 相似文献
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水饱和孔隙介质中平面震电波电磁特性的定量模拟 总被引:1,自引:0,他引:1
震电效应在地球物理测井和勘探领域拥有十分广阔的前景.为了研究孔隙介质中的震电效应,本文基于毛管模型中渗流场和电流场耦合理论,利用Pride震电理论对震电耦合波传播特性进行了定量模拟;对震电横波、震电快纵波、震电慢纵波的传播速度、衰减常数、电场强度、电流密度以及电荷密度进行了比较,定量分析了其随孔隙度、离子浓度、阳离子交换量的变化规律.分析结果表明:随着频率增大,三种震电耦合波波速、衰减常数以及电流密度与固相速度比值的模值增大,震电横波电场强度与固相速度比值的模值减小,震电快纵波、慢纵波电场模值增大.当频率相同时,震电快纵波波速最大、衰减常数最小,震电慢纵波波速最慢、衰减常数最大,震电横波的波速和衰减常数大小居于快、慢纵波之间;频率不变时,震电慢纵波电场强度与固相速度比值的模值最大,快纵波次之,横波最小;中低频时,震电横波电流密度与固相速度比值的模值略大于慢纵波;高频时,震电慢纵波略大于横波,快纵波一直最小.溶液浓度和阳离子交换量对三种震电波的波速和衰减常数影响很小;溶液浓度越大或阳离子交换量越小,三种震电波电场强度、电流密度与固相速度比值的模值越小,震电快纵波和慢纵波电荷密度与固相速度比值的模值也越小,但是相位几乎都不变. 相似文献
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It is well known that most MHD shocks observed within 1 AU are MHD fast shocks. Only a very limited number of MHD slow shocks are observed within 1 AU. In order to understand why there are only a few MHD slow shocks observed within 1 AU, we use a one-dimensional, time-dependent MHD code with an adaptive grid to study the generation and evolution of interplanetary slow shocks (ISS) in the solar wind. Results show that a negative, nearly square-wave perturbation will generate a pair of slow shocks (a forward and a reverse slow shock). In addition, the forward and the reverse slow shocks can pass through each other without destroying their characteristics, but the propagating speeds for both shocks are decreased. A positive, square-wave perturbation will generate both slow and fast shocks. When a forward slow shock (FSS) propagates behind a forward fast shock (FFS), the former experiences a decreasing Mach number. In addition, the FSS always disappears within a distance of 150R⊙ (where R⊙ is one solar radius) from the Sun when there is a forward fast shock (with Mach number \geq1.7) propagating in front of the FSS. In all tests that we have performed, we have not discovered that the FSS (or reverse slow shock) evolves into a FFS (or reverse fast shock). Thus, we do not confirm the FSS-FFS evolution as suggested by Whang (1987). 相似文献
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给定地球轨道附近的行星际条件和地球弓激波的几何位形,本文分析向阳侧弓激波强度参数沿激波阵面的分布,以及行星际激波与弓激波的相互作用.对于弓激波阵面相对日地连线轴对称的情形,得到如下结论:(1)弓激波强度参数分布相对由行星际磁场和日地连线构成的基准面对称,各激波强度参数的最大值出现在基准面上.磁压比在垂直激波线一侧较大,而气压比在平行激波点一侧较大,导致总压比相对日地连线大致呈轴对称分布.(2)随着行星际磁场与日地连线夹角的增大,弓激波强度参数的最大值有所减小,且位置朝远离日下点方向偏移;但气压比和总压比的分布基本上不受影响.(3)行星际激波透过弓激波之后,切向磁场比更接近于1,但总磁场跳变幅度增大.(4)透过弓激波之后,行星际准垂直激波的总磁场比更接近于1,准平行激波的总磁场比则反之. 相似文献
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Pierre Lesaffre 《地球物理与天体物理流体动力学》2013,107(3):265-278
The author presents time-dependent analytical solutions of quasi-steady shocks with cooling, where quasi-steady shocks are objects composed of truncated steady-state models of shocks at any intermediate time. These solutions are compared to simulations with a hydrodynamical code and finally quasi-steady shocks are discussed as approximations to time-dependent shocks. Large departure of both the adiabatic and steady-state approximations from the quasi-steady solution emphasise the importance of the cooling history in determining the trajectory of a shock. 相似文献