太湖水面太阳辐射中的光合有效成份

本文利用睛空大气辐射传输分光参数化模式,讨论了到达太湖水面太阳总辐射中光合有效成分所占比例的日变化状况。辐射传输计算所涉及的气象参数采用无锡地区气象站资料;水体反射仅考虑有风浪状况下的水平Fresnel反射。两次湖面实测太阳总辐射日变化曲线与计算值对比分析表明,计算结果基本上能反映晴空条件下太湖水面辐射状况。本文结果对利用总辐射值估算水体生态研究中感兴趣的光合有效成份有一定参考价值。     

近百年北半球中纬度火山灰尘幕指数的估量

从气候系统的能源--太阳入射能变化的角度来考虑,主要由火山活动引起的大气透明度变化的作用显著超过已知的大气顶上的太阳常数变化幅度.为此,本文根据近百年来北半球中纬度的和近年来我国实测的太阳直接辐射以及北半球中纬度逐年气溶胶光学厚度等资料,对Lamb（1970）的工作进行了修正和补充,重新估量得出了1883-1982逐年的北半球中纬度火山灰尘幕指数V_N·M.     

1991年3月24日大磁暴

K=8和9的强大的地磁场扰动称之为大磁暴。1991年是太阳活动高值年,当刚刚进入多暴的季节(春秋季)时,3月24日就迎来了强烈的K=9的大磁暴。这次大磁暴是继1982年7月13日、1989年3月13日等大磁暴以后,出现的又一次K=9的强烈磁暴。通常平均每年有30-40个磁暴,但是K=9的磁暴却不一定每年都有。磁暴起源于太阳粒子流的辐射。在太阳的活动区域喷射出带电粒子流,当粒子流向着地球前进而接近地球时,粒子流前沿表面产生感应电流和磁场,粒子流继续向地球接近,在地磁场的     

急始型磁暴的初步定性估計

本文通过下述模型来探讨典型的磁暴发生过程:当点爆炸球面波自太阳上爆发后,太阳微粒流随即以冲激波形式越过行星际空间到达地球,在地球附近可能形成驻激波面,然后微粒流由地磁空穴的中性点进入磁层,在地球周围生成电流环,产生磁暴主相。在质子与地球附近上空中性氢原子发生电荷交换的过程中,磁暴过程相应地由主相转入恢复期,在不考虑行星际空间磁場的条件下,计算出在太阳爆炸波发生后第17时、24时、32时开始的磁暴发展过程曲线,并由观测资料推测出中性点的等效面积,计算结果指出:爆炸波愈强,主相愈大,恢复期愈短,这和观测到的粒子流速度愈大,磁暴也愈强、恢复期也愈短的现象是一致的。     

中纬热层大气质量密度经向结构差异研究

本文利用CHAMP卫星以及全球电离层-热层模型(GITM)来研究太阳活动低年(2007—2009年)中纬热层大气质量密度(ρ)的经度结构变化.结果如下:(1)ρ存在明显的经度单波结构(单峰和单谷),且南北半球反相,波峰和波谷随着地方时增加而向东移动;(2)模拟表明离子拖曳效应在ρ结构差异的形成中起到了重要的作用,欧亚地区电子密度经度差异性较弱,不足以影响ρ经度分布,导致该地区ρ经度差异不明显;(3)在磁中纬地区,太阳天顶角的经度差异可达20°~30°,太阳光加热的经度不均匀性是导致ρ经度差异的另一个主要原因.     

子午工程二期宽波段太阳射电频谱监测

为实现太阳射电的全波段观测，子午工程二期太阳-行星际监测链分系统将建设4套太阳射电频谱仪，覆盖十米波-米波-分米波-厘米波波段，将为太阳物理和空间天气研究和业务提供可靠的数据支撑.文中介绍了全波段射电频谱仪的系统构成和主要技术参数，对数据产品和定标过程进行了描述.     

大磁暴后我国温度的变化

本文应用1955年英国格林威治观象台出版的大磁暴資料,研究了1909-1952年时期內历次大磁暴前后我国九站逐日溫度变化的情况。文中用重迭时序分析法,对大磁暴后90天内我国九站逐日溫度正距平百分率及平均溫度距平进行了計算,結果見图1。同样,对大磁暴前30天的計算結果,見图2。从而发現,在大磁暴后第10,16,24,44,75-77天附近,我国出現几次显著的溫度增暖期;而且在大磁暴前后,我国的溫度变动表現出27天太阳自轉周期性的振动。在大磁暴出現日期和其后第45天与第75天,亚欧地区自然天气周期的环流类型表現出清楚的韵律振动,因此认为天气过程的韵律振动当与太阳发射强烈粒子流輻射的活动区及其自轉周期发生密切关联。此外,本文还研究了某些小磁暴之后30天內,我国八站溫度的变动（图3）,发現在其后第13天附近出現显著的降溫。     

2001年4月2日太阳耀斑及其太阳质子事件的观测结果研究

2001年4月2日, 太阳爆发了一个近年来X射线通量最大的一次耀斑并伴有质子事件, 利用“资源一号”卫星星内粒子探测器和神舟二号飞船X射线探测器的观测资料, 对这一事件的高能粒子响应进行了特例研究. “资源一号”卫星运行于太阳同步轨道, 高度约800km, 和宁静时期的统计结果对比, 这次耀斑后, 星内粒子探测器在地球极盖区（地球开磁场区）观测到耀斑粒子的出现, 这是宁静时期没有的; 神舟二号飞船轨道高度400km, 倾角为42°, X射线探测器在42°中高纬地区也观测到高能电子通量比宁静时明显的增加, 这表明, 太阳耀斑引起的近地空间辐射环境的变化遍及纬度约40°以上的区域, 甚至在40°N附近400 km左右的高度上仍然有响应. 但是, 中高纬度、极光带和极盖区的粒子来源, 加速机制和响应方式却不一定相同, 需要分别讨论. 资料分析和对比还表明, 质子事件的强度并不一定和耀斑的X射线通量成正比, 因此, 近地空间高能粒子对耀斑的响应也不是完全决定于X射线强度.     

利用F10.7和Mg II构建太阳极紫外辐射长时间序列

利用SOHO/SEM在1996-2008年的太阳EUV观测数据,比较和评估F10.7和Mg II作为EUV代理参数的代表性,不能支持Viereck等关于Mg II是比F10.7更好的代理参数的结论.通过比较对两种参数的多种回归计算结果,确立双因子极大似然估计方法构建EUV计算模式,通过模型计算结果与SEM观测数据比较,表明该模型能够很好地重建EUV数据系列.利用该模式,构建了1978年11月以来的太阳极紫外辐射数据序列.     

风云二号F星太阳X射线探测器在轨探测初步成果

风云二号系列卫星以自旋稳定方式工作于地球静止轨道,太阳X射线探测器是该系列卫星的重要有效载荷,监测太阳耀斑爆发过程,并对太阳质子事件等灾害性的空间天气事件进行预警.卫星自旋一周,该探测器完成一次全日面观测,记录太阳X射线的能谱与流量.2012年初,太阳活动进入第24周峰年,风云二号卫星太阳X射线探测器的在轨运行取得了良好的观测结果.相比于过去的太阳X射线探测器,风云二号F星的太阳X射线探测器应用了硅漂移探测(Silicon Drift Detector,SDD)技术,对GEO轨道海量的高能带电粒子采取了有效的屏蔽措施,可以对更"软"的X射线进行观测,能谱分辨率本领达到国际先进水平,对太阳耀斑的量化定级精度更高,在轨初步观测结果表明,精确的能谱探测能力可提高太阳质子事件预警能力,能道响应的时间特性比过去的探测数据更准确地反映了太阳耀斑的加热过程和带电粒子加速特性.本文介绍了风云二号F星太阳X射线探测器的设计及其发射前的标定试验结果,并且对发射后在轨运行获得的初步探测成果进行分析和讨论.     

带电粒子在磁场中的运动区及其模型实验

本文讨论了带电粒子在电磁场中的运动区域.在计算过程中假定磁场是有势的,并且势函数分别考虑为轴对称与平面函数.计算结果表明:当磁场足够强时,粒子运动区的边界与磁力线是相似的.这个结果表明,我们可以根据磁力线图形确定带电粒子的运动区.此外,还将上述计算结果与模型实验做了对此,在磁场中的辉光放电实验里,放电中的辉光区部分相当于粒子的运动区,暗区部分相当于粒子禁区.对比结果表明,辉光区的边界与磁力线相似,其中有以下几个结果:（1）当磁场是一个偶极磁场,并且其磁短的大小大于其临界值时,则放电辉光将被捕获于偶极磁场中,其边界近似于磁力线;（2）当偶极磁场受到扰动时,设扰动场分别考虑为与赤道面上的偶极磁场方向相反的均匀磁场,以及位于捕获区之外在赤道面上的电流环磁场时,则偶极磁场磁力线将向外伸长,实验观测到被捕获于偶极磁场中的辉光将同时伸长,并且辉光区边界的变化与磁力线的变化是相似的;（3）根据中性线磁场中的辉光放电实验表明,辉光区的边界仍然与中性楱磁场的磁力线相似.由于气体放电中的现象比较复杂,因此要进行定量的计算是比较困难的,为此我们引进了一些简化假定,定量计算了辉光区在上进各种磁场中的边界,计算出来的辉光边界的大小和形状与实验结果是相同的.     

磁层顶的漂移动力学磁声-Alfvén模不稳定性

本文得出了高β等离子体中在速度梯度、密度梯度、磁场梯度和温度梯度联合作用下的一种新的不稳定模:漂移动力学磁声-Alfvèn模,导出了线性色散关系,研究了模的特性并讨论了高β和各种梯度项对该模的影响,估算了垂直扩散系数。计算表明,在地球磁层顶边界区中漂移动力学磁声-Alfvèn模总是不稳定的。随着β增加,增长率起初增大,而后减小,这是此模的一个显著特性;速度梯度是驱动此模的重要自由能源;当扰动磁场为1nT时,垂直扩散系数可达～10⁹m²/s。从而说明漂移动力学磁声-Alfvèn模不稳定性产生的反常输运,有可能维持准定常的磁层对流,并且在边界层的形成中起重要作用。     

内磁层电流体系的地磁效应

对Ⅱ区场向电流及其伴随的部分环电流和电离层电流组成的内磁层三维电流体系（PRFI电流系）的磁场效应进行了数值计算.这一三维电流体系在中低纬度地面产生的磁场呈现出特殊的纬度分布:X分量几乎不随纬度变化,Y分量随纬度增高近似呈线性变化.这些特征明显不同于对称环电流的磁场分布特征（X∝ cosφ,φ是纬度,Y=0）,也不同于DP2、S_q、L等电流体系的磁场分布特征.利用这一特征我们可以从地磁台子午链观测到的磁场扰动中分离出PRFI电流系的贡献.用1989年3月磁暴的实例检验了上述模型,观测结果与理论结果符合得很好.分析结果还表明,最大的D_st指数并不一定对应着最强的对称环电流.     

磁层-电离层电动耦合的中纬电离层效应

本文通过对1982年磁扰期间琼中、北京两站地磁X分量变化的分析,证实了磁层-电离层电动耦合对中纬电离层电流的影响.分析发现:磁静、磁扰条件下的平均日变化中,两站X分量变化在白天有反向的趋势.这表明它们分处于与动力效应对应的电离层发电机电流圈中心之南北两侧.在磁暴主相期间,X分量变化形态与之明显不同,两站地磁南北分量有同向变化,且变幅相近,甚至有时北京站△X更大.对环电流能量增长指数R小于-25nT/h的21次事件所作的时序叠加分析（以R最负时为零时）进一步证明,这种同向变化是普遍存在的.两站零时之△X大小相近,相关系数高达0.98.该同向变化与R指数突然变负密切相关. 以上对比表明,与发电机电流造成两站X分量反向变化不同,同向变化是磁层源高纬扰动电流向中低纬直接穿透的结果.本文对动力和电动耦合两种过程的不同进行了初步讨论.     

重、磁场三维傅里叶变换的若干问题

本文利用极限变换的概念,推导了质点的重力位及偶极子的磁位的三维傅里叶变换。在这个基础上,推导了任意形状物体的重、磁场的三维傅里叶变换的一般表达式。根据这些式子,讨论了文[1]中由三维谱求二维谱存在的问题,即对三维谱而言,不存在u²+v²+w²=0。     

太阳活动上升期源表面太阳风质量流量的速度关系分析

以ＩＰＳ速度、光球磁场、Ｋ─日冕偏振亮度和卫星实地观测数据为基础，综合生成处于太阳活动上升期的１９７６年１０个太阳周（１６４３─１６５２卡林顿周）的源表面高度（Ｒ＝２．５Ｒ_ｓ，Ｒ_ｓ为太阳半径）和日球空间中（ＩＡＵ）太阳同质量流量速度谱。结果表明，速度谱存在与太阳活动上升期一致的＂三段＂结构，且各段分别与不同的磁结构区相对应。     

极性转换期间地球磁场形态学研究

本文对采自中国黄土高原西峰（35.7°N,107.6°E）和段家坡（34.2°N,109.2°E）两个剖面中黄土层L8和古土壤层S8的1281块定向古地磁样品做了详细的岩石磁学和古地磁学研究.证实了Matuyama-Brunhes（M-B）极性转换带位于L8的中下部.提出了下列观点:1.M-B极性转换过程与地球磁场方向变化相联系的持续时间为3600-4500a,而与地球磁场强度变化相联系的持续时间则为8000-9000a,即强度变化存在“超前和滞后” 效应;2.M-B转换场的形态是由三次快速倒转和一次不成功的倒转构成,或者说,转换场具有快速变换极性的振荡特征;3.M-B转换过程中地球磁场并不是以轴对称的非偶极子场为主,而是偶极子场至少与非偶极子场相当;4.中国黄土-古土壤沉积物所含磁性矿物的主要成分是磁铁矿,它是研究极性转换期间地球磁场详细结构的良好物质.     

太阳自轉对地磁場的影响（二）

作者在前一篇文章里分析每月五天国际磁扰日在太阳自轉周里的頻率分布,得到下述两个結論: 1.国际地磁干扰日在太阳自轉周里确实存在着一个不变的頻率分布,地磁場发生干扰的可能性,在頻率高的日序里約为在頻率低的日序里的二倍。 2.太阳的活动性,在太阳經圈上的分布是不均勻的,有些部分活动性強,有些部分活动性弱。     

一九八○年二月十六日云南地区日全食的电离层效应

本文借助于Budden的频高图分析方法,分析了云南省瑞丽县弄岛街1980年2月16日日全食期间的电离层资料,计算了日食日及控制目的剖面,给出了剖面参数,得到了E层临频及最大电子浓度所在高度在日食过程中的变化,也研究了F层的日食效应,指出了在各选定频率上的反射虚高和真高在日食过程中的变化,发现在300公里以下的各给定高度上,尤其是在270公里附近的高度上,其电子浓度明显地下降。     

欧洲及其邻区MAGSAT卫星磁异常冠谐模型

通过对欧洲及其邻近地区 MAGSAT 卫星黎明资料进行了处理,得到1°×1°卫星磁异常网格值。本文使用冠谐分析方法,计算该地区卫星矢量磁异常（ΔX,ΔY,ΔZ）冠谐模型。球冠极点位于33°N和26°E,球冠半角为40°.冠谐模型的截断指数为18。根据卫星磁异常冠谐模型和地磁场球谐模型 DGRF1980,计算卫星总强度磁异常（ΔF）的冠谐一球谐模型。根据卫星磁异常的理论模型,计算并绘制不同高度（300,400,500km）的理论卫星磁异常图。对冠谐模型和大磁异常进行了分析和讨论。