行星际高速流的演化

本文采用一维时变模型,对高速流在行星际空间的演化进行数值模拟．结果表明：１．高速流前沿演化成为由前向快、慢激波和后向快激波构成的激波系统,高速流固有的低密度特征显著减弱前向慢激波的强度,并阻止后向慢激波的出现．２．高速流尾沿产生以快模为主体的前、后向稀疏波,它们对高速流前沿形成的快激波对的演化具有重要作用．     

行星际高速流的演化

本文采用一维时变模型，对高速流在行星际空间的演化进行数值模拟．结果表明：１．高速流前沿演化成为由前向快、慢激波和后向快激波构成的激波系统，高速流固有的低密度特征显著减弱前向慢激波的强度，并阻止后向慢激波的出现．２．高速流尾沿产生以快模为主体的前、后向稀疏波，它们对高速流前沿形成的快激波对的演化具有重要作用．     

行星际空间慢激波的演化

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．     

行星际空间慢激波的演化

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．     

行星际中间激波的演化

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。     

行星际中间激波

在行星际空间可能存在由各类激波连接而成的混合激波,其组成部分的连接方式和时间演化遵循“慢激波—导灭激波—中间激波—导生激波—快激波”链式规则.中间激波将作为混合激波的必要组成部分,出现在日球电流片的附近,其阵面凹向太阳.上述结论已初步为观测证实,并对行星际激波的三维特性有着重要影响.     

行星际中间激波的演化

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。     

行星际中间激波

在行星际空间可能存在由各类激波连接而成的混合激波,其组成部分的连接方式和时间演化遵循“慢激波-导灭激波-中间激波-导生激波-快激波”链式规则.中间激波将作为混合激波的必要组成部分,出现在日球电流片的附近,其阵面凹向太阳.上述结论已初步为观测证实,并对行星际激波的三维特性有着重要影响.     

太阳风暴的日冕行星际过程三维数值研究进展

如何能够提前几个小时到几天的时间预报空间天气不仅是空间天气研究的重要课题,而且也是现代科技发展对空间天气预报的重大需求.基于物理的以强大计算能力为基础的太阳风暴日冕行星际过程三维数值研究已经成为灾害性空间天气预报建模的重要手段,并在近几年取得了很大的发展.本文聚焦于背景太阳风状态和太阳扰动事件在行星际空间传播的三维数值...     

行星际空间系统的低维迹象

利用１９７５年７月至１９７６年７月、１９８５年和１９８７年由行星际闪烁（ＩＰＳ）测量得到的太阳风速度资料,应用非线性动力学技术重构了这些时间序列在相空间的吸引子,求得吸引子的分维数３＜Ｄ＜４,最大Ｌｖａｐｕｎｏｖ指数总为正值．这些结果初步表明,行星际空间可能是一个低维的混沌系统．     

行星际空间系统的低维迹象

利用１９７５年７月至１９７６年７月、１９８５年和１９８７年由行星际闪烁（ＩＰＳ）测量得到的太阳风速度资料，应用非线性动力学技术重构了这些时间序列在相空间的吸引子，求得吸引子的分维数３＜Ｄ＜４，最大Ｌｖａｐｕｎｏｖ指数总为正值．这些结果初步表明，行星际空间可能是一个低维的混沌系统．     

行星际磁场B_y对弓激波影响的MHD结果

利用全球磁流体模拟的结果,本文研究了行星际磁场B_y对弓激波位型的影响.结果显示:随着行星际磁场B_y绝对值的增大,弓激波的日下点距离、旋转对称张角、南北非对称性以及旋转非对称性均随之增加.其中,B_y对弓激波日下点距离的影响可达5 RE左右.东向B_y和西向B_y对弓激波位型影响具有对称性,东向B_y和西向B_y大小相同时弓激波日下点距离、旋转对称张角以及旋转非对称性参数均相同,而南北非对称性参数大小相同正负相反.行星际磁场B_y占主导时弓激波尾部横截面在南北方向上拉伸,并且拉伸程度随着B_y绝对值的增大而增大,弓激波尾部横截面的拉伸现象与磁声波马赫数密切相关.     

耀斑-行星际激波结构与相应地磁扰动结构间关系的分析（Ⅰ）

利用297个耀斑-行星际激波-地磁扰动事件,统计研究了耀斑-行星际激波等离子体结构与相应磁扰结构间的关系,新的发现是:当激波面后的磁场南、北分量不大时,激波等离子体结构决定着相应磁扰的基本结构形态,特别是等离子体热状态与相应磁扰的恢复相关系十分密切.由本文定义的激波能量传输指数——FS指数对相应地磁扰动能给出较好的描述.推论:除磁重联这类能量传输机制外,对于行星际磁场南、北分量较小时,还可能存在以等离子体过程为基础的决定磁扰变化结构的太阳风-磁层能量传输机制,应进一步研究.     

耀斑-行星际激波结构与相应地磁扰动结构间关系的分析（Ⅰ）

利用297个耀斑-行星际激波-地磁扰动事件,统计研究了耀斑-行星际激波等离子体结构与相应磁扰结构间的关系,新的发现是:当激波面后的磁场南、北分量不大时,激波等离子体结构决定着相应磁扰的基本结构形态,特别是等离子体热状态与相应磁扰的恢复相关系十分密切.由本文定义的激波能量传输指数--FS指数对相应地磁扰动能给出较好的描述.推论:除磁重联这类能量传输机制外,对于行星际磁场南、北分量较小时,还可能存在以等离子体过程为基础的决定磁扰变化结构的太阳风-磁层能量传输机制,应进一步研究.     

空间尘埃等离子体电磁散射特性研究

基于尘埃等离子体Mie-Debye散射模型,研究平衡态下尘埃等离子体中带电尘埃的电磁散射特性.根据输运理论计算高层大气环境中尘埃等离子体层的电磁散射场,给出电磁波垂直入射时尘埃等离子体层的反射函数,同时分析不同浓度、不同粒径分布状态下尘埃等离子体层对电磁波传播的影响.结果表明:尘埃粒子尺度对其电磁散射特性影响非常大;在对数正态分布情况下,当入射波长远大于Debye半径时,尘埃等离子体的散射主要表现为Debye散射,而入射波长远小于Debye半径时,Mie散射占主要部分;并且尘埃等离子体层对电磁波的衰减随尘埃粒子浓度以及尘埃粒子半径的增大而明显增强.     

尘埃等离子体微波衰减常数的理论分析

将固体火箭喷焰看作弱电离尘埃等离子体,在统计理论框架下,通过求解含碰撞项的Blotzmann方程和Shukla方程,给出了弱电离尘埃等离子体复电导率和衰减常数计算公式,提出了充电响应因子的概念.将固体火箭喷焰的有关参数代入计算表明,衰减常数同时受电子和尘埃粒子浓度以及尘埃粒子半径的影响.理论的分析与实验所观测到的现象一致.     

空间尘埃等离子体中的重力波特性

建立尘埃等离子体中重力波的基本方程,推导尘埃等离子体中重力波的色散关系,分析地球极区中间层顶处尘埃等离子体层中的重力波特性,研究了重力波在电子密度垂直分层的尘埃等离子体中的反射. 结果表明尘埃等离子体改变了通常大气中的重力内波的色散关系,限制了小水平波数重力内波的传播,改变了波的能量特性,减小了重力波在不均匀大气中垂直向上传播时振幅的增长;在尘埃等离子体中传播时重力波可被电子密度垂直分层的结构反射而导致波能量的集中, 它产生的湍动所导致的空间电子密度的不均匀性分布是极区上空PMSEs的可能机制.     

行星际磁场By分量对地球磁层顶场向电流调制

采用三维可压缩MHD数值模拟研究了行星际磁场By分量的变化对磁层顶重联区场向电流大小和分布的影响. 行星际磁场通过模拟区x=-Lx处左边界条件By来影响重联过程，从而改变重联区的场向电流. 研究结果表明边界条件By的突然改变，能使重联区场向电流迅速增加，甚至达到增大一个量级的水平.By本身的存在(即不为零)也会使场向电流维持在一个较高的水平. 由于行星际磁场By分量不为零，而形成模拟区磁场By不对称分布，这种不对称分布是场向电流不对称分布产生的主要原因. 这些结果是与Orsted卫星最新观测结果和地 面观测结果相符合的，它表明行星际磁场By分量对地球空间场向电流有较大的调制作用.     

太阳风流界面的成因

在日心距离１ＡＵ处的高速流的前沿部位,经常观测到厚度≈１０４ｋｍ的流界面（ｓｔｒｅａｍｉｎｔｅｒｆａｃｅ）：跨过它密度陡降,温度陡增,风速上升,气压和磁场几乎连续．本文从日心距离０．３ＡＵ处一典型高速流的方位剖面出发,采用二维定态ＭＨＤ模型,研究它在日球赤道面内随日心距离的演化．结果表明,流界面系高速流前沿非线性演化的产物．它先于前、后向激波形成,在日心距离１ＡＵ处得到充分发展,且作为高速流前沿的特征结构之一,可一直延伸到１ＡＵ以远的外日球层．