关于太阳宇宙线传播问题的研究

本文以行星际大尺度扇形磁场为基础,建立了研究太阳宇宙线在行星际传播较合理的扇形坐标系,并导出了太阳宇宙线在这种坐标系中的传播方程。同时研究了太阳宇宙线的一种扩散模型,扩散方程的解依赖于耀斑源在太阳上的磁径度,并得到了粒子强度随时间变化的特性,与观测结果比较,理论与观测资料符合较好。     

太阳风压力系数的研究

利用全球磁流体力学(MHD)的模拟结果,研究了太阳风压力系数与上游太阳风参数和日下点磁层顶张角的相关性.在识别出日下点附近磁层顶位置后,通过拟合得到日下点附近的磁层顶张角.在考虑上游太阳风中的磁压和热压以及磁层顶外侧的太阳风动压的情况下,计算了太阳风压力系数.通过分析行星际磁场不同方向时太阳风动压在日地连线上与磁压和热压的转化关系,详细研究了太阳风参数和日下点磁层顶张角对太阳风压力系数的影响,得到以下相关结论:(1) 在北向行星际磁场较大(B_z≥5 nT)时,磁层顶外侧磁压占主导,南向行星际磁场时磁层顶外侧热压占主导;(2) 太阳风压力系数随着行星际磁场的增大而增大,随着行星际磁场时钟角的增大而减小;并且在行星际磁场大小和其他太阳风条件相同时,北向行星际磁场时的太阳风压力系数要大于南向行星际磁场时的;北向行星际磁场时,太阳风压力系数随着太阳风动压的增大而减小,南向行星际磁场时,太阳风压力系数随着太阳风动压的增大而增大;以上结论是对观测结果的扩展;(3) 最后,我们还发现太阳风压力系数随着日下点磁层顶张角的增大而增大.     

日面方位磁场扰动和行星际磁场螺旋结构

文采用球坐标下2.5维理想MHD模型,对日球子午面内方位磁场扰动的传播进行数值模拟,重点分析它对行星际磁场螺旋角的影响. 本文认为,观测到的行星际磁场螺旋角大于Parker模型的预言值,是太阳表面不断向行星际发出同向方位磁场扰动的结果;太阳较差自转在太阳内部产生的方位磁场为这类扰动提供了源头. 模拟结果表明,采用持续时间等于周期的十分之一、扰动幅度为103nT量级的正向方位磁场扰动,就可使1 AU处行星际磁场的螺旋角增加2°左右,与有关观测结果相符. 模拟结果还表明,上述方位磁场扰动对日球子午面内的太阳风特性和磁场位形的影响基本上可以忽略.     

行星际磁场扇形结构对中低纬地磁场的影响

本文用特征向量分析法对1973年北京地磁台水平磁场强度H的时均值资料进行了研究,识别出了行星际磁场扇形效应对中低纬地磁场H日变化的贡献。研究结果表明,中低纬扇形效应约为3-5nT的数量级,分点月最大（～5nT）,冬季最小（～3nT）。当扇形磁场背离太阳时,扇形效应引起白天H增大,夜间减小;当扇形磁场朝向太阳时,H的变化相反。用第一特征向量推断行星际磁场的扇形极性,其符合率在两分点月份和夏季达到70％左右,冬季低于50％,暗示了冬季反向扇形效应的存在。     

日全食和地球物理

<正> 八十年代第一个春节,在云贵境内出现了日全食,这是本世纪内发生在我国的最后一次日全食。 日食不仅是天文学,特别是太阳物理工作者所关心的重大事件,而且也是地球物理、空间科学等的重要研究对象。长期以来,地球物理科学工作者利用地磁场短期变化和磁暴现象,曾预测有高空电离层和磁层的存在,并有效地区分太阳波辐射和粒子辐射。延续至今,诸如太阳风、M区和冕洞、行星际磁场扇形结构等等,均为众所关心的科学课题。     

磁扰的Kp类型与耀斑活动

本文提出了一种简易而又具有物理基础的根据K_p指数分类磁扰的方法,它考虑了急始及主相这两种基本过程之间的关系。 对1936-1958年期间各类磁扰与耀斑活动的统计关系,进一步证实作者以前发现的太阳活动与磁扰关系之间的南北及东西不对称性,也有证据表明,磁扰特性与活动区磁场类型及太阳扰动产物在行星际空间的传播速度有关。 作者提出了一种用行星际激波在螺旋行星际磁场中各向异性传播的图象,试图解释上述统计结果。     

太阳耀斑引起的地磁扰动与行星际参量的相关

本文讨论了耀斑发生前后的地磁指数与行星际参数之间的相关。结果论证了不同强度的K_p指数日频次是一种能很好反映行星际扰动特征的地磁指数。K_p=4.5级的中等扰动和K_p≥6级的强扰动和强烈扰动具有不同的变化规律,它们分别主要是由太阳风速和行星际磁场总强度增强所引起的从统计效应而言,A_p、AE和D_(st)指数对不同强度的扰动的响应是不相同的,AE和D_(st)指数对行星际参量的相关不如K_p和A_p指数的相关性好,利用地磁指数进行日地相关统计研究时必须注意到这种差别。     

2003年10～11月的大磁暴

分析了引起2003年10～11月发生的3个特大磁暴的太阳活动、行星际扰动以及中国东部地磁台链记录到的地面磁场变化。结果表明,这3个特别大的磁暴是由太阳质量抛射事件引起的。太阳向着地球喷发出的大量等离子体引起的强烈太阳风扰动和持续长时间的南向行星际磁场与磁层相互作用形成了特别大的磁暴。ACE卫星、GOES卫星以及地面地磁台站较完整地记录了这3次日地扰动传输过程。对于每一个磁暴,中国东部地磁台链记录到的H分量变化形态一致,纬度最高的满洲里地磁台H幅度最大,而其他台站的幅度与纬度无明显关系,这表明磁暴的发展不完全由赤道环电流引起,在这样强烈的磁暴期间,磁层内的电流体系非常复杂。     

行星际扰动对地磁活动的影响

利用第23太阳活动周中WIND和ACE资料,统计分析行星际扰动对不同水平地磁活动的影响,研究磁暴强度与不同行星际参数之间的相关性,结果发现:①从长期来看,地磁活动指数Dst与太阳风速度的相关性最好,相关性在太阳活动谷年时最高;②多磁暴时序叠加结果证实了导致小、中、强磁暴开始的经验行星际南向磁场条件,磁暴过程中行星际磁场...     

中近磁尾等离子体片统计特性研究

本文使用Cluster-C1卫星的CIS仪器和FGM仪器测量得到的质子通量数据和计算的β数据,判断Cluster卫星在地球磁尾不同位置位于等离子体片内的概率.使用2001—2004年7—11月的Cluster-C1数据,分别在行星际磁场南向和北向时,得出X-10RE区域内卫星位于等离子体片的概率在Y-Dz平面的分布图(Dz是卫星到中性片的距离).通过对比行星际磁场南向和北向时的卫星位于等离子体片的概率的分布图,我们发现等离子体片在行星际磁场南向时比在行星际磁场北向时要薄,并且这个效应在磁尾晨昏两侧比在午夜附近明显,同时我们还发现等离子体片在晨侧比在昏侧厚.     

地球扁率对天体引潮力影响的计算与分析

高精度天体引潮力计算中需要考虑地球扁率的影响.由DE421历表计算得到太阳系各个天体在GCRS中的坐标,基于天球参考系经典的岁差章动转换方法、IERS 2010规范推荐的转换参数以及IERS发布的EOP 08C04数据模型,在综合考虑影响天体坐标转换的各种因素(框架偏差、岁差、章动、地球自转、时间尺度转换、极移)改正后,得到天体在ITRS中的坐标,并由此计算得到1962年至2015年间地球扁率对各天体引潮力位和引潮力影响的具体数值.计算结果表明:地球扁率对天体引潮力的影响,对月球来说不超过1.8898×10~(-11) ms~(-2)(1.8898 nGal),对太阳来说不超过0.0018×10~(-11) ms_(-2)(0.0018nGal),对其他天体来说可完全忽略不计.地球扁率对月球、太阳引潮力影响的变化周期与相应天体的运行周期一致.     

太阳活动与地震有关吗?

一般认为,其它天体的活动,主要是太阳喷射粒子到达地球引起电离层浓度的变化及月球对地球大气的潮汐作用,是产生地磁日变、季节变化和11年左右周期变化的原因。在地震前后,人们经常观测到地磁场的异常变化。这种与地震有关的地磁异常变化,来源于何处呢?会不会同样是太阳等天体活动引起地磁的异常变化,而这种地磁的异常变化,又促使地震的发生     

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.     

TC-1卫星在近地磁尾观测到的持续尾向流、等离子体片变薄和偶极化过程

2004年7月14日TC-1卫星在近地磁尾(-9.3Re,-5.4Re,1.2Re)附近观测到了伴随有持续尾向流的等离体片变薄和偶极化过程.尾向流持续时间为32分钟.偶极化过程中磁场By分量没有明显变化.在偶极化过程发生两分钟之后,地面台站观测到的Pi2脉动.ACE卫星的观测表明行星际磁场有弱的南向行星际磁场（-2nT）,持续时间约55分钟.Imagine卫星在电离层区域没有观测到极光出现.和伴随有极光增亮的亚暴过程相比,南向行星际磁场明显较弱,且持续时间短.TC-1卫星和ACE卫星的联合观测表明尾部释能有大有小,并非达到某值才能发生.但能量小时,不能够引起极光亚暴.其次南向行星际磁场有可能与近地磁尾尾向流有密切关系.     

用三维运动学模式研究太阳暗条消失与行星际扰动

本文用19个行星际扰动事件为样本,采用三维运动学模式研究暗条消失事件（简称FD事件）与行星际瞬变扰动间的关系．太阳上的扰动源取行星际扰动前2-5d以内的所有FD事件,用势场模式计算得到的源表面磁场为背景,模拟每个扰动在行星际中的传播及其相互作用过程,观察扰动到达地球的时间和扰动大小．从模拟的结果来看,FD事件与行星际扰动事件有较好的对应关系,说明FD事件是行星际瞬变事件的一类重要的太阳源．19个事件中有2个没有对应的FD事件,5个模拟结果与观测结果相差较大,其余12个模拟结果与实际观测符合很好．这与过去这方面的工作有所不同,我们具体模拟了每个扰动事件的传播过程,同时考虑了扰动间的相互作用,包括扰动与共转流之间的相互作用,为太阳-行星际-地磁链天气过程的预报奠定了基础．     

大地震事件的一个可能的天文因素——太阳光球磁场

本文研究了世界大地震（M≥7）事件与行星际磁场扇形结构的关系,讨论了大地震事件与太阳光球磁场的关系,这意味着光球磁场通过扇形结构可能对事件起调节作用,可以设想光球磁场是日地活动中的一个根本性的调制源。     

激波在磁盔－电流片位场中的传播：（Ⅰ）激波与磁盔间的相互作用

利用新近获得的子午面磁盔－电流片背景太阳风稳态解，对激波从盔底沿电流片方向往外传播时与磁盔间的相互作用进行了数值模拟研究，重要新结果是：１．磁盔的存在使受扰介质速度跃变中央出现下凹，随着激波传出磁盔区并沿电流片方向传播，速度下凹逐渐减弱以致消失；２．激波将磁盔拉长并把盔顶的环形（垂直赤道面）磁场带到行星际空间，成为行星际磁场南向分量的来源之一；３．５个太阳半径（Ｒ⊙）内的磁盔部分将出现精细结构，沿盔外边界形成两条高速带，以及马蹄形密度（亮）环形结构等．这些结果表明，太阳附近高速等离子体与磁盔间存在重要的动力学相互作用过程，对行星际空间的太阳风三维结构有重要影响．     

日冕物质抛射与太阳粒子事件

本文介绍了２０多年来对日冕物质抛射与太阳粒子事件的关系和太阳粒子事件的源等方面的研究成果和进展。大量的研究表明，太阳粒子事件源于日冕物质抛射并被日冕和行星际激波加速和控制。在无耀斑源的日冕和行星际激波加速和控制。只有极少数产生太阳粒子事件，并且这些事件中多数为低能粒子事件。这些相关日冕物质抛射的共同特征是：无相关的强Ｘ射线爆发，产生的行星际激波速度较快，无激波加速，无Ⅱ和Ⅳ米波爆发。几乎所有的产生     

激波在磁盔－电流片位场中的传播：（Ⅰ）激波与磁盔间的相互作用

利用新近获得的子午面磁盔－电流片背景太阳风稳态解，对激波从盔底沿电流片方向往外传播时与磁盔间的相互作用进行了数值模拟研究，重要新结果是：１．磁盔的存在使受扰介质速度跃变中央出现下凹，随着激波传出磁盔区并沿电流片方向传播，速度下凹逐渐减弱以致消失；２．激波将磁盔拉长并把盔顶的环形（垂直赤道面）磁场带到行星际空间，成为行星际磁场南向分量的来源之一；３．５个太阳半径（Ｒ⊙）内的磁盔部分将出现精细结构，沿盔外边界形成两条高速带，以及马蹄形密度（亮）环形结构等．这些结果表明，太阳附近高速等离子体与磁盔间存在重要的动力学相互作用过程，对行星际空间的太阳风三维结构有重要影响．     

日冕磁场测量

磁场把太阳的各层大气耦合在一起,并主导着其中的各种物理过程,磁场的演化引发包括太阳爆发在内的活动现象,进而影响着地球的空间环境和人类的生存条件.要理解发生在太阳大气中的各种活动现象,离不开对其磁场的完整认知.然而目前对太阳高层大气尤其是日冕的磁场测量仍然严重缺失,这大大限制了人类对太阳活动的研究,制约了太阳物理和空间天...