一次全省性强雷暴天气的地闪特征

2009年6月26日浙江出现全省范围的雷暴天气,此次过程中出现的地闪频数是自2006年闪电定位系统建立以来出现最多的一次。利用闪电定位实测资料、加密雨量站雨量实况以及多普勒天气雷达产品,对这一过程的地闪特征进行了分析。结果表明:此次地闪以负地闪为主,负地闪广泛分布于25～55dBz雷电回波区域内,而正闪多出现在25～35dBz回波中;地闪多出现在回波发展和前进的一侧,且密集分布在回波的梯度最大处,强回波中心处地闪较少出现;在回波开始减弱到中心强度为35dBz左右的区域没有地闪发生。地闪频数与全省过程累积降水量有很好的相关性,地闪的出现及其频数的增加意味着影响某地的强对流风暴正在发展或正向本地移来,对于单站来说雨强峰值滞后于地闪频数峰值半个小时以上,对于全省累积降水量则提前1～2h。因此地闪资料可以作为强对流天气的短时强降水预报的预警依据。     

一次雷击火灾事故个例调研与分析

<正>1"6.3"乙烯厂雷击火灾事故概况2008年6月3日18:20左右,茂名地区开始转为雷暴雨天气。18:56,茂名石化乙烯厂裂解车间2号装置发生火灾,火势于当日20:30基本被控制,于21:50彻底被扑灭。火势烧毁装置的部分管线和设备,无人员伤亡,没有造成环境污染,茂名乙烯厂的     

基于ADTD系统的雷电流波头陡度频率分布特征

通过对ADTD闪电定位系统2006 2008年在重庆地区监测的729598次闪电进行统计,重点分析雷电流陡度的频率分布特征。结果表明:雷电流波头陡度及其频率随极性不同而差异较大,正闪陡度明显大于负闪陡度,而同陡度负闪频率却显著大于正闪;雷电流幅值与陡度相关系数为+0.613;采用电力行业标准DL/T620推荐波头时间反推得到的雷电流陡度和采用Ciger推荐公式计算得到的雷电流陡度的概率分布特征与统计特征差异较大。在此基础上分析了ADTD系统获取雷电流陡度资料的局限性,为合理选取雷电流陡度参数提供理论依据。     

基于雷击分类体系的雷电电位差效应分析

鉴于雷击分类目前缺乏完整的体系,根据雷击危害方式对雷击进行了综合研究,将间接雷击分为两大类,由此提出了"雷电电位差效应"。对雷电反击、雷电地电位上升、雷电旁侧闪络等效应进行了阐述,并单独对接触电压和跨步电压进行分析。介绍了雷电电位差效应的防护方法,对安全距离做了说明。研究了雷电电位差效应与人身伤害的关系。分析表明:雷电电位差效应主要包括雷电反击、雷电地电位上升、雷电旁侧闪络以及与人身伤害有关的接触电压和跨步电压;雷电电位差效应的防护方法主要包括躲避、等电位连接和保持足够的安全距离。     

华北飑线系统中地闪活动与雷达回波顶高的关系及预警指标

选取代表华北地区经常出现的三类飑线系统--拖曳层状型(TS)、先导层状型(LS)、平行层状型(PS)的3次强雷暴过程为研究对象,利用天津塘沽多普勒雷达资料、京津冀ADTD型地闪监测网资料和北京探空资料,在对资料进行全面质量控制的基础上,运用粗网格化分析方法,分别以飑线系统整体和飑线系统上局部的强回波块为研究对象,探讨6分钟内地闪频数与雷达回波顶高的关系,找寻雷电预警指标.结果表明:3次过程中,出现在云顶达到8～12km 对流云塔中的地闪频数分别为85.8%、78.9%和80.5%;无论是在飑线系统整体,还是飑线系统上强回波块中,6分钟内地闪频数与对流云回波顶高高于11km或12km的回波面积有正相关关系;而且在飑线系统内的地闪活跃区,回波顶高高于11km的回波面积对地闪活动激烈程度具有预警意义.     

广州地区雷暴过程云-地闪特征及其环境条件

应用雷电定位系统和高空观测资料并结合雷达回波资料, 对广州地区雷暴过程云-地闪特征进行分析, 并就有、无云-地闪出现的两组不同对流天气过程的环境条件进行了比较研究。结果表明:广州地区的雷暴过程以负的云-地闪为主, 负云-地闪所占比例在90%以上。云-地闪发生频率与雷暴系统强度演变有直接联系, 对于同一系统来说, 随着系统回波强度的增强, 云-地闪发生的频率也增高。但不同系统中, 云-地闪发生频率有很大不同, 回波强(弱)的对流系统并不意味着云-地闪发生的频率就高(低)。有云-地闪记录的对流天气过程具有更大的垂直切变、更高的相对风暴螺旋度以及更多的对流抑制能量, 云-地闪现象更易于出现在更加有组织和更强的对流系统中。研究还发现广州及周边城市区域对雷暴系统回波强度及云-地闪现象可能有影响, 两个典型个例分析表明, 雷暴系统移经城市区域时回波强度减弱, 云-地闪发生频率减小, 雷暴移过城市区域后, 强度可重新加强, 云-地闪发生频率增大。     

2007年深圳市雷电灾害气候特征分析

通过对2007年深圳市雷电气候特征、雷电密度分布、重要雷电天气过程分析和雷电灾害情况分析,探讨雷电发生的天气背景以及致灾的成因,为雷电预测预警技术提供科学依据.     

雷电防护技术在现代建筑中的应用

针对建筑物遭受雷击的危害及方式,探讨建筑工程设计与施工中应采取的各种防雷措施,以及防雷装置安装与使用中值得注意的问题.     

野外组装可移动式防直击雷装置的研究

通过对9m×9m的实际接地网进行计算,对于二类和三类防雷建筑物,可以应用当环形接地网的等效面积大于78.5m2后,采取不计接地网接地电阻的设计方法来实现野外可移动式接地网设计,并将避雷针和避雷线组合的接闪器设计成标构件,方便组装,实现野外组装可移动式防直击雷装置.     

New magnetic field measurements of β Cephei stars and slowly pulsating B stars

We present the results of the continuation of our magnetic survey with FORS 1 at the VLT of a sample of B‐type stars consisting of confirmed or candidate β Cephei stars and Slowly Pulsating B (hereafter SPB) stars, along with a small number of normal B‐type stars. A weak mean longitudinal magnetic field of the order of a few hundred Gauss was detected in three β Cephei stars and two stars suspected to be β Cephei stars, in five SPB stars and eight stars suspected to be SPB stars. Additionally, a longitudinal magnetic field at a level larger than 3σ has been diagnosed in two normal B‐type stars, the nitrogen‐rich early B‐type star HD 52089 and in the B5 IV star HD 153716. Roughly one third of β Cephei stars have detected magnetic fields: Out of 13 β Cephei stars studied to date with FORS 1, four stars possess weak magnetic fields, and out of the sample of six suspected β Cephei stars two show a weak magnetic field. The fraction of magnetic SPBs and candidate SPBs is found to be higher: Roughly half of the 34 SPB stars have been found to be magnetic and among the 16 candidate SPBs eight stars possess magnetic fields. In an attempt to understand why only a fraction of pulsating stars exhibit magnetic fields, we studied the position of magnetic and non‐magnetic pulsating stars in the H‐R diagram. We find that their domains in the H‐R diagram largely overlap, and no clear picture emerges as to the possible evolution of the magnetic field across the main sequence. It is possible that stronger fields tend to be found in stars with lower pulsating frequencies and smaller pulsating amplitudes. A somewhat similar trend is found if we consider a correlation between the field strength and the v sin i ‐values, i.e. stronger magnetic fields tend to be found in more slowly rotating stars (© 2009 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim)