无碰撞阿尔文波加热在决定太阳过渡区模型中的作用

本文根据波与介质相互作用的一套全MHD方程组,计算了无碰撞阿尔文波波能密度W和波能耗散项E_m,在太阳过渡区和内冕大气中随高度的分布。 计算结果表明:对于温度、密度偏低的大气,在过渡区底部几十甚至几百公里范围内,无碰撞阿尔文波的耗散引起的对大气的加热可超过热传导的贡献。从而说明这种阿尔文波的加热似乎是引起温度、密度偏低的大气(例如冕洞大气)在过渡区中温度陡升的重要原因。     

动力学阿尔文波的非线性波-波相互作用及其在日地空间等离子体中的应用

动力学阿尔文波是垂直波长接近离子回旋半径或电子惯性长度时的色散阿尔文波,在等离子体粒子加热、加速或反常输运等现象中能起重要作用.因此,在各类天体和空间等离子体环境中动力学阿尔文波的特性也一直是引起人们广泛兴趣和倍受关注的研究课题.本论文系统、深入地研究了不同等离子体环境下动力学阿尔文波的非线性波一波耦合相互作用过程,特别是对不同环境下波一波耦合导致的动力学阿尔文波非线性生长率进行了细致的分析.     

太阳大气中动力学阿尔文波的产生与加热研究进展

动力学阿尔文波是垂直波长接近离子回旋半径或者电子惯性长度的色散阿尔文波.由于波的尺度接近粒子的动力学尺度,动力学阿尔文波在太阳和空间等离子体加热、加速等能化现象中起重要作用.因此,动力学阿尔文波通常被认为是日冕加热的候选者.本研究工作深入、系统地调研了太阳大气中动力学阿尔文波的激发和耗散机制.基于日冕等离子体环境,介绍了几种常见的动力学阿尔文波激发机制:温度各向异性不稳定性、场向电流不稳定性、电子束流不稳定性、密度非均匀不稳定性以及共振模式转换.还介绍了太阳大气中动力学阿尔文波的耗散机制,并讨论了这些耗散机制对黑子加热、冕环加热以及冕羽加热的影响.不仅为认识太阳大气中动力学阿尔文波的驱动机制、动力学演化特征以及波粒相互作用提供合理的理论依据,而且有助于揭示日冕等离子体中能量储存和释放、粒子加热等能化现象的微观物理机制.     

阿尔文波与太阳黑子谱线轮廓

本文在文[7]的基础上进一步研究阿尔文波对太阳黑子非磁敏谱线FeIλ5691.505和λ5434.534的作用,发现波动所引起的谱线振荡和轮廓变形都不容忽视,但不同谱线所受影响的程度可以相差悬殊。我们在考虑阿尔文波作用的情况下,计算上列两条黑子谱线的理论轮廓并与观测对比,由此初步证实阿尔文波的传播是黑子的致冷机理。     

太阳风中阿尔文波的研究进展

阿尔文波在太阳风中普遍存在,对其中等离子体的加热与加速有重要意义.从太阳风中的结构、太阳风湍流、太阳风全球模型、等离子体不稳定性(参量衰变不稳定性和火蛇管不稳定性)、太阳风的加热与加速等方面,总结了近年来太阳风中阿尔文波相关的研究进展.结合目前的研究趋势,从亚阿尔文速太阳风、太阳风全球模型和太阳源区3个方向展望了未来阿尔文波的相关研究.     

太阳周围的慢激波与Alfvén起伏通过它的变化

本文处理了阿尔文(Alfven)起伏通过磁流体慢激波的变化.在阿尔文起伏源于太阳和太阳周围(2—6R)可能存在驻慢激波的前提下,分析了阿尔文起伏通过太阳周围的慢激波的情形,结果表明:(1)中性片附近低纬区是阿尔文起伏可以无条件通过的(或小)畸变区;(2)远离中性片高纬区只是低阿尔文马赫数时(M 0.3)的小畸变区;(3)阿尔文起伏源于太阳、太阳周围可能存在慢激波与空间观测到阿尔文起伏这三者是相容的,从而为太阳周围可能存在慢激波这一假设提供了一种间接支持.     

定量化无碰撞等离子体中波粒相互作用的理论研究

在无碰撞等离子体中,波粒相互作用会引起电磁场与粒子之间能量转移,其结果之一是重塑粒子速度分布函数.因而,如何定量化波粒相互作用是日球层和天体等离子体研究中的一个基础问题.近年来,在定量化波粒相互作用问题的研究中,取得了很多重要成果.将主要介绍相关理论研究上的进展,特别是,将重点介绍新近提出的度量共振和非共振波粒相互作用的理论方法.还将介绍该方法在度量内日球层阿尔文模式波、质子束流不稳定性和电子热流不稳定性中波粒相互作用上的应用.     

黑洞双星的B型QPO频率与幂律通量的相关性的解释

观测表明, 黑洞双星的B型准周期振荡(Quasi-Periodic Oscillation, QPO)频率与幂律通量之间存在正相关性. 试图基于阿尔文波振荡模型定量解释该相关性. 标准薄吸积盘辐射通量极大值处的阿尔文波振荡产生QPO. 标准薄盘上的软光子与冕或喷流基部的热电子介质发生逆康普顿散射产生幂律通量. 通过吸积率的连续变化, 得到QPO频率与幂律通量关系的分析解和数值解. 模拟得到的相关性在合理的参数范围内与观测值相吻合. QPO频率与幂律通量的正相关性可以理解为, 较强的磁场导致较高的阿尔文波频率和较高的电子温度从而得到较高的幂律通量. 结果表明B型QPO可能与吸积盘或喷流中的环向磁场的活动有关.     

基于迭代分形法的大气波前仿真

大口径望远镜受大气湍流的影响,光学分辨率远远小于其自身光路所决定的衍射极限。为了相应的自适应光学系统设计,首先有必要对大气波动进行仿真以提供环境数据。通常的大气波前仿真方法需要通过计算结构函数,得到功率谱函数,进而得到仿真波前,但该方法存在计算速度慢,中间变量存储空间大的问题,给大口径望远镜或者长时间仿真带来很大不便。介绍了一种可行的基于迭代分形法的波前仿真方法,复杂度达到O（N）,可以大大提高波前仿真的速度。     

用粒子模拟方法研究离子声波

<正>向传播朗缪尔波被离子声波散射是太阳射电Ⅲ型暴基波和谐波激发的重要过程.使用粒子模拟方法对电子束流激发朗缪尔波的过程进行了模拟,同时对产生的反向朗缪尔波、朗缪尔波2次谐波和朗缪尔波通过非线性过程产生的离子声波的性质进行了分析研究.为了更好地研究离子声波,模拟时单独计算了由离子扰动引起的电场.模拟计算了不同初始参数下产生的离子声波强度,发现离子的温度和质量对离子声波的产生有重要作用,验证了反向朗缪尔波与离子声波的相关性.同时在模拟中验证了朗缪尔波的衰变过程,确认了离子声波对反向朗缪尔波的放大作用.     

基于先验信息的空间碎片探测方法

提出了一种基于先验信息的空间碎片图像探测方法.该方法通过先验信息,在图像中碎片星像的邻域设置波门,计算波门内的局部背景阈值,辅以相关的判据识别目标.随后使用矩方法计算碎片质心相对波门中心的偏离值,通过线性平移计算碎片质心在整幅图像中的位置.实验表明:该方法复杂度低、便于实现、实时性好,可以高效、准确地探测空间碎片,比较精确地确定碎片的质心位置.     

射电喷流中相对论电子束激发的不稳定性

本文作者用相对论电子束在等离子体中运动时的色散关系讨论了纵向传播的波模的稳定性，发现静电Ｌａｎｇｍｕｉｒ波和Ａｌｆｖｅｎ波是不稳定的，并计算了其增长率，而高频电磁模和硝声模是稳定的。相对论电子束激发的Ｌａｎｇｍｕｉｒ波和Ａｌｆｖｅｎ波的不稳定性可用于解释射电喷流中相间的热斑、粒子再加速、辐射机制以及能量传输问题。     

三维旋涡星系的动力学研究

在三维对数螺线型密度扰动的引力Poisson方程严格解基础上,导出了对称平面(z=0)上三维混合盘密度波的色散关系,并以此讨论了对于不同类型扰动盘的局域稳定性,同时还计算了盘面上密度波的群速度．数值计算表明对数螺线型密度扰动,能比较好地满足扰动密度与扰动势反相位的关系;厚度和旋臂数目的增加有利于盘的稳定,而气体成分将导致盘不稳定;考虑厚度效应,银河系密度波传播的动力学时标与Toomre估计的数值相比将大大延长,至少需要4．17×109年,约占宇宙年龄的三分之一,从而可使以往密度波理论中得出的群速度太大的问题得到缓解．     

太阳Ⅳ型分米波爆的非线性散射机制

本文提出了一种IV_(dm)型爆发的非线性散射机制和其频谱的理论计算方法.假设被捕在磁镜(IV_(dm)爆发源)的非热电子是由损失锥间隙分布所组成.非热电子(E≈500keV)激发等离子体波,经离子上的非线性散射而转换成Iv_(dm)爆发的横波.理论计算的频谱与观测符合较好,两者比较得到非热电子在源中随高度的分布以及总的IV_(dm)爆发源中的非热电子数为10~(32).另外,朗谬尔波对背景热电子有加速作用,计算v≈24vf_e的一个热电子可加速到约6MeV.可见朗谬尔湍动对电子加速是很有效的.     

波片相位延迟的光强测量法研究

通过Mueller矩阵运算,推导出采用接收光强的方法计算波片相位延迟的唯一表达式,并由此总结归纳出4种测试波片延迟的方法,发现目前发表的多种光强测量法都可归纳为该4种中的一种.文中给出了这4种方法的测试原理,并对各方法中方位角误差带来的测量误差进行了分析及比对,给出不同方法所适宜的测试对象.     

基于碰撞海啸理论的多环盆地形成模型

采用初始扰动为抛物面形弹坑情况下的浅水波理论,对多环盆地形成的海啸模型进行了讨论,得出了计算环位置的公式.通过计算月球上三个多环盆地(东海、莫斯科海和南澄海)的环位置并与观测数据进行比较可看出海啸模型仅适用于主环(第Ⅳ环)之内,该环也标志着挖掘盆地的边缘和液化区域的结束边界.此外,在假定液化深度相同的情况下,与初始扰动为冲击压情况下的浅水波理论得出的环位置公式进行比较,可以发现利用初始扰动为抛物面形弹坑计算出的盆地达到目前状态所需的时间小,这个时间差可解释为从撞击开始到形成抛物面形瞬时弹坑所需的时间.     

脉冲型耀斑中阿尔芬波湍流加速3He和重离子机制探讨

基于在^3He丰富事件中，高能^3He和重离子具有相似的幂律谱分布这一观测结果，通过数值求解Fokker-Planck方程，探讨经阿尔芬波湍动速后的离子分布随时间的演化特征。计算结果表明：加速源区的等离子体密度和阿尔芬波湍动能量密度对粒子能谱分布起主要作用，如果取加速源区等离子体密度n=(0.1-1)10^10cm^-3、磁场强度B=50-100Gs、湍动能量密度为0.4-2ergs cm^-3，则在1秒左右的时间内，湍动阿尔芬波能够将^3He和重离子加速到10MeV/nucleon量级，能谱指数为2.0-3.5。理论计算与观测结果基本一致。     

太阳射电快速频漂和偏振逆转波的传播解释

本文研究了寻常波和非常波在线性传播条件下，对快速毫秒级spike的时延、频漂和偏振逆转的影响．计算表明，在（20－40）×Baumbach－Alien的电子密度分布下，由于传播产生的时延，偏振逆转等约为30－300ms，这与观测结果在量级上是一致的．这说明在快速活动中传播效应是一个重要的因素．     

太阳射电快速频漂和偏振逆转波的传播解释

本研究了寻常波和非常波在线性传播条件下，对快速毫秒级ｓｐｉｋｅ的时延、频漂和偏振逆转的影响。计算表明，在（２０－４０）×Ｂａｕｍｂａｃｈ－Ａｌｌｅｎ的电子密度分布下，由于传播产生的时延，偏振逆转等约为３０－３００ｍｓ，这与观测结果在量级上是一致的。这说明在快速活动中传播效应是一个重要的因素。     

旋涡星系密度波理论中Poisson积分的简化及应用

本文给出了旋涡星系密度波理论中Poisson积分的一种简化方法。这一简化的最重要应用在于利用它计算旋涡模式时可节省大量计算机时。此外本文还利用这种简化方法对一系列密度——引力势渐近关系进行了系统的数值检验。 用这一简化方法计算核函数比用未简化的核函数形式直接计算节省机时八十四倍。当在数值模式理论研究中大量计算Poisson积分时,应用本文提出的简化将有效地提高计算效率并保证足够高的精度。