热传导对太阳风中大尺度涡旋波的影响

在文献[1]中,我们提出了关于行星际磁场扇形结构起源的一种新理论,即它们可能是由赤道面上的大尺度涡旋波引起的。按照这种理论,扇形结构不是一种物质流,而是“密度”波;这样,不仅将太阳偶极子基本磁场与行星际磁场扇形结构较好地联系了起来,同时自然地解释了扇形结构随同太阳刚性共旋的观测事实。但是,在文献[1,2]中,我们选用了简化的太阳风一流模式,且未考虑粘滞性、热传导、Alfvén涨落及非球面膨胀的影响。然而空间探测结果表明,行星际空间中的等离子体并不是等温的,热传导的影响必需考虑,即应当采用包含较为严     

非均匀等离子体中磁流体力学间断的稳定性

在地球磁层、行星际空间以及星际空间中,存在着许多磁流体力学间断结构,例如磁层顶、行星际磁场的扇形边界、I型彗尾的边界、日球层顶等。很多作者已对这些磁流体力学间断的稳定性作过大量研究。在这些研究中,或者将定态场视为分区均匀的,或者考虑了过渡区或边界层中基态物理量在间断面法线方向上变化,这些假设都是对真实空间环境的一种     

太阳质子的上升时间、等效扩散系数和平均自由程

扩散系数K或者平均自由程λ是讨论宇宙线传播特性的重要物理参数。根据粒子在行星际空间传播的模型,分析太阳宇宙线事件资料,所求出的等效扩散系数或平均自由程,往往远大于根据粒子在随机场中散射的理论分析行星际磁场功率谱所定出的系数(称之为JC系数)。这种分歧的原因尚未得到合理的解释。我们曾经初步地讨论过这个问题。鉴于在     

太阳风速度的混沌现象

随着非线性动力系统理论的发展,分形理论已成为研究自然界复杂现象的一个有力工具.分形在空间尺度上存在的标度不变性,同样可以在时间尺度上存在.一些作者已应用此法研究了太阳黑子数和地球变化磁场等太阳和空间参量的分维和混沌特征.对于太阳和地球之间的广阔区域,太阳风速度是描述行星际空间动力学的重要参数.本文的目的就是试图利用由行星际闪烁(IPS)观测得到的太阳风速度资料,探讨行星际空间系统的分维和混沌性质.     

人类首次观测到“行星际激波”

<正>近日,美国宇航局(NASA)的一组航天器终于观测到了科学家搜寻多年的一个现象:行星际激波。据了解,NASA通过"磁层多尺度任务"项目(MMS)观测地球周围的磁环境。该项目依靠4枚相同的航天器合作绘制正在发生的空间现象。在该项研究中,科学家剖析了2018年1月在磁场中发生的这个特别有趣的现象——行星际激波,即不断从太阳流出的带电     

背景及扰动太阳风的太阳周变化——超声及无量纲参数

在日球空间宁静及扰动期间观测到的太阳风基本参数、粒子及能量密度和流密度具有不同的太阳周变化。其中,宁静日太阳风速度V、温度T、行星际磁场总强度B的年均值有明显的双峰太阳周变化,峰值出现在黑子极大年(1968)和冕洞极大年(1974)。但是扰动日年均     

地球磁尾两种不同类型磁结构形成机理

观测表明,横越磁尾等离子体片和尾瓣的磁场By分量正比于行星际磁场By分量,并且行星际磁场与等离子体团内By分量极性相同,因此磁尾等离子体团应该是一个三维结构。以两类磁静平衡解为初态。对亚暴期间磁尾动力学过程作二维三分量模拟研究。数值结果展示了By分量两类不同的演化特征,它们分别与具有通量绳核心的磁结构及类似于“闭合环”等离子体团型磁结构相对应。由此认为,亚暴期间在地球磁尾中出现不同拓扑位形的磁结构可能与具有不同By分量分布形态的磁场重联有关。     

太阳爆发的结构和机制研讨会在南京成功召开

正太阳爆发活动是指太阳大气中磁场的剧烈变化引起的各类等离子体加热、加速和辐射增强现象,主要表现形式为日冕物质抛射和太阳耀斑,前者可抛射出巨量的磁化等离子体至行星际空间;后者可在短时间内释放出大量的高能粒子与辐射.它们是导致日地空间灾害性天气事件的重要源头.太阳爆发的研究涉及到多个重要的科学问题,包括磁     

外太空可能比想象中明亮

近日,美国天文学家利用"新视野号"探测器(曾探访冥王星)上的摄像机测量了行星际空间的黑暗程度.他们发现,在距离太阳约64.4亿千米、远离明亮行星以及行星际尘埃散射光线的空旷太空,其亮度是预计的2倍左右.对此,最有可能的解释是,与模型显示相比,有更多亮度非常微弱的星系或星团提供了宇宙背景光.或者,甚至可能是其他星系中心的...     

太阳——地球物理学和它的未来

太阳—地球物理学是从研究太阳对大气层的电磁辐射和粒子辐射作用以及研究地球磁场而发展起来的。太阳—地球物理学最初研究电离层、磁暴、极光和太阳的闪光。目前,太阳—地球物理学包括许多发生在太阳大气中的现象,导致物质和能量经行星际空间向地球转移的复杂过程。众所周知,在电离层变化的各种类型与在行星际空间中太阳的起源过程是紧密相关的。类似的依赖关系表现在地球上的天气条件的变化。可惜,太阳—地球物理学不包括气象学。然而,人们还是研     

亚暴的卫星观测及其与SWMF模型的比较研究

利用密西根大学空间环境模拟中心的SWMF (space weather modeling framework)模型对亚暴事件首次进行预测模拟, 并结合Geotail和Cluster卫星数据对模拟结果进行了验证. 该亚暴事件发生在2004年9月28日22:08 UT时刻, 由美国宇航局IMAGE卫星极光观测仪器记录. SWMF能够有效地耦合磁层、内磁层和电离层区域, 由太阳风行星际磁场驱动. 研究表明, SWMF模型能较好地预测亚暴期间磁尾磁场和电离层电流大尺度的变化, 太阳风行星际磁场参数从ACE卫星到模型外边界的时间延迟方法的准确性对模型结果有较大影响, 最后对亚暴的触发机制进行了讨论并指出模型需要改进之处 .     

MHD模拟磁尾横断面结构与太阳风粒子注入机制

基于全球三维磁层MHD（Magnetohydrodynamics）模拟模型, 研究了行星际磁场（Interplanetary Magnetic Field, IMF）北向与南向时磁尾横断面（X=?18 R_E）的结构及等离子片的粒子注入机制. 模拟结果很好地符合一些已知的观测数据和经验模型. 从向阳面磁层顶IMF及重联后磁力线尾向运动过程的角度, 对磁尾横断面粒子热压力分布、磁力线投影、等离子片或电流片旋转、粒子流场分布等结构进行了合理的解释. 根据模拟得到的磁尾横断面结构, 及IMF北向与南向时磁力线投影显著不同的位形, 可以通过E×B漂移很好地说明不同IMF条件下, 太阳风粒子对磁尾等离子片的不同注入特性. 另外, 还通过磁尾横断面磁场梯度的计算, 说明了太阳风向等离子片粒子注入的晨-昏不对称性.     

塔斯社关於苏联第三个宇宙火箭运行的公报

根据预定的科学研究計划,自动行星际站上拍摄月球背面照片和向地球发送照片的仪器,在10月7日莫斯科时間6时30分,开始工作。为了拍摄月球照片,自动行星际站上装备有定向系統和带有自动加工胶卷的专門設备的传真仪器。拍摄时間选择在沿軌道运行的行星际站位于月球和太阳之間,而太阳照射月球背面70％的时候。这时,行星际站距月球表面六万到七万公里。自动行星际站上的定向系統发出特別号令,使行星际站的照象机鏡头对准月球的背面,并发出开动照象机的号令。     

高经度处Ⅲ型爆发源同行星际磁场线的关系

一、引言 近几年,太阳射电观测技术发展如此之快,以至于能在空间测量出0.03至1AU(2MHz—30KHz)处的Ⅲ型爆发源位置。在这方面的先驱工作者是Dulk等人。1980—1981年,他们用ISEE-3飞船上的射电天文接收机成功地测量出120个Ⅲ型爆发源的位置,从而得出了行星际磁场线的纬度分布,见图1。     

耀斑引起的激波在大日心距离处的传播

目前行星际激波的研究大多集中在距太阳1AU的空间范围,对于大日心距离(2—3AU以远)激波的研究尚停留在实验研究阶段,尚缺乏理论上的研究。根据大量的空间观测事实,我们初步认为行星际空间可以划分为具有不同动力学过程的三个区域:(1)近太阳空间——压缩-减速区。激波以大约2000公里/秒的高速进入太阳近空,声马赫数M》1,由     

太阳风、外空磁场及低能带电粒子探测之进展

自从1957年苏联发射第一个人造卫星以来,在空间物理方面最重要的成就无疑是内外辐射带的发现。辐射带的形成、结构,以及它的变化规律,是近年来空间研究最活跃的问题,它和外空介质磁场以及地磁场的分布有密切的关系。外空及行星际间介质是等离子体、带电粒子在磁场的作用下的行为以     

强磁暴期间场向电流分布及其对行星际条件的响应:CHAMP卫星观测

利用CHAMP卫星磁场测量数据, 研究2003年11月超强磁暴期间顶部电离层全球大尺度场向电流分布特征及行星际条件的控制作用. 结果表明: (1) 磁暴期间场向电流密度比平静期大大增强, 昼与夜及冬与夏半球不对称; (2) 发现沿纬度积分的场向电流密度主要受太阳风动力学压强而不是行星际磁场的控制; (3) 磁暴期间场向电流低纬边界向赤道扩展, 最低可达45°MLat; 向阳侧此扩展直接受南向行星际磁场Bz的控制, 相应的行星际-磁层-电离层作用时间尺度约25 min; 当南向IMF B_z小于&#8722;30 nT时, 场向电流朝赤道的扩展出现非线性饱和; 而在背阳侧, 这一扩展及恢复, 比行星际参数的变化滞后约3 h, 但与表征磁层环电流的Sym-H指数几乎同步变化; (4) 磁暴主相期间, 背阳侧强场向电流纬度分布范围达25°以上, 并出现多达10片以上的多电流片结构.     

不同行星际条件下磁层顶区的磁场位形

用二维可压缩MHD方法,模拟研究了不同行星际磁场(IMF)条件下背阳侧磁层顶的瞬时重联.在此基础上,提出了3个新的全球磁层顶重联结构模式.主要结果如下:1.IMF具有北向分量(B_(Iz)>0):不论IMF x分量是太阳向(B_(Ix)>0)还是尾向(B_(Ix)<0),在南北半球靠近极隙区的背阳侧磁层顶,各存在着一个磁场重联区.IMF和地球磁场在此区发生重联,形成x中性线.在x中性线尾侧,重联的磁力线都是张开的,两端都不与地球联接;在x中性线的地球向一侧,极隙区的地球磁场与IMF重联,在向阳     

中国科学院国家天文台太阳物理研究20年

中国科学院国家天文台自2001年成立以来,汇集了与太阳物理有关的创新研究队伍和观测基地,是我国规模最大的太阳物理研究群体,拥有理论研究、观测分析和设备研制等综合优势. 20年来,国家天文台成功运行着多通道太阳磁场望远镜和太阳射电宽带动态频谱仪等世界一流的观测设备,研制了全日面太阳光学和磁场监测系统及明安图射电频谱日像仪(Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER)等新一代观测设备,正在研制中红外太阳磁场精确测量观测系统(accurate solar infrared magnetic measuring system, AIMS)、我国首个空间太阳望远镜ASO-S(Advanced Space-based Solar Observatory)的有效载荷全日面磁场望远镜(full-disk magnetograph, FMG)、米波-十米波射电频谱日像仪和行星际闪烁射电望远镜等新设备.本文着重回顾近20年国家天文台研究人员取得的一系列开拓性研究成果或亮点研究进展,进一步展望未来我国太阳物理界将主要在太阳磁场、太阳射电和深空太阳探测方面进行的重点突破,推动在太阳和日地物理中解决科学难题,包括太阳磁场与太阳周的起源、日冕加热、太阳爆发起源及其对日地空间环境的作用和影响等.     

恒星大气磁流静平衡结构

在太阳大气可见层中观测到的长寿命结构绝大多数与磁场的某些空间不均匀性有关,故寻找磁流静平衡方程分析解或数值解,以解释宁静日珥、日冕环和宁静区磁场的研究一向受到重视。然而,太阳与恒星大气中磁流静平衡场的结构是复杂的。目前已找到的解尚不能对它