太阳耀斑的磁能释放机制

磁能是太阳耀斑的主要能源,但关于磁能的释放机制却众说纷纭.以往一些太阳耀斑模型或基于电流片的磁重联,或基于无力场的不稳定性,二者分别在磁能的储存和释放方面碰到困难.最近,胡友秋导出一类具奇异电流密度面(一种电流密度趋于无限但磁场连续的弱间断)的局地四极无力场解,证明该奇异电流密度面稳定,提出奇异电流密度面发展到一定程度出现的电阻耗散和不稳定性,有可能触发无力场的磁能释放,导致耀斑发生.本文采     

耀斑激波的各向异性传播

对飞船观测和行星际闪烁记录的分析表明,耀斑激波的最快传播方向偏离耀斑法线:在赤道面内朝东偏转,在子午面内偏向日球电流片.即便扣除背景太阳风的对流效应,上述非对称传播特征仍然存在.可是,迄今对日球赤道面内耀斑激波的数值模拟给出的最快激波传播方向几乎与耀斑法线平行,与观测结果相左.本文将证明,适当修改下边界的激波引入方式,可以获得最快传播方向东偏之结果. 既然耀斑源区随太阳自转,采用共转坐标系比较方便.在该坐标系中,日球赤道面内的理想 MHD二维平面流动满足如下方程:     

磁流体力学数值模拟中的伪重联

在磙流体力学数值模拟中经常要引入对称边界,而对称边界条件的设定通常有２种方法：第一种是采用正常网格,对称轴位于第一列格点上;第二种是采用开拓网格,即将正常网格错开对称轴半格。发现采用开拓网格时,即使电阻为０,磁力线仍能重联,并导致其他非物理结果;采用第一种网格则可避免这些非物理结果。因此建议在磁流体力学数值模拟中采用正常网格,并指出磁中性线上格点的对减小数值电阻至关重要。     

日地空间中的大尺度涡旋波

本文研究日地空間中大尺度渦旋波的特征。結果表明,在日地空間中大尺度渦旋波依然存在,且其色散关系与文献[1]—[3]中相类似。因此,仍可应用我們的渦旋波模型来解释行星际磁場的扇形結构。     

行星际压力扰动传播的数值研究

采用一维时变ＭＨＤ模型，系统地研究了压力扰动在行星际空间的传播．结果表明：（１）压力扰动在行星际空间发展成为快激波对和接触间断，其中密度扰动和持续时间较短的温度扰动，可能导致慢激波的形成；（２）激波和接触间断的强度随扰动幅度的增长而变强，形成位置则随扰动持续时间变短而提前；（３）随着扰动持续时间的增长，快激波强度增强，慢激波强度反而减弱；（４）快激波主要受温度扰动控制，而慢激波则主要受密度扰动控制．