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本文作者用北京天文台太阳磁场望远镜获得的日面边缘冲浪视向速度场资料，讨论了冲浪结构和其足部附近环绕等离子体物质的运动形式。本文指出：冲浪足部的环向振荡运动很可能是冲浪抛射过程中，电子和离子的扩散产生的宏观振荡电场以及在该电场作用下带电粒子的漂移运动引起的。 相似文献
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我们利用紫台1981年5月16日获得的发生在MW.No.22278复合群(N12°、E14°)的一个双带质子大耀斑的高分辨黑子白光和H_α色球资料,讨论了这个大耀斑发生前8小时和大耀斑初相时光球和色球的变化,分析了浮现磁流、冲浪、暗条爆发与耀斑开始的关系,发现中性线旁异极性磁流的生长产生的冲浪造成了中性线处暗条的扰动和爆发,并导致了大耀斑。从而验证并扩充了浮现磁流的耀斑模型。 相似文献
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为了解释太阳观测中磁流浮现形成活动区的主要特征——AFS弧顶的上升运动和弧脚的下沉运动,谱斑,Ellerman炸弹等,我们采用了MHD-Lagrangian数值模拟法计算了重力分层(压力密度指数递减),太阳大气中同基底磁场反向和同向的磁偶极子从光球下浮出时产生的动力学演化过程.计算证明:反向的偶极子会导致流体产生会聚和下降运动,为了能让反向偶极子浮出必须适当增压,演化的结果形成电流片,因而有可能引起如Ellerman炸弹等小型爆发现象.还证明了:在浮现处一定产生加热增温,即导致谱斑发亮现象.在弧顶气体是上升运动,速度小;弧脚处气体作下降运动,速度较大,这主要是重力分层气体压力密度非均匀引起的,和Brunt-Vaisala振动有同一的起因.我们还模拟了通常活动区形成时的初期现象:1500高斯强磁偶极子浮进100高斯的弱光球色球基底场时产生的动力学现象.计算表明:为了不致产生激波必须减压浮出,即类似于黑子降温式的浮现,浮现时间应是小时的量级,浮现后确实在色球里导致强的电流片,当这电流片升至低日冕后,会成为Heyvaerts,Priest等人期望的耀斑发生源,因而浮现过程有可能是耀斑储能和触发机理之一.另外我们利用计算结果试解释了北京天文台怀柔站的磁流浮现资料,即文[1]和文[2]的一些分析结果。 相似文献
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定点在日-地(月)系L1点附近的探测器的发射及维持 总被引：1，自引：0，他引：1
在限制性三体问题中共线平动点附近的运动虽然是不稳定的,但可以是有条件稳定的,该动力学特征使得一些有特殊目的的探测器只需消耗较少的能量即可定点在这些点附近(如ISEE-3、SOHO).以日-地(月)系的L1点为例,根据其附近的运动特征,探讨定点探测器的发射与轨道控制问题,给出了相应的数值模拟结果,为工程上的实现提供理论依据. 相似文献
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St(a)ckel引力势是一类最普遍形式的可分离势.具有St(a)ckel形式的星系是完全可积系统,即其中的恒星轨道都是规则的,其运动积分可以解析求出.运动积分——特别是作用量(J,一种特殊的运动积分),能简化恒星运动的描述;研究星系中恒星的运动学和动力学的重要途径是作用量空间,比如使用以作用量作为参量的分布函数f(J... 相似文献
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关于星座小卫星的编队飞行问题 总被引：3，自引：0，他引：3
从轨道力学角度来看星座小卫星编队飞行和星星跟踪中的伴飞，遵循着如下动力学机制：(1)在各小卫星绕地球运动过程中轨道摄动变化的主要特征决定了星-星之间的空间构形，(2)当星星之间相互距离较近时，在退化的限制性三体问题(实为限制性二体问题)中，共线秤动点附近的条件周期运动亦可在一定时间内制约星-星之间的空间构形．将具体阐明这两种动力学机制的原理和相应的星星之间的相对构形，并用仿真计算来证实这两种动力学机制的适用范围，为星座小卫星编队飞行和在伴飞运动过程中进行轨控提供理论依据和具体的轨控条件． 相似文献
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利用国际联测和综合处理 ,得到昆明GPS站地壳形变速率每年以( -4 .3± 0 .5)mm下沉趋势 ,水平分别以 3 7.5mm ,方位 1 47°± 1 .°5运动。利用最新国际地球自转服务 (IERS)发布的国际地球参考架ITRF2 0 0 0速度场 ,建立最新反映全球板块模型 ,基于最新的ITRF2 0 0 0地球参考架和欧亚板块的欧拉矢量 ,估计得到昆明站的地壳垂直形变速率为每年 -0 .0 1mm呈下降趋势 ,水平形变速率为每年 ( 8.1± 0 .2 0 )mm ,方位 1 3 7°± 1 .°5;并进一步分别基于几百万年地质地磁模型NNR -NUVEL1A和ITRF96、ITRF97模型的欧亚板块的欧拉矢量 ,得到较一致的结果 ,说明全球板块运动稳定性与模型的可靠性。本文基于不同板块模型分析了昆明GPS站相对于欧亚板块运动 相似文献
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AR5060是No.Ⅳ联测期中的第二个目标活动区。它从1988年6月25日东边缘初现到7月8日转出西边缘消失的14天中,黑子群一直保持最复杂的FKC、EKC型和最复杂的BGD磁型。6月29日黑子群面积发展到3000面积单位,是第22周以来第一群最大的黑子(更大的是1989年3月的AR5395,面积达3600单位)。该活动区的黑子群发生过强烈的运动和磁性重联。似乎具备发生强烈大耀斑的位形特征和动力学条件,可是在这期间,全球耀斑监测所观测到的120多个耀斑(据SGD)中,亚耀斑占81％,1级耀斑占15％,2级耀斑只有3个占4％,而且这3个2级耀斑的X射线级别只达到M6.5,M9.2,M3.9,没有一个达到X级。 在AR5060活动区耀斑活动高峰期的6月28日,29日,30日和7月1日这四天中,云南天文台26CM太阳望远镜观测到其中一个2B/M6.5耀斑(1988年6月29日0737UT)、几个1级耀斑和其它许多亚耀斑。从黑子群和色球单色照片上作耀斑发生点同黑子相对位置的比较,结果是出乎意料的,在结构复杂、运动剧烈的黑子群内部发生的都是小耀斑,而3个2B/M级耀斑都发生在黑子群以外只有卫星黑子浮现和消失的时期和地点。 相似文献
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本文主要介绍了1989年8月16、17日用本台太阳光谱仪的狭缝监视装置拍摄的AR5629活动区边缘Hα色球局部放大像系列资料概况。 16日拍摄到2N级耀斑的初相、极大以及耀斑冲浪,冲浪以50—180km/s的速度将物质抛出日面之外。随着耀斑面积增大,其形状也随着变化,可以看到有多层次环状 相似文献
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目前,对大质量恒星形成的初始条件不很清楚,特别是大质量恒星是否形成于星团中心仍有争议.有人从时标上考虑,认为嵌埋星团的质量分层现象意味着大质量恒星只能在星团中心诞生.利用Monte Carlo方法对嵌埋星团的动力学演化进行了数值模拟,并与观测进行了比较.假设初始时刻大质量恒星随机分布,一定比例的嵌埋星团因为大质量恒星的随机运动,在演化的某个时刻会呈现暂态质量分层,其中一部分相当明显.这说明,大质量恒星在中心形成并非嵌埋星团质量分层现象的唯一解释.此外,气体的动力学摩擦能有效地减小动力学质量分层的时标,从而增大暂态质量分层的概率. 相似文献
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太阳耀斑是太阳大气中最为剧烈的活动现象之一,涉及到很多复杂的物理过程,包括快速的能量释放、等离子体的不稳定性、高能粒子的加速和传播、耀斑大气辐射和动力学变化、物质的运动和抛射现象等. 相似文献
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介绍了地球自动力学中的两个目前正在研究的问题，1．Chandler摆动的随机激发，在分析Chandler摆动各种激发的可能性后，认为随机运动是最可能的激发源，在此基础,提出了一个Chandler摆动激发的动力学模型，并从理论和数值模拟两方面对此模型做了统计分析研究，描述了今后对此问题的研究思路，2．地球内部动力学是目前国际地球动力学界的一个热点研究课题，介绍了它的现状和最近的发展动态以及准备在这方面开展研究工作的打算。 相似文献
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由中国天文学会天体力会专业委员会举办的“太阳系小天体的运动”讨论会于1992年6月27日—30日在吉林省长春市中国科学院长春人造卫星观测站召开。何妙福任该讨论会的科学组织委员会主席,李玉林为地方组织委员会主席。来自中国科学院、高等院校8个单位共28名代表提交综述报告和学术论文共25篇,其中邀请报告6篇。 这些报告的内容涉及太阳系里小行星、流星、自然卫星和人造卫星多种小天体的运动理论以及轨道确定方法和技术;轨道共振和混沌现象;动力学 相似文献
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射电望远镜天线伺服控制系统中的非线性特性, 对系统动力学特性辨识有着显著的影响, 会提高辨识难度, 增加辨识模型的复杂程度. 系统非线性特性的测量与补偿也会增加系统辨识工作量. 针对上述问题, 提出了一种基于非线性采样数据的线性重构方法, 用于动力学特性建模. 通过提取原采样数据的相位与幅值, 对受到噪声与非线性畸变影响的系统采样数据进行线性重构, 降低待辨识模型的复杂度. 搭建了半实物实验平台, 以平台实际采样为基础, 重构线性数据, 利用奇异值法与自回归神经网络评估并辨识平台动力学模型. 实验结果表明, 建模数据奇异值拐点从100阶下降至40阶, 仅用10个神经网络节点200次训练即实现了模型辨识. 相似文献
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