级联激波触发的太阳耀斑理论

随着观测特征不断积累和丰富,太阳耀斑的理论模型也越来越多。空间观测的结果似乎只要求活动区磁场是双极拱形,与大量的电流片模型不一致。耀斑过程可能并不总是一种机制。本文从理论上进一步讨论太阳耀斑的级联爆发模型。对流区的波动能量转换为活动区的横向磁场能量,由于扭转不稳定性使磁能释放,并转换为激波动能,活动区激发的级联     

太阳耀斑产生前的Hα红移速度场

太阳耀斑是太阳大气中剧烈的动力学事件.在耀斑脉冲相期间,由发射光谱谱线的红不对称性计算所得的Doppler速度已经得到了广泛的研究.Fisher通过数值模拟计算认为,红不对称性是由于色球压缩区的向下运动所致.但是,在耀斑事件之前是否存在谱线的红不对称性?它与耀斑的发生是否存在着必然的联系?这对耀斑的研究和预报有着十分重要的意义.艾国祥等人对1989年太阳AR5395活动区的28次耀斑事件的观测结果进行归纳,认为:耀斑出现在0.5—2h之前的HβDoeppler红移速度区,并位于Hβ速度场反变线的红移一侧,指出无论在耀斑前或耀斑时,色球中耀斑都具有下降流的特征.我们利用南京大学太阳塔的二维CCD成像光谱仪对1993年12月26日的1N/M1.5耀斑的爆发全过程进行了Hα的CCD二维光谱观测,特别是,在耀斑初相(04:02UT)前44min(03:18UT)也获得了一幅Hα二维光谱图像,这在太阳的二维光谱观测中是十分宝贵的.所采用的Hα谱线宽度为～1.0nm,每个象元对应为0.0042nm,在图像狭缝方向的分辨率为2”00,图像视场为2.’77×1.’33.图1分别展示了耀斑爆发前,脉冲相和主相的Hα蓝翼-0.1nm等强度轮廓图.     

太阳极轨天文台

太阳极轨天文台利用高轨道倾角(≥80°)和小椭偏率轨道,将首次实现正面对太阳极区磁场和速度场高精度成像观测,结合多波段遥感和原位测量,为解决太阳磁活动周起源的世纪难题提供决定性观测,为破解“原始”高速太阳风的起源效应之谜提供直接观测支撑,为理解日球层整体结构突破性创建数据驱动的日球数值模型.     

瑞士首次拍摄到太阳磁通量管

用一种新的技术观察太阳,瑞士天文学家已经获得了高分辨能力的图像。这些图像揭示了太阳表面的小规模的磁活动区,它和太阳黑子活动(日斑)有关。苏黎世天文学研究所的克里斯托弗·凯勒(Chri-stopher U.Keller)说,关于这些叫做磁通量管的理论早就提出过,但至今无法进行直接详细地观察。在9月24日《自然》杂志上,凯勒宣布了第一次同时观察到了磁通量管的可见光和磁场信号。     

关于扩展的太阳活动周期的概念

任何时候,在太阳上都同时存在两个并行的约22年的周期。这一概念是综合太阳表面小尺度磁场、日冕现象、太阳大尺度速度场、太阳风和地球磁场扰动等不同观测现象的基础上提出的。这一扩展的太阳活动周期,不可能在经典的太阳周期理论的框架内得到解释。     

运动无力场中的等离子体状况

在太阳活动区以及磁层和某些等离子体彗星中的磁场位形大多是无力场。无力场在太阳物理和空间物理中是常遇到的。我们经常通过无力场模型对客体进行理论分析和处理,然后与观测的结果进行比较。Gold和Hoyle最早提出太阳黑子磁场中的磁力线的扭绞特性。以后,人们用静力学的关系定量地计算了磁场与扭转过程的关系;开始是势场的磁场位形通     

精密全球卫星定位系统多期复测研究青藏高原现今地壳运动与应变

利用1993, 1995和1997年3期全球卫星定位系统(GPS)观测资料测定了青藏高原GPS监测站的三维位移速率, 并由此计算分析了青藏高原现今地壳运动与应变. GPS 多期精密复测结果显示, 青藏高原现今地壳运动仍以南北向挤压、东西向拉张、垂直方向隆升为主. 喜马拉雅块体的相对汇聚速率大约为(19.5±1.7) mm/a, 拉张速率大约为(5.5±6.0) mm/a 左右, 隆升速率大约为(7.6±5.2) mm/a. 西藏块体相对于格尔木南北向缩短率大约为(9.3±4.6) mm/a, 东西向拉张速率大约为(8.7±6.4) mm/a, 中部拉张速率最大约为(15.6±6.30) mm/a, 反映了高原侧向挤出运动. 喜马拉雅块体以压应变为主, 西藏块体中部以张应变为主, 最大张应变率和最大压应变率分别为0.131×10-6和-0.189×10-6 a-1.     

三维太阳风结构的Ulysses观测和MHD模拟的比较研究

Ulysses从1994年9月到1995年6月第一次对日跨极飞行期间, 发现除赤道附近±20°的区域为300 ~450 km/s的低速太阳风以外, 其余为中高速太阳风, 而在±40°以上为700 ~ 870 km/s的高速太阳风, 而且低速太阳风与高速太阳风之间的过渡面很陡. 本文用三维磁流体力学(MHD)数值模型对Ulysses在太阳活动极小期观测到的太阳风大尺度结构进行了模拟. 这一模型将计算区域分为1 ~ 22 Rs和18 Rs ~ 1 AU两部分, 并将具有总变差减小(TVD)特性的Lax-Friedrich格式和MacCormackⅡ型格式结合起来. 我们根据太阳光球磁场的视向分量观测确定初始磁场, 并在MHD方程组中加入体积加热项, 进行三维MHD模拟. 数值结果再现了上述观测到的大尺度太阳风结构的主要特征, 与Ulysses观测基本相符. 这一工作说明初始磁场以及体积加热可能控制着高低速太阳风的分布, 同时也表明所采用的三维数值模式在模拟大尺度太阳风结构方面是有效的.     

Shoemaker-Levy 9号彗星的碎片P2撞击木星的时刻

1994年7月16日至22日,Shoemaker-Levy9号簧星的21块碎片逐次撞击木星.在这次撞击过程中,我国境内可以见到D,E,K,N,巳和S6块碎片撞击木星事件.在1994年7月17日至21日,利用中国科学院上海天文台余山观测站的1.56m望远镜加200系列CCD照相机在B,V,I3个波段对木星和它的Galileo卫星进行了跟踪监测.我们共得到一千多幅清晰的图象和大量的观测数据.这些资料是国际上较为丰富的地面光学观测资料之一.特别是,我们得到了碎片民撞击期间木星和木卫一、木卫二的图象,这些图象和数据是国际上唯一得到的有关碎片PZ撞击木星的资料.根据这些资料,可以…     

1987年10月7日太阳耀斑单色像、速度场和向量磁场的同时性观测研究

一、观测资料 1987年10月7日太阳活动区NOAA/USAF 4862(N 33,E 16)在0050—0111UT间发生了一个小耀斑,极大在0055UT附近,视面积S_d=27。北京天文台的太阳磁场望远镜对这个耀斑进行了色球单色像和速度场(用Hβ谱线),以及光球单色像、纵向和横向磁场(用Fel 5324谱线)的同时性观测,取得了高质量的观测资料(见表1)。虽然这是一个亚耀斑,但在第22太阳活动周初期对它取得包括单色系、速度场和向量磁场的同时性观测,仍是十     

日照边缘区电离层对2003年10月28日大耀斑的响应

利用国际GPS服务中心(IGS)的GPS观测数据, 分析了2003年10月28日特大耀斑期间日照边缘区域的电离层总电子含量(TEC)的响应特点. 计算结果表明, 这是有相关记录以来最强烈的一次电离层总电子含量突增事件, 在地面太阳天顶角80°到110°的空间范围内, 观测到了明显的由耀斑辐射引起的总电子含量突增. 在太阳天顶角90°区域的TEC增加值大约为7 TECU, 在110度附近的总电子含量的增加值大约在1~2 TECU. 总的来看, 太阳天顶角越大, TEC增幅越小, 但在天顶角大于90°的区域TEC随天顶角的减少的速度要大于天顶角90°以内的区域.     

太阳耀斑和相关电离层吸收事件

利用23周太阳峰期期间南极中山站(不变磁纬74.5°S)成像式宇宙噪声接收机的观测结果, 对由太阳质子和X射线耀斑引起的日侧电离层吸收事件进行了分析, 定量地给出电离层吸收和X射线耀斑强度的对应关系, 同时还利用北极Ny-Alesund(不变磁纬76.08癗)站的观测数据对此关系进行对比研究, 得出了在理论和观测上都较为一致的结论. 同时, 认为M级以上的X射线耀斑才能引起日侧电离层较为明显的吸收.     

南极中山站极夜和极昼期间的辐射特征

极夜和极昼是地球上南北极圈内出现的太阳终日不出和终日不落的特殊现象。我国南极长城站(62°13′S,58°58′W)无极夜和极昼;中山站(69°22′S,76°22′E)有58天极夜和55天极昼期。1990年2月至1991年1月,我国在南极中山站进行了辐射和热状况观测实验,为本文研究提供了条件。     

月亮闪烁着γ射线

以可见光到X射线的波长来观测，太阳是太阳系卓越的表演者，然而以了射线来观测，月亮则比太阳明亮。康普顿7射线天文台望远镜最近拍摄的图片提供了这一现象的图像证据。美国马里兰州格林贝尔特国家宇航局戈达德宇宙飞行中心T射线天文台的研究者大卫·J·汤普查森（DavidJ．Thompson）说：“就我们所知，还没有其他天文部门看到月亮比太阳亮。”当高能宇宙射线（带电粒子）几乎以光速从银河系的遥远地区射入，以撞击月球时，Y辐射产生。它们激发了月球表面的原子核，然后辐射Y射线。和月亮不同，太阳有磁场，磁场偏转了宇宙射线或其它射…     

2001年狮子座流星雨期间钠荧光激光雷达的观测

报道国内大型激光雷达对流星尾迹的观测, 用共振钠荧光雷达观测到2001年11月武汉上空狮子座流星雨的4个长寿命尾迹. 数据显示, 观测到的狮子座流星雨尾迹的参数与普通的偶发流星有较大的差异, 而与已报道的1998年和1999年的狮子座流星雨的结果类似. 流星尾迹的平均消融高度为97.95km, 与狮子座流星雨的进入速度(约72 km/s)吻合, 平均峰值密度为3380±2630 cm^−3, 柱含量为(2.33±1.49)×108 cm^−2, 都高于普通偶发流星尾迹的相应参数, RMS宽度为360 m, 寿命81 min, 为长寿命尾迹. 狮子座流星雨爆发前后共5个晚上的观测数据显示, 狮子座流星雨的爆发对背景钠层的柱含量并没有产生显著的影响.     

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.     

哈雷彗星的单色光度测量

彗星的单色光度测量是研究彗发气体与尘埃的重要方法。由于彗星往往很暗,这类观测甚为困难,已得资料不多,更未用于哈雷彗星。 1985年11月6—10日,在云南天文台1m望远镜(f/13.3)卡焦上配置CCD装置及彗星滤光片进行观测,得到哈雷彗星的50多幅单色图象。CCD(电荷耦合器件)是一     

关于W UMa型双星中以较差自转为机制的能量转移过程研究

一、引言 解释WUMa型双星的光变曲线,其实质在于理解系统内部的能量转移过程。近年来,人们对这类双星进行了许多偏振观测,发现许多系统有其固有的偏振,而且Stokes参量随相位变化。据XY Leo和VW Cep的EXOSAT、VLA的同时观测,估计磁场约为20×10~(-4)T。为此,我们提出了一个磁流体模型,并解释了一些重要观测事实。     

太阳射电SVC迴旋共振辐射模型

太阳射电缓变成分(ZVC)是产生于迴旋共振辐射和轫致辐射的联合机制.由于迴旋共振辐射在该联合机制中占压倒优势,因而我们计算了它在单极黑子活动区中的一个模型.在本文模型中,活动区上空的物理条件(电子密度、电子温度和磁场)从黑子中心到附近宁静区连续     

太阳中子事件的观测特征与中子能谱的计算

太阳中子事件是与耀斑活动相关的偶发性即刻粒子事件, 主要表现为地面宇宙线探测装置的计数瞬时突增. 太阳中子携带着爆发源区的物理信息: 耀斑大气的元素组成、大气高度、磁场的会聚程度以及磁流体湍动等. 相对于其他带电粒子, 中子能够不受太阳磁场和行星际磁场的束缚而直达地面. 目前, 对太阳中子事件的理论研究, 主要是通过蒙特卡罗模拟, 考虑太阳耀斑环中磁场的螺旋角散射作用和磁镜效应, 计算耀斑磁环模型里各向异性中子的产生与太阳大气高度、时间、角度和能量间的关系, 计算逃逸中子的角分布和能谱, 以及逃逸到地球附近中子的能谱. 观测方面, 主要是结合地面中子监测器记录的超出时间与空间探测到的g射线核谱线发射峰值的时间差, 利用飞行时间方法(Time of Flight Method), 考虑中子监测器的探测效率和中子在地球大气中的衰减因素, 反演日面处的中子能谱. 本文依据已确定的10例太阳中子事件, 评述基本的观测特征, 介绍相应的观测仪器, 探讨太阳中子能谱计算的两种方法(观测法和模型法), 比较不同方法获得的计算结果; 并依托羊八井太阳宇宙线探测装置(中子监测器、太阳中子望远镜), 报道对太阳中子的初步交叉探测特征(1998年11月28日GLE事件和2005年1月20日GLE事件), 指出目前亟待解决的问题.