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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. 相似文献
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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. 相似文献
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太阳耀斑和相关电离层吸收事件 总被引:2,自引:0,他引:2
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. 相似文献
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耀斑中高能辐射延迟包含两个方面的含义,一是与能量有关的硬X射线峰值延迟,二是γ射线(这里指即时γ射线谱线)峰值相对硬X射线峰值的延迟.这两类延迟具有不同的物理意义,前者反映的是不同能量的高能电子在加速或传播上的差异,而后者反映的却是高能电子与高能质子在加速或传播上的差异.一般说来,延迟时间随能量增高而增加,但也有一类情况,时延仅仅在一定能量之上才体现出来.具有高能辐射峰值时延特性的耀斑仅占耀斑总数的很少一部分.Bai等基于SMM早期的观测结果,统计研究了耀斑高能辐射延迟事件的特征,发现高能延迟事件主要发生在渐变型γ射线谱线耀斑(GRL)中,310~521 keV相对59~135 keV的延迟时间在10s左右,仅有一个耀斑延迟时间长达100s;4~8 MeV辐射相对40~80keV辐射的峰值延迟在2~60s;而在脉冲型GRL、中间型GRL,以及非GRL耀斑中,一般无时延或仅有很小的时延. 相似文献