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1.
太阳白光耀斑是在局部波长范围内有连续辐射增长的耀斑。自1859年9月1日起的100多年以来,用白光、宽带滤光器和光谱方法观测到的白光耀斑只有60多个,其中,能进行物理量测量的光谱资料非常少。由这些不完整的资料表明,白光耀斑与光学耀斑在光谱上的同异点是在谱线Hα、Hβ、Hγ等线心处两者都有发射,在以上谱线线翼的发射宽度一般是前者很宽(>20),后者很窄。白光耀斑峰值功率为10~(21)J·s~(-1)(比耀斑Hα辐射功率高2—3 相似文献
2.
2012年,中国科学院国家天文台怀柔太阳观测基地建成了基于位移叠加技术的深积分实时太阳磁场观测系统,但随着观测的开展,发现在计算的磁图中有时会存在整体性的异常颗粒结构,这些结构显然不是太阳磁场结构.本文首先对其成因进行了仔细分析,认为这是由于在积分计算磁场数据的时候,采用了第1,2帧作为左右旋偏振图像的基准帧引起的,这两帧图像由于大气抖动或者其他原因,彼此会有一定的相对位移,而这种位移在左旋和右旋2个偏振态的数据相减的时候,就会产生颗粒状的异常结构.为此,本文提出了使用左右旋平均视场来代替单帧图像作为基准图像的方法,并给出了详细的实现方法.通过多角度的实验和数据分析,图像的视觉效果和数据统计结果都表明本文的改正方法简单且有效. 相似文献
3.
对2000年7月14日(巴士底事件)与2003年10月28日的太阳质子事件进行了对比分析, 尽管2003年10月28日太阳质子事件的峰值流量比巴士底事件的高, 但行星际观测到, 巴士底事件能量大于10和30 MeV质子的最大强度都高于2003年10月28日相应能量的最大强度. 进一步的研究表明, 巴士底事件CME驱动的激波在2000年7月14日12:00~17:00UT时间段内, 可被加速到能量大于10和30 MeV的种子粒子的数量远比2003年10月28日12:00~17:00UT期间的多. 巴士底事件CME的高度达到约14R⊙高度时, 其驱动激波加速能量大于100 MeV高能质子的能力达到最大, 而2003年10月28日的CME在约58 R⊙高度时其驱动激波加速100 MeV质子的能力达到最大, 此时能量大于100 MeV的通量在155 pfu左右, 比巴士底事件能量超过100 MeV高能质子的峰值通量355 pfu要低得多, 说明巴士底事件可被加速到100 MeV以上能量的种子粒子的数量比2003年10月28日的多. 太阳质子事件的峰值流量不仅取决于行星际太阳高能质子的强度, 还取决于CME驱动的行星际激波的速度和太阳风中可被加速的粒子数以及行星际的磁环境. 伴随2003年10月28日ICME在行星际形成的磁鞘捕获了大量的高能质子, 其中含能量超过100 MeV的高能质子. 相似文献
4.
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 相似文献