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一、引言 近几年,太阳射电观测技术发展如此之快,以至于能在空间测量出0.03至1AU(2MHz—30KHz)处的Ⅲ型爆发源位置。在这方面的先驱工作者是Dulk等人。1980—1981年,他们用ISEE-3飞船上的射电天文接收机成功地测量出120个Ⅲ型爆发源的位置,从而得出了行星际磁场线的纬度分布,见图1。 相似文献
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直到目前,人们对太阳射电缓变分量和宁静分量的了解比起射电爆发来说知道甚少.尽管大型射电望远镜、多种干涉仪和综合孔径射电望远镜已问世多年,但是投入太阳射电观测与人们的要求相差甚远.而日食射电观测的机会又不多,因此太阳射电天文学家总是抓住日食观测机会,采用多波段、高空间分辨率观测来不断了解和认识射电太阳的大小和形状,宁静太阳的亮度分布特性,缓变源的大小、高度、结构以及它们的频谱特性等等.下面介绍日食射电观测特点及我国日食射电的观测与研究. 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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<正>2015年2月9日,美国航空航天局的太阳动力学天文台(SDO)报道太阳表面上出现了有记录以来最长的暗条,长度大约85万公里,比太阳半径(70万公里,1万公里=10 Mm)还要长.但是,查看中国科学院国家天文台怀柔太阳观测基地(HSOS)色球观测记录,发现这个并不是有史以来最长的暗条,有一个比它长的暗条发生在2002年7月17日,长度约100万公里,出现在太阳北半球高纬地区,见怀柔基地太阳色球观测资料(图1).暗条是太阳上高温稀薄日冕大气中的冷密长薄结构,是色球表面最明显、最突出、最令人遐想的特征之一.它悬 相似文献
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日冕物质抛射(CME)是一种频繁出现的太阳物理现象,它与耀斑、爆发日珥有着密切的关系.观测资料表明,与耀斑有关的CME具有较高的速率,通常可达500—600km/s以上.观测结果还发现,CME附近发生的耀斑往往在CME爆发之后出现,这表明可能不是由耀斑直接驱动CME. 相似文献
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夜空中最明亮的星星之一是木星,最迷人的行星却是土星。这两颗行星与火星、天王星、海王星和冥王星的轨道均在地球轨道外侧,习惯上称为外行星(水星和金星称为内行星)。外行星相对于太阳的视运动如图1所示,这里有4个特殊位置:合日、西方照、冲日、东方照。 当外行星运行到与太阳、地球在一条直线上,并且太阳在外行星和地球之间时,外行星的位置(图1中P_1)叫做合日(简称合)。外行星在合日附近时,由于和太阳几乎同方向,所以看不见它。以后,外行星相对于太阳西(右)移,因而每天在黎明前出现于东方。当外行星相对于太阳西行至地球与它的连线同地球与太阳的连线相互垂直时,外行星的位置叫做方照。显然方照有两个,其中外行星在太阳之西的方照称为行星在冲日时,日落时升起,日出时下落,整夜可见,离地球更近,是观测它们的好机会。 冲日以后,外行星继续运动,当外行星再次抵方照,位于太阳之东时,外行星的位置称为东方照(图1中P_4)。行星在东方照时,于中午时升起,日落时在子午圈附近,所以上半夜可以看到。东方照以后行星逐 相似文献
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1 引言观测显示耀斑的发生与暗条活动密切相关。而Van Tend和Kuperus以及以后不少作者则从理论上探讨了暗条作为活动区电流,它的演化和运动与耀斑过程的物理联系。然而,由于高质量观测资料的取得极其困难和耀斑过程的复杂性,观测和理论之间缺少定量的分析和比较。我们曾基于4个极其难得的耀斑观测资料,建立了耀斑爆发与暗条电流强度、能量变化之间的定量关系,从观测和理论两个方面加强了耀斑-暗条电流模型的地位。 1981年5月13日大双带耀斑是21周太阳峰年期间著名的耀斑之一,它具有丰富的观测 相似文献
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现代恒星演化理论认为如果一颗恒星的质量比太阳大得多(12 ?10 0倍太阳质量)、则在它们演化的最后阶段终将会猛烈地爆发成为一颗超新星.爆发后残留下来的核心其质量在1.4至3倍太阳质量时它将成为中子星,而大于3倍太阳质量坍缩得更紧密的核心它将成为黑洞.虽然已在银河系内发现了一些中子星和黑洞,但前者的质量大体上接近太阳的1.35倍,后者的质量不小于5倍太阳的质量.可见,就坍缩星的质量而言,1.4~5倍太阳质量是一个空隙. 现在,美国加州大学圣地牙哥分校的DawnGelino和新墨西哥州立大学的ThomasHarrison用新墨西哥州阿帕奇波因特天文台… 相似文献
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太阳高能粒子事件爆发的初期, 太阳高能粒子的加速地点在日冕. 由于太阳高能粒子的观测主要在1 AU附近, 因此, 太阳高能粒子的日冕加速源只能依靠综合观测的资料来推测. 目前太阳高能粒子日冕加速源的研究主要通过研究太阳高能粒子的谱、太阳高能粒子的电荷态、太阳高能粒子的日冕逃逸时间, 并结合多波段的观测资料等方法来开展. 太阳高能粒子日冕逃逸时间的计算是研究太阳高能粒子日冕加速源的重要方法之一, 也是常用的方法之一. 结合大量的太阳高能粒子观测与研究事例, 该文详细介绍了太阳高能粒子日冕逃逸时间计算得到的一些重要研究结果, 同时也介绍了每一种方法的特点. 结合典型的相对论太阳高能粒子事件的研究事例, 讨论分析了利用太阳高能粒子日冕逃逸时间推测得到的几个相对论太阳高能粒子事件日冕加速源和可能的实际加速源, 指出了利用太阳高能粒子的日冕逃逸时间推测太阳高能粒子日冕加速源时可能存在的问题. 相似文献
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1978年4—5月的太阳活动区是太阳活动第21周开始以来最强烈的一个活动区。当它还在太阳东边缘出现之前的4月23日,就在太阳背面产生了特大爆发,所出现的高大环形日珥系从太阳背面耸出东边缘,强烈的太阳射电爆发和SWF事件延续有4小时之久。在它过日面期间和从太阳西边缘转向背面之后,所产生的为数众多的爆发以及强烈的程度,引起了 相似文献
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《科学之友》2000,(12)
夏威夷大学的一个研究小组利用美国和欧洲共同研制和发射升空的 SOHO 型航天飞机,对太阳的表面形状进行了连续3年的观测。今年6月1日,该小组在《自然》杂志上发表了他们的最新研究成果报告。报告说该研究小组最近一次对太阳外形的观测显示:这个太阳系中主要的星球——也是惟一的恒星——的表面如同海洋表面一样,有山峰也有山谷,在太阳表面覆盖有大约100米高的山峰,每个山峰之间的距离大约有90000千米。有关科学家和专家共同分析指出,这一研究成果的得出,将有助于弄清楚长期困扰着科学界的一个疑问,那就是为什么太阳的两极方向旋转得比赤道方向慢。夏威夷大学天文学院的杰夫里·库恩教授说,这项观测活动与一种叫作罗斯比波现象的研究有密切的关系,而且近年在天文学界对太阳内部旋转方向的研究倍受关注。太阳的自旋转所产生的大气长波,是用气象学家卡尔·古斯塔夫罗斯比的名字命名的,所以称为罗斯比波。这种现象在地球大气中和海洋上都能观察到。这一研究结果显示,罗斯比波现象在太阳表面产生一种微弱的旋风,而这种旋风反过来又使太阳表面形成这种有峰有谷的地形特征。英国宇航局喷气推进实验室的海洋学专家威廉·帕奇特说:"这个结果对太阳来说非常有趣,因为它告诉我们,在太阳这个原以为是一团糟的星球上,也有它自己的外貌特征。" 相似文献
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1987年7月23日,世界时06h左右,用太阳磁场望远镜配置CCD图象接收与处理系统,对怀柔太阳观测站编号为87036黑子活动区(日面坐标为S21,E38)进行了观测,取得了1级左右耀斑及其活动区的系列磁场和速度场资料。 观测区域为4′×5.3′,CCD象元为500×582,每个象元对应太阳上0.5″的细节。单幅图象积分时间为40s左右,磁场分辨率为±15G,色球速度场灵敏度为±30 M/S左右。以 相似文献