耀斑的日面位置与电离层SITEC的关系

利用1997－1999年GOES卫星的耀斑观测资料以及国际GPS网的GPS观测资料,对作为耀斑参数之一的耀斑同位置与电离层SITEC的关系进行了分析。结果表明：除了耀斑的X射线最大辐射通量,耀斑日面位置也是影响TEC增幅的一个重要参数。一个X射线最大辐射通量较小但其太阳经度角较小的耀斑对电离层的影响可能会强烈于X射线最大辐射能量较大但其经度角较大的耀斑。当X射线最大辐射通量相近时,耀斑距日面中线的经度角越小,耀斑对电离层的影响越大。     

太阳耀斑期间向日面电离层相关扰动现象与分析

利用2000年7月14日太阳大耀斑期间向日面电离层GPS观测资料，对电离层此次耀斑的响应进行了研究，观测到了向日面电离层总电子含量（TEC）时间变化曲线的小同步扰动结构，扰动幅度的量级在10^15m^-2左右。通过与耀斑期间GOES卫星的软X射线辐射通量进行对比，对这些同步扰动结构进行了分析。结果表明，这些同步扰动确实存在于电离层，并与太阳耀斑辐射的演化特点有直接的关系。由软X射线辐射通量没有类似扰动的事实，可以认为该扰动主要是由于耀斑期间远紫外辐射存在的类似扰动引起的，且同步扰动发生的区域主要在电离层F区。     

1997年11月6日大耀斑期间电离层TEC的GPS观测结果分析

利用GPS测量电离层TEC方法处理了1997年11月6日世界时11:49耀斑爆发期间地球向日面纬度范围在[N28～N45], 经度范围在[W90～E77]的15个台站的GPS 观测数据, 得到了耀斑期间电离层TEC的变化结果. 本次耀斑为本太阳活动周开始以来观测到的最强的一次, 耀斑的X射线级别为X9.4. 计算结果表明:在几分钟内耀斑引起了大空间范围的电离层TEC增加, TEC增加的最大幅度在2.5×1016m-2以上, TEC增幅的大小与星下点的地方时有直接的关系, 但增幅并不与当地时12点对称, 地方时上午的电离层TEC增幅要比下午的更大些.     

电离层与太阳活动性关系

秉含着不同时间尺度的太阳电磁辐射变化无疑会调制电离层. 作为电离层物理的核心 问题之一, 电离层对太阳活动性的依存关系是认知电离层结构与演变的基础. 本文简要地综 述最近一些年在电离层的太阳活动性依赖特性方面取得的进展, 涉及的内容包括: (1) 在太阳 辐射的观测与太阳活动指数方面, 以电离层研究的视角评述了太阳活动指数存在的问题, 统 计证实了太阳活动指数与EUV 辐射通量间的非线性关系, 以及改进太阳活动指数的一些努 力; (2) 阐述了在不同高度电离层的太阳活动性依赖性的工作进展, 特别是最近的统计研究发 现, 随着太阳EUV 辐射通量变化, 电离层电子密度变化趋势与所在纬度、季节、地方时和高 度有关, 可区分为准线性、放大和饱和3 种类型, 取决于不同的主控物理过程; (3) 太阳活动 历史序列和23/24 太阳活动周极低展示出太阳活动性存在极端现象, 讨论了太阳辐射极端条 件下的电离层状态; (4) 在电离层的耀斑响应方面, 对全球观测数据的分析研究揭示出耀斑期 间电离层响应与一些太阳参数的统计关系, 特别是修正了以往关于电离层响应与天顶角无关 的错误论断. 利用电离层模式成功模拟了耀斑期间电离层响应的季节、地方时变化和高度差 异等的观测特征. 以上相关工作有助于理解电离层的基本过程, 并为电离层建模、预报和相 关工程应用提供指导.     

GPS气象学应用进展及其监测实例分析

全球定位系统 (GPS)作为一种卫星导航和定位系统 ,如今已被广泛应用于气象学以及电离层研究 .由于GPS台站数量多、分布广和全天候观测 ,可以同时观测四颗以上卫星 ,得到四个以上的电离层下点处的垂直TEC(totalelec troncontent)等优点 .本文在启用GPS监测太阳耀斑爆发时电离层TEC变化的相关性及其电离层响应 .     

太阳耀斑出现在H_βDoppler速度图的红移区的实测证据

1989年3月,太阳上出现超级太阳活动区,怀柔编号89065,Boulder编号5395,日球坐标是N33,L260。这个区是近十多年来黑子面积最大、活动最激烈的太阳活动区,发生了连续的太阳大耀斑、X射线事件和特大质子事件。北京天文台怀柔太阳观测站从3月7日至17日连续获得高质量的矢量磁图——H_β Doppler速度图,并观测到29次耀斑。这些丰富的资     

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.     

1997 年11 月6 日大耀斑期间电离层TEC 的GPS 观测结果分析

利用 ＧＰＳ测量电离层 ＴＥＣ方法处理了１９９７年 １１月６日世界时１１：４９耀斑爆发期间地球向日面纬度范围在［Ｎ２８～Ｎ４５］,经度范围在［Ｗ９０～Ｅ７７］的１５个台站的ＧＰＳ观测数据,得到了耀斑期间电离层ＴＥＣ的变化结果．本次耀斑为本太阳活动周开始以来观测到的最强的一次,耀斑的Ｘ射线级别为Ｘ９．４．计算结果表明：在几分钟内耀斑引起了大空间范围的电离层ＴＥＣ增加,ＴＥＣ增加的最大幅度在２．５×１０~１６ｍ~－２以上,ＴＥＣ增幅的大小与星下点的地方时有直接的关系,但增幅并不与当地时１２点对称,地方时上午的电离层ＴＥＣ增幅要比下午的更大些．     

太阳耀斑

1980年11月6日至12日间太阳耀斑的演化。X射线从已电离的氧、氖和镁(从左到右)中发射并与耀斑区(最右)的光学图象作比较。     

日本日地物理学研究活动与计划

这是一个有关日本的日地物理学(STP)研究活动的贡献和将来计划的报告。此报告曾在1982年5月在加拿大首都渥太华召开的日地物理讨论会上宣读过。回顾过去,我们参加国际磁层研究(IMS)计划和太阳峰活动。在IMS期间发射了EXOS-A、EXOS-B和ISSb三颗磁层——电离层探测卫星。我们希望它们对了解磁层做出较大的贡献。在1981年发射的ASTRO-A卫星,它的任务是对太阳耀斑进行X-射线照象,以便得到若干个有趣的耀斑事件的图片。     

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.     

中纬电离层电子密度和垂直漂移速度的潮汐波谱对比分析

利用CHAMP卫星观测数据对全球中纬电离层电子密度(?Ne)和纬向风引起的等离子体漂移速度(?Vz)进行了非迁移潮汐波谱分析,研究发现:D0(DE1)为南(北)半球?Ne和?Vz大尺度一(二)波结构的主导周日非迁移潮汐分量,南半球主导波谱幅度大于北半球;全球电离层-热层模型证实这些主导潮汐分量主要由电离层-热层当地物理过程激发;?Ne和?Vz主导波谱强度的相对强弱程度不同,随季节的变化规律不一致,对太阳活动水平的响应也相反,表明观测到的电子密度的经向差异还来源于除纬向风之外的其他物理过程.     

利用雷暴闪电事件监测电离层D层日间波动

电离层D层探测一直是空间科学领域的难题.目前利用闪电为辐射源来探测D层是近年来国外学者研究的热点.从2011年开始,课题组自行组建了江淮流域6站同步闪电观测站网.基于该站网,本文实现了一种使用负地闪回击甚低频(VLF)辐射信号来探测电离层D层特性波动的方法.给出的一次雷暴过程中计算D层反射高度变化的个例分析结果验证了方法的有效性,同时结果显示:(1)日间电离层D层对负地闪回击VLF信号的等效反射高度基本介于60~75 km,总体上表现出与太阳天顶角一致的变化趋势;(2)D层等效反射高度的短时波动与太阳X射线爆发之间存在显著的负相关关系;(3)比对当地水平面上X射线辐射通量密度的变化曲线与D层反射高度曲线,显示后者相对前者存在3~4min的时间延迟.结果初步展现了具有事件定位和连续波形记录能力的闪电观测站网在电离层D层探测方面的巨大潜力.     

耀斑引起的行星际激波传播特征的三维益面

在日地关系的研究中,耀斑引起的行星际激波(以下简称耀斑-激波)在日地空间的传播是人们十分关注的课题之一。多年来由于空间飞船测量局限在黄道面附近,诸如激波的形状、传播的方向特征和减速等基本问题是了解得很不够的。然而这些问题对于研究太阳耀斑活动事件,对地球物理环境的变化却具有头等的重要性。本世纪七十年代中期由于行星际闪烁技术的发展,人们开始尝试利用这种IPS观测来研究黄道面以外空间耀斑-激波的传播特性。Pinter     

亚暴的卫星观测及其与SWMF模型的比较研究

利用密西根大学空间环境模拟中心的SWMF (space weather modeling framework)模型对亚暴事件首次进行预测模拟, 并结合Geotail和Cluster卫星数据对模拟结果进行了验证. 该亚暴事件发生在2004年9月28日22:08 UT时刻, 由美国宇航局IMAGE卫星极光观测仪器记录. SWMF能够有效地耦合磁层、内磁层和电离层区域, 由太阳风行星际磁场驱动. 研究表明, SWMF模型能较好地预测亚暴期间磁尾磁场和电离层电流大尺度的变化, 太阳风行星际磁场参数从ACE卫星到模型外边界的时间延迟方法的准确性对模型结果有较大影响, 最后对亚暴的触发机制进行了讨论并指出模型需要改进之处 .     

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.     

结合主成分分析和支持向量机的太阳耀斑预报模型

太阳耀斑是剧烈的太阳活动现象之一,耀斑的预报对人类活动有着重要的实用价值.为进一步提高太阳耀斑的预报准确率,本文在综合考虑太阳黑子活动区参量、10.7 cm太阳射电流量等预报因子的前提下,提出了结合主成分分析和支持向量机的太阳耀斑预报模型.本模型的太阳黑子活动区参量包括黑子群面积、黑子群的Mc Intosh分类、活动区日面经度延伸、可见黑子数和黑子群的磁分类.本文首先对上述参量进行了合适的属性编码并归一化建模所需数据集,然后利用主成分分析方法提取出主要特征,应用支持向量机方法建立了耀斑预报模型.最后,本文将该模型预报结果与其他预报模型的结果进行了对比,结果验证了结合主成分分析和支持向量机的太阳耀斑预报模型是一种有效的预报模型.     

2000年4月6日磁暴夜侧场向电流变化特征

利用全球地磁台站观测数据,研究了2000年4月6日超级磁暴期间北半球夜侧场向电流变化特征.结果表明,磁暴主相期间,北半球夜侧中纬地区呈现东向磁扰的主要特征,子夜后扇区东向磁扰强于子夜前扇区.这表明夜侧高纬电离层的场向电流以流出电离层为主,流出电离层的场向电流中心在子夜后扇区,靠近子夜,即Ⅱ区场向电流和部分环电流体系在磁暴主相期间向昏侧偏转.磁层亚暴对夜侧流出电离层的场向电流有一个先减弱后增强的效应.磁暴主相期间部分环电流和Ⅱ区场向电流的发展与子夜后-晨侧扇区的西向电集流增强相对应.     

一种日冕物质抛射的形成机制

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.     

新方法可提前24小时预测太阳耀斑

<正>预测太阳耀斑是困难的,因为我们并不清楚耀斑如何被触发。虽然在耀斑发生时,望远镜可以观测到并提供一些警告,但高能粒子可以在短短8分钟内到达地球——这不但可能会危及宇航员的健康,而且还会在我们作出反应之前就损坏卫星。近日,一个日本研究团队利用与太阳耀斑相关的强磁场设计的"卡帕方案",可以在太阳耀斑发生前数小时预测其发生。研究团队将该方法应用于2008年至2019年期间的数据,结果能够提前24小时预测9个最大的耀斑(被称为"X级耀斑")中的7个。这种预测太阳耀斑的新方法可以让我们在太阳耀斑发生前提前做好准备,规避潜在风险。