基于暗条电流演化的太阳耀斑唯象模型

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     

两维实时耀斑和活动区色球速度场

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     

基于自动特征提取方法的太阳耀斑预报模型

在太阳耀斑预报模型中,首先需要从原始观测数据中提取刻画太阳活动区特性的物理特征参量,然后使用统计或机器学习方法寻找物理特征参量与太阳耀斑发生的关系,以达到建立太阳耀斑预报模型的目的.其中,太阳活动区物理特征的提取在整个建模过程中发挥着重要的作用,活动区物理特征的优劣直接决定着预报模型性能的高低.然而,随着机器学习技术的发展,机器学习方法中的深度学习算法能够从原始数据中自动提取特征,并建立预报模型.本文利用深度学习方法建立了一个太阳耀斑预报模型.与先提取活动区物理参量、再建立预报模型的传统机器学习方法相比较,本文所建立的预报模型具有更好的预报性能.     

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.     

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.     

耀斑-激波在日球子午面内的传播特征

一、引言 近太阳空间,同耀斑一类日冕瞬变过程相联系的高速等离子体物质和背景介质之间是否存在重要的动力学相互作用过程,是了解日地系统能量传输过程的关键问题之一,具有初边值的意义,该问题于70年代中期提出,由于空间观测的局限,一直进展甚微,近几年来,我国一些研究工作发现,耀斑-激波在于午面内的传播,将由于双极冕洞磁场位形(近太阳为盔形)     

太阳耀斑预报研究进展

太阳耀斑是指发生在太阳表面局部区域中突然和大规模的能量释放过程.它是空间环境的主要扰动源,对地球空间环境造成很大影响.太阳耀斑预报是空间天气预报的重要组成部分,对其研究具有重要的实用价值和科学意义.现有的大部分太阳耀斑预报模型是从观测数据提取预报因子,利用各种统计和数据挖掘技术建立预报因子与耀斑发生之间的关系模型,利用建立的模型对未来时间的耀斑发生进行预报.在预报研究中,预报因子、预报方法和预报模型是3个主要研究领域.其中预报因子的选取和数据处理尤为重要,是建立预报模型的前期工作.预报因子主要采用太阳黑子、磁场参量和分形因子等.预报方法包括统计方法、机器学习方法和数据同化方法.统计方法在早期的耀斑预报建模中用的较多,随着数据挖掘技术的发展,越来越多的机器学习方法应用到预报模型中并取得了较好效果.而近期发展的数据同化方法有更好的模型修正能力.预报模型早期基本使用静态模型,后来发展起来的动态模型具有更强的优势;而自组织临界模型在物理方面给了耀斑发生更多的解释.本文分别从这3个方面总结了耀斑预报的研究进展,结合中国科学院国家天文台太阳活动预报中心的工作,评述了一些重要的研究成果.最后,对未来的研究方向进行了总结和展望.     

太阳耀斑中的快速涨落现象

太阳耀斑是太阳物理、空间物理和地球物理共同研究的对象,它在短暂时间内释放巨大的能量,对星际空间以及地球周围环境产生很大的影响,因此太阳耀斑研究不但对了解太阳能量发射机制有帮助,对人类生活环境变化的了解也有现实意义。本期《太阳耀斑中的快速涨落现象》对太阳耀斑中各种辐射的快速涨落的观测和理论研究作了综述。     

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.     

等离子体转动对轴对称磁场位形的影响

Gold和Hoyle曾提出扭转磁场的概念来解释太阳耀斑的储能过程。以后,人们研究了扭转磁场位形和剪切磁场位形的特征。磁场的剪切和扭转特征是与等离子体的剪切或扭转运动密切相关联的,另一方面,观测还发现,太阳黑子半影纤维有滚卷运动。这要求讨     

日冕磁场诊断公式的改进

日冕磁场是日冕大气中最为重要的物理量,也是理解太阳耀斑起源及其能量传输的关键。微波爆发的大多数情况是由中相对论性电子与日冕磁场相互作用的产物,因而这种辐射谱包孕着日冕磁场和高能电子的重要信息。一般说来,这种辐射的严格理论表达式十分复杂,以致无法直接从谱观测资料反演磁场强度B。1982年,Dulk和Marsh给出了一组回旋同步加速辐射的近似式后,人们尝试着利用其中的谱极大频率v_(peak):     

耀斑前等离子体宏观不稳定性的几何判别

从1986年2月4日X_(■)/3B级耀斑前的光球、色球形态特征出发,用观测几何参量代替等离子体不稳定性的Kruskal-判别式中尚不能观测到的物理参量,对活动区的等离子体宏观不稳定性进行判别,用于耀斑的物理预报。     

1981年5月16日双带大耀斑的H_α观测

1981年5月16日07:57.5UT(世界时),日面活动区SESC 3106群产生一个有强质子事件的双带大耀斑,0848 UT时极大,面积为1333(以太阳半球面积百万分之一为单位),耀斑在日面位置为N12°、E14°(160°L),持续2个多小时,耀斑伴有Ⅱ型(2级)和Ⅳ型(3级)     

太阳活动区常α无力磁场边值问题的唯一解

对于太阳活动区磁场的研究,是探讨耀斑、射电爆发等等太阳活动现象的基础。十多年来,许多作者做了大量研究工作。但可实际用于活动区磁场数值求解的,主要有Nakagawa和Raadu,Seehafer,Chiu和Hilton以及最近Alissandrakis的方法。然而,他们所采用的一些基本假设,求解方法等等仍然有不少问题需要探讨。例如:1)关于净磁通为0的假设可能是不合理的,实际上一般说来,一个活动区的净磁通可以不为0.2)把已知光球纵场按三     

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。     

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     

太阳耀斑的磁能释放机制

磁能是太阳耀斑的主要能源,但关于磁能的释放机制却众说纷纭.以往一些太阳耀斑模型或基于电流片的磁重联,或基于无力场的不稳定性,二者分别在磁能的储存和释放方面碰到困难.最近,胡友秋导出一类具奇异电流密度面(一种电流密度趋于无限但磁场连续的弱间断)的局地四极无力场解,证明该奇异电流密度面稳定,提出奇异电流密度面发展到一定程度出现的电阻耗散和不稳定性,有可能触发无力场的磁能释放,导致耀斑发生.本文采     

螺环不稳定性对日冕物质抛射至关重要吗?

<正>作为主序星的太阳,其内部结构大体是稳定的.核心区的氢聚变反应为太阳提供了持续而比较恒定的能源,维持其3.828×1026 W的电磁辐射、8.8×1024 W的中微子辐射,以及往外输运的太阳风.然而,由于原初磁场[1]以及太阳表面以下0.3倍半径范围内(即对流区)较差自转的存在,在发电机过程[2]及磁扩散的共同作用下,对流区底部的磁场发生着周期性的变化.当其磁场强到一定程度,便会经由太阳表面而浮现到太阳大气中,并导致各种空间尺度和不同能量的爆发现象,如太阳耀斑、暗条爆发、日冕物质抛射等.其中,日冕物质抛射是尺度最大的剧烈爆发现象,     

色球耀斑起源的新机制

太阳活动第21周峰年期间对耀斑色球蒸发过程的观测和证认被认为是太阳物理史上的重大发现之一.为了从理论上解释色球蒸发过程,近年来有许多作者在耀斑大气动力学模型方面做了大量工作,如文献[1—3].动力学模型要求,在耀斑初始能量自日冕上层释放传到色球顶层引起色球物质加热向上蒸发的同时,应有相当一部分物质向下运动,这后一过程被称为色球凝聚.理论上预言的色球凝聚是这样的一种结构,它是一个以每秒几十至一百公里速度向下运动的薄层,其密度和压力比周围可高达2个数量级,温度则因模型而异,但一般总在     

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.