1983年2月3日双带耀斑爆发事件的综合分析

本文在统一模型的考虑下,对1983年2月3日太阳3B级Hα双带耀斑和共生的爆发事件进行了综合分析研究.探讨了其中主要的共生辐射的物理过程和内在联系,并讨论了Ⅲ型、Ⅳ型和微波射电爆发源的非热电子束流对产生Hα双带耀斑和硬X射线爆发所起的重要作用.     

由太阳爆发事件特征预报地磁暴方法研究

CME是非重现性地磁暴的诱因,通过对太阳耀斑爆发活动的特征与可能引起地磁活动的CME进行统计分析,发现太阳耀斑的强度、位置、持续时间以及耀斑所伴随的太阳质子事件和行星际高能质子通量的增长与CME的特征及可能产生的地磁扰动有着密切的关系.在对数据分析的基础上,建立了基于人工神经网络的预报模式,对太阳耀斑爆发活动所引起的地磁扰动的发生及Ap指数进行了预报,取得了较好的结果.      

X级以上耀斑与地磁效应关系研究

统计研究了2010年1月至2012年12月期间所有与耀斑爆发相伴生的日冕物质抛射(CME) 引发的地磁暴事件. 结果表明, 对于CME源区其主要分布在日面 45°E-45°W, 占总数的78.95%, 且西半球比东半球多, 即源区位于西半球的CME易产生地磁效应; X级耀斑与地磁效应的关联性更高, 60.0%的 X级耀斑在其爆发后的2～3天内观测到地磁暴, 而其他级别的耀斑与地磁效应的关联性低得多, 均不足10%; 通过对此期间日面爆发的所有X级耀斑研究分析后发现, 对于源区位于日面东经45°E-45°W 的X级耀斑, 若在其爆发过程中没有大尺度日面扰动, 则无伴生CME且后续产生地磁效应的可能性很低. 由此提出一种通过分析日面观测数据进行地磁暴预报的方法.      

基于机器学习方法对23太阳活动周质子事件的研究

在耀斑伴随日冕物质抛射(CME)事件编目数据的基础上,进行太阳质子事件(SPE)匹配,构建研究数据集.利用Apriori算法挖掘SPE与耀斑级别、耀斑发生日面位置以及CME角宽度和速度的关联关系.结果 表明:X级耀斑、全晕CME、高速(＞1000 km.s-1) CME和日面西半球耀斑是最可能伴随质子事件的4种特征,其...     

太阳高能粒子事件强度与相关双CME事件关系的两个事例

太阳高能粒子事件常伴随太阳耀斑和日冕物质抛射事件(Coronal Mass Ejections,CME)出现,由于太阳高能粒子事件的关键因素是双CME的相互作用,利用SOHO卫星观测的高能粒子强度、耀斑强度以及CME的相对高度与时间,通过高度与时间拟合得到的速度,分析了2001年4月15日和2005年1月20日的太阳高能粒子事件强度与相关双CME事件的关系,发现这两个太阳高能粒子事件中E ≥ 10MeV质子的强度与双CME事件无关.因此在这两次太阳高能粒子事件早期,E ≥ 10MeV质子的强度只与相关太阳耀斑和CME有关.      

太阳射电微波爆发的频谱分析

1981年4月1日太阳发生一个4N级Hα耀斑并伴随出现强烈的IV型射电爆发.本文对北京天文台,西澳大利亚站等射电资料进行分析.分析表明:(1)该事件的微波源状态相对稳定,米波源位置存在移动,因此产生微波辐射与米波辐射是两组不同的电子群体,在爆发频谱指数的时变曲线上表现出明显的形态差异.还由于两者辐射源的位置不同,微波与米波的爆发在峰值时刻上也不完全符合.(2)4月1日微波大爆发是由三个主爆发组成的,它们的峰值时刻分别为0135.1,0146.1,0153.6UT.由射电高频端谱指数算出的非热电子能谱指数表明,在射电爆发的三个峰值时刻电子能谱都变硬.本文还得出该活动区的非热电子平均速度(以光速c为单位)β为0.9左右,磁场强度B为430G.并由回旋同步辐射阻尼算得,非热电子的寿命为829秒,这个数值与三个主峰的持续时间相吻合.     

1980年11月5日耀斑的硬、软X射线及微波的象与Hα等光度象的比较

本文对1980年11月5日22点25分开始的1B/M1-M4的Hα耀斑进行了图象处理,绘制了等光度图;与硬、软X射线象,微波象进行了比较.结果表明:1.耀斑的第一次极大,高能电子没有穿透到色球.Hα耀斑主要是由T=107—108K(产生软硬X射线的热区)等离子体向下传导到色球而形成.2.Hα耀斑的第二次极大,是由高能电子轰击色球而形成,Hα耀斑滞后数秒(小于5秒).3.耀斑闪光相,Hα面积与Hα强度同步增长.4.从耀斑前后的横向磁场变化(Hα短纤维的变化),估计磁能释放～1031尔格.      

X级质子耀斑的特征研究

为了更加准确地判断X级耀斑是否引发质子事件,对X级质子耀斑和非质子耀斑的耀斑积分通量、源区、CME速度、CME角宽度、背景太阳风速度及背景X射线通量的分布进行了统计研究.发现非质子耀斑和质子耀斑的积分通量、经度、CME速度和CME角宽度具有明显不同的分布.非质子耀斑大多集中在东部,耀斑积分通量小于0.3J·m-2,CME速度小于1300km·s-1的区域内;质子耀斑大多集中在中部或西部,耀斑积分通量大于0.3J·m-2,CME速度大于1300km·s-1的区域内.质子耀斑伴随的CME角宽度主要集中在360°,非质子耀斑的CME角宽度分布则相对分散.两类耀斑的背景太阳风速度和背景X射线通量分布差别不大.利用两类耀斑各个参量分布上的差异,有望提高X级耀斑预报的准确率.      

太阳高能粒子事件上升时间统计研究

选取1997-2006年共66个较大的缓变型太阳高能粒子(SEP)事件, 分析了不同条件下太阳高能粒子通量廓线上升时间与源区日面经向分布之间的相关关系, 研究了日冕物质抛射(CME)和耀斑在SEP上升阶段的作用特点.统计结果表明,大SEP事件的源区主要分布在太阳西半球, 特别是磁足点东西两侧45°范围内; 在高速太阳风条件下, 低能通道的通量上升时间与日面相对经度有较好的相关性,即离磁足点越远, 上升时间越长,而高能通道相关性则不明显; 全晕状CME产生的SEP事件对应的上升时间与源区位置没有明显的相关性, 而部分晕状CME伴随的SEP事件则与二次拟合曲线符合很好.分析表明,在缓变型SEP事件的通量上升阶段, 耀斑加速过程起着重要作用,这在部分晕状CME伴随的SEP事件中尤为显著.      

缓变型太阳高能粒子事件特征时间及其经向分布

利用SOHO,STEREO高能粒子观测数据,对2011-2014年30个通量短时间内显著增强的缓变型太阳高能粒子（SEP）事件的两个特征时间（局地爆发时间,起始释放时间）及其经向分布进行统计分析.研究结果显示,多颗卫星同时观测到的SEP事件伴随的日冕物质抛射（CME）角宽明显较一般事件大,且基本都为Halo CME;不同卫星观测到的粒子通量局地增强时间差与卫星位置经度差明显线性正相关且东西不对称;局地爆发时间和起始释放时间相对于耀斑时间的延迟与卫星相对经度正相关;卫星所有能量通道的两个特征时间极差与卫星相对经度呈现较好的正相关,这表明不同能量SEP释放的时间跨度具有明显经度差异;高低能释放时间差与CME速度正相关.这些结论表明,SEP事件的两个特征时间具有明显的经向依赖性,并都与CME速度相关.      

全晕CME与太阳质子事件的关系

日冕物质抛射（CME）是太阳质子事件的重要源头.CME的速度和源区位置是太阳质子事件产生的重要因素.通过统计最近5年全晕CME与太阳质子事件的关系发现,速度大且源区位置距离日面上连接地球磁力线足点近的全晕CME更易引发太阳质子事件,其中速度大于1200km…-1、角距离60°以内的样本引发太阳质子事件的概率最高.对3个未引发太阳质子事件的高速全晕CME进行了详细分析,发现CME的主体爆发方向和行星际磁场环境的变化也影响太阳质子事件的产生.因此,在太阳质子事件的实际预报中,综合CME爆发速度、源区位置、主体抛射方向和行星际环境等多个因素才能给出更准确的事件预报结果.      

太阳质子事件与太阳耀斑的关系

通过对0°W-39°W,40°W-70°W,71°W-90°W经度范围内太阳质子事件与太阳耀斑的相关性计算分析,发现太阳质子事件与太阳耀斑的相关系数依赖于经度.太阳耀斑积分与地球磁链接区域（40°W-70°W）太阳质子事件强度的相关系数最大.相关系数的这种特点与耀斑加速粒子的最大流量只出现在磁链接区域的特征相吻合.计算结果表明,太阳耀斑对太阳质子事件具有贡献,即耀斑对E ≥ 10MeV的质子加速有贡献.耀斑和CME在磁链接区域对太阳质子事件的贡献相同,这说明太阳质子事件是混合型事件.      

日冕物质抛射在太阳活动周期内的变化

本文利用SMM1980年和1984年观测的两组日冕物质抛射事件(CMF)及同期耀斑和爆发日珥观测资料,从速度、位置及活动相关率三个方面分析CME在这两个不同时期的特征,并由此推测它在整个太阳活动周内的变化趋势.      

第21～24太阳周4类空间天气事件爆发特征统计分析

对第21～24太阳周不同等级的太阳X射线耀斑事件、太阳质子事件、地磁暴事件及高能电子增强事件的爆发频次特征进行统计,结果表明:太阳周耀斑爆发的总数量与该太阳周的黑子数峰值呈正比,耀斑总数、X级耀斑事件数与峰值的相关系数分别为0.974,0.997;太阳质子事件主要发生在峰年前后1～2年,约占总发生次数的80%,峰值通量大于10pfu （1 pfu=1 cm-2·sr-1·s-1）的质子事件中,84%伴有耀斑爆发,并且主要伴随M或X级耀斑,少量伴随C级耀斑,峰值通量大于1000pfu的质子事件中,98%伴随M或X级耀斑,并且以X级耀斑为主;第21,22,23和24太阳周发生地磁暴最频繁的时间分别在1982,1991,2003年和2015年,分别滞后黑子数峰值时间3年、2年、2年和1年;72%的高能电子增强事件发生在太阳周下降期,24%的高能电子增强事件发生在太阳周上升期.      

射电爆发显著事件与Ⅱ型爆发

本文分析了北京天文台2840MHz射电望远镜,1989年1月-1993年12月期间观测到的太阳射电爆发的显着事件与米波Ⅱ型、Ⅳ型爆发的对应关系,从相关结果来看,爆发的峰值流量越高△T越短,这说明当太阳流量越大,高达500s.f.u.以上时,Ⅱ型爆发会在爆发的峰值前后很短时间内发生,可能与粒子的加速有关。      

1984年5月21日耀斑环珥的Hα-SSHG观测研究

利用云南天文台太阳光谱分光照相仪(Hα-SSHG),拍摄了1984年5月21日边缘耀斑环珥的Hα光谱资料,结合Hα色球观测资料给出了该事件的发展过程和色球、光谱的形态特征。定性地探讨了该耀斑环内的宏观物质运动.用提出的双环系模型能较好地解释观测结果.      

太阳微波爆发与高能质子的共生过程

本文根据近年来对太阳射电爆发与高能质子／γ射线谱线辐射等观测资料的统计分析,得出不同型别的太阳射电爆发中以微波爆发与γ射线辐射／质子事件发生过程中的高能质子共生率最高,趋近100％,这一结果,否定了以前认为米波Ⅱ型或米波Ⅳ型爆发拥有产生高能质子必要条件的看法;指出：上述微波爆发可以细分为脉冲型和微波Ⅳ型（Ⅳμ型）,它们的物理条件不同,共生关系的表现特征也不尽相同;并且对上述共生现象的物理过程作了初步的解释和探讨．     

太阳X射线耀斑活动区的一些特征

对ISEE-3人造卫星在1980年5月—1981年8月中,观测到的48个X射线耀斑进行了分析,发现其中有1/3是在6个活动区中重复爆发的.研究这部分X射线耀斑的物理性质与所在活动区的黑子面积、活动区类型及磁结构的关系,得到了一些结果:(1)发生在同一活动区中的X射线耀斑,其硬X射线峰值积分流量及谱硬度与活动区黑子面积成正相关;(2)多次爆发X射线耀斑的活动区全部具有δ型磁结构;(3)发生在不同活动区中的X射线耀斑,其物理特征与所在活动区的面积大小无明显关系.由此可以认为,活动区磁场梯度的大小,亦即活动区电流的大小,在爆发耀斑的过程中具有决定性作用.此外,还用电流环模型从理论上讨论了上述特征.     

SMY和第21太阳周期间地磁及太阳活动特点的分析

本文比较第17—21太阳周黑子数、地磁A_p指数、各周极大年≥2级耀斑数、磁暴数及第一、二、三大磁暴情况;分析了≥2级耀斑数及磁暴的分布。21周3级耀斑对应磁暴比例低于19、20周,Ⅳ型及米波射电爆发是产生磁暴的重要条件。进一步分析了21周最大磁暴、最大射电爆发引起的磁暴,最严重的电离层短波通讯干扰及有明亮物质抛射的大耀斑、双带大耀斑引起的磁暴等典型例子。最后对SMY期间22个无黑子耀斑作了分析,它们可能引起中小幅度的磁暴。      

CME引起的地磁暴穿越时间

日冕物质抛射(CME)从发生至引起地磁暴最大值的时间间隔称为穿越时间.本文选取1997-2015年89个CME-Dst事件,分析CME速度、能量、耀斑类型等对穿越时间的影响;采用非线性拟合以及支持向量机(SVM)非线性回归技术,建立基于1997-2009年62个CME-Dst事件的CF模型和SVM模型,并利用其余27个CME-Dst事件对模型预报效果分别进行检验.结果表明,CF模型和SVM模型的预报准确率均达到85.2%,其中CF模型的平均绝对值误差为13.77 h,而SVM模型为13.88 h.与ECA模型结果(准确率为77.8%,平均绝对值误差为14.55 h)进行对比发现,CF模型和SVM模型的准确率更高而误差更小.CF模型和SVM模型能够提前1~5天较好地预报地磁暴爆发时间.