无黑子耀斑的形态特征及其可能的理论模型

本文汇总了我国三个天文台(云台、紫台、北台)在21周峰年期间所观测到的无黑子耀斑的形态特征。然后,在日珥的Kippenhahn-schIuter模型的基础上,定性地解释了这些无黑子耀斑的观测特征,并从理论上提出了产生无黑子耀斑的一种可能模型。     

太阳黑子自动识别与特征参量自动提取

日面上黑子数目反映了太阳活动水平的高低.黑子形态的复杂性和磁场的非势性与太阳活动爆发密切相关.随着高时空精度的太阳观测数据量的急剧增长，快速准确地自动识别日面上的黑子以及对黑子群特征自动提取已成为太阳活动预报的现实需求.本文针对SDO/HMI的活动区白光数据，利用数学形态法开展黑子自动识别研究，并在黑子识别基础上对黑子群的面积和黑子数进行了计算.通过对利用2011-2017年HMI活动区数据计算得到的黑子群面积和黑子数与NOAA/SWPC发布的活动区相应参量进行比较，发现本文计算结果与SWPC发布数据的变化趋势基本一致，相关性较好.其中黑子群面积的相关系数为0.77，黑子数的相关系数为0.79.研究结果表明，利用本文方法对SDO/HMI数据进行处理，能够得到高时间分辨率的黑子群特征参量，可为太阳活动预报提供及时准确的输入.      

太阳黑子本影点的理论解释

本文假设在太阳黑子磁管内出现局部横向扰动磁场,然后利用中性片理论较为满意地解释了黑子本影点的形成.并利用Petschek的理论公式估算了本影点的温度、磁场和寿命,所得结果与观测值符合较好.      

日球基本参数的冕洞周变化与冕洞大气

本文利用MHD波与日冕大气耦合的磁流体动力学方程组,计算得到冕洞内的日冕大气的温度T、密度N和流速V的分布.根据这些量的分布特点,认为日球基本参数T、N和V的冕洞周变化,可以用冕洞磁场的非径向因子a值,随黑子活动的下降而变小来解释.      

太阳黑子的纤维结构

本文采用文献[1]所发展的方法求解非轴对称磁静平衡方程,以解释太阳黑子的纤维结构。结果表明,在黑子半影区中的暗纤维对应着强磁场区。      

22太阳活动周的δ黑子群与X级X射线耀斑

用２２太阳活动周的２２１个δ黑子群（从１９８６年至１９９１年），研究δ黑子群的特性，δ黑子群与Ｘ级Ｘ射线耀斑（ＸＸＦ）之间的关系。１．证实了Ｔａｎｇ，Ｚｉｒｉｎ和Ｌｉｇｇｅｔｔ的发现，所有δ黑子群源于二个偶极黑子区，由其中之一的前导黑子与另一的后随黑子相互渗透而构成；在δ黑子的极性分界线上，磁场是强烈地剪切的，同时还找到了许多δ黑子解体的事例，这点与Ｚｉｒｉｎ（１９８７）的结论相悖，δ黑子的解体是     

太阳黑子的故事

古时的中国人和希腊人就已观测到了黑子的存在,观测者们在日出或日落,也就是太阳相对较暗的时候,透过云层和雾霭,就能够看到黑子的身影。但那里的人们并不清楚这种天文现象的真正物理含义,据史料,最早发现黑子的年代可以追溯到公元前1000多年我国的周朝。最早有黑子记录的年代是公元前28年5月10日,由我国的汉朝人     

1986年2月太阳的高活动I活动区4711的演化和特征

本文使用太阳黑子、磁场、Hα色球、10.7cm射电及软X射线流量等观测资料,对太阳活动谷期的高活动区4711(SESC编号)从光球、色球和日冕三个方面做了综述.指出该活动区演化过程的特征是:(1)黑子群在主要发展阶段呈一个紧密的结构复杂的强磁区;(2)两次大的太阳爆发均发生在黑子群面积衰减阶段的初期;(3)黑子群的转动可能是活动区日冕加热和耀斑活动的主要供能机制;(4)色球暗条的频繁活动是爆发的先兆;(5) 10.7cm射电辐射和软X射线辐射的逐日流量有彼此不重合的双峰.      

太阳辐照度下降的有效黑子模式和太阳辐照度可变性的有效光球活动区模式

本文作者提出了描述太阳辐照度下降的新模式--有效黑子模式;对1980年4月1日至7月16日的北京天文台黑子照片进行了保守测量;就有效黑子模式计算出的太阳辐照度与同一时期"太阳峰年使者"卫星观测到的太阳总辐照度进行了比较,两者在数值上非常接近,并且呈甚佳线性相关;进而提出了描述太阳辐照度可变性的新模式--有效光球活动区模式;从而在上述基础上提出了今后应继续的工作。      

1986年2月4日AR4711拱形双带黑子暗条系激活的分析

根据1986-02-04AR47ll由观测所确定的物理参数和特征值,采用电动力学方法数值计算该活动区中两个拱形黑子暗条在大耀斑爆发前的动力学演化过程.结果表明:(1)以旋涡黑子为标志的光球物质旋转运动和以暗条下方磁力线强剪切为特征的剪切运动引起暗条电流增加和背景磁场变化,电流和磁场的相互作用导致暗条向上运动,大耀斑爆发前暗条的上升速度达26km／S;(2)背景场位形对暗条整体动力学行为有很大影响,AR47ll在7×104km高度范围内场强随高度似乎按指数规律衰减.      

On the nature of coronal loops above the quiet sun network

The structure and dynamics of a box in a stellar corona can be modeled employing a 3D MHD model for different levels of magnetic activity. Depending on the magnetic flux through the surface the nature of the resulting coronal structures can be quite different. We investigate a model of an active region for two sunspots surrounded by magnetic field patches comparable in magnetic flux to the sunspots. The model results in emission from the model corona being concentrated in loop structures. In Gudiksen and Nordlund (2005) the loops seen in EUV and X-ray emission outline the magnetic field, following the general paradigm. However, in our model, where the magnetic field is far from a force-free state, the loops seen in X-ray emission do not follow the magnetic field lines. This result is of interest especially for loops as found in areas where the magnetic field emerging from active regions interacts with the surrounding network.     

Distribution of electric current in solar plasma loops

The distributing profile of electric current in solar plasma loop is a key factor for the MHD instabilities of the loops. However, it is very difficult to measure such profile in single loop. In this paper, we assume that, in spite of the complexity of the structure in most of the sunspots, the distribution of the electric current in some small simple sunspots may reflect the main feature of the distribution in solar plasma loops. We utilize the high-cadence, high-resolution vector magnetograms observed by Big Bear Solar Observatory (BBSO) to derive the longitudinal electric current and analyze the distribution of the longitudinal electric current in the region of sunspots, and simulate the distributing features of the solar plasma loops. From these analysis, we find that the electric current in some small simple sunspots, or to say in plasma loops, are concentrated to their center. Such distribution feature is consistent with the theory of pinch effect in current-carrying plasma loops.     

基于深度学习的太阳黑子Wilson山磁类型识别方法

太阳黑子是太阳光球层中带有较强磁场的区域,通常是太阳爆发活动的源区。Wilson山磁分类是当前最为主流的太阳黑子分类方法之一,对研究太阳爆发有重要意义。利用2010－2017年间SDO/HMI成像仪观测到的720s_SHARP磁图和白光图数据,研究使用深度学习对太阳黑子群Wilson山磁分类的方法。实验结果表明,Xception网络在识别太阳黑子Wilson山磁类型上能取得最优的效果,其中对α类型黑子的F₁得分为96.50%,β类为93.20%,其他类型的黑子为84.65%。      

Temporal variation and asymmetry of sunspot and solar plage types from 1930 to 1936

Using the recently converted to digital format heliophysics catalogues of the Ebro Observatory published in the 1930s, we analyse simultaneously the temporal variation and asymmetry of two different solar structures located at different layers of the solar atmosphere: sunspots and solar plages. In particular, we do the research for all the types of sunspots and plages, including the daily and relative frequencies over the solar cycle. The data were catalogued using the sunspot Cortie classification and a solar plage classification scheme proposed by the Ebro Observatory, which group the phenomena by size and shape. For all types of both sunspots and plages, we observe a decrease in their frequency up to the end of solar cycle 16 and an increase over the beginning of solar cycle 17. Furthermore, we note that small sunspot groups are more likely to happen than bigger groups, although single big spots dominate near the solar minimum. The daily frequency of solar plage occurrences shows that there is not a dominance of compact or scattered solar plages. The North-South occurrence distribution of every type in both sunspots and solar plages shows an asymmetry during the solar cycle: in its declining phase, such asymmetry is directed to the north, while in the beginning of a new cycle is directed to the south.     

高层大气原子氧的半年周变

地球高层大气成分的长期变化受太阳黑子周、太阳活动程度和地磁活动程度等诸多因子所控制．本文利用国外有关高层大气成分的数据,分别讨论受上述控制因子影响的高层大气成分长期变化,讨论范围仅限原子氧半年周期变化．选用LDEF在轨飞行器1984年4月—1990年1月高度470km附近的长期资料进行统计分析,结果表明,高度470km附近原子氧在年平均太阳黑子数＜20、太阳活动程度相对低而平稳期间,半年周期的变化尤为明显,相对变幅约为40％—60％、井随平均太阳黑子数增加而增大．而年平均太阳黑子数峰值的1989年期间（＞120）,半年变化的相对变幅可达87％左右．     

Variations of mid-term periodicities in solar activity physical phenomena

In this work we make an analysis of significant periodicities shown by phenomena linked to solar activity such as coronal hole area, radio emission in the 10.7 cm band and sunspots. We use the wavelet method that gives information in the frequency and time domains. Of particular interest are the mid-term periodicities (1–2 yrs). Over the whole period, coronal holes and radio variations show an important annual variation and a quasi-biannual periodicity. The increase in these variations is most important around the years of maximum solar activity. When the time series are separated in low and high frequencies, the latter are modulated by the general solar cycle. Although somewhat shifted in frequency, these periodicities might well correspond with those found in cosmic ray intensity, solar magnetic flux and other terrestrial and interplanetary phenomena as a wavelet coherence analysis of these series with the solar magnetic flux reveals.     

日偏食杂散光的观测

本文利用1981年7月31日日偏食时观测到的日晕光度轮廓, 通过理论计算与观测轮廓的拟合, 求得描述地球大气散射特征的扩散函数.在日面黑子或其它活动客体的光度测量中, 可以利用这种扩散函数进行散射光改正.      

中等磁暴太阳周分布的统计研究

依据实际观测的中等磁暴数据,统计分析了中等磁暴的太阳周分布.分析结果表明,在一个太阳活动周内,每年中等磁暴随时间的变化出现多个峰值,其中,最大峰值均出现在太阳活动周的下降段,即中等磁暴的峰值比太阳黑子数平滑年均值的峰值要滞后,滞后的时间为2～3年.超过70%的中等磁暴出现在太阳活动周的下降段,这表明绝大多数中等磁暴出现在太阳活动周的下降段.通过对中等磁暴平滑月均值与太阳黑子数平滑月均值相位差的计算分析发现,中等磁暴峰值出现的时间比太阳黑子数峰值出现的时间要滞后,不同太阳活动周中等磁暴峰值出现的时间与太阳黑子数峰值时间滞后的程度不同.