活动区新浮磁流和暗条的激活

用数值计算方法探讨了新浮磁流驱动下暗条运动的基本规律。计算表明,活动区新浮磁流是驱动暗条运动导致暗条激活的有效机制之一,这个过程是通过暗条电流和背景磁场的相互作用来实现的。当选取不同强度的浮现磁流时,暗条可出现周期性振荡、激活上升和闪烁;此外,对同极性磁流浮现,当浮现强度足够强时,暗条一开始就会下沉。      

太阳活动区磁场扭绞与耀斑产率

本文以1972年10月的太阳活动区McMath 12094为范例, 研究了活动区磁场扭绞与耀斑产率的关系.先在常α无力场模型假定下, 以观测到的活动区光球磁场为边值, 对活动区在日面中心附近4天(10月28—31日), 推算出代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α, 从而外推出活动区在这4天的三维磁力线形态.然后以这些资料为基础, 进一步讨论了活动区磁场演化特征, 磁场扭绞与耀斑产率的关系, 并且近似用单极场模型估算了通过活动区前导大黑子A的电流、电流密度以及因大黑子逆时针旋转造成磁场扭绞所贮存的能量.本文主要结论为:(1)活动区McMath 12094从10月27日起保持较强扭绞, 10月30日达到极大, 10月31日后扭绞减弱.活动区磁场扭绞的主要原因是光球中的磁流体力学作用所导致的前导大黑子A的逆时针旋转。(2)代表活动区磁场平均扭绞程度的无力因子α与活动区耀斑产率同步变化, 表明活动区磁场扭绞与耀斑产率成正相关.(3)通过活动区前导大黑子A的本影电流为4.3—6.6×1012A, 因扭绞产生的自由能贮存为0.44—1.11×1032erg.活动区中的电流密度达到0.96—1.47×10A·m-2.这样高的电流密度可能是该活动区高耀斑产率的重要原因.      

AR2522活动区中暗条的演化与耀斑的爆发

利用AR2522活动区多波段的观测资料,分析了暗条演化与1B/M4级双带耀斑爆发之间的关系。结果表明:(1)足点的剪切运动导致暗条电流增强和耀斑贮能;(2)暗条上升运动和绞扭现象是暗条电流增强和耀斑贮能的结果;(3)Marttens-Kuin模型至少适合于解释与暗条快速上升有关的双带耀斑爆发。      

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.     

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.      

1980年7月14日耀斑和磁流浮现模型

本文利用云南天文台耀斑H_α巡视观测、活动区白光照相及速度场资料,结合SMM的X射线资料和北京天文台的射电观测资料,对1980年7月14日日面3B级大耀斑进行了综合研究。对照耀斑过程的磁流浮现(EMF)模型,我们分析了活动区的形态变化特征,估算了耀斑释放的磁能、耀斑过程的特征时间及耀斑爆发时加速的电子总数和加速电子的平均能量。结果表明:(1)耀斑过程的EMF模型与观测结果基本符合,可以认为EMF模型能够较好地说明耀斑的物理过程。(2)根据对速度场资料及耀斑产生位置的分析,初步认为电流片可能位于速度中性线与磁中性线的交点处及其附近,或速度中性线与暗条的交点处及其附近[3]。(3)观测和计算表明,硬x射线爆是由电流片中加速的高能非热电子所产生,而软X射线爆则由耀斑区的高温等离子体的热轫致辐射所产生。      

强短波衰落事件的太阳活动区磁场位形先兆

本文利用北京天文台提供的高空间分辨率的活动区纵场磁图对1988年的18个活动区进行分析研究,以寻求强SWF耀斑的先兆.结果表明,一磁流在异极性磁流区浮现,同极性磁流合并、异极性磁流侵入和纵向磁场强度剧增4种磁位形演化与强SWF耀斑有密切关系。文中还用1988年9—10月份的25个活动区的磁图和耀斑资料佐证上面的结果。      

X射线耀斑的分析及其与Ha耀斑的比较

本文利用SMM卫星的X射线资料,以及云南天文台的光学观测资料,分析了1980年7月14日的3B级耀斑.求得X射线耀斑能谱随时间的变化;计算了耀斑爆发时加速的电子总数和电子的平均能量;并测量和比较了Hα耀斑和X射线爆源的位置.结果表明:(1)硬X射线爆由高能非热电子束引起;(2)软X射线爆基本上由高温等离子体的热韧致辐射所产生,但必须考虑非热电子轫致辐射的贡献;(3)确定X射线爆源的高度,有赖于耀斑模型及活动区磁场位形.所得结果支持耀斑过程的新浮磁流模型(EMF模型).     

2011年8月4日螺旋状日冕物质抛射爆发事件

利用多卫星多波段的综合观测数据,通过追踪光球表面等离子体速度分析计算了耀斑爆发前后磁螺度的变化,发现耀斑爆发前活动区中光球表面存在强的水平剪切运动,活动区磁螺度的注入主要由这种剪切运动所产生;使用CESE-MHD-NLFFF重建了耀斑爆发前后活动区的磁场位形,推测出耀斑过程中存在磁绳结构的抛射.基于这些分析,给出了这一螺旋状抛射结构的形成机制:爆发前暗条西侧足点的持续剪切运动驱动磁通量绳增加扭转,高度扭缠的通量绳与东侧足点附近的开放磁力线重联并与东侧足点断开,进而向外抛出并伴随解螺旋运动.另外,利用1AU处WIND卫星的观测数据在对应的行星际日冕物质抛射中找到典型磁云的观测特征.这表明除了传统上双足点均在太阳表面的磁云模型,这种单足点固定于太阳表面的磁通量绳爆发图景同样可能在行星系际空间形成磁云结构.研究结果对进一步认识磁云结构具有重要意义.      

椭圆回路下暗条电流的特性

给出了椭圆暗条电流回路下暗条垂直平衡方程,并用它计算了NOAA131活动区暗条的平衡电流,分析了其暗条电流的特性.      

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.      

太阳耀斑行星际激波传播中的追赶效应

本文采用二维MHD模型对具有不同间隔时间的2个耀斑先后爆发,模拟研究它们所对应的行星际激波间的追赶效应,并和单个耀斑所产生的行星际激波相比较。研究结果表明,间隔时间一天以内的2个耀斑激波在行星际空间向外传播时,激波之间有明显的相互作用发生,间隔时间的长短决定了激波传播过程中追赶效应的强弱。根据数值试验结果,追赶效应可归纳为4类,(1)强追赶效应,(2)中等追赶效应,(3)弱追赶效应,(4)无追赶效应。属于强追赶效应的2个耀斑激波传播至1AU处,产生的行星际扰动非常相似于单个耀斑激波的扰动。     

Emerging magnetic flux,flares and filaments — FBS interval 16–23 June 1980

17 emerging magnetic flux regions with arch filaments related to new sunspots were identified in Hale Active Region No. 16918 during the 7 day interval from 16–22 June. Most of the new flux regions were clustered around the filament channel between the old opposite polarity fields as were most of the flares. The two largest regions of new magnetic flux and a few of the smaller flux regions developed very near the end points of filaments. This suggests that the emergence of flux in existing active regions might be non-random in position along a filament channel as well as in distance from a filament channel.We have analyzed the positions of 88 flares to date during about half of each day. We find that slightly more than half (50%) of the flares, irrespective of their size, are centered within the new flux regions. About 1/5 (20%) were centered on the border between the new flux and the adjacent older magnetic field. Less than 1/3 occurred outside of the newly emerging flux regions but in many cases were very close to the newly emerging flux. We conclude that at least 2/3 of the flares are intimately related to the emerging flux regions while the remaining 1/3 might be either indirectly related or unrelated to the emerging flux.     

三种类型的质子耀斑

根据SMM卫星观测资料,分析了GRL,PE和GRL/PE三种类型质子耀斑在硬X射线辐射特征上的差异。结果表明,存在的差异与粒子加速区(或作用区)分别处于不同的日面高度有关。      

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.      

Flare buildup in X-rays,UV, microwaves and white light

Coordinated observations using space and ground-based instruments were made of active region complex #2522/2530, 24–30 June, 1980. The 10 largest flares from these regions were of importance M1-M6 in X-rays, and all were observed from satellites, except for one observed from a balloon. Several kinds of buildup signature have been found in the tens of minutes before these flares. Among these signatures are the following: 1) Relative faintness in X-ray lines of the pre-flare pixels, 2) X-ray (5–15 keV) “flashes” at points displaced by 1′–2′ from the flare site, 3) Rising filaments seen in Hα and Ultraviolet 4) Microwave intensification, polarization increase and polarization flip 5) Coronal disturbances above limb flares at or before the impulsive phase.     

第21,22周峰年太阳射电爆发中毫秒级精细结构的分析

本文对第21周的2840MHz及22周峰年的2545MHz，2645MHz和2840MHz波段上所观测到的285个快速事件进行分析，发现两个峰年的快速事件具有多种多样的快速活动（快速精细结构）．它们与耀斑的对应关系也做了统计分析．     

太阳耀斑显著的热和非热事件的统计特征

本文利用GOES卫星和SMM卫星软、硬X射线耀斑观测资料,分析耀斑中软、硬X射线辐射流量的分布,发现太阳耀斑存在着显著的热事件(PT事件)和显著的非热事件(PNT事件),它们主要特征是:(1)PT事件为缓变型耀斑,PNT事件为脉冲型耀斑;(2)PT事件的硬X射线谱较软,PNT事件能谱较硬;(3)PNT事件非热能量释放速率比PT事件快3—10倍;(4)耀斑发展趋缓慢,PT事件中软X射线峰值流量越大;(5)耀斑中PNT事件约占60％,PT事件约占40％.最后定性讨论了产生PT和PNT事件的可能机制.      

影响地球环境的太阳质子事件的时间过程

利用1966年以来的大量太阳耀斑以及相应质子事件的资料,分析研究了质子事件到达时间和极大时间同耀斑经度位置的统计关系.结果表明当耀斑位置处于经过地球的行星际大尺度场磁力线足点位置附近时,上述两种时间过程最短.这个结果支持了太阳耀斑粒子经日冕传播再向行星际空间传播的二阶段传播模型.      

The Main Results and the Perspectives in the Researches at SSRT

In this report briefly presented the contemporary state of the experimental base of Radio Astrophysical Observatory (RAO) of the Institute of Solar-Terrestrial Physics (ISTP), the methodology of radioheliographic monitoring of the solar corona, the SSRT database, the RAO Web-pages, factors limiting the effective use of SSRT. Here are formulated the original results of the basic directions of the solar activity researches and the problems solutions on SSRT: (1) active regions at various development stages, morphology, modeling,signs of energy accumulation and flares buildup, forecast of powerful flares; (2) scenario, topology and the fine temporal picture of flares development, signs of primary energy release, radio emission mechanisms, scatter effects of radio emission in turbulent corona, energetic particles fluxes; (3) filaments; (4) CME with the localization of their initiation at the solar disk background, development scenario of filament activation + CME +flare; (5) coronal holes, and (6) bright coronal points.