太阳耀斑的行星引潮力触发

阐述了太阳潮波动力学的概况,依据实际资料的统计结果指出;行星引潮力触发耀斑的效应随耀斑级别的增大而增强;对于3级及其以上耀斑,强潮汐触发较之弱触发的耀斑产出率之比高达9.33;这个重要事实在预报地球和日地空间灾害性扰动方面,会有相当大的实际价值。     

基于长短期记忆神经网络的太阳耀斑短期预报

提出了一个基于长短期记忆神经网络的耀斑预报模型,利用过去24 h太阳活动区的磁场变化时序构建样本,通过长短期记忆神经网络对磁场特征时序演化进行分析,预报未来48 h内是否发生≥M级别耀斑事件。使用的数据集为2010年5月到2017年5月所有活动区样本,选取了SDO/HMI SHARP的10个磁场特征参量。在建模过程中通过XGBoost方法选取权重、增益率和覆盖率均较高的6个特征参量作为输入参数。通过测试对比,模型的虚报率和准确率与传统机器学习模型相近,报准率和临界成功指数分别为0.7483和0.7402,优于传统机器学习模型。模型总体效果优于传统机器学习模型。     

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.     

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.     

太阳质子耀斑的一个统计性质

本文研究太阳质子耀斑相对于太阳光球大尺度平均磁场中性线的分布, 给出一个新得到的质子耀斑的统计性质。研究太阳质子事件及其源耀斑的统计性质, 是太阳物理和空间物理学的重要前沿课题。从太阳活动预报及地球空间环境预报研究的角度看, 一个重要的问题是质子耀斑在     

无力场的触发重联和太阳耀斑

采用多步隐格式,对在瞬间形成的电流片的触发下的高剪切无力场的磁重联过程进行了数值模拟。磁重联首先在交界面处的非中性电流片区出现,然后向无力场区蔓延。在磁重联过程中,在无力场区形成一高温环状结构,物质向光球层流动。在高温环内侧的新喷发场区,物质向上流动。磁重联主要集中在初始电流片外侧的高剪切无力场区,高温环顶部的温度最高,位置基本固定。在磁重联的过程中,剪切磁场分量的空间梯度减小,无力场因子下降。     

太阳耀斑活动对中层大气温度的影响

本文利用NIMBUS-7SAMS温度资料,分析研究了1979年至1982年期间发生的3.5级以上大耀斑事件对中层大气温度的影响。并对其物理过程进行了分析和讨论。主要结论是:在太阳大耀斑爆发前后的一两天内,在20°N-60°N地区的中间层大气上部,大气温度有明显降低,中间层下部则有明显增加。对平流层顶高度以下的大气温度没有明显影响。     

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.     

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。     

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.     

基于太阳10.7 cm射电流量的全日面耀斑预报方法

太阳耀斑是一种重要的太阳爆发活动现象,表现为近乎全波段的电磁辐射增强。统计表明,太阳活动水平越高,太阳爆发越频繁,耀斑爆发的概率越大。利用1975－2007年10.7 cm流量与耀斑爆发的统计关系,建立了一种可行的全日面爆发耀斑概率的预报方法,能够实现C,M,X三种级别的耀斑在全日面爆发的概率预报。通过2008－2016年的观测数据,对模型进行了预报性能的评估,得到模型对C,M,X级耀斑发生概率的预报误差均较小,Brier评分误差分别为0.113,0.087,0.012;模型的预报性能均比平均模型有提高,对C,M,X级耀斑发生概率预报的Brier技巧评分分别为0.250,0.106,0.012。在2008－2016年未来1天耀斑预报的模型实测中,模型的预报效果与中国科学院空间环境预报中心的预报效果相当,这说明该模型在实际的空间环境预报中切实可行。     

1982年12月30日日浪

介绍了１９８２年１２月３０日太阳视面上Ｓ１０Ｗ２０处伴随耀斑产生的日浪形态，并给出其速度场随时间演变的特征．光谱观测结果表明，日浪上升过程中有旋转运动，速度为２０—３０ｋｍ／ｓ，旋转速度随时间而减小．     

1996-2002年太阳耀斑的统计分析

分析了1996—2002年南北半球的太阳黑子相对数和南北半球太阳X射线耀斑级别（简称Imp）≥M1.0的太阳X射线耀斑的特征和不对称性.分析结果表明,南北半球的太阳耀斑活动的程度交替上升,在2001年7月以前北半球的太阳耀斑活动强于南半球,2001年7月开始耀斑活动逐渐以南半球为主.本文还逐月分析了1996—2001年南北半球的耀斑指数.2000年7月为第23周太阳指数最大的一个月、与第23周太阳黑子相对数最大月均值吻合.     

X射线耀斑的强度指标

本文利用GOES-7卫星的1分钟记录资料研究了1991年3月和6月期间6个大X耀斑伴随的软X射线爆发特性和源强度的关系。结果指出：对X射线耀斑,其射线辐射流量上升快的在日冕中激起的激波速度也较快．数值模拟研究指出,这可能反映爆发能量释放速率是源强度的主要指标．     

1986年2月的高太阳活动研究──Ⅳ日地扰动事件耦合初析

利用光学、射电、软X射线和硬X射线观测资料,对1986年2月系列太阳爆发中最大的两个耀斑作相似与相异性的分析,解释它们近地空间效应的区别,对该系列太阳爆发事件和叠加在一起的地球事件作认证研究.     

“风云一号（B）”卫星探测到的太阳质子事件

我国“风云一号(B)”气象卫星于1990年9月3日发射入轨,该星载有粒子成分监测器,用来探测空间粒子辐射环境,其中包括测量太阳耀斑时产生的太阳质子事件及其重粒子丰度;银河宇宙线异常成分与强度;内辐射带磁异常区的粒子通量及重粒子成分,“风云一号(B)”卫星运行半年来,我们已获取了上述有关的粒子辐射资料,在卫星上获得这些资料在我国尚属首次,本文主要分析观测到的太阳质子事件。     

1991年太阳L260°活动概况及其射电的特征

本文介绍了太阳L260°活动概况,并计算了黑子群的位置漂移及对应的射电缓变源.北京天文台2.84GHz射电望远镜在该活动区观测到8次特大的射电爆发(流量超过1000s.f.u.),其中4次(1991年5月16日,6月9日,6月11日,8月25日)射电爆发时变曲线十分相似而且这些微波爆发都与Ⅱ型Ⅲ型Ⅳ型米波爆发有良好的对应.可能说明该活动区所对应的日冕在长时间内存在一种磁场位形结构,这种磁场位形结构容易产生日冕物质抛射.     

1989年3月大宇宙线暴事件的特征

本文分析了1989年3月一系列大耀斑等离子体抛射引起的宇宙线强度变化的特征.除对中子成分分析外,还对μ介子成分及其各向异性特征作了分析,讨论了宇宙线强度变化与太阳耀斑特性和地磁扰动之间的关系。分析发现,宇宙线的Forbush下降不仅与太阳耀斑的级别、持续时间,以及在日面上的位置有关,而且还与光学耀斑是否伴有强的X射线暴、是否有强的射电爆发,以及是否引起强的地磁暴紧密有关.各向异性分析表明,3月大事件的各向异性明显小于宁静时的各向异性,这可能是因为受到太阳活动强烈调制之后,宇宙线各向异性趋于减小的原因.