暗条电流演化和耀斑储能

利用紫金山天文台观测的编号为McMath8207和McMath16171两个活动区光学资料,采用KR和KS两种理论模型,计算了活动区暗条电流演化过程.结果表明:不同的暗条扰动可以导致不同类型的耀斑;出现在强活动区新浮磁流附近的拱状暗条可用KR模型描述,它们往往处于较低层次,具有较强的初始电流,在新浮磁流的挤压和剪切作用下可形成中性电流片,导致高能耀斑发生.而符合KS模型的宁静暗条,在新浮磁流或耀斑波作用下亦可被激活,但其初始电流较弱,往往只能为热耀斑提供能量.      

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.     

太阳活动区光球磁场特征的量化

为有效解决太阳活动区磁场特征量化问题,对所有SOHO卫星MDI磁图预处理后,分割出日面角45°以内的活动区,分析活动区投影面积变形来源,研究建立Cosine面积校正因子,校正活动区面积,构建具有21个特征参数的活动区磁场特征量化指标体系,通过主成分分析法对量化结果计算累积方差,结合活动区10486爆发X17.2级耀斑时...     

1996-2008年期间活动区与耀斑活动的特征分析

在1996—2008年期间,可见日面共出现3067个活动区,其中活动区面积S满足10μh≤S≤90μh(μh为太阳半球面积的百万分之一)的活动区数量占活动区总数的58.52%,100μh≤S≤490μh的活动区数量占活动区总数的31.43%,而S≥500μh的活动区数量仅约占活动区总数的6%,S≥1000μh的活动区数量仅约占活动区总数的1%,面积为0的活动区约占活动区总数的4%.1996—2008年期间,除面积低于50μh的活动区外,不同面积活动区的数量占该年活动区总数比例的最大值通常都在太阳活动峰年之后,即相对太阳黑子数平滑月均值都有一定的延迟.在1997—2008年期间,至少能够产生一个A级耀斑的活动区数量为1408个,而在此期间,共产生了7706个C级耀斑、1141个M级耀斑和110个X级耀斑.C级耀斑在1~8A波段流量的积分值为22.711 J·m~(-2),M级耀斑在1~8 A波段流量的积分值为29.443 J·m~(-2),X级耀斑在1~8 A波段流量的积分值为36.178 J·m~(-2).第23太阳活动周期间,南半球的耀斑活动比北半球强.     

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。      

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。      

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.      

1989年3月太阳活动引起的强烈磁暴群

本文分析了1989年3月上旬一个太阳超级活动区中多次特大耀斑引起的强磁暴群.联系源耀斑的等级、位置等讨论了磁暴形态特征.随着耀斑活动区位置由东向西旋转,磁暴的形态呈现有规律的变化,充分显示了磁暴形态特征有依赖于耀斑位置的中心子午线效应和东西不对称性.     

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).     

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.      

Flux emergence,flux imbalance,magnetic free energy and solar flares

Emergence of complex magnetic flux in the solar active regions lead to several observational effects such as a change in sunspot area and flux embalance in photospheric magnetograms. The flux emergence also results in twisted magnetic field lines that add to free energy content. The magnetic field configuration of these active regions relax to near potential-field configuration after energy release through solar flares and coronal mass ejections. In this paper, we study the relation of flare productivity of active regions with their evolution of magnetic flux emergence, flux imbalance and free energy content. We use the sunspot area and number for flux emergence study as they contain most of the concentrated magnetic flux in the active region. The magnetic flux imbalance and the free energy are estimated using the HMI/SDO magnetograms and Virial theorem method. We find that the active regions that undergo large changes in sunspot area are most flare productive. The active regions become flary when the free energy content exceeds 50% of the total energy. Although, the flary active regions show magnetic flux imbalance, it is hard to predict flare activity based on this parameter alone.     

太阳质子耀斑X射线辐射特征及质子事件警报

太阳质子耀斑X射线辐射特征的研究, 为太阳质子事件的警报提供一个重要的途径和方法。本文分析了第21周太阳活动峰年(1977—1986)期间质子耀斑和相应的GOES和SMM卫星观测的X射线辐射资料, 结果表明:大部分质子耀斑的硬X射线峰值流量F_HX≥104s/c;积分流量F₀≥106counts;硬X射线辐射到达峰值时间T_R≥100s;持续时间T_D≥103s;X光子最高能量E_x≥300keV;平均能谱指数√r≤3.5;高能时延T_L≥10s。利用这些X射线暴的特征参数, 对第21周峰年大质子事件作警报检验, 结果是:报准率为94％, 虚报率为40％。      

Reorganization of the solar corona following a C4.7 flare

Yohkoh X-ray images, multifrequency two-dimentional observations of the Nancay Radioheliograph, Kitt Peak and Mees magnetograms provide a unique set of data with which to study a C4.7 long-duration flare that was observed close to the equator (S07, W11) on 25 Oct. 1994 at 09:49 UT. Linear force-free field extrapolations indicate a very high degree of non-potentiality in the active region. The X-ray flare started with the expansion of spectacular twisted loops. Fifteen minutes after the flare onset sporadic radio (type III) bursts were observed spreading over an area of almost 1/3 of the solar disc and two remote X-ray brightenings appeared over quiet regions of opposite magnetic polarity located in on opposite hemispheres of the Sun. In the close vicinity of these remote brightenings two coronal holes formed. The timing and location of these events combined with the overall magnetic configuration provide evidence for a large-scale magnetic reconnection occurring between the expanding twisted loops and the overlying huge loops which inter-connect quiet solar regions.     

Relationships of a growing magnetic flux region to flares

Some sites for solar flares are known to develop where new magnetic flux emerges and becomes abutted against opposite polarity pre-existing magnetic flux (review by Galzauskas/1/). We have identified and analyzed the evolution of such flare sites at the boundaries of a major new and growing magnetic flux region within a complex of active regions, Hale No. 16918. This analysis was done as a part of a continuing study of the circumstances associated with flares in Hale Region 16918, which was designated as an FBS target during the interval 18 – 23 June 1980. We studied the initiation and development of both major and minor flares in Hα images in relation to the identified potential flare sites at the boundaries of the growing flux region and to the general development of the new flux. This study lead to our recognition of a spectrum of possible relationships of growing flux regions to flares as follows: (1) intimate interaction with adjacent old flux — flare sites centered at new/old flux boundary, (2) forced or “intimidated” interaction in which new flux pushes old field having lower flux density towards a neighboring old polarity inversion line where a flare then takes place, (3) “influential” interaction — magnetic lines of force over an old polarity inversion line, typically containing a filament, reconnect to the new emerging flux; a flare occurs with erupting filament when the magnetic field overlying the filament becomes too weak to prevent its eruption, (4) inconsequential interaction — new flux region is too small or has wrong orientation for creating flare conditions, (5) incidental — flare occurs without any significant relationship to new flux regions.     

质子事件上升时间及峰值强度的统计研究

在耀斑已基本确定为质子耀斑的情况下, 为了对即将到达地球的太阳质子作出半定量的粗略预报(警报), 即估计从观测到光学耀斑开始, 需经多长时间质子通量将到达峰值;峰值强度有多大。为此, 我们收集了1967年5月—1972年12月约五年半期间国外发表的比较系统的质子事件资料, 以及相应的太阳耀斑和太阳射电资料。      

1980年5月21日—22日耀斑后冕拱(Post-flare coronal arch)的加热机制和稳定性

本文提出了快撕裂模加热是1980年5月21日—22日耀斑后冕拱长达10多小时的有效加热机制。作者计算了撕裂模所提供的能量和相应的增长率,并讨论了该冕拱的MHD平衡和稳定性问题,主要结论如下:1.对5月21日冕拱,当密度取1.6×109cm-3（实测值）时,剪切宽度α_α=1.8×108cm（冕拱小半径的十分之一）剪切磁场为18—32×10-4T,所对应的增长率为1.79×10-5s-1—2.66×10-5s-1,不稳定的增长时间为15.5h—10.4h,这组解与观测到的冕拱存在10多小时相符。所以,撕裂模是冕拱合理的有效加热机制。2.该冕拱之所以维持10多小时之久,除撕裂模加热与辐射损失平衡外,在力学上必须处于平衡态,其平衡条件为B_φ（冕拱轴向磁场）=2B_θ（冕拱的环向场）,和气压梯度dp/dr大于零。若冕拱满足该力学平衡条件,则利用能量原理可得到该系统对腊肠扰动、扭曲扰动、螺旋扰动均是稳定的。      

太阳耀斑和地磁扰动的统计分析(1966—1978)

本文给出了不同等级、不同持续时间、发生在日面不同日心经距上的太阳耀斑所引起的各种地磁指数(Ap、AE、Dst和Kp指数)的变化,讨论了各类耀斑所引起的地磁扰动的特点以及耀斑的日心经距及其喷发物在日地空间的传播速度对磁扰强度的影响。      

太阳风中磁重联的可能性及其观测证据

本文利用美国行星际监测卫星IMP-H和IMP-J同时在弓激波上游的极佳时机(1976年1月21日—22日)探测的结果, 比较了两个卫星同时测得的离子脉冲(E≥125keV/Q, Q≥1)的计数率和各向异性.分析表明在IMP-H比IMP-J离地球远的四个事件a—d中, a和b事件时, IMP-H上测得的计数率大于IMP-J上计数率, 各向异性从太阳指向地球;c事件时, IMP-J上计数率大于IMP-H上的测量值, 各向异性从太阳指向地球;d事件时, IMP-J上计数率大于IMP-H上的相应值, 各向异性改变方向, 从地球指向太阳.它们可以用太阳风中扇形边界样的磁场反转形态磁重联产生的高能粒子的假说来满意地得到解释.      

关于冲击波在环形磁场中的传播

本文求解了点源爆炸波在环形磁场中传播的非自型问题。以耀斑引起的击波传播为例讨论了解的应用。从中可以看到,磁场扰动呈U形,主要发生在0.5Re—1.0Re的击波区域;行星际磁场的存在使击波到达1AU的时间延长了几个小时;击波必须具有大于磁截止能量E_M=λ₁S2/4π J₀R时(符号意义见内容)才有可能传播到1AU以远的地方,日冕磁场结构对耀斑击波进入行星际空间的传播有重要作用。