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.      

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。      

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      

太阳耀斑对电离层总电子含量的影响

本文分析了1978—1979年1级以上的太阳耀斑对电离层总电子含量的影响. 给出了不同持续时间、不同亮度、不同季节、发生在日面不同位置上的太阳耀斑对电离层总电子含量的影响.分析结果表明,持续时间大于等于1.5小时的耀斑对电子含量有明显的扰动,耀斑出现后电子含量随之增加,在第4—5天增加到最大值,扰动持续数日;持续时间小于1.5小时的耀斑对电子含量影响甚微;非亮耀斑对电子含量的扰动小于亮耀斑;夏季出现的耀斑对电子含量无明显扰动,只有冬季出现的亮耀斑对电子含量有明显的扰动;太阳耀斑扰动电子含量有明显的日面位置东西不对称性,只有出现在日面东边、特别是E₃区的太阳耀斑对电子含量才有明显的扰动.      

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.      

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.      

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。      

太阳耀斑对大气气旋的扰动

本文统计了1966-1978年2级以上太阳耀斑引起的大气涡度面积指数(VAI)的扰动;给出了不同持续时间、不同亮度、不同季节、发生在日面不同位置上的太阳耀斑对涡度面积指数的影响.发现只有在冬天出现的,持续时间大于1.5小时的亮耀斑,在第3天对VAI有最大的扰动(下降最大值为平均值的16.4%);太阳耀斑引起的扰动有日面东西不对称性;出现在日面西边0-30°的亮耀斑和非亮耀斑(它们的持续时间大于1.5小时)引起VAI的大扰动,最大值扰动分别出现在第3天和第7天.      

Large-scale reconnection in a large flare

Some specific features of the large-scale magnetic reconnection in large solar flares are briefly reviewed. In particular, the large-scale structure and dynamics of the 3B/X5.7 flare on 14 July 2000 are interpreted in terms of the topological model. The role of the betatron effect in collapsing magnetic traps, that are created by reconnection in the solar corona, is considered. We discuss some possibilities to observe the collapsing trap acceleration in solar flares.     

基于PCA方法对太阳活动区主要参量的分析

太阳耀斑与太阳质子事件的发生通常与太阳活动区存在非常密切的关系, 对这种关系的深入分析有助于太阳耀斑和太阳质子事件预报模型的建立. 本文利用主成分分析(Principal Component Analysis, PCA)方法对1997-2010年太阳质子事件所在活动区的主要参量进行分析, 选取的参量包括黑子磁分类、 McIntosh分类、太阳黑子群面积、10.7 cm射电流量、耀斑指数、质子耀斑位置和软X射线耀斑强度. 结果得到81个太阳活动主成分得分值排序(得分值代表每个事件的强弱), 与太阳质子事件峰值流量、太阳黑子年均值以及10.7 cm射电流量年均值的对比显示相似度非常高, 表明主成分得分值一定程度上可以反映太阳活动的强弱规律.      

Thin structure of temporal profiles of solar flares January 15, 17 and 20, 2005 by data of AVS-F apparatus onboard CORONAS-F satellite

The count rate temporal profiles and energy spectra of the solar flares January 15, 17, 20 2005 in hard X-ray and gamma energy bands by data of AVS-F apparatus onboard CORONAS-F satellite are discussed. The energy spectra of these solar flares contain positron line and neutron capture line. Solar flares of January 17 and 20 spectra also contain some nuclear lines. Thin structure with characteristic timescales of 33–92 s is presented on flares temporal profiles in energy bands corresponding to the observed spectral features, which are confirmed by periodogram analysis (confidence level is 99%).     

太阳微波爆发动态频谱仪

介绍了北京天文台已投入观测的1.0—20GHz,2.6—3.8GHz太阳射电频谱仪及1999年投入观测的5.2—76GHz太阳射电频谱仪。它们是第23周太阳活动峰年我国太阳物理界的重要观测设备已投入观测的频谱仪获得不同类型的太阳射电爆发资料分别为171个和146个,这些事件在时间和频率上有丰富的幅度和结构的变化。不同太阳射电爆发反映太阳大气不同高度上耀斑的时间和空间的演化过程,为研究不同大气高度中耀斑物理动力学过程、能量释放、粒子加速提供了更多的依据。      

Solar-flare neutrons and gamma rays

Calculations of neutron and gamma-ray production in solar flares are reviewed and compared with neutron and gamma-ray data from the 21 June 1980 and 3 June 1982 flares, as well as gamma-ray data from other flares. The implied charged-particle numbers and spectra are compared with interplanetary observations.     

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.      

From solar nanoflares to stellar giant flares: Scaling laws and non-implications for coronal heating

In this study we explore physical scaling laws applied to solar nanoflares, microflares, and large flares, as well as to stellar giant flares. Solar flare phenomena exhibit a fractal volume scaling, V(L)  L^1.9, with L being the flare loop length scale, which explains the observed correlation between the total emission measure EM_p and flare peak temperature T_p in both solar and stellar flares. However, the detected stellar flares have higher emission measures EM_p than solar flares at the same flare peak temperature T_p, which can be explained by a higher electron density that is caused by shorter heating scale height ratios s_H/L ≈ 0.04–0.1. Using these scaling laws we calculate the total radiated flare energies E_X and thermal flare energies E_T and find that the total counts C are a good proxy for both parameters. Comparing the energies of solar and stellar flares we find that even the smallest observed stellar flares exceed the largest solar flares, and thus their observed frequency distributions are hypothetically affected by an upper cutoff caused by the maximum active region size limit. The powerlaw slopes fitted near the upper cutoff can then not reliably be extrapolated to the microflare regime to evaluate their contribution to coronal heating.     

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.      

一种新的太阳质子事件警报方法的探讨

本文分析了第21太阳活动周后半期的太阳质子耀斑硬X射线辐射资料, 发现它们的峰值流量、积分流量、上升沿斜率、X光子的最高能量和持续时间等物理参数之间有着不同于非质子耀斑的相关性。据此, 本文采用模糊聚类分析法, 对21太阳活动周期间(1980.2—1986.2)的质子事件进行预报试验。其报准率为88.5%, 虚报率为53.1%, 漏报率为11.5%。本文提供了基于X射线辐射特征的太阳质子事件警报的新途径和方法。      

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.      

An experiment to study solar flare effects on radio-communication signals

The occurrence of radio signal fading events caused by ionospheric absorption plays an important role in the performance of radio-communication systems. It is necessary to know the magnitude and time-scale of such events in order to specify technical parameters of the communication system to be used. Generally, fading events are associated with solar flares, which are characterized by sudden increase in the solar X-ray flux that causes an increase in the ionization in the lower ionosphere. The abrupt increase of ionization causes the absorption of radio waves propagating in the Earth–ionosphere wave-guide and is reported as radio signal fading events. A simple experiment to monitor the behavior of lower ionosphere has been carried out at the Southern Space Observatory-SSO/INPE (29.43°S, 53.8°W), located in southern Brazil. The experiment is basically a computer controlled radio receiver that records the received signal strength of Amplitude Modulated (AM) radio signals in the HF (High Frequencies) range. We analyzed data of the 6 MHz beacon signal that has been transmitted by a broadcasting radio station located about 400 km from the observation site. In this work we present initial results of daily variation of the received signal strength and fading events associated with solar flares observed in the 6 MHz signal monitored by the experiment during 2001. X-ray solar flux data from the GOES-8 satellite were used to identify X-ray solar bursts associated with solar flares. Based on the one-year data collected by the experiment, a statistical summary of fading occurrences and their correlation with solar flares, as well as the distributions of time-scales and magnitudes of such events are presented.