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《中国科学A辑》2001,31(Z1):46-52
基于对一组初发于可见日面的日冕物质抛射的源区研究, 证认两类太阳大尺度磁场结构, 指出这些大尺度磁场结构是太阳磁场的内禀分量, 它们的不稳定性、向外膨胀和抛入行星际空间的过程, 是导致日冕物质抛射的基本过程. 这两类大尺度太阳磁场结构是联结太阳南北半球两个活动带的巨磁环和巨暗条(暗条通道)及与之相关的磁场结构. 后者在光球全日面磁图和综合磁图上, 表现为排成两列的相反极性的黑子或谱斑磁场, 其磁场极性反变线(磁中性线)的长度一般超过50日面度. 把后一类大尺度磁场结构称为“超级A结构”. 它们有时表现为巨暗条及相关的大尺度磁场. 由于这类大尺度磁场结构尺度大, 向日冕延伸到很高的高度, 在通常以研究耀斑等活动区尺度现象为目标的太阳磁场观测中难以证认. 证认这些大尺度磁场结构, 成为理解日冕物质抛射产生的物理机制和预报日冕物质抛射的关键. 相似文献
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北京天文台曾于1980年观测到了罕见的环平面与太阳表面平行的完全闭合的环状日珥,其特征寿命约1—2天。本文讨论了这种水平等离子体环在磁力、重力和压力同时作用下的静力学平衡问题。在轴对称矩形截面假定下建立方程组,采用闭合磁场边值,得到零阶磁场(无力场)和密度(压力)解,进一步求得了零阶磁场和密度以及一阶磁场的一个本征解,从而给出水平闭合环状日珥中的一种可能的磁场和密度分布。本文得到的环状日珥的闭合式磁场结构与外界日冕磁场的力线不连通,有助于说明日珥与日冕之间的巨大温度差别。 相似文献
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《中国科学A辑》2001,31(Z1):73-79
太阳耀斑和日冕物质抛射等爆发现象中的能量突然释放与转换过程和高能粒子加速过程, 是太阳物理乃至天体物理中最富挑战性的一个基本问题. 目前对日冕能量释放源区的磁场和等离子体参数尚无直接测量的方法. 在一定的辐射机制和传播过程假设下, 射电方法是诊断日冕磁场的几乎惟一手段. 我国新近完成的太阳射电宽带动态频谱仪具有优于当前国外同类设备的高时间和高频率分辨率, 从而在23周峰年研究中发挥了重要作用. 但对于大爆发事件, 有时会出现仪器饱和现象. 必须采取特殊处理, 以消除仪器效应或干扰的影响. 针对太阳射电动态频谱仪的特点, 提出了一种非线性定标的方法处理仪器饱和效应, 采取了信号的动态范围调整方法, 提出通道归一化处理方法进行图像增强. 最后应用小波方法以消除干扰的影响. 以著名的2000年7月14日重大日地活动事件为例进行分析, 展现了上述方法的可行性与正确性. 该方法也可应用于其他问题. 相似文献
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观测表明,日冕瞬变大多和日面物质向外喷发有关。由于冻结效应,物质喷发将伴随着磁场喷发,并且一般会在背景磁场和新喷发磁场之间形成中性电流片。在磁场喷发过程中,电流片不断向外扩张变形。另一方面,电流片根部附近的电流密度最大,磁场重联将首先在该处发生。当新喷发磁通量超过背景磁通量时,磁场重联将使电流片向外扩张;否则电流片将随着重联往里收缩。本文在线磁荷简化模型下论证了上述电流片的演化性质,指出扩张的电流片和环形日冕瞬变的高密度区有类似的几何形状,它可能是产生这类瞬变的主要机制。 相似文献
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向量磁场的观测,为确定太阳活动区的磁场拓扑,提供了决定性的约束,从而,为证认可能的物理过程,提供了观测基础,从向量磁场观测和理论探讨两方面证实,由视向磁图观测发现的磁对消现象,反映了两个独立的磁环系统的相互作用,主要是发生在太阳低层大气的磁重联过程,这一重联过程可能通过向上层大气输运磁通量和磁螺度,影响上层大气的磁活动,并可能导致日冕内的快重联,提供太阳耀斑所需的能量. 相似文献
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日冕物质喷发的观测速度常低于Alfven波速的估计值而高于背景日冕声速,这表明日冕质量喷发可能在日冕中形成慢激波.本文假定日冕物质喷发由冕底的磁通量喷发所驱动,对它在开放磁场中形成的慢激波进行数值模拟。结果表明,慢激波纬度范围有限,外形平坦;一快波与慢激波共存并发生相互作用。快波使背景磁场发生偏转从而在慢激波前方引起稀疏,两侧引起压缩。快波的这些效应对慢激波的位,形和特征具有重要影响。 相似文献
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1997年4月12日 ,利用怀柔太阳观测站视频磁象仪的“深积分”观测模式 ,系统地测量了处于太阳活动极小年的极区矢量磁场 .研究发现 :极区磁场的方向偏离太阳表面的法线方向约40 .2°± 3.2° ;较强的磁元通常具有较小的偏离 ;在高于南纬5 0°的极冠区 ,总磁通量密度及净磁通量密度分别为7.8× 1 0 -4 T和 - 3.4× 1 0 -4T ;相应的总、净磁通量分别为 5 .5× 1 0 14 Wb和 - 2 .5× 1 0 14 Wb ;属于太阳大尺度磁场的这部分净磁通量 ,与在离太阳一个天文单位处测到的行星际磁场 (IMF)的量级是大致相等的 . 相似文献
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本文通过数值模拟方法求解完整的磁流体动力学方程组,研究太阳大气中磁场位形的动力学演化过程,从而论证了太阳磁场的剪切储能机制。计算模拟得到的拱形偶极势场平衡位形与观测一致,计算结果给出了太阳大气中非线性流场和非线性磁场的动力学演化的定量关系。经历一天时间,太阳局部活动区中可以储存3.69×1025J的磁能。太阳磁场剪切储存的磁能可以作为太阳耀斑的能源。磁场剪切储能机制也适用于太阳大气中活动区的缓变现象。 相似文献
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本文中提出,行星际磁场的扇形结构可能是由赤道面上的大尺度涡旋波引起的.对于太阳偶极子基本磁场来说,行星际空间中赤道面为一中性片,但当有波动形式的扰动时,就可能在赤道面上出现磁场,而在相邻区域磁场呈相反极性,文中证明了存在一种涡旋状的波动,它刚性地随同太阳一起共旋.在不考虑粘滞性和热传导的简单模型下,这种波不衰减,可以稳定地维持.按这种理论,扇形结构不是一种物质流,而是一密度波.本文还定量地估算了这种大尺度涡旋波的波长和倾角,并与人造卫星和飞船的观测资料作了比较,结果表明,两者是比较接近的。 相似文献
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本文应用量纲分析法,求出太阳宇宙线在均匀、无限行星际空间中各向异性扩散对流方程的解析解,联系空间及地面观测资料,并利用根据行星际磁场功率谱定出的Jokipii扩散系数,讨论了中等能量以上的太阳宇宙线的主要传播特性,并对传播改正问题作了初步的探讨。 相似文献
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