耀斑日珥中扭紧磁力线的松转

本文分析了一个典型的扭转磁绳状耀斑日珥。给出了磁力线松转过程中无力因子随时间的变化,最短的时间间隔为70s。导出并讨论了转松过程中系统的轴向电流(～10¹¹A)、释能速率和可供粒子加速的感应电动势等参量。     

水平环状日珥的静力学平衡

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。     

闭合水平环状日珥的磁流体静力学平衡

对太阳进行的H_α单色光观测有时会看到水平环状日珥。本文着重讨论了这种等离子体环的静力学平衡。对于这种轴对称和闭场条件的情形,求得磁场和密度的解析解。本文的结论表明,在不同的重力场和线性无力因子α的影响下,磁面形状和热力学参量的分布会有很大的变化。     

太阳耀斑的运动学无力场储能机制

本文同时求解无力场方程和磁感应方程,假设无力场的磁通量管具有细长体的位形,可对半径r展开。等离子体的运动使得初始的势场演变为有电流分布的无力场,将流体的动能转变为磁场的磁能储存在磁力线管里。本文的结果,可以用来研究太阳耀斑的储能过程,在一天左右的时间内可储存10³²erg的能量,提供太阳耀斑爆发的需要。     

太阳活动区中电流的作用

本文基于1989年3月超级大活动区AR 53 95中几个与活动区电流密切相关的观测事实,认为导致耀斑发生的直接关键因素在于活动区电流的增强。在这种模式下,分析了耀斑现象的贮能过程,井建立了活动区电流暗条的运动方程和能量方程。根据该活动区的观测数据,从理论上计算和讨论了由活动区电流增强导致耀斑出现的可能性。所得结果与观测基本相符。     

一个小 δ 活动区中产生大的耀斑

2000年9月14~18日紫金山天文台赣榆站观测到一个小 δ 活动区, 它发展迅速, 15~17日中在磁反变线有一立体绞缠暗条, 磁轴同赤道成85°. 16日产生一个较大的耀斑, 3B级, 有较强的地球物理效应. 利用向量磁图反推出磁力线分布, QSL立体图分析发现在暗条附近有一零点或交叉点, 这可用来理解这大耀斑的形成和强抛射.     

随高度变化的宁静日珥半经验模型

本文利用美国Kitt峰天文台McMath太阳塔13.5m摄谱仪观测到的1972年12月12日宁静日珥的光谱资料,通过非局部热动平衡计算,同时解流体静力学平衡、统计平衡、辐射转移方程以及粒子数守恒方程,得到了日珥四个不同高度处的半经验模型。根据这些模型,计算得到的八条谱线(H_α,H_β,H_γ,CaⅡH,CaⅡK以及电离钙的λ8498,λ8542,λ8662红外三重线)的谱线轮廓同观测结果相当符合。对半经验模型的研究表明,日珥表面处的压强和日珥内的湍流速度基本上不随高度而变化,日珥运动温度从日珥表层到中心单调减小。日珥表层的运动温度随高度增加而略有增加,但在日珥中心,温度随高度增加而显著减小,其梯度则迅速增加。研究还表明,在日珥表层,不存在辐射平衡,总辐射损失有一极大值,且主要来自L_α,CaⅡ的辐射损失同氢相比可忽略。在日珥中心则近似有辐射平衡。     

轴对称磁力线管的静力学平衡

轴对称磁力线管具有细长体的位形。在球坐标中,将严格的非线性方程组对极角坐标展开,可得到静力学平衡位形边值问题的级数解。利用这些解,讨论了太阳磁力线管的特性。结果表明,沿磁力线管横向的温度不均匀性,可使磁力线管内的磁场强度增强;磁力线管在光球层底部有收缩的趋势,并向两边扩散;以及磁力线在磁面上有扭转的特征。由于磁力线管的下层是有力场,而上层是无力场,下层磁力线扭转增强时,可使上层无力场横向磁场分量增强,从而提供太阳耀斑所需的能量。最后,还具体地讨论了某些典型的通量管模型。     

1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV特征

在1998年11月28日的X3.3级耀斑和CME的共生事件中, 利用我国的太阳射电宽带快速频谱仪、日本野边山射电日像仪和偏振计、Yohkoh以及SOHO卫星等观测数据, 发现该事件的两个重要特征: (1) X射线和EUV冕环明显呈现出环与环的相互作用, 并形成扭曲磁环的结构, 这和Amari等人关于耀斑和CME事件起源的理论计算比较吻合. (2) 射电观测呈现频率的缓慢漂移, 日像仪观测到的射电源也具有相应的运动, 其速度大约为每秒几十公里, 可能和CME产生的激波速度相对应.     

日面Hα耀斑环的动力学问题

本文利用云南天文台对1981年5月16日3B级双带耀斑进行SSHG(太阳光谱分光照相仪)观测和Hα单色光观测的结果,以及日本火鸟卫星对同一耀斑的X射线观测资料,定量讨论了日面Hα耀斑环的动力学过程。发现Hα耀斑环环顶存在着数量级达几百公里的初速度,且环中物质的下落是减速的。文中指出这是关系到耀斑环物理机制的一个值得探讨的动力学问题。     

关于耀斑-激波非对称传播的统计研究

本文根据耀斑活动所引起的地球物理效应(地磁扰动和宇宙线Forbush下降)、空间飞船的直接观测和射电源的行星际闪烁(IPS)观测的综合研究,得到了有关耀斑-激波在行星际空间传播的一些新认识.要点是:耀斑-激波相对耀斑法线常表现为非对称传播,最快的传播方向于经度上趋向行星际螺旋形磁场一边,纬度上接近太阳电流片方向;激波的东南部是高动力学参数(V,P,N,T)和高等离子体β参数区,其西北部则相反;磁场则是激波东南部较弱而西北部最强,与动力学参数的分布截然相反;激波东南部的能量高于西北部.在上述结果的基础上提出了关于耀斑-激波非对称传播的三维物理模型.该模型和新近根据大量飞船观测所进行的统计研究结果一致,能统一而自然地解释耀斑-地球物理效应随源耀斑分布的非对称性.耀斑-激波的三维非对称性传播和结构可能是其“效应”的非对称性分布的基本起源.     

太阳耀斑引起的日球和地磁扰动

本文统计分析了1966—1978年2级以上太阳耀斑引起的行星际介质参数的扰动,进一步证实耀斑持续时间是区别其有无显著扰动效应的重要判据。而亮度则是决定其所引起的行星际磁场和地磁场扰动强度的主要因素。一个重要的新结果是在耀斑所引起的扰动中,太阳风速度和行星际磁场强度有着截然不同的东西不对称性,并且恰好分别与Kp=4,5级的中等地磁扰动和Kp≥6级的强扰动的不对称性相对应。从而推断太阳风-磁层相互作用可能存在强、中两种方式。后者主要是太阳风速度增强引起的,而前者则必须有相伴的行星际磁场,尤其是南向分量的增强。亮耀斑同时兼有引起这两种相互作用的能力,而非亮耀斑一般只能引起中等的相互作用。     

米波Ⅰ型爆发区域快电子的稳定约束

本文在分析了目前已有的米波Ⅰ型爆发模型的基础上,指出了非热电子在日冕局部区域长时间存在的可能性及其能谱分布是Ⅰ型爆发理论的一个关键问题.考虑了非热电子与啸声的共振相互作用,得到了非热电子得以长期存在所必须满足的啸声稳定化条件.由于Ⅰ型源区E_c》kT,考虑到非热电子可以在磁阱中沿磁力线迅速扩散,论证了非热电子在米波Ⅰ型源区域长期约束是不可能的.但作为耀斑标志的粒子加速过程的长期后果而存在非热电子的连续源时,啸声将使非热电子局限在磁阱的某一部位而不能沿磁力线扩散.这时,在满足稳定化条件的情况下,可以稳定地约束足够数目的非热电子.且在适当磁场条件下,非热电子的能谱具有间隙分布的特点,并产生很高亮温度的朗缪尔波.在此基础上,还解释了Ⅰ型爆发的某些观测特征.     

太阳耀斑核块中的电流

本文利用1980年4月6日AR2372活动区中1B/M1级耀斑的高分辨H_α偏带单色像和真正同时性观测的向量磁场资料,研究了耀斑核块在闪相期间的发展及其与磁图和纵向电流图中特征的关系,得到了如下主要结论: 1.发生于20:53UT的耀斑开始由5个核块组成,这些核块不断增亮,于21:00UT同时达到极大,然而它们的寿命并不相同(图2). 2.耀斑起始核块处在磁场中性线附近,对应于Hagyard等所定义和计算的最大剪切区域(图3). 3.耀斑起始核块的位置与Krall等所计算的纵向电流密度极大位置一致(图4). 4.耀斑前夕和耀斑期间的活动区磁场是高度剪切的.自开始至耀斑极大期间,纵向磁场B_∥和横向磁场B_⊥均未发生实质性变化. 5.1980年4月6—7日,AR2372活动区中至少存在10个联结不同磁极性的H_α环系(图5).其中4个位于比较活动的南部区域.这4个H_α环系的位形与Machado等从X光观测推测出的环系一致.     

2000年7月14日特大耀斑引起的电离层TEC突然增强现象

利用GPS网观测研究太阳耀斑爆发引起的电离层电子浓度总含量的突然增强(SITEC)现象. 首先, 根据电离层的Chapman电离理论, 分析得出耀斑爆发引起的TEC时间变化率与太阳耀斑的有效辐射通量成正比、与太阳天顶角的Chapman函数成反比的结论. 为了验证Chapman电离理论的这一简单推论, 利用2000年7月14日特大太阳耀斑爆发期间中国、东南亚及澳大利亚的GPS网观测的TEC资料, 统计分析了TEC的时间变化率与天顶角的Chapman函数的倒数间的相关性, 发现两者确有很好的正比关系, 从而证明了Chapman电离理论的正确性与可用性. 结果表明, 将GPS的观测用于太阳耀斑爆发等引起的电离层突然骚扰的研究, 可以发挥GPS观测精度高、空间范围大、时间连续性好等优点, 从而定量地揭示出与太阳爆发相关的电离层扰动过程. 对电离层中的空间天气的监测与研究具有重要意义.     

太阳四极黑子的无力场和1972年8月大活动区的磁能

本文用四极场近似讨论了1972年8月大活动区的磁场结构。推导出如图1所示对称线性无力场的三维分量、磁能和自由能的分析表达式。具体计算了自由能的逐日变化,并与每天的区域耀斑指数进行对比。结果表明:(i)此活动区的耀斑能量来源于磁场扭转产生的自由能贮备;(ii)此活动区磁场可用四极场近似处理;(iii)文中提供的分析解(20)—(22)和(29)—(32)式以及横场形态(图5)可供具有类似极性排列的黑子群使用;(iv)似乎存在2级以上耀斑的自由能下限,△E～8×10³¹尔格,此判据可供耀斑预报参考。     

太阳色球的速度切向间断面

光球(5324)和色球(4861)速度场和磁场数据显示了色球中速度切向间断面的特性。本文具体地分析了怀柔编号88029的太阳活动区及其周围的速度场。观测揭示了大量磁流体力学间断面,主要是切向间断。计算的间断层厚度及不稳定性发展时间与观测结果相符。由于磁场与等离子体运动密切地耦合,流场的变化将直接影响活动区的发展和演变。     

具有前鞘结构的日冕瞬变活塞模型

根据观测数据的分析,大尺度环状或球形日冕瞬变现象具有一前鞘区域。这个区域与它之后的快速瞬变运动之间应有一定的关系,属于同一动力学过程。在本文中,用在太阳引力场中以某一速度规律运动的球形活塞气体动力学模型,来研究带有前鞘区的日冕瞬变事件,理论结果与观测的比较表明,这种活塞模型可以较合理地解释前鞘区及在它之后的快速瞬变的几何特性、运动学和动力学特性。     

恒星速度椭球分布的由来

恒星速度椭球分布是关于恒星运动的一个基本的观测规律,从本世纪初提出以来,它得到了进一步的观测证实,并在星系动力学研究中被广泛地运用.但是这一规律本身的由来——即恒星速度椭球分布最初是怎样形成的——却一直没有得到解释。根据恒星是从原始星云转化而来这一辩证唯物主义自然观,本文考察了银河系前身原始气体云内部的湍流运动,证明这种湍流运动必导致速度椭球分布。这一分布首先为星胚所继承,以后星场的随机引力则只是引起椭球参数和方位的变化。这样,便为恒星速度椭球分布的最初形成提供了一个解释。     

太阳磁场的剪切储能机制

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。