1980年7月14日太阳大耀斑和速度场

本文介绍了1980年7月14日日面(B.R.2562)3B级耀斑活动区的形态、光球磁场和视向速度分布特征。 结果表明,该耀斑是由两个部分组成的;活动区速度场的测量,对于探讨耀斑模型是重要的。     

1989年1月14日AR5312活动区中的耀斑和磁场的关系(英文)

1989年1月14日AR5312(怀柔编号89009)活动区,产生了一个2B级耀斑。该活动区经纬度为L306、S32,黑子群磁场分类为δ型。耀斑开始时间为0202UT,结束为0534UT,持续了3个多小时。北京天文台磁场望远镜,得到了一系列较完整的高分辨磁场及速度场资料,包括光球5324A的矢量磁场图和色球4861A的纵向磁场图(图1、2)。从耀斑前后的磁图得到以下结果: 1、耀斑初始亮点位于纵向磁场中性线附近高度剪切区域(见图1B区)、新浮磁流区(图2D区)以及双极磁结构对消区。前两种区域均能形成电流片,并且引起磁流体不稳定性,从而激发耀斑,但对消区和耀斑的关系不是很清楚,有待于理论工作者进一步探讨。 2、耀斑极大时间过后,光球和色球H_(11)=0线附近纵场梯度均有明显下降。 3、在强剪切区域(图1B区),5324A横向磁场和H_(11)=0线之间的夹角在耀斑极大时间过后有明显增大,该现象表明磁能释放后,磁场剪切缓解。 4、耀斑初始亮点产生后磁场高度剪切区、新浮磁流区和双极对消区,其触发耀斑的作用和周围的磁场环境有密切关系,特别是象具有磁海湾结构这样的活动区,似乎更容易产生耀斑。 5. 该活动区色球磁场位形,较光球磁场位形复杂,主要表现在:色球的纵场出现了一些磁弧岛结构,其原因可能是光球之上的磁力线高度剪切区及扭绞所致。0411     

磁星外壳层核素的电子俘获的研究

利用朗道能级量子化近似和核壳层模型,研究了超强磁场对~(53,54,55)Fe的电子俘获的影响.结果表明在超强磁场下的电子俘获率比在弱场近似下的电子俘获率增加了约2个数量级.在弱场近似和磁场为B=4.414×10~(15)Gs条件下计算了每个核素的电子丰度变化率和总的电子丰度变化率,它们一般相差3个量级以上.这些结论对将来的磁星演化的研究起到重要的作用.     

耀斑前低磁弧中耀斑能量的建立和非线性无力磁场

本文试图推广B.C.Low(刘文才)的关于非线性无力磁场的工作并用来解释耀斑前中性线两侧磁场梯度的增加,中性线上暗条的形成和耀斑前X射线和远紫外线照片上的低磁弧现象。同时预言耀斑中高能现象的爆发源高度随能谱变硬而下降。     

AR4811的精细结构演化特征及有关耀斑活动

用我国第一台高分辨光球——色球望远镜所取得的AR4811的高空间分辨(≤1″)的黑子和Hα色球照相资料分析了该活动区的精细结构的演化特征及有关耀斑活动。指出:(1)和当地原有磁场极性相同的新磁流的浮现在黑子群演化过程中起着阶段性的重要作用,但对活动区耀斑活动贡献不大。(2)有关暗条的各种频繁活动是当地耀斑的一种先兆。(3)活动区中相反极性磁场的相互挤压、剪切和旋转同时存在,是一个2B/M1.3级等一系列耀斑可能的储能机制。而与当地原有磁场极性相反的磁流环的浮现,是2B/M1.3级耀斑的可能触发因素。     

矢量磁场的剪切角

本文提出了描述太阳活动区磁场非势特征的一个新的参数——矢量磁场的剪切角ΔΨ。我们定义ΔΨ是观测的矢量磁场与其相应的无电流磁场的夹角.Hagyard等定义的角剪切(an-gular shear)ΔΨ是我们所定义的剪切角在光球上的投影.在高度倾斜的磁场位形中,ΔΨ与Δφ没有大的差别.对于活动区AR6233,它们与耀斑活动的对应关系,ΔΨ比Δφ更清楚,而且对磁场的非势性能给出更加明确的解释.     

蝎虎类星体Mrk 421的宽带能谱光变特性分析

搜集了Mrk 421的光变宽带光谱能量分布(Spectral Energy Distributions, SEDs)数据,共有73个态作为研究样本,使用电子能谱为稳态拐折幂律谱的单区轻子模型进行拟合,进而研究Mrk 421在光变时喷流的物理性质。主要结果如下：(1)样本中磁场B和多普勒因子δ之间显著反相关,说明B和δ在汤姆逊(Thomson)区相互依赖。(2)电子谱指数p₁支持Mrk 421光变时的激波解释或磁重联等解释。(3)同步峰值频率logν_syn^pk和峰值光度logν_syn^pkL_syn^pk之间存在正相关关系,意味着Mrk 421在光变时存在反耀变体序列。(4)根据均分参数ε=U_e/U_B(相对论电子能量密度与磁场能量密度的比值),有26%的态电子能量和磁场能量接近均分,63%的态电子能量比磁场能量大一个数量级,11%的态电子能量远大于磁场能量,这说明Mrk 421在光变过程中更可能出现...     

太阳磁场的最近观测结果

上期学报,沈世武引黑耳(C.E.Hale)1913年的话,说太阳除了黑子有强大磁场外,还有一个普遍的磁场,强度约50高斯。太阳普遍磁场的存在与否,自黑耳提出后,始终是一个聚讼纷纭的问题。不过,根据近年观测的成果,大致不能证实黑耳的话,即使有磁场存在,也是很弱。培勃可克(H.W.Babcock)分析1940,1941,1943,1946和1947年所得的太阳光谱,42对光谱片中、24对和黑耳的话不合。培氏在文中并引述     

恒星形成区磁场的VLBI测量

利用VLBI MKIII系统多磁道记录的优点,在1665和1667MHz两个频率上,同时观测活动恒星形成区 W3(OH)的左右圆偏振羟基分子脉泽辐射。发现了三个Zeeman对,由脉泽子源的速度分裂导得磁场约为6mG,我们估计恒星形成区的磁场和氢气体密度有关系B～n~(0.54)。     

Blazar黑洞自旋能量与红移相关性研究

黑洞自旋及其参量能提供黑洞合并及吸积的信息。从文献资料中收集了112个Blazar源,这些源包含了67个FR II射电星系(RG),11个FR II射电噪类星体(RLQ),27个核占优星系(CD)。通过样本数据研究黑洞自旋能量与红移的相关性。研究结果表明:(1)112个Blazar的黑洞自旋能量与红移存在相关性,尤其在爱丁顿磁场条件下(B=BEDD),黑洞自旋能量与红移的相关性最为明显;(2)FR II射电星系(RG)、FR II射电噪类星体(RLQ)、核占优星系(CD)的黑洞自旋能量在3种磁场条件下(B=BEDD,B=104G,B∝j)与红移的相关性强弱上存在差异,但总体趋势较为相似,均呈现正比关系;(3)黑洞自旋能量与红移的强相关性表明,黑洞自旋能量在一定程度上给出黑洞并合与吸积的信息。这些研究结果与其他人用其他方法获得的结果是一致的。     

磁场中谱线的形成深度

本文提出磁场中谱线形成深度的新的计算方法.文中引进等值线吸收系数 x_l~*和等值源函数 S_Q~*、S_U~*、S_V~*的概念后,和磁场中的辐射转移方程一起求解.再计算磁场中的规一化的贡献函数 F_I、F_Q、F_U、F_V 和谱线形成深度ι_I、ι_Q、ι_U、ι_V.这样算出的 F 和ι(或 h)是与解辐射转移方程的条件相同,即有相同的大气模型、吸收机制和边界条件等.由本文计算的几个实例(表1)得出:(1)在强磁场中计算谱线形成深度必须考虑磁场的作用,(2)谱线形成深度ι_I、ι_Q、ι_U、ι_V 是不相等的.     

太阳的自转、内部环流和磁场

太阳的磁场问题是一个颇为复杂的问题。太阳的黑子磁场和它的普遍磁场在数量级上相差千倍:黑子磁场的强度在2000高斯左右,而普遍磁场的强度,根据最近的测量,只有2,3高斯左右,此二数字需要调和。太阳普遍磁场的维持也是一个困难的问题。虽然布拉特(E.C.Bullard)曾提出了电磁感应的理论,企图说明地球磁场问题,但是这一理论是否能适用于太阳却是十分值得讨论的。曾经有人证     

在引力场中慢自转、带磁场、可压缩、全导电气体中的线性波

本文分析了在慢自转的旋转坐标系中有引力、带磁场、可压缩、全导电气体内线性波的传播。因为能量方程中辐射因素在不同类型天体中表现的方式不同,没有简单的表达式。所以,作为一种初步的探索,我们采用在局部地区不限于绝热模式的压强与密度的关系封闭此动力学系统。研究线性波的目的实际上等于研究此天文气体中局部地区的一种物理特征,即信息传播的方式。在上述情况下,线性波的普遍色散关系的无量纲形式是(8)式。磁场为零:(9)式;磁场、自转为零:(10)式;磁场、自转和引力场均为零时,变为声波的色散关系(11)式;在磁场不为零的情况下,有下述特例:1.波传播方向垂直于磁场但不垂直于自转轴方向(13)式;此时传播方向与重力方向平行时有(14)式;无自转时有(15)式;无引力场时有(16)式:(16)式为快磁声波;2.波传播方向垂直于磁场又垂直于引力场时为(17)式;在此情形下,无自转时简化为快磁声波(18)式; 3.波传播方向垂直于磁场面又垂直于自转轴方向时有(19)式;此时传播方向与重力方向平行则为(20)式。我们的研究证明,在一般的情形下,都没有纯模而只有混杂模,特别是引入自转之后有些模与波的纬度有关,我们称之为“物理几何”波。本文是初步分析,当我们计入能量方程并考虑了辐射的影响时,可能有更有趣的结果。     

黑洞双星的B型QPO频率与幂律通量的相关性的解释

观测表明, 黑洞双星的B型准周期振荡(Quasi-Periodic Oscillation, QPO)频率与幂律通量之间存在正相关性. 试图基于阿尔文波振荡模型定量解释该相关性. 标准薄吸积盘辐射通量极大值处的阿尔文波振荡产生QPO. 标准薄盘上的软光子与冕或喷流基部的热电子介质发生逆康普顿散射产生幂律通量. 通过吸积率的连续变化, 得到QPO频率与幂律通量关系的分析解和数值解. 模拟得到的相关性在合理的参数范围内与观测值相吻合. QPO频率与幂律通量的正相关性可以理解为, 较强的磁场导致较高的阿尔文波频率和较高的电子温度从而得到较高的幂律通量. 结果表明B型QPO可能与吸积盘或喷流中的环向磁场的活动有关.     

AR5278活动区的磁场演化(英文)

太阳磁场历来被视为太阳物理一个重要量。在1988年12月15日至12月25日,全国对日面活动区88184(怀柔)进行了联测,这是一个S型黑子。我们利用太阳磁场望远镜取得了纵向磁场图,视向速度场和一系列照片。从Fig.1我们可以看到黑子群的三个暗核(用F1、F2、F3表示)。17日另一个小黑子F4出现并于19日消失,F2向左移动并离开F1。由图2可以看出其磁场非常复杂,三个主要核是S极并被N极围住,在B和C附近有一个孤岛结构,19日它与B联结。 在观测中我们还看到在耀斑期间暗条的破裂和耀斑后暗条重建的过程。     

流场对无力磁场稳定性的影响

从准确的MHD方程组出发,本文用线性微扰法研究了无力磁场(1)与流场(2)偶合后的稳定性.求得的色散关系依赖于流速V_0与Alfven速度V_A的比值,变分近似计算给出不稳定产生的充要条件为β=1/3.与磁场正交的横向扰动是最不稳定的模式.     

太阳日冕加热事件的多波段分析

随着大熊湖太阳天文台的1.6 m口径的新太阳望远镜(BBSO/NST)的成功运行,太阳观测已经进入了优于O.1″的高分辨率时代.这有助于详细分析单个曰冕加热事件,从而为日冕加热问题的最终解决提供原始的高分辨率的观测证据.利用NST所获得的在中性氦10830 A谱线、氧化钛7057 A谱线和H_α蓝翼(-0.7A)高分辨率成像观测数据,结合太阳动力学天文台上搭载的大气成像仪(SDO/AIA)和曰球磁场成像仪(SDO/HMI)同时观测到的极紫外和纵向磁场成像数据,分析了源自太阳米粒间通道的两个小的曰冕加热事件(磁环增亮)中的磁场演化.发现:这两个增亮磁环的足点都处于磁场中性线附近的一侧,一个磁环的足点伴随着一个小的纵向磁场单元的消失和两个米粒之间新形成的连接;在另一磁环的足点伴随着纵向磁场的微弱变化和一个米粒的破碎.据此,倾向于认为发生在太阳米粒之间底层大气的重联同时产生了高温和低温物质的外流.同时指出高分辨率和高偏振测量精度的光球磁场观测对于最终解决曰冕加热问题是至关重要的.     

色球磁场极性反转结构的某些观测特征

利用怀柔太阳观测站的300余对光球(FeIλ5324.19A)和色球(H_βλ4861.34A)的观测磁图,分析得出色球极性反转结构是存在于太阳大气中的真实物理现象的结论.根据对活动区两个层次上的磁场精细结构的分析,发现色球磁场反转结构可能有4种不同的存在形式.     

关于磁剪切发展的一个探讨

在以无力磁场的非势特征近似描述磁剪切位形时,无力因子α即可做为磁剪切的量度;而磁剪切的发展则为方程所解析描述.这里G=B/t×B,可称为磁剪切产生函数.该方程表明,磁剪切产生于局地的发电机作用,是磁场与磁流体运动相互作用的结果.相反极性磁结构的挤压,磁通量的浮现与下沉,都可以和剪切运动一样,有效地导致磁剪切的发展.     

太阳表面震波能量与磁场强度的关系

过去的一系列研究表明在太阳光球表面,随着纵向磁场的增强,对应区域所观测到的震波能量随之降低.为了进一步研究震波和磁场的关系,使用日震和磁成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager,HMI)的数据,通过对视向磁场进行势场外推得到磁场总强度,与震波能量进行关联.对一定总磁场区域的p模式震波能量拟合可以得到其随总磁场强度而变化的关系.研究证实了震波能量与磁场总强度有更强关联.不同活动区的结果表明p模式震波能量随着磁场总强度增加而下降的趋势在500 Gs以下非常接近,在500 Gs至1 000 Gs范围内有略微差别.并且p模式震波能量的对数与总磁场强度有较强的线性相关性.对比迈克尔逊多普勒成像仪(Michelson Doppler Imager,MDI)和HMI得到的结果时发现,虽然MDI观测的磁场结果整体会比HMI观测结果偏大,但归一化p模式震波能量与磁场强度的关系分析对比结果相差不大.