卫星黑子衰减触发的喷流事件

详细分析了一次太阳低层大气磁场重联触发的喷流事件.这次喷流发生在2014年8月1日,爆发自美国国家海洋和大气管理局(National Oceanic and Atmospheric Administration, NOAA)活动区12127边缘的一个卫星黑子处.该喷流爆发包括日浪、紫外喷流、极紫外高温和低温喷流.大熊湖太阳天文台(Big Bear Solar Observatory,BBSO)的Goode Solar Telescope (GST)高分辨率氧化钛(TiO)谱线的光球观测显示,喷流爆发过程中,卫星黑子一直衰减.到喷流结束,卫星黑子面积共减少了80%.在此过程中,太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日球磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)的视向磁场观测表明,该卫星黑子对应的负极磁场与相邻的正极磁场发生明显对消,产生喷流足部亮点.根据SDO卫星太阳大气成像仪(Atmospheric Imaging Assembly, AIA)的多波段观测,该足部亮点首先出现在紫外1600?波段.待紫外(1600?)喷流从紫外足部亮点顶部向上喷发,在极紫外波段也观测到相应的亮源.随着足点源亮度突然增强,有明显的极紫外低温喷流和日浪从足部亮点侧面喷发.从GST的高分辨率Hα图像上,可见日浪由许多精细纤维组成,这些纤维扎根在足点源的东南侧.根据从光球层过色球层再到日冕层的多波段高分辨率观测,色球中下层的磁场对消触发了这次喷流事件.向上喷发的物质流可以携带能量进入上层大气,并加热上层大气.研究结果表明,低层大气磁重联可能对解决日冕加热问题起重要作用.     

慢磁声波在黑子上方冕环中的传播

太阳动力学观测站(Solar Dynamics Observatory,SDO)装载的太阳大气成像系统(Atmospheric Imaging Assembly,AIA)通过3个极紫外波段(171 (A)、193 (A)和211 (A))的观测资料展现了太阳活动区(AR11092)扇形冕环微弱的扰动传播,这种波动现象普遍存在于活动区冕环.该扰动传播起源于明亮的环足处,其传播沿冕环方向.冕环中观测到的扰动传播速度随温度升高而减小,速度范围是40～121 km/s,其值接近且小于声速.考虑投影效应以及环与视线方向的倾角大小,这正好是慢波模型所预期的.冕环的扰动周期在不同波段(3个极紫外波段)没有明显的区别,都存在3 min以及10多分钟的周期.此外,不仅仅冕环扰动表现出3 min左右的周期,色球层的黑子区域同样存在相同的振荡周期.这个结果表明黑子振荡是可以穿过色球以及过渡区到达日冕的.     

耀斑前兆相日冕环的色球足点增亮和兰移

报导了云南天文台精细结构望远镜观测到的耀斑前兆相的日冕环的色球足点增亮和兰移现象。两个日冕环的４ 个足点由 Ｙｏｈｋｏｈ／ Ｈ Ｘ Ｈ／ Ｓ Ｘ Ｔ 的观测研究所确认。在耀斑前, 色球上与日冕环足点相对应的、分立的点状亮谱斑,其偏带观测显示出兰移, 表明它们是日冕环的色球足点, 且表明存在着物质的预加热, 以及物质从足点沿冕环向上流动。观测还显示冕环所跨越的暗条的激活。这些现象清楚说明, 物质沿磁力线的“蒸发”发生在耀斑前兆相, 而且,色球磁场的剧烈变化可能是引起色球蒸发的原因之一     

冕环振荡的物理特征研究

太阳动力学观测站(Solar Dynamics Observatory,SDO)上的太阳大气成像仪(Atmospheric Imaging Assembly,AIA)利用谱线Fe IX 171 (A)在2010年10月16日对整个日面进行了连续的高分辨率观测,获得了高质量的数据.这些高质量的数据提供了仔细研究冕环振荡的样本.通过分析这份数据,发现活动区NOAA 1112在此期间爆发了一个M2.9级的耀斑.该耀斑触发了太阳表面的多个冕环产生强烈振荡.其中最为明显的两个振荡冕环呈现出截然不同的振荡特征.位于西492 Mm,南170 Mm(简称W492/S170,后面出现的坐标位置均采取这种标注)处的冕环做周期为pA0 =385 s的简谐振荡,其振荡方程为x=2.2sin[2π55(t-768)],其中t为时间,单位为s;而位于W559/S142处的冕环则是一种典型的阻尼振荡,其阻尼振荡周期为Pf =449 s,相应的振荡方程可表示为x=24.8e-2π/342tsin[2π/449(t-1128)].     

平场数据采集间隔对莱曼阿尔法太阳望远镜平场精度的影响分析

莱曼阿尔法太阳望远镜(LST)是先进天基太阳天文台(ASO-S)卫星的载荷之一,它包括白光太阳望远镜(WST),全日面太阳成像仪(SDI)和日冕仪(SCI)等仪器. 1991年Kuhn, Lin和Loranz提出的方法(简称KLL方法)是WST和SDI在轨平场定标的方法之一.为了研究WST和SDI的平场定标精度对KLL方法的相邻位置时间间隔的敏感性,使用太阳动力学观测卫星(SDO)的日震和磁成像仪(HMI)及太阳大气成像仪(AIA)的全日面成像观测数据测试和分析在使用KLL方法时相邻位置时间间隔对所得平场精度的影响.结果显示在LST使用KLL方法进行平场定标时,相邻位置时间间隔越短越好.具体分析表明,WST平场精度对相邻位置采样时间间隔不敏感,而SDI时间间隔需要在240 s范围内.分析结果对卫星姿态调整到稳定所需的时间给出了一定限制.     

耀斑前兆相日冕环的色球足点增亮和兰移

报导了云南天文台精细结构望远镜观测到的耀斑前兆机的日冕环的色球足点增亮和兰移现象。两个日冕环的４个足点由Ｙｏｈｋｏｈ／ＨＸＨ／ＳＸＴ的观测研究所确认因光心斑前,色球上与日冕环足点相对应的,分立的点状亮谱斑,其偏带观测显示出兰移,表明它们是日冕环的色球足点,且表明存在着物质的预加热,以及物质从足点沿冕环上向上流动。观测还显示冕环所跨所跨越的暗条的激少达些现象清楚说明,物质沿磁力线的“蒸发”发生在耀斑     

太阳宁静区小尺度磁场的二维功率谱(英文)

以1988年9月5日北京天文台怀柔太阳观测站高分辨率和高灵敏度磁强图为基础,首次给出了对一太阳宁静区小尺度磁场空间分布的二维功率谱。 尽管从总体上,功率谱的分布呈现从低频分量向高频分量迅速衰减的趋势,但是,反映小尺度磁场分布的不同尺度空间周期性的分离的尖峰,是功率谱的最主要特征。 本文的主要结果可概括为下列两点: (1)太阳宁静区的磁通量不仅凝聚在分离的、具有相对较强磁通量密度的磁结构内,而且磁结构的空间分布也呈现分离的尺度不同的周期。 (2)小尺度磁场空间分布的最显著的周期,具有超米粒的空间尺度。这与以往磁对流理论与有关观测结果相一致。在功率谱中,还可以证认相应于亚超米粒,及亚超米粒和超米粒之间尺度的空间周期的大量尖峰。这是本文首次得到的。 包含更多观测资料的进一步工作是必须的,特别是获得对同一宁静区的速度场和磁场同时性的二维功率谱,对研究磁场和对流速度场的相互作用是有重要意义的。观测的功率谱与理论预测谱的比较,将有助于理解太阳光球分离磁结构形成的物理过程。     

基于盲退卷积的AIA图像增强方法

太阳图像中存在各种不同尺度、亮度和结构的物理活动现象,由于太阳日冕高动态活动和传感器设备等因素的影响,太阳图像成像质量不佳。根据太阳动力学天文台(Solar Dynamic Observatory,SDO)的大气成像仪(Atmospheric Imaging Assenbly,AIA)拍摄不同波段数据结构的动态范围大、噪声大、结构相对模糊等特点,提出一种基于盲退卷积的图像增强方法。首先对图像进行去噪和降低动态范围的处理,基于图像功率谱的分布假设,从原图中估计点扩散函数(Point Spread Function,PSF)的功率谱;然后使用相位提取算法恢复点扩散函数的相位,再退卷积得出较高质量的目标图像;最后通过轮廓切片分析、功率谱分析以及点扩散函数分析对增强结果进行定量和定性评价。实验结果表明,相比现有的图像增强方法,该方法在有效增强太阳日冕图像细节结构的同时,能够复原原图中因模糊无法识别的结构。     

基于支持向量机的太阳磁场活动区极性反转线位置的探测

太阳磁场的极性反转线(Polarity Inversion Line, PIL)是研究太阳活动、分析太阳磁场结构演变和预测太阳耀斑最重要的日面特征之一.磁场极性反转的位置是太阳耀斑和暗条可能出现的位置."先进天基太阳天文台(ASO-S)"是中国首颗空间太阳专用观测卫星,其搭载的"全日面矢量磁像仪(Full-Disk Vector Magnetograph, FMG)"主要任务是探测高空间、高时间分辨率的全日面矢量磁场.为了提高观测数据使用效率、快速监测太阳活动水平、提高太阳耀斑与日冕物质抛射的预报水平以及更好地服务于FMG数据处理与分析系统,采用了图像自动识别与处理技术,更加精确有效地检测极性反转线.从支持向量机(Support Vector Machine, SVM)的模型出发,将极性反转线位置的探测问题转化为一个模式识别中的二分类问题,提出了一种基于支持向量机的极性反转线检测算法,自动探测与识别太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日震和磁成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)磁图的极性反转线位置.与现有算法的对比结果表明,此算法可以精确直观地检测太阳活动区的极性反转线.     

基于SIFT特征检测和密度峰值聚类的太阳活动区自动检测算法研究

太阳活动区是太阳大气中产生各种活动现象的区域,精确地检测和识别太阳活动区对理解太阳磁场的形成机制具有极为重要的科学意义.根据太阳活动区结构较为复杂的特点,基于尺度不变特征变换(ScaleInvariant Feature Transform, SIFT)和密度峰值聚类(Clustering by Fast Search and Find of Density Peaks,DPC)算法的优越性,提出了一种太阳活动区的自动检测和识别方法.首先,对太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日震和磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)的纵向磁图进行对比度增强;然后采用SIFT方法提取出全日面磁图中的特征点;最后利用DPC算法将特征点进行聚类,从而自动检测和识别出太阳活动区.研究结果表明, SIFT和DPC算法相结合的方法可以在不需要人工交互的情况下准确地自动检测出太阳活动区.     

对一个太阳风暴及其行星际和地磁效应的研究

对一个爆发于2014年1月7日的太阳风暴进行了研究,通过对太阳活动的多波段遥感观测—来自于太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory,SDO)以及太阳和日球天文台(Solar and Heliospheric Observatory,SOHO),分析了耀斑和日冕物质抛射(coronal mass ejection,CME)的爆发过程.通过地球同步轨道环境业务卫星(Geostationary Operational Environmental Satellites,GOES)对高能质子以及日地L1点的元素高级成分探测器(Advanced Composition Explorer,ACE)对当地等离子体环境的就位观测,分析了伴随太阳风暴的太阳高能粒子(solar energetic particle,SEP)事件和行星际CME(ICME)及其驱动的激波.通过地面磁场数据分析了该太阳风暴对地磁场的影响.研究结果表明:(1)耀斑脉冲相的开始时刻和CME在日面上的抛射在时序上一致.(2)高能质子主要源于CME驱动的激波加速,并非源于耀斑磁重联过程.质子的释放发生在CME传播到7.7个太阳半径的高度的时刻.(3)穿过近地空间的行星际激波鞘层的厚度和ICME本身的厚度分别为0.22 au和0.26 au.(4)行星际激波和ICME引起了多次地磁亚暴和极光,但没有产生明显的地磁暴.原因在于ICME没有包含一个规则的磁云结构或明显的南向磁场分量.     

ASO-S卫星工程LST爆发模式触发和终止方案

先进天基太阳天文台(ASO-S)是计划于2021年底或2022年上半年发射的中国首颗综合性太阳探测卫星,莱曼阿尔法太阳望远镜(LST)作为ASO-S的有效载荷之一,具体包括莱曼阿尔法全日面成像仪(SDI)、日冕仪(SCI)以及白光望远镜(WST) 3台科学仪器和2台导行镜(GT),其主要目标是在多个波段对太阳上的两类剧烈爆发现象(太阳耀斑和日冕物质抛射)进行连续不间断的高分辨率观测.为了实现这一观测目标, LST所有仪器的观测模式中均包含了一种针对爆发事件而设置的爆发模式.该模式下, SCI将以更高的频率进行图像采集, SDI和WST则以更高的频率对爆发所在区域进行图像采集.测试结果表明,观测图像经过中值滤波、像元合并处理后,可以通过监测图像各像元亮度的相对变化提取爆发事件的时间和位置信息.这些信息将为LST观测模式间的相互切换提供重要电子学输入.     

新浮磁流与增亮事件

本文利用阳光卫星的软Ｘ 射线资料,日本国立天文台的Ｈα单色像和相对应的北京天文台怀柔站的活动区矢量磁场资料及美国基特峰天文台的全日面磁图,对发生在１９９４ 年５ 月１８ 日的软Ｘ 射线和Ｈα增亮事件进行了仔细的研究。研究表明增亮事件明显与新浮剪切磁流出现相关,Ｈα和软Ｘ 射线亮点的投影位置正好位于新浮小磁流环的三个足点之间,同时亮点也位于分界面与光球面的交线附近,故该增亮事件也许是太阳低层大气磁重联的观测证据     

1992年6月4日耀斑的磁重连和蒸发模型

报导了由Ｙｏｈｋｏｈ软Ｘ望远镜（ＳＸＴ）和日本国天文台（ＮＡＯＪ）的太阳耀斑望远镜（ＳＦＴ）于１９９２年６月４日共同记录到的一次磁重连和色球蒸发现象的直接而完整的过程,重连和蒸发的现象和过程可简述如下,Ｈα活动暗条上升并逐渐消失。跨越在此暗条上的二条相互交叉的日冕环的交界处增亮表明,电流片在此二冕环间相切的界面上形成,磁重连已开始。重连日冕环的上升标志了入流运动,而重连日冕环的足点增亮标志了出流运     

超强太阳质子事件及相伴现象特征分析

依据卫星和地面的观测数据,分析了峰值流量达到或超过10 000 pfu(1 pfu=1proton.cm~2.s~(-1).sr~(-1))的超强太阳质子事件相伴的太阳耀斑、曰冕物质抛射(CME)驱动激波的曰地传播速度、源区的曰面经度、卡林顿经度以及相伴的磁暴等现象.研究表明,超强太阳质子事件源区的曰面经度范围为E30°Longitude≤W75°.超强太阳质子事件源区分布在2个卡林顿经度带,分别为130°~220°的区域和260°~320°的区域.超强太阳质子事件都伴随着强烈的太阳耀斑和快速CME,CME驱动的激波从太阳到地球的平均速度超过1200 km/s.除一个超强太阳质子事件相伴的磁暴略低于强磁暴外,其余8个都伴有Dst≤-100 nT的强烈磁暴.     

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.     

空间太阳硬X射线成像仪量能器读出电子学设计

先进天基太阳天文台(ASO-S)是中国科学院空间科学先导专项2期规划的太阳观测卫星,其针对第25个太阳活动峰年,同时观测太阳磁场、日冕物质抛射和太阳耀斑爆发.硬X射线成像仪(HXI)作为该卫星3个科学载荷之一,实现了高时间分辨率和空间分辨率的太阳硬X射线成像观测,其量能器由99套溴化镧闪烁晶体-光电倍增管探测单元和读出电子学板构成,实现了30–200 keV的硬X射线光子能谱测量.针对HXI量能器的观测需求,设计了一套空间高事例率读出电子学系统,并通过实验室测试,证明了该系统单事例读出死时间小于2μs,同时验证了该系统电子学噪声小于120 fC,积分非线性小于2%,满足HXI仪器要求.     

ASO-S卫星HXI量能器探测单元的标定

先进天基太阳天文台卫星(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)是中国科学院第2批空间科学先导专项之一,其主要目标是同时观测太阳磁场、耀斑和日冕物质抛射,并对3者之间的相互关系和内在联系进行研究.硬X射线成像仪(HXI)是ASOS卫星的3大载荷之一,它通过对太阳活动发射的硬X射线进行傅里叶调制成像,实现高空间分辨率和高时间分辨率的太阳能谱成像观测.量能器单机是HXI的关键单机之一,其主要任务是精准测量通过每对光栅后太阳硬X射线的能量和通量.主要介绍了量能器单机的工作原理及其关键指标要求、标定设备及标定方案,最后给出了标定结果,从而验证了量能器单机方案设计的合理性.     

冕洞内矢量磁场的分布和演化

冕洞是太阳日冕中低温低密度的区域,是高速太阳风的源区.目前,冕洞的很多性质还远未被人们所理解.磁场研究是理解太阳上各种现象的重要手段.因此,我们力图通过研究冕洞内的磁场特别是矢量磁场的分布和演化,回答冕洞研究中存在的问题.综合利用SOHO、Hinode、STEREO、SDO等卫星数据,我们第1次对冕洞内矢量磁场的演化、冕洞磁场的非势性等方面进行了较详细的研究,取得了一系列的研究成果.(1)冕洞不同层次太阳大气对冕洞小尺度磁场结构分布和演化的响应.我们研究了冕洞内及冕洞边界上磁场的分布和演     

针对ASO-S/HXI光栅摆放角分布的测试与分析

先进天基太阳天文台(ASO-S)卫星的3大载荷之一硬X射线成像仪(Hard X-ray Imager, HXI)是一套基于傅立叶变换调制成像技术的望远镜.它利用91组不同摆放角和节距的光栅子准直器排列摆布,获得45个基于空间调制的傅立叶变换对,重建太阳耀斑源30–200 keV的硬X射线像,最高分辨率可达3.1′′.在光栅节距已经确定的前提下,它的摆放角分布仍会影响成像质量.通过对HXI仪器傅立叶分量μν分布与点扩散函数(PSF)的空间演化关系分析研究,寻求HXI光栅摆放角的最优分布.其结果将作为改进HXI仪器设计和开发相应科学分析软件的依据.