磁敏谱线FeIγ5324.191的研究

为了判断视频磁象仪的工作谱线 FeIλ5324.191 对磁场观测的适用性,本文由海野方程组的数值解,计算这条谱线的斯托克斯参数轮廓,并推算它的磁场增强量和温度敏感度。     

太阳黑子的磁光效应和向量磁场

本文在考虑磁光效应的条件下,选用合适的太阳黑子模型,对Fel λ6302.499等磁场敏感谱线,求得四个斯托克斯参数转移方程组的数值解。此外,本文建立由斯托克斯参数轮廓直接推求向量磁场信息(包括磁场强度、磁场方向与视线的夹角以及磁场方位角)的方法。     

斯托克斯参数轮廓与磁场向量

本文根据我们对斯托克斯参数转移方程的数值解,建立用Q参数轮廓推求磁场强度(H)和磁力线与视线方向夹角(γ)的方法。     

斯托克斯参数与天体向量磁场测量

现有的天体磁场测量方法主要根据磁场敏感谱线的塞曼效应,而解释观测资料的理论基础是斯托克斯(Stokes)参数的形成及其转移方程的求解。近年来,为了观测太阳的向量磁场和精细结构磁场,仪器技术和理论分析都得到迅速发展,这突出表现在斯托克斯偏振量度学的诞生。本文对这些情况作扼要的综合介绍。     

太阳黑子磁场的深度梯度

本文主要研究由塞曼支线的轮廓不对称性或线翼旋转测定磁场梯度的方法。我们利用斯托克斯参数转移方程的数值解,对磁敏线FeIλ6302.499计算“o”或“e”轮廓的不对称量及线翼旋转量与磁场梯度的关系,用自己的黑子光谱观测资料进行验证,并探讨这一方法的适用范围。此外,本文还讨论磁场梯度的存在对磁象仪观测资料的可能影响。     

论白光太阳磁象仪的原理

本文根据在考虑磁光效应的条件下由斯托克斯参数转移方程组的数值解求得的斯托克斯参数轮廓,探讨V轮廓的不对称性和剩余圆偏振产生的原因,并论证白光磁象仪的工作原理。本文指出,V轮廓的不对称量与磁场强度和速度场精度都有关,因此文[1]和[4]的两个极端性论断都与实际情况不符。     

太阳磁敏谱线的研究

本文综合介绍作者及其合作者们对太阳磁敏谱线的一系列研究结果。主要内容是在对磁敏谱线的Stokes参数转移方程组所得数值解的基础上,从下述诸方面研究太阳光谱磁敏线:(1)Stokes参数轮廓,(2)温度敏感度,(3)磁场增强量,(4)形成深度,(5)塞曼支线与Seares公式,(6)单色像,(7)不对称性与黑子磁场梯度,(8)与Alfven波的关系,(9)磁光效应,(10)由磁敏谱线的Stokes参数轮廓推求向量磁场信息的方法。最后,在“结束语”中对磁敏谱线研究的现状和今后趋势,提出一些概括性的意见。     

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.     

阿尔文波与磁场敏感谱线

本文在阿尔文波传播的假设条件下,求解斯托克斯参数转移方程组,计算阿尔文波对太阳黑子光谱中磁敏线Felλ6302.499的作用,并提出用观测资料对理论计算结果进行检验,以及估计阿尔文波流量的方法。     

磁光效应与太阳黑子磁场结构

本文在考虑磁光效应条件下,根据对斯托克斯参数转移方程组求得的数值解,计算了单极太阳黑子的线偏振讯号的单色像,并与美国马歇尔空间飞行中心的观测资料进行了对比,结果表明,径向黑子磁场模型给出与观测相似的单色像,而旋涡形模型导致与观测有显著差异的图像。因此可以认为径向模型更接近于实际情况。     

地震位移场对极移的激发

本文讨论了地震位移场对极移的激发问题.与已有的文献中采用的液核静力方程不同,我们采用文[1]中提出改进的液核静力方程.这样核幔间的连续性条件都可以得到满足.本文所用的地震参数取自文[2]. 在微分方程求解过程中,把整个球体分成两部分:内部是球心附近的一个小球,外部为一球壳.在内部我们应用幂级数渐近解,外部采用Runge-Kutta数值解.这样可以避免数值解过程中球心处的奇异性问题.计算结果表明,虽然用同样的地震参数,由于液核方程的不同,我们的结果比文[2]的结果大三倍左右.这说明,不同的液核方程的影响是比较大的.     

太阳大气中矢量磁场信息的推导

一种能从观测到的斯托克斯轮廓中提取太阳表面矢量磁场信息的方法在本文中提出，它利用斯托克斯轮廓非线心的极值点处相应参量对波长的导数为零这一数学事实，假设表面附近磁场矢量及热力学参量的变化梯度足够小以致所考虑的极值点的波长位置不随深度改变或此变化呆忽则使得偏振辐射围方程组得到极大的简化；再应用数值方法从此简化方程组中解出辐射表面附近的磁场矢量参数。通过拟合理论轮廓表明该法确实可以得到表面近似的磁场矢量     

太阳大气中矢量磁场分层结构的诊断

首先考察了谱线形成深度理论及其在诊断太阳大气中矢量磁场分层结构方面的应用,指出了分别与贡献函数和响应函数相关的方法的优缺点,然后用理论斯托克斯轮廓观察各轮廓参量沿视线方向梯度对轮廓尤其是它的对称性和极值点的影响,在此基础上提出了基本假设使偏振辐射转移方程在极值点得到极大的简化而创立了一种不依赖形成深度理论的新方法。它由四个操作构成,将其中三个操作循环处理便可得到位于所考虑的沿深度方向格点化的层次上     

太阳大气中矢量磁场分层结构的诊断

首先考察了谱线形成深度理论及其在诊断太阳大气中矢量磁场分层结构方面的应用,指出了分别与贡献函数和响应函数相关的方法的优缺点,然后用理论斯托克斯轮廓观察各轮廓参量沿视线方向梯度对轮廓尤其是它的对称性和极值点的影响,在此基础上提出了基本假设使偏振辐射转移方程在极值点得到极大的简化而创立了一种不依赖形成深度理论的新方法。它由四个操作构成,将其中三个操作作循环处理便可得到位于所考虑的沿深度方向格点化的层次上的各轮廓参量及表面以下不能观测到的斯托克斯轮廓。整个推导采用层层往下递推模式,导出的结果以矢量磁场尤其是场强大小最令人满意。作者分别用理论轮廓和实测轮廓作了拟合,结果发现拟合轮廓在所利用的谱线非远线翼部分与被拟合轮廓相符较好,能导出比较复杂的磁结构。但本方法也存在导出的深度范围不广及推导表面不能精确定位等问题。     

用斯托克斯轮廓推导太阳矢量磁场和热力学参量的三维结构

一种根据斯托克斯轮廓分析推导太阳矢量磁场和热力学参量的空间三维结构的新方法在本文中提出．在不考虑散射和原子偏振的假设下，该方法由三个具有不同功能的操作分别作用于太阳大气中一层或二层斯托克斯轮廓组成．这三个操作构成一个运行单元．将此单元运用到从表面到光球底层所划分的大气层格点，然后对扫描区所有的点应用同样的程序便可获得太阳上观察区的矢量磁场和热力学参量的空间三维结构．文中给出了相应的流程图和三个操作的详细描述，并用简化了的程序对理论轮廓进行了拟合．结果表明此方法能较满意地导出矢量磁场尤其是磁场强度的三维空间结构，而热力学参量结构的推导还需进一步改进．     

吸积盘与恒星在星云盘中形成时的角动量损失

本文根据吸秘盘理论与天文观测结果,给出一个恒星在星云盘中形成的模型.通过计算角动量方程,获得了质量定常分布ρ(r)～r_(-β)(β=0,1,2)时的一般性解.对1M恒星的数值解表明:恒星在转动磁化的星云盘中形成时,角动量确实发生了巨大转移;并且,β=2的解能较满意地解释太阳系的角动量奇异性.     

太阳活动区常α无力场数值计算及其在耀斑预报中的可能应用

本文综述作者及其合作者近年来在太阳活动区无力场数值计算及其应用方面的研究概况。文中简要评价了现有几种太阳活动区常α无力场数值计算表达式,并且叙述了把常α无力场数值计算应用于耀斑研究的结果。得到的主要结论为:(1)现有几种活动区常α无力场数值计算表达式中,Chiu的公式比较好;(2)用Chiu公式外推得到的活动区磁场结构,能够较好地解释观测到的许多现象,表明常α无力场近似仍不失为一种可以接受的活动区磁场模型;(3)活动区无力场的某些参数,如无力因子α和自由磁场能ΔE(定义为无力场能与势场能之差),与耀斑发生率密切相关,可以作为耀斑预报的判据。     

磁弧剪切动力学的一个精确解

我们在文[1]里对磁弧剪切作了数值解,得到了剪切速度ω和磁场B_z的分析解,但对二维速度(u,v)的振幅占δ′/ζ仅有只依赖于时间的近似解。本文在密度为常数条件下得到了磁弧剪切在线性演化阶段的较精确的解析解,比较了密度为常数和密度重力分层两种情形下的数值解,证实当β(=气压/磁压)很小(量级为10~(-2))时两者差别不大,因此本文结果近似可用于密度不为常数的实际太阳大气中的磁弧剪切动力学过程。解析解的主要结果是导出振幅δ′/ζ的高度依赖关系:随着时间增加,振幅δ′/ζ随高度下降越来越慢。这导致磁弧顶越升越高而脚根基本上不朝外移动,这样闭合的磁弧将有可能逐渐变为开场。     

Ekman层风速随高度分布方程的数值解试验

根据大气水平运动方程推导出Ekman层风速随高度分布方程,该分布可用二阶线性微分方程表示,用有限差分法求解该二阶线性微分方程的边值问题的数值解,并给出计算程序,输出结果。将结果与经典解析解比较,讨论了经典解的正确性和适用范围。     

太阳黑子磁场方位角随深度的变化

为了建立三维的太阳黑子磁场模型，必须确定横向磁场的方位角（x)及其随深度的可能变化。本文提出一种探测x随深度变化的方法，即对黑子的一定点依次用磁敏谱线的不同部分测量代表线偏振的两个斯托克斯参数Q和U，然后按由牧田提出并经我们改进的方法，给出磁场方位角图。如果x随深度呈现出扭曲结构，则方位角图上的曲线含有圆圈形，否则可是类似抛物线的较为简单的曲线。在测量仪器的灵敏度足够的情况下，本方法对黑子外面的日面弱磁场区域也可以使用。