AR5395活动区耀斑和纵向电流密度的关系

本文分析了AR5395活动区1989年3月9日——3月15日光球纵向电流密度与耀斑初始亮点及耀斑位置之间的关系,得到如下结果: 1.Hα初始亮点并不是在电流密度最强处,并且有很多就是在非电流处(<1×     

太阳活动区纵向电流密度的计算

本文利用太阳活动区光球横向磁场观测资料推算纵向电流密度分布,论述了具体的计算方法和取得的结果,并简要讨论了太阳活动区电流计算在太阳物理研究中的应用。     

太阳耀斑区磁场和电流研究的一些新进展

在太阳耀斑区磁场和电流研究方面，文中将着重介绍太阳横向磁场方位的确定，太阳活动区磁场的非热性表示、太阳耀斑前后的活动区磁场变化、以及耀斑核块与活动区纵向电流密度极大点位置的关系等几个重要问题的研究现状。     

黑子活动区流场精细结构

本文通过太阳活动区光球和色球速度场和磁场观测资料,讨论了黑子活动区附近流场的精细结构,论述了太阳大气中物质的流动呈纤维结构,以及速度场纤维与磁场,色球纤维和网络结构之间的关系。     

具奇异电流密度面的一维无力场的稳定性

从Ｎｅｗｃｏｍｂ（１９６０） 给出的直线箍缩等离子体的一维能量积分和稳定性定理出发,证明Ｌｏｗ（１９９３） 在圆柱坐标系下找到的具奇异电流密度面的一维无力场是稳定的     

1.56m望远镜CCD照相机平场检验初步结果

利用1.56m望远镜圆顶平场和天空平场和天空平场的资料，通过对各种滤光片得到的平场内各区域的统计，研究了圆顶平场之间、天空平场之间以及天空平和圆顶平场之间的差异。观测资料分析结果表明，圆顶平场之间相互一致，天空平场之间也相互一致。误差小于1％，除B渡光片之外，在一定范围内圆顶平场和天空平场之间最大差异均小于1％。还给出了一些做好圆顶平场和天空平场的建议。     

无力场模型黑子上空的纵向磁场梯度

本文按常α无力场模型计算了1980年10月23日Boulder 2744活动区前导黑子的纵向磁场随高度的变化,并与用CIV 1548谱线观测得到的色球一日冕过渡区的磁场资料相结合,求得CIV 1548发射区的有效高度。这些结果与文献[4]中对同一黑子用势场模型推求的结果有很大差别。从而表明,势场和无力场在某些方面导致的结果是极不相同的。鉴于观测已表明活动区上空存在电流的事实,在活动区磁场的模拟中,特别是在强扭曲活动区磁场的计算中,应当避免采用势场,而尽可能采用无力场模型。     

太阳宁静区磁场的功率谱分析

利用１９９８年１０月３日北京天文台怀柔太阳观测站的高质量磁图,对给定的太阳宁静区两种不同极性的磁场进行了功率谱分析．结果表明,空间功率谱在超米粒和中米粒尺度具有明显的尖峰结构,这对应于空间周期性分布的网络和内网络磁结构．结果也显示出,超米粒边缘所包含的两种极性场中,其中的一种极性占优势．通过瞬态功率谱的分析,得出网络和内网络场寿命之间的比例关系,这一结果和其他学者得出的超米粒和中米粒对流寿命之间的关系相符．     

太阳宁静区磁场的功率谱分析

利用１９９８年１０月３日北京天台怀柔太阳观测站的高质量磁图,对给定的太阳宁静区两种不同极性的磁场进行为分析。结果表明,空间功率谱在超米粒和中米粒尺度具有明显的尖峰结构,这对应于空间周期性分布的网络和内网络磁结构。结果也显示出,超米粒边缘所包含的两种极性场中,其中的一种极性占优势。通过瞬态功率谱的分析,得出网络和内网络场寿命之间的比例关系,这一结果和其他学得出的超米粒和中米粒对流寿命之间的关系相     

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.     

The H.E.S.S. central data acquisition system

The High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) is a system of Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACTs) located in the Khomas Highland in Namibia. It measures cosmic gamma rays of very high energies (VHE; >100 GeV) using the Earth’s atmosphere as a calorimeter. The H.E.S.S. Array entered Phase II in September 2012 with the inauguration of a fifth telescope that is larger and more complex than the other four. This paper will give an overview of the current H.E.S.S. central data acquisition (DAQ) system with particular emphasis on the upgrades made to integrate the fifth telescope into the array. At first, the various requirements for the central DAQ are discussed then the general design principles employed to fulfil these requirements are described. Finally, the performance, stability and reliability of the H.E.S.S. central DAQ are presented. One of the major accomplishments is that less than 0.8% of observation time has been lost due to central DAQ problems since 2009.