1986年2月4日耀斑与电流环合并不稳定性

本文收集了１９８６年２月４日大耀斑的Ｈα、微波、Ｘ射线和γ射线全波段的观测资料。利用暗条电流环模型分析了该耀斑的物理过程，测量了活动暗条的上升运动，求解了动量方程和能量方程。结果表明：（１）１９８６年２月４日的３Ｂ／Ｘ３耀斑可能是由暗条电流环之间的合并不稳定性所致；（２）电阻撕裂摸不稳定性是一种有效的耀斑前预热机制；（３）耀斑的高能观测资料进一步表明了电流环合并不稳定性是引起该大耀斑期间所有高能粒     

乌鲁木齐天文站的耀斑预报

鉴于预报太阳耀斑的重要性和难度,我们在文中介绍了怎样用太阳色球望远镜观测太阳色球层的耀斑先兆（ 现象） ,并且根据太阳活动特点和十几年的观察经验及观测资料,综合分析,判断出太阳色球耀斑将要产生的大概时间,大致规模及耀斑在日面上的可能位置。通过第２２ 周峰年资料验证,准确率可达７０ ％ 。     

类太阳恒星耀斑光变轮廓特征分析

太阳耀斑是由于在太阳黑子附近磁场能量的突然释放所引起的爆发现象.人们发现在许多类太阳恒星上也有类似的耀斑(称类太阳恒星耀斑)出现.主要采用开普勒太空望远镜获取的数据,从中选取SC(Short Cadence)数据进行分析,找出类太阳恒星上耀斑光变轮廓的特征参数并做统计,总结耀斑的活动特点.分析结果表明:类太阳恒星耀斑的光变轮廓和爆发的特征时间与太阳耀斑的相似,这可以说明两种耀斑的物理机制相同.     

圆面耀斑环物理量场的归算和分析

本文对云南天文台1981年5月16日3B级双带大耀斑环(0922UT)的H_α—SSHG光谱资料作了初步的数据处理。采用非线性函数的最小二乘曲线拟合方法,从光谱轮廓求得圆面耀斑环的线心光学厚度τ_0、Doppler宽度Δλ_D平均能源函数S_λ及视向速度V_(11)的二维分布,为处理具有时空序列的光谱资料提供了一种数值方法。计算结果表明,耀斑环系内的物质由环顶沿两环腿向色球层溅落;用色球蒸发模型解释环中的物质来源较为合理。     

1986年2月4日特大耀斑的物理先兆

本文从光球、色球及源于日冕的射电噪暴观测资料出发,分析了1986年2月4日4日级低年大耀斑的爆发前兆特征,可供耀斑物理预报及低年大耀斑物理机制的研究参考。     

AR5395:乌鲁木齐天文站色球观测概要

本文列表给出了乌鲁木齐天文站1989年3月对活动区AR5395观测到的1级以上色球耀斑及5M级以上X射线耀斑相对应的色球耀斑数据,并选登了3月9日—18日活动区AR5395的演化及3月10日冲浪后色球耀斑相对应的色球照片。本文还对活动区AR5395及3月10日、13日两次耀斑活动形态作了初步分析。本工作得到了中国科     

AR6659光球色球的磁场速度场的演化特征及其与大耀斑的关系

ＡＲ６６５９是２２周以来最重要的一个活动区，它爆发了２２周最强大的高能事件。本文用云南天文台的光球、色球精细结构照片和北京天文台怀柔站的磁场速度场资料，分析了该活动区磁场速度场的二维位形和大耀斑期间的演化特征。本文分析的４个大耀斑均爆发在中性线附近的Ｎ极区磁场梯度大的地方及色球速度场的红移区。偏带观测也显示耀斑物质是向红端移动的。耀斑波沿横场传播在离本黑子群几万至十几万公里的地方激起感生耀斑，在原生耀斑与感生耀斑之间往往有耀斑环相连。此外，本文还从演化特征出发分析了耀斑爆发前活动区等离子体的宏观不稳定性。     

电离层TEC对小耀斑的响应

利用国际GPS观测网(IGS)提供的多个台站的观测数据,分析了M级别以下的小、暗太阳耀斑对向阳面电离层TEC的影响．利用传统分析方法的结果表明,从单条视线(LOS)观测数据得到的电离层TEC及其时间变化率曲线来看,由于它们的波动水平和正常情况下的背景电离层变化相当,使此类小耀斑的信息完全淹没在背景噪声中,不能够显示和分辨出耀斑的发生．利用相干求和的数据处理方法,选用向阳面18个GPS台站的观测数据研究了一次C级SF耀斑引起的电离层TEC增加,结果发现,这种方法能有效地消除背景电离层变化噪声,电离层对耀斑的响应非常清楚和明显,这通常只能在X级别的大耀斑中看到．和GOES卫星X射线数据相比,电离层TEC变化的时间特征和耀斑爆发的开始、最大和结束时间均有很好的符合,其最大平均TEC增量在0．1TECU以下,和X级别的大耀斑相比有一个或多个量级上的差别．     

太阳耀斑MHD理论简评

本文概略地回顾及评述了早期的太阳耀斑理论模型,并介绍了目前国际太阳物理界在地面高分辨观测资料和空间观测资料分析基础上对此课题研究的主要倾向。着重讨论了耀斑理论模型中的磁流体力学方面的问题,并指出了其存在的问题。     

浮现磁流、冲浪、暗条爆发和耀斑开始——1981年5月16日大耀斑的初相

我们利用紫台1981年5月16日获得的发生在MW.No.22278复合群(N12°、E14°)的一个双带质子大耀斑的高分辨黑子白光和H_α色球资料,讨论了这个大耀斑发生前8小时和大耀斑初相时光球和色球的变化,分析了浮现磁流、冲浪、暗条爆发与耀斑开始的关系,发现中性线旁异极性磁流的生长产生的冲浪造成了中性线处暗条的扰动和爆发,并导致了大耀斑。从而验证并扩充了浮现磁流的耀斑模型。     

利用TALYS计算太阳耀斑伽玛射线

太阳耀斑伽玛射线能谱是加速粒子与太阳大气介质原子碰撞的结果,它是研究太阳耀斑中加速粒子和高能电子最为直接的手段.通过分析伽玛射线能谱,可以获得耀斑过程中加速粒子的成分、能谱、角分布及太阳大气元素丰度等重要信息.TALYS程序是一套模拟核反应的软件,对核反应过程中的所有信息均能完整地描述.利用TALYS计算得到了完整的太阳耀斑伽玛射线的核反应截面数据,开发了一套新的耀斑伽玛射线谱计算程序.详细介绍了耀斑伽玛射线计算的理论模型,并简单探讨了耀斑伽玛射线的特性,为未来的耀斑伽玛射线能谱分析奠定了理论基础.     

无力场因子α的确定和质子耀斑预报

本文对1967—1972年期间的资料较完整的18个质子耀斑活动区,作α因子统计。根据大耀斑区中性线扭曲成“S”形的程度来确定无力场因子α。发现1级以上质子耀斑区,耀斑当天α≥0.34,2级以上,α≥0.50,且耀斑发生前1—2天内α因子均有所增长。因此建议用该α因子预报质子耀斑事件。文中还提出挤压无力场大耀斑模式的设想,以更好地解释一些观测事实。     

与耀斑相关的磁场演化

本文利用紫金山天文台太阳光谱仪缝前附属Ｄａｙｓｔａｒ滤光器拍摄的，发生在ＮＯＡＡ５３９５活动区中的三个耀斑的Ｈα单色光资料，对比北京天文台怀柔观测站取得的光球磁场资料，研究耀斑产生位置与光球磁场演化的关系，结果表明：（１）在所研究的５０个耀斑亮核中，有３８个位于新浮磁流区附近，另有少数亮核出现在磁对消区；（２）耀斑亮核多集中在横场方向交叉，剪切角大的复杂磁区，耀斑后多数区域磁场结构简化；（３）耀斑     

1993年10月2日耀斑的Hα,微波和硬X射线暴的综合分析

本文介绍1993年10月2日发生的一个1N／C6.5级耀斑多波段观测的结果．综合比较了耀斑的单色象，Hα波段工维光谱，2840兆赫微波爆发和硬X射线爆发资料．得到Hα单色象上不同亮核的强度变化，与微波及硬X射线暴的时间轮廓比较，给出了色球耀斑区亮度场的演化，对照磁图确定了耀斑区的磁场位形，从而对该耀斑产生和加热提出了一种可能的解释．     

第22太阳周活动区M级以上X射线耀斑指数的设计

本文对第２２太阳周中发生过Ｍ级以上的Ｘ射线耀斑对应的３９５个活动区资料进行了耀斑指数的统计，得到的结果：１．２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑级别综合指数表，２．２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑总指数表，３．第２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑总指数随时间的变化曲线，４．第２２周Ｍ级以上Ｘ射耀斑总指数直方图，该图表明第２２太阳周活动的极大年分别是１９８９和１９９１年，为第２３周太阳活动预报提供了可用参数。     

AR5395活动区演化中耀斑发生的周期性(摘要)

自1974年有连续的太阳软X射线辐射观测以来,AR5395是X射线耀斑产率最高的活动区,过日面13天内共产生106个X射线耀斑,其中X级耀斑就有11个,平均一天发生一次X级耀斑。用S.G.D.资料,对X射线峰值流量Fx,X射线耀斑出现率     

1981年4月1日日面4N耀斑环系的光学前兆与活动特征

根据云南天文台太阳色球H_α和相应的光球黑子观测以及磁场测量,并结合有关X—ray资料等,对1981年4月1日日面4N大耀斑进行了部份测量和分析。结果表明,该耀斑为环系;光球浮现磁流和黑子扭曲、挤压和剪切运动是触发该耀斑的直接原因。而活动的黑子光桥又是浮现磁流的一种重要标志;耀斑环或带与磁场位形密切相关;耀斑后在运动空间原位置处光球又浮现出部份磁流;卵形暗条内预示能爆发大耀斑。     

1989年8月17日太阳边缘耀斑和速度场研究

本文云南天文台二维光谱仪观测的１９８９年８月１７日耀斑的Ｈβ波 段光谱资料，采用多云模型的方法，得到此耀斑的观测视向速度分布，并在一定的简化和假设下，采用ＭＨＤ理论计算了几种情况下光耀斑环内物质运动的视向速度分布，与观测的视向速度分布加以比较，研究和探讨耀斑环中的物质运动情况。     

第22太阳周活动区M级以上X射线耀斑指数的统计

本文对第２２太阳周（１９８７年１月至１９９２年１２月）中发生过Ｍ级以上的Ｘ射线耀斑（Ｈα耀斑级别≥Ｍ级，并伴有Ｘ射线的耀斑）对应的３９５个活动区资料进行了耀斑指数的统计，得到的结果：１．２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑级别综合指数表，２．２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑总指数表，３．第２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线耀斑总指数随时间的变化曲线，４．第２２太阳周Ｍ级以上Ｘ射线濯斑总指数直方图，该图表明第２２太阳周活动的极大年分别是１９８９和１９９１年，为第２３周太阳活动预报提供了可用参数。     

2个二次触发型太阳耀斑的射电时间轮廓及其日冕磁结构

利用国家天文台(北京和昆明)的射电频谱仪(频段为0.65~7.6 GHz)和相关的NoRH/17GHz射电以及TRACE/171 EUV和Yohkoh/SXT的观测资料,分析了2001/04/10和10/19的2个共生精细时间结构的稀有事件,这2个事件的射电爆发时间轮廓和观测特征相似,通过这2个事件的微波(17GHz)偏振观测资料的比较,发现这2个射电爆发均由包含多重(4极)磁结构的复杂活动区引起,特别指出这2个耀斑最后都导致了耀斑后相的分米波射电爆发(第二次触发耀斑),这可能是后环引起的射电爆发。它们都分别对应于双极磁位形,表明这两次触发耀斑是由相似的耀斑模型产生。2个分米波爆发可能是相似(homologous)耀斑的射电表现,可以推测这两次耀斑的驱动器可能皆是磁流浮现或对消(因为源区有新的单或双极出现或消失),而它们的触发器皆是由双极反向Y型位形(具有一个双极拱的单磁流系统)的磁重联,耀斑后环的演化是导致耀斑后相分米波射电爆发的必要条件。我们认为,这双带耀斑对应的宽带射电爆发辐射机制是回旋同步加速辐射过程,而耀斑后相的窄带分米波爆发的辐射机制是等离子体辐射过程。