1993年5月日面AR7500中暗条的动力学特征

本文利用光球磁场、色球Hα单色像和Hβ速度场等观测资料，分析了1993年5月日面AR7500中3个暗条的演化和动力学行为，得出4个结论(1)3个暗条中两个是右旋暗条，一个是左旋暗条。(2)暗条附近两侧的色球纤维和光球横场几乎平行于暗条长轴，暗条端点处的黑子没有呈现明显的涡旋结构。(3)尖角处因为轴向场取向不同，一直没有发生暗条合并，即使其中一个右旋暗条消失后又重新形成也如此。(4)几天持续存在的左旋暗条，在两天的观测中未出现扰动激活，其中部为杂乱而不明显的运动图案。本文还讨论了可以用暗条的扭曲磁流绳模型来解释暗条的这些动力学行为，以及一些尚待进一步澄清的问题。     

光球物质的水平运动对暗条激活和耀斑爆发的影响

本文作者用数值方法讨论光球物质水平运动的两种基本模式－剪切运动和会聚运动对活动区背景磁场及暗条电流的影响，并由此分析它们与暗条激活以及耀斑爆发的物理关系，所得结果表明：（１）光球物质的水平运动在激活暗条和驱动耀斑爆发中具有重要的作用；（２）作为耀斑现象先兆之一的暗条激活过程，主要是由暗条电流的增强和背景磁场的演化所决定，这个过程的复杂性导致了耀斑现象物理机制和形态的多样性。     

1993年5月日面AR7500中暗条的动力学特征

本文利用光球磁场、色球Hα单色像和Hβ速度场等观测资料，分析了1993年5月日面AR7500中3个暗条的演化和动力学行为，得出4个结论：（1）3个暗条中两人是右旋暗条，一个是左旋暗条。（2）暗条附近两侧的色球纤维和光球横场几乎平行于暗条长轴，暗条端点处的黑子没有呈现明显的涡旋结构。（3）尖角处因为轴向场取向不同，一直没有发生暗条合并，即使其中一个右旋暗条消失后又重新形成也如此。（4）几天持续存在的左旋暗条，在两天的观测中未出现扰动激活，其中部为杂乱而不明显的运动因素。本文还讨论了可以用暗条的扭曲磁流绳模型来解释暗条的这些动力学行为，以及一些尚待进一步澄清的问题。     

2003年10月26日至11月3日CME事件的射电初步分析

基于我国的太阳射电宽带频谱仪(0．625～7．600GHz)在2003年10月22日～11月3日观测到8个伴生日冕物质抛射(CME)的太阳射电爆发,结合Nobeyama Radio Polarimeter(NORP)的单频观测、Nobeyama Radioheliograph (NORH)、Siberian Solar Radio Telescope(SSRT)的成像观测以及Culgoora和WAVE／WIND的低频射电频谱观测,对8个射电爆发的射电辐射特征进行了初步分析．试图从中寻找与CME伴生的射电爆发的特征。     

2004年1月8日活动区10537内耀斑和相关CME的分析研究

利用色球Hα线心像、TRACEUV和SOHO/EITEUV单色像、SOHO/LASCO白光日冕观测、SOHO/MDI光球磁图以及Nobeyama射电观测,对2004年1月8日日面边缘δ位形黑子群AR10537内发生的一个M1.3耀斑及相关的CME进行了初步的分析。该耀斑除了位于反极性磁场区域、覆盖部分黑子半影的两个主耀斑带外,还伴随有一个明显的远距离耀斑带,这表明有扰动能量沿大尺度日冕结构从耀斑源区向外传播。这一远区增亮处随后有EITdimming出现,表明色球蒸发导致的物质损失可能是产生日冕dimming的重要因素。另外,位于远距离耀斑带南面的一个大宁静暗条在耀斑发生后有部分消失,这可能与该耀斑导致的大尺度日冕磁场重构有关。该耀斑爆发与LASCO观测到的一个快速partialhaloCME在空间和时间上具有密切的关系,它们极可能是相同磁场过程在日冕的不同表现,故我们将此耀斑及与之伴随的日冕dimming认证为这一CME的日面源区。     

对2007年5月23日的一个CME的起源和初始阶段的观测研究

利用多波段联合观测数据,综合分析研究了一个发生于2007年5月23日的日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)爆发事件的起源和初始阶段的物理演化过程.该CME起源于活动区10956内的一个并没有严格地位于活动区极性反转线上的U形活动区暗条,该暗条首先被扰动,然后从中间部分开始缓慢上升.在暗条上升运动过程中,从极紫外和软X射线像上可观测到位于暗条上方的日冕磁环也在不断地上升并且有持续向外的扩张运动.最终,这些冕环和暗条一起爆发并伴随着一个位于暗条断开位置附近的日冕暗化区域的形成.这一爆发过程还伴随着一个静止轨道业务卫星(GeostationaryOperational Environmental Satellites,GOES)软X射线流量级别为B5.3的亚耀斑发生,该光斑显示出与CME之间具有在时间和空间上的紧密联系.与CME的"标准"磁流绳模型一致,这些太阳表面活动可以看作是CME的初始演化阶段在日面上的表现信号,并且该CME的亮前锋可能是由预先存在于暗条上方的冕环体系直接演化而来.另外,文中还讨论了与该事件相关的暗条爆发、耀斑、冕环扩张和消失以及日冕暗化之间的关系.     

新浮磁流触发暗条爆发的统计研究

观测研究表明有利于磁重联的新浮磁流与日冕物质抛射(CME)有密切关系．利用数值模拟的方法,新浮磁流触发CME的物理模型对观测结果进行了物理解释．基于这种模型,不考虑重力和热传导, 2．5维的数值模拟的理论结果显示:是否能够触发暗条爆发及CME,取决于新浮磁流磁通量的大小、浮现的位置以及其磁极走向,并给出了能够触发暗条爆发与不能触发爆发的参数空间．利用2002年和2003年的15个暗条爆发事例以及2002年的44个非爆发事例,对新浮磁流磁通量的大小、浮现的位置以及磁极走向进行了统计研究．结果表明并非所有的新浮磁流都能够使暗条失去平衡,形成CME．统计结果基本上支持了数值模拟的理论结果．这个结果可为空间天气预报研究提供有用的参考信息．     

爆发日珥与日冕物质抛射的观测研究

本文比较了1982年2月9日同时观测到的两个爆发日珥及一次白光日冕物质抛射事件。比较表明,在研究日冕物质抛射事件与爆发日珥的关系时,爆发日珥的形状可能是一个重要的因素,它体现了局部区域磁场结构的变化。作者提出了一种可能的磁场结构模型,对观测结果给以解释。     

伴随CME的微波爆发的特征

分析了与日冕物质抛射(CME)有关的太阳微波爆发(SMB)的特征,包括持 续时间、峰值流量、爆发类型、谱指数等．选取了从1999年11月至2003年9月的136 个事件,包括60个部分晕状CME(120°<宽度<360°)／晕状CME(宽度=360°)和 76个正常CME(20°<宽度<120°)／窄CME(0°<宽度<20°)． 研究发现: (1)与正常CME／窄CME有关的微波爆发持续时间较短,与部分晕状 ／晕状CME有关的微波爆发持续时间有长有短; (2)与慢CME有关的微波爆发持续时 间较短,与快CME有关的微波爆发持续时间可长可短;(3)与正常／窄CME有关的微 波爆发峰值辐射流量比较小,与部分晕状／晕状CME有关的微波爆发峰值辐射流量有大 有小;(4)与慢CME有关的微波爆发峰值辐射流量较小,与快CME有关的微波爆发峰 值辐射流量可长可短; (5)与正常／窄CME有关的微波爆发绝大多数为简单(simple) 型,与晕状CME有关的微波爆发绝大多数为复杂(C)／大爆发(GB)型; (6)与CME 有关的事件在频率,f相似文献   

2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究

利用色球Ha单色像、TRACE和SOHO／EITEUV单色像、SOH0／LASCO白光日冕观测及SOH0／MDI光球磁图，对2003年8月25日日面AR0442边界上2个暗条爆发的不同动力学行为及与之相关的耀斑、耀斑后环和CME等现象进行了分析。主要结论如下：(1)2个暗条的激活态和爆发过程有明显不同：暗条F1先变粗变黑，出现明显分叉，然后表现为whiplike爆发；而暗条F2一部分先消失，其余部分出现水平的轴向运动，最后F2整体爆发。(2)2个暗条的爆发机制是不同的：F1的爆发可能与新浮磁流密切相关，而F2的爆发与F1爆发产生的双带耀斑的分离运动和相互作用密切相关。     

Magnetic Causes of the Eruption of a Quiescent Filament

During the JOP178 campaign in August 2006, we observed the disappearance of our target, a large quiescent filament located at S25°, after an observation time of three days (24 August to 26 August). Multi-wavelength instruments were operating: THEMIS/MTR (“MulTi-Raies”) vector magnetograph, TRACE (“Transition Region and Coronal Explorer”) at 171 Å and 1600 Å and Hida Domeless Solar telescope. Counter-streaming flows (+/?10 km?s^?1) in the filament were detected more than 24 hours before its eruption. A slow rise of the global structure started during this time period with a velocity estimated to be of the order of 1 km?s^?1. During the hour before the eruption (26 August around 09:00 UT) the velocity reached 5 km?s^?1. The filament eruption is suspected to be responsible for a slow CME observed by LASCO around 21:00 UT on 26 August. No brightening in Hα or in coronal lines, no new emerging polarities in the filament channel, even with the high polarimetry sensitivity of THEMIS, were detected. We measured a relatively large decrease of the photospheric magnetic field strength of the network (from 400 G to 100 G), whose downward magnetic tension provides stability to the underlying stressed filament magnetic fields. According to some MHD models based on turbulent photospheric diffusion, this gentle decrease of magnetic strength (the tension) could act as the destabilizing mechanism which first leads to the slow filament rise and its fast eruption.     

The Filament Eruption of 1999 March 21 and Its Associated Coronal Dimmings and CME

We report a filament eruption near the center of the solar disk on 1999 March 21, in multi-wavelength observations by the Yohkoh Soft X-Ray Telescope (SXT), the Extreme-ultraviolet Images Telescope (EIT) and the Michelson Doppler Imager (MDI) on the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). The eruption involved in the disappearance of an Ha filament can be clearly identified in EIT 195 A difference images. Two flare-like EUV ribbons and two obvious coronal dimming regions were formed. The two dimming regions had a similar appearance in lines formed in temperature range 6×104 K to several 106 K. They were located in regions of opposite magnetic polarities near the two ends of the eruptive filament. No significant X-ray or Ha flare was recorded associated with the eruption and no obvious photospheric magnetic activity was detected around the eruptive region, and particularly below the coronal dimming regions. The above surface activities were closely associated with a partial halo-type coronal mass ejection (CME) observed by the Large Angle and Spectrometric Coronagraphs (LASCO) on the SOHO. In terms of the magnetic flux rope model of CMEs, we explained these multiple observations as an integral process of large-scale rearrangement of coronal magnetic field initiated by the filament eruption, in which the dimming regions marked the evacuated feet of the flux rope.     

The Chiralities of Three Filaments in AR7500

1　ＩｎｔｒｏｄｕｃｔｉｏｎＩｔｉｓｎｏｗｗｅｌｌａｃｃｅｐｔｅｄｔｈｅｍａｇｎｅｔｉｃｆｉｅｌｄｉｎｆｉｌａｍｅｎｔｉｓｎｅａｒｌｙｈｏｒｉｚｏｎｔａｌａｎｄｔｈｅｃｏｍｐｏｎｅｎｔｏｆｔｈｅｆｉｅｌｄａｌｏｎｇｔｈｅｆｉｌａｍｅｎｔａｘｉｓｉｓｄｏｍｉｎａｎｔ (Ｄ啨ｍｏｕｌｉｎ ,1 997) .Ｗｈｅｎａｆｉｌａｍｅｎｔｉｓｐｒｅｓｅｎｔｉｎａｃｔｉｖｅｒｅｇｉｏｎ ,ｔｈｅｐｈｏｔｏｓｐｈｅｒｉｃｔｒａｎｓｖｅｒｓｅｆｉｅｌｄｂｅｎｅａｔｈｆｉｌａｍｅｎｔｍｏｓｔｌｙｌｉｅａｌｏｎｇｔｈｅｐｏｌａｒ…     

2003年10月22日太阳活动区AR0484内日浪事件的研究

利用色球Hα、TRACE／WL、SOHO／EITEuV单色像观测资料及SOHO／MDI光球磁场观测资料，对2003年10月22日太阳活动区AR0484内发生的日浪事件进行了研究．发现：(1)在Ha线心观测上，日浪包含有亮、暗2个分量，这2个分量先后出现而且并不共空间．日浪的亮分量与UV和EUV波段上观测到的喷发具有较好的同时性和共空间性．(2)日浪喷发物质沿着EUV环运动。(3)在光球层，日浪足根处的黑子和磁场有明显的变化．这些观测结果支持日浪的磁重联模型。     

The Asymmetrical Eruption of a Quiescent Filament and Associated Halo CME

We will present detailed observations of the asymmetrical eruption of a large quiescent filament on 24 November 2002, which was followed by a two-ribbon flare, three coronal dimmings, endpoint brightenings, and a very fast halo-type coronal mass ejection (CME). Before the eruption, the filament lay along the main neutral line (MNL) underneath a single-arcade helmet streamer with a simple bipolar configuration. However, photospheric magnetic fields on both sides of the filament showed an asymmetrical distribution, and the filament and MNL were not located just at the center of the streamer base but were closer to the eastern leg of the streamer arcade. Therefore, instead of erupting along the streamer’s symmetrical axis, the filament showed a nonradial and asymmetrical eruption. It lifted from the eastern flank of the streamer arcade to impact the western leg directly, leading to an asymmetrical CME that expanded westward; eventually the streamer was disrupted significantly. Accordingly, the opposite-polarity coronal dimmings at both sides of the filament forming in the eruption also showed an asymmetrical area distribution. We thus assume that the streamer arcade could guide the filament at the early eruption phase but failed to restrain it later. Consistent with previous results, these observations suggest that the global background magnetic field can impose additional action on the initial eruption of the filament and CME, as well as the dimming configuration.     

灾变理论在太阳物理和天体物理其他研究领域中的应用

叙述和介绍了太阳爆发的磁通量绳灾变理论和模型的发展过程,强调了建立这样的模型所需要的观测基础。讨论了由模型所预言的爆发磁结构的几个重要特征以及观测结果对这种预言的证实。在此模型的基础上,讨论了一个典型的爆发过程中所出现的不同现象及它们之间的相互关系。最后,介绍了作者的一项最新尝试:将太阳爆发的灾变理论和模型应用到对黑洞吸积盘间歇性喷流的理论研究当中,以及研究所取得的初步结果。