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     

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     

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     

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 ％ 。     

太阳软X射线耀斑与微波爆发的共生关系

本文从SGD上1989年四个大活动区中选取微波爆发和软X射线耀斑(SXR 耀斑>C5级)的相应参量进行统计分析,得到它们之间的相关系数R,一般都有0.9≤|R|<1,从而说明了SXR耀斑同微波爆发之间存在着紧密的共生关系,也证实了耀斑期间由微波爆发源区(磁环顶部)流出的大量非热电子束沿磁环两翼在下倾注到色球层时,因爆发性碰撞加热而引起色球等离子体蒸发,蒸发的高温物质沿磁环上升而发出波长为(1—8A)的SXR 耀斑辐射(10~6K相似文献   

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。     

色球耀斑Hα谱线轮廓不对称性研究进展

综述了近年来太阳色球耀斑爆发时Hα谱线不对称性的研究进展,着重讨论了光谱特征和与其对应的不对称性产生机制,以及利用大气半经验模型再生观测谱线轮廓不对称性等方面,并提出尚待解决的主要问题和进一步的研究方向。     

太阳大气中磁重联的MHD数值模拟

回顾了近３０年太阳大气中磁重联过程的ＭＨＤ数值模拟工作取得的进展。着重描述了在验证理论模型,解释观测现象,以及研究各种因素对重联的影响三个方面的成果,如快速磁重联,太阳耀斑机制及色球,日冕中的各种爆发现象等。指出了在数值模拟中应注意的几个问题,并对该领域今后的发展作了简要的展望。     

1989年8月17日耀斑后环系速度场分析

本文给出了１９８９ 年８ 月１７ 日耀斑后环的观测视向速度场,在环内物质在太阳重力、磁场梯度和大气压力梯度联合作用下沿环腿螺旋上升和环内物质密度由环腿向环顶和环足线性递增的假设下,理论上计算了该环系的视向速度场,理论计算和观测结果基本相符,似乎为耀斑物质由色球蒸发作上升运动的观点提供了间接的例证     

耀斑色球压缩区的传播与谱线的不对称性

色球压缩区是耀斑大气动力学过程的一个基本特征，是产生色球谱线红不对称性的基础。本文基于压缩区从大气高层向低层传播的理论公式，在二种不同情况下，计算得到了压缩区内物质运动速度随高度和时间的变化．结果表明，色球蒸发区压力增量Δｐ为常数时压缩区之寿命比压缩区波阵面后的压力ｐ２为常数时要长得多，这就大大缓解了以往谱线不对称性的延续时间的理论值比观测值小的矛盾。形成高度不同的谱线具有不同程度的不对称性这一观测现象也同色球压缩区的传播特性相一致。