解决太阳横向磁场方向测定中180°不确定性的一个方法

本提出了一种解决太阳横向磁场方向测定中１８０°不确定性的方法。该方法首先将Ｇａｒｙ等提出的方法定量化，客观地确定每一点的横场方向；然后由独立的Ｈα观测或磁场演化历史，分析和确定磁力线的扑联接性，对客观确定的横场方向做经验修正，对活动区的应用表明，该方法是一个可供选择的解决横场方向不确定性的有效方法。     

确定太阳横向磁场方位角的综合方法

本文分析了现有几种常用的确定太阳磁场横向分量方位角的方法，如势场法，Ｋｒａｌｌ法、吴－艾法和＂方位角连续＂法，作者认为这些方法各有不同的适用范围，其中任何一种方法都不能单独确定太阳横向磁场。在此分析的基础上，提出了确定太阳横向磁场方位角的综合方法。该法的要点是：用势场法和Ｋｒａｌｌ法分别处理同一磁场观测资料，比较这两种方法所得到的横场分布图，找出它们的相同区域和有差别区域。从相同区域出发，利用＂无力因子相近＂假定，可以推断有差异区域的横场方位角。本文提供的应用实例初步显示了综合方法的有效性。     

确定太阳横向磁场方位角的综合方法

本分析了现有几种常用的确定太阳磁场横向分量方位角的方法，如势场法，Ｋｒａｌｌ法，吴－艾法和“方位角连续”法，作认为这些方法各有不同的适用范围，其中任何一种方法都不能单独确定太阳横向磁场。在此分析的基础上，提出了确定太阳横向磁场方位角的综合方法。该法的要点是：用势场法和Ｋｒａｌｌ法分别处理同一磁场观测资料，比较这两种方法所得到的横场分布图，找出它们的相同区域和有差别区域，从相同区域出发，利用“无     

利用双视角消除太阳矢量磁场观测中的180◦不确定性

随着"环日轨道器"(Solar Orbiter, SO)的在轨运行,太阳磁场观测进入了双视角遥测的时代.对利用太阳磁场的双视角观测改正矢量磁图中存在的横场(垂直于视线方向的磁场分量) 180°不确定性进行了模拟,首先模拟了对解析解得到磁图的双视角观测,然后利用"日震学和磁学成像仪"(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)在不同时间观测到的一个老化黑子的磁图模拟了双视角观测.发现要改正一个磁图中横场方向的180°不确定性,在观测上只需要另外一个平行于视线方向的磁场即纵向磁场观测的协助.利用HMI的磁场观测模拟,估算显示30°的张角能够改正50 Gs磁场中的180°不确定性.更大的张角虽然更有利于更弱磁场的改正,但是考虑到投影效应的不利影响, 30°左右的张角应该是未来空间设备进行多视角观测太阳磁场的最佳张角.     

太阳NOAA6891活动区磁中性线的分析

太阳活动高产区NOAA6891是一个岛型δ黑子，它有5条中性线，表现出不同的性质．其中第3条的横场比较弱，但是由于有剪切，所以有耀斑活动．而第2条中性线的横场较大，剪切得非常厉害，所以在这个区域产生了大量的耀斑，包括2个白光耀斑．正因为如此，所以要对磁场作三维分析，其中用磁场拓扑界面来分析是一种好的途径．     

太原NOAA6891活动区磁中性线的分析

太阳活动高产ＮＯＡＡ６８９１是一个岛型δ黑子，它有５条中性线，表现出不同的性质。其中第３条的横场比较弱，但是由于有剪切，所以有耀斑活动。而第２条中性线的横场较大，剪切得非常厉害。所以在这个区域产生了大量的耀斑，包括２个白光耀斑。所以要对磁场作三维分析，其中用磁场拓扑界硕来分析是一种好的途径。     

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     

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     

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。     

磁塌缩不稳定与自生间歇磁流

太阳和天体物理吸积盘中的场是一种空间间歇的磁流。在整个太阳上都可发现这种间歇磁流片，其中光球上90%以上的磁流呈现为强场形态，其强度为0.1-0.2T，大小为50-300km；在吸积盘中，已知脉动磁场比宏观磁场强几个数量级。磁场的重联湮灭，导致在薄电流片区形成小尺度的磁环胞以及同涨的横等离激元。磁流和等离激元之间的非线性相互作用引起自类似塌缩，形成更为空间间歇的塌缩的磁环元胞。而横等离激元诱发的自生磁场具有调制不稳定性，导致磁场塌缩，形成高度间歇的磁流。分别在磁流力学和等离子体动力论两种情况下，分析了这种磁塌缩不稳定性，并用于解释太阳上的间歇磁流以及寻求天体物理吸积盘中的反常粘滞。     

Magnetic Flux Imbalance of the Solar and Heliospheric Magnetic Fields

A comparative analysis of solar and heliospheric magnetic fields in terms of their cumulative sums reveals cyclic and long-term changes that appear as a magnetic flux imbalance and alternations of dominant magnetic polarities. The global magnetic flux imbalance of the Sun manifests itself in the solar mean magnetic field (SMMF) signal. The north – south asymmetry of solar activity and the quadrupole mode of the solar magnetic field contribute the most to the observed magnetic flux imbalance. The polarity asymmetry exhibits the Hale magnetic cycle in both the radial and azimuthal components of the interplanetary magnetic field (IMF). Analysis of the cumulative sums of the IMF components clearly reveals cyclic changes in the IMF geometry. The accumulated deviations in the IMF spiral angle from its nominal value also demonstrate long-term changes resulting from a slow increase of the solar wind speed over 1965 – 2006. A predominance of the positive IMF B _z with a significant linear trend in its cumulative signal is interpreted as a manifestation of the relic magnetic field of the Sun. Long-term changes in the IMF B _z are revealed. They demonstrate decadal changes owing to the 11/22-year solar cycle. Long-duration time intervals with a dominant negative B _z component were found in temporal patterns of the cumulative sum of the IMF B _z .     

全日面日冕磁场的计算：边界元法与级数法的比较

本文以线性无力场模式下边界元法（ＢＥＭ）为基础，根据Ｃａｒｒｉｎｇｔｏｎ１７３３—１７４２周的光球磁场观测数据，计算出相应各Ｃａｒｒｉｎｇｔｏｎ周日冕高度（２．５Ｒ＿⊙）全日面的太阳磁场。计算结果同势场模式下的级数解法（即待定系数法）的相应结果对比表明，两种方法都体现了较为一致的大尺度日冕磁场特征，但在数值上存在某些差异；有些Ｃａｒｒｉｎｇｔｏｎ周的磁中性线形状差异较明显；另外，两者都没有反映出光球磁场中原有的并在行星际空间探测到的中小尺度强磁场结构。本文最后指出了发展较精确的三维全日面磁场计算理论尚待解决的一些问题。     

Resolving the Azimuthal Ambiguity in Vector Magnetogram Data with the Divergence-Free Condition: Theoretical Examination

We demonstrate that the azimuthal ambiguity that is present in solar vector magnetogram data can be resolved with line-of-sight and horizontal heliographic derivative information by using the divergence-free property of magnetic fields without additional assumptions. We discuss the specific derivative information that is sufficient to resolve the ambiguity away from disk centre, with particular emphasis on the line-of-sight derivative of the various components of the magnetic field. Conversely, we also show cases where ambiguity resolution fails because sufficient line-of-sight derivative information is not available. For example, knowledge of only the line-of-sight derivative of the line-of-sight component of the field is not sufficient to resolve the ambiguity away from disk centre.     

The Magnetic Field of the Solar Corona from Pulsar Observations

We present a novel experiment with the capacity to independently measure both the electron density and the magnetic field of the solar corona. We achieve this through measurement of the excess Faraday rotation resulting from propagation of the polarised emission from a number of pulsars through the magnetic field of the solar corona. This method yields independent measures of the integrated electron density, via dispersion of the pulsed signal and the magnetic field, via the amount of Faraday rotation. In principle this allows the determination of the integrated magnetic field through the solar corona along many lines of sight without any assumptions regarding the electron density distribution. We present a detection of an increase in the rotation measure of the pulsar J1801-2304 of approximately 170 rad m² at an elongation of 0.96° from the centre of the solar disc. This corresponds to a lower limit of the magnetic field strength along this line of sight of >41.8 nT. The lack of precision in the integrated electron density measurement restricts this result to a limit, but application of coronal plasma models can further constrain this to approximately 0.5 μT, along a path passing 2.7 solar radii from the solar limb, which is consistent with predictions obtained using extensions to the source surface models published by the Wilcox Solar Observatory.     

日冕三重无力场电流片的磁场重联

采用二维三分量磁流体力学模型,对日冕三重无力场电流片的磁场重联进行了数值研究,揭示了重联过程的基本物理特征．这类重联过程将加热和加速日冕等离子体,并导致多个高温、高密度、高磁螺度的磁岛的形成和向上喷发．这表明,多重无力场电流片的重联可能在日冕磁能释放、上行等离子体团的形成和太阳磁场螺度向行星际空间的逃逸方面起重要的作用．     

The neutrino in the primordial magnetic field

We discuss the evolution of the massive Dirac particle in the cosmic magnetic field. The magnetic field makes the space metric anisotropic. By solving the Dirac equation we obtain the apparent magnetic moment of the neutrino in the cosmic magnetic field.     

太阳宁静区磁元的空间结构

利用怀柔太阳磁场望远镜,我们对太阳宁静区光球和色球磁场进行了观测。日面中心到边缘的观测表明,太阳宁静区中的小尺度磁结构在从光球到色球的扩展过程中变化不大。日面边缘的观测表明,小尺度磁结构的水平分量在光球和色球都不大。对极区和赤道边缘纵向磁场的比较发现,极区磁场与赤道边缘磁场有着不同的磁结构特性     

An interpretation of the variations of the magnetic core-mantle coupling torques and the core drift rate

The influence of recently computed axial magnetic core-mantle coupling torques on the Earth's rotation was investigated. These torques derived from poloidal geomagnetic field within the mantle and at the core-mantle boundary are retarding torques. An accelerating torque due to the action of unknown parts of the core field was estimated by inverse solution of the equation of the mantle rotation for the periodic variations of the quantities of the magnetic field and the length of day. The variations of the drift rate of the Earth's core were compared with those of the mantle rotation velocity for a force-free Earth. The time constants of the coupling process were estimated and discussed in connection with the magnetic coupling of the mantle with an upper core layer. Der Einfluß kürzlich berechneter axialer Kern-Mantel-Kopplungsmomente auf die Erdrotation wurde untersucht. Diese Lorentz-Drehmomente, abgeleitet vom poloidalen geomagnetischen Feld im Mantel und an der Kern-Mantel-Grenze, sind retardierende Momente. Ein beschleunigendes Drehmoment, das der Wirkung unbekannter Feldanteile zugeordnet wird, wurde durch inverse Lösung der Mantelrotationsgleichung für die periodischen Variationen der Magnetfeldgrößen und der Tageslänge abgeschätzt. Die Variationen der Kerndriftgeschwindigkeit wurden mit denen der Mantelrotationsgeschwindigkeit für eine kräftefreie Erde verglichen. Die Zeitkonstanten des Kopplungsprozesses wurden ermittelt und im Zusammenhang mit der magnetischen Kopplung des Mantels mit einer oberen Kernschicht diskutiert.     

高能耀斑指数的功率谱及其热点分布

本文采用一个表征高能耀斑强度的综合指数,分析了太阳活动21周以来(1976.7—1991.2)级别≥M1.0的X射线耀斑和能量≥10Mev的质子耀斑综合指数的时空分布,提出在研究时段内太阳上的13个高能耀斑“热点”。这些热点活动区反复回转,爆发了占总指数58.1％的高能耀斑。本文还讨论了高能耀斑热点的特征及其与大尺度磁场演化的关系。结果表明,高能耀斑热点与大尺度磁场的演化关系密切,前者受后者的调制。     

Rotation cycles of the sector structure of the solar magnetic field and its activity

We study the rotation of the sector structure of the solar magnetic field by using Stanford magnetographic observations from 1975 until 2000 and magnetic synoptic Hα-maps obtained from 1904 until 2000. The two independent series of observations yielded the same rotation periods of the two-sector (26.86 days) and four-sector (13.64 days) structures. We introduce a new index of the solar rotation, SSPM(t). The spectral power density of the sector structure of the magnetic field is shown to exhibit a 22-year cyclicity. The two-and four-sector structures of the magnetic field rotate faster at the maxima of even 11-year sunspot cycles. This phenomenon may be called the Gnevyshev-Ohl rule for the solar rotation. The 11-year sector-structure activity cycles are shown to lead the 11-year sunspot cycles (Wolf numbers) by 5.5 years. A 55-year component with the slowest rotation in the 18th cycle (1945–1955) was distinguished in the sector-structure rotation.