太阳质子事件预报研究进展

就太阳质子事件预报研究的重要意义,产生太阳质子事件的太阳活动区的一般特征,质子耀斑的辐射特征,质子事件几个重要参数预报方法简述了目前的研究进展。还给出了当前为满足用户需要改进预报应着重研究的方面。     

太阳射电爆发与高能质子加速过程

根据近年来地面和空间观测资料的统计分析指出：（１）太阳质子事件（或质子耀斑）的发生同起伏剧烈的强微波爆发（包括脉冲和ＩＶμ型爆发）或短分米波ＩＶ型爆发存在着紧密的共生关系（共生率趋近１００％）；（２）约有２４％—３０％的质子事件没有对应的ＩＩ型爆发。这一结果否定了以前认为ＩＩ型爆发中的激波加速是产生质子事件必要条件的看法，进而论证了产生强微波（脉冲或ＩＶ＿μ型）爆发的相对论性电子（≥５００ｋｅｖ）与质子耀斑中的高能质子（＞１０ＭｅＶ）都是在耀斑脉冲相的磁环中受到随机ＭＨＤ湍动加速作用而产生的。那些逃逸到行星际空间的质子流就构成了太阳质子事件。     

超强太阳质子事件及相伴现象特征分析

依据卫星和地面的观测数据,分析了峰值流量达到或超过10 000 pfu(1 pfu=1proton.cm~2.s~(-1).sr~(-1))的超强太阳质子事件相伴的太阳耀斑、曰冕物质抛射(CME)驱动激波的曰地传播速度、源区的曰面经度、卡林顿经度以及相伴的磁暴等现象.研究表明,超强太阳质子事件源区的曰面经度范围为E30°Longitude≤W75°.超强太阳质子事件源区分布在2个卡林顿经度带,分别为130°~220°的区域和260°~320°的区域.超强太阳质子事件都伴随着强烈的太阳耀斑和快速CME,CME驱动的激波从太阳到地球的平均速度超过1200 km/s.除一个超强太阳质子事件相伴的磁暴略低于强磁暴外,其余8个都伴有Dst≤-100 nT的强烈磁暴.     

太阳中微子流变化的周期性与太阳活动

本文对1970年到1979年的太阳中微子流和太阳活动(太阳黑子、耀斑和质子事件)的数据作最大熵谱分析,并求其互相关函数和初相,得到:太阳中微子流和太阳活动均有11年的长周期;太阳中微子流和太阳质子事件还有共同的近3年、2年和1年左右的周期。太阳中微子流的3年周期占支配地位,质子事件中的3年周期亦占有重要地位。二级以上的耀斑事件亦有近两年的周期。它们的互相关函数和初相表明:太阳中微子流与太阳活动有正相关;对近11年周期的数据,太阳黑子和太阳耀斑相对于太阳中微子均有延迟时间47个月,对质子事件有延迟时间41个月。对于约3年的周期,质子的延迟时间为10个月。结合他人的太阳半径和太阳磁场的测量与分析结果,得到一个符合标准太阳模型中物理过程的太阳中微子流变化与太阳活动间的因果关系,并对这个因果关系的可能机制进行了讨论。     

太阳质子事件的性质和定量预报

本文介绍了太阳质子事件的性质、能谱特征以及国外质子事件定量预报的方法,并作了一定的评述。     

廿周太阳质子事件的最大熵谱分析

用最大熵谱方法分析了廿周太阳质子事件资料,得知在周期值T=23.3月处,功率谱具有很锐的极大;T=126月处的次极大亦颇为突出。这类分析对于探讨质子事件的周期性,以及中、长期预报皆有一定的实用价值。     

廿周太阳质子事件的最大熵谱分析

本文用最大熵功率谱方法分析了廿周太阳质子事件资料。由计算得知,在周期值T=23.3月处,功率谱具有很锐的极大;T=126月处的次极大亦颇为突出。这类分析对于探讨质子事件的周期性,以及进行中、长期预报皆具有一定的实用价值。     

太阳质子辐射和软X射线耀斑与射电爆发间的相关研究

统计分析了太阳质子事件与微波爆发和软Ｘ射线（ＳＸＲ）耀斑间的关系．结果表明：质子事件的峰值流量与微波爆发和ＳＸＲ耀斑的峰值流量、能通量间呈正的对数线性相关,相关系数０．７—０．８．根据这一统计结果和观测的微波爆发、ＳＸＲ耀斑的有关物理量,可以估算伴随的质子事件峰值流量．太阳质子辐射、ＳＸＲ耀斑和微波爆发三者间的共生关系,可以用磁环中耀斑产生的磁流体动力学过程来解释．大约３３％的质子事件没有对应的Ⅱ型爆发,这表明高能质子的加速有随机ＭＨＤ湍流加速（有Ⅱ型暴）和低频快磁声波湍动加速（无Ⅱ型暴,但有γ射线耀斑）２种不同的加速机制     

第22太阳周首次大质子事件的预测

本文通过对过去质子事件的分析,发现首次大质子事件都发生在每个太阳活动周开始后1.9年,从而得到第22太阳周首次大质子事件可能发生时段的预测。     

太阳射电爆发U形谱与质子事件能谱

本文根据第20太阳活动周内地面和空间观测的有关资料,按文[1]中探讨太阳射电Ⅳ型爆发U形谱产生机制的理论和模型,经分析统计,发现累积流量U形谱与质子事件能谱(幂律谱)的物理量之间存在着密切的相关关系,从而提出了一个完整而较有效的警报质子事件能谱的方法。     

1997年日全食光谱观测仪器方案计算

本文介绍了为将已有的日食光谱仪主要部件用于1997年漠河日全食光谱观测而做的三种仪器设计方案,涉及定天镜位置、成象系统和光谱仪的光路安排。并与1983年日全食的情况对比,讨论其可行性及对观测和结果的影响。最后根据实际情况决定了观测采用的方案。     

1997年3月9日日全食(英)

1997年3月9日的日全食是本世纪中国可见的最后一次日全食．对这次日食概况和中国、特别是漠河地区见食的情况作一介绍．这次观测结果基本上与预报一致,文中所列各表供观测者处理资料时参考．     

太阳辐照的观测研究进展

太阳总辐照是指在地球大气层顶接收到的太阳总辐射照度,也叫"太阳常数",但它实际上并非常数。太阳总辐照随波长的分布即为太阳分光辐照。太阳辐照变化的研究,对理解太阳表面及内部活动的物理过程、机制,研究地球大气、日地关系,解决人类面临的全球气候变暖的挑战等,都具有重要意义。首先简单介绍了太阳辐照,回顾了太阳辐照的空间观测;接着介绍了观测数据的并合,以及对合成数据的一些研究;然后讨论了太阳辐照变化的原因,简述了太阳总辐照的重构及其在气候研究上的一些应用,并进行必要的评论;最后对未来的研究方向提出了一些看法。     

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 ％ 。     

日食射电观测和资料预处理

本文介绍了日食射电观测及其资料预处理的基本方法。其中包括日食观测点的选址、观测前的准备、日食观测和食后资料的预处理等。通过资料预处理 ,可得到归一化天线温度和斜率食变曲线 ,为研究日面亮度温度分布和射电源参数等基本物理量提供基本数据和资料     

关于太阳系中光压对各种天体运动的影响问题

关于太阳辐射（简称光压）对各种天体（大行星、小行星、慧星以及各类航天器）运动的影响,本文从较完整的力学模型着手,作了详尽的分析,其结论是：由于太阳辐射相对较弱,而辐射压的作用大小还取决于承受天体的有效面质比,对太阳系中各自然天体（包括慧星的一些物理现象）运动的影响并不重要,而对各类航天器运动的影响却是不可忽视的。中文给出的力学模型和相应的研究方法,在一定条件下同样适用于强辐射的天体系统。     

太阳光谱仪用探测器的研究

观测太阳光谱所使用的探测器,在选型与使用上有其特殊性。结合云南天文台太阳光谱仪,首先建立了太阳光谱仪分光流量的计算机模型,并通过观测实验对该模型进行了检验。利用该模型计算了云南天文台太阳光谱仪各可见光及近红外波段的太阳光谱分光流量,在此基础上,详细讨论了太阳光谱仪用探测器的选型方案,以及观测中的注意要点。     

22周太阳活动峰年观测研究小结与23周太阳活动峰年选题设想

本文简要的回顾了２２ 周太阳活动峰年,太阳射电观测研究概况,并根据一些新型的太阳射电设备的建立,对２３ 周峰年观测研究的选题,提出某些初步设想     

带食而出的天光变化

作为“夏商周断代工程．天再旦”研究的一部分,讨论带食而出的天光变化．用照相机测光的方法测定正常日出前后的天光变化规律,建立带食而出的天光视亮度变化计算方法,并给出计算“天再旦”现象的范围和强度的方法．为此于1997年3月9日在新疆组织了群众性的日食观测．实测证实带食而出的确可以引起“天再旦”现象,同时与理论计算有很好的符合.     

The 10-year time delay of the solar cycle luminosity modulation of the Sun behind the solar cycle magnetic oscillation

We found an evidence that the solar cycle luminosity modulation of the Sun deduced from the total irradiance modulation which was measured by the Earth Radiation Budget (ERB) experiment on board of Nimbus 7 from November 16, 1978 to December 13, 1993 was not in phase with the solar cycle magnetic oscillation when we used the sunspot relative number as its index. The modulation was delayed in time behind the solar cycle magnetic oscillation by an amount of about 10.3 years on the order of length of one solar cycle. In order to quantitatively evaluate the correlation between the two quantities, we devised a method to extract characteristics which were proper to a particular solar cycle by defining a new index of the correlation called multiplied correlation index (MCI). We found that the characteristics of the ERB data time profile between solar cycles 21 and 22 were more similar to those of the solar cycle magnetic oscillation between solar cycles 20 and 21 than those between solar cycles 21 and 22 and thus the time profile of the luminosity modulation from the maximum phase of solar cycle 21 to the declining phase of the solar cycle 22 corresponded to the solar cycle magnetic oscillation from the maximum phase of solar cycle 20 to the declining phase of solar cycle 21. We interpret this phenomenon as an evidence that main features of the modulation is not caused by dark sunspots and bright faculae and plages on the surface of the Sun that should instantaneously affect the luminosity modulation but is caused by time-delayed modulation of global convection by the Lorentz force of the magnetic field of the solar cycle. The delay time of about 10.3 years is the time needed for the force to modify the flows of the convection and to modulate heat flow. Thus the delay time is a function of the strength of the magnetic field oscillation of the solar cycle which is represented by amplitude of the solar cycle. Accordingly, the delay time for other time intervals of the solar cycle magnetic oscillation with different amplitudes can be different from 10.3 years for the interval of the present analysis.