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.     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源.近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展.在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构.在磁云传播过程中,这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉,进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称.在磁云内部,经常会观测到多个子通量绳结构.这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并,进而引起磁云磁结构的改变.关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制,除了较早提出的交换重联外,目前的研究表明在行星际空间中,磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开.尽管在相关研究中已经取得了较大进展,但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚.在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构,那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳?磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃?这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源. 近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展. 在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构. 在磁云传播过程中, 这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉, 进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称. 在磁云内部, 经常会观测到多个子通量绳结构. 这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并, 进而引起磁云磁结构的改变. 关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制, 除了较早提出的交换重联外, 目前的研究表明在行星际空间中, 磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开. 尽管在相关研究中已经取得了较大进展, 但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚. 在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构, 那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳? 磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃? 这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

太阳磁场的观测

分析了太阳的观测磁图所涉及的磁场位形 ,以及磁场观测研究中的一些问题。     

太阳磁场的观测

分析了太阳的观测磁图所涉及的磁场位形，以及磁场观测研究中的一些问题。     

CMOS图像传感器在太阳磁场观测中的应用研究

磁场是太阳物理的第1观测量,当前太阳磁场观测研究正迈向大视场、高时空分辨率、高偏振测量精度以及空间观测的时代.中国首颗太阳观测卫星—先进天基太阳天文台(ASO-S)也配置了具有高时空分辨率、高磁场灵敏度的全日面矢量磁像仪(FMG)载荷,针对FMG载荷的需求,讨论了大面阵、高帧频互补金属氧化物半导体(Complementary Metal Oxide Semiconductor, CMOS)图像传感器应用于太阳磁场观测的可行性.首先,基于滤光器型太阳磁像仪观测的原理,比较分析了目前CMOS图像传感器(可用的或是可选的两种快门模式)的特点,指出全局快门类型更适合FMG;其次搭建了CMOS传感器实验室测试系统,测量了CMOS图像传感器的像素增益及其分布规律;最后在怀柔太阳观测基地的全日面太阳望远镜上开展了实测验证,获得预期成果.在这些研究基础上,形成了FMG载荷探测器选型方向.     

太阳活动区磁场变化及其相关爆发的研究

<正>太阳黑子活动和太阳爆发的研究一直是太阳物理的重点和难点.太阳黑子的形成及其磁场的演化和太阳爆发的关系存在很多秘密.太阳活动区中的磁流浮现、磁流对消和黑子运动都会对太阳高层大气产生很大的影响,导致耀斑、日冕物质抛射、日珥(暗条)、日浪等爆发,特别是对地的大的太阳爆发会给日地空间环境带来很大的影响.国际上,对太阳的观测已经从原来的单一波段的地面观测研究发展到地面和空间相结合的多波段的     

实时相关跟踪图像处理系统

文章介绍了怀柔太阳观测基地最近完成的一套实时高分辨太阳磁场观测系统。系统采用局部相关跟踪算法来提高磁场观测数据的空间分辨率，同时对相关跟踪算法的实现程序进行了优化以满足常规太阳磁场观测的要求。通过对试观测和常规观测数据的分析，我们发现：1）该系统能够大大提高单色像、磁场数据的对比度和空间分辨率；2）对相关跟踪算法的优化大大提高了系统的时间分辨率，系统可以投入常规观测使用。     

用单个小口径射电天线获得高空间分辨率图象的方法和试观测结果——DFT在天文上的应用(Ⅱ)

本文利用DFT象复原方法讨论了用单个小口径射电望远镜获得高空间分辨率图象观测的细节。包括天线方向图的实测和拟合,一维射电太阳象滤波函数的确定,噪声对复原精度和空间分辨率的影响。最后给出了三次试观测的复原结果。其中1987年7月1日的结果与Fleurs站干涉仪的观测结果十分相似。从所得的结果的细节估计达到了7角分的分辨率。附录部分给出了利用射电太阳一维扫描像求出射电天线等效口径和主瓣宽度的方法     

太阳宁静区小尺度磁场的二维功率谱(英文)

以1988年9月5日北京天文台怀柔太阳观测站高分辨率和高灵敏度磁强图为基础,首次给出了对一太阳宁静区小尺度磁场空间分布的二维功率谱。 尽管从总体上,功率谱的分布呈现从低频分量向高频分量迅速衰减的趋势,但是,反映小尺度磁场分布的不同尺度空间周期性的分离的尖峰,是功率谱的最主要特征。 本文的主要结果可概括为下列两点: (1)太阳宁静区的磁通量不仅凝聚在分离的、具有相对较强磁通量密度的磁结构内,而且磁结构的空间分布也呈现分离的尺度不同的周期。 (2)小尺度磁场空间分布的最显著的周期,具有超米粒的空间尺度。这与以往磁对流理论与有关观测结果相一致。在功率谱中,还可以证认相应于亚超米粒,及亚超米粒和超米粒之间尺度的空间周期的大量尖峰。这是本文首次得到的。 包含更多观测资料的进一步工作是必须的,特别是获得对同一宁静区的速度场和磁场同时性的二维功率谱,对研究磁场和对流速度场的相互作用是有重要意义的。观测的功率谱与理论预测谱的比较,将有助于理解太阳光球分离磁结构形成的物理过程。     

FMG载荷地面试观测导行跟踪系统的设计与实现

全日面矢量磁像仪(Full-disk vector MagnetoGraph, FMG)是先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)卫星的3台主载荷之一,为开展FMG全系统性能测试和定标试验,已搭建用于FMG外场测试的地面试观测平台.利用该平台模拟FMG在轨跟踪状态,研制了基于全日面太阳图像的望远镜导行系统.该系统通过大面阵CCD (Charge Coupled Device)采集太阳像、多重逻辑条件判定、微调恒动跟踪速度校正偏移等策略,实现了RMS (Root Mean Square)优于1′′/30 min的跟踪精度.通过分析FMG方案阶段试观测的太阳纵向磁图,开启导行30 min后磁图特征点在赤经方向的偏移比恒动条件下减少17.5′′,提升了磁图空间分辨率.测试过程中该系统达到设计指标且工作稳定,为FMG地面试观测提供了良好的技术支撑.     

基于支持向量机的太阳磁场活动区极性反转线位置的探测

太阳磁场的极性反转线(Polarity Inversion Line, PIL)是研究太阳活动、分析太阳磁场结构演变和预测太阳耀斑最重要的日面特征之一.磁场极性反转的位置是太阳耀斑和暗条可能出现的位置."先进天基太阳天文台(ASO-S)"是中国首颗空间太阳专用观测卫星,其搭载的"全日面矢量磁像仪(Full-Disk Vector Magnetograph, FMG)"主要任务是探测高空间、高时间分辨率的全日面矢量磁场.为了提高观测数据使用效率、快速监测太阳活动水平、提高太阳耀斑与日冕物质抛射的预报水平以及更好地服务于FMG数据处理与分析系统,采用了图像自动识别与处理技术,更加精确有效地检测极性反转线.从支持向量机(Support Vector Machine, SVM)的模型出发,将极性反转线位置的探测问题转化为一个模式识别中的二分类问题,提出了一种基于支持向量机的极性反转线检测算法,自动探测与识别太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日震和磁成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)磁图的极性反转线位置.与现有算法的对比结果表明,此算法可以精确直观地检测太阳活动区的极性反转线.     

关于磁剪切发展的一个探讨

在以无力磁场的非势特征近似描述磁剪切位形时,无力因子α即可做为磁剪切的量度;而磁剪切的发展则为方程所解析描述.这里G=B/t×B,可称为磁剪切产生函数.该方程表明,磁剪切产生于局地的发电机作用,是磁场与磁流体运动相互作用的结果.相反极性磁结构的挤压,磁通量的浮现与下沉,都可以和剪切运动一样,有效地导致磁剪切的发展.     

太阳磁场观测研究

简要回顾了近几年国际上太阳磁场研究的一些重要进展，包括耀斑与磁切和电流的关系，电流螺度和磁螺度，磁场拓扑性，三维磁场外推，色球磁场研究，日冕磁场研究，内网络磁元，磁流和振荡，极区磁场观测以及色球磁元观测等方面内容，同时也介绍了怀柔太阳观测站最近所取得的主要成果，自20世纪90年代以来，YOHKOH高分辨率的太阳X射线数据，SOHO的多波段大尺度观测，TRACE的高分辨太阳过渡区资料，为研究太阳磁场从内部到距离几十太阳半径处的大范围演化提供了依据，高效的空间资料结合长期的地面资料，将是正派推动太阳磁场研究的重要手段和必然趋势。     

日冕物质抛射的偏转特性研究

日冕物质抛射(CME)是巨大的、携带磁力线的泡沫状气体,在几个小时中被从太阳抛射出来的过程。日冕物质抛射伴随着大量带电粒子和辐射的释放,这些物质进入日地空间,对日地空间的磁场造成很大扰动;当它们传播到地球附近时,则严重影响地球的磁场,产生磁暴,也对空间和地面的电子设备造成干扰。日冕物质抛射在传播过程中如果发生偏转,将影响它对地有效性。因此研究日冕物质抛射的偏转特性,对预报日冕物质抛射对日地空间的影响具有重要意义。主要利用2007年10月8日STEREO卫星的日冕物质抛射观测资料,结合全日面线性无力场模型(Global Linear Force-Free Field,GLFFF)进行磁场外推,分析日冕物质抛射偏转与背景磁场能量密度分布之间的关系,并计算日冕物质抛射的运动轨迹。通过改变无力因子α,发现当α=0.15时,计算得到的日冕物质抛射运动轨迹与实际观测的日冕物质抛射运动轨迹拟合得最好。     

基于Lyot滤光器的NVST磁像仪光学系统设计

我国1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)能够实现优于0.2″的高分辨成像观测,但还不具备高分辨磁场的常规观测能力。很多磁结构和太阳活动都存在于较小的尺度,需要进行高分辨磁场测量。1 m新真空太阳望远镜的台址具备优良的视宁度,若磁像仪具备快速调制能力,并配合高分辨统计重建技术,有望实现亚角秒分辨率的太阳磁场测量。1 m新真空太阳望远镜测量磁场面临的主要问题包括折轴光路带来的时变偏振、望远镜姿态变化和风载带来的光轴偏移以及湍流的影响等多种问题。针对太阳磁场高分辨观测的需求及1 m新真空太阳望远镜面临的太阳磁场测量问题,详细分析了1 m新真空太阳望远镜太阳光球磁场的测量需求,制定了磁像仪的基本参数,提出了偏振分析器需求,设计了光球磁场的高分辨观测方案。最后利用ZEMAX光学设计软件为磁像仪设计了光路,结果显示光学设计能够满足高分辨成像的需求。     

提高太阳活动区磁场观测空间分辨率的一种方法

多年来云南天文台的磁场观测取得了许多有价值的资料。但是由于采用了偏振网格检偏器进行观测,只能得到2.3″×1.5″区域上的平均总磁场强度。本文提出一种新设想,在不改动原有的观测仪器的前提下,在光路中放置一个Wallaston棱镜,这样就可以使太阳活动区磁场的观测在空间分辨率方面得到较大地提高。     

太阳黑子矢量磁场的综合测定法

本文利用太阳活动区强磁场的扫描照像资料计算出总磁场和纵向磁场强度,再推出横场强度值,结合黑子半影的形态定出横场的方向,从而推算黑子区域的矢量磁场。这种综合测定法的优点是只需要简单的观测设备,使用计算机归算资料,就能很容易地得到矢量磁图。这种方法的缺点是所得的矢量磁场仅限于黑子区域。但是由于多数的太阳耀斑的触发点都发生在结构复杂的黑子区域内,因此用本方法得到的矢量磁图仍然是很有意义的。作为一个例子,我们对Hale No.17906(YN No.81547)黑子群的矢量磁场进行了详细的计算。     

发生在活动区11931附近的重复喷流

根据SDO/AIA(Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly)2013年12月25日到26日的171?A观测,发现在活动区NOAA 11931西南同一区域连续发生了一系列同源喷流事件,选取了其中的12次比较典型的喷流作了分析研究.与大部分喷流有关的磁场结构在抛射的过程中都有明显的解缠运动,少部分的几个没有.有的喷流的过程可以分为两个阶段:慢速无解缠抛射阶段和快速解缠抛射阶段.有的喷流在发生前,观测到有亮点沿着磁拱底部从远离喷流的一端向靠近喷流的一端延伸,而在喷流过程当中,靠近磁拱底部的区域有两部分磁力线同时在做旋转运动.在最后一次喷流过程中,喷流底部的磁结构东南端有两个磁拱先后出现,同时在西北端有一个小磁环浮现出来.对比SDO/HMI(Helioseismic and Magnetic Imager)的视向磁图发现,大约在第1次喷流出现之前4 h,一对正负磁极从有关磁结构的底部浮现,并且在整个喷流事件过程中一直在上浮.虽然在这12次喷流发生前后底部磁场整体上是浮现的,但是具体到每个喷流底部磁场的变化也不尽相同,有的喷流底部的磁拱附近磁场既有浮现过程又有对消过程,而有的喷流底部磁场附近只有明显磁浮现或者磁对消过程.     

磁扩散率的随机不均匀分布对增大湍流磁扩散率的作用

在太阳物理学中,磁场的湍流扩散过程一般被认为是如同烟、热和流体中其他物理属性被湍流扩散一样的过程。但这种基于湍流的运动特性而得到的湍流磁扩散率还不能很好地与太阳观测事实与湍流理论相符合。 本文提出,如果在磁流体中存在着磁扩散率的随机分布不均匀,则从磁场的扩散万程中可以看出,由这一不均匀而形成的磁扩散率梯度会使磁力线弯曲,即把平均磁场扩散成湍流磁场,从而增大了磁扩散率的数值。这种效应是在小尺度范围内对湍流磁扩散率增大起着决定性的作用。