恒星的磁场

一.引论太阳除了它的黑子周围有强大磁场存在外,在1913年黑耳(G. E. Hale)发现它还有一个普遍的磁场,强度约50高斯。作为一个普通的恒星的太阳既然有磁场存在,那么其他恒星是否也同样地会有呢?这是一个很有趣味的研究题目,并且可以预料到,从这个题目的答案,可以解决不少天体物理学上现存的问题。过去,天文学家主要只用温度与压力两个因素来解释天体光谱。有一些特殊的恒星光谱中出现著特别强的谱线(如猎犬座α~2星的光谱中有许多希有土     

太阳的自转、内部环流和磁场

太阳的磁场问题是一个颇为复杂的问题。太阳的黑子磁场和它的普遍磁场在数量级上相差千倍:黑子磁场的强度在2000高斯左右,而普遍磁场的强度,根据最近的测量,只有2,3高斯左右,此二数字需要调和。太阳普遍磁场的维持也是一个困难的问题。虽然布拉特(E.C.Bullard)曾提出了电磁感应的理论,企图说明地球磁场问题,但是这一理论是否能适用于太阳却是十分值得讨论的。曾经有人证     

太阳散射偏振研究进展

太阳磁场的诊断对研究太阳物理有着重要的意义。近几十年,许多科学家利用汉勒效应(Hanle effect)进行诊断弱磁场的研究。而利用汉勒效应诊断弱磁场,需要对偏振的产生机制有一个完整的理解。直到近年来,随着技术的发展,对偏振的测量精度达到10~(-5)的ZIMPOL(Zurich Imaging Polarimeter)获得以斯托克斯参量Q/I为表征的第二太阳光谱(second solar spectrum),展现丰富的散射偏振特征,促进了偏振研究的蓬勃发展。通过对第二太阳光谱的研究,使我们对偏振产生机制理解得更为透彻,从而使利用汉勒效应诊断弱磁场逐渐成为可能。主要介绍了用量子电动力学为基础的密度矩阵来研究偏振光谱产生的物理过程,并简要介绍了近年有关在第二太阳光谱和汉勒效应研究的一些进展。     

色球磁场极性反转结构的某些观测特征

利用怀柔太阳观测站的300余对光球(FeIλ5324.19A)和色球(H_βλ4861.34A)的观测磁图,分析得出色球极性反转结构是存在于太阳大气中的真实物理现象的结论.根据对活动区两个层次上的磁场精细结构的分析,发现色球磁场反转结构可能有4种不同的存在形式.     

行星和太阳内部的磁流体力学

许多行星 (如木卫三 ,水星 ,地球 ,木星和土星 )和恒星 (如太阳 )具有内部磁场。对这些磁场的存在和变化的解释对行星科学家和天体物理学家是一个巨大的挑战。本文试图总结行星和恒星的导电流体内部磁流体力学研究的新近发展和困难。一般由热对流驱动的流动通过磁流体力学过程产生并维持在行星和恒星中的磁场。在行星中磁流体力学过程强烈地受到转动 ,磁场和球几何位型的综合影响。其动力学的关键方面涉及科里奥利力和洛伦兹力间的相互作用。在太阳中其流线 ,即处于对流层的薄的剪切流层在太阳的磁流体力学过程中扮演了一个基本的角色 ,并由之产生了 1 1年的太阳黑子周期。本文也给出了一个新的非线性三维太阳发电机模型。     

各光谱型恒星的平均视线速度

坎贝耳于1911年,古伦堡于1915年,计算了各光谱型恒星的视线速度绝对值的平均值(?),发现了中型(F,G)和晚型(K,M)星的运动速度比早型(B,A)星大.卡普坦也曾经得出同样的结果。坎贝耳和古伦堡的结果列于表1内,他们的 V_r是作过太阳运动改正的.n 是所用的星数,V_r 以公里/秒为单位.在表1内也列出威尔逊和雷蒙于1930年对4233个恒星进行空间速度计算的结果.     

关于第廿和第廿一太阳周的划分

太阳黑子的佛耳夫相对数存在平均11年的周期变化,这个周期称为太阳活动周。黑子磁场长期观测的结果表明,在同一活动周内,太阳南北两半球上的黑子群,其极性分布是稳定的,但前导和后随的磁场排列刚好相反。到了下一个活动周,这种黑子群极性的分布将完全颠倒过来。这就是所谓“太阳黑子磁周期”,磁周期平均22年。     

太阳耀斑和行星际磁场南向分量之间的相关分析

本文用统计方法对太阳耀斑和行星际磁场南向分量进行相关分析。通过这些分析,我们得出了以下结论:(1)太阳活动的27天周期性对行星际磁场南向分量的增加有一定影响;(2)太阳耀斑是行星际磁场南向分量增加的重要因素,有79.6％的10γ以上行星际磁场南向分量是由于太阳耀斑造成的;(3)从综合耀斑指数与行星际磁场南向分量之间的回归分析得到的相关系数为0.619。     

太阳日冕加热事件的多波段分析

随着大熊湖太阳天文台的1.6 m口径的新太阳望远镜(BBSO/NST)的成功运行,太阳观测已经进入了优于O.1″的高分辨率时代.这有助于详细分析单个曰冕加热事件,从而为日冕加热问题的最终解决提供原始的高分辨率的观测证据.利用NST所获得的在中性氦10830 A谱线、氧化钛7057 A谱线和H_α蓝翼(-0.7A)高分辨率成像观测数据,结合太阳动力学天文台上搭载的大气成像仪(SDO/AIA)和曰球磁场成像仪(SDO/HMI)同时观测到的极紫外和纵向磁场成像数据,分析了源自太阳米粒间通道的两个小的曰冕加热事件(磁环增亮)中的磁场演化.发现:这两个增亮磁环的足点都处于磁场中性线附近的一侧,一个磁环的足点伴随着一个小的纵向磁场单元的消失和两个米粒之间新形成的连接;在另一磁环的足点伴随着纵向磁场的微弱变化和一个米粒的破碎.据此,倾向于认为发生在太阳米粒之间底层大气的重联同时产生了高温和低温物质的外流.同时指出高分辨率和高偏振测量精度的光球磁场观测对于最终解决曰冕加热问题是至关重要的.     

原子模型对散射偏振理论轮廓的影响

太阳磁场的诊断是太阳物理研究中非常重要的一部分.斯托克斯参量I、Q、U和V可以用来完整描述偏振光的信息,对观测得到的斯托克斯光谱进行反演可以诊断太阳磁场的信息.近几十年来,塞曼效应成为磁场诊断的主要手段,利用塞曼效应使谱线产生的分裂可以诊断强度达到几百高斯的强磁场,但是在太阳宁静区中存在大量强度小于100 Gs的弱磁场,对于弱磁场可以利用汉勒效应来诊断,应用汉勒效应诊断弱磁场一直是磁场诊断的主要内容之一,需要对偏振的产生机制有更完整的理解.文章的主要内容是研究在采用不同原子模型的假设下,由散射产生的谱线轮廓的区别,以及在存在磁场时,不同原子模型谱线的汉勒效应的区别.以中性镁为研究对象,选取了7能级、4能级和2能级原子模型,分别研究了这几个原子模型对散射偏振和汉勒效应的影响.发现2能级原子模型和多能级(7能级和4能级)原子模型产生的谱线的偏振度有很大的区别,并且在2能级原子模型假设下b_4线不存在下能级的汉勒效应,但是在多能级的原子模型下b_4线仍存在下能级的汉勒效应.对比7能级原子模型和4能级原子模型,谱线的偏振度只有很小的变化,汉勒效应的表现也基本相同.主要结论如下:在利用中性镁b 3线的线偏振轮廓Q/I反演磁场时,至少需要采用4个能级的原子模型.这主要依赖于谱线形成区域的原子的能级分布,原子能级占有数多的能级在研究中是必须考虑的.     

太阳表面小尺度磁场的结构和演化

太阳表面小尺度磁场,是指太阳活动区之外的小尺度磁结构。它们目前被区分为网络磁场、网络内磁场和瞬现活动区(或瞬现区)三类。小尺度磁场遍及太阳表面,在太阳活动的任何位相都组成太阳表面磁通量的主要部分,其生消变化可能对上层大气的加热有重要影响。 瞬现区的浮现是小尺度磁通量产生的重要方式。瞬现区组成了太阳活动区在小尺民一端的谱的延伸。网络内磁场的产生和演化的研究,仍处于刚刚开始的阶段,是一个十分活跃的研究领域。初步研究表明,网络内包含的总磁通量比瞬现区的总和多两个量级。最近被广泛证认和研究的磁场对消现象,可能首次提供了磁力线重联的观测证据,被证明是磁通量从太阳表面消失的主要观测模式。对消磁结构与日冕X-射线亮点相关的间接证据已为Harvey给出。由于浮现、对消、分裂和聚合等各种动力学过程的存在,网络磁场不再被认为仅仅是衰减活动区的残余。     

太阳光谱望远镜的Stokes光谱测量

中国科学院云南天文台"太阳Stokes光谱观测与理论研究”团组自进入国家天文观测中心以来,经过一年多的努力,对50cm太阳光谱望远镜原偏振测量部分进行了彻底改造,由原来的D.C.调制改为A.C.调制,且增加了偏振测量校正系统.其机械,电控设计和加工于2000年2月完成,3月完成了光学调试,4月上旬完成了偏振解调和图像处理的软件编制.自2000年4月下旬以来,对23周峰年出现的部分活动区进行了较为成功的斯托克斯光谱测量,其偏振测量精度可达2×10-3,已接近国际水平,为该团组开展的课题研究打下了良好的基础.以此望远镜与怀柔观测基地太阳磁场望远镜相配合,将使我国太阳矢量磁场和速度场的研究更上一个台阶.给出了偏振测量的具体方法和部分测量结果.尽管取得了以上的成绩,但在近期内将对该偏振测量方式作进一步改进,用双光束分析代替单光束分析,使偏振测量精度提高到5×10-4,从而使之不仅能在活动区而且也能在宁静区得到矢量磁场的信息,不仅如此,还可对太阳第二光谱进行测量,提高我们依托该望远镜进行研究的广度和深度.     

太阳磁敏谱线的研究

本文综合介绍作者及其合作者们对太阳磁敏谱线的一系列研究结果。主要内容是在对磁敏谱线的Stokes参数转移方程组所得数值解的基础上,从下述诸方面研究太阳光谱磁敏线:(1)Stokes参数轮廓,(2)温度敏感度,(3)磁场增强量,(4)形成深度,(5)塞曼支线与Seares公式,(6)单色像,(7)不对称性与黑子磁场梯度,(8)与Alfven波的关系,(9)磁光效应,(10)由磁敏谱线的Stokes参数轮廓推求向量磁场信息的方法。最后,在“结束语”中对磁敏谱线研究的现状和今后趋势,提出一些概括性的意见。     

冕洞内矢量磁场的分布和演化

冕洞是太阳日冕中低温低密度的区域,是高速太阳风的源区.目前,冕洞的很多性质还远未被人们所理解.磁场研究是理解太阳上各种现象的重要手段.因此,我们力图通过研究冕洞内的磁场特别是矢量磁场的分布和演化,回答冕洞研究中存在的问题.综合利用SOHO、Hinode、STEREO、SDO等卫星数据,我们第1次对冕洞内矢量磁场的演化、冕洞磁场的非势性等方面进行了较详细的研究,取得了一系列的研究成果.(1)冕洞不同层次太阳大气对冕洞小尺度磁场结构分布和演化的响应.我们研究了冕洞内及冕洞边界上磁场的分布和演     

宽波段傅里叶变换太阳光谱仪等光程差采样系统设计

太阳成像光谱探测是诊断太阳大气磁场和热力学参数的主要手段. 傅里叶变换太阳光谱仪(Fourier Transform Solar Spectrometer, FTSS)具有宽波段的优势, 是当前中红外高分辨率太阳光谱探测的最佳选择. FTSS通过采集目标辐射等光程差干涉图, 反演获得光谱图, 等光程差采样的间隔决定了反演光谱波长范围. 因此从FTSS宽波段光谱观测对不同等光程差采样间隔需求出发, 基于现场可编程门阵列(Field Programmable Gate Array, FPGA)技术, 采用全数字分频、倍频方案, 设计了一套宽波段FTSS等光程差采样系统. 采用分布式余数补偿方法, 有效解决了在参考激光干涉信号倍频过程中, 输出采样信号在输出信号周期间误差累积问题, 并降低了输出采样信号的误差及非均匀性; 经功能仿真及实验测试, 系统在200Hz--50kHz频率范围内, 频率误差delta $<$ 0.04%, 可有效满足FTSS的300nm--25μm宽波段的光谱观测数据采集需求, 为后续可见和红外波段FTSS的研制奠定了技术基础.     

卫星黑子衰减触发的喷流事件

详细分析了一次太阳低层大气磁场重联触发的喷流事件.这次喷流发生在2014年8月1日,爆发自美国国家海洋和大气管理局(National Oceanic and Atmospheric Administration, NOAA)活动区12127边缘的一个卫星黑子处.该喷流爆发包括日浪、紫外喷流、极紫外高温和低温喷流.大熊湖太阳天文台(Big Bear Solar Observatory,BBSO)的Goode Solar Telescope (GST)高分辨率氧化钛(TiO)谱线的光球观测显示,喷流爆发过程中,卫星黑子一直衰减.到喷流结束,卫星黑子面积共减少了80%.在此过程中,太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日球磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)的视向磁场观测表明,该卫星黑子对应的负极磁场与相邻的正极磁场发生明显对消,产生喷流足部亮点.根据SDO卫星太阳大气成像仪(Atmospheric Imaging Assembly, AIA)的多波段观测,该足部亮点首先出现在紫外1600?波段.待紫外(1600?)喷流从紫外足部亮点顶部向上喷发,在极紫外波段也观测到相应的亮源.随着足点源亮度突然增强,有明显的极紫外低温喷流和日浪从足部亮点侧面喷发.从GST的高分辨率Hα图像上,可见日浪由许多精细纤维组成,这些纤维扎根在足点源的东南侧.根据从光球层过色球层再到日冕层的多波段高分辨率观测,色球中下层的磁场对消触发了这次喷流事件.向上喷发的物质流可以携带能量进入上层大气,并加热上层大气.研究结果表明,低层大气磁重联可能对解决日冕加热问题起重要作用.     

1988年3月黑子磁场的演化(英文)

024黑子(S.G.D编号为4964)是1988年3月份太阳上最大、磁场最强的黑子群。在日面上出现的半个月里,始终有耀斑产生。北京天文台怀柔太阳磁场望远镜对这个活动区作了常规观测,并获得了磁场和速度场资料。 024活动区是由一个偶极黑子和δ黑子组成的。12日01~h49~mUT,黑子刚从东部出现时就有耀斑和活动日珥产生。从速度场与H_β色球单色像对比来看,耀斑内有物质向里流动,而暗条中有物质向外抛射。024活动区的磁场十分复杂,S极、N极磁场互相包含、渗入、剪切,形成许多海湾结构。可能这就是产生了许多各种形状的耀斑的缘故。本文对磁场的形态作了描述。     

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     

行星和太阳内部的磁流体力学

许多行星（如木卫三，水星，地球，木星和土星）和恒星（如太阳）具有内部磁场。对这些磁场的存在和变化的解释对行星科学家和天体物理学家是一个巨大的挑战。本文试图总结行星和恒星的导电流体内部磁流体力学研究的新近发展和困难。一般由热对流驱动的流动通过磁流体力学过程产生并维持在行星和恒星中的磁场。在行星中磁流体力学过程强烈地受到转动，磁场和球几何位型的综合影响。其动力学的关键方面涉及科里奥利力和洛伦兹力间的相互作用。在太阳中其流线，即处于对流层的薄的剪切流层在太阳的磁流体力学过程中扮演了一个基本的角色，并由之产生了11年太阳黑子周期。本文也给出了一个新的非线性三维太阳发电机模型。     

中子星的第二类磁场

以往普遍认为,中子星具有的磁场是衰减性的,衰减时标约为(5—9)×10~6年。近年发现了另一种不衰减或衰减极慢的磁场,称之为第二类磁场。本文将对中子星的这种第二类磁场的研究现状作比较系统的介绍和述评。非常可能,这种磁场相当普遍地存在于各类中子星。脉冲星、X射线双星以及γ射线爆源,都可能存在着这种第二类磁场。