磁暴主相期间外辐射带结构的变化

本文利用相对論带电粒子的两个寝渐不变量,討論了磁暴主相期間外輻射带中心結构的变化。作者认为磁暴主相是由“磁暴带”环电流所产生。“磁暴带”假設位于外輻射带中心之外,它是太阳等离子体穿入磁层后形成的。本文对初始能量W=20Kev和W=1Mev的电子分別进行了計算。 結果表明,在磁暴主相期間电子向外漂移,其赤道投擲角減小,但镜点离地面距离增高。因此,主相时所观測到的极光,并不是由于地磁場的平緩下降使小投擲角电子注入大气层而形成的。此外,計数率降低的主要原因是由于力管截面膨胀造成的粒子密度減小以及电子減速,而电子減速与投擲角有关,由此决定了电子通量沿磁力线分布的变化。以上結果与探险者6号（Explorer Ⅵ）的观測一致。     

9711号台风的移动路径和影响山东的特大暴雨分析

对９７１１号台风的移动路径及其造成的暴雨进行了分析。分析表明,副高外围环流在台风移动过程中有明显的引导作用;台风的移动路径和暴雨落区与正涡度轴线及高能轴线都有较好的对应关系;对流层中层变能场的分布对台风移动路径有明显的预报指示意义。     

9711号台风路径分析与预报

对９７１１号台风登陆后的路径进行了分析,检验了日本数值预报产品中２４、３６小时预报图对台风路径的预报效果,并从高空环流形势、５００ｈＰａθｓｅ场及地面３小时变压等方面对台风路径的可预报性进行了探讨。结论认为此类台风的路径可在数值预报结果的基础上进行有效的订正预报,并给出了预报着眼点。     

1982年12月2日耀斑随时间变化的半经验模型

我们利用南京大学太阳塔中的多波段光谱仪,在H_α、H_β和CaⅡ H、K三个波段同时拍到了1982年12月2日日面S15W11处的一个SB级耀斑的光谱。本文给出其中七个时刻的谱线轮廓及有关参数的序列。在非局部热动平衡条件下计算了耀斑随时间变化的半经验模型,结果显示了色球耀斑的演化过程。利用模型得到了一些色球物质蒸发参数,结果同根据SMM的X射线观测所作的估计相一致。     

两高切变型四川盆地大暴雨天气过程机制研究

利用常规观测和EC数值模式资料,对2020年8月12～13日四川盆地大暴雨天气的环境条件、水汽条件、能量条件、不稳定层结、MCS系统演变进行分析。结果表明：本次盆地大暴雨属于“两高切变”型,是在高能高湿环境条件下,北方干冷空气入侵盆地触发锋线对流系统,盆地南部受地形强迫抬升影响触发对流系统,在高空切变线上合并加强,造成四川盆地大暴雨过程。贵州高原的强水汽输送是此次大暴雨的重要水汽条件,对流云团合并加强是造成局地特大暴雨的重要特征。基于EC数值模式资料分析的盆地暴雨落区比实况探空更加清晰。     

对2007年5月23日的一个CME的起源和初始阶段的观测研究

利用多波段联合观测数据,综合分析研究了一个发生于2007年5月23日的日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)爆发事件的起源和初始阶段的物理演化过程.该CME起源于活动区10956内的一个并没有严格地位于活动区极性反转线上的U形活动区暗条,该暗条首先被扰动,然后从中间部分开始缓慢上升.在暗条上升运动过程中,从极紫外和软X射线像上可观测到位于暗条上方的日冕磁环也在不断地上升并且有持续向外的扩张运动.最终,这些冕环和暗条一起爆发并伴随着一个位于暗条断开位置附近的日冕暗化区域的形成.这一爆发过程还伴随着一个静止轨道业务卫星(GeostationaryOperational Environmental Satellites,GOES)软X射线流量级别为B5.3的亚耀斑发生,该光斑显示出与CME之间具有在时间和空间上的紧密联系.与CME的"标准"磁流绳模型一致,这些太阳表面活动可以看作是CME的初始演化阶段在日面上的表现信号,并且该CME的亮前锋可能是由预先存在于暗条上方的冕环体系直接演化而来.另外,文中还讨论了与该事件相关的暗条爆发、耀斑、冕环扩张和消失以及日冕暗化之间的关系.     

太阳耀斑色球蒸发现象的研究进展

色球蒸发是耀斑能量释放后所导致的一种动力学现象,耀斑发生时,太阳大气被加热,形成的高压驱动等离子体物质向上运动,在观测上表现为高温谱线的多普勒蓝移,有时出现硬X射线足点源逐渐向环顶源的并合过程.数值模拟在理论上验证了色球蒸发理论.色球蒸发的加热机制主要包括热传导和非热粒子束加热.回顾了色球蒸发的研究进展,介绍了不同时期空间仪器对色球蒸发的观测结果,以及数值模拟方面的研究进展,并概括了目前存在的一些主要问题,最后给出简     

色球耀斑Hα谱线轮廓不对称性研究

Hα谱线轮廓的不对称性是色球耀斑光谱观测中的重要特征,也是耀斑动力学过程的重要观测事实之一．以紫金山天文台太阳光谱仪的观测资料为依据,给出Hα谱线不对称性的典型轮廓．在考虑氢原子非热激发、电离的作用下,经验性地计算了不同大气模型下谱线的不对称性特征,并在此基础上,对观测谱线进行半经验的研究．结果表明, 色球区的向下运动能够产生Hα谱线的红、蓝不对称性,并可以再生具体耀斑的谱线不对称性特征．此外,不仅非热粒子的能流、谱指数大小以及速度场所处的高度对谱线轮廓有影响,耀斑大气的背景模型对谱线的轮廓也有一定的影响．     

Waiting Time Distribution of Coronal Mass Ejections

Inspired by the finding that the large waiting time of solar flares presents a power-law distribution, we investigate the waiting time distribution (WTD) of coronal mass ejections (CMEs). SOHO/LASCO CME observations from 1996 to 2003 are used in this study. It is shown that the observed CMEs have a similar power-law behavior to the flares, with an almost identical power-law index. This strongly supports the viewpoint that solar flares and CMEs are different manifestations of the same physical process. We have also investigated separately the WTDs of fast-type and slow-type CMEs and found that their indices are identical, which imply that both types of CME may originate from the same physical mechanism.     

边缘耀斑中HeI 10830的加宽计算

讨论了 ＨｅＩ １０８３０Ａ的 Ｄｏｐｐｌｅｒ和 Ｓｔａｒｋ加宽机制以及各种加宽参数的计算，并 得到以下一些结论：辐射阻尼对 ＨｅＩ １０８３０ Ａ的加宽作用与 Ｄｏｐｐｌｅｒ效应相比可以忽略； 在公认的耀斑电子密度（Ｎｅ＝３．２ ×１０１３ｃｍ－３）的情况下，所有阻尼项均不可能产生可以 觉察的加宽；直到 Ｎｅ＝１０１５ｃｍ－３，各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用，其值最多 在１０－３的量级，因此；线心都可以看作是Ｄｏｐｐｌｅｒ加宽；当 Ｎｅ＞１０１４ ｃｍ－３时，Ｓｔａｒｋ 加宽，特别是电子碰撞的 Ｓｔａｒｋ加宽将在 ＨｅＩ １０８３０ Ａ的加宽中起主要作用；如要 Ｓｔａｒｋ 加宽谱线的线翼比纯Ｄｏｐｐｌｅｒ加宽大１－２倍，则阻尼加宽半宽与。可以相比拟；如果 用 Ｓｔａｒｋ加宽来解释 １９８９年边缘耀斑的观测轮廓，则电子密度将达１０～（１７）ｃｍ－３，与氦 原子的碰撞阻尼（γ３）造成的加宽对Ｉ１２和Ｉ３两分量明显不同，它们对Ｉ１２的影响比对Ｉ３ 的影响大近一个量级，我们的观测显示Ｉ１２和Ｉ３线翼的延伸基本一样，因而我们的观测 轮廓不可能是γ３造成的