日冕磁场和重联的射电信号

总结了近期用射电频谱仪(高时间和高频谱分辨)和野边山射电日像仪(高空间分辨)以及国内外其它空间和地面设备分析日冕磁场和重联的系列工作。主要结论可归纳为:1)在Dulk等人(1982)的近似下自恰计算射电爆发源区磁场的平行和垂直分量,并首次得到该磁场在日面的两维分布。2)为了考虑非热电子低能截止的影响,必须采用更严格的回旋同步辐射理论来计算。结果表明:低能截止和日冕磁场对计算有明显的影响,而其它参数(包括背景温度、密度、高能截止和辐射方向)的影响均可忽略。因此,对低能截止和日冕磁场必须联立求解。3)射电爆发中的精细结构可能反映了射电爆发源比较靠近粒子加速(磁场重联)的区域,利用高时间和高频率分辨的频谱仪和高空间分辨的日像仪联合分析,可以确定精细结构的源区位置,从而确定粒子加速(磁场重联)的准确时间和地点。

从微波爆和X射线爆联合估算日冕磁场

本文假定Ｘ射线爆和微波爆有共同的起源，用它们的爆发流量资料联合估算源中的磁场强度Ｂ、离子数密度ｎｉ和视线方向深度Ｌ．以１９８１年４月２７日０８００ＵＴ的由五个峰组成的延伸爆为例进行了计算。计算结果为：从厚靶模型和热模型得到的五个峰的磁场Ｂ分别为１８６５─６５９Ｇ和７７６─２３４Ｇ；而从薄靶模型算得的Ｂ为３５─１５３Ｇ，ｎｉ为１０８─６×１０９／ｃｍ３，最大的Ｌ为３．３×１０９ｃｍ．这个爆发的Ｘ射线主源的高度在光球上１．４×１０４ｋｍ，因此从薄靶模型得到的结果较为合理，这也与五个峰的“微波富有指数”随时增加相一致的。这似乎表明，五个峰的源位于同一冕环中，能量释放从环顶沿着磁力线向色球方向传播。传播的速度可能是离子声速，因为用上述数据得到的最小的阿尔芬速度超过１０４ｋｍ／ｓ。

日冕磁场与等离子体综合探测望远镜

太阳物理研究亟待解决的重大核心问题包括了太阳爆发、日冕加热和太阳风加速等机制.揭示这些现象背后的发生和发展规律将为空间灾害性天气预报和相关天体物理研究提供精确有效的模型.建议设计的日冕磁场和等离子体综合探测望远镜(COronal Magnetism and Plasma ASsembled Scopes,COMPASS)由口径为1.26 m大型日冕磁场探测望远镜(COronal Magnetism Probing Telescope,COMPT)、口径为0.30 m中型二维成像光谱日冕仪(Two-dimensional Spectroscopic Diagnosis Coronagraph,TSDC)以及安装在COMPT上的0.09 m的口径小型Lyot日冕仪(COMPASS-SC)组成.COMPT主攻高度范围0.05–0.65太阳半径(R_(Sun))内矢量磁场和热动力学参量精确测量,TSDC聚焦在(0.10–1.50)R_(Sun)高度范围内对日冕等离子体的各项物理参量进行诊断以及提供全方位日冕结构和演化监测,而COMPASS-SC为COMPT提供其积分视场观测区域定位以及大视场日冕演化监测.这一组3台日冕仪功能互补互联,集中测量(0.05–1.50)R_(Sun)高度范围的矢量磁场和热动力学参量分布及其演化.由于其创新性设计,COMPT建成后不仅将成为国际上最大口径的折射式望远镜,也将成为第一台具有高偏振测量精度的多条谱线同时偏振成谱成像的日冕仪,而TSDC首次将白光偏振成像和谱线二维(线偏振)成像光谱测量功能集于一身.本文首先概括了COMPASS的科学需求和国外仪器的发展态势,然后从总体设计思想和理念、光机电初步设计等方面对COMPASS进行介绍,并特别阐述了围绕科学目标而做出的创新性仪器设计.

日冕磁场诊断公式的改进

日冕磁场是日冕大气中最为重要的物理量,也是理解太阳耀斑起源及其能量传输的关键。微波爆发的大多数情况是由中相对论性电子与日冕磁场相互作用的产物,因而这种辐射谱包孕着日冕磁场和高能电子的重要信息。一般说来,这种辐射的严格理论表达式十分复杂,以致无法直接从谱观测资料反演磁场强度B。1982年,Dulk和Marsh给出了一组回旋同步加速辐射的近似式后,人们尝试着利用其中的谱极大频率v_(peak):

一个微波爆发的源区磁场和高能电子的能流估计

本文分析了１９９３年１０月２日０７：３９：４０－０７：４１：００ＵＴ时段太阳产生的一个多脉冲微波暴的观测，认为它是由多个脉冲爆发叠加在一个慢变爆发背景上组成的．根据谱分析和利用我们的日冕磁场诊断公式［１］，第一次获得了一个爆发源区的磁场强度和高能电子的信息，其主要结果是：（１）脉冲爆发分量在光薄部分的射电谱指数的平均值比慢变爆发背景的值小１，即前者的谱比后者的硬．在１９．６ＧＨｚ上的亮度温度前者比后者高６倍．（２）从脉冲爆发分量和慢变爆发背景分量推断的源区磁场平均值分别为１５８和５３１高斯，且发现在爆发期间，慢变暴源区磁场强度随时间圣马鞍形变化，在极大相的值比脉冲相和下降相低约５０％（３）产生脉冲暴分量的高能电子的柱密度ＮＬ和数密度Ｎ（＞Ｅ０）分别为慢变暴分量的４％和８％，但它们所携带的能流和发射系数要比慢变爆发分量的值高１倍和８倍！表明这两种爆发成份可能分别来自能谱不同的两群电子在不同爆发源区的辐射．

日冕物质抛射中非对称高密度云和非线性波的形成和演化

应用函数拟合及数字滤波等方法，对ＳＭＭ飞船观测的１９８０年８月１８日日冕物质抛射事件进行了定量分析．论证了不对称高密度云的形成与爆发日珥顶端偏离冕流对称轴有关，讨论了此不对称结构的演化及其对事件发展的影响，作出了暗腔是强磁场膨胀体的重要论断．从图象亮度的高度分布剖面中，分析出日冕非线性波在演化过程中前沿变陡的观测证据，推算了演化成激波的时间和高度，并论证了两者都是强磁场膨胀体所驱动的，而不是瞬时能量爆发所引起的．

太阳磁场测量

20世纪初太阳黑子中磁场的发现将对太阳的研究从唯象观测带入真正的物理研究。太阳磁场将太阳内部以及各层大气联系在一起,其演化驱动了太阳大气中的各种活动现象。太阳磁场的精确测量对于我们理解太阳物理学中大多数尚未解决的问题至关重要。文章主要回顾了太阳磁场的发现和观测历史,介绍太阳磁场常用的测量方法和当前面临的挑战。

WSA太阳风经验模型及其应用

Wang-Sheely-Arge(WSA)模型是对准稳态太阳风的经验和物理相结合的描述,其利用观测的日面磁图作为输入,可以提前3到4天预测L1点处的太阳风速度和行星际磁场极性.WSA模型是在WS模型的基础上经过若干改进形成的实时预报模式,之后又借鉴Distance from the Coronal Hole Boundary(DCHB)模型的参数,进一步改进了太阳风速度关系式,形成了目前常见的形式.WSA经验模型由日冕磁场模型、太阳风速度关系式和一维运动学模型三部分组成.在实际应用过程中,基本步骤包括观测磁图预处理、日冕三维磁场反演、计算日冕磁场参数、计算太阳风的速度分布和将太阳风映射到1AU等环节.在发展过程中,WSA模型经历了一些细节上的调整变化,例如观测磁图数据的来源、日冕磁场模型的类型、经验速度关系中自由系数的取值等.许多研究对如何改善模型的预报效果进行了探索.

通过建立自然坐标系确定磁云边界方法的探讨

通常卫星探测到的关于行星际空间磁场的数据都是在GSE坐标系(地心太阳黄道坐标系)里表示出来的．磁云是行星际日冕物质抛射事件的一个重要子集,它们的边界认证一直是磁云研究中感兴趣的问题之一．通过讨论坐标系转换确定磁云边界的方法,由磁云的磁通量管特征建立磁云自然坐标系,然后把行星际空间的磁场转换到磁云自然坐标系里．在磁云自然坐标系里磁云作为一个磁通量管的结构能够清晰地显示出来．结合磁云的等离子体特征就可以比较容易地把磁云和背景太阳风分辨出来,即确定了磁云的边界．

太阳爆发活动三维复杂磁结构研究

剧烈的太阳爆发活动,如耀斑和日冕物质抛射等,是地球与行星空间天气变化的主要驱动源.因此理解太阳爆发机理、进而预测太阳爆发是实现空间天气准确定量预报的重要前提.太阳爆发的根源在于日冕磁场的复杂结构和演化.研究太阳爆发活动相关的日冕磁场,关键在于获得日冕三维磁场的数据,从而基于磁场进行深入分析.由于太阳日冕磁场难以直接测量,人们主要基于光球磁图,采用一定的物理模型,并通过数值方法来求解,从而对三维日冕磁场进行静态重建和动态模拟.近年来人们在太阳爆发三维复杂磁结构研究方面取得一系列重要进展,包括发展新的日冕磁场外推方法、开发由时序矢量磁图数据驱动的磁流体日冕演化模式,这些新方法在刻画日冕复杂磁场形成与演化、揭示爆发物理机制方面发挥了巨大的优势:例如能够完整追溯日冕磁通量绳的产生历程、分析光球运动对其形成的具体作用、诊断其不稳定性,并真实再现其爆发的三维磁场演化.通过结合观测和模拟对磁拓扑和演化的深入分析,显著拓展了我们对日冕三维磁场复杂性的认识,并将不断刷新我们对太阳爆发机制的理解.

动态

科学家找到破解日冕磁场测量难题新途径中国科学家在日冕磁场测量方面取得重要进展,首次测量到太阳日冕磁场的全球性分布,为日冕磁场测量这一世纪难题的解决提供了一个新的有效途径,从而向实现日冕磁场常规测量的最终目标迈进了一大步。两篇相关论文近日分别发表在《科学》和《中国科学:技术科学》上。

宇宙信息

美国宇航局的太阳物理学家证实，热量和能量的小规模突然暴发——被称为“纤耀斑”——导致了稀薄且半透明的太阳大气可以达到数百万度的高温。太阳的最外层大气被称为“日冕”，它的温度可以达到几百万开，而太阳表面的温度却只有5700开。纤耀斑是发生在日冕磁场中的小规模突然爆发。和地面望远镜以及卫星能看到的太阳耀斑不同，单个的纤耀斑太小无法被分辨出来，只能在某一时刻看到许多纤耀斑的综合作用。