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日冕物质喷射的观测速度常低于阿尔芬波速的估计值而高于背景日冕声速,这说明日冕物质喷射可能在日冕中形成慢激波。本文取带赤道电流片的冕流结构作为背景,用冕流底部的磁通量喷发作为驱动机制,对日冕物质喷射触发的慢激波进行数值模拟。结果表明,电流片对激波结构有着重要影响。慢激波只出现在电流片的外部,在电流片中逐渐过渡为快激波,慢激波前方的背景磁场在快磁声波的作用下显著偏转,背景密度下降超过10％。慢激波的纬度范围有限,从电流片的外沿大约延伸到±20°,且具有凹向上方的外形。 相似文献
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对一个太阳风暴及其行星际和地磁效应的研究 总被引：1，自引：0，他引：1
对一个爆发于2014年1月7日的太阳风暴进行了研究,通过对太阳活动的多波段遥感观测—来自于太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory,SDO)以及太阳和日球天文台(Solar and Heliospheric Observatory,SOHO),分析了耀斑和日冕物质抛射(coronal mass ejection,CME)的爆发过程.通过地球同步轨道环境业务卫星(Geostationary Operational Environmental Satellites,GOES)对高能质子以及日地L1点的元素高级成分探测器(Advanced Composition Explorer,ACE)对当地等离子体环境的就位观测,分析了伴随太阳风暴的太阳高能粒子(solar energetic particle,SEP)事件和行星际CME(ICME)及其驱动的激波.通过地面磁场数据分析了该太阳风暴对地磁场的影响.研究结果表明:(1)耀斑脉冲相的开始时刻和CME在日面上的抛射在时序上一致.(2)高能质子主要源于CME驱动的激波加速,并非源于耀斑磁重联过程.质子的释放发生在CME传播到7.7个太阳半径的高度的时刻.(3)穿过近地空间的行星际激波鞘层的厚度和ICME本身的厚度分别为0.22 au和0.26 au.(4)行星际激波和ICME引起了多次地磁亚暴和极光,但没有产生明显的地磁暴.原因在于ICME没有包含一个规则的磁云结构或明显的南向磁场分量. 相似文献
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作为本系列的最后一篇,本文研究日冕大气中的激波演化.结果表明,日冕背景大气和磁场的非均匀性对激波结构和演化起着决定作用。太阳附近形成的慢激波-快磁声波系统,将在向外传播的过程中演变为以中间激波作为必要组成部分的混合激波。该混合激波在沿电流片传播时能继续维持,而在沿单极开放磁场传播时则进一步演变为纯快激波。 相似文献
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Balmer发射线是研究星际无碰撞激波物理性质的重要途径之一.星际无碰撞激波的Balmer发射线包括宽线和窄线两个明显的成分.通常认为,这种双线成分是与激波联系在一起的,宽线产生于激波前慢中性粒子与激波后高能质子的电荷交换,反映了激波后粒子的热运动状况,而窄线则产生于激波前慢中性粒子的激发,反映了激波前粒子的热运动状况.但是,近来更细致的观测和理论计算表明,超新星遗迹中Balmer发射线的双线结构很可能还要受到其他因素的影响,并且与激波速度和电子-质子的热平衡有着密切的关系.该文将讨论影响Balmer双线结构的各种因素,并讨论Balmer双线结构在超新星遗迹研究中的一些应用. 相似文献
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本文对1980年10月15日产生在小黑子区的3级大耀斑作了详细的形态分析,,结果表明:1)耀斑无闪相,耀斑的最大强度为周围来扰区的2.4倍。2)耀斑有M带结构,双带的分离速度为5公里/秒。3)和耀斑有关的暗条位于大尺度磁场的极性分界线上,它在耀斑前和耀斑期间有明显变化,最终全部消失。4)耀斑的微波爆发增量小,上升下降缓慢,米波段有Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ型爆发。5)耀斑的x射线辐射引起电离层2级骚扰(SLD)。耀斑无地磁暴对应。6)产生耀斑的活动区在日面存在3周,耀斑产生在活动区的衰亡阶段。以上结果基本与文献相同。 在本文的最后一节,对无黑子或小黑子区的耀斑形成作了简短的讨论,指出由日珥物质下落形成大耀斑所遇到的能量亏缺;日珥物质下落形成的激波,由于磁场的存在而强度削弱,磁场不能通过激波转化为辐射能;无黑子(或小黑子)区的耀斑的形成,在机理上可能与黑子区形成的耀斑类同。 相似文献
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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. 相似文献
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胡友秋 《中国天文和天体物理学报》1984,(1)
在与太阳耀斑有关的活动区中,一般呈现各种复杂多变的磁场结构,其中特别是光球层表面局部地区磁通量的出现和消失.在无限电导率的假定下,上述两种现象都会在日冕中产生中性电流片;通常人们认为这正是耀斑前一种可能的贮能机制.Tur和Priest通过两个特例讨论了新磁通量的出现所形成的电流片的特征,这两个例子的背景磁场分别取为双极场和均匀场.本文采用同样的背景场,讨论磁通量消失所形成的电流片,并指出和纠正文[2]对第二个例子的分析中的一些原则错误. 相似文献
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本文从粒子分布函数所满足的带有规则电场的准线性方程出发,得到了包含有规则电场与湍动起伏场相互耦合作用在内的等效动量空间扩散系数,提出了太阳质子耀斑中性片中的规则电场与湍动起伏场的联合加速机制。根据太阳质子耀斑的物理条件,计算表明荷电粒子在中性片中可以被有效地加速,能量可以达到～20MeV,甚至～1GeV。本文证明了离子声湍动起伏场与规则电场的联合加速机制有效地使质子和其它重离子注入到Langmuir湍动加速区中去;并且表明,在Langmuir湍动起伏场与规则电场联合加速的情形下,可以得到与观测事实符合得较好的高能质子的谱以及高能电子的幂律分布的谱。 相似文献
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<正>日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection, CME)是太阳大气中剧烈的爆发现象之一.其爆发通常能释放大量的能量并抛射大量磁化等离子体. CME所驱动的激波能进一步导致太阳高能粒子事件(Solar Energetic Particle,SEP)的发生,并可能影响航天器和宇航员的安全.因此,研究CME及其驱动激波的形成机制和性质有利于我们更加清晰地了解及监测它们的运动过程, 相似文献
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利用一种非局部和非定常的恒星对流理论,计算了太阳中低球谐阶(l＜25)模的非绝热脉动.结果表明,低阶(0＜l＜6)非径向p1模是脉动不稳定的,而与之相邻的g模、f模和p2-p5模都是脉动稳定的.根据累积功图的分析,发现振荡的激发来自对流区底部区域.太阳是否存在不稳定的低球谐阶p1模对判断太阳5 min振荡的激发机制有重要意义. 相似文献
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动力学阿尔文波是垂直波长接近离子回旋半径或者电子惯性长度的色散阿尔文波.由于波的尺度接近粒子的动力学尺度,动力学阿尔文波在太阳和空间等离子体加热、加速等能化现象中起重要作用.因此,动力学阿尔文波通常被认为是日冕加热的候选者.本研究工作深入、系统地调研了太阳大气中动力学阿尔文波的激发和耗散机制.基于日冕等离子体环境,介绍了几种常见的动力学阿尔文波激发机制:温度各向异性不稳定性、场向电流不稳定性、电子束流不稳定性、密度非均匀不稳定性以及共振模式转换.还介绍了太阳大气中动力学阿尔文波的耗散机制,并讨论了这些耗散机制对黑子加热、冕环加热以及冕羽加热的影响.不仅为认识太阳大气中动力学阿尔文波的驱动机制、动力学演化特征以及波粒相互作用提供合理的理论依据,而且有助于揭示日冕等离子体中能量储存和释放、粒子加热等能化现象的微观物理机制. 相似文献
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太阳活动周期的小波分析 总被引：5，自引：0，他引：5
运用小波技术对太阳射电流量2800 MHz,太阳黑子数和太阳黑子面积数周期进行分析．其结果表明: (1)这3个系列的数据显示最显著的周期是10．69年,其他周期并不明显．(2)小波功率谱给出了全部时间-周期范围的功率谱变化,它显示了在某个周期处于某个时段的局部功率的变化,小波功率谱分析表明,小于1年的周期仅仅在太阳活动最大期附近比较明显．(3)太阳射电2800 MHz,太阳黑子数和太阳黑子面积数的几个周期(10．69年,5．11年, 155．5天)的小波功率谱比较相似,出现峰值的时间相同;曲线的起伏相似,周期越小,曲线起伏的频率越大． 相似文献
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本文简述了1991年5月16日叠加在一个47GB微波大爆发上的快速精细结构(FFS)和spike群的偏振状态.在相隔100MHz的2645、2545MHz两频率上,spike的偏振状态随时间或随频率在50～100ms量级短时标内发生快速交替变化.我们认为这可能与小尺度空间内spike辐射源区的等离子体密度出现短时标的波动及磁场强度的起伏有关.这种波动和起伏使得等离子体频率与磁迴旋频率的比值(ω_p/Q_e)在2~(1/2)附近起伏变化,从而造成电磁波X波模和O波模的电子迴旋脉塞不稳定性增长率交替支配着电磁波的辐射,产生spike 辐射偏振状态的逆转. 相似文献
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“钱德拉”拍摄的第谷超新星遗迹。在遗迹的左下部有一个X射线发射弧(蓝色)。一些证据表明,这个弧形结构可能源于一颗白矮星爆炸后,将伴星表面的物质吹离时所产生的激波。 相似文献
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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. 相似文献
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利用高精度数值模拟的结果修正了高红移类星体(QSO)电离和加热中性气体的理论模拟,并预测了500m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, FAST)观测QSO周围21 cm辐射的信号特征以及信噪比,得出如下结论:(1)红移z=8且光度与ULAS J1120+0641一致的QSO在FAST望远镜视场下的21 cm频率谱有完整的HII区,但在z=10且较低QSO光度下的21 cm频率谱仅有一个小的凹陷;(2)光子有限旅行时间(Finite Light Travel Time, FLTT)效应明显改变高红移QSO的21 cm频率谱,使得较低频率端的过渡曲线明显比较高频率端陡;(3)使用FAST望远镜观测高红移QSO的21 cm辐射的信噪比非常高,最高可达～12,因此可以很好地识别HII区和FLTT效应. 相似文献
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本文根据波与介质相互作用的一套全MHD方程组,计算了无碰撞阿尔文波波能密度W和波能耗散项E_m,在太阳过渡区和内冕大气中随高度的分布。 计算结果表明:对于温度、密度偏低的大气,在过渡区底部几十甚至几百公里范围内,无碰撞阿尔文波的耗散引起的对大气的加热可超过热传导的贡献。从而说明这种阿尔文波的加热似乎是引起温度、密度偏低的大气(例如冕洞大气)在过渡区中温度陡升的重要原因。 相似文献
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对黑洞径移主导吸积流(ADAF)的整体解作了研究.整体解经过两个临界点,其中一个是声速点Rs,另一个是粘滞点Rv.解被两个临界点划分为3个区域亚声速有粘滞的外区(R＞Rv),亚声速无粘滞的中间区(Rs＜R＜Rv)和超声速无粘滞的内区(R＜Rs).展示了一个完整的Rs-j参数空间图,它显示了所有可能的ADAF解.共发现3种类型的整体解ADAF-标准薄盘解、ADAF-厚盘解和含α-X型绝热激波的解,并给出了ADAF-标准薄盘解中Rs,Rv和Rout(ADAF的外边界)之间的一一对应关系.绝热激波将一个X型解的超声速无粘滞区域连接到一个α型解的亚声速无粘滞区域.这样的激波发生在两个无粘滞的区域之间,它能存在于各种大小的粘滞系数的ADAF中. 相似文献