王霖[1]2004年在《太阳爆发的射电和极紫外波段联合分析》文中研究指明在太阳日冕研究中，射电波段是一个十分重要的研究内容。但是由于射电波段的观测存在没有空间分辨率或空间分辨率相对较低的情况，使这一领域的研究受到了很大的限制。极紫外波段的空间观测能够获得高空间分辨率的日冕图像。因此，如果将这两个波段联合起来分析，相互补充，应当可以得到很好的研究结果。为此，本文对太阳爆发事件的射电波段和极紫外波段的联合分析做了初步的研究。在第一部分中，首先对太阳射电辐射的基本观测结果以及目前高时间分辨率、高谱分辨率的精细结构研究和有空间分辨率的射电成像观测的发展状况作了一个调研。然后对有关射电辐射机制、传播的理论作了一个简要的回顾。在第二部分中，回顾了目前紫外线研究的一些方法，而且对与太阳耀斑息息相关的日冕环状结构及其相互作用目前的研究结果进行了简要而全面的调研。然后详细地叙述了目前在日冕紫外线观测上时间分辨率、空间分辨率都达到最好的空间望远镜--TRACE(Transition Region And Coronal Explorer)的情况以及观测资料的处理方法。最后对我们最感兴趣的TRACE卫星数据的诊断能力以及相关的进展作了一个简要的介绍。最后，作为探索这两个波段联合分析的尝试，对2001年10月19日的耀斑事件进行了分析。结合NoRH(Nobeyama Radio Heliograph)的观测发现，微波宽带射电爆发的位置与EUV冕环的环足位置对应，机制应当是回旋同步加速辐射；而分米波窄带爆发的各个相位与EUV冕环的辐射增强在时间上对应，爆发的位置在环顶源区，机制为等离子体辐射和回旋同步加速辐射的联合。通过对比分米波窄带射电爆发的时间轮廓与EUV的光变曲线，我们认为分米波窄带射电爆发与EUV波段具有关联性，长时间的射电爆发是由不同位置上不同时间里发生的时间较短的环环相互作用迭加产生。为此，我们对该双带耀斑事件提出了一个整体图像，把分米波窄带爆发同EUV辐射增强全部归因子双带耀斑倒Y型重联后产生的不同高度上的后环环系内部的环环相互作用，使得该事件中出现的各种现象都得到了一个比较自然的解释。
郑瑞生[2]2012年在《利用SDO高时空分辨率资料对小尺度日冕极紫外波的观测研究》文中认为日冕（corona）极紫外（EUV）波是在日冕里传播的大尺度明亮波前，与日冕物质抛射（CME）有着密切的联系。第一个EUV波是用搭载在太阳与日球天文台（SOHO；Solar and Heliospheric Observatory）上的极紫外成像望远镜（EIT；EUV Imaging Telescope）观测得到的，所以一开始称为“EIT波”。尽管已经被详细研究了15年，但是对EUV波的理解还不是很清楚，仍然有很多未解决的问题，尤其是EUV波的物理本质和触发机制。太阳动力天文台（SDO；Solar Dynamic Observatory）的上天，提供了高时空分辨率的观测资料，使得系统详细地分析研究EUV波成为可能。这里，结合日地关系天文台（STEREO；Solar Terrestrial Relations Observatory）和SDO上EUV波段的观测资料，我们详细分析了几个特殊的EUV波，尝试着去分析EUV波的物理本质和起源问题。另外，我们挑选的主要是一些小尺度（small-scale）EUV波，试图获得不同尺度的EUV波之间的联系和区别。2010年12月1日，SDO观测到一个小尺度EUV波在日面中心附近爆发，伴随着一个相应的迷你CME（mini-CME）。这个CME显示出典型CME的所有低日冕特征，是由一个小暗条（flament）的爆发引起的。这个暗条长度约为30′′，是典型的迷你暗条（mini-flament）。尽管爆发非常微弱，但是EUV波有一个几乎半圆形的波前，并以相同的速度（220-250km s~(-1)）向外传播，而且有很小的角度相关性。CME的横向扩张是非对称的，倾向于朝北边运动，CME环的南部足点几乎没有移动。横向扩张导致了长持续时间的（long-duration）强暗区（dimming），反映出CME的范围。对比CME的起动时刻和初始速度，EUV波很可能是由CME环的快速膨胀触发的。我们的分析证明这个小尺度EUV波是真正的波，可以用快模（fast-mode）磁流体动力（MHD）波来解释。利用SDO的高时间和空间分辨率资料，我们展示了在2010年11月11日叁个小时之内连续发生的四个相似（homologous）EUV波。所有的EUV波都源于相同的的磁流浮现区域（EFR），都在相同的方向传播，都伴随着日浪（surge）、微弱的耀斑（fare）和模糊的CME，而且在SDO所有的EUV波段里都有着基本相同的外形。这些波以280-500km s~(-1)的均匀速度传播，有着很小的角度相关性，意味着这些相似EUV波很可能可以解释为快模MHD波。这些EUV波很可能涉及不止一个的驱动机制，最可能的是被日浪驱动，由于它们之间紧密的时间和位置关系。我们也认为这些相似EUV波紧密关联着浮现区磁流的持续浮现和对消，这可以为连续EUV波的开始和触发提供足够的能量。利用SDO的高时间和空间分辨率资料，我们展示了发生在2010年3月1日的一个与失败暗条爆发相关的EUV波，这个事件中没有相应的CME产生。结合（photosphere）、色球（chromosphere）和日冕的高质量的资料，我们研究了EUV波的特征以及波与相应爆发间的关系。事件发生在一个小活动区附近的短暂区域（ephemeral region），这个区域里持续的磁流对消产生了爆发前增亮和两个EUV喷流（jet），并激活了暗条爆发，伴随着一个微耀斑（microfare）。在爆发之后，暗条物质出现在远离爆发中心的地方，周围的冕环看起来并没有受影响。很明显这个暗条爆发失败了，也没有产生相应的CME。EUV波就发生在北边喷流到达之后，而且看起来像是源于这个喷流的前面，而不是爆发中心。EUV波接近匀速地传播，速度范围为260-350km s~(-1)，在后期有轻微的负加速度。值得注意的是，EUV波碰到一簇冕环后，继续向前传播，而冕环基本上不受影响。我们的分析证明这个EUV波是个真正的波，可以解释为一个快模MHD波。另外，EUV波和喷流在时间和空间上的紧密关系，提供了当CME没有发生的时候EUV波可能由喷流触发的证据。快速日冕EUV波（速度>1000km s~(-1)）是非常罕见的。利用SDO的高时空分辨率资料，我们研究了一个发生在2011年9月30日的快速EUV波，联系着一个迷你暗条爆发、一个C1.0耀斑和一个CME。这个事件发生在两个活动区之间的边缘区域，迷你暗条快速地爆发，看起来像爆裂喷流（blowout jet）一样，伴随着耀斑和CME。CME的前锋很有可能是由覆盖在上方的大尺度冕环直接演化而来的。EUV波的起始时间与喷流和耀斑的初始时刻几乎是同时的。EUV波的起点远离耀斑中心，与快速喷流有着紧密的位置关系。EUV波有着大约1100km s~(-1)的初始速度，在后期还有轻微的减速，速度降到500km s~(-1)左右。EUV波在很小的角度范围内传播，很有可能是想要避开两边的活动区。所有的结果都证明这个快速EUV波是个快模MHD波。因为CME打开了大尺度的环，它的前锋很有可能在EUV波波前产生之后形成，所以EUV波不可能被CME驱动。EUV波最有可能是被喷流触发的，因为两者之间有着紧密的时间和位置关系。
刘凯[3]2013年在《爆发日珥和太阳耀斑的观测研究》文中研究表明爆发日珥和耀斑是太阳大气中常见的活动现象,它们都与日冕物质抛射(CME)有着紧密的联系,其中爆发日珥可以被看做是CME在低日冕处的活动表现,而耀斑常常伴随有CME的爆发,因而对这两种事件的研究不单能够帮助理解太阳大气活动中的基本物理过程,还能提高对CME产生机制的认知,从而提高空间天气预报的准确度。本文主要以分析观测资料为主结合理论分析,对爆发日珥和耀斑这两种现象分别进行了研究。1,统计分析了日珥爆发或失稳的临界高度：首先引用了一套可以从太阳极紫外(EUV)观测图像中自动识别和追踪日珥形态和运动学特征的系统SLIPCAT(Solar LImb Prominences CAtcher&Tracker),然后从SLIPCAT对STEREO(日地关系观测台,Solar TErrestrial RElations Observatory)B星在2007年7月到2009年12月期间的观测图像的应用运行结果中,挑选了362个追踪较好的且高度达到或者超过了0.2个太阳半径的日珥事件来进行统计研究,结果发现在所统计的日珥事件中受扰动日珥(Disrupted Prominences,DPs)占了约71%,而DPs中有42%爆发失败,同时有89%的事件经历了一个突然解稳(Sudden Destabilization,SD)的过程。通过对DPs的详细分析,我们得到了一下几个结论：大部分DPs的临界高度范围为0.06～0.14个太阳半径,同时存在着两个最有可能的临界高度,分别为0.13和0.19个太阳半径,即当日珥达到这两个高度时,平衡很有可能遭到破坏,日珥将变得不再稳定；爆发日珥(Eruptive Prominences,EPs)的爆发速度存在着上限,且这个上限速度会随着高度和质量的增加以幂律的形式降低,爆发日珥的动能也存在着上限,它与日珥的临界高度成反比；稳定日珥(Stable Prominences,SPs)要比DPs长且重,但它们的高度往往不会超过0.4个太阳半径；有62%的EPs与CME相关,但是与CME相关和无关的EPs在SLIPCAT得到的表观参数中并无明显的区别。2,研究了耀斑极紫外后相辐射的日面来源以及物理机制：按照耀斑的软X射线通量的观测曲线,耀斑一般被认为有两个阶段：一是快速上升的脉冲相,又被称为上升相；二是缓慢下降的恢复相,又被称为下降相或渐变相。近年来,一个新的阶段,耀斑的极紫外后相,在SDO(太阳动力学观测台,Solar Dynamic Observatory)上天以后被发现了,它的观测表现为耀斑主相过后的极紫外观测曲线上会出现另一个大的峰值,为了探寻EUV后相的来源,我们利用AIA(太阳大气成像仪,Atmospheric Imaging Assembly)的多波段高分辨率图像观测资料对两个有着EUV后相的耀斑事件,2010年10月16日的M2.9级耀斑和2011年2月18日的M1.4级耀斑,进行了详细的分析,并得到了以下几个结论：1,EUV后相的辐射并非来自于耀斑环,而是来自于比耀斑环更高、更大的同一活动区中的环系统,并把它称之为耀斑后相环；2,耀斑的后相环与主相环所经历的热过程不同,耀斑主相环几乎同时在各个温度谱线的观测中增亮显现,而后相环会依次出现在温度由高往低的各个波段观测图中,延迟时间超过一个小时；3,耀斑的后相环与主相环在磁结构上是相连的,它们共同组成了一个非对称的磁四极场位形；4,AIA的紫外波段观测显示后相环靠近主相环的足点与主相环的足点几乎同时增亮,而远离主相环的足点的增亮则有大概一分钟的延迟。从这些结果中,我们认为耀斑的后相与主相之间存在着一个因果关系：当主相环发生重联时,推动环上的磁拱上升而造成磁拱与后相环的重联,从而加热了后相环,重联结束后,主相环迅速冷却,而后相环则经历了一个长时间的缓慢冷却过程,最终形成了观测到的EUV后相。3,提出了一种新的耀斑分类方法并建立了耀斑列表：从GOES(近地同步环境监测卫星,Geostationary Operational Environ-ment Satellite)软X射线通量观测曲线出发,结合SDO的观测资料,我们提出了一种新的耀斑分类方法,主要把耀斑分为四类,分别为：1,标准爆发事件(Standard Eruptive,S-E),即指有CME伴随的,在GOES观测曲线上表现为长恢复相的,足点亮带可观测到明显分离的,在日冕图像中可观测到上升磁环的,在EUV的观测曲线上随着谱线对应温度的降低而峰值响应有所延迟的,满足标准耀斑模型的耀斑事件；2,标准束缚事件(Standard Confined,S-C),指无CME伴随的,在GOES曲线上的恢复相很短的,足点观测未见分离的,日冕图像中观测不到上升磁环的,EUV观测曲线中未见峰值随温度降低而延迟的耀斑事件；3,非标准爆发事件(Non-Standard Eruptive,NS-E),指有着CME伴随,但不符合一项或多项标准爆发事件的其他观测特征的耀斑事件,部分这类事件是会伴随有EUV后相；4,非标准束缚事件(Non-Standard Confined, NS-C),没有CME伴随,但其他的观测特征与标准不爆发事件不符,这类事件往往在GOES曲线上也表现为长的恢复相,在EVE观测中会出现极紫外后相,且与S-E事件相同,在日面边缘处能在高温谱线上观测到磁绳结构的增亮和上升,但不同的是,在NS-C事件中出现的磁绳会在上升过程中达到新的平衡,从而没有真正爆发出去。由这个新的分类出发,我们给出了从2010年5月到2011年12月期间发生的所有M级和X级耀斑事件的列表,表中给出了各个耀斑的观测特征和归属类别。
参考文献：
[1]. 太阳爆发的射电和极紫外波段联合分析[D]. 王霖. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2004
[2]. 利用SDO高时空分辨率资料对小尺度日冕极紫外波的观测研究[D]. 郑瑞生. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2012
[3]. 爆发日珥和太阳耀斑的观测研究[D]. 刘凯. 中国科学技术大学. 2013