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太阳射电斑马纹的频率变化及其幂律谱
摘要： 背景：太阳耀斑期间会观测到多种类型的射电爆发。其中IV型太阳射电爆发的精细条纹结构被称为"斑马纹"。分析这些结构可获取其射电源等离子体参数的重要信息。我们提出了一种新的斑马纹分析方法。 目的：通过计算斑马纹频率变化的功率谱，估算射电斑马源中等离子体密度变化的频谱特征。 方法：采用带/不带频率拟合两种方式确定斑马纹谱线频率变化及整个射电爆发的高频边界，运用傅里叶分析法处理这些频率变化的时间序列数据。 结果：首先计算了由多个斑马纹模式组成的整个射电爆发高频边界的变异频谱，该功率谱呈幂律分布（幂指数-1.65）。随后选取三个不同斑马纹模式中特征明显的三条斑马纹线，计算其频率变化的频谱，所得幂律指数介于-1.61至-1.75之间。最后基于"斑马纹线频率产生于上混合频率，且等离子体频率ωpe远高于电子回旋频率ωce"的假设，将这些傅里叶功率谱解释为射电斑马源中等离子体密度的频谱特征。
关键词： 等离子体，太阳：射电辐射，湍流
更新于2025-09-23 15:22:29
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具有谐波的太阳射电尖峰特性及相关的极紫外增亮现象
摘要： 太阳射电尖峰是窄带、短时长的射电爆发。它们由小尺度磁重联过程中加速的高能电子激发产生。尖峰在诊断磁重联和研究电子加速方面具有重要作用。本文利用茶山太阳观测站（CSO）光谱仪与太阳动力学天文台（SDO）的联合观测数据，研究了具有谐波成分的射电尖峰特性。CSO数据显示：第三与第二谐波的中心频率比为1.35±0.01，且第三谐波具有更大的绝对和相对带宽，但持续时间比第二谐波更短。通过研究太阳射电尖峰光变曲线与不同极紫外（EUV）波段亮点的关联性，确定了最佳匹配的EUV亮点及对应波段?；诠亓狤UV亮点周边外推磁场，探讨了尖峰源的特性。
关键词： 射电辐射、活动区、射电爆发、米波及更长波长、尖峰、磁场、日冕
更新于2025-09-23 15:22:29
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首次利用ALMA在3毫米波段对宁静太阳进行高分辨率观测
摘要： 我们展示了利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）在3毫米波段获取的从日盘中心到边缘的高分辨率宁静太阳观测概况。七个宁静太阳区域以最高2.5角秒×4.5角秒的分辨率被观测。通过对ALMA可见度进行自校准并将干涉图像与全日面太阳图像结合，我们生成了平均图像和瞬时图像。这些图像清晰展现了色球网络——根据我们采用的独特分离方法，其亮度比观测区域视场的平均值高出约305K，而网络间区域则低约280K，且网络/网络间区域的对比度向边缘略有减弱。在3毫米波段，该网络与1600?图像极为相似，但尺寸稍大。我们首次探测到针状体结构：它们从边缘向上延伸达15角秒，宽度小至图像分辨率极限，亮度温度较局部背景高出约1800K。在日盘上未发现任何针状体的发射或吸收痕迹。我们的研究结果凸显了ALMA在宁静色球研究中的潜力。
关键词： 太阳：色球层，太阳：射电辐射
更新于2025-09-23 15:22:29
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日冕中III型电子束源的空间扩展与速度
摘要： 作为空间天气的组成部分，电子束在太阳大气中常规加速并传播于行星际空间。这些电子束与朗缪尔波相互作用产生III型射电暴。它们沿轨迹扩散，通过动力学模拟，我们探究了电子远离太阳传播时的扩散过程。具体而言，我们根据基频III型辐射推导的射电亮温度，研究了电子束在空间中的前缘、峰值区与后缘。电子束前缘运动速度介于0.2c至0.7c之间，显著快于运动速度为0.12c至0.35c的后缘。前后缘的速度差导致电子束随时间拉长，其拉长速率与峰值速度的相关系数达0.98，与III型观测预测相符。推算的电子束初始速度在加速区附近先增大，随后在日冕中递减。较高的初始密度与较硬的初始能谱指数会产生更持久且更高速的III型辐射源。高速电子束具有更高的束流能量密度，产生的III型辐射具有更高的峰值亮温度和更短的半高全宽持续时间。较高的背景等离子体温度也会提升速度，尤其对电子束后缘影响显著。我们展示了电子束演化预测如何影响III型辐射的带宽与漂移率。即将开展的太阳轨道器和帕克太阳探测器原位电子束测量，可验证我们对电子束径向速度与扩散的预测。
关键词： 太阳：日冕，太阳：粒子发射，太阳：耀斑，太阳：射电辐射，太阳风
更新于2025-09-23 15:21:01
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日冕中微波激射辐射的新方法
摘要： 目的：电子等离子体频率ωpe与电子回旋频率Ωe是描述等离子体特性并约束相关物理现象（如微波激射不稳定性是否发生）的两个关键参数。本文旨在证明太阳日冕中可能存在微波激射不稳定性。 方法：我们深入分析了简单理论模型与复杂太阳磁场构型下的ωpe/Ωe比值。通过结合磁场的无力场模型与等离子体特性的流体静力学模型，确定了电子等离子体频率与回旋频率的比值。为进行对比，我们计算了包含扭曲磁通量束的双极磁场及四个不同观测活动区的该比值，同时研究了势场与非线性无力场模型对ωpe/Ωe的影响。 结果：研究表明，这种结合磁场外推技术与流体动力学模型的新方法可有效估算电子等离子体频率与回旋频率的比值。尽管统计显著性不足，但所有案例中均存在ωpe/Ωe≤1的情况，这些区域位于光球层下方一个压力标高范围内的低日冕区及/或扭曲磁通量束附近。非线性无力场的ωpe/Ωe值低于势场，从而增加了日冕中发生微波激射不稳定性的可能性。 结论：基于这种估算ωpe/Ωe的新方法，我们得出结论：电子微波激射不稳定性可能存在于活动区上方的太阳日冕中。微波激射不稳定性在日冕活动区的重要性取决于磁场构型的复杂性与拓扑结构。
关键词： 磁流体力学（MHD）、脉泽、太阳：射电辐射、太阳：磁场
更新于2025-09-24 06:50:52
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数十年中国太阳与地球物理数据
摘要： 《中国太阳和地球物理资料》（CSGD）于1971年由中国科学院北京天文台（现中国科学院国家天文台总部）首次发行，当时正值中国卫星工业蓬勃发展时期。该资料汇编了国内多个天文台的观测数据（包括太阳黑子、太阳耀斑、太阳射电爆发、电离层暴和地磁暴的观测记录）及预报数据。至今，CSGD的编纂者仍与全球其他研究机构保持数据交换。数据集类型包括文本、表格、图表等。目前，我们已实现所有历史档案的电子化，便于相关研究者查阅。
关键词： 太阳黑子，太阳：射电辐射，太阳：耀斑
更新于2025-09-10 09:29:36
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CME驱动的激波与II型太阳射电暴频带分裂
摘要： 日冕物质抛射（CME）被认为能有效引发日冕和行星际空间的激波。激波及激波加速的重要特征之一是II型太阳射电暴——其随激波速度漂移并产生基频与高次谐波等离子体射电辐射频带。II型射电暴的一个有趣现象是谐波频带偶尔会分裂成更细的窄带，称为频带分裂。本文报道了对CME驱动激波产生II型暴频带分裂现象的详细成像与光谱观测。通过LOFAR望远镜，我们研究了II型暴与相关CME事件的空间时间关联，利用源成像计算表观日冕密度，并论证了如何通过源成像评估投影效应。我们考察了两种主流频带分裂模型——它们对真实辐射源相对于激波前沿的位置存在相反预测。观测显示上下子频带源空间分离约0.2±0.05个日地距离，但首次定量证明这种分离与来自单一区域的等离子体射电辐射的等离子体散射相符，意味着分裂频带II型源可能源自近乎共空间的位置。考虑散射效应后，观测为"频带分裂源于激波前沿上下游区域（两个实际共空间区域）辐射"的模型提供了支持证据。
关键词： 太阳：日冕物质抛射（CMEs），太阳：射电辐射，太阳：活动
更新于2025-09-09 09:28:46
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通过合成太阳光学、紫外和射电光谱反演得到的温度约束
摘要： 背景：如今借助阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA），已能对太阳色球层进行毫米波波段的高分辨率观测，这为解决太阳物理学中的诸多悬而未决的问题带来了希望。与其他地基和天基望远镜的观测相比，与ALMA协同开展的研究将获益匪浅，但光学、紫外与毫米波联合观测的诊断潜力大多尚未得到评估。 目的：本文探究毫米波波段能否辅助现有反演方案，从而更准确地还原太阳大气的温度结构。 方法：我们对三维辐射磁流体力学模拟快照的出射光谱进行了多次非局部热动平衡（non-LTE）反演实验。除考虑部分频率再分布效应的常见谱线诊断（如Ca II H、K、8542 ?和Mg II h、k谱线）外，还纳入了1.2毫米和3毫米附近的连续谱。 结果：研究发现，在反演中加入毫米波连续谱能更准确地推断随光学深度变化的温度。将ALMA波段与其他诊断手段结合，可提升对log τ约[?6, ?4.5]区间色球层温度的反演精度——该区间内Ca II和Mg II谱线与局域条件的耦合较弱。但同时发现，光学与紫外谱线的多原子非局部热动平衡联合反演对低色球层具有同等强度的约束力，因此1.2毫米波段对此并无显著改善。不过，要更好地约束中高层色球层，仍需3毫米波段。
关键词： 太阳：射电辐射、辐射转移、太阳：大气层、太阳：色球层
更新于2025-09-09 09:28:46
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太阳耀斑带中频率上升的亚太赫兹辐射
摘要： 过去二十年间对亚太赫兹频段（毫米波与亚毫米波波长）太阳耀斑的观测常显示随频率上升的光谱成分。与典型的随频率下降的回旋同步辐射光谱或来自高温日冕等离子体的微弱热成分不同，这些观测可呈现高流量水平（在0.4太赫兹处高达约10?太阳流量单位）及亚秒量级的快速变化。尽管已有多种模型试图解释这一反常现象，但均未获得明确观测支持。本文提出一个解释该有趣亚太赫兹观测现象的方案：基于温度为10??10?K的耀斑带等离子体自由-自由辐射的模型，与所有现有关于频率上升的亚太赫兹耀斑辐射观测相符。该模型可为耀斑色球层提供温度诊断，并揭示致密过渡区等离子体的快速加热与冷却过程。
关键词： 太阳：耀斑，太阳：射电辐射，太阳：活动，太阳：色球层，太阳：磁场，太阳：X射线、伽马射线
更新于2025-09-04 15:30:14
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毫米波段上太阳黑子上方的色球层
摘要： 目的：本文旨在证明毫米波数据可用于区分各种太阳黑子大气模型——这些模型在上光球层和色球层的温度结构一直存在争议。 方法：我们利用伯克利-伊利诺伊-马里兰阵列（BIMA）获取的3.5毫米波长下太阳黑子本影区相对于宁静太阳的温度对比观测数据，并辅以Lindsey & Kopp（1995）的亚毫米观测及甚大天线阵的2厘米观测数据。将这些观测结果与不同太阳黑子大气模型计算得出的本影对比度进行对比分析。 结果：现有毫米波与亚毫米波观测数据表明，这些波长下观测到的亮度值低于最广泛采用的太阳黑子模型预测值。这些数据对太阳黑子本影大气的温度与密度分层结构（特别是温度极小值的位置与深度、过渡区的位置）形成了严格约束。 结论：若要建立与毫米波本影亮度相符的成功模型，其必须具有延伸且深达3000K以下的温度极小值区域。要更完整地确定太阳黑子本影上方色球层的温度分层结构，还需更高空间分辨率及更完善的波长覆盖范围。
关键词： 太阳：射电辐射、太阳黑子、太阳：色球层
更新于2025-09-04 15:30:14