太阳耀斑（共4篇）
太阳耀斑 篇1
摘要：文章介绍了太阳耀斑的形成原因和具有的特征, 对太阳耀斑对短波通讯的影响进行了分析, 并指出了掌握太阳活动的规律, 对监测工作的重要性
关键词：太阳耀斑,特点,短波通讯,影响
1 太阳耀斑的特点
太阳活动是太阳大气层里一切活动现象的总称, 主要包括有太阳黑子、光斑、谱斑、耀斑、日珥和日冕瞬变事件等。太阳耀斑 (Solar flare) 是一种最剧烈的太阳活动, 由太阳大气中的电磁过程引起, 时烈时弱, 平均以11年为一周期。一般认为发生在色球层中, 所以也叫“色球爆发”, 色球耀斑按面积分为4级, 由1级至4级逐渐增强, 小于1级的称亚耀斑。耀斑的显著特征是辐射的品种繁多, 不仅有可见光, 还有射电波、紫外线、红外线、X射线和伽玛射线等。耀斑对地球空间环境会造成很大影响, 耀斑爆发时, 发出大量的高能粒子到达地球轨道附近, 将与大气分子发生剧烈碰撞, 破坏电离层, 使电离层失去反射无线电电波的功能, 使得部分或全部短波无线电波被吸收掉、短波衰弱甚至完全中断。
太阳耀斑是太阳上一种强烈的、短暂的能量释放过程。从地面光学观测来看, 耀斑是太阳表面亮度增强的区域;从X射线和射电辐射观测来看, 耀斑是一种噪声爆发。它们一般持续几分钟到几个小时。
X射线耀斑分级不同于色球耀斑。根据耀斑产生的X射线辐射强度, 科学家将耀斑分成A、B、C、M、X五个级别, 每个级别中又划分10个等级, 逢10晋级。一般地球上观测到的弱耀斑是C级, M级主要是大耀斑, 而X级则是极大耀斑。在每个太阳活动高峰期, 都会产生10个左右X9级以上的极大耀斑。而它们所抛射的高能粒子与日冕物质通常都会造成一些重大损失, 如卫星使用寿命变短、甚至损坏, 有时一些超级太阳风暴掠过地球时, 会与地球磁场发生磁重联—将地球磁场完全“撕开”, 几天后才可恢复。
2 太阳耀斑对短波通讯的影响
太阳耀斑的爆发会影响到地球上的许多活动, 比如会引发干旱、洪涝、地震等自然灾害, 也会对通讯网络、电网等产生干扰, 对短波通讯的影响尤为严重。电离层骚扰的时间常为几分钟至几小时, 有时甚至持续几天。2011年2月15日上午10点左右, 太阳黑子活动区爆发了一次X2.2级耀斑, 此次太阳耀斑级别仅为2003年第23太阳活动周期峰值的一半, 伴随有显著的太阳风暴事件, 耀斑的爆发引起我国上空的电离层突然受到骚扰, 对短波通讯、导航定位和电力部门带来一定的影响。
中短波广播信号基本靠电离层的反射进行传播, 当太阳表面突然发生强烈闪光时, 辐射出大量的带电微粒, 它使地球的磁场发生急剧的变化 (称磁暴) , 同时电离层的构造也遭到破坏, 作为短波反射的F2层 (电离层从低到高可以分为D层, E层, F1层, F2层) 受影响最大, 电子浓度减少, 等效高度增加。电离层反射电波的能力与频率的波长有关。频率越低 (如中波以下频段) , 波长越长, 电离层对其吸收越强;频率越高 (如甚高频以上) , 波长越短, 电离层的电子密度不足以反射电磁波, 电波将穿透电离层, 无法得到反射传播。
2011年发生的太阳耀斑, 对短波通讯造成的影响如下:从上午10点开始, 太阳耀斑爆发的带电微粒到达地球电离层, 使得电离层的构造遭到破坏, 电子浓度逐渐减少, 广播信号频率从低到高逐渐得不到反射, 最严重时15MHz以下的频段全部无法收听, 收测均为0分, 15MHz以上的偶尔能收到, 从频谱上看, 15MHz以下无任何明显的载波频率, 15MHz以上只有少数信号较强的载波, 当时的广播播出情况受到较为严重的影响;10点07分带电微粒开始减弱, 电离层电子浓度逐渐增加, 广播信号由高频段到低频段逐渐恢复正常;到10点20分干扰结束, 所有频率恢复正常收听。
与短波通信相比较, 卫星通信反而是受耀斑影响最小的。太阳耀斑对静止轨道通信卫星的影响可以大致分成两个部分, 对卫星通信的影响和对卫星本身的影响。通常情况, 频率越低受太阳耀斑的影响也越大, 而卫星通信的频率相当高, 所以受影响最小。而且重要卫星业务都采用多种传输途径, 如其它卫星或地面网络, 所以太阳耀斑一般对电视信号接收不会造成明显影响, 更不会影响节目传输。
3 小结
太阳活动通常以太阳表面黑子数量的周期性变化来划分, 太阳活动的周期平均为11.2年。太阳活动周期一般表现为上升期、峰值期和下降期。今年2月15日发生的强耀斑事件, 出现在太阳活动开始加速上升的背景下, 这标志着太阳活动开始进入活跃期。在未来的一段时间内, 太阳活动会越发频繁, 对广播信号的干扰也将越发接连不断。所以掌握太阳活动对短波通讯的影响, 对于监测工作有很重要的意义。
太阳耀斑 篇2
日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,简称CME)在20世纪70年代被研究人员发现,表现为在短时间内快速地由太阳日冕向外抛射出大量等离子体物质,是日冕大尺度磁场受到扰动而失衡的结果。这些物质进入星际空间特别是日地空间,会对日地空间的磁场分布造成影响。当靠近地球磁场时,会对地球磁场产生扰动从而引起地磁暴和电离层暴等现象,也会影响到近地空间人类的航天活动。由于日冕物质抛射现象对日地空间以及人类活动有着极为密切的关系,所以形成一个比较好的日冕物质抛射预报模型就显得尤为重要。但由于条件的限制,对于其他太阳活动的研究和预报工作相对于CME而言较为普便。Cui等人曾研究了光球活动区磁场并提出了三个特征量———最大视向磁场梯度、中性线长度和奇点个数[1]。Cui等人研究过怀柔太阳观测站矢量磁图中耀斑的磁场梯度和磁剪切等的特性[2]。He等人利用这些预报因子进行了太阳活动预报方面的研究[3]。Yu等人也利用了这些预报因子进行了太阳耀斑短期预报的研究工作[4,5]。Wang等人利用神经网络技术提出了一个耀斑预报模型[6]。Li等人使用了SVM方法与KNN方法相结合的新方法,结果显示这种相结合的方法在耀斑预报中比两种方法单独使用更有效[7]。Yu等人提出了贝叶斯网格趋近的方法进行短期太阳耀斑的预报[8]。Huang等人利用机器学习中的C4.5决策树提出了短期太阳耀斑的预报模型[9]。Wang等人曾认为S形函数可用于解释太阳活动区中的磁能储存问题[10]。我们可以通过研究日冕物质抛射和耀斑的联系并结合已有的耀斑预报方法,从中寻找可以作为日冕物质抛射模型的依据。Falconer等人研究了活动区磁场中性线强剪切长度,活动区最大磁场梯度对应的中性线强剪切长度和磁场梯度之间的关系,并将其与CME产率相联系,得出了活动区最大磁场梯度对应的中性线强剪切长度与CME产率密切相关的结论,并进一步推断,可以用LSG预报CME[11]。Zhang等人曾将CME的产生时间与耀斑爆发时间进行对比,通过对四个样本的分析,他们认为CME的产生先于耀斑爆发,并且CME的加速相与耀斑的开始爆发在时间上比较一致,当CME的加速度达到最大时,耀斑的软X射线流量也达到最大。这个结论也推翻了人们以前认为的耀斑爆发驱动CME的结论,这也说明了耀斑和CME是同一种能量的不同的释放形式[12]。Yashiro等人曾经利用LASCO的1996年到2001年的CME数据和GOES卫星的数据进行过统计,他们的结果显示对于C级耀斑,CME的相关率有20%,而对于X级耀斑,CME的相关率达到了100%,同时CME的强弱也与耀斑的强弱成正比关系[13]。R.Qahwaji等人利用NGDC和LASCO的数据,采用机器学习的方法进行了CME的短期预报研究,指出耀斑的衰减时间对于CME的预报有很大影响,同时认为SVM方法更适合用于CME的预报工作[14]。Chen等人曾研究过CME的速度和X射线流量的关系,她们的结果表明与耀斑爆发有关的CME速度与X射线峰值流量的关系和X射线积分流量的关系更为密切,相关系数分别为0.78和0.66,而与耀斑爆发和暗条爆发有关的CME速度与X射线峰值流量的关系和X射线积分流量的关系则相对差些,相关系数分别为0.35和0.37[15]。
本文主要研究在耀斑和CME产生的一段时间前后,有无相应的CME和耀斑的伴随以及伴随率有多少,并以此为CME的预报工作做一定的基础。
1数据来源
1.1耀斑
地球静止轨道环境业务卫星(Geostationary Operational Environmental Satellite,简称GOES)自1975年发射第一颗卫星以来,迄今为止共发射了15颗卫星(最后一颗GOES 15于2010年3月4日发射成功),目前在用的卫星有GOES 11、GOES 13和GOES 15三颗卫星,在太阳物理研究方面主要用于探测太阳X射线流量、质子流量、电子流量、太阳磁场强度以及太阳X射线图像。
我们进行统计所用的耀斑数据主要来源于GOES卫星的软X射线耀斑数据(ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR＿DATA/SOLAR＿FLARES/FLARES＿HALPHA/Events/),采用了1996年1月3日到2009年7月31日的所有C级以上耀斑的数据,共计14 749个。
1.2日冕物质抛射
对于日冕物质抛射,主要使用了安装在太阳和太阳风层探测器(Solar and Heliospheric Observation,简称SOHO)卫星上搭载的大视角分光日冕仪(Large Angle and Spectrometric Coronagraph,简称LASCO)的数据。SOHO卫星是由欧洲航天局和美国国家航空航天局合作完成的项目,于1995年发射升空,目的是研究太阳内部以及外部日冕和太阳风。其上主要搭载了EIT、LASCO、MDI等十二个用于太阳数据观测的仪器。其中LASCO观测的是日冕白光像,通过设置三个不同半径的档板对日冕进行不同视场的观测。这三个档板分别对应于LAS-CO上的三种不同视场,既C1的观测范围为1.1到3个太阳半径,C2的观测范围为1.5到6个太阳半径,C3的观测范围为3.5到30个太阳半径。遗憾的是,用于观测低层日冕的C1在1998年出现了问题,所以我们目前可用于统计分析的数据只来源于C2和C3。在统计中我们主要采用了SOHO/LASCOCME CATALOG(http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME＿list/)中从1996年1月3日到2009年7月31日的所有数据,共计14 409条数据。值得注意的是1998年的7、8、9月份和1999年的1月份,数据出现了较大的空白,我们在统计时删去了这4个月。由于要做耀斑和CME的对比,故统计时也删去了这些时段的耀斑数据。此外,每个月的数据中也会出现一定的时间空白,但由于时间跨度与前面提到的四个月的时间跨度相比很小,所以在统计时没有考虑去掉。
2数据处理与结果分析
2.1数据处理
根据LASCO望远镜的数据,我们可以得到CME的出现时间以及通过一阶线性拟合得到的CME的速度。再由挡板半径和位移公式就可以大致推算出CME的爆发时间。由于C2的档板半径小于C3档板半径,故对于一些较强的CME,在C2的整个视野里都可以观测到,不久后在C3的视野中也能观测到。而一些较弱的CME还没有进入C3的视野中就已经消失了故只有C2的数据。还有一些CME由于仪器的角度不同等原因导致只有C3的数据而没有C2的数据。统计时,将只出现在C2视野中的CME和相继出现在C2、C3视野中的CME放在一起统计。我们假设CME的速度为v,又知C2的挡板半径为1.5个太阳半径,那么CME从产生到出现在C2视野中所用的时间为:
C3的档板半径为3.5个太阳半径,CME从产生到出现在C3视野中所用的时间为:
再由CME第一次出现C2/C3在仪器视野中的时间减去tc2/tc3,就可以大致推出CME的产生时间为:
其中R⊙为太阳半径,tcme为推出的CME的产生时间,tf为CME的出现时间。这样对于每一个CME数据,我们都推得了一个大概的CME产生的时间(见表1)。为了更直观我们利用表1的数据得到图1。在图1中,我们可以看到绝大多数的CME从出现在仪器视野中推回到其产生时刻所用的时间为5到50 min左右,而我们所做的统计研究的时间尺度远比这个时间段大的多,故我们可以忽略这一段时间而直接将CME第一次出现在仪器视野中的时间作为和耀斑进行时间比对的标准值。
首先以耀斑爆发的最大时刻为中心,统计该时刻前后各1 h,2 h,3 h,…,720 h内,有CME伴随的耀斑数占总耀斑数的比例,从而获得耀斑的CME伴随率(见图2至图4)。我们的统计时间窗口宽度之所以截止于720 h,是因为在此时间窗口之外耀斑和CME之间几乎不存在物理联系,所以统计更大时间窗口宽度意义不大。
再以CME第一次出现在仪器视野中的时间为中心,统计该时刻前后1 h,2 h,3 h,…,720 h内,有耀斑伴随的CME数占总CME数的比例,从而获得CME的耀斑伴随率(见图5至图7)。
2.2数据分析
根据图2、图3和图4我们可以看出来耀斑(不区分C级以上、M级以上和X级耀斑)的CME伴随率随着时间窗口的扩大,先迅速地上升,然后渐渐趋向一个稳定的值。但是从表1中的数据我们又发现对于不同级别的耀斑, 耀斑的级别越高,其CME的伴随率也相应的越高,这一点与Yashiro等人的研究结果是一致的[16]。而从峰期和非峰期的结果来看,图2中峰期耀斑的CME伴随率明显大于非峰期耀斑的CME伴随率,而图3中峰期耀斑的CME伴随率与非峰期耀斑的CME伴随率相差不太大,甚至在时间窗口较大时峰期耀斑的CME伴随率小于非峰期耀斑的CME伴随率。根据图5、图6和图7我们可以看出来CME的耀斑伴随率同样随着时间窗口的扩大呈上升趋势,但峰期和非峰期又有着明显的区别。
注:表中耀斑级别一栏中的数字代表参与统计的样本数。峰期1代表第23太阳活动周峰期1999年—2002年。非峰期1代表第23太阳活动周除去峰期1999年—2002年以外的年份。峰期2代表第23太阳活动周峰期1998年—2003年.非峰期2代表第23太阳活动周除去峰期1998年—2003年以外的年份(下同)
峰期CME的耀斑伴随率先是随着时间窗口的扩大迅速上升,然后在某一个时间窗口趋向一个稳定的值,而非峰期CME的耀斑伴随率则是随着时间窗口的扩大不断上升。CME的耀斑伴随率与耀斑的CME伴随率也有一定的区别。通过表2和表3的对比可以看出来,在同一个统计时间段内,耀斑的CME伴随率远大于CME的耀斑伴随率,即CME与耀斑的时序关系远不如耀斑与CME的时序关系密切。出现这种情况主要是因为我们在统计时,选取的耀斑是发生在太阳正面的所有耀斑,而CME则由于技术上的原因包括了发生在太阳正面和背面的所有CME,因而导致耀斑的CME伴随率与CME的耀斑伴随率不对称。如果有办法辨认出发生在太阳背面的CME,则这两种伴随率应当具有对称性。从预报CME的角度来看,当出现C级上特别是大耀斑的时候,我们预报产生CME的准确度会比较高。而且耀斑级别越高时CME的预报成功率也会越高。
3结论
基于1996年到2009年的大样本统计,我们可以得出如下结论:对于耀斑而言,日冕物质抛射与其有密切的时序关系且耀斑级别越大时序关系越密切。而对于日冕物质抛射而言,耀斑与其没有密切的时序关系,这可能是我们所选取的样本中包含大量太阳背面日冕物质抛射所致。
值得注意的是,大的耀斑往往与CME相关联。但是考虑到CME本身也存在强弱之分,如有强到覆盖全日面的halo CME,弱到刚出现在C2视野中即消失的CME,甚至有的CME还没进入C2视野就消失不见而只能通过EIT和SXT等仪器辨认,故我们在后续工作将对CME进行进一步的分级,再通过区别CME的位置(CME是否处于太阳正面,CME在日面的位置等)对CME和耀斑进行时间和空间上的更进一步地分析。
致谢:感谢中国科学院国家天文台研究员王华宁老师在我研究过程中及时有益的指导,也感谢组内贺晗副研究员、杜占乐副研究员和黄鑫博士后对我工作的支持和帮助。同时和组内师兄朱小帅、范玉良,师弟戴幸华的相互学习和交流也使我受益非浅,感谢他们。同时对SOHO/LASCO团队的所有成员和GOES团队的所有成员也表示感谢,正是由于他们提供的大量而且准确的数据使我得以完成此项工作。
摘要：日冕物质抛射表现为在短时间内快速地由日冕向外抛射出大量等离子体物质,这些物质进入星际空间,特别是日地空间,会对日地空间的磁场分布造成影响。采用自1996年1月3日至2009年7月31日的太阳耀斑和日冕物质抛射的样本,对日冕物质抛射和耀斑的时序关系进行分时间窗口统计研究。结果表明对于耀斑而言,日冕物质抛射与其有密切的时序关系且耀斑级别越大时序关系越密切。而对于日冕物质抛射而言,耀斑与其没有密切的时序关系,这可能是所选取的样本中包含大量太阳背面日冕物质抛射所致。这一结论可以用于日冕物质抛射预报。
太阳耀斑 篇3
太阳黑子活动区与耀斑的发生有紧密的关系,可以利用黑子群的面积、类型、磁型、各波段射电形态以及色球形态等等与耀斑的关系来预报太阳耀斑的爆发。很多学者对太阳活动区参量和耀斑之间的相关性作了统计分析工作,如太阳活动区形态演化与耀斑的关系[3],太阳活动经度与耀斑的关系[4],太阳质子耀斑活动区的特征[5]。美国大熊湖天文台根据McIntosh活动区分类的型别的三个参量(Z、p、c)进行预报,首先根据每日平均耀斑产率的表格计算出平均耀斑产率,由于太阳耀斑的产率遵从泊松统计规律,再应用泊松统计规律计算出一个特定的McIntosh型别的活动区在给定的24小时的期间内产生C级、M级、或X级的X射线耀斑的可能性[6]。北京天文台对太阳活动区的特征参量和耀斑做了统计分析,其中用到的太阳黑子参量包括太阳黑子群面积,磁分类,McIntosh分类;和10 cm射电日流量的常规观测数据。统计方法中除第四个预报因子10 cm日射电流量分为四等外,其它预报因子各分为5个不同的等级,对每个等级分别统计耀斑产率[7]。利用统计结果使用联合概率分布的方法建立了太阳耀斑预报模型,取得了较好的预报效果。
北京天文台对太阳活动区参量统计采用分段统计,我们的研究工作对利用各参量取值的特点重新统计耀斑发生的产率关系。统计参量包括太阳黑子群面积,磁分类,McIntosh分类,10 cm日射电流量,统计了和耀斑发生的关系。还统计了太阳活动区位置和活动区的软X射线通量这两个参量和太阳质子事件的相关性。对离散型参量和对取值连续型参量采用不同的统计方法。统计结果可以作为建立耀斑质子预报模型的基础。
1 太阳活动区参量
日面上太阳黑子整体情况是太阳活动水平的一种表现,同时每群黑子所呈现出的形态和极性的复杂程度也与太阳耀斑等活动现象密切相关,太阳物理学家对太阳黑子群提出了各种分类,这些分类可以作为预报太阳活动的特征参量。
1.1 Wilson山磁分类
1919年美国Wilson山天文台提出黑子群按磁场极性分类方法Wilson山磁分类(威尔逊山磁分类),它以双极黑子为一个基本类型,其它类型都看作双极黑子群的变形。在这种分类中黑子群被分为单极群,双极群和多极群。分别用希腊字母α,β,γ表示。1960年以后又加入一种新的位型δ。用于表示同一半影内出现两块以上不同极性的本影,其间距小于2°
1.2 黑子群的Zurich分类
根据黑子群演化过程中所表现出的形态进行分类,如黑子有没有本影,黑子群的尺度多大,黑子群中黑子数目的多少,它将黑子群分为九类,分别用字母A,B,C,D,E,F,G,H,J表示。
1.3 McIntoch分类
McIntoch分类是McIntoch提出的用三个字母表示黑子群的新分类方法[1]。采用修订的Zurich分型对黑子群进行整体描述,黑子群中最大黑子的形态如何,以及前导和后随黑子之间的较小黑子分布如何。其中第一个字母表示Zurich分类,但把9类合并为7类(A,B,C,D,E,F,H);第二个字母表示群中最大黑子的形状和复杂性,根据半影情况分为6类(x,r,s,a,h,k);第三个字母表示黑子群中黑子分布情况,分为4类(x,o,f,c),如小黑子数量、分布的紧密或疏散等。
1.4 10.7 cm射电流量
太阳射电爆发是指当太阳上出现强烈扰动时,在日面局部区域发生的一种急剧变化的长波电磁辐射过程,这些局部区域通常是太阳活动区。10.7 cm射电流量,因为它和太阳活动的变化密切相关,其流量值随时间缓慢变化,长期以来被作为传统的太阳活动指数,
2 特征参量的统计分析
参加统计的数据取自太阳第23个活动周,时间覆盖1996年4月到2005年4月。太阳黑子的参量取自美国SEC网站http://sec.noaa.gov/ftpmenu/forecasts/SRS.html。每天所有活动区的数据都加入数据集,作为数据集的一个样本。数据集共有19 817个样本。全日面的10 cm射电流量的数据取自怀柔太阳射电观测。X射线耀斑的数据来源于GOES卫星,由NGDC的网址下载:http://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/ftpsolarflares.html。在耀斑统计中,耀斑发生是指活动区24小时内爆发大于等于M级的耀斑;在质子事件统计中,对每个活动区先看未来24小时是否爆发耀斑,对于爆发耀斑的样本,再看这个耀斑在未来几个小时内是否爆发质子事件,如果发生记为发生质子事件。
2.1 黑子的磁分类与McIntosh分类
黑子的磁分类与McIntosh分类属于取值离散的参量。我们对每一类型计算它与耀斑的产率,统计方法为取这一类型中耀斑爆发的个数与总个数的比值。例如对于McIntosh分类中的Ekc,属于这个类型的样本总数为143,其中爆发M级耀斑的个数为55个,那么ekc类型的耀斑产率为55/143=0.28。这两个参量的耀斑产率见表1,表2和图1和图2。由图1,图2可以看出黑子磁分类的γ分类和McIntosh分类中的‘Fhc’的耀斑产率最高。
2.2 黑子群面积和10 cm射电流量。
我们统计黑子群面积和10 cm射电流量,统计产率的公式[9]如下所示:
(1)式中当预报因子的取值在[X,∞]时Sa(X)是发生耀斑的样本数,St(X)是所有样本的个数。例如当黑子面积取值为900时,有211个样本的面积大于900,其中爆发M级耀斑的个数为107个,那么面积为900时的耀斑产率是107/211=0.5。求出黑子群面积和10 cm射电流量对耀斑的产率后用函数拟和它们和耀斑产率的关系,拟和函数为高斯函数:
拟和曲线图见图4,拟和函数的参数见表1。
2.3 活动区位置
活动区位置和质子事件的发生有着很强的联系。我们统计活动区位置的质子产率,把活动区的经度从西到东每30度划分为小区间,计算落在每个区间内的质子事件发生的个数和总样本数的比值。统计结果如图4所示,从图中可以看出质子事件大多发生在日面中经距以西50度左右。
2.4 软X射线通量
根据活动区的软X射线通量(1-8),我们给出软X射线积分流量的一个定义,如下式所述:
上式中F(t),ts和te分别是前一天的软X射线流量、耀斑开始时间和耀斑结束时间。F天是前一天每个活动区产生的F耀斑的总和。F耀斑是一个活动区发生耀斑从开始时间到结束时间的X射线流量的积分,在计算中减去背景通量。我们用公式(1)计算软X射线积分流量的质子事件产率,用Sigmoid函数拟和质子事件产率和软X射线积分流量,拟和曲线见图5。
3 结论
从基于大规模的样本的统计结果可以得出以下结论:
(1)太阳耀斑产率和太阳活动区的特征参量太阳黑子群面积,黑子的磁分类,McIntosh分类,10 cm射电流量有着紧密的联系。对于黑子群面积和10 cm射电流量,耀斑产率随着面积和10 cm射电流量的增加而增加,之间的关系可以用Gauss函数拟合。对黑子的磁分类和McIntosh分类,黑子群的结构复杂对应分类的耀斑产率高。太阳质子事件和活动区位置也有较强的联系,统计结果和之前的统计一致[8],质子耀斑在西经30—66度间隔内特别多,越靠近日面东边缘,质子耀斑数越少。统计结果同时显示质子事件产率和活动区的软X射线通量有较强的相关性,之间的关系可以用Sigmoid拟合。
(2)统计的结果有助于将来建立太阳耀斑和质子事件的预报模型示预报因子的选择,我们统计选取的活动区参量数据容易获得。统计的耀斑、质子事件产率可以为建立预报模型时特征参量的计算取值提供依据。对于黑子的磁分类,McIntosh分类的参量,活动区位置,可以直接由原始数据对照耀斑、质子事件产率表得到结果,对于黑子群面积和10cm射电流量和软X射线通量等参量,由原始数据带入各自的拟合函数计算结果。
参考文献
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太阳耀斑 篇4
1. 超级火山
你知道超级火山爆发的情况有多么严重吗?比尔-布莱森在他的《万物简史》里几乎用了一整章介绍超级火山的巨大破坏性。以美国为例, 只要境内有一座超级火山爆发, 其产生的巨大能量将会摧毁数千公里范围内的所有东西。导致整个国家被深达6到20米的火山灰覆盖。美国、加拿大和墨西哥的大部分人都会因此而丧命。随后会出现漫漫长冬、泛布玄武岩和其他许多可怕后果。我们无法预测地球的第六座超级火山会在何时引爆, 但是黄石巨火山口显然即将爆发。它随时都有可能发作, 毁灭地球上的人类。
2. 太阳耀斑
大规模太阳暴可能会导致人类灭亡。虽然这一现象产生的热量并不太多, 但是猛烈的电磁脉冲 (EMP) 将意味着地球上的所有科技设备都将被摧毁。所有电子产品都将失灵, 没有什么能够阻挡这一进程。你是不是认为, 没有任何电子仪器, 社会也可以照常运转很长时间?这么想你就大错特错了, 首先你会看到那些过热或过冷的地区会有大量人员死亡。假设你在美国明尼阿波利斯熬过了严寒的冬天, 但我们的农业项目走向崩溃, 接下来, 我们可以从其他地方获得食品的网络瘫痪。大范围的饥荒会饿死很多人, 最终毁灭人类。
3. 甲烷水合物枪假说
甲烷水合物枪假说以非常有趣的方式阐述了海平面下降的问题。该理论认为, 当海平面下降时, 深埋海底和永久冻结带里的甲烷气水包合物会把大量甲烷释放到大气里。甲烷可能是一种超级温室气体, 一旦它被释放出来, 海洋会缩小更快, 导致更多冰雪融化, 从而使更多甲烷释放出来, 这样形成一个恶性循环。全球变暖会像滚雪球一样变得越来越严重, 引起致命的多米诺效应。
4. 海平面下降
迄今为止已经发生一系列地球大消亡事件, 它们分别是:奥陶纪末灭绝事件、泥盆纪后期灭绝事件、二叠纪末生物大灭绝事件、三叠纪末生物大消亡和白垩纪末大消亡事件。你知道这些事件都出现了什么情况吗?它们的一个共同点是海平面显著下降, 海洋面积缩小对生命来说, 就如同一记丧钟。海平面大幅下降导致大量海洋生物灭绝, 这对食物链产生严重影响。这种情况还会导致气候和天气模式发生很大变化。海平面上升是灾难, 海平面下降同样是灾难。
5. 小行星
正是小行星导致恐龙走向灭亡, 也许我们也会被它消灭掉。尽管《绝世天劫 (Armageddon) 》可能让我们相信, 把核武器放在它里面根本起不到任何作用。但是设想一下, 如果你有一块粘土, 你把爆竹放进粘土块里, 后面留个开口。当你引爆它时, 产生的大部分力会通过洞口冲出去, 而不是留在粘土或者小行星里面。即使小行星被炸碎了, 现在会有数百个大陨石撞上地球, 而不是一颗小行星。不管哪种情况, 都会对广大地区造成严重破坏, 导致大消亡发生。即便一个足够大的小行星并未撞上地球, 只是从我们附近越过, 它也将会改变地球的轨道, 使人类遭殃。
6. 超新星
谈到超新星, 如果有一颗距离我们特别近, 它甚至不用借助伽玛射线爆就能彻底消灭人类。有另一种放射线, 它跟伽玛射线爆一样, 也会毁灭所有生命, 事实上, 4.5亿年前发生的奥陶纪-志留纪灭绝事件, 可能就是由附近的一颗超新星引发的。距离地球大约8000光年的一颗恒星显然是即将发生爆炸、杀死我们人类的候选对象。更糟糕的是极超新星, 它的体积更大, 破坏性也更强。不过幸运的是, 这些现象都非常罕见。
7. 伽玛射线爆
有些科幻漫画可能曾告诉过我们, 伽玛射线不会赋予我们超能力。但你也不要对它掉以轻心。事实上如果伽玛射线爆袭击地球, 它将会在瞬间毁灭所有生命。伽玛射线爆虽然仅持续数秒时间, 但是它是如此强大, 如果银河里碰巧出现一次这种现象, 我们所有人都会变成一堆白骨。要是在距离地球6000光年内发生伽玛射线爆, 它将会剥掉地球的臭氧层, 导致大量宇宙射线抵达地球, 摧残人类。伽玛射线爆是一种特定超新星的副产品, 这种现象非常致命, 而且特别常见。这也解释了为什么我们在其他世界并未发现智能生命, 也许它们都被伽玛射线爆统统消灭掉了。
8. 冰河时代
冰河时代, 更确切地说应该是冰期或最大冰川作用, 一般每隔数千年地球上就会发生一次, 这段时间地球会被冰雪覆盖, 天气异常寒冷, 海洋面积缩小, 生命更难生存。虽然人类在以前出现的冰河时代幸存了下来, 但只是采猎者这一小部分。等到温度降低到大部分作物都无法生长的程度, 你还有办法养活60亿人口吗?所有人都迁徙到赤道, 避免被活活冻死吗?目前已知最糟糕的可能性是“雪地球”, 这段时期地球表面从两极到赤道全部结成冰, 只有海底残留了少量液态水。
9. 泛布玄武岩
泛布玄武岩是对“火山喷发导致整个大陆被熔融岩石覆盖”的一种委婉说法。它们的规模非常庞大, 整个国家都将被玄武岩覆盖。跟这个名单上的其他名目不同, 以前这种情况发生过, 而且它是会反复出现的自然灾害。至少有14个已知地质特征证明以前曾发生过泛布玄武岩的事例, 地球上的5次大规模灭绝事件与此有关。当然, 专家认为, 我们最终或许能够避免被泛布玄武岩毁灭, 但是世事难料, 谁又知道结果会怎样呢。
1 0. 极超级飓风
设想一下, 如果一场大规模飓风覆盖了整个北美洲, 当然也包括加拿大和墨西哥, 风速超过每小时500英里 (804.67公里) , 结果会发生什么情况?它的强度足以摧毁人能想到的一切东西。如果我们非常幸运, 发生的不是极超级飓风, 而是破坏性更小的超级飓风, 我们或许还能幸免一死。当海洋升温达到一定程度, 就会发生这种情况, 不过全球变暖、彗星撞地球或者地球的旋转轴发生改变, 也会引发类似灾难。
1 1. 宇宙尘埃云
太空里充满了数量惊人的细小尘埃云团, 这些直径仅为0.1微米的粒子在空中四处游荡。它们虽然不会把我们撕成碎片, 但是如果我们的太阳系 (要记住它在银河系里运行的方式更像我们的地球在太阳系里的运行方式) 与这些尘埃云发生互动, 或许我们不愿看到的景象就会发生。有理论认为, 如果这种情况果真出现了, 气候将会发生巨变。这会导致地球迅速结冰, 迎来另一个冰河时代, 或者是地球的臭氧层被剥掉, 大量宇宙射线抵达地球, 杀死人类。
1 2. 地磁极逆转
地磁极会自动发生逆转, 南、北极突然调换位置, 这种情况在人类史前史上定期发生。我们不清楚这是如何发生的, 甚至连发生这种转变需要多长时间也不知道, 但是我们知道, 它会对我们产生可怕的影响。它令我们的指南针指错方向并不会引发世界末日, 然而问题是地球磁场发生的巨大转变会令我们更易受到宇宙放射物和太阳耀斑的影响。这些可能性还不足以杀死我们, 但是由于我们的电脑网络会被彻底摧毁, 也许这足以毁掉整个人类。
1 3. 真空亚稳态灾难
几乎我们了解的所有科学知识都离不开物理常数, 物理常数会以特定方式产生作用, 例如引力的存在、基本力、沿直线传播的光的方向会被引力偏转和电子流动。如果这一切都突然发生了改变, 结果将会怎样?要是我们居住的空间本来就不稳定, 它在特定时期突然分崩离析, 又会出现什么情况呢?它们的答案就是真空亚稳态灾难理论:我们的半稳定空间突然发生爆炸, 迅速冲向宇宙的其他空间, 由于它改写了基本物理学法则, 这种情况会以光速迅速摧毁地球和人类。
1 4. 流氓黑洞
据2008年的研究显示, 银河系可能有数百个流氓黑洞, 它们四处游荡, 吞掉沿途遇到的一切。要是某个这种黑洞恰巧正向地球方向移动, 那么谁也无法阻止它。你无法偏转它的运行方向、炸掉它或改变它的路线, 因为它拥有恒星一样的引力。它会一路横冲直撞, 改变地球的轨道, 使地球更靠近太阳, 或者远离太阳, 人类要么被活活热死, 要么被活活冻死。
1 5. 粮食危机