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World File Search System光球层
AFG-216 - 太阳简介
更远的地方是太阳对流区，能量以湍流翻腾运动的形式传输，类似于一锅沸腾的汤。可见表面，即光球层，厚度只有约 400 公里。在光球层上方，我们发现了色球层，这是一层薄薄的热气体，延伸至几千公里。在色球层上方是日冕，即太阳大气的最外层。
日冕中的漩涡
背景。在观测和模拟中，人们在光球层、色球层和低日冕中发现了涡流。有人认为涡流在将能量和等离子体引入日冕方面发挥着重要作用。然而，涡流对日冕的影响尚未在现实环境中直接研究过。目的。我们使用高分辨率日冕环模拟研究涡流对日冕加热的作用。涡流不是人为驱动的，而是由磁对流自洽产生的。方法。我们使用 MURaM 代码执行了 3D 电阻（磁流体动力学）MHD 模拟。在笛卡尔几何中研究孤立的日冕环使我们能够解析环内部的结构。我们进行了统计分析，以确定涡流特性与色球层到日冕高度的关系。结果。我们发现，注入环路的能量是由强磁性元素内部相干运动产生的。由此产生的坡印廷通量的很大一部分通过涡流管穿过色球层，从而在光球层和日冕之间形成磁连接。涡流可以形成连续的结构，达到日冕的高度，但在日冕本身中，涡流管会变形，并最终随着高度的增加而失去其特性。涡流在色球层和日冕中都显示出向上指向的坡印廷通量和加热速率增加，但随着高度的增加，其影响变得不那么明显。结论。虽然涡流在色球层和低日冕中的能量传输和结构中起着重要作用，但它们在更高大气层中的重要性尚不清楚，因为漩涡与周围环境的区分度较差。到达日冕的涡流管揭示了与日冕发射的复杂关系。
具有一系列磁通量分布的太阳爆发基本机制的数值模拟
太阳喷发是日冕磁场能量的爆炸性释放，表现为太阳耀斑和日冕物质抛射。观测表明，喷发区的核心往往是剪切磁拱，即单一的双极结构，特别是在光球层，相应的磁极性沿强梯度极性反转线（PIL）拉长。什么机制会在单一双极场中触发喷发，以及为什么强PIL的场有利于产生喷发，目前仍不清楚。最近，我们利用高精度模拟，建立了太阳喷发的基本机制，即光球层准静态剪切运动驱动的双极场形成内部电流片，随后快速磁重联触发和驱动喷发。这里我们结合理论分析和数值模拟，研究了不同光球磁通分布即磁图下的基本机制的行为。研究表明，不同磁图的双极场在连续剪切下都表现出类似的演变——从磁能的缓慢储存到快速释放——这符合基本机制并证明了所提出机制的稳健性。此外我们发现具有较强PIL的磁图产生较大的喷发，关键原因是具有较强PIL的剪切双极场可以实现更多的非势能，并且它们的内部电流片可以在较低的高度形成较高的电流密度，从而可以更有效地重联。这也为在具有强PIL的活跃区域中观测到的喷发提供了可行的触发机制。
对 B、A 和 F 星磁场进行高灵敏度搜索
摘要。对 74 颗恒星进行了圆形光谱偏振观测，试图通过其光谱线中的纵向塞曼效应探测磁场。观测样本包括 22 颗正常 B、A 和 F 星、4 颗发射线 B 和 A 星、25 颗 Am 星、10 颗 HgMn 星、2 颗 λ Boo 星和 11 颗磁性 Ap 星。使用最小二乘反卷积多线分析方法（Donati 等人，1997 年），从每个光谱中提取了高精度斯托克斯 I 和 V 平均特征。我们完全没有发现正常、Am 和 HgMn 星中存在磁场的证据，纵向场测量的上限通常比以前为这些物体获得的任何值小得多。我们得出结论，如果这些恒星的光球层中存在任何磁场，这些磁场的排列顺序与磁性 Ap 恒星不同，也不类似于活跃的晚期恒星的磁场。我们还首次在 A2pSr 恒星 HD 108945 中检测到磁场，并对五颗先前已知的磁性 Ap 恒星的纵向磁场进行了新的精确测量，但没有在其他五颗被归类为 Ap SrCrEu 的恒星中检测到磁场。我们还报告了几个双星系统的新结果，包括 Am-δDel SB2 HD 110951 快速旋转次星的新 v sin i。
盒子里的太阳日冕环：能量产生和加热
背景。日冕环是太阳高层大气的基本构成要素，在极紫外和 X 射线中可见。了解日冕环如何产生能量、构造和演化是理解恒星日冕的关键。目的。我们在此研究光球磁对流如何产生加热日冕环的能量，并将其传输到高层大气中，以及日冕磁环的内部结构如何形成。方法。在 3D 磁流体动力学模型中，我们使用 MURaM 代码研究了一个孤立的日冕环，其两个足点都位于对流区内的浅层中。为了解决其内部结构，我们将计算域限制为一个矩形框，其中包含一个日冕环作为拉直的磁通量管。考虑了场对准热传导、光球层和色球层的灰辐射传输以及日冕中的光学薄辐射损失。足点被允许与周围的颗粒物自洽地相互作用。结果。环被坡印廷通量加热，该通量是通过光球中单个磁场浓度的小尺度运动自洽产生的。由于足点运动，大气上层形成了湍流。我们几乎看不到来自给定足点的不同光球浓度的磁通量管大规模编织加热的迹象。合成发射，就像大气成像组件或 X 射线望远镜所观察到的那样，揭示了响应加热事件而形成的瞬态亮线。总体而言，我们的模型粗略地再现了在日冕环（子结构）内观察到的等离子体的性质和演化。结论。利用这个模型，我们可以建立一个连贯的图像，展示加热太阳表面附近高层大气的能量通量是如何产生的，以及这个过程是如何驱动和控制日冕环的加热和动态的。
应用于 PHI 太阳磁力仪的空间相机的设计和优化
基于定制有源像素传感器 (APS) 的相机已设计、特性化并经过太空应用认证。该相机针对其在太阳磁力仪中的应用进行了优化，旨在用于太阳轨道器任务中的偏振和日震成像仪 (PHI)。设计的相机的控制电子设备在现场可编程门阵列 (FPGA) 中实现。对控制电子设备进行优化，可在高读出速度和温度梯度等可变操作条件下最大限度地降低相机噪声。此外，控制模块可保护图像传感器免受空间辐射引起的单粒子效应 (SEE) 的影响。图像传感器和相机的特性化结果揭示了它们的电气和光电性能。此外，三次辐射活动已经允许研究定制探测器对电离剂量、非电离剂量和单事件效应的耐受性。辐射，特别是非电离剂量，会显著增加传感器的暗电流，并对其他参数产生较小的影响。辐照后测试表明，如果保证适当的飞行退火和工作温度，这些影响可以部分克服，因此不会危及科学成果。对探测器实施的防 SEE 保护成功避免了相机的永久性功能故障。应用分析显示了相机特性及其与其他仪器单元的组合操作如何影响 PHI 磁力仪的偏振和计时性能。该分析既定义了相机的最低要求，又制定了联合操作偏振、光谱和成像模块的最佳策略。该仪器要求相机具有 2048 × 2048 像素的分辨率、快速读出和较大的满阱容量。反过来，任务的具有挑战性的轨道对所有机载子系统施加了恶劣的热和辐射环境。相机电子设备和 APS 传感器已经超越了这些得出的最低性能和操作条件。太阳轨道器是一项太空任务，将研究太阳、日光层以及它们之间的关系。该航天器将比以往任何太空任务更接近太阳。作为太阳轨道器有效载荷的一部分，PHI 磁力仪将测量太阳可见表面（即光球层）的磁场和气体流速。这项工作的大部分内容，包括需求研究、相机设计解决方案和图像传感器的辐射评估，都可以应用于未来的太阳观测站或直接用于其他太空科学相机。
在印度
前言 我非常高兴地介绍印度国家空间研究委员会 (INCOSPAR)、印度国家科学院 (INSA) 和印度空间研究组织 (ISRO) 为 2024 年 7 月 13 日至 21 日在韩国釜山举行的第 45 届 COSPAR 科学大会准备的《印度空间研究报告》。该报告概述了 2022 年 1 月至 2023 年 12 月期间印度在近地空间、太阳、行星科学和天体物理学几个领域取得的重要成就、成果和研究活动。本报告还介绍了空间科学研究能力建设活动、空间科学和技术学术课程、空间科学和技术方面的国家和国际合作、在各个研究所和中心建立的为印度空间科学探索和研究做出贡献的实验室和设施，等等。印度空间科学界一直活跃于天文学和天体物理学、太阳物理学、空间天气和日地关系、空间和大气科学、行星科学、地磁学和地球科学等领域。本报告介绍了海洋学、大气结构和动力学、云和对流系统、气溶胶、辐射和微量气体、天气和气候变化、中层大气、电离层、磁层、太阳风和空间天气、月球和行星研究、太阳和太阳系天体、恒星、星系、银河系和河外天文学和宇宙学等领域的研究重点。在行星科学领域，2023 年 8 月 23 日，月船三号在月球南部高纬度 Shiv-Shakti 点软着陆，使印度成为第四个掌握月球软着陆技术的国家，但却是第一个在南极地区实现软着陆的国家。月船三号收集了着陆点附近元素组成、热物理性质、等离子体环境和地震活动等一个农历日的数据。成功演示了从月球表面跳跃、从月球轨道脱离到地球轨道，这将为未来的样品返回铺平道路。月船二号轨道器已运行五年，为月球科学提供了新的见解。AstroSat 是印度首个多波长太空天文观测站，已于 2023 年 9 月 28 日成功完成八年运行。该观测站自 2016 年 10 月起以提案方式运行，并向天文学界开放。目前，AstroSat 拥有来自 50 个国家的约 2700 名用户。在最初的八年中，AstroSat 观测已产生了 440 多份同行评审出版物，以及 1500 多份会议论文集、GCN 通告、天文学家电报和其他非同行评审出版物。在此期间，AstroSat 数据得出的一些主要科学成果包括利用 UVIT 发现遥远矮星系中的扩展发射，2018 年爆发衰退阶段，变貌活跃星系 NGC 1566 的光谱跃迁，以及对 OJ 287 火焰星光谱状态的多波长观测。Aditya-L1 于 2023 年 9 月 2 日发射，是印度首次从日地系统拉格朗日点 1 (L1) 研究太阳的太空任务。该任务搭载七个有效载荷来观察光球层、色球层和日冕，为观察太阳活动及其对空间天气的影响提供了更大的优势。Aditya-L1 在 2024 年 5 月捕获了太阳事件（耀斑和日冕抛射）。印度的 X 射线偏振测量任务 XPoSat 于 2024 年 1 月 1 日发射，已开始进行科学观测，其中包括由 XPoSat 上的 X 射线偏振仪 POLIX 生成蟹状脉冲星的脉冲轮廓。我感谢为编写本报告而为其各自研究所和部门开展的空间研究活动提供意见的科学家。我感谢印度空间研究组织总部班加罗尔科学计划办公室代表 INCOSPAR 编撰和编辑本报告的辛勤工作。