定量的太阳活动预报参数研究
关于太阳的资料
关于太阳的资料基本信息1.大小和位置：•太阳是太阳系内最大的物体之一，其直径约为139.2万公里（864,400英里）。
•太阳位于太阳系的中心，它围绕着银河系的中心旋转。
2.构成和组成：•太阳主要由氢气约占质量的74%和氦气约占质量的24%构成。
•除了氢和氦之外，太阳还含有少量其他元素，如氧、碳、氮、等等。
3.能量产生：•太阳的能量来自核聚变的过程。
在太阳核心，将氢原子融合成氦，释放出巨大的能量和光辐射。
•这个核聚变过程持续不断地进行，为太阳提供了稳定的能量输出。
4.光和热能：•太阳产生的光和热能源源不断地向外传播，经过大约8分钟左右才到达地球。
•太阳的光和热能是地球上生命存在的重要来源，它们驱动了地球上的气候和生态系统。
5.太阳活动：•太阳表面存在着太阳黑子、日冕物质抛射等各种活动。
•太阳活动具有周期性，其中太阳黑子是一个重要指标用于观测太阳活动水平。
6.结构：•太阳内部分为几个不同的层次。
从内到外依次是核心、辐射区、对流区和光球。
•光球是我们能够看到的太阳表面，它呈现出明亮的￥￥。
7.温度和亮度：•太阳的核心温度约为1500万摄氏度（2700万华氏度），表面温度约为5500摄氏度（10,000华氏度）。
•太阳是夜空中最亮的星体，它提供了地球上所见到的主要光源。
8.自转：•太阳以自己的轴向旋转，这个自转周期被称为太阳日。
在赤道附近，每个太阳日大约为25天左右。
9.太阳周期：•太阳具有一个约11年的太阳活动周期，这是由于太阳磁场的变化所引起的。
在活动峰期，太阳黑子数量会增加。
10.影响地球的活动：•太阳爆发会产生耀斑、日冕物质抛射等强烈的太阳活动，它们会对地球的电离层和通信系统造成影响。
11.直接观测和探索：•科学家们通过太阳望远镜和小型卫星对太阳进行观测，以了解其内部结构、活动和变化。
•太阳系的多个探测器已经被发送到太阳附近，如NASA的帕克太阳探测器，旨在获取关于太阳实时数据的更多信息。
12.距离：•太阳与地球之间的平均距离约为约1.496亿公里（9300万英里），被称为天文单位（AU）。
太阳活动的缓变与瞬变特征
太阳活动的缓变与瞬变特征王华宁;闫岩【摘要】引言太阳是唯一一颗能让我们仔细观察到其表而细节的恒星,它还是一颗球对称和稳定的恒星.因此,从认识恒星的角度来看,对于太刚的研究对整个天体物理学来讲是必要的,而且是重要的.但是大量观测表明,太阳除了稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时,它的大气中的一些局部区域,有时也会发生一些发生时间相对短暂的"事件".例如,在太阳光球中,往往可以观测到许多比周围明显黑暗的点状小片区域(太阳黑子)和比背景较为明亮的浮云状小片区域(光斑);在色球中,也可经常观测到比周围明亮的大片区域(谱斑)和突出于色球平均高度之上奇形怪状的太阳物质(称为日珥,或者暗条);日冕中也可观测到许多不均匀结构.特别是在色球和日冕的大气层中,偶尔还会发生表明有巨大能量释放或者巨大质量抛射的太阳爆发现象.上述这些现象不仅存在时间比较短暂而且不断变化,并且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域.【期刊名称】《气象科技进展》【年(卷),期】2011(001)004【总页数】3页(P57-59)【作者】王华宁;闫岩【作者单位】中国科学院国家天文台;中国科学院太阳活动重点实验室【正文语种】中文太阳是唯一一颗能让我们仔细观察到其表面细节的恒星，它还是一颗球对称和稳定的恒星。
因此，从认识恒星的角度来看，对于太阳的研究对整个天体物理学来讲是必要的，而且是重要的。
但是大量观测表明，太阳除了稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时也会发生一些发生时间相对短暂的“事件”。
例如，在太阳光球中，往往可以观测到许多比周围明显黑暗的点状小片区域（太阳黑子）和比背景较为明亮的浮云状小片区域（光斑）；在色球中，也可经常观测到比周围明亮的大片区域（谱斑）和突出于色球平均高度之上奇形怪状的太阳物质（称为日珥，或者暗条）；日冕中也可观测到许多不均匀结构。
特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放或者巨大质量抛射的太阳爆发现象。
太阳质子事件短期预报模型研究
ｍｏ ｅ ． Ａ ｉ ｌ ｔｄ ｐ ｅ ｉｔｏ ｓ ｄ ｎ ｉ ｇ ｔ ｅ ｄ ｔ ｆ２ ０２ ａ ｄ ２０ ４． Ｔｈ ｅ ｕｔ ｈ ｗ ａ ｕｒｐ ｅ ｃｉ ｎ ｍ ｏ ｌ ｄ１ ｓｍｕ ａｅ ｒ ｄ ｃｉｎ ｉ ｏ ｅ ｕｓｎ ａ ａ ｏ ０ ｎ ０ ｈ ｅ ｒ ｓ ｌｓ ｓ ｏ ｔ ｔｏ ｒ ｄｉｔｏ ｄｅ ｈ ｈ ｓａ ｈＪｈ ｐ ｅ ｉｔｏ ｃ ｕｒｃ ａ ｉ ｒ ｄｃ ｉｎ ａ ｃ ａ ｙ，ａ ｄ ｔ ＶＭ — ＫＮＮ ｅｈ ｄ ｉ ｏ ｅ ｔｍ ｅ ｏ ｆＳＰＥｓｐｒ ｄｃ ｉｎ． ｇ ｎ ｈｅ Ｓ ｍ ｔ ｏ ｓ ａ ｐ ｔ ｎ ｔ ｄ ｏ ｈ ｅ ｉｔｏ
第２卷 第７ ７ 期
文 章 编 号 ：０ ６— ３８ ２ １ ） ７—０６ ０ １０ ９ ４ （０ ０ ０ ０ １— ４
计
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机
仿
真
２０ 月 ０ 年７ １
太 阳质 子 事 件 短 期预 报模 型研 究
李 蓉。崔 延 关 贺 ， ， 晗
（ ．北京物资学院信息学 院， １ 北京 １ １４ ；．中国科学 院空 间科学与应用研究中心 ， ０ １９ ２ 北京 １０ ９ ０ １０； １０）
摘要 ： 阳质子事件预报是空间天气预报 的重要组成部分。在太阳活动预报研究 中 ， 太 针对开发预报方法研究 问题 ， 已有 的太
用天文测量简历精确计算太阳位置的方法
用天文测量简历精确计算太阳位置的方法天文测量是一种精确测量天体位置和运动的科学技术，是太空探索和星际旅行的重要基础。
太阳作为地球最为重要的天体之一，它的位置对于日常生活、导航、气象预测以及科学研究都具有重要意义。
本文将介绍几种通过天文测量精确计算太阳位置的方法。
方法一：日晷法日晷是一种将太阳高度角与时间联系起来的仪器，经过精确测量，可以用来计算太阳在天空中的位置。
日晷的基本原理是利用太阳的影子来测量时间。
根据太阳影子在地面上的轨迹以及影子长度的变化，可以确定太阳的高度角和方位角。
通过对太阳高度角和方位角的测量和计算，可以确定太阳在天空中的位置。
方法二：天文学三角测量法天文学三角测量法是利用三角形中的角度和边长来计算未知角度和边长的一种方法。
在天文学中，通过观测天体的位置和运动轨迹，可以使用天文学三角测量法来测量它们的距离、速度和位置等信息。
其中，使用天文学三角测量法测量太阳的位置，是通过观测太阳在两个不同地点的高度角和方位角，以及两个地点的距离来计算太阳在天空中的位置。
方法三：望远镜观测法望远镜观测法是利用望远镜来观察太阳，通过测量太阳的大小和位置，来计算太阳在天空中的位置。
望远镜可以提供更加精确和详细的太阳图像，同时也可以通过望远镜的调节和校正来消除大气的影响，进一步提高观测精度。
方法四：地球磁场观测法地球磁场观测法是利用地球磁场的变化来精确测量太阳位置的一种方法。
太阳活动会影响地球磁场，因此，通过观测地球磁场的变化，可以获得太阳活动的信息。
通过计算地球磁场的变化，以及太阳、地球和观测点的位置，可以计算出太阳在天空中的位置。
以上四种方法是通过天文测量精确计算太阳位置的常用方法。
不同的方法适用于不同的场景和精度要求。
无论使用哪种方法，天文测量的基础仍然是精确测量和计算。
因此，天文学家和测量技术人员需要具备精确测量和计算的技能，以及对天文学的深刻理解和热爱。
相关数据是指对研究对象进行的各种观测、测量、实验等数据，是进行科学研究和分析的基础。
太阳风—磁层—电离层耦合的全球MHD数值模拟研究
太阳风—磁层—电离层耦合的全球MHD数值模拟研究一、综述随着空间技术的飞速发展，太阳活动对地球空间环境的影响日益显著。
太阳风是太阳外层连续发射出的带有带电粒子的微粒流，其携带的能量巨大，能够深入影响地球空间环境。
太阳活动周期性地改变太阳风的强度和频率，引起地球空间环境的剧烈变化。
在太阳活动的高潮期，太阳风与地球空间的相互作用尤为强烈。
地球空间包括电离层、磁层和太阳风之间复杂的相互作用区域，这些区域之间的耦合对于理解地球的空间天气至关重要。
电离层是大气层中的最内层，高度约85600公里，主要通过吸收太阳辐射而加热并产生电离，对无线电波的传播有着重要影响。
磁层则是地球周围一个巨大的磁力场区域，能够引导太阳风中的带电粒子沿着磁力线运动，同时对地球磁场产生维护作用。
太阳风与电离层、磁层的相互作用是空间环境研究的核心问题之一。
传统的地球空间环境研究多采用动力学模型、统计方法和实验室模拟等方法，但这些方法往往只能描述单一过程或局地现象，难以全面揭示整个地球空间环境的动态变化过程。
随着计算数学和计算机技术的发展，全磁层大气电磁耦合的数值模拟逐渐成为研究热点。
1. 太阳活动对地球空间环境的影响太阳活动是太阳表面各种现象的总称，包括太阳黑子、耀斑、日珥等。
这些活动会产生大量的高能粒子，如电子、质子和离子，它们在太阳风的驱动下流向太阳系各个方向。
当这些高能粒子到达地球附近时，它们与地球的磁场和大气相互作用，从而影响地球的空间环境。
太阳活动产生的高能粒子会对地球的磁场产生影响。
当高能粒子进入地球的磁场时，它们会沿着磁力线运动，形成所谓的范艾伦辐射带。
这些辐射带中的高能粒子对地球的磁场产生了强烈的扰动，使得地球的磁场发生变化。
太阳活动产生的高能粒子还会影响地球的电离层。
电离层是地球大气层中的一个区域，其中空气分子被电离成离子和电子。
太阳活动产生的高能粒子可以穿透电离层的边界层，将其能量传递给电离层中的气体分子，从而改变电离层的密度和温度分布。
太阳黑子数学建模 -回复
太阳黑子数学建模-回复太阳黑子数学建模是一种运用数学模型来研究太阳黑子活动的方法。
太阳黑子是太阳表面上的一种暗斑，其形成与太阳磁场有密切关系。
太阳黑子活动是太阳活动周期的一部分，对地球的气候变化、电离层扰动等具有重要影响。
通过建立数学模型，可以更好地理解太阳黑子活动的规律。
首先，我们需要了解太阳黑子的基本特征和形成机制。
太阳黑子是太阳表面上的一种暗斑，通常呈现为类似于圆形的形态，并且比周围的区域温度低。
太阳黑子的形成与太阳磁场的活动有关，太阳黑子是太阳磁区域的集中表现，它们通常存在于太阳的赤道附近。
太阳黑子的活动与太阳的活动周期密切相关，其主要表现为太阳黑子的数量的变化。
研究表明，太阳黑子的活动呈现出大约11年的周期性变化。
这个周期也被称为太阳活动周期。
太阳活动周期的周期性变化对地球的气候和电离层等有重要影响，因此研究太阳黑子活动的周期性变化具有重要的意义。
为了建立太阳黑子数学模型，我们需要收集并分析太阳黑子的观测数据。
观测太阳黑子活动的数据通常包括太阳黑子数量的时间序列数据。
这些数据可以通过太阳观测卫星、地面观测站和其他观测设备获得。
通过分析这些数据，我们可以得到太阳黑子数量随时间变化的规律。
接下来，我们可以利用统计学的方法来分析太阳黑子活动数据，并建立数学模型。
常用的统计方法包括简单线性回归、ARIMA模型和小波分析等。
这些方法可以帮助我们确定太阳活动周期的周期长度和变化趋势。
通过对观测数据进行拟合和预测，我们可以建立一个可以预测太阳黑子活动的数学模型。
在建立数学模型后，我们可以利用该模型来进行预测和分析太阳黑子活动。
通过对模型进行参数估计和拟合，我们可以预测未来一段时间内太阳黑子活动的趋势和数量。
这对于研究太阳活动周期的规律和预测太阳活动的变化趋势具有重要意义。
除了预测太阳黑子活动之外，太阳黑子数学模型还可以用于研究太阳活动对地球的影响。
太阳黑子活动对地球的气候和电离层有着直接的影响，因此研究太阳活动的变化趋势和规律可以帮助我们更好地了解地球的气候变化和电离层的扰动。
太阳辐射观测应用
太阳辐射观测是对太阳辐射进行测量和分析的过程，可以用于研究太阳活动、天气预报、能源利用等领域。
以下是一些太阳辐射观测的应用：
1.天气预报：太阳辐射是影响天气变化的重要因素之一。
通过观测太阳辐射，可以了解太阳活动的变化和趋势，从而预测天气的变化和趋势。
2.能源利用：太阳辐射是太阳能的来源，通过观测太阳辐射可以了解太阳能的强度和分布情况，从而优化太阳能发电系统的设计和运行。
3.太阳活动研究：太阳辐射是太阳活动的重要指标之一，通过观测太阳辐射可以了解太阳活动的变化和趋势，从而研究太阳活动的规律和机制。
4.空间天气预报：太阳辐射对空间环境的影响很大，通过观测太阳辐射可以了解太阳辐射的变化趋势，从而预测空间天气的变化和趋势。
5.农业生产：太阳辐射是农业生产的重要因素之一，通过观测太阳辐射可以了解农作物的生长状况和需求，从而指导农业生产。
总之，太阳辐射观测在多个领域都有着广泛的应用，可以帮助我们更好地了解太阳活动和环境变化，为人类的生产和生活提供更好的服务。
太阳的公转和自转-概述说明以及解释
太阳的公转和自转-概述说明以及解释1.引言1.1 概述概述太阳作为我们的星球系统的中心，拥有庞大的质量和能量，其公转和自转是太阳系运行的基本过程之一。
太阳的公转是指太阳围绕银河系中心进行的运动，而自转则是指太阳自身沿着自身轴进行的自旋运动。
太阳的公转和自转是由它的质量和角动量所决定，对太阳的形态和性质有着重要影响。
公转决定了太阳所处的轨道和周期，而自转则影响了太阳表面的特征和活动。
太阳的公转周期约为地球年，它的轨道呈近似的椭圆形，离心率相对较小。
公转轨道的特点决定了太阳对地球和其他行星的引力和影响。
太阳对地球的引力是地球维持公转和自转运动的重要因素之一，同时也影响着地球的季节变化和天气系统。
太阳的自转速度相对较快，大约每25天左右完成一次自转。
此外，太阳自转轴相对于公转轨道存在一定的倾斜角度，这导致太阳表面的赤道区域相对于极区域拥有更高的自转速度，从而形成了太阳的赤道带和极区带。
太阳的公转和自转相互作用，互相影响着太阳的性质和特征。
公转会影响太阳的质量分布和流体运动，进而影响到太阳表面上的物理现象，如太阳黑子和日冕物质抛射等。
同时，自转也会对太阳表面特征产生影响，如赤道带的自转速度较快，导致太阳磁场产生扭曲和活跃的磁活动区域的形成。
科学家通过多种测量方法来研究太阳的公转和自转。
其中一种常用的方法是观测太阳表面的物理特征和运动，如太阳黑子和日冕物质抛射的运动轨迹。
此外，观测地球和其他行星绕太阳的轨道运动也可以得出太阳的轨道参数。
太阳的公转和自转对天文学研究具有重要意义。
它们的了解有助于深入探索太阳系的形成和演化过程，揭示宇宙中其他恒星和行星的起源和运动规律。
此外，太阳的公转和自转也对地球的生命和气候系统产生重要影响，研究其变化和周期性有助于预测和防范太阳活动对地球环境的潜在影响。
总之，太阳的公转和自转是太阳系运行的基本过程，对太阳和太阳系的形态、特征和性质具有重要影响。
通过深入研究太阳的公转和自转，我们可以更好地了解宇宙的奥秘，为地球的生命和环境保护提供科学依据。
太阳黑子的活动周期
太阳黑子是在太阳的光球层上发生的一种太阳活动，是太阳活动中最基本，最明显的活动现象。
一般认为，太阳黑子实际上是太阳表面一种炽热气体的巨大漩涡，温度大约为4500摄氏度。
因为比太阳的光球层表面温度要低，所以看上去像一些深暗色的斑点。
太阳黑子很少单独活动。
常常成群出现。
活动周期为11.2年。
届时会对地球的磁场和各类电子产品和电器产生损害。
中文名太阳黑子周期外文名sunspot cycle学科天文学规律太阳黑子活动周期大约间隔11年影响气温变化、通讯电力等概念介绍黑子周期【太阳黑子周期】（sunspot cycle）黑子活动各种时间尺度的准周期性变化，最著名的是太阳黑子11年周期。
太阳黑子相对数变化曲线1843年德国药剂师施瓦贝（H．S. Schwabe），通过他自己对太阳黑子二十余年的观测记录，发现太阳黑子的消长有一个10年左右的周期。
1848年沃尔夫（J.R.Wolf)引入太阳黑子相对数，并将逐月黑子相对数推算到1749年，从而肯定地指出太阳黑子活动的周期平均长度为11．1年。
图1为1749年到1980年年平均黑子相对数变化曲线。
从图1上可以清楚地看到，二百多年来太阳黑子数的变化明显地保持了平均11年左右的周期性。
在每一个周期中，黑子从最少年开始，在3－5年中增大，达到一个极大值（或峰值），然后在随后的5—7年再减小到一个极小值（或谷值）。
相对应的年份分别称为黑子极大年（或峰年，用M年表示）和黑子极小年（或谷年，用m年表示）。
实际上太阳黑子周期长度在7．3年到16.1年之间。
太阳黑子11年周期又称太阳活动周期。
一般以黑子最少的年份作为太阳活动周期开始的年份。
按规定，从1755年开始的周期作为太阳活动的第1周，第21周是1976年开始的。
随着对太阳活动研究的深入，又相继发现了22年左右的太阳活动磁周期、80－90年的太阳活动世纪周期以及200年左右的太阳活动双世纪周期等。
太阳黑子周期是指太阳黑子活动变化规律所具有的周期性。
太阳活动与日地关系讲稿
太阳原有的弱磁场与太阳较差自转相互作用，产生 了“ 磁力线管”并被扭转。原始磁场被拉伸放大，形 成管状的强磁场。
又因为磁浮力“ 磁力线管”上升，当与太阳表面相 碰撞时，磁力线穿越太阳表面形成黑子。
黑子与太阳磁场
太阳原始磁场被拉伸放大，磁 力线穿越太阳表面时形成黑子。
2 、色球层
位于光球的上方， 厚度约为2000 - 3000
迎着太阳方向，磁层顶距离地面5-10个地球半径，磁层 厚度随着太阳活动变化而变化；背着太阳方向，磁层尾 延伸达100-200个地球半径，截面直径约40个地球直径；
3）、行星际磁场的扇形结构
行星际磁场的扇形结构， 起源于太阳，延伸到地球。 扇形边界随太阳自转而 不断地扫过地球，形成太 阳与地球磁场的联系。 行星磁场扇形结构的发 现使太阳活动对气象影响 的预报：由原来11或22年 的时间尺度，缩短到以天 为尺度的短期影响预报。 太阳风把太阳磁场带到太空形
3、太阳的观测与研究现状
1 )、太阳内部：包括日核（核反应区）、 辐射区、对流层三部分。 由于对流层不透明，目前还无法直接观测 到太阳内部。 太阳中微子和太阳震荡（蠕动），是目前已 知的来自太阳内部的信息。 2 ）、太阳大气：包括光球、色球层、日冕 层三部分。太阳大气可以直接观测。 由于太阳大气活动直接影响日地空间环境。 因此需要对太阳活动进行监测与预报。
成行星际磁场并呈扇形结构
5、太阳活动对地球磁场影响
1）、太阳活动使地球磁场产生磁层结构
地球磁场的磁层结构被压扁的程度与太阳活动强弱 有关，太阳活动越强磁层被压扁的程度就越大。
2）、太阳活动使地球磁场产生扰动，其中包括
磁暴、地磁亚暴、地磁脉动等现象。
地磁磁暴：是全球发生的强烈的地磁扰动现象。 磁暴是由大耀斑和黑子群产生的强射电辐射形成。 地磁亚暴：是在极光区域的地磁扰动现象。 地磁亚暴是由太阳风的变化所致。
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定量的太阳活动预报参数研究摘要：Chumak[1987]提出来一个结构参数（文中称为有效距离参数）来定量地描述活动区磁场两极之间相互远离或者相互靠近的程度。
这个参数将为定量研究活动区磁场位型演化研究，以及定量研究活动区磁场位型与太阳耀斑、日冕物质抛射等太阳活动的关系等开辟新的思路。
Chumak，张洪起和郭娟对于这个参数的研究和应用做了一些研究工作，但是目前对这个参数的应用还不是很多。
该文通过实际应用验证有效距离参数探讨定量太阳活动预报参数的应用。
我们将用有效距离参数，总磁通和磁倾角三个参数综合的定量的研究2011年2月15日一次X2.2级耀斑事件的演化情况。
关键词：太阳活动太阳磁场耀斑日冕物质抛射（CME）Quantitative Investigation of Solar Activity ForcastingAbstract:Magnetic field plays a significantrole in solar activities.Most intense flares and fast coronal-mass-ejections (CMEs) initiate in active regions with complex configuration. It is helpful for prediction of solar activities to quantify the complexity of magnetic field of active regions properly.We quantify the magnetic structure with effective distance dE and put forwardthe quantitative classification for magnetic field of solar active regions based ondE. Then using dE, together with other parameters (total flux (Ft),tilt angle(Tilt)),we havecarried out some quantitative studies, including studies on evolutionsof magnetic field of solar active regions.We use these three parameters to analysis an X2.2 solar flares burst in February 12,2011.Keywords:solar activity magnetic field flare coronal mass ejection (CME)参数介绍总磁通（Ft）总磁通是一个描述活动区尺寸的量，它表示了活动区蕴藏多大能量，关系着活动区可能产生多大能量程度上的太阳活动事件。
总磁通可通过下面的公式计算得到：Ft=|Fs|+|Fn|(1)其中Fs 和Fn 分别表示活动区正负两极的总磁通。
磁倾角（Tilt）磁倾角这个可观测量提供了光球层以下伴随着磁流管在太阳内部产生以及演化过程的相关信息。
活动区的强环向场通常被认为是在太阳发电机的作用下，对流层底以下的强剪切层产生的。
由于浮力不稳定性的作用，一旦环向场被带到对流层底部，这些环向场就会衰减，磁力线就会收缩而形成磁流管，随后这些磁流管就会以形状浮出光球层表面形成黑子或者活动区。
在浮出光球层的过程中，这些磁流管将会受到多种力的作用，比较典型的有柯里奥利力和湍动。
这两种物理过程都会将它们的某些信息以扭绞和磁倾角的形式表现在不断上浮的磁流管上。
至今已有很多这方面的观测和理论结果。
磁倾角的定义为活动区磁轴方向和当地纬线的夹角，该文中活动区每一个磁极的位置取以纵场强度加权的重心位置，活动区的磁轴为连接活动区正负两磁极重心位置的直线。
活动区负极重心位置公式计算如下：其中y和x分别是球面上活动区前导和后随黑子重心的卡林顿坐标之差。
(图1)给出了磁倾角的分别在南北半球的坐标系在第24太阳活动周的位置情况。
有效距离参数（dE）有效距离这个结构参数是Chumak and Chumak[1987]提出来的，Kononvich et al.，[1999] 在理论上指出了有效距离与威尔逊山磁分类具有对应关系，但是他并没有将有效距离参数真正用于计算活动区磁场；Chumak and Zhang [2003]以及Chumak et al.[2004]以及Guo et al.[2006]将这个参数真正应用到了活动区磁场，研究发现产生耀斑的活动区和没有产生耀斑的活动区的有效距离参数的分布有着本质的不同。
Chumak的做法是先将活动区磁场以50高斯为步长分成一系列的场强范围，在每一个场强范围内计算有效距离参数dE的值，这样就得到了有效距离参数dE在不同场强范围内的分布，然后计算这个有效距离参数dE在场强的分布的统计学的前四矩，即平均值，标准偏差，峰度和偏斜度。
跟他们的算法不同，Guo et al.[2006]用一般意义上计算得到的有效距离dE，即先给活动区磁场设定一个阈值（100高斯），用高于这个阈值的所有的磁场强度密度来计算有效距离参数dE。
有效距离参数dE可以通过以下公式计算得到：dE=(Rn+Rs)/Rsn (7)其中Rs=(8)Rn=(9)Ns和Nn分别是活动区负正两极的总面积。
Rsn是活动区两极的纵场加权的重心之间的距离（活动区两极的重心计算公式见2-5式）。
从几何意义上来讲，这个参数可以定量地描述活动区磁场两极之间相互远离或者相互靠近的程度。
图2给出了活动区有效距离参数dE的一个示意图，图中白灰两个圆分别代表一个活动区的正负两极。
图2（a）中两极分得比较开的活动区的有效距离参数dE一般小于1，例如β位形的活动区；图2（b）中两极非常靠近的活动区的有效距离参数dE一般大于1，例如δ位型的活动区。
这就说明活动区两极的分布情况可以用有效距离dE来粗略地定量描述。
数据介绍数据使用的是SOHO上搭载的MDI全日面纵向磁场图像。
磁图为5min合成磁图，每隔96min一幅磁图，每天15幅磁图。
图像尺寸是1024*1024像素，胶片比例尺为1.98角秒/像素。
为了消除噪声同时保留磁场的有用信息，比如新浮活动区和衰减活动区的弱场，阈值取为100G。
事件分析本文选择的是2011年2月15日一次X2.2级耀斑事件和2011年3月9日的一次X1.5级耀斑事件。
2011年2月15日世界时00∶38爆发的X2.2级耀斑事件，爆发耀斑的活动区编号是11158，这个活动区是2011年2月12日新出现的活动区，浮现的时候是一个β型活动区面积是40。
在2月13日时该活动区面积变大到120，并发展成一个β-γ型活动区。
图2.1-图2.4显示了11158活动区从2月12日到2月15日的演化过程，图上的圆的中心代表磁场正（负）极的极重心；两个圆分别代表活动区的正（负）两极；圆的大小表示活动区正（负）极的面积。
图32011年2月12日，磁通量为0.58e22Mx；磁倾角为11.2度；有效距离De为0.75。
图42011年2月13日，磁通量为1.92e22Mx；磁倾角为13.0°；有效距离De为1.23。
图52011年2月14日，磁通量为3.0e22Mx；磁倾角为17.8度；有效距离De为1.12。
图62011年2月15日，磁通量为3.0e22Mx；磁倾角为18.2°；有效距离De为1.08。
11158活动区在耀斑爆发前磁通量快速增长，由12日的0.58e22麦克斯韦增加到13日的1.92e22Mx再到14日的3.0e22Mx；耀斑爆发前后磁通量没有太大改变。
磁倾角在耀斑爆发前增加速度较快，由12日的11.2度增加到13日的13度再增加到14日的17.8度，耀斑爆发前后磁倾角变化不大由17.8°变为18.2°。
有效距离在由12日的0.75快速上升为13日的1.23后缓慢下降为14日的1.12和耀斑爆发后的1.08。
从整个过程分析来看11158活动区在12日浮现，活动区磁分类为一个简单的β型活动区。
而后快速上浮，活动区面积迅速增大，磁极轴逆时针旋转在14日活动区变成β-γ型活动区。
在15日爆发耀斑后活动区变化趋势变缓，非势性能量获得一定释放。
致谢感谢国家自然科学青年基金No.41 204104提供资助。
参考文献[1] Chumak,O.V.and Chumak, Z.N.:1987,in Acad.Y.S.Yatskif (ed.),Kinematika i Fizika NebesnyhTel,3,7(In Russian).[2] Chumak,O.V, Zhang, H.Q.Wilson(ed.), Solar Variability as an Input to the Earth’s Environment. International Solar Cycle Studies (ISCS) Symposium.Tatransk′aLomnica, Slovak Republic.ESA SP-535,2003. Noordwijk:ESA Publications Division.[3] Chumak,O.V.,Zhang,H.Q.,and Guo,J.Astron.Astrophys. Trans.2004.[4] Guo,J.,Zhang, H.Q.,Chumak, O.V.and Liu,Y.,A quantitative studyon magnetic configuration for active regions.Sol.Phys., 2006.[5] Kononovich,E.V.,Krasotkin S. A., Chumak O. V.,et al.Plasma dynamics and diagnostics in the solartransition region and corona.Proc. 8th SOHO Workshop,1999.。