孙建清[1]2017年在《太阳耀斑磁重联的观测研究》文中研究指明太阳耀斑是太阳大气中突然增亮的现象,可在数分钟到数个小时的时间里通过高温等离子体和非热粒子等释放出高达～10~(28)-10~(33) erg的能量。一般认为,耀斑的能量来源于日冕磁场,因为其他形式的能量源难以在如此短的时间内提供耀斑所需的能量。通过所谓的'磁重联'机制,日冕磁场的拓扑结构被瞬间改变,大量预先存储于其中的磁能被转化成耀斑形式的能量。在磁重联的过程中,大量等离子体和粒子被加热和加速,产生了一系列耀斑过程中所观测到的现象。因此,对磁重联的研究是耀斑研究中最重要的课题之一。在过去的几十年内,耀斑磁重联的基本概念被提出并在一系列的耀斑研究中被逐步发展。基于早期的耀斑观测结果,一个标准的二维耀斑模型,又称CSHKP模型,被构建并用于解释耀斑的各种演化特征。但近期的一些高分辨率、多视角的耀斑观测结果显示标准耀斑模型在描述耀斑叁维演化时存在一些缺点。另一方面,由于之前的耀斑观测分辨率较低,因此耀斑过程中磁重联的演化仍然不是很清楚,从而使得我们目前对耀斑的发生机制的理解还不够完善。本文将使用最新的观测数据来分析太阳耀斑中的磁重联过程的物理特性。论文的第一章将简单介绍太阳耀斑和磁重联的研究背景,以及二者之间的相互关系,并且进一步列举出耀斑磁重联领域目前存在的一些热点问题。论文的第二章将介绍观测数据来源以及观测仪器的一些特征,同时介绍本文使用的一些主要的数据处理方法包括微分辐射度分析方法(DEM)、RHESSI图像重构方法、光球磁场外推和多视角观测叁维图像重构方法。在第叁章中,我们对一个发生在2012年7月19日的耀斑进行了 DEM计算。我们发现在耀斑过程中最高的辐射度(EM)区域位于耀斑环顶,其EM数值为～8.4 × 10~(28) cm-5至～2.5 × 1030 cm-5。该区域等离子体温度从04:40 UT(耀斑初始相)的～8 MK一直升高到05:20 UT(耀斑X射线极大时刻)的～13 MK。我们发现在耀斑环顶的上方存在一个高温区,其中的等离子体温度最高达～16 MK。而在位于耀斑环顶和爆发磁绳之间的磁重联区中,等离子体的温度和密度要远低于其下方和上方的结构,暗示着磁重联的主要等离子体加热发生在重联区之外出流区中。最后我们还分析了沿耀斑环的等离子体分布。最高温和最高辐射度的等离子体均位于耀斑环顶区域。从环顶到足点,等离子体温度和辐射度均逐渐减小。然而,在耀斑的脉冲相阶段,通过计算沿耀斑环等离子体的温度和辐射度,我们发现在耀斑环的北侧足点处的等离子体中会出现一个向上的净力,可能由色球蒸发造成。在第四章中,我们通过分析一个发生在2012年7月17日的长持续时间耀斑进一步探讨了其中的热能释放和传输过程。在耀斑的上升相阶段,通过拟合X射线谱,我们发现在耀斑区域存在两个高温等离子体源,即一个热源(8 MK<Te<15MK)和一个超热源(Te>20MK)。超热源先出现且位置比耀斑环顶附近的热源高,可能是由磁重联初始加热的等离子体造成。超热源中的等离子体热能会通过热传导沿耀斑环传输到足点区域,并在那里加热色球等离子体,产生耀斑带增亮和色球蒸发。分析结果显示,色球蒸发等离子体的温度约为2-5 MK,沿耀斑环向上的运动速度为～20-50 km s-1。蒸发的色球等离子体在到达耀斑环顶后被进一步加热到～10-15 MK,并为环顶热源注入了大部分的等离子体。通过定量估算,我们发现超热源中的等离子体热能仅为热源中等离子体热能的～50%,这意味着磁重联以其他形式向外传输了部分能量,这部分能量最终通过加热蒸发的等离子体在耀斑环顶沉积为热能。在第五章中,我们利用两个不同视角的卫星观测资料分析了一个耀斑事件中磁重联的演化。极紫外成像观测清晰地展示了两组磁极性相反的冕环相互靠近并发生磁重联的过程。磁重联区附近的等离子体于是从～1 MK瞬间被加热到≥5 MK。不久后,一组热耀斑环(～3 MK)出现在高温等离子体的下方。我们还定量分析了磁重联的等离子体入流、出流等观测特征。这一系列的观测揭示了在叁维空间中发生耀斑磁重联的直接证据。在第六章中,我们分析了一个出现在跨赤道的大尺度四极场活动区上方的X形结构中心处的爆发活动。这一 X形结构在所有的AIA极紫外波段中清晰可见,且一直稳定存在了数天时间。由于活动区北侧的一些耀斑活动的干扰,X形结构开始变得不稳定,并于2013年10月7日的15:05 UT左右在其中心爆发出一个喷流。通过非线性无力场外推,我们在四极场活动区上方发现了一个磁零点结构,其形态正好与X形结构相一致。喷流爆发后,X形结构中心处的等离子体温度和辐射度分别从15:01 UT时刻的～2.3 MK和～1.2 × 1027 cm-5升高到15:36 UT时刻的～5.4 MK和～3.7 × 1027 cm-5,暗示着那里发生了磁重联并加热等离子体。此外,喷流爆发后,磁零点的高度升高了约10Mm,可能由于磁重联打开了部分扇面结构上的闭合磁力线,从而使得磁零点上升以寻找新的平衡点。第七章中,我们展示了由一个伴随M1.7级耀斑的日冕物质抛射所引发的磁零点附近磁重联的观测证据。GOES卫星观测到的该耀斑的X射线流量分别在2012年11月8日的～02:23 UT和～02:40 UT存在两个辐射峰值。通过成像观测分析,我们发现第一个X射线辐射峰由发生在爆发磁绳下方的电流片中的磁重联导致。而第二个X射线辐射峰值则是由原先位于磁绳上方的磁零点附近的磁重联所引发。爆发磁绳与其上方的磁零点的相互作用可以分为两步:在第一步中,当快速上升并膨胀的磁绳经过磁零点时,周围的磁力线被迅速排挤开;在第二步中,当磁绳远离后,原先被排挤开的磁力线在磁场力的作用下开始回拢并逐渐形成向磁零点的入流运动。不同极性的磁力线在磁零点附近相互接触,即导致了磁重联的发生。观测显示,在该耀斑中,磁零点附近的磁重联与发生在耀斑脉冲相阶段的电流片磁重联是两个不同的过程,后者造成了耀斑的极大辐射峰,而前者则在耀斑缓变相阶段引发了第二个辐射峰值和一个较高的尖角结构。第八章为本文的总结和未来工作的展望。
陈鹏飞[2]2002年在《太阳耀斑中磁重联的数值研究》文中研究说明太阳耀斑是一种能量快速释放(在100-1000秒内释放10~(29)-10~(33)尔格的能量)的过程，并伴随着等离子体的加热、多波段的辐射以及粒子加速。它不仅引起太阳物理研究的兴趣，也对空间科学及日地关系研究有重要意义。根据以往的观测及理论研究，人们提出磁重联模型作为耀斑爆发的机制。该模型被近年来的“阳光”卫星的观测证实。本论文旨在求解磁流体力学方程组来研究太阳耀斑爆发中的磁重联过程。由于磁流体力学方程组是高度非线性的，解析求解非常困难，目前仅找到少数几个重联特解。人们尝试过线性分析，但其简化条件限制了其结论的适用性。为了详尽地研究磁流体力学问题，不得不求助于数值模拟。本论文包括以下七章，其概要如下：第一章背景综述：回顾了叁十年来太阳大气磁重联的磁流体力学数值模拟研究的进展，其中简要叙述了数值方法方面的情况，着重介绍了在这个领域的研究成果。在本章中，数值模拟工作被分为叁类，即检验理论模型、解释观测现象及研究各因素对磁重联的影响。另外就某些问题作了讨论。最后提出了本论文的研究意图。第二章数值模拟方法：引入2.5维磁流体力学(MHD)方程组，及其无量纲化形式；简要介绍了本论文所采用的多步隐格式。另外，定义了一个表征磁重联快慢的物理量：磁重联率。第叁章磁流体力学数值模拟中的伪重联：对称边界经常出现在数值模拟中。通常有两种方法设定对称边界，分别对应两种网络。在第一种网格中，第一列格点位于对称轴上，本章研究表明它能得出有物理意义的结果；第二种为开拓网格，其中对称轴位于两列网格点中心。研究表明它会引入强数值电阻，导致伪重联等非物理结果。第四章双带耀斑及热传导作用下的磁重联：双带耀斑环的上升及其足点的分离运动是磁重联机制的明显证据之一。本章模拟了这些运动。数值结果表明重联发生后，在重联X点下方出现磁环以及冻结其中的高温等离子体。随着重联的继续，重联后的磁力线不断堆积，以致于加热的磁环不断上升，其足点随之分离。正如观测所指出，这种运动是表观运动，不是物质的运动。真正的运动包括磁环的收缩等。本章的结果大致与双带耀斑的CSHKP模型一致，但是该模型认为耀斑环的上升意味着重联X点的上升，本章的研究却表明即使X点固定，耀斑环仍能上升。本章的研究还表明重联产生的慢激波对耀斑软X射线环的加热有贡献。最后研究了场向热传导对磁重联的影响。结果表明热传导加速磁重联。当热传导时标小于阿尔芬时标时，热传导将绝热慢激波分解为等温慢激波和热传导波前。第五章耀斑环运动及太阳耀斑统一模型：本章研究各种物理参数对耀斑环运动的影响。结果表明磁场强度对耀斑环的运动速度(包括环的上升速度及足点分离速度)的影响最大，密度对其影响适中，而温度、空间尺度及磁雷诺数对其影响很小。进一步研究表明当耀斑环上升至重联区附近时，磁重联自动停止。重联的寿命大致与重联X点的高度成正比。当X点位于较高时，重联持续很长时间，并显示出双带耀斑的观测特性；而当X点位于较低时，重联在脉冲相后很快减慢，并出现较稳定存在的单环结构，这些与致密耀斑极其相似，因此本文提出太阳耀斑统一模型，其中磁重联X点的不同高度导致耀斑形态上的差异。第六章Ellerman炸弹、Ⅱ类白光耀斑及低层大气重联：本章试图由在低层大气发生的磁重联过程来解释Ellerman炸弹及Ⅱ类白光耀斑的一些观测特性：寿命约10分钟、高色球和光球的弱加热及低色球的强加热、白光耀斑核单位时间单位面积的辐射流量1—2×10~(10) erg cm~(-2)s~(-1)，以及解释CaⅡK线所必需的速度轮廓。另外还研究了电离和辐射对重联的影响。结果表明它们都对重联率影响很小，然而却都能有效地降低等离子体的温度。第七章总结：对本论文中的数值研究作了概要性的讨论。根据以上这些有关磁重联的数值模拟的工作，我们得到如下新的成果：1．开拓网格及当磁中性线不位于一列格点上时将引入强数值电阻，并导致伪重联等非物理结果；2．磁重联的数值模拟再现了观测到的双带耀斑的耀斑环运动(即环的上升及足点分离)，并证实磁环的收缩效应。这些也为耀斑的磁重联机制提供了有力的证据；3．磁流体慢激波对耀斑环的加热有贡献；4．本文认为Kopp-Pneuman模型中有关耀斑环上升即意味着重联X点一起上升的论断不正确，这两者的运动之间没有直接的关系；5．本文提出太阳耀斑的统一模型，认为重连X点的不同高度导致了耀斑形态上的差异：双带耀斑对应X点较高的情况，而致密耀斑对应X点较低的情况；6．低层大气磁重联的模拟解释了Ellerman炸弹及Ⅱ类白光耀斑的主要观测特征：寿命、色球和光球的弱加热及低色球的强加热、白光耀斑核单位时间单位面积的辐射流量及CaⅡK线的红不对称性。
周振军[3]2017年在《日冕结构在爆发过程中的温度漂移及动力学演化》文中研究指明耀斑和日冕物质抛射(CME)是发生在太阳上常见的剧烈活动,作为空间天气扰动的主要驱动源,深刻的影响着地球上人类的生活和科技。耀斑与CME常常呈现伴生关系,有着强的关联。耀斑作为太阳局地现象,观测上为非常宽广的辐射谱增强信息;CME作为传播结构,除了遥感观测,还有对其内部粒子和磁场的观测。本文从分析观测资料出发,探讨CME初始阶段的形态和触发机制,构建极紫外(EUV)热力学图谱分析耀斑的辐射过程。1,构建极紫外热力学图谱分析耀斑的辐射过程:SDO上搭载的EVE(极紫外成像仪,EUV Variability Experiment)提供太阳活动的丰富的热力学过程,特别是对于太阳耀斑。基于EVE谱线我们构建了热力学图谱(TDS thermodynamic spectrum),这种工具将来也可应用于研究遥远星体的爆发活动。通过对研究几个事例,我们展示TDS图谱的功能。更进一步,我们将TDS方法应用于74个大于M5.0的耀斑分析,并且得到了如下统计结论:1,EUV的峰值总是滞后于软X射线(SXR)的峰值,同时越强的耀斑其冷却率越快。峰值的延迟时间和冷却率存在幂律关系,表征了合乎逻辑的从SXR到EUV的冷却辐射过程;2,耀斑热力学图谱呈现出两种截然不同的温度漂移模式,Ⅰ型和Ⅱ型。Ⅰ型耀斑,从高温到低温增强的辐射漂移部分像个四边形,而Ⅱ型耀斑的漂移部分则像个叁角形。统计分析认为,相较于Ⅰ型,Ⅱ型耀斑更为脉冲;3,对于存在后相的耀斑,后相的峰值强度与主相峰值强度的比率粗略上正相关于耀斑等级,且强后相的耀斑都是束缚事件。我们相信,TDS图谱显示,对于束缚事件,未能成功爆发的磁绳所携带的能量激发了热辐射过程。TDS图谱同时还展示了色球层和过渡区的热力学过程。这些结果对于提高我们认知耀斑和相关爆发(CME)提供了新的线索和方法。2,研究了 CME爆发前的磁绳形态以及爆发过程中的运动过程:CME的磁绳结构最早是基于当地太阳风的磁云观测得到的,回溯到低日冕,由于没有直接的日冕磁场观测,磁绳是否存在于CME抛射之前在各种CME理论和数值模型下众说纷纭。为了探究CME初始形态以及耀斑期间其动力学过程,我们研究2011年6月21日的C7.7级的超长持续时间的耀斑,它在GOES(近地同步环境监测卫星,Geostationary Operational Environment Satellite)软 X 射线通量观测曲线上表现为两个小时的通量上升,而对于一个典型的耀斑,上升相的持续时间不过数十分钟甚至短短几分钟。在SDO(太阳动力学观测台,Solar Dynamic Observatory)的视角下,该耀斑处于日面中央,而在STEREO(日地关系观测台,Solar TErrestrialRElations Observatory)双星的视角下,该耀斑位置处于日面边缘,由此,第一次重构出了爆发前活动区S型整体叁维结构,利用AIA(太阳大气成像仪,Atmospheric Imaging Assembly)的极紫外高温谱线(94A,131A)展示了此结构在爆发前的局部活动和形态以及爆发过程中的动力学过程。这种S型结构常被直接解释为磁绳本体,在爆发前平均高度达到了60Mm。在初始阶段,磁绳西侧肘部的磁静力学平衡被破坏驱动了爆发前相,导致磁绳结构的缓慢上升,随后的底部磁重联和(或)磁绳不稳定性导致了爆发相。
丁健, 李毅, 王水[4]2006年在《磁场重联中电子加速问题的物理分析和数值研究》文中研究说明观测表明耀斑中电子加速发生在软X射线耀斑环上方的磁重联区域.在重联电流片中被super-Dreicer电场直接加速似乎是产生能量在10keV~10MeV之间高能电子的最直接的方式.本文的结果证明纵向电磁场可以有效地将电子“锁”在重联电流片上,使得横向电场得以直接加速电子.对于解释产生相对论性粒子的脉冲式耀斑,这可能是一个有效的机制.
杨凯[5]2018年在《太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究》文中进行了进一步梳理太阳大气中的等离子体与磁场是高度耦合的,磁场在日冕的加热和动力学过程中扮演了至关重要的作用。观测也显示对地球和空间环境具有重要影响的太阳爆发事件都源自日冕的磁活动。因此对日冕磁场的研究是理解太阳活动、日冕加热机制和开展空间天气预报的一个重要基础。随着现代空间和地面仪器的发展,我们可以以准确度和高时空分辨率来测量太阳光球层的磁场。然而,对日冕磁场的直接测量仍然存在着很大的难度,通常的方法是利用光球的观测数据和适当的磁场模型(如无力场模型)来重构出日冕的叁维磁场。据此,我们可以对日冕磁场进行详细的分析,结合磁拓扑理论,研究日冕的磁流体动力学过程。在本论文中,我们利用太阳动力学天文台、日出卫星和拉马第高能太阳光谱成像仪获得的多波段观测资料,运用日冕磁场重构技术和磁拓扑分析方法,对磁场在太阳爆发事件和日冕加热机制等方面所起到的关键作用进行了深入的研究。日冕磁场的连接性将日冕划分成不同的磁拓扑区域。磁拓扑区域的边界(如分界层)是一些非理想过程(如磁重联)发生的场所。磁拓扑的边界在形态上通常与一部分紫外波段的辐射特征相符合,例如在耀斑过程中低层辐射展示的耀斑带对应磁拓扑边界在色球的映射。为了研究磁拓扑结构与太阳爆发事件的相关性,我们对发生于2012年10月23日的X级环形耀斑进行了详细的分析。该耀斑在Ca Ⅱ H谱线的辐射中展示出一个准环形的耀斑带,并且在其内外还存在另外两条狭长的耀斑带。极紫外成像观测显示一个热通道结构,说明此耀斑过程中有磁绳结构存在。此外,热通道的两个足点正好对应两个硬X射线源。利用非线性无力场模型,我们对该活动区进行了日冕叁维磁场的重构,并证认出叁个磁拓扑结构:一个叁维磁零点、一个磁绳结构和一个大尺度准分界层结构。我们发现磁零点包含在大尺度准分界层中,而磁绳结构位于磁零点的扇面之下,并且硬X射线辐射起源于磁绳与周边磁场之间的磁重联。以上叁个磁拓扑结构的动力学演化与相互作用导致了该耀斑的爆发以及在爆发过程中所展示出的多波段辐射特征。由于大多数爆发性事件的源区都存在高度剪切的磁拱或者磁绳结构,定量研究这种结构的拓扑性质和时间演化对于理解太阳爆发活动是十分重要的。为此,我们跟踪了太阳活动区12017从2014年3月28日至29日共两天的演化,并通过非线性无力场模型重构了该区域的日冕叁维磁场。在两天的时间内,该区域内的暗条活动触发了 12个太阳耀斑,包括9个C级耀斑,2个M级耀斑和1个X级耀斑。在日冕磁场中我们证认了一个磁绳结构,并发现它与暗条在空间和形态上是对应的。我们利用准分界层来定义磁绳的边界,提取出了磁绳自身的空间区域以及其内部的磁场分布。对比耀斑前后的磁绳结构,我们发现闭合性的准分界层(磁绳的包络)所勾勒出来的区域在耀斑发生后有明显的减小。我们还计算了磁绳结构的缠绕数和相对磁螺度,并且发现该活动区大多数耀斑的发生都是由扭曲不稳定性引起的。进一步研究表明,不同特征参数对耀斑的响应是不同的,相对来说磁绳缠绕数的敏感性要高于其他参数(如磁螺度)。除了太阳爆发事件,日冕加热是太阳物理中另一个未解决的重要问题,即日冕等离子体是通过何种方式被加热到百万度的高温。目前已经提出了几种加热机制,比较流行的有阿尔芬波加热和磁重联(纳耀斑)加热。二者在理论上都可以提供日冕加热所需要的能量,但是在一般的情况下,二者都缺乏利用观测数据进行反馈的定量模型。我们基于磁重联加热机制发展了一个利用磁场的观测数据进行约束的日冕结构模型。该模型给出了与极紫外波段观测相符合的辐射特征。在理想等离子体(无磁重联)中,磁场与等离子体冻结在一起,磁力线的足点与周围的等离子体以相同的速度运动。但实际上,由于磁场的耗散(磁重联)磁力线足点和等离子体之间的速度有偏差,这个偏差称之为非理想速度,它与磁重联速率成正比。基于上述物理图像,我们首先从观测到的时间序列的磁图推导了非理想速度的分布以及对应的加热函数,然后基于流体静力学平衡假设推导日冕磁环的热力学结构。该模型不依赖于反常电阻率的假设,一个重要参数是重联磁流管横截面的尺度。该尺度参数可通过模型结果与观测的对比,结合高分辨率的观测资料而得到限制,大约是160 km左右。对比模型生成的和实际观测的极紫外图像,我们发现两者不但在定性上(冕环的形态)而且在定量上(极紫外辐射强度的直方分布)都符合得很好。此外,模型给出的微分发射度与多波段观测反演出的微分发射度具有相似的轮廓。由此可见,我们的研究证实了磁重联加热(纳耀斑)机制可以提供日冕加热所需的能量,并且能够维持一个与观测相符合的活动区日冕结构。
蒋荣琳[6]2012年在《太阳低层大气小尺度活动数值模拟研究》文中指出在太阳耀斑、日冕物质抛射(CME)和其他太阳活动现象中,磁重联一直都扮演着至关重要的作用。然而越来越多的作者把注意力集中在了太阳小尺度的活动之上,比如Ellerman炸弹、微耀斑、色球喷流等等。其原因在于这些小尺度活动有着相对简单的结构,比较容易研究。研究这些活动有助于我们理解太阳活动的基本物理机制,并为我们研究大尺度活动现象提供线索和依据。微耀斑是一种小尺度、持续时间短的太阳活动现象。关于微耀斑的研究已经有几十年的历史。从统计的结果来看,微耀斑的大小从几个角秒到20个角秒不等,持续时间在10-30分钟之间,释放的能量在1025-1029尔格之内。微耀斑在各个波段都有观测,比如Ha、软X射线、硬X射线以及微波辐射等等。但是并不是所有的微耀斑同时在所有波段都有观测。微耀斑的观测特性,比如加热现象、与磁场的联系、持续时间和高能粒子的存在等等,都说明了微耀斑是磁重联的结果,与大耀斑类似。我们主要使用磁流体(MHD)数值模拟来研究微耀斑的形成和演化。使用的模拟程序主要有两个代码。其一是基于CIP-MOCCT格式的有限差分格式,CIP格式主要处理流体部分,而MOCCT方法主要用于处理磁场部分,保持在演化过程中磁场的散度始终不变。另外一个代码是MAP程序。MAP是基于FORTRAN程序语言用于计算MHD方程组的天体物理程序。其中使用了自适应网络(AMR)的高级算法和完全MPI并行化。MAP程序中集成了叁种可选的数值格式,分别为MMC (modified Mac Cormack scheme)、LF (Lax-Friedrichs scheme)和WENO (weighted essentially non-oscillatory scheme)格式。叁种格式都是二阶、二步、分量形式(component wise)的用于计算双曲守恒率方程组的数值格式。TVD (total variation diminishing)限制器和近似Riemann解法也包含在内。虽然格式是二阶的,但是AMR算法可以使数值计算在达到尽可能高的分辨率的同时尽量缩短计算时间。除此之外,MAP程序通过使用EGLM (extendedgeneralized Lagrange multiplier)-MHD方程组来减少磁场散度误差。处理其他源项所使用的数值计算方法也有详细的介绍。在考虑了重力、电离和辐射的情况下,我们使用CIP-MOCCT格式求解2.5维可压缩电阻MHD方程组来研究色球微耀斑现象。模拟中微耀斑的能量主要来自于通过磁重联过程释放的磁场能量。宁静太阳大气VALC模型和10%的氦丰度也考虑到模拟之中。我们的2.5维模拟可以定量的解释微耀斑在色球的温度增加情况。模拟还发现温度的增加量△T主要受到背景磁场强度的影响,而微耀斑的演化时间At与模拟所假设的反常电阻的大小有关系。在一系列模拟中,我们找到一个温度增加与磁场、重联高度和反常电阻值之间的标度率,即AT/At-nH-1.5B2.1η0.88。另外,模拟中向上的喷流速度远大于向下的喷流速度,X重联点的位置也会随模拟的演化有所上升和下降。虽然用模拟得到的微耀斑可以定量解释色球微耀斑的温度增加现象,但是这个模拟的最大问题还在于其使用了十分简单的磁位形,模拟中并不考虑这种反向平行的磁场位形是如何形成的,我们也只关注了磁重联发生之后的微耀斑演化过程。此外,微耀斑在EUV或者软x射线等高温波段的辐射也不能通过色球磁重联的模拟得到。为了更加自洽的解释微耀斑的形成和演化过程,我们又进行了更加深入的MHD模拟。在新的模拟中,磁重联由新浮磁流和背景磁场之间的相互作用产生。背景磁场则是使用了更加贴近实际的伞盖磁位形,每个伞盖磁场都扎根于超米粒的边界。通过实时地改变底边界条件,新浮磁流从超米粒的中心浮出并与已经存在的伞盖磁场相互作用,从而发生磁重联。我们成功模拟出了日冕起源和色球起源的微耀斑。这两种微耀斑的区别在于其X重联点的高度分别处于日冕中和色球中。具有日冕起源的微耀斑有着较大的尺寸和更高的温度,其热的喷流的温度可以达到-1.8×106K,对应于观测中的EUV/SXR喷流,其冷的喷流的温度为-104K,对应于观测中的Hα/Ca日浪。而具有色球起源的微耀斑由于其重联高度很低,模拟中只有色球层有温度增加现象,对应于Hα/Ca亮点。参数依赖研究表明新浮磁流的尺度和磁场强度是决定重联高度的关键性参数。最近,色球层中无处不在的喷流被Hinode卫星的SOT望远镜发现,比如色球海葵状喷流、黑子半影微喷流、针状物和黑子本影亮桥喷流等等。一般认为,这些微小的频繁出现的喷流是低层大气磁重联的结果。但是这些喷流的叁维磁场位形依然不是很清楚。在这里我们提出一种可用于解释这些喷流现象的可能模型。在太阳低层大气,剪切的磁场之间的磁重联会产生一种扇型喷流,这种喷流具有一个十分有趣的特性,那就是其能沿着引导磁场的方向运动。而通常情况下,引导磁场又是比较垂直于太阳表面的,因此我们的扇型喷流可用于解释观测中发现的色球喷流现象,同时此模拟也能为天体物理其他领域的喷流现象提供了观测依据。
崔延美[7]2007年在《太阳光球磁场特性与耀斑相关性研究》文中认为人们以观测的光球磁场为基础,对磁场结构和演化进行了深入的研究。尤其是对和太阳耀斑等活动相关的光球磁场特性进行了比较细致的研究工作。如对太阳光球磁场非势性描述,包括磁场梯度,剪切,电流,磁场无力因子α,电流螺度,磁螺度等;或者构造磁荷或磁偶极等光球下磁源,研究光球上的磁拓扑结构;或者探索磁通量管的浮现和对消现象等。作者在第二章中对此作了较详细的介绍。太阳活动对地球环境有重大的影响。太阳上有各种各样的活动现象,如黑子、耀斑、日珥和日冕物质抛射等。太阳耀斑是日地空间环境的主要扰动源之一。对太阳耀斑现象的认识,物理机制的研究,以及耀斑的预报不仅是理解磁能储存和释放机制的必要手段,也是人们实现空间探索的现实需要。在第叁章中,作者对太阳耀斑现象,耀斑模型,耀斑的动力学,耀斑预报等问题作了较细致的概述。太阳耀斑的能量来源于磁场。一般认为,活动区磁场的复杂性和非势性越强,耀斑出现的越频繁。在前人工作的基础上,作者进一步研究和探讨了描述磁场复杂性和非势性的物理量与太阳耀斑的相关性,具体工作如下(详见第四章和第五章):(1)采用1996年4月—2004年1月内MDI/SOHO的全日面纵向磁场数据,选取了包含870个活动区的23990张磁图,耀斑数据是在相应时段内的GOES观测资料。通过对大样本的统计分析,我们得到太阳耀斑产率与纵向磁场最大水平梯度,中性线长度,孤立奇点数目有密切正相关性。同级别的耀斑,产率随时间尺度增加而增大;同一时间尺度内,耀斑级别越低,产率越高。(2)通过分析怀柔1996年1月—2001年8月期间的对应554个活动区的1353张矢量磁图和在相应时段内GOES的耀斑观测资料,采用相同的统计分析方法,我们得到太阳耀斑产率同中性线上的强梯度长度Lg,强剪切长度Ls,强梯度强剪切长度Lgs,和总电流Itot,总电流螺度Htot存在正相关关系。(3)通过分析怀柔的矢量磁图我们还得到,相对Lg与Ls,太阳耀斑产率对Lgs的变化更为敏感。(4)太阳耀斑产率同这几个物理量的正相关关系均可以被Sigmoid函数很好的进行拟合,从而定量的描述了太阳耀斑产率随活动区磁场的非势性和复杂性的增加而增大。(5)纵向磁场最大水平梯度,中性线长度,孤立奇点之间有着较密切的相关关系,有可能有着同样的磁流体力学过程;强梯度和强剪切在中性线上的出现具有很强时间相关性,空间相关性很差。这些研究结果进一步确定了太阳光球磁场与太阳耀斑之间的密切关系。对于利用光球磁场特性进行耀斑预报提供了很好的参考。根据太阳耀斑产率同描述磁场非势性和复杂性的物理特征量间的相关性和Sigmoid拟合函数,我们能够利用这些物理量估计活动区在未来一定时间内的耀斑发生情况。
沈呈彩[8]2009年在《双带耀斑过程中非稳态磁重联的数值模拟》文中研究表明磁重联在太阳耀斑过程中扮演着重要角色。积累在磁场中的能量通过磁重联过程快速释放出来,转化为等离子体动能、热能,并加速了高能粒子。在双带耀斑过程中,有很长的电流片形成,这些电流片的大尺度的结构一般为从太阳耀斑向上一直延伸至日冕高层。随着电流片变得薄而长,当它的长度与厚度比值超过2π时,电流片内的电阻不稳定模,如撕裂模发展起来,该不稳定模的发展倾向于将电流片撕裂成分离的电流细丝及相应的磁岛结构。在该过程中,磁场的拓扑结构被改变,磁能释放。这是非稳态的磁重联过程,并可能出现爆发式重联。撕裂模不稳定性的研究对理解耀斑等爆发活动中的重联有重要意义。对于这样的非稳态的重联问题,因为求解非线性磁流体方程组的困难,数值实验成为研究磁重联的重要方法。我们使用有限差分法求MHD方程组,它是数值模拟中常见的方法,差分的精度随网格间距的减小而提高。然而由于受限于数值计算的条件,主要是计算机计算能力的限制,在磁重联扩散区的高分辨率的演化图象还需进一步的研究。因此,我们尝试在已有的磁流体计算程序中使用自适应网格技术,对程序进行改造,另外在高磁雷诺数环境下进行了磁重联模拟,本部分工作主要包括以下两方面的内容:一、对现有的成熟的磁流体力学问题计算程序SHASTA进行改造。SHASTA是求解二维磁流体动力学问题的单一网格程序。在我们将其用于磁重联问题的数值模拟时,我们对它进行了修改,使之成为采用自适应网格方法的程序,可以针对扩散区进行细化计算,模拟二维非稳态的磁重联过程。在SHASTA程序的自适应计算实现过程中,我们采用了插入式的自适应修改策略,原二维磁流体力学偏微分方程的求解算法被作为独立单元使用。我们使用分层的数据结构,将每个细化层次的物理量用二维可变数组描述,并标记磁场和压强分布的陡变区为细化区域,再通过插值的方法得到细化层网格点上的物理量分布和边界条件,最后细化区域的计算结果被赋予给其上一层网格,并对其内容进行更新。采用细化计算进行的磁重联的模拟实验表明,相比单一网格计算,细节分辨率得到提高,相应的计算时间的增加则与模拟中的参数选择有关;而自适应程序部分带来的计算精度和稳定性的影响则依赖于边界设置、单步长的推进策略和插值算法。二、模拟了高磁雷诺数环境的双带耀斑中的磁重联过程。在磁重联过程中,电流片内的电导率是至关重要的因素,磁重联发生的快慢受到它的制约和影响。在太阳日冕大气中,电导率很高,日冕环境中典型的磁雷诺数高达10~6～10~(12),因此在高磁雷诺数环境的磁重联模拟对理解双带耀斑过程中的能量释放等过程具有重要意义。相对于已有的研究,本工作中进行了磁雷诺数10~4以上的磁重联数值模拟。
李瑛[9]2013年在《太阳耀斑大气动力学的观测和模拟》文中认为太阳耀斑是发生在太阳大气中的一种剧烈的活动现象,发生的时标约为几分钟到几十分钟。耀斑过程涉及能量释放、等离子体加热、粒子加速、物质运动、波动等现象。耀斑爆发能够释放出大量的能量,所发出的辐射基本覆盖了电磁波的所有波段。耀斑发生通常还会伴随日冕物质抛射(CME),从而对空间和地球环境造成影响。目前我们对耀斑过程的理解还很不足,其中的一些关键问题仍待解决,包括：耀斑能量是在何时、何地被释放?释放过程持续了多长时间?能量释放的主要形式是什么?耀斑大气对能量释放又是如何响应的?为此,我们针对这些问题,对耀斑大气等离子体的加热和动力学演化进行了详细的研究。我们首先对耀斑的研究历史作了概述(第一章),并介绍了相关的观测仪器(第二章)和计算模型(第叁章),然后用光谱数据分析了耀斑中的色球蒸发过程(第四章)。基于色球蒸发的研究结果,我们进一步探究耀斑的加热过程。我们采用由观测限制的加热函数对两个耀斑环进行了模拟(第五章),得到的模拟结果与观测结果基本符合。在此基础上,我们又模拟了两个不同的耀斑环系统(第六章),其中的加热时标有很大的不同,由此产生了不同的动力学效应。具体内容如下：我们用Hinode/EIS的光谱数据研究了2007年1月16日耀斑的色球蒸发过程。仔细分析了耀斑带上的叁个点,其中第一个点位于正的磁极区,第叁个点位于负的磁极区。我们发现在耀斑脉冲相,这叁个点表现出不同的物质运动：在第一个点处,大多数谱线都呈现蓝移,其中高温谱线的蓝移分量相对其静止分量占主导；在第二个点处,只能探测到较弱的向上运动(upflow),相反,高温谱线(形成温度为2.5-5.0MK)都表现出显着的向下运动(downflow);第叁个点和第二个点的情况类似,只是物质向下运动时出现多个速度分量。第二、叁个点处的向下运动可解释为色球压缩的证据。这叁个点表现出了不同的色球蒸发类型：温和式色球蒸发和爆发式色球蒸发,表明此耀斑区域可能存在着不同的加热机制。我们随后对耀斑加热的动力学过程进行了模拟研究。我们分析了2011年2月16日的一个M1.0级耀斑。从EUV图像可以看出此耀斑由两个环系统组成,在模拟中我们将其当作两个横截面积为5"×5"的粗环。从光变曲线来看,先是UV1600A波段(辐射主要来自环足点)出现快速增亮,随后几个EUV波段的辐射也顺次增强。这表明有能量快速沉积,耀斑环对此产生响应。我们运用最近提出的一个新方法,即从快速上升的UV光变曲线得到耀斑环的加热函数,再结合EBTEL模型来计算这两个粗环中等离子体的演化。通过模型计算,我们得到了各个EUV波段的辐射,并与SDO/AIA和EIS观测的流量作了对比。结果显示,虽然EBTEL模型具有局限性,但是从模型得到的光变曲线与观测的光变曲线符合得比较好：它们表现出相同的走势,绝对数值也在两倍范围之内。此外,我们还将模型计算的焓流速度与EIS测量的多普勒速度作了对比,结果符合得也比较好。这些事实表明,这两个不同的耀斑环,从足点的UV辐射显示了不同的加热函数,再结合不同的环的长度,最后表现出了不同的演化类型；而这不同的演化类型在模拟和观测方面都得到了证实。我们用同样的方法分析和模拟了另一个C4.7级耀斑。从AIA的图像我们辨认出了两套耀斑环系统；EIS的光谱观测显示,这两套耀斑环的足点在脉冲相时表现出蓝移。这两套环的演化和动力学过程非常不同：第一套环的足点先是出现蓝移(～10km/s),持续25分钟后转变为红移；第二套环的足点出现较强的蓝移(～20km／s),且持续了一个小时,基本伴随耀斑的整个过程。长时间的蓝移说明有持续的加热。同时,AIA的UV1600A观测显示,第二套环的足点存在相隔15分钟的两次增亮,而第一套环的足点只有一次增亮。我们用这两套环足点处的UV光变曲线构建加热函数,结合EBTEL模型计算了环中等离子体的演化。结果显示,对于第一套环,模型预测的EUV光变曲线与AIA的六个波段以及EIS的八条谱线的观测都比较符合,模型计算的焓流速度与EIS测量的多普勒速度也比较一致；但对于持续加热的第二套环来说,模型预测的低温辐射与观测不甚相符,另外,模型没有完全重现出持续的蓝移。模型与观测的差异,一方面可能源于加热主要集中在耀斑环足点附近,而这不能被EBTEL模型所模拟；另一方面可能源于耀斑区存在未被分辨的、而加热率非常不同的耀斑环。
佚名[10]2010年在《我国利用强激光装置在实验室成功模拟重要天文现象》文中指出上海交通大学张杰院士领导的研究团队,继去年在强激光实验室模拟黑洞辐射产生的光电离光谱取得重要成果之后[Nature Physics 5,821(2009)],今年又在实验室中成功模拟了重要的天文现象——太阳耀斑中环顶X射线源和重联喷流。
参考文献：
[1]. 太阳耀斑磁重联的观测研究[D]. 孙建清. 南京大学. 2017
[2]. 太阳耀斑中磁重联的数值研究[D]. 陈鹏飞. 南京大学. 2002
[3]. 日冕结构在爆发过程中的温度漂移及动力学演化[D]. 周振军. 中国科学技术大学. 2017
[4]. 磁场重联中电子加速问题的物理分析和数值研究[J]. 丁健, 李毅, 王水. 地球物理学报. 2006
[5]. 太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究[D]. 杨凯. 南京大学. 2018
[6]. 太阳低层大气小尺度活动数值模拟研究[D]. 蒋荣琳. 南京大学. 2012
[7]. 太阳光球磁场特性与耀斑相关性研究[D]. 崔延美. 中国科学院研究生院（国家天文台）. 2007
[8]. 双带耀斑过程中非稳态磁重联的数值模拟[D]. 沈呈彩. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2009
[9]. 太阳耀斑大气动力学的观测和模拟[D]. 李瑛. 南京大学. 2013
[10]. 我国利用强激光装置在实验室成功模拟重要天文现象[J]. 佚名. 光机电信息. 2010
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