太阳耀斑大气动力学的观测和模拟

发布时间：2017-12-12 18:28

  本文关键词：太阳耀斑大气动力学的观测和模拟

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【摘要】：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(第三章),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三个点,其中第一个点位于正的磁极区,第 三个点位于负的磁极区。我们发现在耀斑脉冲相,这三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)都表现出显著的向下运动(downflow);第三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、三个点处的向下运动可解释为色球压缩的证据。这三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。
【学位授予单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2013
【分类号】：P182.52

【参考文献】

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1 ;Measurements of spectral lines observed with Hinode/EIS as implications for coronal heating[J];Research in Astronomy and Astrophysics;2009年07期

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本文编号：1283521