太阳低层大气活动的光谱分析和辐射动力学模拟

发布时间：2020-07-02 00:37

【摘要】：太阳低层大气温度低、密度大,且处于部分电离的状态,与日冕相比辐射和动力学过程更为复杂。在低层大气中存在许多小尺度的活动,这些活动的具体触发机制尚不清楚。近年来高分辨率的光谱观测为我们提供了更多的太阳低层大气的信息,但是形成于低层大气的谱线大部分是光学厚的,如何从光谱特征反演出大气的物理参数也是一个非常复杂的问题。另一方面,在不同加热方式下的辐射动力学模拟,有助于我们得到更清晰的太阳低层大气辐射与动力学过程的物理图像,也使我们对光谱特征的起源有了更深入的了解。本论文的目的是将光谱分析和辐射动力学模拟相结合,研究太阳低层大气在太阳活动时的响应。论文的主要内容如下:第一章简要介绍了太阳的光谱观测历史,特别是针对太阳低层大气的观测。随后以埃勒曼炸弹和微耀斑为例,介绍了低层大气活动的主要光谱特征及可能的触发机制,同时也介绍了太阳活动对光球谱线产生的影响。第二章主要对相关的观测仪器以及一些基本的数据处理方法作了简要的介绍,包括不同仪器之间观测图像的对齐以及光球矢量磁场的外推。第三章介绍了辐射动力学模拟的基本方法与程序。第四章介绍了部分频率再分配下谱线的计算程序。第五章主要研究埃勒曼炸弹的色球光谱响应。我们发现,通过光学厚谱线的位移或者不对称性来推导多普勒速度是非常困难的,特别是使用等分线方法得到的速度变化很大。考虑到埃勒曼炸弹主要发生在低层大气中某一特定区域,具有线翼发射、线心吸收的光谱特征,我们提出了双层云模型来拟合观测的光谱,其中下层云对应线翼的发射,而上层云则对应线心的吸收。在仔细确定了自由参数的范围之后,我们得到了令人满意的拟合结果。结果表明,埃勒曼炸弹区域的下层云的源函数相对于宁静区有所增加,对应的温度升高了 400-1000 K。这与以往的半经验模型的计算结果相一致,证明了埃勒曼炸弹发生时低层大气存在局部的加热。我们也发现两层云的光学深度均有所增加,可能来源于当地直接的加热(下层云),或者来自下方辐射的增强(上层云)。用云模型方法拟合得到的速度是平均的运动速度,与使用等分线方法得到的速度有所差异。总体而言,双层云模型可以作为一个有效的方法来推导埃勒曼炸弹的基本物理参数。第六章主要研究埃勒曼炸弹的紫外光谱响应。通过对FISS和IRIS同时观测到的埃勒曼炸弹进行光谱分析,我们发现Hα、CaⅡ8542A和MgⅡ三重线的线翼发射以及1700 A和2832 A紫外连续谱图像上的增亮,证明了太阳低层大气存在加热效应。另外,我们发现当埃勒曼炸弹发生时,MgⅡ三重线的强度与Hα谱线的强度具有相关性,这提供了使用Mg Ⅱ三重线进行埃勒曼炸弹证认的另一种方式。然而,我们在IRIS更热的谱线(CⅡ和Si Ⅳ)中没有发现任何响应。我们采用双层云模型同时对两条色球谱线(Hα和CaⅡ 8542 A)进行拟合,发现当地温度升高了 2300 K。这个温度增量在埃勒曼炸弹的模型中属于比较大的值,然而仍不足以在紫外波段产生明显辐射增强的特征。第七章使用辐射动力学模拟来研究埃勒曼炸弹在不同加热模式下色球谱线的响应与演化。我们假设低层大气的能量释放有两种方式,即热方式(直接加热等离子体)和非热方式(通过高能电子束加热)。总的来说,两种模型都可以得到与观测相近的谱线轮廓,但存在一些有趣的差异。在非热模型中,我们发现当加热开始时Hα线翼和连续谱产生短暂的变暗现象;然而在热模型中,谱线的变暗现象只发生在Hα线心,并且持续时间较长。因此,利用谱线轮廓的特征可以鉴别埃勒曼炸弹究竟是由非热过程主导还是热过程主导。我们也发现,如果提高加热速率,Hα谱线的强度将会变得更高,但仍然没有明显的紫外爆发的特征。第八章主要介绍微耀斑中色球磁重联的观测证据——双向流。在耀斑峰值时刻,耀斑位置两侧的色球谱线表现出明显的蓝移和红移分量,对应的物质运动速度为±(70-80)kms-1,与色球当地的阿尔芬速度相近。通过三维非线性无力场的重构,进一步展示了低层大气扭缠的磁力线(磁绳),与He Ⅰ 10830 A图像上观测到的暗丝结构在空间上位置相一致。磁绳的不稳定性可能触发了与耀斑相关的磁重联。我们的观测提供了色球磁重联明显的证据,也说明了微耀斑和大耀斑具有相似的触发机制。第九章基于辐射动力学模拟来研究耀斑大气加热对光球谱线Fe Ⅰ 6173 A的作用。我们采用宁静太阳大气和与黑子半影大气作为初始大气,并假设加热能量来源于高能电子束的轰击。结果表明,在宁静太阳大气中,中等耀斑发生时Fe Ⅰ 6173 A谱线的线心强度有明显的增加。线心发射的增强既来自于光球中的辐射致热,也来自于低层色球的电子束加热。低层色球物质存在微弱的向上运动,在谱线轮廓中表现为蓝不对称性。在黑子半影大气中,谱线对耀斑加热的响应更加明显,线心甚至表现为发射峰,不对称性也更强。实际观测中,HMI较低的光谱分辨率会损失部分信息,但是线心发射的增强与谱线不对称性仍然得以保留。我们通过计算偏振光谱,发现斯托克斯I与V轮廓均能在耀斑加热时发生改变。因此,这条谱线轮廓的变化对于磁场的反演有着至关重要的影响,可以用来解释与太阳耀斑相关的磁场瞬时变化。最后,我们对本文的工作进行了总结,并且对未来的研究方向进行了展望。
【学位授予单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2018
【分类号】：P182.2
【图文】：

生长曲线,太阳光球,太阳望远镜,黑子群

图１．２：古迪太阳望远镜使用白光连续谱对太阳光球的观测，可见黑子群与米粒组织。逡逑现旧米粒的不断消退和新米粒的不断形成，在太阳表面形成类似沸水不断沸腾逡逑的图像（图１．２）。光球中存在大量的中性金属的吸收线，通过生长曲线的方法可逡逑以从这些吸收线的观测上推导出太阳光球的金属丰度［１４］。逡逑由于光球的辐射十分强烈，只有在日全食时，太阳光球完全被月球的影子逡逑挡住，我们才可以看见光球外侧的太阳大气。这当中最显眼的要数日冕了。最早逡逑关于日冕的记录是拜占庭历史学家蒂亚克努斯（Ｌｅｏ邋Ｄｉａｃｏｎｕｓ）对公元９６８年一逡逑次日食的描述［１５］：逡逑在曰出后第四个小时……黑暗笼罩了地面，所有最亮的星星开逡逑始闪耀。太阳表面阴暗无光，但是在边缘却有一圈暗淡的光辉，像是逡逑镶了边一样。逡逑“日冕（ｃｏｒｏｎａ）”得名于它冠冕状的结构（图１．３）。日冕尺度很大，可以直到太逡逑阳表面以上几百万公里；温度可达几百万度，高温下氢原子基本处于完全电离逡逑的状态。日冕的辐射除了可见光辐射外（也称为白光日冕），还有从射电一直到逡逑３逡逑

日全食,日冕,超米粒,光球

色球本身也是不均匀的［２０］。观测上最显著的是在光球超米粒组成的网络逡逑结构对应位置上的色球网络（ｎｅｔｗｏｒｋ），以及沿着磁力线紧密排列的纤维状物质逡逑（图１．４）。在日面边缘也可以观测到频繁向上抛射的细而明亮的物质，称为针状逡逑体（ｓｐｉｃｕｌｅ）。逡逑４逡逑

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