日冕磁场的全球有力场外推方法和日珥动力学观测

发布时间：2021-01-14 18:05

　　日珥、日冕物质抛射、耀斑及其它太阳大气活动现象都与磁场息息相关。获取日冕磁场的三维信息是研究日珥形成、存在和演化等日冕现象的重要手段。由于日冕高温、稀薄和磁场较弱的特点,直接观测日冕磁场比较困难。当前最有效的认识日冕磁场的办法是基于光球磁图的磁场外推方法。各种方法中,最简单的是势场外推,但是势场中不含有电流,因而不能描述具有扭缠结构的非势日冕磁场;此外,还发展了一些非线性无力场外推方法,可以描述包含场向电流、带有一定扭缠特征的磁场结构;考虑磁场与等离子体相互作用的磁流体力学模拟也是一种被尝试的方法。但需要更多计算资源、且需引入多个等离子体热力学参数。为进一步考虑有力磁场位型、实现大尺度全球日冕磁场的快速重构,我们发展了一个以单层矢量磁场数据为底部边界条件的全球日冕有力场外推方法。该方法基于Hu et al.（2008）提出的直角坐标系下的有力场外推方法,采用基于最小耗散法和变分原理推导出的磁场方程。该方程的解是有力场,可分解为三个分量场,包含一个势场和两个线性无力场。从单层矢量磁图出发,利用一个迭代方法可以获得三个分量场的径向底边界,进而可以利用线性无力场和势场外推方法分别获得三个分量... 

【文章来源】：山东大学山东省 211工程院校 985工程院校 教育部直属院校

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【学位级别】：博士

【部分图文】：

图１．１：宁静区网络场和网络内场的光球磁场图

??等离子体—般小于１。图１．２给出了太阳大气等离子体随高度的分布示意图。??＾?Ｐｌａｓｍａ?Ｂｅｔａ?Ｍｏｄｅｌ??１?■?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?１?Ｉ?Ｉ?Ｉ！?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?ｔ?ＩＩ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ‘??Ｓｏｌａｒ?Ｗｉｎｄ?ｆ?ｉ?＝??■?Ａｃｃｅｌｅｒａｔｉｏｎ?Ｒｅｇｉｏｎ?Ｉ?ｊ?－??Ｖ?ｉ?／？＞１??Ｉ?Ｘ…丨：＾??：?Ｊ?：??＾?Ｃ２??＾〇２?＿?Ｃｏｒｏｎｏ?＼?ＳＸＴ?Ｃｕｓｐｓ??．ｉｍｂ?Ｏｏｔｐ＾＂＾?ｊ??／?｜?１??，０〇ｒ?＾＇＇＇＾??Ｃｈｒｏｍｏｓｐｈｅｒｅ?丨?￣??：．?Ｘ?！?：??Ｐｈｏｔｏｓｐｈｅｒｅ?＼?！?＼??１０－１?ｆ?；??：?；／５＞１?：??１〇￣４?１〇－３?１〇￣２?１０－１?１０°?１０１?１０２??Ｂｅｔａ?（１６７ｒｎＫＴ／０２）??图１．２：太阳大气等离子体，５随高度分布示意图。（Ｇａｒｙ?（２００１）图３）??色球的磁通量来自光球，故在观测上可发现相应的磁结构有明显的对应关??系。在色球谱线上，如Ｃａｌｌ线图像中的明亮的网状结构，这些结构与光球的??超米粒组织元胞的边界（光球网络场分布的地方，对应光球磁通量聚集区）在??空间上对应。磁元在色球谱线上增亮（称为谱斑ｐｌａｇｅ），面积比在光球上大。解??释这些色球增亮，需要引入波耗散等加热机制（Ｗｉｅｇｅｌｍａｎｎ?ｅｔ?ａｌ．，?２０１４）。??在活动区的谱斑和色球网络场中

在冕洞开放磁场区和宁静区，温度在百万度左右，而在活动区温度可以??达到几百到上千万度。在耀斑时，磁重联区域温度甚至可以达到１到２千万度。??日晃中磁场占主导（见图１．２）。在活动区上方Ｍ流极尖区（ｔｈｅ?ｍａｇｎｅｔｉｃ?ｃｕｓｐｓ）可??能会出现／５＞１的情况。受磁场结构的影响，日冕是高度不均匀的，不能简单??分层。如图１．３，随着高分辨率观测技术的进展，各种数据越来越多地显现出色??球－曰冕区域的高度动态和结构化特征。??ＩＩＩＩＩＩＩ?Ｖ）ｔ??：??１?ｖ°??１?１?１１？?＾??１９５０ｓ?１９８０ｓ?２０００ｓ??图１．３：太阳日晃几何卡通图。（Ａｓｃｈｗａｎｄｅｎ?（２００５）图１．１７）??日冕磁场的两个典型位型是闭合场和开放场。明亮的日冕拱（闭合场）连接??光球两个极性相反的区域，经常植根于活动区，大部分明亮的磁拱分布在活??５??


本文编号：2977287