日冕开放磁场中的慢激波

日冕物质喷发的观测速度常低于Alfven波速的估计值而高于背景日冕声速,这表明日冕质量喷发可能在日冕中形成慢激波.本文假定日冕物质喷发由冕底的磁通量喷发所驱动,对它在开放磁场中形成的慢激波进行数值模拟。结果表明,慢激波纬度范围有限,外形平坦;一快波与慢激波共存并发生相互作用。快波使背景磁场发生偏转从而在慢激波前方引起稀疏,两侧引起压缩。快波的这些效应对慢激波的位,形和特征具有重要影响。     

太阳低层大气中的磁重联

向量磁场的观测,为确定太阳活动区的磁场拓扑,提供了决定性的约束,从而,为证认可能的物理过程,提供了观测基础,从向量磁场观测和理论探讨两方面证实,由视向磁图观测发现的磁对消现象,反映了两个独立的磁环系统的相互作用,主要是发生在太阳低层大气的磁重联过程,这一重联过程可能通过向上层大气输运磁通量和磁螺度,影响上层大气的磁活动,并可能导致日冕内的快重联,提供太阳耀斑所需的能量.     

磁层顶边界区磁场对涡旋流场的响应和重联

经典的磁场重联理论和近十年来的数值模拟研究,都只是考虑垂直于磁力线的流场对重联的驱动作用。我们提出了一种产生磁场重联的新机制,即切变流场形成的大尺度涡旋,可以形成磁岛和中性X线。本文建立了一个涡旋流场产生磁场重联的运动学模式,计算结果证实了上述的论点。对这种磁场重联机制的一些基本特性进行了讨论,结果表明。这种重联机制可用来解释在向阳面磁顶区观测到的某些局部重联现象,例如磁通量传输事件(FTE)。     

日冕扰动传播的数值模拟

本文应用一种新的磁流体力学模式和球坐标中的Euler全隐式计算格式,重新考察了太阳日冕扰动的传播特征。为了模拟太阳大气的磁场结构,文中采用解析和数值相结合的方法,得出了溪流状的磁场位形。在这种磁场模式下,我们讨论了太阳表面赤道附近冷物质径向喷射所引起的日冕动力学响应和伴随的物理过程,揭示了一些很有意义的物理现象。这些结果可以解释日珥的形成及伴随的日冕瞬变。     

日冕物质抛射的大尺度磁场结构

基于对一组初发于可见日面的日冕物质抛射的源区研究, 证认两类太阳大尺度磁场结构, 指出这些大尺度磁场结构是太阳磁场的内禀分量, 它们的不稳定性、向外膨胀和抛入行星际空间的过程, 是导致日冕物质抛射的基本过程. 这两类大尺度太阳磁场结构是联结太阳南北半球两个活动带的巨磁环和巨暗条(暗条通道)及与之相关的磁场结构. 后者在光球全日面磁图和综合磁图上, 表现为排成两列的相反极性的黑子或谱斑磁场, 其磁场极性反变线(磁中性线)的长度一般超过50日面度. 把后一类大尺度磁场结构称为“超级A结构”. 它们有时表现为巨暗条及相关的大尺度磁场. 由于这类大尺度磁场结构尺度大, 向日冕延伸到很高的高度, 在通常以研究耀斑等活动区尺度现象为目标的太阳磁场观测中难以证认. 证认这些大尺度磁场结构, 成为理解日冕物质抛射产生的物理机制和预报日冕物质抛射的关键.     

日球子午面内背景太阳风流场和磁场的相互作用

本文应用非守恒型控制方程和简单适用的 MacCormack Ⅱ型差分格式,模拟日球子午面内大阳风流动同磁场作用演化趋于定态以及日球中性片的形成过程.文中验证了有关的日冕基本流场与磁场相互作用机制的理论,并提供了日球子午面中背景大阳风的动力学和磁场参量的可能分布。     

太阳风中小尺度湍动磁重联的模拟研究 *

分析了Helios高分辨率数据 ,找到太阳风湍动中可能发生磁重联过程的观测事例 ,并将空气动力学中的三阶精度迎风紧致差分格式引入可压缩的二维磁流体动力学 (MHD)中 ,数值模拟研究行星际太阳风中这种小尺度湍动磁重联现象 .主要新结果是 :行星际太阳风中湍动磁重联过程可以发生 ;湍动磁重联是高磁Reynolds数 (RM=2 0 0 0 ,1 0 0 0 0 )太阳风中磁重联的基本特征 ,磁重联多由单X射线重联向多X射线重联发展 ;磁岛的不断形成、合并与演化十分复杂 ,最终将向低能态状态演化 ;不同演化阶段、不同穿越路径 ,将有很不相同的磁场、流场信号记录 .小尺度湍动磁重联的数值实验结果可从原理上解释飞船观测结果 ,有助于揭示太阳风基本物理过程.     

球坐标中的Euler全隐式计算格式及其对太阳物理现象的应用

为了研究太阳大气中全球性的问题,本文将Eular全隐式计算格式(FICE方法)推广到球坐标情况。文中应用逐线法求解压力的差分方程,并采用投影特征线方程来确定顶部和底部的边界条件。对于全球性的大尺度现象,还考虑到引力场随高度的变化,同时在径向采用了非均匀网格。作为一个数值例子,文中还讨论了在偶极子磁场模式下,太阳表面赤道附近存在径向的物质喷射,所引起的太阳大气中的物理过程,其结果可以解释日珥及伴随的日冕瞬变现象。     

具有前鞘结构的日冕瞬变活塞模型

根据观测数据的分析,大尺度环状或球形日冕瞬变现象具有一前鞘区域。这个区域与它之后的快速瞬变运动之间应有一定的关系,属于同一动力学过程。在本文中,用在太阳引力场中以某一速度规律运动的球形活塞气体动力学模型,来研究带有前鞘区的日冕瞬变事件,理论结果与观测的比较表明,这种活塞模型可以较合理地解释前鞘区及在它之后的快速瞬变的几何特性、运动学和动力学特性。     

磁通量子隧道效应及其对实验临界电流的影响

采用磁扫描测量方法,在YBCO(123和124)薄膜上获得了实验临界电流和磁弛豫率随温度及磁场的依赖关系,借助于集体钉扎和热激活磁通运动模型,求出了真实临界电流(即对应于激活能为0的电流),从而区分开量子磁通隧道效应和热激活磁通运动对实验临界电流的影响,发现当温度(T)约低于10K时,由于磁通量子隧道效应的存在使得磁弛豫率不再随温度的下降外延至零,这种额外的磁通运动进一步降低了实验临界电流值,使其在低温下随温度降低而趋于饱和.     

开闭磁场位形中慢激波的传播 *

用一个二维MHD数值模型 ,数值模拟研究了慢激波在近太阳子午面内开磁场和闭磁场中的传播 .结果表明 :开磁场中的慢激波可以保持其慢激波的特性传向行星际空间 ,但闭场中的慢激波在通过盔形电流片向开放形磁场传播时可以转化为中间激波 .     

水平环状日珥的静力学平衡

北京天文台曾于1980年观测到了罕见的环平面与太阳表面平行的完全闭合的环状日珥,其特征寿命约1—2天。本文讨论了这种水平等离子体环在磁力、重力和压力同时作用下的静力学平衡问题。在轴对称矩形截面假定下建立方程组,采用闭合磁场边值,得到零阶磁场(无力场)和密度(压力)解,进一步求得了零阶磁场和密度以及一阶磁场的一个本征解,从而给出水平闭合环状日珥中的一种可能的磁场和密度分布。本文得到的环状日珥的闭合式磁场结构与外界日冕磁场的力线不连通,有助于说明日珥与日冕之间的巨大温度差别。     

太阳耀斑的运动学无力场储能机制

本文同时求解无力场方程和磁感应方程,假设无力场的磁通量管具有细长体的位形,可对半径r展开。等离子体的运动使得初始的势场演变为有电流分布的无力场,将流体的动能转变为磁场的磁能储存在磁力线管里。本文的结果,可以用来研究太阳耀斑的储能过程,在一天左右的时间内可储存10³²erg的能量,提供太阳耀斑爆发的需要。     

新星爆发后赤道带形成的电流环模型

本文用双绝热磁流体方程组阐明新星爆发后主壳层向赤道面运动的规律,当主壳层在强偶极磁场作用下向外抛射时,由漂移电流产生平行于赤道平面的等离子体电流环,它们在磁场作用下向赤道面逐渐靠拢形成赤道带;在极冠区由于等离子体流速与磁场平行,不能产生电流环而形成单独的极冠凝块,极冠凝块与赤道带速度的差异是由于等离子体流横越磁场时感应电场能量的消耗。根据本文提出的电流环模型,对于新星DQ Her作了估算:新星爆发时的磁场约为10⁶—10⁷高斯,赤道带形成的时间约为4—6年,与观测大致相符,文中还提供了观测上进一步检验模型的一些方法。     

孤立无力场磁拱的自洽模型

聚集强磁场的磁通量管是太阳表面磁场的基本位形。本文讨论了孤立磁通量管在太阳大气中的平衡位形。从数学上看,即使对于线性无力场模型,磁势的方程是线性的,但边界条件是非线性的,而且边界位置也需要由物理条件确定。对于孤立的无力场磁拱,在较大标高近似时,我们求出了均匀圆弧拱和非均匀拱模型的分析解。结果表明,对于不同的环向磁场,非线性问题可能无解,可能有解;非线性问题解的个数最多可以有四个,有时是两个。本文具体求出了胖拱近似和瘦拱近似下的分析解,从而揭示出磁拱结构的一般性质。     

太阳极区矢量磁场研究 *

1997年4月12日 ,利用怀柔太阳观测站视频磁象仪的“深积分”观测模式 ,系统地测量了处于太阳活动极小年的极区矢量磁场 .研究发现 :极区磁场的方向偏离太阳表面的法线方向约40 .2°± 3.2° ;较强的磁元通常具有较小的偏离 ;在高于南纬5 0°的极冠区 ,总磁通量密度及净磁通量密度分别为7.8× 1 0 ^-4 T和 - 3.4× 1 0 ^-4T ;相应的总、净磁通量分别为 5 .5× 1 0 ¹⁴ Wb和 - 2 .5× 1 0 ¹⁴ Wb ;属于太阳大尺度磁场的这部分净磁通量 ,与在离太阳一个天文单位处测到的行星际磁场 (IMF)的量级是大致相等的 .     

太阳射电爆发的非线性相对定标方法与数据处理

太阳耀斑和日冕物质抛射等爆发现象中的能量突然释放与转换过程和高能粒子加速过程, 是太阳物理乃至天体物理中最富挑战性的一个基本问题. 目前对日冕能量释放源区的磁场和等离子体参数尚无直接测量的方法. 在一定的辐射机制和传播过程假设下, 射电方法是诊断日冕磁场的几乎惟一手段. 我国新近完成的太阳射电宽带动态频谱仪具有优于当前国外同类设备的高时间和高频率分辨率, 从而在23周峰年研究中发挥了重要作用. 但对于大爆发事件, 有时会出现仪器饱和现象. 必须采取特殊处理, 以消除仪器效应或干扰的影响. 针对太阳射电动态频谱仪的特点, 提出了一种非线性定标的方法处理仪器饱和效应, 采取了信号的动态范围调整方法, 提出通道归一化处理方法进行图像增强. 最后应用小波方法以消除干扰的影响. 以著名的2000年7月14日重大日地活动事件为例进行分析, 展现了上述方法的可行性与正确性. 该方法也可应用于其他问题.     

磁尾中性片处一种反常电阻机制

本文在平板模型近似下探讨了磁尾中性片非绝热离子逆磁漂移不稳定性及其反常电阻。该不稳定性是由非绝热离子逆磁漂移激发的,非绝热离子的轨道漂移共振大大增强了不稳定性强度。相应的反常电阻率为10⁴(Q·m)量级,与触发磁尾磁场重联所需电阻值相近。     

再论高温超导体的E-j关系

对高温超导体磁弛豫尚未达到平衡态和达到平衡态的情况,考虑了磁通热激活的正、反向跃迁(反向跃迁即为从低势能向高势能跃迁),在Bean模型下,严格求解了外加磁场与外加电流时的高温超导板的E-j关系.理论指出电流产生的磁场方向与外加磁场方向相同的板的一侧lnE-lnj只有正曲率;相反的一侧在特定的磁场范围lnE-lnj在同一条曲线上可以呈现正、负曲率,并给以理论证明.还讨论了出现正、负曲率对临界电流密度、外加磁场和温度的要求.     

低纬磁层顶的平衡结构

采用了含磁场剪切的新的磁层顶模型,在Vlasov-Maxwell方程组框架下,解析地求得等离子体平衡分布函数,讨论了低纬模型磁层顶的特征。结果表明:(1)低纬磁层顶等离子体平衡分布函数由一个均匀Maxwell分布和两个非均匀的漂移Maxwell分布组成,速度分布中存在以不同速度作横场漂移的“洞”和“鼓包”结构.(2)从磁层顶外侧向内侧密度单调下降.(3)电流分布为一典型电流片结构.(4)在一定温度条件下,磁层顶厚度可以大于离子回旋半径,这些结果适用于行星际磁场北向分量间隔期间低纬磁层顶区.