發(fā)布時間：2017-12-15 18:05

  本文關(guān)鍵詞：太陽低層大氣小尺度活動數(shù)值模擬研究

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【摘要】：在太陽耀斑、日冕物質(zhì)拋射(CME)和其他太陽活動現(xiàn)象中,磁重聯(lián)一直都扮演著至關(guān)重要的作用。然而越來越多的作者把注意力集中在了太陽小尺度的活動之上,比如Ellerman炸彈、微耀斑、色球噴流等等。其原因在于這些小尺度活動有著相對簡單的結(jié)構(gòu),比較容易研究。研究這些活動有助于我們理解太陽活動的基本物理機制,并為我們研究大尺度活動現(xiàn)象提供線索和依據(jù)。 微耀斑是一種小尺度、持續(xù)時間短的太陽活動現(xiàn)象。關(guān)于微耀斑的研究已經(jīng)有幾十年的歷史。從統(tǒng)計的結(jié)果來看,微耀斑的大小從幾個角秒到20個角秒不等,持續(xù)時間在10-30分鐘之間,釋放的能量在1025-1029爾格之內(nèi)。微耀斑在各個波段都有觀測,比如Ha、軟X射線、硬X射線以及微波輻射等等。但是并不是所有的微耀斑同時在所有波段都有觀測。微耀斑的觀測特性,比如加熱現(xiàn)象、與磁場的聯(lián)系、持續(xù)時間和高能粒子的存在等等,都說明了微耀斑是磁重聯(lián)的結(jié)果,與大耀斑類似。 我們主要使用磁流體(MHD)數(shù)值模擬來研究微耀斑的形成和演化。使用的模擬程序主要有兩個代碼。其一是基于CIP-MOCCT格式的有限差分格式,CIP格式主要處理流體部分,而MOCCT方法主要用于處理磁場部分,保持在演化過程中磁場的散度始終不變。另外一個代碼是MAP程序。MAP是基于FORTRAN程序語言用于計算MHD方程組的天體物理程序。其中使用了自適應(yīng)網(wǎng)絡(luò)(AMR)的高級算法和完全MPI并行化。MAP程序中集成了三種可選的數(shù)值格式,分別為MMC (modified Mac Cormack scheme)、LF (Lax-Friedrichs scheme)和WENO (weighted essentially non-oscillatory scheme)格式。三種格式都是二階、二步、分量形式(component wise)的用于計算雙曲守恒率方程組的數(shù)值格式。TVD (total variation diminishing)限制器和近似Riemann解法也包含在內(nèi)。雖然格式是二階的,但是AMR算法可以使數(shù)值計算在達到盡可能高的分辨率的同時盡量縮短計算時間。除此之外,MAP程序通過使用EGLM (extendedgeneralized Lagrange multiplier)-MHD方程組來減少磁場散度誤差。處理其他源項所使用的數(shù)值計算方法也有詳細的介紹。 在考慮了重力、電離和輻射的情況下,我們使用CIP-MOCCT格式求解2.5維可壓縮電阻MHD方程組來研究色球微耀斑現(xiàn)象。模擬中微耀斑的能量主要來自于通過磁重聯(lián)過程釋放的磁場能量。寧靜太陽大氣VALC模型和10%的氦豐度也考慮到模擬之中。我們的2.5維模擬可以定量的解釋微耀斑在色球的溫度增加情況。模擬還發(fā)現(xiàn)溫度的增加量△T主要受到背景磁場強度的影響,而微耀斑的演化時間At與模擬所假設(shè)的反常電阻的大小有關(guān)系。在一系列模擬中,我們找到一個溫度增加與磁場、重聯(lián)高度和反常電阻值之間的標(biāo)度率,即AT/At-nH-1.5B2.1η0.88。另外,模擬中向上的噴流速度遠大于向下的噴流速度,X重聯(lián)點的位置也會隨模擬的演化有所上升和下降。 雖然用模擬得到的微耀斑可以定量解釋色球微耀斑的溫度增加現(xiàn)象,但是這個模擬的最大問題還在于其使用了十分簡單的磁位形,模擬中并不考慮這種反向平行的磁場位形是如何形成的,我們也只關(guān)注了磁重聯(lián)發(fā)生之后的微耀斑演化過程。此外,微耀斑在EUV或者軟x射線等高溫波段的輻射也不能通過色球磁重聯(lián)的模擬得到。為了更加自洽的解釋微耀斑的形成和演化過程,我們又進行了更加深入的MHD模擬。在新的模擬中,磁重聯(lián)由新浮磁流和背景磁場之間的相互作用產(chǎn)生。背景磁場則是使用了更加貼近實際的傘蓋磁位形,每個傘蓋磁場都扎根于超米粒的邊界。通過實時地改變底邊界條件,新浮磁流從超米粒的中心浮出并與已經(jīng)存在的傘蓋磁場相互作用,從而發(fā)生磁重聯(lián)。我們成功模擬出了日冕起源和色球起源的微耀斑。這兩種微耀斑的區(qū)別在于其X重聯(lián)點的高度分別處于日冕中和色球中。具有日冕起源的微耀斑有著較大的尺寸和更高的溫度,其熱的噴流的溫度可以達到-1.8×106K,對應(yīng)于觀測中的EUV/SXR噴流,其冷的噴流的溫度為-104K,對應(yīng)于觀測中的Hα/Ca日浪。而具有色球起源的微耀斑由于其重聯(lián)高度很低,模擬中只有色球?qū)佑袦囟仍黾蝇F(xiàn)象,對應(yīng)于Hα/Ca亮點。參數(shù)依賴研究表明新浮磁流的尺度和磁場強度是決定重聯(lián)高度的關(guān)鍵性參數(shù)。 最近,色球?qū)又袩o處不在的噴流被Hinode衛(wèi)星的SOT望遠鏡發(fā)現(xiàn),比如色球海葵狀噴流、黑子半影微噴流、針狀物和黑子本影亮橋噴流等等。一般認為,這些微小的頻繁出現(xiàn)的噴流是低層大氣磁重聯(lián)的結(jié)果。但是這些噴流的三維磁場位形依然不是很清楚。在這里我們提出一種可用于解釋這些噴流現(xiàn)象的可能模型。在太陽低層大氣,剪切的磁場之間的磁重聯(lián)會產(chǎn)生一種扇型噴流,這種噴流具有一個十分有趣的特性,那就是其能沿著引導(dǎo)磁場的方向運動。而通常情況下,引導(dǎo)磁場又是比較垂直于太陽表面的,因此我們的扇型噴流可用于解釋觀測中發(fā)現(xiàn)的色球噴流現(xiàn)象,同時此模擬也能為天體物理其他領(lǐng)域的噴流現(xiàn)象提供了觀測依據(jù)。
【學(xué)位授予單位】：南京大學(xué)
【學(xué)位級別】：博士
【學(xué)位授予年份】：2012
【分類號】：P182

【共引文獻】

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本文編號：1292903