本文選題：日冕亮點(diǎn) + 日珥振蕩　； 參考：《南京大學(xué)》2012年博士論文

【摘要】：日冕亮點(diǎn)是日冕中一種長(zhǎng)壽命的小尺度增亮現(xiàn)象。人們普遍認(rèn)為日冕亮點(diǎn)的加熱機(jī)制是磁重聯(lián),但是關(guān)于它們的磁拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)和重聯(lián)的方式還知之甚少。我們利用高分辨率的Hinode/XRT和STEREO/EUVI望遠(yuǎn)鏡的多波段觀測(cè)資料仔細(xì)分析了2007年3月16日在日面中心附近的一大一小兩個(gè)亮點(diǎn)。其光變曲線的特征都是長(zhǎng)時(shí)間的增亮疊加若干間隔約1小時(shí)的準(zhǔn)周期閃耀。我們據(jù)此提出亮點(diǎn)的光變曲線由兩部分組成：緩慢的增亮和劇烈的閃耀。較大的亮點(diǎn)在閃耀期間總是伴隨噴流的發(fā)生�；诠馇蛞曄虼艌D的勢(shì)場(chǎng)外推顯示兩個(gè)亮點(diǎn)的上方均出現(xiàn)磁零點(diǎn),都有穹頂狀的扇面以及穿過頂點(diǎn)處磁零點(diǎn)的脊線。根據(jù)亮點(diǎn)的三維磁拓?fù)浣Y(jié)構(gòu),我們認(rèn)為亮點(diǎn)的閃耀和噴流源于零點(diǎn)處的劇烈磁重聯(lián),而長(zhǎng)時(shí)間的緩慢增亮源于扇面的交換式(分量)重聯(lián)。盡管高溫極紫外波段觀測(cè)到的日冕亮點(diǎn)與軟X波段觀測(cè)到的非常相似,但是低溫極紫外波段的觀測(cè)顯示亮點(diǎn)在日冕低層是由尖角狀的磁環(huán)和周圍幾個(gè)分散的亮核組成,它們分別源于零點(diǎn)附近和扇面的磁重聯(lián)。 暗條的縱向振蕩之前已經(jīng)在Ha波段被觀測(cè)到。我們利用高分辨率的多波段觀測(cè)資料仔細(xì)研究了2007年2月8日太陽(yáng)西邊緣的活動(dòng)區(qū)日珥振蕩事件。Hinode/SOT的高分辨率觀測(cè)顯示在低分辨率的極紫外波段看到的向外凸的日珥在高分辨率的Ca Ⅱ H圖像上其實(shí)是由許多向外凹的纖維組成,這也暗示了日珥中磁凹陷的存在。一團(tuán)日珥物質(zhì)注入到磁凹陷結(jié)構(gòu)后開始沿磁力線來(lái)回振蕩,并持續(xù)了至少三個(gè)半小時(shí),周期約52分鐘。振幅隨時(shí)間指數(shù)衰減,衰減時(shí)標(biāo)約133分鐘。此外,我們也探討了日珥縱向振蕩作為后來(lái)日珥部分拋射以及日冕物質(zhì)拋射(CME)前兆特征的可能性。 為了進(jìn)一步探討日珥作為整體縱向振蕩的觸發(fā)機(jī)制、衰減機(jī)制和回復(fù)力,我們利用公開的MPI-AMRVAC程序?qū)θ甄砜v向振蕩進(jìn)行了一維輻射流體力學(xué)數(shù)值模擬。模擬的第一步是冷而密的日珥物質(zhì)由于色球蒸發(fā)和熱不穩(wěn)定性在預(yù)先設(shè)定的磁凹陷中形成并生長(zhǎng)。色球加熱停止后,日珥自發(fā)松弛到熱力學(xué)平衡態(tài)。靜止的日珥在脈沖式的擾動(dòng)作用下沿磁凹陷周期性振蕩。我們首先利用Hinode/SOT高分辨率觀測(cè)到的日珥磁凹陷位形作為初始條件進(jìn)行模擬,模擬的振蕩周期與觀測(cè)值非常接近,意味著日珥重力沿磁環(huán)的分量是縱向振蕩的回復(fù)力。模擬中振幅的衰減時(shí)標(biāo)比觀測(cè)值長(zhǎng)約1.5倍。我們發(fā)現(xiàn)輻射損失是導(dǎo)致振蕩衰減的主要因素,但不足以使振蕩迅速衰減。今后的模擬或許應(yīng)該加入波的泄漏等機(jī)制。之后,我們通過改變各種物理參數(shù)和磁環(huán)位形進(jìn)行了大量模擬。結(jié)果表明磁環(huán)腿部脈沖加熱和日珥的初始速度擾動(dòng)都可以推動(dòng)日珥整體同相位振蕩。振幅隨擾動(dòng)的增加而增加,隨凹陷深度的增加而減小。當(dāng)擾動(dòng)非常強(qiáng)的時(shí)候,部分日珥物質(zhì)會(huì)沿磁環(huán)腿部落到色球,導(dǎo)致質(zhì)量和動(dòng)能的損失。日珥振蕩周期與擾動(dòng)無(wú)關(guān),而是正比于2w／(?),其中2w和D分別代表凹陷的總長(zhǎng)度和深度,這與單擺有點(diǎn)類似。沿磁環(huán)的重力分量是主要的回復(fù)力。在非絕熱情況下,日珥振蕩隨時(shí)間衰減,衰減時(shí)標(biāo)和衰減率(衰減時(shí)標(biāo)與周期的比值)都隨周期的增加而減小。當(dāng)擾動(dòng)非常強(qiáng)的時(shí)候,物質(zhì)掉落也會(huì)加快振蕩的衰減。
[Abstract]:The coronal highlight is a small scale brightening phenomenon of a long life in the corona. It is widely believed that the heating mechanism of the coronal highlights is the magnetic reunion, but little is known about their magnetic topology and reconnection. We carefully analyzed the multi band observations of the high resolution Hinode/XRT and STEREO/EUVI telescopes in 2007. 16 of the two bright spots near the center of the diurnal center on July 16. The characteristics of the light variation curves are the long time brightening and the quasi periodic blazed of several intervals of some 1 hours. Accordingly, we propose that the light curve of the bright spot consists of two parts: slow brightening and intense glitter. The larger bright spots always accompany the jet during the blazed. An extrapolation of the potential field based on the photomagnetic view shows that there are magnetic zeros above the two bright spots, all with a dome like sector and a ridge line passing through the magnetic zeros at the vertex. Although the coronal bright spot observed in the high temperature ultra violet band is very similar to that observed in the soft X band, the observation of the low temperature ultra violet band shows that the bright spot is made up of a sharp corner magnetic ring and several scattered bright nuclei around the coronal lower layer, which are derived from the magnetic reconnection near the zero point and the fan surface.
The longitudinal oscillations of the dark strip have been observed before the Ha band. Using high resolution multiband observations, we carefully studied the high resolution observation of the active area prominence of the west edge of the sun in February 8, 2007, which shows that the prominence of the prominence of the prominence of the solar prominence at the low resolution of the ultra violet band is at a high resolution of Ca. The second H image is actually made up of many concave fibers, which also implies the existence of a magnetic depression in the prominence. A mass of prominence substances oscillates back and forth along the magnetic line after a magnetic depression, and continues for at least 3.5 hours for about 52 minutes. The amplitude attenuates with time exponentially and is marked for about 133 minutes. In addition, we also The possibility of vertical oscillation of prominence as a precursor of partial prominence and coronal mass ejection (CME) is discussed.
In order to further explore the triggering mechanism of the prominence as a whole longitudinal oscillation, the attenuation mechanism and the restoring force, we use the open MPI-AMRVAC program to simulate the one dimensional radiic hydrodynamics of the prominence longitudinal oscillation. The first step is the cold and dense prominence of the matter due to the color sphere evaporation and the thermal instability in the pre set magnetic field. After the stopping of the chromosphere, the prominence of the solar prominence spontaneously relaxes to the thermodynamic equilibrium state. The stationary prominence is periodically oscillating along the magnetic depression under the impulse of the pulse type. First, we use the magnetic depression of the prominence observed by Hinode/SOT as the initial condition to simulate the oscillation period and the observed value. It is very close, which means that the component of the gravitational force along the magnetic ring is the restoring force of the longitudinal oscillation. The attenuation of the amplitude in the simulation is about 1.5 times longer than the observed value. We find that the radiation loss is the main factor that causes the oscillation attenuation, but it is not enough to make the oscillation decay rapidly. A large number of simulations have been made by changing various physical parameters and magnetic ring positions. The results show that both the pulse heating of the leg and the initial velocity disturbance of the prominence can promote the overall same phase oscillation of the prominence. The amplitude increases with the increase of the disturbance and decreases with the increase of the depth of the depression. When the disturbance is very strong, the part of the matter of the prominence will be along the magnetic field. The ring leg tribes, to the chromosphere, cause the loss of mass and kinetic energy. The oscillation period of the prominence is independent of the disturbance, but is proportional to the 2W / (?), in which the 2W and D represent the total length and depth of the depression, which are similar to the single pendulum. The gravity component along the magnetic ring is the main recovery force. In the non adiabatic case, the prominence oscillation attenuates with time, attenuates the time mark and The attenuation rate (the ratio of decay time scale to cycle) decreases with the increase of cycle. When the disturbance is very strong, the falling of matter also accelerates the attenuation of oscillation.
【學(xué)位授予單位】：南京大學(xué)
【學(xué)位級(jí)別】：博士
【學(xué)位授予年份】：2012
【分類號(hào)】：P182

【共引文獻(xiàn)】

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2 李保權(quán);朱光武;彭吉龍;韋飛;劉杰;;空間天氣及其擾動(dòng)源觀測(cè)預(yù)報(bào)[A];中國(guó)空間科學(xué)學(xué)會(huì)空間探測(cè)專業(yè)委員會(huì)第十七次學(xué)術(shù)會(huì)議論文集[C];2004年

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本文編號(hào)：1996234