發(fā)布時間：2021-01-14 18:05

　　日珥、日冕物質(zhì)拋射、耀斑及其它太陽大氣活動現(xiàn)象都與磁場息息相關(guān)。獲取日冕磁場的三維信息是研究日珥形成、存在和演化等日冕現(xiàn)象的重要手段。由于日冕高溫、稀薄和磁場較弱的特點,直接觀測日冕磁場比較困難。當前最有效的認識日冕磁場的辦法是基于光球磁圖的磁場外推方法。各種方法中,最簡單的是勢場外推,但是勢場中不含有電流,因而不能描述具有扭纏結(jié)構(gòu)的非勢日冕磁場;此外,還發(fā)展了一些非線性無力場外推方法,可以描述包含場向電流、帶有一定扭纏特征的磁場結(jié)構(gòu);考慮磁場與等離子體相互作用的磁流體力學模擬也是一種被嘗試的方法。但需要更多計算資源、且需引入多個等離子體熱力學參數(shù)。為進一步考慮有力磁場位型、實現(xiàn)大尺度全球日冕磁場的快速重構(gòu),我們發(fā)展了一個以單層矢量磁場數(shù)據(jù)為底部邊界條件的全球日冕有力場外推方法。該方法基于Hu et al.（2008）提出的直角坐標系下的有力場外推方法,采用基于最小耗散法和變分原理推導(dǎo)出的磁場方程。該方程的解是有力場,可分解為三個分量場,包含一個勢場和兩個線性無力場。從單層矢量磁圖出發(fā),利用一個迭代方法可以獲得三個分量場的徑向底邊界,進而可以利用線性無力場和勢場外推方法分別獲得三個分量... 

【文章來源】：山東大學山東省 211工程院校 985工程院校 教育部直屬院校

【文章頁數(shù)】：117 頁

【學位級別】：博士

【部分圖文】：

圖１．１：寧靜區(qū)網(wǎng)絡(luò)場和網(wǎng)絡(luò)內(nèi)場的光球磁場圖

??等離子體—般小于１。圖１．２給出了太陽大氣等離子體隨高度的分布示意圖。??＾?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）??圖１．２：太陽大氣等離子體，５隨高度分布示意圖。（Ｇａｒｙ?（２００１）圖３）??色球的磁通量來自光球，故在觀測上可發(fā)現(xiàn)相應(yīng)的磁結(jié)構(gòu)有明顯的對應(yīng)關(guān)??系。在色球譜線上，如Ｃａｌｌ線圖像中的明亮的網(wǎng)狀結(jié)構(gòu)，這些結(jié)構(gòu)與光球的??超米粒組織元胞的邊界（光球網(wǎng)絡(luò)場分布的地方，對應(yīng)光球磁通量聚集區(qū)）在??空間上對應(yīng)。磁元在色球譜線上增亮（稱為譜斑ｐｌａｇｅ），面積比在光球上大。解??釋這些色球增亮，需要引入波耗散等加熱機制（Ｗｉｅｇｅｌｍａｎｎ?ｅｔ?ａｌ．，?２０１４）。??在活動區(qū)的譜斑和色球網(wǎng)絡(luò)場中

在冕洞開放磁場區(qū)和寧靜區(qū)，溫度在百萬度左右，而在活動區(qū)溫度可以??達到幾百到上千萬度。在耀斑時，磁重聯(lián)區(qū)域溫度甚至可以達到１到２千萬度。??日晃中磁場占主導(dǎo)（見圖１．２）。在活動區(qū)上方Ｍ流極尖區(qū)（ｔｈｅ?ｍａｇｎｅｔｉｃ?ｃｕｓｐｓ）可??能會出現(xiàn)／５＞１的情況。受磁場結(jié)構(gòu)的影響，日冕是高度不均勻的，不能簡單??分層。如圖１．３，隨著高分辨率觀測技術(shù)的進展，各種數(shù)據(jù)越來越多地顯現(xiàn)出色??球－曰冕區(qū)域的高度動態(tài)和結(jié)構(gòu)化特征。??ＩＩＩＩＩＩＩ?Ｖ）ｔ??：??１?ｖ°??１?１?１１？?＾??１９５０ｓ?１９８０ｓ?２０００ｓ??圖１．３：太陽日晃幾何卡通圖。（Ａｓｃｈｗａｎｄｅｎ?（２００５）圖１．１７）??日冕磁場的兩個典型位型是閉合場和開放場。明亮的日冕拱（閉合場）連接??光球兩個極性相反的區(qū)域，經(jīng)常植根于活動區(qū)，大部分明亮的磁拱分布在活??５??


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