對“太陽大氣磁震學(xué)”和“日冕加熱問題”而言,識別結(jié)構(gòu)化的太陽大氣中的磁流體波模至關(guān)重要。近年來,隨著SOHO、TRACE、Hinode和SDO等高時間和空間分辨率儀器升空,在光球磁孔與黑子等低層太陽大氣磁結(jié)構(gòu)中觀測到了大量低頻波動。如果波動攜帶足夠大的能流,那么它們可能有助于色球乃至日冕達(dá)到并維持所觀測到的高溫,從而對“日冕加熱”這一傳統(tǒng)而又重要的太陽物理問題給出答案;其次,即便這些波動很弱,那么其觀測特征輔以磁流體力學(xué)(MHD)理論也可用來間接推測難以直接測量的太陽大氣參數(shù),從而成為“太陽大氣磁震學(xué)”的基石。以往關(guān)于太陽大氣磁結(jié)構(gòu)中磁流體波模的研究中,令人格外感興趣的是2015年Grant等人(簡寫為Grant15)對光球磁流管中向上傳播的慢表面臘腸波進(jìn)行了多波段測量,發(fā)現(xiàn)其存在嚴(yán)重衰減:衰減長度只有波長的四分之一。2017年Yu等人在薄邊界近似下,對可能導(dǎo)致光球磁流管中慢表面臘腸波衰減的共振吸收機制開展了解析研究,結(jié)果表明共振吸收這一理想磁流體過程可能對慢表面臘腸模的衰減起重要作用。2018年Chen等人(簡寫為Chen18)通過數(shù)值求解線性化電阻MHD方程組,討論了歐姆電阻和cu...

【文章頁數(shù)】：61 頁

【學(xué)位級別】：碩士

【部分圖文】：

圖１．２：太陽大氣溫度和密度隨高度變化的曲線（Ｍａｒｉｓｋａ，?１９９２）

?山東大學(xué)碩士學(xué)位論文???光球?qū)又写艌鼍奂牡胤娇捎^測到黑子，在黑子周圍可觀測到光斑，此外，可??觀測到的顯著特征還有由于對流形成米粒組織和超米粒組織（林元章，２０００）。??１．１．２?色球?qū)??在日全食開始后和結(jié)束前的幾秒內(nèi)，太陽邊緣呈現(xiàn)出的色彩斑斕的、外表??面參差不齊的....

圖１．３：可壓縮阿爾文波（虛線）和剪切阿爾文波（粗實線）的相速度對傳播??Ｐｒｉｅｓｔ２０１４

?山東大學(xué)碩士學(xué)位論文???當(dāng)系．可＝〇時，可以得到剪切阿爾文波的色散關(guān)系??ＵＪ?＝?ｋＶＡ?ＣＯＳ?〇Ｂ?■?（１．１４）??可以看出，剪切阿爾文波是一種不可壓縮波模，其以相速度％ｈ＝ＷＣ〇Ｓ０Ｂ傳??播，能量以群速度Ｗｇｌｒ?＝?ｔ）Ａ沿著磁場方向傳播。??當(dāng)ｕ；２?－?＝....

圖１．４：無限大均勻磁流體中快慢磁聲波的（ａ）相速度和（ｂ）群速度對傳播角知的??

ｅｇ?＋?〇?士?－?十?ｕ又一２ｃ＞叉?ｃｏｓ?２０ｂ?．?（１．２０）??其中，“?＋?”成立時的波動稱為快磁聲波，“－”成立時為慢磁聲波。當(dāng)磁場趨??？零時，慢磁聲波消失，快磁聲波變?yōu)槁暡�；�?dāng)熱壓趨于零時，慢磁聲波消失，??快磁聲波變成可壓縮阿爾文波。??丨?０Ｄ／ｋ／＼?....

圖１．５：磁柱模型（于惠，２０１６）

??傳播的通道，連接著能量源區(qū)和耗散區(qū)，用來描述太陽大氣中大部分磁結(jié)構(gòu)。??簡單起見，以往的研究經(jīng)常將磁流管簡化為磁柱或者磁片。我們的工作也不例??夕卜，忽略重力，將太陽低層大氣中的磁流管簡化為直磁柱。首先簡要介紹光球??環(huán)境下磁柱所支持波模的當(dāng)代分類方案，這由Ｅｄｗｉｎ?＆?Ｒ....

本文編號：3953820