【按： 下面是近期与学生通信节录（只列出本质的信件；无本质内容的回复等不再列出）；我给学生的参考评论用蓝色标出。相关博文：师生信件】【最后编辑：2010－Mar－7】

2010-Feb-27
标题：1.1节译文的整理及提出的问题

李老师：

附件：

1.1此篇综述的目的

太阳大气中的各种活动现象起源于磁场。||（引进磁场）【作者开门见山，点明活动现象与磁场的关系。注：这里隐含着方法论：“透过现象抓本质”；特别地，西方哲学很重视事物的“起源”，比如达尔文的《物种起源》，以及欧几里德的《几何原本》，都反映出从根本上认识和掌握世界的企图。参见Wiki百科中关于起源的条目。】太阳黑子有超过3000G的强磁场【举出具体的例子。作者从太阳黑子这种常见现象往下发展，既自然而又具体】。太阳黑子周边的区域称作谱斑, 有着几百高斯的磁场【很自然地带出谱斑的概念，同时又举出一个例子】。太阳黑子和谱斑构成（太阳）活动区（如图1）【水到渠成地引入活动区的概念】。诚如其名，活动区展示出各种各样的活动现象【通过解释活动区带出活动现象】。其中最显著的一种活动现象是太阳耀斑，它发生时磁能爆发式地转换为热、辐射、大团气体迁移、激波以及高能离子【粒子】（Svestka, 1976；Sturrock，1980；Kundu 和 Woodgate，1986）。【举出最显著的例子：耀斑。耀斑是太阳物理中的主要研究对象之一】那种造成炙热日冕的更加稳定的加热过程也被认为是由于磁场的存在（Kuperus 等，1981）。||（活动区）【作者顺带提及日冕加热也与磁场有关。注：日冕加热的机制问题是物理学中尚未解决的难题之一！】宁静区实际上是由聚集的磁通量管组成的，显然只有几高斯的磁场【宁静区看似只有几高斯的磁场，实际上也是由聚集的磁通量管组成的】（Stenflo，1976）。||（宁静区）这样看来，太阳大气中到处都埋置着活动元素，而活动区就是那些通量管密度最大的地方。【概括了活动区和宁静区。注：宁静区的“宁静”仅是相对而言，实际上也时时刻刻活动着，只不过不显著罢了】太阳磁活动显示出周期约为11年的周期变化。该太阳活动周期是由旋转、对流以及磁场的组合效应，即磁流体动力学的发电机机制来驱动的（Cowling，1981）。（太阳磁活动周期）【指出了太阳磁活动的一个宏观现象：周期性，并指出其背后的机制。注：太阳活动和磁场变化相关联，所以太阳活动和太阳磁活动差不多是同义语。】

太阳磁场的观测是由Hale发起的（Zirin，1968）。在二十世纪五十年代，一种叫做磁象仪的光电设备发展起来（Babcock，1953），从那时起太阳磁场就一直被监测着。近年来仪器方面的进步使得这项观测更加准确高效（Hagyard，1985）。(观测太阳磁场的仪器的发展)【转入观测及仪器；上面的那些现象总是借助仪器来观测。作者采用了“抓两头，顾中间”的方式，简明扼要。涉及到3篇文献4个人物，都是取得卓越成就的人物】

尽管能够观测日珥中的磁场（Leroy 等，1984），更多的时候磁场观测提供光球磁场的信息。因而，上层大气中的磁场尚无法通过观测来了解。为了获得磁场的全局结构，由光球向色球或日冕进行磁场外推是必须的。||（磁场观测的局限性）【观测有局限性，所以引入磁场外推作为对观测的延伸和补充。磁场外推是本文的主题。】最近这些依赖于数值计算的方案已经被广泛采用。我们的最终目标是在可用的光球磁图的基础上随时追踪磁场的演变【这两句讲了磁场外推的现状以及未来的目标】。这里的期望是太阳耀斑会通过大气中的磁能变化表现出来。耀斑能量释放的地点可与高电流密度的局部化相关联。炙热而稠密的日冕等离子体可能会在磁场位形适于加热机制运转的地方出现【这三句提及了与磁场外推相关的研究课题。磁能、磁场位形都需要得到三维磁场，这必须通过建模和计算来得到】。这些研究要求可靠的磁场测量和有效的计算方案。（观测磁场的计算方案）

另一方面，同着眼于真实数据的全部复杂性相比，通过分离基本过程来研究耀斑能量释放或日冕加热的特征要更容易一些。因此，这种研究往往采用简化模型（例如一维或两维模型）。与上面讨论的计算建模相对照，我们把这种方法称作理想化建模。这些术语只为本文方便而设。理想化建模有时可能需要很强的计算，计算建模有时（往往？）需要引入理想化假设。本文所谈的计算建模能够藉由磁场数据生成三维磁场结构。（磁场的建模）【介绍了两种磁场建模。注：理想化建模主要侧重解析方法，计算建模主要侧重数值计算】

    本文将更多地集中在太阳活动区磁场的计算建模上。球面几何下的全局建模由Altschuler和Newkirk（1969）发展，其中包括了太阳风效应。这种方法已相继得到一些改进（Adams 和 Pneuman，1976；Altschuler 等，1977；Riesebieter和Neubauer，1979；Levine 等，1982）。关于理想化建模的探讨可参阅Birn和Schindler（1981）和Low（1982）的综述文章。（本文讨论的重点）【界定了本文讨论的范围，同时给出相关研究的文献，体现出开放性。注：磁场建模分为两种：计算建模和理想化建模；区域范围也分为两种：局部区域（一般考虑活动区）和全日面。本文是活动区上的计算建模。】

 

注：红色为划分的层次及层次大意

 

问题：

1、  宁静区上是由聚集的磁通量管组成的，那么宁静区的磁通量管密度应该很大吧？为什么活动区却是那些通量管密度最大的地方？宁静区和活动区的通量管密度不应该相反吗？

答：太阳表面的磁场都是一簇一簇的，所以在宁静区的磁场也可以说成是聚集的磁通量管，而活动区的通量管密度相对来讲要大得多。实际上，磁场越强，单位区域内的磁力线就越多，通量管的密度也就越大。磁通量管是由磁力线构成的管状结构。宁静区的磁场很弱，通量管的密度相对较小。

 

2、为什么为了获得磁场的全局结构，必须由光球向色球或日冕进行磁场外推？怎样进行磁场外推？

答：1）因为光球磁场仅仅是太阳表面的磁场数据，色球或日冕在光球的上方，那里的磁场难以准确测量。为了定量地研究那里的磁场，需要借助磁场外推（包括一些合理假定），用计算得到的数据代替观测不到的数据。这里“全局”是指“大致”、“总体”或“整个”，可以是整个活动区，也可以是整个太阳表面。

2）首先对光球和日冕中的磁场进行合理假定，得到它们共同满足的关系式，通常是一种方程式，然后求解这种方程式。物理中的方程式往往是偏微分方程，这种方程很难得到解析解，需要借助数值方法来求解。求解偏微分方程，需要有边界条件。在磁场外推中，光球磁场恰好提供了边界条件。开学后我们就会讲如何借助数值方法求解偏微分方程。

 

3、“通过分离基本过程来研究耀斑能量释放或日冕加热的特征要更容易一些”中的分离基本过程是指什么？

答：太阳上的物理现象通常是相当复杂的。人们相信这些现象是由一些较简单的基本过程复合而成的，直接去研究它很难得到结果。通过分析现象的外部特征，把这些基本过程分析出来（包含猜测的成分），逐个加以研究，然后再复合在一起，与观测到的现象比较。如果吻合，就成为可以接受的结果。

 

另：本文是Sakurai博士毕业10年后的一篇总结性文章，写得很讲究，目前已至少被引用89次（根据ADS统计）。这10年他的工作主要涉及磁场计算，编写有程序包MagPack。一篇文章的引言是非常重要的部分，你要注意去领会作者的意图、写作手法等。

 

注：

为了使你有个参考，我也给出了评论，放在“【 】”，并用蓝色标出。

对译文作了两处修正，放在“【 】”内，并用淡蓝色标出。

粉红色的词汇有链接。

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