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日冕动力学研究进展: 冕流、日冕物质抛射及其相互作用: 热度 1 Yaochen 2012-12-29 19:30; 近日，中心研究人员陈耀应《科学通报》主编(副主编)邀请撰写的研究综述《日冕动力学研究进展 : 冕流、日冕物质抛射及其相互作用》通过同行专家评审，将于近期在《科学通报》中英文版同时发表。文章主要综述了我研究中心近年来在日冕动力学方面的研究进展 , 主要涉及到日冕中最大尺度的亮度结构—冕流、日冕中最大尺度的爆发现象—日冕物质抛射 (CME), 以及二者之间相互作用的有关物理过程 . 具体而言 , 主要包括 : (1) 磁流管弯曲度对冕流附近低速太阳风加速的影响 ; (2) 冕团连发事件的物理机制和观测统计分析以及由此开展的近日低速太阳风速度的观测诊断 ; (3) 使用日冕磁绳模型开展的 CME 过程中能量释放机制和磁绳受力分析方面的研究 , 特别是两种磁能释放过程 : 磁绳系统的理想 MHD 宏观不稳定性和耗散 MHD 磁场重联过程的作用 ; (4) CME 尾随电流片上磁岛运动参数的统计分析与空间中磁岛并合和电子加速的首次观测 ; (5) CME 与冕流相互作用的白光和射电表现等 . 这些研究加深了我们对冕流结构的物理性质、低速太阳风的加速过程、 CME 的能量释放机制、日冕磁场重联与重联电子加速机制、大尺度日冕波动现象以及 CME- 激波的电子加速和 II 型射电暴辐射源区物理性质的认识 . 图 1 (a) LASCO C2 日冕仪在 2004 年 7 月 6 日观测到的日冕图像 , 中心白圈表示太阳光球 , 外部黑色圆环表示日冕仪挡板 , 图中存在多个明亮的冕流结构 ; (b) 为根据同时期光球表面的磁场观测数据使用 PFSS 模型 ( 源表面势场外推模型 ) 外推出的日冕磁场分布 , 紫 ( 绿 ) 色代表开放力线 , 黑线代表闭合力线 ; (c) 绘制出一典型冕流结构的磁力线走向示意图 , 底部绿色圆弧表示太阳光球表面 , 图中箭头表示磁场方向 , 中心红色虚线表示冕流的中心平衡位置 , 上方绿色直线表示冕流的电流片 \ 等离子体片结构 . 本工作在国家自然科学基金 ( 日冕物质抛射的初发及行星际响应 : 40825014, 空间天气能量传输过程研究 : 40890162, CME 激波产生的 SEP 加速和传播过程 : 41028004) 和国家重点基础研究发展计划 973 计划 ( 基于子午工程和双星计划的地球空间天气数值预报建模研究 : 2012CB825601) 资助下完成。为方便大家阅读了解 , 下面以列表形式给出综述所介绍的研究进展的主要科学内容和结论：研究对象 / 主题主要研究内容、科学结论与意义冕流冕流结构的形态学研究在冕流磁拓扑的观测研究中 , 白光 ( 特别是 pB 亮度 ) 与紫外波段的成像观测提供了重要线索 . 然而 , 由于缺乏日冕磁场的有效测量手段 , 文献中对盔状位形背后的冕流磁拓扑 , 如其开闭属性、偶极或多极特性等一直存在着不同的认识 . 基于 Alfven 湍流的日冕和太阳风模型计算表明 , 使用闭场或全开放场位形均可得到形态类似的 pB 图像中的盔状位形 . 因此 , 直接使用 pB 观测难以准确推断冕流的开闭属性 . 在紫外谱线观测方面 , 以往研究利用 OVI 紫外发射线得到的氧离子流速跨冕流边界的纬向变化则支持冕盔整体上是闭合区域这一论断 ; 而基于考虑重离子 ( 氧离子或 alpha 粒子 ) 成份的多元磁流体模型的研究发现 , 紫外成像观测到的宁静冕流分叉形态 , 可以用闭场位形下的重离子运动和分布来理解 ; 冕流分叉形态并非在冕流形成时出现 , 而是需大约几天的形成时间 . 有关冕流磁拓扑和紫外冕流形态的物理本质仍需进一步研究来加以澄清 . (Li et al., 2006, JGR; Li et al., 2012, RAA) 冕流区低速太阳风的加速过程观测表明冕流与低速太阳风起源密切相关 , 冕流区的磁场位形对太阳风性质有深刻影响 . 冕流附近太阳风流管具有特殊膨胀特性且明显弯曲 ; 前者对太阳风的影响已被广泛研究 , 但对于弯曲度还少有模型考虑 . 计算发现磁流管弯曲度 ( 曲率 ) 对低速太阳风加速过程具可观影响 : 曲率越大、流速越低 ; 应用包含 alpha 粒子的多流体模型的拓展性研究还发现 , 质子与 alpha 粒子间的流速差对于力线形状的依赖非常显著 . 该工作为太阳风速常规预报模型中常用的风速对流管足点偏离邻近冕洞角距离的经验依赖关系提供了物理解释 , 为将来改进预报模型提供了理论依据 . (Li et al., 2011 AA; Li et al., 2012, CSB) 冕团连发事件的物理机制和观测统计冕团事件的重要意义是可以作为冕流区太阳风运动的示踪器 , 可推断出太阳风速度的径向变化剖面 . 本工作利用在同一事件中观测到的不同冕团在相同日心距离上的速度时变情况 , 推断出冕流区低速风流度随时间变化较大 , 说明实地探测发现的低速流速度的可变性很可能源于太阳附近区域 . 这是首次在观测上给出低速流的近日速度变化特征 . 针对冕团事件开展了 MHD 模拟工作 , 发现冕流结构存在一 MHD 不稳定性过程 , 该过程是磁力线约束与等离子体膨胀达到动态平衡的结果 , 与冕流尖点处的磁场位形直接相关 . 正是该不稳定性过程导致在冕尖区域不断向外有规律地溢出冕团结构 , 从而提出了新的冕团及其连发事件的物理机制 , 较好解释了冕团释放的准周期性观测特征 . (Chen et al., 2009, ApJ; Song et al., 2009, Sol. Phys) CME CME 过程的能量释放机制 : 磁绳模型研究 CME 过程中释放的能量主要来自于日冕磁场 , 但并不清楚磁能是通过什么途径释放和转化为 CME 动能的 . 本工作发展了考虑太阳风效应的 CME 磁绳数值模型 , 指出日冕磁能可以有两种不同的释放方式 , 一是通过磁绳系统的大尺度理想 MHD 不稳定性过程 , 二是通过沿电流片发生的磁重联过程 ; 受力分析表明磁绳受到的最主要的喷发力来自于磁绳的轴向电流对其自身的自力作用 , 这也是磁绳不稳定性过程将磁能转化为 CME 动能的最主要作用力 ; 在喷发过程中 , 磁绳所受阻力主要来自于背景磁场和新生电流片电流对磁绳的拉力作用 ; 磁场重联通过烧蚀电流片电流而消弱甚至消除相应阻力 , 导致额外的磁绳加速 , 说明磁场重联所引起的 CME 加速机理 , 与理想磁绳不稳定性过程类似 , 也是通过洛仑兹力 ( 主要是磁绳自力 ) 做功的方式来实现的 . 计算表明 , 只考虑理想 MHD 过程时 , 也能产生 CME, 甚至是快速的 CME; 在重联介入后 , 可将更多磁能转化为 CME 动能 ; 定量计算发现两种释能过程引起的磁绳动能增加是可比的 , 表明他们对 CME 动力学发展可能同等重要 ; 而通过改变背景场的强度可以获得速度数值连续变化的 CME, 表明快慢 CME 很可能具有相同的加速机制 ; 计算还得到了与观测结果吻合的 CME 速度剖面的三阶段特征 . (Chen et al., 2007, ASR; Chen et al., 2006 ApJ; 2007, ApJ) CME- 电流片磁岛结构观测研究与日冕磁场重联和电子加速机制 CME 爆发过程中常在后方拉出电流片 - 射线状结构 , CME 尾团是沿此结构发生的磁重联的产物 , 而冕团是由沿冕流 - 电流片上的磁重联形成的 , 因此利用日冕仪观测到的冕团参数 , 可反推日冕磁重联的性质 . 本工作对比了统计出的 CME 尾团与冕团连发事件的运动学参数 , 发现日冕中存在着物理性质迥然不同的两类磁重联过程 , 在重联产物－磁岛的运动学特征、重联区磁场结构和磁场强弱以及重联触发机制等方面均有明显区别 . (Song et al., 2012, Sol. Phys.) 认清太阳爆发中高能电子的产生机制并进行预报是空间天气科学研究和应用的重要课题 . 理论工作表明 , 磁场重联中的磁岛并合过程可以在短时间内将电子加速到很高的能量 . 然而 , 这一理论一直缺乏观测上的支持 . 借助搭载于 STEREO 双子星上的日冕仪数据 , 沿一 CME 尾随电流片 - 射线结构 , 本工作首次在空间中观测到大尺度磁岛并合过程 , 并找到可能由相应高能电子所激发的射电信号 , 为重联磁岛的并合过程可有效加速电子的理论结果提供了观测依据 , 对我们理解重联过程和太阳爆发中高能电子的产生机理具有重要意义 . (Song et al., 2012, PRX) CME- 冕流相互作用冕流波的发现与冕震学方法及应用波动是任何等离子体系统对外界扰动的自然响应 . 大尺度、呈片状向外延伸的冕流 - 等离子体片结构是否也能对临近 CME 的强烈扰动产生波状响应呢？本工作为这一问题提供了答案 , 发现了 CME 冲撞冕流结构激发的、沿等离子体片向外传播的冕流波现象 , 给出了迄今发现的最大尺度的日冕波动现象 ; 结合有关的太阳风速度和数密度方面的观测限制 , 还发展了一种冕震学方法 , 可利用波动特性诊断冕流等离子体片区域 3-10 Rs 范围的阿尔芬速度和磁场强度变化剖面 , 拓展了冕震学的研究范围 . 这一发现还推动了磁场 -- 剪切流位形下的 MHD 波动模式的理论研究工作 . (Chen et al., 2010, ApJ; 2011, ApJ; Feng et al., 2011, Sol. Phys.; Li et al., 2013, ApJ) 相互作用的射电特征及在诊断射电源区性质方面的应用目前 , 对太阳 II 型射电暴的源区位置、驱动机制等基本问题尚存有较大争议 . 本系列工作提出可以将 II 型暴动态谱上观测到的谱形特征与 CME- 激波和日冕结构的相互作用过程关联起来 , 从而可协助判断激波射电源区的位置、尺寸和激波几何等重要性质 . 为此 , 我们研究了冕流高密度结构对 II 型射电暴动态谱的影响 , 定义和解释了两种类型的 II 型射电特征 , 即射电隆起与射电断谱 . 观测分析表明 , 这两类谱形分别对应于 CME- 激波射电辐射区从一侧穿越冕流和从冕流内部穿出两种不同情况 . 相应射电源区的位置和激波几何可依据 CME 与冕流相互作用的图像数据大致推断 , 从而为诊断 II 型射电暴辐射的源区和激波性质提供了新的思路 . (Feng et al., ApJ, 2012, ApJ, 2013; Kong et al., 2012, ApJ); 9011 次阅读|2 个评论

日冕: zjzhang 2011-12-27 11:53; 日冕（Solar Corona）,是指太阳大气的最外层，可延伸到几个太阳半径甚至更远处，温度达百万度。; 个人分类: 数学|2359 次阅读|0 个评论

太阳物理每日一图3 冕洞: ferraro 2010-8-14 02:06; 今天来个简单的。当然很多问题我并不是专家，无法介绍得很仔细。所以说得简单，实际上包含很多复杂的问题。冕洞的“象鼻子”结构昨天提到了“冕洞”的概念，是在第二幅图（极紫外波段）中看到的从极区能延伸到低纬度的较暗的条状区域。在第一幅图中则看不到这样的结构，显示它是日冕中的结构。亮度暗则说明它的温度和密度一般比日冕其他地方要低。冕洞在太阳活动低年一般集中在南北极，然而随着太阳活动的增强会延伸到低纬度，形成“象鼻子”状的可爱形态，有时冕洞会退回到高纬，但在低纬留下一个小冕洞。一般认为高速太阳风主要从冕洞中产生，因此，在今后几天我们也许可以看到高于700km/s的高速太阳风。这些完全是一些“经验的”“形象的”描述，而冕洞是如何形成，为何会移动，如何形成高速太阳风？这些都是尚未解决的问题，我们距离对它们的完全了解还有距离。这些和我的研究题目关系不多，就不多说了，呵呵。国内的涂传饴老师和胡友秋老师等都是这方面的专家。; 个人分类: 未分类|3241 次阅读|1 个评论

现代物理学勘误（十）--暗物质、太阳能量、黑子与日冕: llllaa 2009-9-13 14:55; 写在前面：本文中之观点均为非主流观点，如果您是学生或者非物理学专业人士，最好不要读此文以免被误导，如果出于好奇您一定要读，请一定以怀疑的眼光来看待本文中之观点。欢迎您发表自己的看法。 11、暗物质、太阳能量、黑子与日冕宇宙学的错误认识太多，而原因大部分都是来源于物理基本理论的错误。即使对我们身边的太阳，错误的认识也是一大堆。太阳的能量来自核聚变--这是物理学当今的共识，也有很多人对此怀疑，例如无法解释为什么聚变反应能够维持一个恒定的速度，慢慢地消耗燃料，这与我们了解的核聚变反应不符，但是并没有一个代替聚变的其他能量来源，所以无法推翻现有的学说。太阳的能量来自于中微子--中子的聚变，中微子具有引力作用，就是困扰我们的暗物质，因为根据新理论模型，质量在电子以下的稳定粒子只有中微子一种，亿万个中微子合成一个中子，由于从中微子到中子质量差距太大，而中间不存在稳定的粒子，所以这种聚变成功的概率极其微小，只有在引力中心即中微子密度极大的地方才有可能，而且反应的速度也是极其缓慢的，所以恒星的寿命才那么长。所以恒星还是一个熔炉，其产物就是宇宙中的所有可见物质，而这些可见物质并不是来自于并不存在的大爆炸。太阳中也是有聚变反应的，就是耀斑，而太阳黑子就是耀斑过后的灰烬（超氢粒子），而耀斑数量受到燃料氘氚的数量影响，所以黑子才会周期性的活跃。日冕高温的原因不是什么波加热，更不是什么磁重联，而是来自于太阳内部的高速中子，色球层的温度急速升高是中子集中衰变区。太阳中微子消失本来就不是个谜。; 个人分类: 物理|5128 次阅读|2 个评论

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