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太阳低层大气小尺度活动数值模拟研究

蒋荣琳  
【摘要】:在太阳耀斑、日冕物质抛射(CME)和其他太阳活动现象中,磁重联一直都扮演着至关重要的作用。然而越来越多的作者把注意力集中在了太阳小尺度的活动之上,比如Ellerman炸弹、微耀斑、色球喷流等等。其原因在于这些小尺度活动有着相对简单的结构,比较容易研究。研究这些活动有助于我们理解太阳活动的基本物理机制,并为我们研究大尺度活动现象提供线索和依据。 微耀斑是一种小尺度、持续时间短的太阳活动现象。关于微耀斑的研究已经有几十年的历史。从统计的结果来看,微耀斑的大小从几个角秒到20个角秒不等,持续时间在10-30分钟之间,释放的能量在1025-1029尔格之内。微耀斑在各个波段都有观测,比如Ha、软X射线、硬X射线以及微波辐射等等。但是并不是所有的微耀斑同时在所有波段都有观测。微耀斑的观测特性,比如加热现象、与磁场的联系、持续时间和高能粒子的存在等等,都说明了微耀斑是磁重联的结果,与大耀斑类似。 我们主要使用磁流体(MHD)数值模拟来研究微耀斑的形成和演化。使用的模拟程序主要有两个代码。其一是基于CIP-MOCCT格式的有限差分格式,CIP格式主要处理流体部分,而MOCCT方法主要用于处理磁场部分,保持在演化过程中磁场的散度始终不变。另外一个代码是MAP程序。MAP是基于FORTRAN程序语言用于计算MHD方程组的天体物理程序。其中使用了自适应网络(AMR)的高级算法和完全MPI并行化。MAP程序中集成了三种可选的数值格式,分别为MMC (modified Mac Cormack scheme)、LF (Lax-Friedrichs scheme)和WENO (weighted essentially non-oscillatory scheme)格式。三种格式都是二阶、二步、分量形式(component wise)的用于计算双曲守恒率方程组的数值格式。TVD (total variation diminishing)限制器和近似Riemann解法也包含在内。虽然格式是二阶的,但是AMR算法可以使数值计算在达到尽可能高的分辨率的同时尽量缩短计算时间。除此之外,MAP程序通过使用EGLM (extendedgeneralized Lagrange multiplier)-MHD方程组来减少磁场散度误差。处理其他源项所使用的数值计算方法也有详细的介绍。 在考虑了重力、电离和辐射的情况下,我们使用CIP-MOCCT格式求解2.5维可压缩电阻MHD方程组来研究色球微耀斑现象。模拟中微耀斑的能量主要来自于通过磁重联过程释放的磁场能量。宁静太阳大气VALC模型和10%的氦丰度也考虑到模拟之中。我们的2.5维模拟可以定量的解释微耀斑在色球的温度增加情况。模拟还发现温度的增加量△T主要受到背景磁场强度的影响,而微耀斑的演化时间At与模拟所假设的反常电阻的大小有关系。在一系列模拟中,我们找到一个温度增加与磁场、重联高度和反常电阻值之间的标度率,即AT/At-nH-1.5B2.1η0.88。另外,模拟中向上的喷流速度远大于向下的喷流速度,X重联点的位置也会随模拟的演化有所上升和下降。 虽然用模拟得到的微耀斑可以定量解释色球微耀斑的温度增加现象,但是这个模拟的最大问题还在于其使用了十分简单的磁位形,模拟中并不考虑这种反向平行的磁场位形是如何形成的,我们也只关注了磁重联发生之后的微耀斑演化过程。此外,微耀斑在EUV或者软x射线等高温波段的辐射也不能通过色球磁重联的模拟得到。为了更加自洽的解释微耀斑的形成和演化过程,我们又进行了更加深入的MHD模拟。在新的模拟中,磁重联由新浮磁流和背景磁场之间的相互作用产生。背景磁场则是使用了更加贴近实际的伞盖磁位形,每个伞盖磁场都扎根于超米粒的边界。通过实时地改变底边界条件,新浮磁流从超米粒的中心浮出并与已经存在的伞盖磁场相互作用,从而发生磁重联。我们成功模拟出了日冕起源和色球起源的微耀斑。这两种微耀斑的区别在于其X重联点的高度分别处于日冕中和色球中。具有日冕起源的微耀斑有着较大的尺寸和更高的温度,其热的喷流的温度可以达到-1.8×106K,对应于观测中的EUV/SXR喷流,其冷的喷流的温度为-104K,对应于观测中的Hα/Ca日浪。而具有色球起源的微耀斑由于其重联高度很低,模拟中只有色球层有温度增加现象,对应于Hα/Ca亮点。参数依赖研究表明新浮磁流的尺度和磁场强度是决定重联高度的关键性参数。 最近,色球层中无处不在的喷流被Hinode卫星的SOT望远镜发现,比如色球海葵状喷流、黑子半影微喷流、针状物和黑子本影亮桥喷流等等。一般认为,这些微小的频繁出现的喷流是低层大气磁重联的结果。但是这些喷流的三维磁场位形依然不是很清楚。在这里我们提出一种可用于解释这些喷流现象的可能模型。在太阳低层大气,剪切的磁场之间的磁重联会产生一种扇型喷流,这种喷流具有一个十分有趣的特性,那就是其能沿着引导磁场的方向运动。而通常情况下,引导磁场又是比较垂直于太阳表面的,因此我们的扇型喷流可用于解释观测中发现的色球喷流现象,同时此模拟也能为天体物理其他领域的喷流现象提供了观测依据。


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