YNAO OpenIR  > 太阳物理研究组
太阳爆发过程及多种伴生现象的数值模拟
Alternative TitleThe numerical simulation of solar eruption process and several accompanied phenomena
梅志星
Subtype博士
Thesis Advisor林隽
2012-06-14
Degree Grantor中国科学院研究生院(云南天文台)
Place of Conferral北京
Degree Discipline天体物理
Keyword太阳-磁场 太阳-日冕物质抛射 太阳-磁重联 太阳-mhd波
Abstract太阳爆发现象是发生在太阳大气中激烈的能量释放过程,它主要表现形式包括太阳耀斑、爆发日珥与日冕物质抛射(CME)等。通过光球表面的磁流浮现和等离子体运动,磁能不断由光球底部转移到高层的日冕大气,并存储在复杂的日冕磁结构中。当存贮在日冕的磁能积累到一定程度,由于某些等离子体不稳定性介入,整个磁结构位型发生激烈变化,短时间内释放大量的磁能,加热附近的等离子体与加速高能粒子。因此,一个典型太阳爆发,比如CME/耀斑事件,会同时伴随着多种观测现象;全日面波动现象(莫尔顿波与EIT波)与磁重联就是其中的两个重要现象。为了深入研究太阳爆发过程及其伴生现象,我们基于广泛认可的关于爆发现象的磁通量灾变模型,利用致力于研究天文学领域中磁流体力学(MHD)问题的数值代码 NIRVANA,做了深入细致的数值模拟实验。磁通量绳模型的基本磁场位型包含一个用于模拟日珥的载流磁通量绳,一个由于完全导电的光球表面而感应出的镜像磁通量绳,一个用于约束磁通量绳的背景无力场,以及在理想MHD环境下演化过程中形成的电流片。整个磁结构随着光球表面的等离子体与磁结构缓慢变化而演化;但演化到一个临界状态,通量绳不再能够找到新的平衡位置,从而突然地失去平衡并加速地向上运动,同时拉伸整个磁结构以及周围的等离子体一起向上运动,最终形成各种伴生现象。本文给出了这一灾变过程的数值模拟,它使得我们对整个爆发过程有一个综合性的认识,更为全面地理解各种伴生现象及它们之间的联系。特别地,我们将研究重点放在波动现象和磁重联过程上。尽管有大量的关于太阳全日面波动现象的观测文献与理论模型,这些扰动的物理本质仍然一直困扰着人们。接着汪红娟等人的工作,我们给出了一组数值实验,来调查在不同大气环境下的爆发过程。在四组不同的物理参数下,整个爆发过程的基本演化特征保持不变,即:一个快模激波在磁通量绳运动的前方形成,一个低温低密的日冕暗区尾随着快模激波,CME的三分量结构在演化过程中慢慢变得清晰,在磁通量绳两侧的低日冕区域有慢模激波与速度漩涡形成。演化过程中主要不同点来自于爆发的能量对背景磁场和日冕等离子密度的依赖;背景磁场越强,大气密度越低,爆发过程就越激烈。在低阿尔芬速度环境下,慢模波与速度漩涡很可能是EIT波背后的物理机制。在高阿尔芬速度环境下,回声、慢模波与速度漩涡之间的相互作用在低日冕区域引起二次回声;它给出了另一种可能的产生EIT波的物理过程。磁重联在太阳爆发的磁量释放过程中起着至关重要的作用。目前有不少工作试着讨论磁能通过什么物理过程从存储在大尺度的磁结构中转移到小尺度的耗散区域当中。然而,深入研究涉及到多时间尺度和多空间尺度的太阳爆发过程中磁能释放过程还有很长的路要走。本文给出了一个在太阳爆发过程中自洽地发生的磁重联过程。当磁通量绳向上爆发,在其下方有个电流片(CS)形成,并且其长度不断增长。为了深入研究其内部的磁重联过程,我们充分挖掘了数值代码的自适应(AMR)功能,很好地抑制了重联区域附近的数值耗散。电流片内部的磁重联在整个太阳爆发过程先经历短暂的sweet-Parker重联阶段;当电流片的长宽比超过$50$时撕裂模不稳定性发生,电流片进入碎片重联的阶段,而且还具有Petschek重联特征。因此,我们的数值结果有力支持 Shibata等人在1995第一次提出的碎片重联的概念;在通量绳模型特定的环境和没有局部采用反常耗散的前提下,我们观测到了Petschek慢模激波。另外,磁岛的动力学特征的详细分析,以使得我们对它们的行为有个基本的认识。
Other AbstractSolar eruption is the most violent energy release process and active phenomena in the solar atmosphere, its main manifestation styles include solar flare, eruptive prominence, coronal mass ejection (CME) and so on. Because of the motion of photospheric plasma and magnetic flux emergence, magnetic energy is transformed continuously from the region below the photosphere to the corona, and stored in the complex coronal magnetic structure eventually. When these magnetic energy stored in the corona be accumulated to a certain extent, the whole magnetic structure will suffer catastrophic changes due to the joining of various plasma instabilities, release lots of magnetic energy, heat ambient plasma and accelerates high energy particles. In a typical solar eruption, for example a CME/flare event, it usually be accompanied by plenty of observational phenomena; the global wave phenomena and magnetic reconnection process are two important members among them.In order to investigate the solar eruption and accompanied phenomena, we perform detailed simulations under the support of NIRVANA which aims to solve the MHD problems in the astronomical environment, based on the widely accepted flux-rope model for the solar eruption. The magnetic structure of flux rope model includes a current carried rope to model the prominence floating in the corona, its inducted image because of the conductive photosphere surface, a force-free background field being used to confine the rope and the CS formed during eruption due to the idea MHD environment.
Subject Area天文学
Pages123
Language中文
Document Type学位论文
Identifierhttp://ir.ynao.ac.cn/handle/114a53/6618
Collection太阳物理研究组
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GB/T 7714
梅志星. 太阳爆发过程及多种伴生现象的数值模拟[D]. 北京. 中国科学院研究生院(云南天文台),2012.
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