日珥、日冕物質(zhì)拋射、耀斑及其它太陽大氣活動(dòng)現(xiàn)象都與磁場(chǎng)息息相關(guān)。獲取日冕磁場(chǎng)的三維信息是研究日珥形成、存在和演化等日冕現(xiàn)象的重要手段。由于日冕高溫、稀薄和磁場(chǎng)較弱的特點(diǎn),直接觀測(cè)日冕磁場(chǎng)比較困難。當(dāng)前最有效的認(rèn)識(shí)日冕磁場(chǎng)的辦法是基于光球磁圖的磁場(chǎng)外推方法。各種方法中,最簡(jiǎn)單的是勢(shì)場(chǎng)外推,但是勢(shì)場(chǎng)中不含有電流,因而不能描述具有扭纏結(jié)構(gòu)的非勢(shì)日冕磁場(chǎng);此外,還發(fā)展了一些非線性無力場(chǎng)外推方法,可以描述包含場(chǎng)向電流、帶有一定扭纏特征的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu);考慮磁場(chǎng)與等離子體相互作用的磁流體力學(xué)模擬也是一種被嘗試的方法。但需要更多計(jì)算資源、且需引入多個(gè)等離子體熱力學(xué)參數(shù)。為進(jìn)一步考慮有力磁場(chǎng)位型、實(shí)現(xiàn)大尺度全球日冕磁場(chǎng)的快速重構(gòu),我們發(fā)展了一個(gè)以單層矢量磁場(chǎng)數(shù)據(jù)為底部邊界條件的全球日冕有力場(chǎng)外推方法。該方法基于Hu et al.（2008）提出的直角坐標(biāo)系下的有力場(chǎng)外推方法,采用基于最小耗散法和變分原理推導(dǎo)出的磁場(chǎng)方程。該方程的解是有力場(chǎng),可分解為三個(gè)分量場(chǎng),包含一個(gè)勢(shì)場(chǎng)和兩個(gè)線性無力場(chǎng)。從單層矢量磁圖出發(fā),利用一個(gè)迭代方法可以獲得三個(gè)分量場(chǎng)的徑向底邊界,進(jìn)而可以利用線性無力場(chǎng)和勢(shì)場(chǎng)外推方法分別獲得三個(gè)分量... 

【文章來源】：山東大學(xué)山東省 211工程院校 985工程院校 教育部直屬院校

【文章頁數(shù)】：117 頁

【學(xué)位級(jí)別】：博士

【部分圖文】：

圖１．１：寧靜區(qū)網(wǎng)絡(luò)場(chǎng)和網(wǎng)絡(luò)內(nèi)場(chǎng)的光球磁場(chǎng)圖

??等離子體—般小于１。圖１．２給出了太陽大氣等離子體隨高度的分布示意圖。??＾?Ｐｌａｓｍａ?Ｂｅｔａ?Ｍｏｄｅｌ??１?■?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?１?Ｉ?Ｉ?Ｉ！?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?ｔ?ＩＩ?｜?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ?Ｉ‘??Ｓｏｌａｒ?Ｗｉｎｄ?ｆ?ｉ?＝??■?Ａｃｃｅｌｅｒａｔｉｏｎ?Ｒｅｇｉｏｎ?Ｉ?ｊ?－??Ｖ?ｉ?／？＞１??Ｉ?Ｘ…丨：＾??：?Ｊ?：??＾?Ｃ２??＾〇２?＿?Ｃｏｒｏｎｏ?＼?ＳＸＴ?Ｃｕｓｐｓ??．ｉｍｂ?Ｏｏｔｐ＾＂＾?ｊ??／?｜?１??，０〇ｒ?＾＇＇＇＾??Ｃｈｒｏｍｏｓｐｈｅｒｅ?丨?￣??：．?Ｘ?！?：??Ｐｈｏｔｏｓｐｈｅｒｅ?＼?！?＼??１０－１?ｆ?；??：?；／５＞１?：??１〇￣４?１〇－３?１〇￣２?１０－１?１０°?１０１?１０２??Ｂｅｔａ?（１６７ｒｎＫＴ／０２）??圖１．２：太陽大氣等離子體，５隨高度分布示意圖。（Ｇａｒｙ?（２００１）圖３）??色球的磁通量來自光球，故在觀測(cè)上可發(fā)現(xiàn)相應(yīng)的磁結(jié)構(gòu)有明顯的對(duì)應(yīng)關(guān)??系。在色球譜線上，如Ｃａｌｌ線圖像中的明亮的網(wǎng)狀結(jié)構(gòu)，這些結(jié)構(gòu)與光球的??超米粒組織元胞的邊界（光球網(wǎng)絡(luò)場(chǎng)分布的地方，對(duì)應(yīng)光球磁通量聚集區(qū)）在??空間上對(duì)應(yīng)。磁元在色球譜線上增亮（稱為譜斑ｐｌａｇｅ），面積比在光球上大。解??釋這些色球增亮，需要引入波耗散等加熱機(jī)制（Ｗｉｅｇｅｌｍａｎｎ?ｅｔ?ａｌ．，?２０１４）。??在活動(dòng)區(qū)的譜斑和色球網(wǎng)絡(luò)場(chǎng)中

在冕洞開放磁場(chǎng)區(qū)和寧靜區(qū)，溫度在百萬度左右，而在活動(dòng)區(qū)溫度可以??達(dá)到幾百到上千萬度。在耀斑時(shí)，磁重聯(lián)區(qū)域溫度甚至可以達(dá)到１到２千萬度。??日晃中磁場(chǎng)占主導(dǎo)（見圖１．２）。在活動(dòng)區(qū)上方Ｍ流極尖區(qū)（ｔｈｅ?ｍａｇｎｅｔｉｃ?ｃｕｓｐｓ）可??能會(huì)出現(xiàn)／５＞１的情況。受磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)的影響，日冕是高度不均勻的，不能簡(jiǎn)單??分層。如圖１．３，隨著高分辨率觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)展，各種數(shù)據(jù)越來越多地顯現(xiàn)出色??球－曰冕區(qū)域的高度動(dòng)態(tài)和結(jié)構(gòu)化特征。??ＩＩＩＩＩＩＩ?Ｖ）ｔ??：??１?ｖ°??１?１?１１？?＾??１９５０ｓ?１９８０ｓ?２０００ｓ??圖１．３：太陽日晃幾何卡通圖。（Ａｓｃｈｗａｎｄｅｎ?（２００５）圖１．１７）??日冕磁場(chǎng)的兩個(gè)典型位型是閉合場(chǎng)和開放場(chǎng)。明亮的日冕拱（閉合場(chǎng)）連接??光球兩個(gè)極性相反的區(qū)域，經(jīng)常植根于活動(dòng)區(qū)，大部分明亮的磁拱分布在活??５??


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