太阳黑子发展中的磁扩散不稳定性

根据太阳发电机理论中的ω-效应,在太阳对流层内将产生纬向磁场,它的磁浮力要促使流团上浮。在文[5]中讨论了在流团上浮过程中,流团表面的磁扩散率梯度将对纬向磁场产生扰动,这一扰动使纬向磁场集积在流团表面磁扩散率梯度大的地方,围绕流团表面形成了黑子磁环。 本文进一步从磁流力学方程组的小扰动方程出发探讨了太阳黑子磁环发展的不稳定性问题。结果表明:在扰动方程中存在着不稳定模式。这一不稳定性产生的原因是由于当温度(或者说磁扩散率)受到小扰动时,纬向磁场要集积在磁扩散率(或温度)梯度大的地方,而磁场的集积将导致磁压增强及气压减低。在绝热条件下,这将使温度减低,而温度的减低又加强了温度梯度的增大,这又进一步促使磁场在梯度大的地方集积。这种磁场与温度发展的相互促进关系可以称它为磁扩散不稳定性。本文认为太阳黑子磁环和它低温的形成正是由于这种不稳定性发展起来的。     

太阳对流层内的纬向磁场与黑子双极磁场的关系

在太阳对流层内,由于ω-效应产生了很强的纬向磁场,它的磁浮力引起了磁流体的上浮,在太阳表面造成了黑子双极磁场等活动区的现象。本文考虑了在磁流团上浮后,由于在太阳对流层内存在湍流磁扩散率的垂直梯度,因而在磁流团内外的磁扩散率之差要随磁流团上升距离的增加而增大,以致在磁流团表面形成了巨大的磁扩散率的梯度,从磁感应方程中可以看到,这一梯度将扰动纬向磁场,结果在磁流团表面形成了磁环,它随磁流团浮升到对流层顶,在太阳表面呈现出两个极性相反的磁区。本文企图以此来说明黑子双极磁场密集性原因的尝试。     

磁塌缩不稳定与自生间歇磁流

太阳和天体物理吸积盘中的场是一种空间间歇的磁流。在整个太阳上都可发现这种间歇磁流片，其中光球上90%以上的磁流呈现为强场形态，其强度为0.1-0.2T，大小为50-300km；在吸积盘中，已知脉动磁场比宏观磁场强几个数量级。磁场的重联湮灭，导致在薄电流片区形成小尺度的磁环胞以及同涨的横等离激元。磁流和等离激元之间的非线性相互作用引起自类似塌缩，形成更为空间间歇的塌缩的磁环元胞。而横等离激元诱发的自生磁场具有调制不稳定性，导致磁场塌缩，形成高度间歇的磁流。分别在磁流力学和等离子体动力论两种情况下，分析了这种磁塌缩不稳定性，并用于解释太阳上的间歇磁流以及寻求天体物理吸积盘中的反常粘滞。     

太阳宁静区磁元的空间结构

利用怀柔太阳磁场望远镜,我们对太阳宁静区光球和色球磁场进行了观测。日面中心到边缘的观测表明,太阳宁静区中的小尺度磁结构在从光球到色球的扩展过程中变化不大。日面边缘的观测表明,小尺度磁结构的水平分量在光球和色球都不大。对极区和赤道边缘纵向磁场的比较发现,极区磁场与赤道边缘磁场有着不同的磁结构特性     

行星和太阳内部的磁流体力学

许多行星 (如木卫三 ,水星 ,地球 ,木星和土星 )和恒星 (如太阳 )具有内部磁场。对这些磁场的存在和变化的解释对行星科学家和天体物理学家是一个巨大的挑战。本文试图总结行星和恒星的导电流体内部磁流体力学研究的新近发展和困难。一般由热对流驱动的流动通过磁流体力学过程产生并维持在行星和恒星中的磁场。在行星中磁流体力学过程强烈地受到转动 ,磁场和球几何位型的综合影响。其动力学的关键方面涉及科里奥利力和洛伦兹力间的相互作用。在太阳中其流线 ,即处于对流层的薄的剪切流层在太阳的磁流体力学过程中扮演了一个基本的角色 ,并由之产生了 1 1年的太阳黑子周期。本文也给出了一个新的非线性三维太阳发电机模型。     

行星和太阳内部的磁流体力学

许多行星（如木卫三，水星，地球，木星和土星）和恒星（如太阳）具有内部磁场。对这些磁场的存在和变化的解释对行星科学家和天体物理学家是一个巨大的挑战。本文试图总结行星和恒星的导电流体内部磁流体力学研究的新近发展和困难。一般由热对流驱动的流动通过磁流体力学过程产生并维持在行星和恒星中的磁场。在行星中磁流体力学过程强烈地受到转动，磁场和球几何位型的综合影响。其动力学的关键方面涉及科里奥利力和洛伦兹力间的相互作用。在太阳中其流线，即处于对流层的薄的剪切流层在太阳的磁流体力学过程中扮演了一个基本的角色，并由之产生了11年太阳黑子周期。本文也给出了一个新的非线性三维太阳发电机模型。     

磁对流湍流对太阳P模振动的影响(英文)

为了进一步探索太阳对流区的物理性质 ,我们利用高精度N的日震观测数据来研究太阳内部扰动磁场对低阶太阳P模振动的影响。对于一个时间相关的MHD湍流源 ,我们给出了导致频率变化的各种可能性。如果只考虑磁扰动的贡献 ,不同值的振动模的频率变化仅只是涨落磁场能谱的函数。我们发现频率的变化随着太阳内部磁场强度增加而变大 ,并且和太阳活动周期密切相关。我们的计算表明太阳磁活动导致的频率变化可达 0 .3μΗz。     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源.近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展.在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构.在磁云传播过程中,这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉,进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称.在磁云内部,经常会观测到多个子通量绳结构.这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并,进而引起磁云磁结构的改变.关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制,除了较早提出的交换重联外,目前的研究表明在行星际空间中,磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开.尽管在相关研究中已经取得了较大进展,但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚.在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构,那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳?磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃?这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源. 近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展. 在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构. 在磁云传播过程中, 这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉, 进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称. 在磁云内部, 经常会观测到多个子通量绳结构. 这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并, 进而引起磁云磁结构的改变. 关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制, 除了较早提出的交换重联外, 目前的研究表明在行星际空间中, 磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开. 尽管在相关研究中已经取得了较大进展, 但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚. 在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构, 那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳? 磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃? 这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

基于Lyot滤光器的NVST磁像仪光学系统设计

我国1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)能够实现优于0.2″的高分辨成像观测,但还不具备高分辨磁场的常规观测能力。很多磁结构和太阳活动都存在于较小的尺度,需要进行高分辨磁场测量。1 m新真空太阳望远镜的台址具备优良的视宁度,若磁像仪具备快速调制能力,并配合高分辨统计重建技术,有望实现亚角秒分辨率的太阳磁场测量。1 m新真空太阳望远镜测量磁场面临的主要问题包括折轴光路带来的时变偏振、望远镜姿态变化和风载带来的光轴偏移以及湍流的影响等多种问题。针对太阳磁场高分辨观测的需求及1 m新真空太阳望远镜面临的太阳磁场测量问题,详细分析了1 m新真空太阳望远镜太阳光球磁场的测量需求,制定了磁像仪的基本参数,提出了偏振分析器需求,设计了光球磁场的高分辨观测方案。最后利用ZEMAX光学设计软件为磁像仪设计了光路,结果显示光学设计能够满足高分辨成像的需求。     

太阳磁敏谱线的研究

本文综合介绍作者及其合作者们对太阳磁敏谱线的一系列研究结果。主要内容是在对磁敏谱线的Stokes参数转移方程组所得数值解的基础上,从下述诸方面研究太阳光谱磁敏线:(1)Stokes参数轮廓,(2)温度敏感度,(3)磁场增强量,(4)形成深度,(5)塞曼支线与Seares公式,(6)单色像,(7)不对称性与黑子磁场梯度,(8)与Alfven波的关系,(9)磁光效应,(10)由磁敏谱线的Stokes参数轮廓推求向量磁场信息的方法。最后,在“结束语”中对磁敏谱线研究的现状和今后趋势,提出一些概括性的意见。     

粒子云网格方法在大尺度湍流磁重联研究中的应用和进展

作为汪景琇院士主持的中国科学院数理学部"天体辐射磁流体力学"战略研究项目组成部分~([1]),从等离子体的动力学属性出发,介绍了用于研究等离子体与周围磁场结构相互作用的粒子云网格方法,及其在研究具有复杂等离子体和磁场结构的磁重联过程中的应用。这里提到的磁场与等离子体的复杂性包括变化的等离子体β值,磁重联电流片中包含有多种尺度的结构,以及这些结构之间的相互作用,而且这些结构的尺度变化范围很大(从105km变化到102km)。进一步探讨了该方法在太阳物理领域,特别是在太阳爆发磁重联过程方面的可能应用以及未来的发展;并为项目研究中其他部分在数值方法~([2–5])和太阳物理~([6,7])方面提供借鉴和补充。     

重系盘中的磁重平衡：星系贮留原初磁场的观测证据

邻近旋涡星系中观测到的磁场被理论学家解释为发电机作用的结果，而我们发现，在邻近的星系中，磁的强度与中性氢的柱密度紧密相关，星系盘中的磁场处于磁重平衡状态。这一结果与发电机放大机制相悖，从而支持星系磁场是原初起源的假说。     

磁中子星巨耀发的观测和理论研究

软γ重复暴(soft gamma-ray repeater, SGR)被认为产生于磁中子星。发生在SGR上的巨耀发在短时标内释放出大于10~(39)J的巨大能量,被认为是宇宙中已知最强的能量释放过程之一,其剧烈程度仅次于超新星爆发和γ暴。详细介绍了几种磁球层理论模型,并重点介绍了以太阳爆发日冕物质抛射灾变理论为基础建立的磁中子星巨耀发的磁流体力学的半解析模型。在模型中,板块的转动或错位造成磁球层内磁场的扭缠,从而导致磁通量绳的形成和磁能缓慢的积累。当积累的能量超过阈值,系统就会失去平衡,然后产生爆发并释放能量。用该模型计算的SGR 1806-20, SGR 0526-66和SGR 1900+14这3次巨耀发的光变曲线都与观测基本相符。此外,有关磁中子星巨耀发的磁流体动力学的数值模拟工作也得到了全面的展开,通过求解各种初始条件和边界条件下的磁流体力学方程组,计算机的数值模拟可以得到磁中子星巨耀发过程中的磁场形态演化和内部精细结构。     

日蚀观测太阳微波射电源的磁拱结构

1980年2月16日云南日全蚀期间,在月掩具有双极黑子群的活动区过程中,分别由2,3.2,8.2和21厘米波段的蚀变斜率曲线峰值时刻,定出各波段射电源核心沿掩蚀方向的部位,将其一一移至相应有效辐射层的高度上,用几簇封闭的弧线连结起来,得到射电源的磁拱结构.分析了射电源的位置、角径、流量和空间分布同磁场的强度、范围、立体角和形状之间的对应关系.其中8.2厘米的结果同甚大阵观测的太阳6厘米环状结构基本一致.有效辐射层与磁拱相交的区域,主要产生磁回旋辐射,形成射电源的“核”;有效辐射层以上受磁拱约束的光学深度薄的区域,主要产生热轫致辐射,形成射电源的“晕”.由于有效辐射层随波长增大而升高,磁拱中对较长波长为核的区域,可能就是较短波长晕的组成部分.     

星系盘中的磁重平衡:星系贮留原初磁场的观测证据

邻近旋涡星系中观测到的磁场被理论学家解释为发电机作用的结果.而我们发现,在邻近的星系中,磁场的强度与中性氢的柱密度紧密相关.星系盘中的磁场处于磁重平衡状态.这一结果与发电机放大机制相悖,从而支持星系磁场是原初起源的假说.     

耦合热传导的磁重联的数值模拟

磁重联被认为是太阳耀斑的产生机制,本文数值模拟在日冕中发生在磁重联过程,结果表明耀斑环的表观运动是磁重联的自洽结果;由重联点发出的慢激波对耀斑环的加热有贡献;耀斑环的上升并不意味着重联点的上升。     

通过建立自然坐标系确定磁云边界方法的探讨

通常卫星探测到的关于行星际空间磁场的数据都是在GSE坐标系(地心太阳黄道坐标系)里表示出来的．磁云是行星际日冕物质抛射事件的一个重要子集,它们的边界认证一直是磁云研究中感兴趣的问题之一．通过讨论坐标系转换确定磁云边界的方法,由磁云的磁通量管特征建立磁云自然坐标系,然后把行星际空间的磁场转换到磁云自然坐标系里．在磁云自然坐标系里磁云作为一个磁通量管的结构能够清晰地显示出来．结合磁云的等离子体特征就可以比较容易地把磁云和背景太阳风分辨出来,即确定了磁云的边界．     

自引力磁均分和磁守恒吸积盘模型的稳定性分析

对自引力磁均分和磁守恒两种模型的径向振荡稳定性的研究表明：在同时考虑自引力和磁场作用的情况下,吸积盘在磁均分和磁守恒模型中均存在着三种振荡模式,其中粘滞模式总是稳定的,磁声模式是不稳定的,中性模式在图中较长波段范围趋于稳定,在较短波段范围是不稳定的．这些结果有利于解释活动天体的Mark421和Pks2155—304的长周期光变现象．同时阐明了自引力在两种模型中对三种模式的影响有相同的趋势,而对磁场则分别起着相反的作用．这个结论表明磁均分吸积盘模型在解释光变现象时更为有利．     

天体物理中的重力波和磁重力波

本文简要综述重力波和磁重力波在各种天体物理场合中的应用 ,我们描述在具有开放径向磁场的恒星大气各种磁流体波之间的相互转换过程 ,强调磁重力波被束缚在恒星冕内的可能性 ,并探讨恒星内部高频的声波模 (p -模 )被低频的重力波模 (g -模 )所调制的过程 ,一旦有了足够长时间未间断高质量的日震数据 ,太阳内部的重力波模对声波模的调制效应—即每一个分立声波模的频率精细结构—则可被用来寻找深陷于太阳内部的重力波模或进一步独立地约束重力波模的振幅上限