太阳大气等离子体的电流研究

该文讨论了太阳大气等离子体中电流的成因和对各种爆发活动的作用和影响,对目前的研究现状和存在的问题进行了分析讨论,指出虽然磁场是太阳物理观测和研究的关键要素,但是电流也是理解能量的传输与耗散、不稳定性的驱动和激发、等离子体的加热和粒子加速等太阳物理过程的重要概念.该文还提出了一个定性的改进电路模型,认为电流主要产生于太阳内部的发电机过程,同时电路在日冕部分的环形磁场位型也将产生部分新经典电流,通过磁通量管流入太阳大气,并在日冕区域通过磁场重联等过程释放能量.对该模型尚待解决的问题也进行了简单讨论.     

太阳过渡区爆发事件的观测及理论研究进展

太阳过渡区爆发事件是过渡区重要的小尺度活动现象之一,常被过渡区的紫外和极紫外谱线观测到。典型的爆发事件的寿命为60～360 s,现象出现时谱线形状呈非高斯形,谱像两翼显示双向喷流结构,喷流速度大致在100 km·s~(-1),与色球局地阿尔芬速度相当。普遍认为其产生原因为小尺度快速磁重联。主要回顾了爆发事件的观测特征及其光谱学诊断方法,阐述了爆发事件的物理形成机制及与其他过渡区小尺度结构的联系,并讨论其在太阳风形成和日冕加热过程中对物质及能量输运的影响。最后对未来爆发事件的研究提出了展望。     

卫星黑子衰减触发的喷流事件

详细分析了一次太阳低层大气磁场重联触发的喷流事件.这次喷流发生在2014年8月1日,爆发自美国国家海洋和大气管理局(National Oceanic and Atmospheric Administration, NOAA)活动区12127边缘的一个卫星黑子处.该喷流爆发包括日浪、紫外喷流、极紫外高温和低温喷流.大熊湖太阳天文台(Big Bear Solar Observatory,BBSO)的Goode Solar Telescope (GST)高分辨率氧化钛(TiO)谱线的光球观测显示,喷流爆发过程中,卫星黑子一直衰减.到喷流结束,卫星黑子面积共减少了80%.在此过程中,太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日球磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)的视向磁场观测表明,该卫星黑子对应的负极磁场与相邻的正极磁场发生明显对消,产生喷流足部亮点.根据SDO卫星太阳大气成像仪(Atmospheric Imaging Assembly, AIA)的多波段观测,该足部亮点首先出现在紫外1600?波段.待紫外(1600?)喷流从紫外足部亮点顶部向上喷发,在极紫外波段也观测到相应的亮源.随着足点源亮度突然增强,有明显的极紫外低温喷流和日浪从足部亮点侧面喷发.从GST的高分辨率Hα图像上,可见日浪由许多精细纤维组成,这些纤维扎根在足点源的东南侧.根据从光球层过色球层再到日冕层的多波段高分辨率观测,色球中下层的磁场对消触发了这次喷流事件.向上喷发的物质流可以携带能量进入上层大气,并加热上层大气.研究结果表明,低层大气磁重联可能对解决日冕加热问题起重要作用.     

准开放磁场线区域模型

为了解释日冕中高能电子束和太阳耀斑中的快速过程,本文提出在活动区双极黑子上空存在一个准开放磁场线区域的定性模型。如图1所示,准开放磁场线区域被确定在开放磁场线下面和耀斑环顶部之间。 由于那里的快速磁重联或撕裂、爆炸式的能量释放引起了区域性的等离子体加速。那些被加速到10—100keV的高能电子束沿着开放的磁场线从太阳大气等离子体逃逸到行星际等离子体中。在每个连续的高度上将产生朗缪尔波等离子体辐射。朗缪尔波同低     

太阳过渡区的结构与特性

太阳过渡区是位于色球与日冕之间的一个高度动态的等离子体区域.通过对太阳紫外光谱的研究发现,过渡区的主要结构是以磁场集中为特征的网络组织.首先回顾太阳过渡区的研究历史,接着从整体上介绍太阳过渡区的结构及观测特征,然后介绍过渡区各种结构和现象的主要模型和物理解释,并结合作者的认识进行必要的评论,最后对未来的研究方向提出看法.     

太阳光球磁亮点的基本特征研究及其对日冕加热的贡献

在太阳光球表面出现的磁亮点是目前观测手段能够分辨的最小磁结构,也被认为是日冕中的磁绳在光球足点运动的可靠示踪者。磁亮点的尺度约为100～300 km,寿命从几分钟到几十分钟。磁亮点被观测到不仅具有漩涡运动现象,还有很强的振荡现象。磁亮点是在磁通量管的对流坍缩过程中形成的,这已被观测和数值模拟所验证;磁亮点的运动导致其所在的磁通量管产生振荡,或者与其他磁通量管发生扭绞。理论上认为,这些振荡会以波的形式向色球和日冕传送能量,而磁通量管之间的扭绞会在色球和日冕中发生磁重联并释放能量,从而加热色球和日冕。为了解开日冕加热和色球加热等未解之谜,对磁亮点的研究显示出它特殊的重要性。对磁亮点的基本特征、形成原理、观测证据、光球磁亮点和太阳大气其他亮点之间的关系,以及磁亮点对日冕加热贡献等方面进行了介绍和讨论。     

非对称四极无力场的磁能释放

本文采用二维三分量耗散ＭＨＤ模型，对带高电流层的局地非对称的四极无力场的磁能释放过程进行数值模拟，结果表明，磁能释放过程大体可以分为两个阶段：高电流层引起的异常电阻耗散使该层等离子体加热至３×１０６Ｋ的高温，形成一高温环；在高电流层耗散的触发下，磁分隔面的电流急剧增长并爆发异常电阻耗散和磁场重联，导致耀斑发生，主要的能量释放发生在磁分隔线和高剪切无力场中的磁分隔面上，等离子体温度可以达到１．９×１０７Ｋ。上述无力场的触发释能过程可能是太阳耀斑的一种重要的释能机制。     

色球和日冕的MHD加热机制

扼要地介绍了色球和日冕加热问题的研究历史。随着空间太阳观测技术的进步，人们认识到色球和日冕加热机制主要与MHD过程有关。因此，在本文中着重介绍四种MHD色球和日冕加热机制：（1）阿尔芬波；（2）MHD湍动；（3）场向电流；（4）磁重联。由于这四种加热机制的有效性都需要通过高分辨率观测来判定，所以空间太阳观测对于研究色球和日冕加热问题具有重大意义。     

日冕三重无力场电流片的磁场重联

采用二维三分量磁流体力学模型,对日冕三重无力场电流片的磁场重联进行了数值研究,揭示了重联过程的基本物理特征．这类重联过程将加热和加速日冕等离子体,并导致多个高温、高密度、高磁螺度的磁岛的形成和向上喷发．这表明,多重无力场电流片的重联可能在日冕磁能释放、上行等离子体团的形成和太阳磁场螺度向行星际空间的逃逸方面起重要的作用．     

太阳日冕加热事件的多波段分析

随着大熊湖太阳天文台的1.6 m口径的新太阳望远镜(BBSO/NST)的成功运行,太阳观测已经进入了优于O.1″的高分辨率时代.这有助于详细分析单个曰冕加热事件,从而为日冕加热问题的最终解决提供原始的高分辨率的观测证据.利用NST所获得的在中性氦10830 A谱线、氧化钛7057 A谱线和H_α蓝翼(-0.7A)高分辨率成像观测数据,结合太阳动力学天文台上搭载的大气成像仪(SDO/AIA)和曰球磁场成像仪(SDO/HMI)同时观测到的极紫外和纵向磁场成像数据,分析了源自太阳米粒间通道的两个小的曰冕加热事件(磁环增亮)中的磁场演化.发现:这两个增亮磁环的足点都处于磁场中性线附近的一侧,一个磁环的足点伴随着一个小的纵向磁场单元的消失和两个米粒之间新形成的连接;在另一磁环的足点伴随着纵向磁场的微弱变化和一个米粒的破碎.据此,倾向于认为发生在太阳米粒之间底层大气的重联同时产生了高温和低温物质的外流.同时指出高分辨率和高偏振测量精度的光球磁场观测对于最终解决曰冕加热问题是至关重要的.