各向异性等离子体多重电流片的演化

应用二维三维量磁流体动力学方程组模拟，数值研究了压力各向异性等离子体周期多重电流片的演化，发现在β＜＜1时，微弱的各向异性仅仅使电流片中磁场重联的速度加快，而当β≈1（即热压与磁压相当时，微弱的垂直各向异性不仅大大加速了磁场重联的速度，还使重联位置发生显著变化。初始反对称的磁场重联位形逐步转化为对称的磁场位形，进而再演化为与初始反相的反对称磁场位形，场向各向异性和强的垂直各向异性都导致不稳定性增长率成倍增加。但在场各向异下磁场位形基本不变，只在电流片中心出现不规则扰动，同样参数下向向异性等离子体多重电流片中磁场重联形成的磁岛比各向同性多层电流要小。     

有剪切速度的Sweet-Parker薄电流片在非线性阶段的不稳定性研究

以Harris Sheet作为初始条件, 使用数值模拟的方法, 研究了二级磁岛不稳定重联的一些性质. 在模拟中随着初始扰动的加入, Harris Sheet将演化到非线性阶段, 形成更薄的有剪切速度的电流片, 并伴有一级磁岛产生. 当Lundquist数大于或等于105时, 非均匀剪切速度的Sweet-Parker电流片开始不稳定, 并有二级磁岛出现. 不稳定Sweet-Parker电流片对应的临界长宽比为65. Lundquist数越大, 演化形成的Sweet-Parker电流片越薄, 更多的二级磁岛将出现, 且沿电流片两边向外喷出, 随时间变大, 相互合并. 二级磁岛的出现使重联率增大, 并与Lundquist数之间不再满足S-1/2的关系, 而似乎对它的依赖关系不明显.      

无力场的触发重联和太阳耀斑

采用多步隐格式,对在瞬间形成的电流片的触发下的高剪切无力场的磁重联过程进行了数值模拟。磁重联首先在交界面处的非中性电流片区出现,然后向无力场区蔓延。在磁重联过程中,在无力场区形成一高温环状结构,物质向光球层流动。在高温环内侧的新喷发场区,物质向上流动。磁重联主要集中在初始电流片外侧的高剪切无力场区,高温环顶部的温度最高,位置基本固定。在磁重联的过程中,剪切磁场分量的空间梯度减小,无力场因子下降。     

初始电流片长宽比对非对称多重X线重联的影响

采用可压缩电阻性磁流体力学模型,研究了初始电流片的长宽比Lx对非对称多重X线磁场重联的影响.研究结果发现,当Lx超过一定的阈值时,非对称磁场重联的演化过程中将伴有多重X线重联发生.进一步地研究结果表明,当Lx越大,多重X线重联就越容易出现,相同时间间隔内所诱发的次级磁岛的尺寸也随之相应变大,不仅如此,次级磁岛的尺寸占整...     

太阳大气中自发重联的数值模拟（I）

本文在考虑了热传导、焦耳耗散和反常电阻的情况下，研究了日冕电流片中的自发重联过程。结果表明自发磁重联可通过反常电阻的焦耳耗散加热大气，这种作用与苈值的大小密度相关，这也许可以解释活动区日冕环 的稳态加热和耀斑前的预热相；当考虑电流片位形的下边界为固定边界时，由于系连效应会自然形为盔状结构，并且物质以４０ｋｍ／ｓ的速度沿两“腿”下落，这种下落物质速度将造成谱线红移。     

日冕冲浪形成的磁流体动力学模拟

应用二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了双极-单极磁场中电阻撕裂模不稳定性引起的磁场重联过程,用于模拟日冕冲浪的形成.结果表明,在包含有三区——双极场、电流片和单极场的磁静力平衡初态下,双极场和单极场中的磁力线将会直接重联,磁场演变成鞭状(whip)结构.由弯曲磁力线支撑的等离子体团向上运动到最高位置后,逐渐下落和弥散.等离子体团上升速度可达到0.10v_A(v_A为双极场中的Alfv'én速度).模拟结果证实日冕冲浪的形成可能与双极-单极场中的磁场重联密切相关.      

周期性多电流片系统中涡旋诱发重联过程的相互作用

运用二维可压缩磁流体动力学(MHD)模拟方法考察了周期性多电流片系统中涡旋诱发重联(VIR)过程的发展演化.结果表明,相邻电流片中的VIR过程发生相互作用,相距越近,作用越强烈.反对称和对称波模VIR过程的线性增长率随电流片间距的减小而分别增大和降低.当电流片间距小于某临界值时,反对称波模VIR完全被抑制.相对于对称波模VIR,反对称波模VIR过程对空间多电流片系统的发展会发挥更大作用.      

2.5维自适应磁场重联MHD模式

磁雷诺数(R_m)是影响磁场重联的重要因素. 真实的物理环境中R_m往往很高, 例如, 在行星际空间和太阳日冕中R_m通常大于104量级. 高R_m条件下的磁重联表现出很多异常特性, 然而高R_m条件下的磁场重联数值模拟需要很高的时空分辨率, 否则很难分辨出重联过程中形成的薄电流片. 本文基于自适应软件包PARAMESH将并行自适应网格技术引入磁场重联数值模拟, 建立了一个2.5维自适应磁场重联MHD模式, 研究高磁雷诺数条件下重联的动态演化过程, 进而将不同磁雷诺数的参数进行对比研究. 结果表明, 该模式可以自动捕捉到磁场重联产生的奇性电流片, 高磁雷诺数条件下产生的慢激波结构可提供一种快速磁能释放机制.      

空间等离子体压力各向异性对磁场重联的影响

基于二维时变可压缩磁流体动力学模拟,数值研究了等离子体压力各向异性对磁场重联的影响,发现一个小的压力各向异性(P_⊥=1.02P_//)即可大大加速磁场重联的发展,这可能是由于磁镜不稳定性与撕裂模不稳定性共同起作用.在P_⊥P_//的情况下,撕裂模受到抑制,电流片中不能形成大型磁岛.      

存在初始引导场情况下的无碰撞磁场重联

采用二维三分量的全粒子模拟方法研究了不同初始引导场情况下的无碰撞磁场重联及初态为一维的Harris电流片.结果表明,Bz0＞0.5B0的强引导场不仅会显著改变粒子的运动轨迹,而且会改变重联区附近的电场和流场结构,从而影响重联率和电子加速.运用广义欧姆定律解释了不同引导场下电场的结构特征.另外,通过对扩散区附近束流电子的跟踪研究发现,在二维模型中,不论引导场强弱,位于扩散区中心垂直模拟平面的感应电场对电子加速起主要作用,而扩散区外平面电场的贡献很小.      

太阳大气中自发重联的数值模拟(Ⅰ)

本文在考虑了热传导、焦耳耗散和反常电阻的情况下, 研究了日冕电流片中的自发重联过程. 结果表明自发磁重税可通过反常电阻的焦耳耗散加热大气, 这种作用与β值的大小密切相关. 这也许可以解释活动区日冕环的稳态加热和耀斑前的预热相;当考虑电流片位形的下边界为固定边界时, 由于系连效应会自然形成盔状结构, 并且物质以40km／s的速度沿两“腿”下落, 这种下落物质速度将造成谱线红移.      

行星际磁场对磁尾场向电流发生率的影响

利用Cluster卫星的磁场和等离子体探测数据, 研究了行星际磁场(IMF)时钟角(clock angle) Φ和锥角(cone angle) θ对磁尾等离子体片边界层(PSBL)区场向电流发生率的影响. 当时钟角Φ >0时, 磁尾场向电流 的发生率较高, 这表明磁尾场向电流的发生与昏向太阳风条件更为密切; 当 90°<|Φ|<180°时, 场向电流的发生率较高, 这表明 场向电流的发生与南向IMF更为密切. 当锥角θ <30°时(即IMF与 日地连线夹角较小时)场向电流的发生率较低. 而当θ> 30°时, 场向电流在90°<|Φ|<180°的情况下发生率明显增大, 这说明南向IMF情况下, 场向电流发生率明显增大. 但是当|Φ|<90°时 (北向IMF情况下), 尽管θ很大, 场向电流的发生率并未明显增大. 当θ>70°时, 且在140°< < i>Φ<160°的行星 际磁场条件下, 磁尾等离子体片边界层区场向电流的发生率最大.      

等离子体彗尾动力学的数值研究

本文基于可压缩磁流体动力学模型,数值研究了尾瓣巾具有超Alfven速流动的等离子体彗尾的动力学特征。结果表明,等离子体片和尾瓣之间的剪切等离子体流动将会激发流动撕裂模不稳定性,引起彗尾等离子体片中发生磁场重联,形成磁岛和高密度的等离子体团。进而模拟了太阳风引起的局部驱动力对等离子体彗尾中磁场重联的影响,其特征时间远大于流动撕裂模。我们认为一些观测到的等离子体彗尾中的四块和彗尾截断事件可能主要与彗尾中剪切等离子体流动所引起的流动撕裂模不稳定性有关。      

电阻磁流体力学模拟的CESE方法

利用时空守恒元解元方法(CESE)和两种改进方法, 即库朗数不敏感(CNIS)方法与高阶CESE方法求解2.5维电阻磁流体力学(resistive MHD)方程组, 模拟了两个单电流片重联问题. 并考察了上述三种方法所得结果的磁场散度. 分析表明, 三种方法所得到的磁场位形基本没有差别, 但在磁场散度上存在一定差异, 相比另外两种方法, CNIS方法在控制磁场散度方面表现得更好.      

行星际磁场B_y分量对磁尾场向电流的控制作用

利用Cluster卫星的磁场探测数据及ACE卫星的行星际磁场(IMF)探测数据,研究了IMF B_y分量(IMF|B_y|10nT)对磁尾等离子体片边界层(PSBL)区场向电流发生率和密度的影响.研究显示:与IMF B_y分量为负时进行比较,IMF B_y分量为正时场向电流的发生率更高,约55.6%;当IMF|B_y|4nT时场向电流发生率占总发生率的77.4%;场向电流发生率随IMF|B_y|的增大而增大,且具有很好的线性相关关系,当IMF B_y分量为正时,相关性更好;场向电流密度也随IMF|B_y|的增大而增大,同样具有很好的线性相关关系,当IMF B_y分量为正时,相关性更好.以上结果表明,IMF B_y分量对磁尾场向电流的产生和变化具有很强的控制作用,并且昏向IMF变化与场向电流变化的关系更加密切.     

磁尾等离子体片对流对亚暴的影响

采用2(1/2)维全粒子电磁模拟方法研究了等离子体片中稳态对流及局地爆发高速流对磁层亚暴触发过程的影响.研究发现,地向瞬时局地高速流可触发磁场重联,导致储存于磁尾磁场能量的快速释放.但是,等离子体片稳态对流可抑制磁尾磁场重联过程.此项研究结果表明,局地爆发高速流能够触发磁层亚暴;而行星际磁场(IMF)持续南向时的稳态磁层对流期间,不易发生亚暴.      

太阳表面水平运动驱动的磁圈与开放磁场重联的模拟研究

太阳大气的诸多观测事件(如耀斑、喷流等)均被归因于磁重联产生的能量转换. 近年来, 关于太阳风起源, 有研究提出了磁重联使闭合磁圈开放为太阳风供应物质的新模式. 在该模式中, 闭合磁圈被光球超米粒组织对流携带, 向超米粒边界运动, 与位于边界的开放磁场相碰撞进而发生磁重联. 该模式中磁重联的驱动及其效应是本文的研究目标. 磁流体力学(MHD)数值模拟是研究太阳大气磁重联物理过程的重要途径. 本文建立了一个二维MHD数值模型, 结合太阳大气温度和密度的分层分布, 在超米粒组织尺度上模拟了水平流动驱动的闭合磁圈与开放磁场的重联过程. 通过对模拟结果的定量分析, 认为磁重联确实能够将闭合磁圈的物质释放, 进而供应给新的开放磁结构并产生向上流动. 该结果为进一步模拟研究太阳风初始外流奠定了基础.      

太阳风向磁层输入电磁能量研究

利用全球磁流体力学（MHD）模拟结果,通过确立包含磁层顶的太阳风流线内边界来识别三维磁层顶位形,并以极尖区位置作为磁层顶日侧与夜侧的分界线,在此基础上定量研究了不同条件下穿过磁层顶向磁层内输入的电磁能量. 研究发现,磁层顶的能量传输与太阳风条件密切相关,磁重联是控制电磁能量传输的重要机制. 结果表明,当IMF（行星际磁场）南向时,极尖区后方的磁尾附近存在电磁能输入最大值,当IMF北向时,电磁能输入最大值发生在极尖区附近;南向IMF条件下,在IMF强度增大或太阳风密度增大时,磁层顶电磁能传输的电磁能量比北向IMF条件时增加更显著. 太阳风通过调节磁层顶面积间接影响到磁层顶能量传输大小. 研究还发现,北向IMF与南向IMF条件下穿过磁层顶的电磁能输入的比值范围约为10%～30%,此比值一定程度上反映了北、南方向IMF与地磁场磁重联效率的比值.      

2001年9月15日Cluster卫星对电流片的观测研究

2001年9月15日0430-0515 UT期间,Cluster卫星多次穿越磁尾电流片.由FGM、CIS等仪器获得了电流片磁场,粒子速度等数据变化情况,并得到了磁尾高速流的两次明显反转.本文采用GSM坐标系.利用求磁场空间梯度张量的方法获得了越尾电流,其电流密度的峰值为28nA/m2.并对电流片在垂直方向上的摆动和在晨昏方向的波动现象进行了分析.数据显示此时电流片为薄电流片并有一个变薄的趋势,其厚度大约为0.2-0.3 Re.磁场重联时地向流与尾向流均超过了1000 km/s,并测得了电流片的法线方向和运动速度,从而得到了磁尾电流片的结构和运动情况.      

行星际磁场北向时磁层顶区磁场重联的全球模式

在对背阳面磁层顶区局域磁场重联模拟的基础上提出了一个行星际磁场北向时磁层顶磁场重联的全球模式。行星际磁场北向时碰层顶磁场重联导致近地尾瓣的能量被输送到远磁尾,太阳风能量不在磁尾储存,向阳面磁层顶变厚,磁层受到一系列扰动。