1998年5月日冕三维结构的数值模拟

采用三维理想磙流体力学（MHD）模式，内边界条件把二维投影特征线边界方法推广应用到三维计算，有效地稳定了数值计算并保证稳态解的自洽性；初始猜解磁场由1935卡林顿周光球磁场观测数据得到，这样计算得到的1998年5月份期间日冕三维结构比较符合实际，计算结果表明：（1）计算得到的源表面非径向磁场量值在磁中性线附近不超过2μT，表明源表面磁场基本径向。（2）模拟得到的源表面径向磁场量值除了在磁中性线附近的区域外变化不大，这和观测一致。（3）由源表面磁场按平方反比的规律计算出1AU处磁场量值更接近观测值。（4）计算得到的日冕结构和观测定性一致，三维数值模拟结果表明，日冕的三维大尺度背景结构主要是由磁场决定的，在闭磁场处或者电流片附近，太阳风的密度高，速度低；在开场区，太阳风的密度低，速度高。     

1998年5月2日日冕亮度观测图的数值研究

采用数值手段模拟了1998年5月2日日冕亮度观测图，计算模式改进为球坐标下系下特殊的二维理想磁流体（MHD）模型，即把（r,φ）坐标建立在SOHO观测日冕亮度的子午面上，消除了子午面极区的几何奇异性，根据SOHD日冕观测布置磁极子得到初始磁场位形，内边界条件采用自治的投影特征边界条件，计算迭代出稳态的多 磁场结构，得得到了与观测基本一致的亮度图，计算结果表明在太阳表面附近磁场位形对太阳凤等离子参数分布起控制作用。     

一类TVD型组合差分方法及其在磁流体数值计算中的应用

根据太阳风数值模拟的特点，考虑到算法的质量（收敛速度、稳定性、精度等），结合磁流体数值计算的特性，对三维球坐标磁流体动力学（MHD）方程组中的流体部分采用一种修正Lax-Friedrichs差分法而对磁场部分采用MacComack格式，发展了一类快捷的具有TVD特性的组合数值新方法，作为格式的检验，在一维情况下，将其与PPM格式进行了比较，对一维快慢磁流体激波问题得到了与PPM格式精度相同的结果，然后将其诮到定态太阳风的数值模拟上，在不同等离子体β情形下，可得到理想的太阳风定态结构，为今后将此数值模式应用到具有复杂磁场位型或三维直实太阳风暴的数值模拟研究奠定了基础。     

一个基于观测的太阳风背景模型

建立由太阳光球磁场和日冕偏振亮度等观测约束的单流体太阳风模型,包括日冕和太阳风的等离子体密度、速度和磁场,温度还有待于以后处理.这里采用高山观测台(HAO)MKⅢ的日冕偏振亮度(pB)在1.36Rs上的观测概图,根据Guhathakurta在1996年发展的日冕电子密度反演模型确定日冕的电子密度分布.同时采用Wilcox太阳观测台(WSO)的光球磁场视向分量的观测概图作为底部边界,根据Zhao等在1994年发展的水平电流-电流片(HCCS)模型得到全球磁场.Phillips在1995年及McComas在2003年分别用Ulysses第一次和第二次跨极飞行的观测发现,归一化到1 AU的太阳风动量流密度除了在10°～30°的纬度范围内略低以外几乎不变.根据这一结论,结合已经得到的密度数据,就可以得到日冕和太阳风的速度.将上面的模型应用于1918卡林顿自转周稳态太阳风的研究,结果与太阳活动极小期的观测基本相符,但是与观测相比较低速高密度区偏大,因此密度模型还有待改进.