磁场重联中的哨声波与Hall效应

数值研究Hall电流效应对于重联动力学特征及波动特性的影响.结果表明,具有强Hall效应的算例,重联出流区张角大,重联率高.对于不同Hall效应的算例,应用快速傅里叶变换(FFT),将平面外磁场By分量和(x,z)平面内的速度分量vx,vz位于给定点的时间序列转换为功率谱,并对电场E采用最小方差分析法,确定波的传播方向与偏振特性.研究发现,在强Hall效应的算例中,磁分界线附近存在具有典型特征的哨声波,Hall效应减弱,则波动信号减弱.上述结果表明,Hall电流效应对重联动力学特征具有重要影响,是产生哨声波和快速重联率的关键因素;此外,对于强Hall效应的算例,磁分界线附近哨声波幅度与平面内场向电流Jp间存在正相关关系,它从另一个侧面展示了哨声波与Hall效应间的重要联系.     

磁重联区Alfven波及新生离子的加速

利用二维混合数值模拟研究了有速度驱动、低等离子体β值情况下的磁场重联过程，结果表明磁重联过程可以产生Alfven波，该Alfven波动对重新区中的新生离子作用，使得新生离子经历投掷角散射方程，具有球壳分布特征，部分新生离子得到加速，其获得的最大能量约为4（miVA0^2/2)，此加速过程所需的加速时间在100／Ωi量级，是一个极快的加速机制，加速粒子能谱为双幂律谱。     

太阳风中小尺度磁通量管边界重联的统计研究

通过对WIND卫星1995—2005年的数据,利用程序筛选及人工识别两种不同方法确定的小尺度磁通量管进行比较,发现程序筛选法中41%的小尺度磁通量管有边界重联现象,与人工识别法确定的小尺度磁通量管的统计结果接近;通过人工识别和程序筛选两种方法确定的小尺度磁通量管的边界重联特征,包括磁场剪切角、磁场强度以及重联耗散区的持续时间等,也具有相同的统计趋势.结果表明,两种方法确定的小尺度磁通量管在重联特性上没有本质区别,因此采用这两种方法得到的数据作为样本来统计小尺度磁通量管前后边界重联事件.本文共确定了71个重联事件,统计结果显示有50个(70%)重联耗散区磁场的减小超过20%,47个(66%)磁场剪切角大于90°;多数重联事件的磁场剪切角大于90°,表明小尺度磁通量管边界中主要发生的是反平行重联.将小尺度磁通量管的前后边界重联分开进行统计,结果显示其前后边界重联的特征是相似的,与磁云前后边界存在差异的性质不同,这意味着太阳风中的小尺度磁通量管并不具有磁云这种大尺度磁通量管的膨胀特征.     

各向异性等离子体中磁场重联的混合模拟研究

应用二维三分量混合模拟方法数值研究了各向异性等离子体中的磁场重联过程.计算结果表明,当等离子体垂直于磁场方向的压强大于平行方向的压强时（P_⊥/P_∥=1.5）,等离子体不稳定性的增长率会大大增强,重联速度也会加快;当等离子体垂直方向的压强小于平行方向的压强时（P_⊥/P_∥=0.6）,会出现火蛇管不稳定性,将抑制撕裂模不稳定性和磁场重联过程.     

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。     

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.     

磁场重联的二维粒子模拟研究

利用二维全粒子模拟方法研究了无碰撞等离子体中的磁场重联过程,得到了不同区域的离子和电子速度分布。计算结果表明,电子和离子在扩散区中的不同动力学特性产生的Hall电流使磁场的y分量B_y呈现四极形分布。离子和电子的速度分布偏离了初态时的Maxwell分布,呈现非局域的多重分布。同时由于磁场重联而产生的电场使电子在X点附近得到加速和加热,因而在电子的能谱分布中形成一高能尾。     

太阳风中磁重联的可能性及其观测证据

本文利用美国行星际监测卫星IMP-H和IMP-J同时在弓激波上游的极佳时机(1976年1月21日—22日)探测的结果, 比较了两个卫星同时测得的离子脉冲(E≥125keV/Q, Q≥1)的计数率和各向异性.分析表明在IMP-H比IMP-J离地球远的四个事件a—d中, a和b事件时, IMP-H上测得的计数率大于IMP-J上计数率, 各向异性从太阳指向地球;c事件时, IMP-J上计数率大于IMP-H上的测量值, 各向异性从太阳指向地球;d事件时, IMP-J上计数率大于IMP-H上的相应值, 各向异性改变方向, 从地球指向太阳.它们可以用太阳风中扇形边界样的磁场反转形态磁重联产生的高能粒子的假说来满意地得到解释.     

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.     

Observations of Magnetic Reconnection in the Magnetotail Associated With Substorms

Magnetic reconnection is one of the most important, dynamic phenomena in the magnetotail in terms of magnetic field line configuration change and energy release. It is believed to occur in the distant magnetotail mainly during southward interplanetary magnetic field periods and in the near-Earth magnetotail in association with substorms. In the present paper, we discuss several important issues concerning magnetic reconnection in the magnetotail associated with substorms, such as reconnection signatures, location, timing, spatial scale, and behavior, from the macroscopic, observational point of view.     

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.     

Global Hybrid Simulation of Magnetic Reconnection in the Magnetosheath

A three-dimensional (3-D) global hybrid simulation is carried out for the generation and structure of magnetic reconnection in the magnetosheath due to interaction of an interplanetary Tangential Discontinuity (TD) with the bow shock and magnetosphere. Runs are performed for solar wind TDs possessing different initial half-widths. As the TD propagates through the bow shock toward the magnetopause, it is greatly narrowed by a two-step compression processes, a "shock compression' followed by a subsequent ``convective compression'. In cases with a relatively thin solar wind TD, 3-D patchy reconnection is initiated in the transmitted TD, forming magnetosheath flux ropes. Multiple components of ion particles are present in the velocity distribution in the magnetosheath merging, accompanied by ion heating. For cases with a relatively wide initial TD, a dominant single X-line appears in the subsolar magnetosheath after the transmitted TD is narrowed. A shock analysis is performed for the detailed structure of magnetic reconnection in the magnetosheath. Rotational Discontinuity (RD)/Time-Dependent Intermediate Shock (TDIS) are found to dominate the reconnection layer, which and some weak slow shocks are responsible for the ion heating and acceleration.     

磁云边界层中的复合重联喷流观测分析

太阳风中的磁场重联通常与行星际日冕物质抛射有关.本文分析了1995年10月18日WIND飞船观测到的一例磁云前边界层中的复合重联喷流事件.该复合排空区由相邻两个不同方向的喷流构成,这两个喷流分别经过Walén关系的证认,符合行星际磁场重联排空区等离子体喷流的特征.结果表明,在磁云前端可能存在众多重联点,从而将磁云本体的磁场剥离,形成比单一重联喷流区更复杂的三维边界层结构.磁云边界层中可能发生多点多次重联,从而不表现出单点重联的排空区特征,这可能是行星际磁场重联排空区较少在ICME前端被观测到的原因之一.     

Theoretical model of steady-state magnetic reconnection in collisionless incompressible plasma based on the Grad–Shafranov equation solution

The problem of steady-state magnetic reconnection in an infinite current layer in collisionless, incompressible, nonresistive plasma, except of the electron diffusion region, is examined analytically using the electron Hall magnetohydrodynamics approach. It is found that this approach allows reducing the problem to the magnetic field potential finding, while last one has to satisfy the Grad–Shafranov equation. The obtained solution demonstrates all essential Hall reconnection features, namely proton acceleration up to Alfvén velocities, the forming of Hall current systems and the magnetic field structure expected. It turns out that the necessary condition of steady-state reconnection to exist is an electric field potential jump across the electron diffusion region and the separatrices. Besides, the powerful mechanism of electron acceleration in X-line direction is required. It must accelerate electrons up to the electron Alfvén velocity inside the diffusion region and on the separatrixes. This is a necessary condition for steady-state reconnection as well.     

磁云边界层中的重联慢激波观测分析

在Petschek模型中,排空区边界处的一对慢激波是能量耗散的重要机制.已有大量行星际空间的Petschek型磁场重联排空区观测事件被报道,但是只有少量的排空区边界处观测到了慢激波.针对一例位于磁云边界层中的Petschek型磁场重联排空区观测事件,在排空区靠近磁云一侧边界处证认了一例慢激波.激波跃变层两侧的磁场和等离子体参数满足Rankine-Hugoniot关系,且激波上下游的中间马赫数均小于1,上游的慢马赫数为2.94（>1）,下游的慢马赫数为0.65（<1）,符合慢激波的观测特征.磁云内部的等离子体β值很低,局地阿尔芬速度高,同时磁云边界层中可能发生丰富的磁场重联活动,这可能是磁云前边界处慢激波形成的原因.     

Reconnection and fast particle production in tokamak and solar plasmas

Detailed in situ studies of magnetic reconnection and particle acceleration, which play a crucial role in the release and redistribution of energy in solar flares, can be performed in tokamak plasmas under conditions resembling those of the flaring solar corona. Recent measurements and modelling of fast particle production during reconnection events in the Mega-Amp Spherical Tokamak (MAST) are described. Specifically, observations in this device of electron acceleration during edge localised modes, and of both ion and electron acceleration during merging-compression plasma start-up, are presented, and possible implications of these studies for particle acceleration in flares are discussed. The results from MAST lend weight to the conjecture that large numbers of ions are accelerated to sub-MeV energies in flares.