太阳爆发及太阳的活动规律_精品文档.ppt

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六、太阳物理研究及其意义,认识太阳系,太阳基本参数,在宇宙、甚至在银河系当中，太阳只是是一颗中等质量和尺度的恒星，属于第二代恒星，是一颗处于其中年时期的恒星，还有约50亿年的寿命，周围没有伴星；太阳的质量为1.9911030公斤（大约是33万个地球的质量），现在的成份为：

超过75是氢，23是氦，其它氧、碳、氖、铁以及其它重元素含量加在一起不足2,太阳的能量,如果太阳是一堆煤，它可以烧6000年;1848年，德国梅耶尔：

流星撞击假说;1854年，德国亥姆霍兹:

太阳收缩假说。

万有引力使得星际物质向太阳中心坠落，减少的引力势能变为热能释放出来,太阳能量来源：

收缩假说,假设太阳起源于总质量为Msun的无限辽阔的星云，它收缩到现在的半径释放的引力能为GMsun2/Rsun241048尔格,发生在太阳大气中的剧烈活动,发生在太阳大气中的剧烈活动,太阳耀斑：

突然发亮爆发日珥：

低层日冕中磁结构和物质的抛射日冕物质抛射：

高层日冕中磁结构和物质的抛射三种现象是同一个能量释放过程的三个方面的表现,典型爆发涉及到的尺度,在太阳附近=10万公里地球半径=6378公里太阳半径=69.6万公里日地距离=1.495亿公里,典型爆发涉及到的尺度,在太阳附近=10万公里地球半径=6378公里太阳半径=69.6万公里日地距离=1.495亿公里一次典型爆发释放的能量相当于1亿颗亿吨TNT炸药当量的氢弹爆炸释放的能量！

典型爆发涉及到的尺度,在太阳附近=10万公里地球半径=6378公里太阳半径=69.6万公里日地距离=1.495亿公里一次典型爆发释放的能量相当于1亿颗亿吨TNT炸药当量的氢弹爆炸释放的能量！

而朝向地球的爆发对地球的影响相当于在地球附近爆炸一颗4百万吨TNT当量的氢弹！

还好，我们离太阳不近，情况不是太糟！

典型爆发过程释放的能量,太阳上的剧烈活动对地球的影响,太阳爆发过程中的观测特征,太阳耀斑爆发日珥日冕物质抛射,爆发过程中产生的高能粒子,这些高能粒子对卫星、宇宙飞船、和宇航员都会有致命威胁！

太阳上的剧烈活动对地球的影响,对宇航员的威胁需要认真对待,问题,发生在太阳大气中的剧烈活动有几种？

有几种表现形式？

研究太阳剧烈活动有什么意义？

对宇航员的威胁需要认真对待,太阳物理学研究的任务：

什么时候发生？

在哪里发生？

如何发生？

太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；,太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；,太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单；,太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单；磁场结构越复杂，储存和释放的能量也越多；,太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单；磁场结构越复杂，储存和释放的能量也越多；光球当中物质的流动造成磁场的挤压、扭曲、拉伸、变形，同时也把能量传给磁场；,太阳磁场,发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都与磁场有关；爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单；磁场结构越复杂，储存和释放的能量也越多；光球当中物质的流动造成磁场的挤压、扭曲、拉伸、变形，同时也把能量传给磁场；日冕中的磁场变形到一定时候，或者说能量储存到一定的水平，系统就会崩溃，爆发就开始了。

磁场在太阳大气各个层次中的表现,由于光球中物质密度很大，磁场被局限在很小的范围内，跟着等离子体一起运动；,磁场在太阳大气各个层次中的表现,由于光球中物质密度很大，磁场被局限在很小的范围内，跟着等离子体一起运动；在色球和日冕层当中，等离子体密度迅速下降，磁场挣脱了束缚，向四面八方发散开来；,爆发的准备和发生过程,驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;,爆发的准备和发生过程,驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;能量储存够了之后，系统就会变得不稳定，一个小扰动就会让系统崩溃，爆发就开始了；,爆发的准备和发生过程,驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;能量储存够了之后，系统就会变得不稳定，一个小扰动就会让系统崩溃，爆发就开始了；系统在爆发过程中的演化非常快，一般只要几个小时就能够将上述储存的能量释放出来；研究爆发前的磁场结构的演化有时候比研究爆发本身更有意义，因为我们更想知道爆发什么时候会发生！

爆发的准备和发生过程,太阳活动的过程由两个阶段组成：

慢演化阶段和快演化阶段，之间由灾变连接；慢演化阶段，持续十数小时到几天时间，系统处于准静态演化阶段；慢演化快演化：

触发过程，系统失去平衡；快演化阶段，持续几十分钟到十余小时，系统处于动力学演化过程中；快演化阶段产生了太阳耀斑、爆发日珥、日冕物质抛射（CME），以及相应的地球物理效应。

问题,太阳大气中的剧烈活动（爆发现象）的载体是什么？

能量从哪里来的？

一个完整的爆发现象包括几个过程？

这些过程有什么特点？

七、太阳爆发的理论,理论研究方法,通过求解磁流体动力学（MHD）方程组，结合对太阳活动的观测研究，研究太阳磁场演化和爆发过程及其触发机制。

基本要点,理论研究和构建模型需要注意和说明的几个要点：

驱动爆发的能量的来源，如何储存（慢演化阶段）；爆发过程的触发机制（系统如何失去平衡）；爆发过程的能量释放机制（快演化阶段）；爆发过程的可观测的后果（快演化阶段）。

慢演化：

日冕磁场足点剪切运动,日冕磁场在光球当中的足点相向运动，但方向不在一条直线上；,Zuccarelloetal.（2012）,慢演化：

日冕磁场足点的汇聚运动,日冕磁场足点相向运动，方向基本上在一条直线上；极性相反的磁场相遇，即发生磁重联或磁对消，将磁能量、磁通量、磁螺度送入日冕；,感谢张军提供,Schmiederetal.2013,慢演化：

日冕磁场足点旋转,日冕磁场光球足点的旋转运动主要由黑子的旋转表现出来；黑子旋转自然带动其中的磁场旋转，导致日冕磁场扭绞和能量转换、传输、和储存；黑子旋转方向与较差自转方向相反时，有很高的M级以上的耀斑产生率，有时可以达到100（Dingetal.1987;Yanetal.2012）。

Yanetal.（2010）;Jiangetal.（2012）,慢演化：

新浮磁结构和磁通量,光球或是对流区当中的磁场或是磁结构由于浮力的作用，上浮到色球以至日冕；相应的磁能量、磁通量、和磁螺度也一起进入日冕；新浮磁场与日冕磁场相互作用引起爆发；日冕磁场存在暗条或暗条通道，新浮磁场与日冕磁场之间有磁重联发生，爆发几率非常高（Feynman&Martin1995；Chen&Shibata2000）；也有例外（Linetal.2001）.,Kuboetal.2003,慢演化：

新浮磁场与大尺度磁场重构,新浮磁场与磁螺度导致大尺度日冕磁场重构（Roussevetal.2012）；快速CME带走的磁力线与新浮磁场中的不一样；Sigmoid中的磁结构由两段J型通量绳构成；该结构制约着软X射线的辐射，这对研究灾害性空间天气很重要。

中间过程,磁结构突然失去平衡目前普遍认可的理论模型：

磁拱剪切（ShearingArcade）模型爆破（Break-Out）模型灾变（Catastrophe）模型差别存在于中间过程,八、目前普遍认可的太阳爆发理论模型,磁拱剪切模型（Mikicetal1988；MikicReevesetal.2010）,简单磁拱足点剪切运动，磁拱向外膨胀以保持原有的平衡状态，在理想状态下，无耗散，原先的闭合磁结构变为完全开放结构。

当系统中存在耗散机制时，磁重联会在顶部会形成闭合结构，系统失去平衡，引起爆发。

关键过程：

磁力线重联。

磁力线重联,磁场耗散的形象描述，拓扑结构发生变化发生在磁化等离子体当中有限程度的耗散过程存在由发生在磁化等离子体当中的中小尺度过程导致的大尺度能量转换现象将磁场能量转换成等离子体的热能和动能、高能粒子的动能后果：

加热和加速,混合模型：

磁拱足点剪切汇聚磁重联（Amarietal.2003）,爆破模型：

中心磁拱剪切两个重联点（Antiochosetal.1999;MacNeiceetal.2004;Zhangetal.2005）,1.Force-freeevolution.Magneticreconnectionoccursfreelyattheneutralpoint.,2.IdealMHDevolution.Magneticreconnectionisforbiddentooccur.,3.Thetotalmagneticenergythatcanbestoredinthesystem.,灾变模型：

系统失衡磁重联（Lin2006）,MA0:

magneticreconnectionissuppressed（Forbes&Priest1996）.,0MA1:

magneticreconnectionoccursinthecurrentsheetatareasonablerate.,快演化：

暗条爆发、耀斑、CME,当日冕磁场的复杂程度或是其中的自由能超过阈值后，系统达到临界状态，不稳定；进一步演化，系统失去平衡，爆发开始；磁重联迅速将磁能转化为等离子体的热能（耀斑）和动能（CME），以及高能粒子的动能（SEP）；爆发过程中释放的总能量的分配方式，决定了耀斑和CME的观测特征。

灾变模型给出的理论结果,虚线：

背景磁场，50G；实线，100G；点划线：

200G,快演化：

CME结构演化和动力学特征,典型CME都要经过一个缓慢启动、急剧加速、常速（或缓慢减速）的过程；第一、第二个过程持续10到30分钟，与背景场强有关，第三个过程是缓变过程；CME的结构迅速变得复杂，出现许多原先无法观测到、或是没有的精细结构。

快演化：

CME结构演化和动力学特征,典型CME都要经过一个缓慢启动、急剧加速、常速（或缓慢减速）的过程；第一、第二个过程持续10到30分钟，与背景场强有关，第三个过程是缓变过程；CME的结构迅速变得复杂，出现许多原先无法观测到、或是没有的精细结构；爆发磁结构对周围大气环境的影响和扰动，各类射电暴。

大尺度观测特征,爆发过程中的磁结构：

观测表明，爆发前的磁结构看上去都比较简单，爆发过程中的结构却很复杂；,CME复杂结构的起因（Linetal.2004;Lin&Soon2004）,大尺度观测特征,爆发过程中的磁结构：

观测表明，爆发前的磁结构看上去都比较简单，爆发过程中的结构却很复杂；爆发过程在周围环境中产生了剧烈的扰动，各种波和射电II型暴的出现说明磁结构的快速运动；耀斑的出现表明磁结构当中发生了磁重联，磁能被快速转换为热能和动能；,已知的和需要进一步研究的,磁场磁场结构的演化、失去平衡爆发磁重联能量转化、磁能释放太阳爆发灾害性空间天气能量积累过程的细节？

爆发的触发机制？

磁重联的细节？

如何影响空间天气？

问题,研究太阳爆发理论、构建太阳爆发模型，要面对和解决哪些问题？

目前普遍接受的理论模型有哪几个？

各有什么特点？

九、基础知识储备,研究太阳物理所需要具备