太阳低层大气辐射磁流体力学数值研究

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1、第34卷　第4期天文学进展Vol.34,No.42016年11月PROGRESSINASTRONOMYNov.,2016doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2016.04.04太太太阳阳阳低低低层层层大大大气气气辐辐辐射射射磁磁磁流流流体体体力力力学学学数数数值值值研研研究究究陈鹏飞1;2，丁明德1;2，方成1;2(1.南京大学天文与空间科学学院，南京210023；2.南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室，南京210023)摘要：太阳低层大气虽然只有2000km左右厚，但却充满了各种尺度的活动现象及演化特征，而且它也是磁能进入日冕的必经之通道，又是太阳

2、大气中唯一能比较准确测量磁场的区域。因此，太阳低层大气的数值模拟一直是国内外同行关注的一个重点。回顾过去十余年国内外同行在这一领域所进行的数值模拟研究进展以及所用的计算方法，期望为我国发展辐射磁流体力学数值研究提供参考。关键词：太阳大气；光球；色球；太阳黑子；发电机；色球加热中中中图图图分分分类类类号号号：：：P182文文文献献献标标标识识识码码码：：：A1引言通常以太阳的可视表面为界，将表面以下的部分称为太阳内部，表面之上的部分称为太阳大气，由内而外分别是500km厚的光球层、1500∼2000km厚的色球层，以及一直往外延伸到整个日球层的日冕。和日冕相比，光球层和色球层的厚度

3、小很多，因此，光球和色球常被统称为低层大气。太阳内部的温度分布自核心区的1.5×107度往外一直降低，光球层延续这种温度降低的趋势，从底层的8000多度降到顶层的4000度。之后进入色球层后，温度开始单调增加，从温度极小区的4000度上升到色球上层的10000度左右。再往外，经过一个较薄的过渡区便进入1、2百万度的日冕。由于太阳低层大气的温度仅数千度，因此，密度标高非常小，这导致在这薄薄的约2000km厚的大气中，密度变化高达7个量级。另外一方面，日冕的磁场是太阳耀斑及日冕物质抛射等大尺度爆发现象的能源，而这些磁场主要是在太阳内部的对流区底部(约太阳半径的0.7倍附近)产生的。因

4、此，太阳低层大气是日冕各种磁活动所需能量由内而外传输的必经之路。对流区携带的能量经过光球与色球的各种磁流体力学过程从里到外传输，通过磁流浮现、剪切运动及各种波动(阿尔芬波、声波等)传输到收稿日期：2016-08-31；修回日期：2016-11-17资助项目：国家自然科学基金(11373023,11533005)；973(2014CB744203)通讯作者：陈鹏飞，chenp@nju.edu.cn404天文学进展34卷日冕，导致活动区能量的积累，以及可能产生的爆发；同时，向外传输的能量也是日冕加热和太阳风加速的能量来源。因此，光球和色球是太阳大气磁流体和辐射动力学模拟的非常关[1]

5、键的层次。正因为如此，针对太阳低层大气磁流体力学过程进行数值模拟的文章越来越多。图1显示的是自1990年至2015年ADS网站À记录的摘要中同时包含magnetohydrodynamic(磁流体力学)、“numericalsimulation(数值模拟)、photosphere(光球)或chromosphere(色球)”的文章数。由图可见，近年来，每年大约有80篇磁流体力学数值模拟方面的文章在正式期刊上发表，是25年前的4倍左右。图1自1990年至2015年每年发表的有关太阳低层大气数值模拟的文章数目由于温度、密度的剧烈变化，薄薄的太阳低层大气表现出如下特点：(1)压强变化高达7

6、个量级，这导致在其底部气压显著大于磁压，而在顶部磁压开始显著大于气压；(2)由于在大部分区域气压显著大于磁压，磁场被对流元胞挤压，形成伞盖状的磁场分布，即在底部附近磁场极不均匀，呈离散的束状，而在顶部磁场则开始较为均匀地散开；(3)电离度变化剧烈，在光球中高层仅万分之一，而在高色球层则接近1；(4)热传导的作用不是很大，但辐射和电离在其动力学演化中起非常重要的作用。就辐射而言，光球层相对比较好处理。由于其高密度，我们可以近似认为光球层的等离子体处处达到局部热动平衡。与此相反，色球层是辐射动力学模拟最难处理的层次，其原因有以下几个方面。其一，色球层中几乎所有的原子都偏离局部热动平衡

7、。比如对辐射贡献最大的氢原子，其基态在色球高层的偏离因子可高达106。而处理非局部热动平衡的辐射转移是比较麻烦的。其二，对一些时标较短的动力学现象(如波动、耀斑等)，色球中的原子激发和电离不是“准静态”的，而是“动力学”的。也就是说，原子的电离过程对背景辐射场和等离子体温度的响应不是瞬时的，而是可能有一定的滞后效应，这就使得对辐射场的处理与对流体动力学的处理不能分割开来。此外，光球底部动能占主导，日冕中磁能占主导，而色球层介于两者之间，磁流体动力学模拟的处理更难。Àhttp://