林隽太阳爆发过程中的磁重联电流片的几何尺度及物理本质.ppt

1、林 隽Yunnan Astronomical Observatories,太阳爆发过程中的磁重联电流片的几何尺度及物理本质,太阳爆发现象,太阳耀斑，爆发日珥，日冕物质抛射,典型爆发过程中所涉及到的能量,太阳爆发的Lin-Forbes模型(Lin & Forbes 2000, etc.),太阳爆发过程中电流片的首次观测证认(Ciaravella et al. 2002;Webb et al. 2003),Composite image of EIT 304 (22:24 UT), LASCO C2 (12:33 UT), and line intensity distribution along

2、 the UVCS (16:56 UT) slit taken on 1998 March 23. The arrow indicates the true position of the UVCS entrance slit, the bright spot is the emission from Fe XVIII 97.5 spectral line, T = 106.8 K.,电流片的观测厚度,Results deduced from the UVCS data in Ly: 6.4104 km (Lin et al. 2007).Results deduced from the UV

3、CS data in Fe XVIII: 2.8105 km (Ciaravella & Raymond 2008), 105 km (Lin et al. 2009), 2.1105 km (Schettino et al. 2009).Results deduced from LASCO data: 5.0105 km (Lin et al. 2009), 3.0105 km (Vrsnak et al. 2009).Results deduced from Hinode/XRT data: A few times 103 km (Savage et al. 2010), 1.3105 k

4、m (Landi et al. 2012). Results deduced MK4 MLSO (the only result deduced from the ground-based observations so far): 3.7104 km (Ling et al. 2014).,通过亮度轮廓测量得到的结果,标准定义是要通过电流密度，J, 的轮廓得到!,传统理论和观念认为磁重联电流片的厚度由质子回旋半径决定，在日冕环境中，这个大小只有几米的量级！,Ciaravella et al. (2013),电流片厚度的下限,从UVCS观测到的Fe XVIII辐射得到的结果: dmin = 5

5、.6104 km (Ciaravella & Raymond 2008).根据撕裂模不稳定性理论得到的结果 (Lin et al. 2007 and 2009): lmin = MA1/4 /2 = 1.7104 km, dmin = 3.4104 km (Lin et al. 2007), lmin = MA1/7 /2 = 2.7104 km, dmin = 5.4104 km (Lin et al. 2009), lmin = MA /2 = 1.2103 km, dmin = 2.4103 km (Lin et al. 2009).根据湍流磁重联理论得到的结果 (Lazarian &

6、Vishniac 1999):多尺度结构的出现，导致 MA = Rm3/16, 这里 Rm 是磁雷诺数，在日冕中，106 to 1012, 电流片的半厚度 l = MA, MA 的大小在 3.16103 和 5.6102 之间,观测到的多尺度结构之间的最小距离 = 3.062105 公里 (Lin et al. 2007), 由此得到 l 的大小在 0.97103 和 1.72104 公里之间.,湍流以及耗散结构的尺度,处于Kolmogorov 谱阶段的湍流没有耗散，由于流体的粘滞导致的耗散发生在分子的尺度上，称为Kolmogorov微尺度，lko：是动力学粘性系数，是湍动能耗散率；系统尺度

7、l 和雷诺数 Re 与 lko有如下关系：最重要的是，湍流与流体本身的性质无关，而只与流动的状态有关，而且都是发生在Re很大的时候！,k5/3,2/lko,湍流以及耗散结构的尺度,在MHD环境当中，特别是当磁耗散与流体粘滞相当（即m ，运动学粘滞系数与磁扩散系数相当）的时候，改正的Kolmogorov微尺度与磁Reynolds 数, Rm,的关系变为：这种情况会发生在光球层和磁重联电流片当中；在电流片中, l 为电流片的半厚度，Rm = 1/MA = 10 100：,湍流以及耗散结构的尺度,湍流在垂直于磁场的方向上的Kolmogorov谱指数为5/3, 在平行于磁场的方向上指数为2，湍流不耗散

8、，当谱指数分别大于这两个值之后，湍流由于粘滞而发生耗散；在磁重联电流片中湍流的方向主要沿着磁力线发展，因此无耗散的的湍流谱指数应该在2左右；Barta等人的数值实验表明，lko= 240公里, l = 1035103公里，Shen等人发现，lko= 500公里, l = 2103104公里, Ni等人的结果，lko= 120公里, l = 51022.5103公里！,结论,大尺度、长时标的太阳大气或是天体物理环境中的磁重联过程绝不同于小尺度、短时标的实验室磁重联过程；前者导致磁重联区域的无碰撞特征，而且高磁雷诺数引起的湍流造成其中的多尺度结构和过程的出现与发生，后者导致这些过程的复杂性远远超过实验室中的磁重联过程；无碰撞、大尺度的特征，使得单个粒子的作用很难制约系统的整体性质；我们在研究实验室中的磁重联过程中积累的经验和知识已经很难适用于太阳等大尺度的环境；,结论,大尺度、长时标的磁重联过程中出现的湍流结构是磁重联研究中的新课题；但是湍流问题是迄今为止经典物理学当中没有解决的最重要的问题，没有之一（Richard Feynman）；有人问过海森堡：“如果有机会，你将问上帝什么问题”，海森堡说：“我将问两个问题：什么是相对论，什么是湍流。我有十足的把握能够得到第一个问题的答案！”,