文献综述--太阳风湍流速度各向异性特征的观测分析.doc

文献综述课题:太阳风源区观测分析太阳风湍流速度各向异性特征的观测分析学生:潘星昌10108222指导老师:姚硕何建森太阳是太阳系的主导恒星其质量大约为2x10kg,半径是70万千米.口地直 线距离是L 5亿千米，相当于215个太阳半径.太阳是一个巨大的等离子体,主要由 氢，聂及炭氮氧等组成.太阳的电磁辐射覆盖的频率范围很宽，同时不断向外发出 数十万度高温稀薄的等离子气体，它们是影响口地空间环境的主要因素,所以研 究太阳风现象对于了解地球周围太空环境和对地球的影响十分重要，所以要探讨 太阳风的形成起源机制是当前世界对太阳研究的一大热点和难点问题.太阳内部大致分为：日核，辐射区，对流层；太阳表面为光球.其上的色球，过 渡区和日冕合成太阳大气.日核为产能区，经辐射层而向外辐射.对流层内的物质 呈对流状态.光球为太阳肉眼可见表面.日冕是最外层的等离子体,高温导致日冕 气体膨胀，连续不断向外发射等离子体,形成太阳风.太阳风的起源目前还是空间物理领域里一个未决的问题，冕洞被公认为太阳 风高速流的源区.对于低速流则看法不一.1 .太阳大气及其分层肉眼可见的太阳表面称作光球层,其上方均为太阳大气，包括色球，过渡区和 日冕.通常将太阳大气中的温度极小处作为光球和色球的分界点.色球温度从 4200K上升到20000K辐射呈现亮的或暗的网络结构.过渡区是色球之上的温度大致在"k和I。

之间的区域，处于色球和日冕之间的 很窄的过渡区内,太阳大气的温度徒增，密度迅速下降.这个区域远非是一个静态的分层结构, 而是一个磁场和等离子体结构非常不均匀的动态区域.口冕是太阳大气最外面的一层稀薄的等离子体J6k以上的高温导致气体电离,并旦因 为不同的原I大I产生汤姆孙散射的K冕，扩展日冕中的尘埃散射的F冕,离子谱线辐射的E冕,制 致辐射的X和R冕，2. 光球层光球层就是肉眼可以看见的太阳大气的一层,几乎所有我们接收到的太阳光学辐射都是 这里发出的.这一层上面的太阳大气对光球层的辐射是透明的.光球层的下界不是很明确的, 其厚度是几百公里的量级，小于太阳半径的0.1%.光球层的辐射的连续谱近似于58OOK的黑体辐射同时叠加着许多暗的吸收线.太阳的可见圆而是山接近百万的米粒组织构成，典型尺度在1000公里到3000公里,周围黑 暗的区域叫米粒际空间，比较窄.大约儿百公里.平均寿命8-15分钟.更细致的分析可以将日面大约分为1000个大的超米粒组织.观测太阳的谱线发现存在多普勒频移，光球的平均振荡周期在300秒左右，3. 色球层光球层之上便是色球层名字来源于其本身的红色.温度在光球层顶部达到一个极小值，这同时也是色球层的起始边界.对太阳大气的分层有 一-定的任意性，也不同一.但基本都是根据一定的模型算出温度来划分边界的.色球与日冕的边界也不明确.Athay(1976)认为色球的上边界是温度徒增的地方,但也有 人认为色球的上边界应该更低.在色球的最低层大约1000公里范围内，色球近似是均匀的，而在1000公里以上，色球成为 非常不均匀的区域，存在许多指向口冕的针状结构，称作针状物.其分布是不均匀的，多数分布 在光球超米粒组织的边界，所以可能是光球超米粒组织边界沿肴磁力线向上喷射的物质形成 的.也有人认为可能与向上传播的磁流激波有关.同时色球也存在着网状组织，可能起源于光球超米粒组织.4. 日冕和冕洞日冕是色球之外的太阳大气，起始于针状物之间的区域，向外一直伸展到星际空间中去, 形成连续向外流动的太阳风.日冕温度随高度变化缓慢.在宁静区温度相当均匀，接近15x10 K.在活动区上的低口冕，温度高出-•两百万度.这样的温度下.日冕气体是完全电离 的.其能量主要是通过太阳风损失的，辐射损失不是主要的.冕洞是在宁静太阳X射线日冕照片中有一些暗的区域，看上去像一个洞.是日冕中一些低 温低密度区域.并旦有以下特点.(1) 冕洞的所有辐射都比宁静日冕辐射的强度弱(2) 冕洞覆盖的面积为口血的20%, 15%是极区.冕洞,2-5%是低纬冕洞并旦冕洞是太阳上寿 命最长的现象之一(3) 冕洞没有较差自传，自传周期随纬度变化小，会合周期为27天.(4) 冕洞只发生在大尺度的单极磁场区域,包括极盖区的单极磁场区域.但不是所有的单 极磁场区域都存在冕洞.冕洞下的磁场较弱，平均只有几高斯5. 太阳风太阳风是山于日冕膨胀而形成的山太阳向外发出的充满行星际空间的等离子流体.Bartels为了解释不与太阳耀斑相联系的中等磁暴常有27天重现性的事实,提出重现性地 磁暴是山太阳上某个区域引起的，因为太阳相对于地球的自传周期恰好是27天，人们推测，太 阳可能连续不断向行星际空间发射微粒流.在上述推测影响下,Parker^出了日冕定常膨胀模式,因为静止日冕无法达到压力平衡，太 阳的重力也不足以使得日冕静止.在黄道而附近，太阳风特性是不均匀的，有高速流和低速流之分,这里先讨论太阳风在 1AU处的平均特性(1)成分:太阳风主要有电子和质子组成.也存在一些重离子狙核.下图2.1-2表示实测正离 子计数率对单位电荷能量的分布.单位电荷能斑（千噌子伏）图2.小2正肉子计致率对单位电荷能森的分布.虔战为背彖升敷率（引自Brandt, 1970）.⑵数密度:图2.1-3给出了1965年2月至1966年5月测量到的不同距离上的积分电子含危•.山此得到平均电子数密度为5.5个/cm12月I月2月3月 4月 5月 6月［舔100 . 1 J T i -j-u<10 30 28 30 10 20< 30 10 20 30 10 20 30■Pioneer VI .so-20 40 60 80 100 x l伊公里M盛：2) ■知出叫士区砍酬*。

2酉2.1-3由Pioneer^6卫星S8测药的不隗里离上积分电子含量 相当于平均电子数密度为5.5/M*1 （引自Brwdt. 1970） .: • •（3）速度:山等离子体探测器测量到的m位电荷能谱分布可以求出太阳风等离子体整体速 度.图2.1.6是1965年至1967年28个月观测到的太阳风速度直方图.观测是在太阳活动相对平 静是进行的.得到的平均速度是400公里/秒.流速（公里/秒）・图瑚5年7月至1967年11月在5附坂*・寰的犬 阳只速度的宣方图.平均速度为4公里/秒・中公8L/!> （9jgHto 750 km S-1.白色代 表650 v U v 750 km si,黄色代表550 v U v 65Q 成^少,绿色代表450 < V < 550 km s~,蓝色代表K V 450 km s"1 < 引自 aniTSJieeley\ (200611.上世纪70年代，发现形成于过渡区的谱线具有明显的红移特征，并旦在冕洞里，有26%的 地方是蓝移，而在宁静区只有7%的地方是蓝移.活动区红移更加显著，可达宁静区的2倍.现在 普遍公认形成于过渡区中非常宽的温度范围内的谱线均存在明显且稳定的持久红移.光谱仪观测到的多普勒频移即可-能反应了物质的流动，也可•能是波动的信息.现在学者提 出的解释可以总结如下(1) 以针状物的形式射向日冕的等离子体冷却流是造成过渡区谱线普遍出现红移.但无 法解释在日冕和高过渡区观测到的蓝移现象.(2) 磁环两个足点加热不对称导致虹吸流动,不过部分结果与观测相悖.(3) 磁环顶部发生的纳耀斑产生的磁流体波,波动沿磁环向下传播，可在过渡区产生红移, 红移与观测相符,蓝移的理论值大于观测值.(4) 发生在网络组织的磁重联可以在过渡区中部产生红移，在高过渡区产生蓝移,蓝移和 太阳风初始外流紧密相关.7. 对太阳风源区的光谱分析氢是太阳大气和日地空间的自主要元素.其莱曼谱线尤其是Ly a谱线的辐射是太阳上高 色球和低过度区能量辐射损失的主要方式，对此谱线形成和传输机制的研究，有助于我们理解 太阳高层大气中的物质和能量传输.此外，太阳的Lya线心辐射是一些行星，彗星，及其行星际 冷物质中氢原子共振散射的发射源，可用来推算这些冷物质中氢元素的丰度.莱曼线系还可用 来诊断宁静日珥中的精细结构，耀斑发生时的非热效应，日冕物质抛射处发过程中的磁重联特 征.Lya谱线还被认为在日冕磁场的诊断中具有潜在的应用价值.8. 前人工作总结1950年，Elsasser对磁流体方程进行了改进，引入了Elsasser新变量。

新变昂:将磁流体的 磁场和动量结合在了一起，不仅将磁流体的动最方程和磁感应方程结合在一起，同时新方程 “显式”的描述了反向传播的阿尔文波的非线性相互作用在此基础上Goldreich和Shirida于1995年提出了临界平衡理论他们假设磁流体中波 动的传播效应和反向波动相互作用效应相当并旦将理论应用于太阳风中，得到了太阳风湍 流各向异性的结论理论也给出了垂直于磁场方向利平行于磁场方向的功率谱的谱指数分别 是・5/3刑J・2 oTimothy S. Horbury于2008年的一篇文章中给出了垂直于磁场方向和平行于磁场方向的 功率谱的谱指数的观测值，结果与理论符合的很好J. J. Podesta于2009年的一篇文章中进一 步细致的研究了局部磁场方向与太阳径向向外方向不同夹角不同时的功率谱谱指标特征，结 果同样与理论符合的很好在He&Marsch&Tu&Yao&Tian等。