| 单词 | 日冕振荡 |
| 释义 | 【日冕振荡】 拼译：coronal oscillations 太阳大气是等离子体物理的天然实验室。在耀斑期间被加速的电子束流可看成扰动探针激发等离子体振荡，从而研究日冕中等离子体的物理性质。高温等离子体在磁场中的行为是人类认识自然的前沿问题之一，因为在磁场中约束并加热轻原子核是点火可控热核聚变的关键性问题。 扰动产生波及波的传播过程是数学物理方程研究的经典问题之一。地震学中地震波波形分析带来了大量关于震源机制和介质参数的信息，成为诊断地壳和地层结构的有力手段。用类似的数学方法研究日冕磁环的磁声振荡，在一定条件下所研究的方程可简化为地震学和海洋学中熟悉的方程，进而可用类似的方法研究太阳大气中磁流力管内外等离子体参数。高能粒子在磁流力管中的行为是理解太阳耀斑物理的关键环节。振荡常发生在高密度的闭合磁环里或者开放磁结构的日冕凝聚区里。振荡可以是闭环中的驻波或脉冲状的扰动波。1911年洛夫(Love)简化了波动方程，在地震学应用中描述了这种波的传播过程及分析方法，这就是非对称扰动的Love波。1948年派克里斯(Pekeris)在海洋学中研究了对称传播的Pekeris波，在磁流力管中对称传播的Sausage波与Pekeris波相似。Ⅳ型爆发是一种强能量的太阳射电爆发，有时在这种爆发中存在着准周期的脉动现象。日冕磁声振荡的波形分析为确定磁流力管中的物理条件提供了有用的判断依据。从它可计算出阿尔芬波的速度以及不均匀区的直径或宽度，即可测算出太阳活动区磁流力管的直径。通过对耀斑前日冕微小振荡演化过程的研究，可探讨微振荡与耀斑触发过程的关系。实际观测资料提供的证据表明．日冕振荡的时间尺度有两种或多种。太阳耀斑和射电资料提供了大量的证据，说明存在着1s左右周期的短周期振荡。1979年克鲁吉尔(Krüger)评述过这方面的事实。许多作者报告过，在Ⅳ型射电爆发期间存在着短周期振荡。例如，鲁森别尔格(Rosenberg)在1970年；哥特渥斯(Gotwols)在1972年；门克宁(Mclean)和薛里丹(Sheridan)在1973年；阿克翁(Achong)在1974年；皮克(Pick)和特太特(Trottet)在1978年；塔平(Tapping)在1978年以及Trottet在1981年都报告过短周期振荡，它们的典型周期是0．5～3．0s。在微波段(Gaizauskas，1980年)，硬X射线波段(Orwig，1981；Dennis，1981和Kiplinger，1983)以及同时在硬X射线波段和微波段(Takakura，1983和Kane，1983)上都报告过短周期振荡现象。本兹(Benz)在1980年3月29日在303～343MHz频段上曾记录到典型的秒级周期振荡。1979年特太特和皮克报告了长周期(1min)的射电脉动，那些振荡发生在一次活动日珥上升之后10min时，振荡源位置在一个大的磁弧里。1983年柯契迈(Koutchmy)、朱格直达(Zhugzhda)和劳坎斯(Locans)报告了43s、80s和300s周期的振荡。斯特劳斯(Strauss)、考夫曼(Kaufman)和奥弗尔(Opher)(1980)注意到在环状日珥里出现过5．6min振荡。在太阳日冕不均匀区里，即在磁环里，磁声振荡有两种不同周期，其原因是一种振荡与声学特征(慢模)有关，另一种振荡与阿尔芬波特征(快模)有关。在解释磁流力管磁声振荡的周期从数秒至数分钟的变化时，既要考虑驻波也要考虑行波。在上述两种情况下，扰动都被约束在日冕的致密区里。驻波发生在冕环里，其端部镶嵌进高密度的色球层中。行波发生在冕环里或者开放磁场区里。1970年鲁森别尔格提出磁流力管中的振荡理论时作了较大的简化，他忽略了磁环周围环境的影响，并仅仅考虑径向模式。1978年迈尔森(Meerson)等进一步分析了鲁森别尔格的模型，但他们的注意力仍局限于辐射模式，忽略了振荡的自由模式，直到1984年英国罗伯茨(Roberts)等在处理振荡的自由模式上作了开拓性的工作，支持了鲁森别尔格的结论。磁环根部通常驻足于高密度的色球层中，扰动可能在磁环中来回反射形成驻波，此时快速Kink波的周期与磁环长度L成正比，快速Sausage波的周期与磁环直径成正比。振荡周期与磁流力管内外磁场强度、等离子体密度之间的关系也确定了。对于行波的情况，脉冲状的扰动分为3个阶段，即周期相、准周期相和衰减相。行波的周期也与磁流力管直径成正比。当快速Sausage波被脉冲状激发时(例如在太阳耀斑期间被加速的电子束)，假若磁流力管内等离子体密度为109／cm3，磁场强度为0．004T，磁流力管直径2000km，由这些参数计算出振荡周期为1s。1987年阿西万登(Aschwanden)比较详细地研究了在射电、微波和X射线各频段上观测到的准周期精细结构现象，并根据其触发机制进行了分类：磁流力管振荡(俘获的粒子被驻波或MHD行波调制；等离子体不稳定性引起的振荡(波一粒，波一波相互作用)；加速过程的调制(粒子在加速过程或注入源区时被调制)。近些年来中国国内各太阳射电观测设备的时间分辨率已大大提高，观测到若干毫秒级周期的振荡现象。云南天文台的射电频谱仪时间分辨率已提高到2ms，频率分辨率已提高到0．25MHz，观测记录到了周期为10ms级的日冕振荡现象，并对其精细结构频谱特性进行了分析研究。对于分析日冕磁场百公里量级情细结构能起到重要作用。【参考文献】：1 Zhao R．Solar Physics，1990，130：151～1602 Roberts B．The Astrophysical Journal，1984，279：857～8653 Aschwanden M．Solar Physic，1987，111：113～1364 张衡，等．科学通报，1991，10：760～763(云南天文台夏志国副研究员撰) |
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