《太阳磁流体力学》主要介绍太阳磁流体力学的基本原理,讨论太阳磁场的产生、磁场的不稳定性、磁力线的重联，并介绍太阳大气的磁流体力学波动和Alfvén波，进而介绍磁流体的激波，也涉及太阳的黑子和爆发过程.

第1章 太阳及其磁场简介
　　1.1 磁流体力学
　　太阳由转动的分子云坍缩而形成，现处于主星序，正值中年期，生命的*后阶段成为白矮星.构成太阳的物质大多数处于等离子体状态.磁流体力学(Magneto hydro dynamics，MHD)研究等离子体和磁场的相互作用.太阳磁流体力学是理解许多太阳现象的重要工具.因为很多太阳现象与磁场有关，如:光球上除黑子有强磁场外，还有小尺度的磁场;色球上层有许多针状体，内有向上喷射的炽热气流并包含磁场;日冕由大量磁场构成，小尺度上的X射线亮点，认为是上浮的新磁通量产生的微耀斑;日冕的加热认为也与磁场有关.其他诸如太阳耀斑、日珥的形成与演化、太阳活动周的解释等，本质上与磁场、等离子体间的作用有关.
　　太阳作为自然实验室，可用以解释磁场和等离子体的众多物理行为，与地球实验室相比，区别在于:边界条件、能量平衡、引力影响、磁雷诺数的大小等.
　　1.2 发展简史
　　公元前2137年 中国人记录了日食，公元前585年起，希腊人也有记录.
　　公元前325年 雅典人Theophrastus提到了太阳上的黑色斑点.
　　公元前165年 中国人记录了肉眼观测到的太阳黑子.
　　公元前28年 中国人开始观测黑子.
　　1609年 Kepler利用Tycho Brahe的观测资料提出行星运动规律，算出日地距离约为2.25千万公里，还提出太阳可能有磁场以维持行星的轨道运动.
　　1610年 长时期内西方人忘记了黑子，伽利略(Galileo Galilei)等用新发明的望远镜精确地观测了黑子，并从中推算出太阳自转和地球公转的周期.有些相信有黑子的人认为这是行星，另一些人认为黑子是太阳燃烧后的熔渣，或是暗的烟云.
　　1842年 中世纪俄罗斯的记录中，提及1733年Vassenius观测到日珥，这一年在一次日食中再次发现日珥，而且清楚地看到太阳大气的外层，即色球和日冕.
　　1843年 Schwabe提出黑子的出现存在约11年的周期.1851年 在日食事件中，**次得到日冕的照片，形如薄晕，环绕着太阳.
　　1852年 Sabine，Wolf和Gautier发现黑子周期与地磁暴有关.
　　1858年 Carrington发现随太阳周的进程黑子向低纬度漂移.
　　1859年 可能是Carrington和Hodgson**次观测到太阳耀斑.
　　1861年 Sp.rer发现黑子分布定律.
　　1868年 Secchi在日食过程中探测到氦的发射线.
　　1874年 Langley详细描述了太阳表面(光球)上的精细结构，称之为米粒.
　　1877年 Secchi把针状体描述成燃烧的草原.
　　1908年 Hale发现黑子具有强磁场.
　　1909年 Evershed观测到黑子半影的外向流.
　　1919年 Hale和Joy发现黑子对倾向于有相反的极性，与纬度斜交，南北半球的前导黑子极性相反.
　　20世纪20年代 确认太阳大气和太阳内部的主体是氢和氦.
　　1930年 Lyot发明日冕仪.
　　1934年 Cowling提出黑子理论，以及无发电机定理.
　　1938年 Bethe提出碳-氮循环和质子-质子反应链是太阳的能源.
　　1941年 Biermann认识到因为对流抑制，黑子是冷的.
　　1942年 Alfvén建立磁波理论.另外，这一年探测到太阳的射电辐射.
　　1945年 Roberts命名并详细描述了针状体.
　　1948年 Biermann和Schwarzschild提出外层太阳大气由声波加热，声波从对流区向外传播.
　　1952年 Babcock发明磁像仪，揭示光球磁场的性质.
　　1956年 Cowling总结了磁流体力学的基本理论.
　　1958年 Babcock和Livingston观测到在太阳活动极大年附近极区磁场的极性反转.Parker预言太阳风的存在，提出了他的模型.
　　1960年 Leighton发现光球上的5分钟振荡.
　　1962年 Leighton，Noyes和Simon发现网络，勾画出超米粒元胞的轮廓.
　　1970年 Ulrich提出声波总体被俘获在太阳表面之下.
　　1972年 Tousey和Koomen观测到日冕物质抛射.
　　1973年 天空实验室(Skylab)在软X射线波段详细地探索了冕洞、冕环和X射线亮点.
　　Stenflo发现网络中的千高斯量级的磁场.
　　1980年 Hickey等发现太阳辐照的变化，太阳常数不是常数.
　　20世纪80年代 磁流体力学理论在平衡、波、不稳定性和磁重联方面取得重要进展.中国科学院国家天文台怀柔太阳观测站(HSOS)成立，中国的太阳磁场望远镜投入运行(1987年).
　　20世纪90年代 Yohkoh揭示了日冕的动力学性质和耀斑中存在磁重联.
　　1998年 TRACE(太阳过渡区与日冕探测器)的高分辨观测，彻底改变了对日冕的认识.
　　2002年 RHESSI(高能太阳光谱成像仪)改变了对太阳耀斑的认识.
　　21世纪初 STEREO(日地关系观测台)日冕物质抛射的三维观测.Hinode(日出卫星)研究光球和日冕间的联系，改变了光球磁场的图像.
　　2010年 SDO(太阳动力学天文台)运行.
　　20世纪70年代以后，磁流体力学理论在太阳物理领域中得到进一步的发展和应用，地面和空间太阳望远镜的高分辨率观测披露了光球、色球和日冕新的特征，为理论的发展提供了新的机遇.
　　1.3 太阳的基本参数
　　年龄 4.6×109yr
　　质量 M⊙=1.99×1030kg
　　半径 R⊙=6.96×108m
　　平均密度 1.4×103kg m.3(=1.4g cm.3)
　　离地球的平均距离 1AU=1.496×1011m(=215R⊙)
　　表面重力加速度 g⊙=274m s.2
　　表面逃逸速度 618km s.1
　　辐射(光度) L⊙=3.86×1026W(=3.86×1033erg s.1)(1erg=10.7J)
　　赤道转动会合周期 26.24d
　　角动量 1.7×1041kg m2 s.1
　　质量损失率 109kg s.1
　　有效温度 5785K
　　1角秒(=1′′) 726km
　　1.4 太阳的分层结构
　　太阳本质上是炽热的气体球，按物理性质可明显地分成几个球层，如图1.1所示.其中所见的明亮日轮为光球，厚约500km.光球之下为对流层，其上为色球，厚约2500km.色球上层充满针状体.色球之上为日冕，形状不规则，无明显边界，可以延伸至太阳系边缘.通常把光球、色球和日冕称为太阳大气，它们的辐射可以达到地球，提供了许多相关的信息.太阳大气的温度随高度的变化示于图1.2.
　　图1.1 太阳球体分层结构
　　图1.2 太阳表面大气中温度和质量密度随高度的变化对流层、中层和日核称为太阳内部.它们的辐射被上层气体物质所吸收，不能达到地球，有关的知识则以太阳大气的观测作为边值，主要依靠理论推测.
　　1.5 宁静太阳、太阳活动区
　　宁静太阳是静态、球对称和均匀辐射的等离子体球，一级近似下，它的物理性质仅与离开核心的径向距离有关，磁场可以忽略.活动太阳由瞬态现象组成，如黑子、暗条、耀斑和日冕物质抛射等，叠加于宁静大气之上，大部分与磁场有关.
　　上述的划分并非完美，事实上宁静大气明显受到磁场影响，如米粒和超米粒组织周围及上方有磁网络构造，又如外层大气的磁加热等.
　　1.6 太阳磁场
　　目前仅光球层的磁场分布，可用光学方法进行比较精确的测量，对色球的磁场测量精度较差，日冕磁场只能用射电方法粗略估计，通常以光球磁场作为边值，按某种理论模型外推，以估计光球以上太阳大气的磁场.
　　太阳磁场可分为以下类型.
　　1.活动区磁场
　　太阳上*强的磁场出现在以黑子为中心的活动区中，黑子的磁场强度约1000至4000G，多数为双极结构.黑子附近的谱斑区中，强度一般为几百G.活动区上空日珥和日冕中的磁场约为几G至几十G.活动区在日面上延伸的范围为几百至十几万公里.
　　2.极区磁场
　　太阳两极的磁场约为1—2G.南北两极的磁场极性相反，在太阳活动极大期附近会发生极性转换.极区磁场只限于极区附近，与真正的偶极场不同，并不起源于太阳内部的偶极场，但与活动区磁场关系密切.
　　3.宁静区磁场
　　宁静区中有弱磁场分布，形成网络磁场，与超米粒边界和色球网络对应，网络大小约3×104km，常沿超米粒边界延伸成链状，强度为20—200G，寿命可超过一天，网络内部磁场也不为零，存在许多离散小岛，称为网络内磁场，强度约为2—25G，*小尺度几百公里，寿命几分钟至几十分钟.4.日地空间的大尺度磁场
　　黄道面上行星际磁场呈扇形结构，每一扇形区中磁场极性相同，相邻扇形区极性相反，一为指向太阳，另一为背离太阳.扇形磁场由太阳风输送到行星际空间，是太阳磁场的延伸.在地球轨道附近磁场强度量级为10.4—10.5G，扇形边界厚度小于1.5×105km.扇形磁场变化很大，有时结构明显，有时不明显，有时一个太阳自转周有4个扇形区，有时仅有2个.

目录
前言
第1章 太阳及其磁场简介1
1.1 磁流体力学1
1.2 发展简史1
1.3 太阳的基本参数3
1.4 太阳的分层结构3
1.5 宁静太阳、太阳活动区5
1.6 太阳磁场5
第2章 磁流体力学的基本方程7
2.1 电磁方程7
2.1.1 Maxwell方程组7
2.1.2 欧姆定律9
2.1.3 感应方程15
2.1.4 电导率17
2.2 等离子体方程26
2.2.1 质量守恒26
2.2.2 运动方程26
2.2.3 完全气体定律32
2.3 能量方程32
2.3.1 能量方程的不同形式32
2.3.2 热传导35
2.3.3 辐射42
2.3.4 加热44
2.3.5 能量及其转换的物理过程49
2.4 总结51
2.4.1 假设51
2.4.2 方程的简化形式52
2.5 感应方程的求解53
2.5.1 扩散54
2.5.2 理想导电59
2.6 Lorentz力62
2.7 若干定理69
2.8 磁通管行为的总结74
2.9 电流片行为的总结80
2.9.1 电流片的形成过程82
2.9.2 电流片的性质82
第3章 磁流体静力学84
3.1 静力学方程组84
3.2 磁场中的等离子体结构86
3.3 磁通管的结构(柱对称)89
3.3.1 纯轴向场91
3.3.2 纯环向场91
3.3.3 无力场94
3.4 无电流场113
3.5 无力场115
3.5.1 一般原理116
3.5.2 简单的α=const解120
3.5.3 常α无力场的一般解125
3.5.4α不为常数(非线性)解130
3.5.5 无力场的扩散132
3.6 磁流体静力场134
第4章 波141
4.1 波的模式和基本方程141
4.1.1 基本模式141
4.1.2 基本方程142
4.2 声波145
4.3 磁波146
4.3.1 剪切或扭转Alfvén波148
4.3.2 压缩Alfvén波153
4.4 内重力波154
4.5 惯性波162
4.6 磁声波168
4.7 声-重力波177
4.8 磁声-重力波(总结)183
4.95 分钟振荡189
4.10 不均匀介质中的波和磁界面的表面波190
第5章 激波206
5.1 激波的基本理论206
5.1.1 流体力学激波的形成206
5.1.2 磁场的作用214
5.2 流体力学激波215
5.3 磁流体力学激波234
5.3.1 间断条件234
5.3.2 接触间断239
5.3.3 切向间断240
5.3.4 旋转间断240
5.3.5 激波二侧压强和密度的关系242
5.3.6 快激波和慢激波246
5.4 斜激波249
5.4.1 跃变关系249
5.4.2 快、慢激波小结255
5.4.3 中间波257
5.5 平行和垂直于磁场方向的激波传播259
第6章 太阳上层大气加热264
6.1 日冕的加热264
6.1.1 色球和日冕的特征266
6.1.2 色球环和日冕环以及观测特征267
6.2 冕环模型的物理特征270
6.2.1 冕环能量平衡的静态模型272
6.2.2 压强均匀的环:定标定律273
6.2.3 色球环和冕环的动力学模型274
6.3 MHD波加热283
6.3.1 边缘和足点驱动的共振吸收283
6.3.2 均匀介质中Alfvén波的衰减285
6.3.3 相位混合加热色球和日冕286
6.4 磁重联加热293
6.5 Alfvén波的非线性耦合294
6.6 日冕加热研究的展望295
第7章 不稳定性297
7.1 分析方法297
7.2 方程的线性化300
7.3 简正模方法304
7.4 能量原理313
7.5 不稳定性例329
7.5.1 交换不稳定性329
7.5.2 撕裂不稳定性347
7.5.3 电阻不稳定性354
7.5.4 电流对流不稳定性371
7.5.5 辐射驱动的热不稳定性373
7.5.6 Kelvin-Helmholtz不稳定性374
第8章 黑子380
8.1 磁对流380
8.1.1 物理效应380
8.1.2 线性稳定性分析386
8.1.3 磁通量的排挤及集中395
8.2 磁浮力409
8.2.1 定性描述409
8.2.2 磁浮力不稳定410
8.2.3 太阳磁通管的上升431
8.3 黑子的冷却433
8.4 黑子的平衡结构436
8.4.1 磁流体静力学平衡436
8.4.2 黑子的稳定性447
8.5 黑子半影453
8.6 黑子的演化454
8.6.1 黑子的形成454
8.6.2 黑子的衰减460
8.7 强磁通管463
8.7.1 细磁通管的平衡464
8.7.2 强磁场不稳定性466
8.7.3 针状体的产生477
8.7.4 管波487
第9章 发电机理论498
9.1 磁场的维持498
9.2 Cowling定理499
9.2.1 无发电机定理499
9.2.2 发电机效应简例——盘单极发电机500
9.2.3 自持发电机的特性502
9.3 运动学发电机508
9.3.1 平均场和涨落场方程508
9.3.2 一阶平滑近似510
9.3.3 α效应和β效应512
9.3.4 Braginsky的弱非轴对称理论515
9.3.5 平均场电动力学，湍流发电机517
9.3.6 平均场电动力学的α2发电机527
9.3.7 发电机波528
9.3.8 太阳活动周模型——α-ω发电机536
9.3.9 α-ω发电机的发电机波538
9.4 发电机理论的困难544
9.5 将来需要研究的问题545
第10章 太阳耀斑546
10.1 磁重联的概述546
10.2 重联概念的总观546
10.3 二维零点547
10.4 电流片的形成547
10.5 磁重联549
10.5.1 单向场549
10.5.2 扩散区551
10.5.3 Petscheck机制554
10.6 简单磁环耀斑568
10.6.1 磁通浮现模型568
10.6.2 热不平衡570
10.6.3 扭折不稳定性572
10.6.4 电阻扭折不稳定性575
10.7 双带耀斑576
10.7.1 无力平衡解的存在及解的多重性577
10.7.2 爆发不稳定性578
10.7.3 主相:耀斑后环581
第11章 日珥(暗条)585
11.1 宁静日珥的观测特征585
11.2 形成587
11.2.1 活动区暗条在环中的形成590
11.2.2 冕拱中形成的暗条592
11.2.3 在电流片中形成的暗条596
11.2.4 热不平衡597
11.3 简单磁拱的静力学支撑601
11.3.1 Kippenhahn-Schlüter模型601
11.3.2 Kippenhahn-Schlüter的普遍模型603
11.3.3 外场613
11.3.4 磁流体力学稳定性616
11.3.5 螺旋结构617
11.4 对有螺旋场的磁位形的支撑621
11.4.1 电流片的支撑621
11.4.2 在水平场中的支撑626
11.5 日冕瞬变现象629
11.5.1 扭转环模型631
11.5.2 无扭转环模型638
11.5.3 数值模型643
11.5.4 模型的比较和展望643
参考文献645
后记651
表目录
表2.1 lnΛ随T和n变化18
表2.2 λD与ne在太阳高层大气中的典型数值(Zombeck，1982)38
表4.1 波的驱动力141
表4.2 斜Alfvén波与慢磁声波性质对比172
表4.3 不在垂直方向传播的波动解179
表5.1 激波后物理量的定性变化228
表5.2 由不同Δp/p1算出的相关物理量232
表5.3 快、慢激波的对比249
表5.4 三种波演化的比较258
表6.1 上层大气的能耗(1W m2=103erg cm.2 s.1)(Withbroe and Noyes，1977)271
表8.1 磁通管浮出时间432
表8.2 腊肠型和扭折型管内外波动的比较(.vx为振幅)491
表8.3 m20和m2e与磁通管内外波的关系492
表11.1 宁静暗条和活动区暗条的形成高度612
表11.2 解析模型和数值模型的比较644
图目录
图1.1 太阳球体分层结构4
图1.2 太阳表面大气中温度和质量密度随高度的变化4
图2.1 与离子发生库仑碰撞的电子轨道17
图2.2 等离子体薄片19
图2.3 Landau阻尼使波损失能量，加速粒子22
图2.4 离子声波受到阻尼23
图2.5 (a)离子声波受到阻尼小，波可以稳定存在;(b)离子声波不稳定性与分布函数23
图2.6 碰撞截面37
图2.7 光学薄辐射损失中的Q(T)函数上方*线对应日冕丰度，下方为光球丰度[取自CHIANTI原子数据库，Dere等(2009)推导.](1erg s.1 cm3=10.13W m3)43
图2.8 磁扩散(a)磁场强度随时间的变化;(b)磁力线在三个时刻的分布55
图2.9 磁通量守恒:假如封闭*线C1因等离子体运动变为C2，t1时刻通过C1的通量等于t2时刻通过C2的通量61
图2.10 磁力线守恒:假如等离子体流体元P1和P2，在时刻t1位于一根磁力线上，则在以后时刻t2总位于同一根磁力线上61
图2.11 张力的方向64
图2.12 (a)均匀磁场中，磁压力P和张力T平衡;(b)磁场B(x).y，dB/dx>0磁压强不平衡(P2>P1)65
图2.13 对称的弯*磁场产生的合力(R)(方程(2.6-4))67
图2.14 X型中性点附近的磁力线(a)处于平衡态(α=1);(b)不平衡态(α2>1)x轴上合力(压力)R向着原点，y轴上合力(张力)R向外68
图2.15 磁通管的两端面分别为S1和S2，分别有磁通量F1和F275
图2.16 磁通管磁场强度B0→B，等离子体密度ρ0→ρ，尺度变化因子λ，λ76
图2.17 (a)yz平面上的电流片，磁场B1跨过该平面旋转，变为B2;(b)跨越中性电流片的平面(xz平面)，磁场在中心部位消失，等离子体压强为p0;(c)磁力线通过电流片时，发生磁重联，中心部分的电流片分叉成两对慢激波81
图2.18 电流片示意图83
图3.1 磁力线与.z方向夹角为θ，s量度沿磁力线的距离85
图3.2 等离子体位于垂直磁场中，等密度线位于水平方向，等压线(虚线)为斜线，1，2，3压强顺次下降88
图3.3