基本介紹
- 中文名：湍動磁重聯
- 外文名：Turbulent magnetic reconnection
- 一級學科：工程技術
- 二級學科：自旋電子學
- 磁重聯：有效地將磁場能量耗散成粒子能量
- 特點：發生於高磁雷諾數
定義,磁重聯,太陽風湍動磁重聯,湍動磁重聯中的間歇性能量耗散,
定義
磁重聯
磁重聯是自然界一種重要的物理現象，在太陽物理、地球的磁層物理以及實驗室和宇宙中得到廣泛的研究和套用。
磁重聯導致了磁場拓撲結構發生改變，將磁能轉化為電漿的動能和熱能，並加速電漿中的部分帶電粒子。在太陽爆發過程中形成的大尺度電流片內部包含了眾多尺度不等的電漿團，其巨觀表現就是發生在這些不同尺度上的磁重聯演化過程的集體效應的綜合體現，是一個典型的湍流(或者混沌)過程。該過程從撕裂模不穩定性（tearing modein stability）的發生、電流片中第一個電漿團（plasmoid）或是磁島（magnetic island）的出現開始，隨著時間的演化，電流片內部的磁重聯由線性過程發展為非線性過程，由單級重聯發展為多級重聯，即由撕裂模不穩定性發展成為電漿團不穩定性（Plasmoidin stability），或者是電流片不穩定性（Current sheet instability）。
太陽風湍動磁重聯
太陽風中的湍動現象已有一定的觀測和理論研究。太陽風湍動中是否可發生磁重聯過程，證認是一個十分困難的問題。這是因為：第1，行星際磁場本身很弱，因磁場湮滅所引起的電漿參數的改變是十分有限的，加之太陽風湍動性質,更使其難以證認；第2，行星際太陽風湍動中的磁重聯是屬於高磁Reynolds數下的重聯，重聯圖象演化過程很快，很快就從單X線型重聯向多X線型演化，不同尺度磁島間的相互作用，等等，從觀測上很難捕捉局域性磁場反向區附近不同尺度的電漿團塊驅動的磁重聯的最佳抓拍圖象。
在有些太陽風湍動的飛船觀測數據中，由於磁重聯是新生磁重聯，即從磁重聯發生到觀測到它的演化時間在小時量級範圍，磁場湮滅與磁場方向的突然變化間尚有較好的對應關係存在，為證認太陽風湍動磁重聯提供了重要證據，如圖《Helios B飛船1978年第129 -133天期間的太陽風湍動觀測結果》所示。本文在行星際太陽風條件下的數值模擬實驗也印證了這種小尺度湍動磁重聯結構的存在。對於具有磁場反向的局域電流片區，湍動磁重聯易於發生。對於磁場無反向的區域，磁場方向的漲落變化十分急劇時，加之電漿團的隨機運動，以及導致的渦旋運動等，也可誘發磁重聯，而形成若干閉結構。
Helios B飛船1978年第129 -133天期間的太陽風湍動觀測結果
對於太陽風湍動磁重聯演化時間在數小時以上時，由於湍動尺度向大尺度演化，磁重聯的基本特徵逐漸被太陽風大尺度性質平滑掉，這時就很難從觀測中證認出來了。這從一個側面也說明，由於湍動磁重聯演化壽命的限制，行星際觀測到的磁重聯不大可能是太陽大氣中的重聯結構被帶到行星際的結果。因為它們通過複雜的隨機演化以及與各種時間結構的非線性相互作用，早就面目全非了。
湍動磁重聯中的間歇性能量耗散
為了揭示磁重聯中的能量耗散，首先要識別X線和O線。這需要（1）多顆衛星同時位於磁重聯擴散區內，並具有亞離子尺度的衛星間距；（2）一種能夠重構衛星周圍磁場拓撲結構的工具。歐洲航天局（ESA）的四顆編隊衛星Cluster可以滿足第一準則：2003年秋，Cluster衛星在地球磁尾探測到幾次磁重聯事件，離子擴散區的尺度為1000公里。在這些事件中，Cluster衛星間距為200公里，即1/5離子尺度，因此所有衛星同時位於擴散區內。而為了符合第二個標準，研究團隊最近開發並測試了一種新的方法，即一階泰勒展開（FOTE）。該方法在2015年以封面文章的形式發表於空間物理學著名期刊JGR上並受到了國際同行的廣泛關注。
北京航空航天大學國際交叉學院的研究團隊使用FOTE方法和Cluster衛星2003年的實測數據，揭示磁重聯中的能量耗散。他們在磁重聯擴散區發現很多燈絲電流和磁零點，最強的電流出現於螺旋磁零點（O線）和分形線上。在每個燈絲電流處，動力學尺度的湍動明顯增強，且能量耗散比典型值大100倍。在重聯射流的反轉處，即徑向零點（X線）處，電流、湍動和能量耗散都非常小。所有這些特點都清楚地表明，磁重聯的能量耗散發生在O點處而不是X點處。
相關研究成果發表於國際空間物理學著名期刊Geophysical Research Letters（GRL）上，並被美國地球物理協會(AGU)評為研究亮點(AGU Research Spotlights)。美國地球物理學會(AGU)和歐洲空間局(ESA)分別對該項成果做出了專題報導。
