1) Turbulent magnetic reconnection
湍动磁重联
2) Turbulent reconnection
湍动重联
4) magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力湍流
5) magnetic reconnection
磁重联
1.
We investigate the effect of ionization and radiative cooling on the Sweet-Parker type magnetic reconnection in the solar lower atmosphere.
本文探讨了太阳低层大气中电离效应和辐射致冷对Sweet-Parker磁重联的作用。
2.
In general,except on a closed field line,three-dimensional(3D) magnetic reconnection occurs on the separator connecting magnetic nulls and separatrices,which are determined by the eigenvectors of the magnetic field gradient matrixes of the null pair.
磁重联是等离子体中磁场能量快速转换为粒子动能和热能的主要途径,是空间物理和等离子体物理中的重要现象。
6) Magnetic reconnection
磁场重联
1.
We observed whistler waves,electrostatic solitary waves(ESW),high frequency electrostatic modulated waves associated with magnetic reconnection with the data of Geotail.
利用GEOTAIL卫星探测得到的磁场、粒子和波的数据,通过观测伴随着磁场重联的哨声波、静电孤立波、高频静电调制波等波,统计分析了地球磁尾伴随重联过程的哨声波的频率、空间位置分布等特性。
2.
Using this method,we design a 2D particle simulation code,and numerically study two common physical phenomena in space physics:beam instability and magnetic reconnection.
设计了一个二维三分量的粒子模拟程序,并用它计算了空间物理中两种常见的物理现象:束流不稳定性和磁场重联。
3.
Magnetic reconnection caused by the resistance tearing instability in a current sheet of solar corona with two-dimensional magnetostatic equilibrium in the spherical coordinate has been studied numerically.
本文在球坐标二维磁静力平衡基态下，数值研究了电阻撕裂模不稳定性引起日冕电流片中发生磁场重联的过程。
补充资料：等离子体湍动加速
等离子体的一个最重要特性是不稳定性。微小的扰动就能在等离子体中激起各种等离子体波（或称为等离子体激元）。这种等离子体的激发态通常称为等离子体湍动（见等离子体天体物理学）。湍动元(等离子体波)和荷电粒子碰撞会引起它们之间的能量交换，从而导致粒子加速，这种现象称为等离子体湍动加速。这种加速效应带有统计性质，和经典的费密加速类似。业已证明，等离子体激元和荷电粒子间的碰撞总是导致粒子平均能量的增加。对费密加速的计算表明，粒子的加速率正比于L-1,L是两激元之间的平均距离，也就是两湍动元之间的平均尺度。这种关系是普遍的，并不取决于具体的加速机制。因而湍动元尺度越小，加速效率就越高。在等离子体中，存在各种高频等离子体波，它们的波长是短的,所以,加速效率就比费密加速效率大得多。计算表明，如果太阳缓变射电是由等离子体中的电子振荡波（朗缪尔波）转化来的,那么,这种电子波就能在一天之内把足够多的粒子加速到具有相当于一个耀斑爆发的能量。可见，这种湍动加速效率是非常高的。等离子体湍动加速通常包括两种情况：如果等离子体波的相速度大于粒子的热运动速度，那么，这种等离子体波只能加速少数快粒子，这叫作等离子体纯粹加速；如果波的相速度小于被加速粒子的热运动速度，那么，大多数粒子都能被这种等离子体波加速，这叫作等离子体湍动加热。
对于活动星系核、类星体、脉冲星、蟹状星云等，不管它们的辐射机制如何，为了得到和观测资料一致的结果，总得假定它们的高能粒子数随能量的分布是采取幂指数形式的。正是考虑到等离子体湍动加速效应，才有可能自洽地获得粒子的这种幂律谱。
参考书目
V.N.Tsytovich, Theory of Turbulent Plasma,Consullants Bureau,New York,1977.
对于活动星系核、类星体、脉冲星、蟹状星云等，不管它们的辐射机制如何，为了得到和观测资料一致的结果，总得假定它们的高能粒子数随能量的分布是采取幂指数形式的。正是考虑到等离子体湍动加速效应，才有可能自洽地获得粒子的这种幂律谱。
参考书目
V.N.Tsytovich, Theory of Turbulent Plasma,Consullants Bureau,New York,1977.
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