产生磁重联英文

太阳大气层中的突然爆炸，在短短几分钟内释放出相当于数十亿颗原子弹的能量。耀斑的起因是太阳磁场突发的重新排布。这些磁场从太阳表面向上拱起，可以通过在磁场束缚下的发光气体来追寻它们的踪迹。03年10月底11月初，科学家目睹了一场有记录以来最大的太阳耀斑(solar flare）爆发。这些带电粒子大规模地倾泻而出，即使在地球以及地球周围的空间里也显而易见——这里距离源头整整有1.5亿千米远。举例来说，突击到我们邻近空间中的粒子，它们的轰击有时会非常强大，以至于许多科学卫星和通信卫星不得不暂时关闭，少数还遭到永久性的损伤。同样，国际空间站的宇航员也面临着危险，不得不到空间站上防护相对较好的服务舱中寻求庇护。在地球上，定期航班避开了高空航线，因为在那里，飞行员可能会遇到无线电通讯方面的问题，乘客和乘务人员可能吸收到的辐射剂量令人担忧。电网也不得不严格监控电涌(surge）。尽管有了这些努力，瑞典南部的5万户居民还是短暂地失去了电力供应。幸运的是，即使与最糟糕的太阳风暴狭路相逢，地球的磁场和大气层也可以保护地球上绝大多数的人免遭蹂躏。但是社会对科技的依赖日益加深，使得在某种程度上，几乎每个人都容易遭受攻击[参见《科学美国人》2001年4月号詹姆斯·L·伯奇所著《太空风暴的怒吼》一文。在大耀斑爆发的过程中，最大的潜在破坏来自那些高速射离太阳外层大气的物质——在空间物理学家的术语中，它们被称为“日冕物质抛射（coronal mass ejections）”。其中一些抛射事件会将巨量的电离气体送入与地球相撞的轨道中，就像2003年多次异常巨大的耀斑爆发那样。 科学家基本都同意，耀斑所释放的能量最初一定被贮存在太阳的磁场之中。这个猜测来源于这样一个事实：耀斑都是从太阳表面那些所谓的“活跃区域”中爆发出来的，那里的太阳磁场远远强于平均水平。太阳黑子（sunspot）的存在使这些区域最容易被辨认出来。看似黑暗的斑块包含着太阳上最剧烈的磁场。在这些区域中，磁力线从表面延伸到太阳的外层大气——日冕（corona）之中，向上弯起，形成宽阔的磁拱（译注：磁拱，即磁力线弯成环形所构成的拱门状结构），其中束缚着“炽热”的气体——我是说真正的炽热：高达几百万开尔文（kelvin，热力学温标，一开尔文等于一摄氏度，但开尔文温标的零点等于-273.15摄氏度）。这样的温度高得足以使被困的气体发射出远紫外线辐射和X射线[参见《科学美国人》2001年6月号博拉·N·德维韦迪和肯尼思·J·H·菲利普斯所著《太阳耀斑的矛盾》一文]。活动区域中偶尔爆发的耀斑就起源于这样的磁场构造，这种构造使磁拱中的气体温度被加热到异乎寻常的高——在1,000万到4,000万开尔文之间。除了耀斑和强磁场之间的大致联系以外，这些活动的运作过程始终非常模糊。例如，天文学家渐渐地了解到，与耀斑牵扯在一起的磁拱和炽热气体，与活动区域其他位置的构造虽然看起来非常相似，但它们之间也许存在着相当大的差异。近14年前，这种差异的第一个标志在日本阳光号（Yohkoh）卫星所做的测量中崭露头角。阳光号所拍摄的太阳耀斑照片，探测波长可以延伸到中高能X射线的范围，这使它成为了第一艘有能力看到超炽热气体的空间探测器。在它观测的一些事件中，磁拱的顶部出现了一个奇怪的尖角，尖顶式外形就像哥特式拱门（Gothic arch）一样，而通常的磁拱顶部是圆弧形的。在检查阳光号拍摄的照片时，当年日本东京大学的一位研究生增田智（Satoshi Masuda）发现，1992年出现的一个耀斑的尖顶区域，发出了一团异常巨大的、能量较高（波长较短）的X射线。他推断，源头是一团异常炽热的气体（温度约为1亿开尔文），这样才会在波长较短的X射线波段中明亮地发光。或者，某些东西可能已经将这片区域中的电子加速到极快的程度，当它们撞上周围气体中的离子，突然减速时，就会发出X射线。 两种可能性中的任何一种都令人费解。如果这种气体确实那么灼热，那它是如何被限制在这么小的一个点上？假如X射线来源于被加速的电子与离子的冲撞，那为什么这些辐射会从磁拱顶部附近一个致密的源头发出，而不是刚好从气体密度最高的底部发出呢？为了解开这些谜题，空间物理学家需要一些测量方法，将炽热气体和被加速电子的效果区分开。而且，为了理解相应的活动是何时何地发生的，他们需要在整个X射线和伽马射线波段中，频繁地拍摄太阳辐射的照片。增田智发现那团X射线以后的近十年中，观测信息的缺乏一直阻碍着研究者，直到2002年，美国航空航天局（NASA）发射了拉马第高能太阳分光镜成像探测器（Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager，简称RHESSI），它已经在某些耀斑中拍到了尖顶区域的精细图像。通过这些观测，RHESSI提供了令人信服，而且是确凿无疑的决定性证据。它证实了磁重联就是产生耀斑和日冕物质抛射的原因。-耀斑后环即耀斑出现之后的磁拱，有时会在顶部出现一个明显的尖角。发光气体的这种几何形状，反映出这部分磁场的收缩过程。这种收缩可以引发磁重联，这正是驱动耀斑爆发所必需的。它们可以在之后的几天内，一直维持着明显的形态。

在磁重联的研究中（一定不止于这个小范畴内），常常需要在网格信息（比如n/B/E/J）的contour图上，叠加画出磁力线的图像，从而更加全面的理解其中的物理。

在streamslice中，一个非常重要的区别（相比较于imagesc），就是 streamslice(X,Y,U,V) 中，X、Y都必须是与U、V维度相同的向量。 一般由 [X,Y] = meshgrid(U,V) 产生。

这基本可以算得上是最容易出错的地方了。

要避免这个问题，最简单的方式，就是尽量多的使用 size 命令。

[ m , n ,p] = size(U) [X,Y,Z] = meshgrid(1: n ,1: m ,1:p)

这里注意， [X,Y] = meshgrid(U,V) 中, U,V 的维度刚好对应的是 Y,X 的维度，而非 X,Y 的维度。

matlab help文档中，在对streamslice的描述部分里，有下面一段说明：

是啥意思？？？

在电子加速的研究中，尤其是做辐射这一方面，经常需要画出产生光子的角分布图；此外，在LWFA中，除了高能电子的单能性与带电量之外，散角大小也是很重要的一项指标。

所以事实上，这种极坐标、球坐标图我是经常可以见到的。但因为自己没有亲自动手画过，所以还是需要花时间去想一想这个问题。

可以看到，在x=0&y=0处，磁力线反向交汇，“矢量互相抵消”之后，产生了磁重联现象（Magnetic Reconnection）。另一个重要的表现之一，就是在磁重联区域产生了第三个方向的电流片Jz，伴随着这个电流片的，是巨大的能量耗散区域。从而在这个区域里，磁场的能量转化为粒子（电子、离子）的能量，进而发生辐射。

在天体物理当中，磁重联理论可以很好的解释由各种宇宙探测器探测到的高能X射线、gamma射线、高能粒子等等，所以对磁重联这一物理机制的研究，很重要。

从macdown里编辑好内容，拷贝到上之后，发现“高亮显示”（==X==）的功能没有了；“下划线”功能也变成了“斜体”功能。

才知道markdown原来就仅仅是一个轻量级的标记语言，最最基本的语法包括一小些，然后在不同的平台不同的软件里面又会逐渐添加其个性化的扩展功能。

所以用markdown写一些轻量级的文档，博客文章是没有问题的，方便，快捷。 但是如果觉得markdown可以代替html，CSS，或者更夸张点的说，LaTex，那是不可能的。

最最最最最最最重要的结尾： 内容才是硬道理！