太阳活动区三维磁场数据库

张鑫泽、赵忠瑞、黄鑫、徐龙

中国科学院国家天文台

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太阳磁场：

日冕层是太阳大气的最外层，厚度达几百万公里以上，许多剧烈的太阳爆发活动都是发生在日冕层，例如太阳耀斑和日冕物质抛射等。这些太阳爆发活动的形成与日冕磁场息息相关。例如太阳耀斑的成因，太阳耀斑是指发生在太阳大气局部区域的一种最剧烈的爆发现象，它可以在短时间内释放大量能量，并引起局部区域的瞬时加热，向外发射各种电磁辐射并伴随粒子辐射的突然增强，它的原因便是因为太阳大气的磁场结构过于复杂，储存在磁场中的磁能过多，导致太阳大气系统处在不稳定的状态，因而会通过太阳爆发活动来释放能量。对于日冕物质抛射，一般认为其能量也来自日冕磁场，这些磁场能量通过光球层下方对流运动引起的光球表面及上方的磁场扭缠，并通过磁浮现慢慢输送并存储于日冕之中，在一定物理条件下，这些储存的磁能得以快速释放, 并转化为等离子体的动能和热能，从而形成日冕物质抛射。

日冕磁场的信息是太阳磁场中不可或缺的一环，我们要对太阳爆发活动进行预测，就必须对日冕磁场有充足的了解。但是，由于日冕层等离子体具有极高的温度和非常低的密度，使得我们无法直接通过测量谱线的塞曼裂距（塞曼效应）来得日冕磁场的数据。目前我们的卫星只能较可靠的测量太阳表面的磁场，即光球层矢量磁图。日冕三维磁场无法有效测量，而这也是研究太阳爆发活动的根本困难所在。

磁场外推：

目前，研究者借助于一定的物理模型，通过磁场外推的数值计算方法来获得日冕磁场。国际上发展起来的磁场外推模型最早由N. Seehafer.等提出的从磁力谱系数据测定恒定的α力的太阳能磁力(1978)，事实上，太阳磁场偏离了势场和线性无力场，因此自从日本人樱井（Sakurai，1981）开始，人们针对非线性无力场的求解进行广泛深入的研究，目前无力场方程的主要解法有：边界积分法，优化方法，磁场-电流迭代法，演化法；较为经典由Thomas Wiegelmann等提出的球形坐标系计算非线性力的冠状磁场(2007)以及如何优化来自SDO /HMI矢量磁图的非线性力的无冠状磁力外推。

我们使用Thomas Wiegelmann的无力场冠状磁力的计算方法来计算日冕三维磁场，对其提供的IDL-Widget程序进行了优化和并行计算的改造，实现了大规模的高效磁场外推计算，构建2010至2019年活动区三维磁场数据库。

数据库简介：

• 该数据库是国际上首个大规模太阳活动区三维磁场数据库，可用于训练活动区磁场外推模型，并为太阳爆发活动预报提供更加全面的信息，以提高短期太阳爆发预报模型的性能。基于该数据库，预计将建立全球首个基于三维磁场信息的太阳耀斑模型。
• 使用Thomas Wiegelmann的无力场冠状磁力的外推算法，利用观测到的光球层磁场数据作为边界条件来解数值模型，计算太阳活动区三维的日冕磁场数据库。
• 算力/存储：原始二维矢量磁图为2010至2019年hmi的日面活动区磁图，累计约6万8千张，计算复杂度约满足(nx+ny)/20h，其中nx和ny为原磁图尺寸，外推三维磁图平均每张计算资源需要36核心每小时（核时），瞬时资源需求为核心:内存:存储=1:8:1，内存和瞬时核心数比的需求为8:1，若内存和瞬时核心数比为4:1，也可以通过分层计算和单线程多线程组合的方式计算，产品总空间存储约满足((nx+ny)/1000+0.2)G。

• 磁图大小不同计算需求有所波动，cpu计算资源以每张需要36核时计算，累计约需要2448000核时；存储以每张需要1G计算，加上原始数据和日志中间文件总存储累计约为70TB。

预期成果：

原始二维矢量磁图为2010至2019年的日面活动区磁图，预计推算三维磁场数据约6万8千张，下图为部分可视化样例图。该数据库是国际上首个大规模太阳活动区三维磁场数据库，可用于训练活动区磁场外推模型，并为太阳爆发活动预报提供更加全面的信息，以提高短期太阳爆发预报模型的性能。