每次打车回天文台时，开车的师傅都会忍不住问：“你们天文台是不是看星星的？”或者“你们是搞天气预报的吗？”
What?
“师傅，天文台不搞天气预报，也不止看星星。”
“那你们干什么的？”
“从研究的目标来讲，有人研究星系，有人研究恒星，还有人专门分析太阳……从研究的手段来讲，有人主要做理论推导，有人做计算机数值模拟，还有人做望远镜观测结果的研究……从研究的设备来讲，有光学望远镜、射电望远镜、粒子探测器和引力波探测器等，有的设备在地面，有的放在太空，还有人的设备只是计算机。”
图1 天文中常用的观测设备及观测后合成的图像
“那你又是做什么的呢？”
“我的工作不是看星星，我做的是天体物理中的磁流体力学数值模拟。”正常的情况下，我们的对话都会伴随着一声长长的“哦……”而结束。但是，还是有些师傅会刨根问底，那我就尝试着描述一下这个看起来特别“高大上”的工作吧。
问题1：“数值模拟是什么？怎么听着像是数学上的东西？它和天文有什么关系？”
数值模拟是一种通过数值计算来模拟物理过程的方法，它从一定的物理定律出发，用离散化变量描述物理体系的状态。最简单的例子就是用一系列离散的点去表示一条直线，而不是公式。在数值模拟过程中，这些离散化变量受物理定律的约束而演变，从而模拟物理过程的发展演变。
天体物理中也有许多问题很难用解析式表示，因而也需要借助数值模拟来分析。
图2 数值模拟得出的引力波图例
问题2：“等离子体是什么？磁流体力学模拟又是什么？”
等离子体（Plasma，有时称为电浆）是指由等量的电荷（正负离子）构成的体系，可以含有部分中性粒子。据估计，宇宙中99%的物质都是等离子体。比如闪电、极光等自然现象，日光灯、霓虹灯、氢弹等人造产物，太阳内部、星团、星云等宇宙天体，甚至蜡烛的火焰都是等离子体。
图3 霓虹灯和极光
空间和天体物理中观测到的大量现象都涉及等离子体物理学的原理和规律。等离子体数值模拟有两种主要类型，一是磁流体力学（Magnetohydrodynamics, MHD）模拟，它把等离子体当作导电的连续介质来处理，由磁流体力学方程组作为出发方程，适用于研究等离子体的宏观行为；二是粒子模拟，直接关注更原始的粒子描述，适用于研究小尺度等离子体问题。
磁流体力学描述等离子体的宏观性质和运动、等离子体与磁场的相互作用，通常被认为适用于处理动力学演化时空尺度远大于微观尺度（如粒子回旋尺度或惯性尺度）的等离子体。
天体物理中磁流体力学的研究内容是极其丰富的，如磁流体力学波、磁流体力学不稳定性、各种自相似解、磁流体中的湍流、磁流体中的磁重联的研究、太阳及星系的发电机理论、双星和年轻星周盘以及活动星系核的吸积与喷流、伽马射线暴以及磁流体中的激波等。
图4 由气体、等离子体及尘埃组成的银河系
问题3：“磁流体力学中的数值模拟有什么用？”
在天体物理的研究中，人们通过观测得到的结果和理论推导的结果往往相差很大，或者存在因观测设备分辨率不足而无法捕捉小尺度物理结构的困难。
比如在太阳爆发过程中，观测发现耀斑和日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection, CME）之间的电流片厚度因投影效应的影响能够达到104~ 105km的量级；而理论的电流片厚度可能只有几十米或者几千米。
为了使观测和理论统一，需要利用数值模拟技术来解释在如此厚的电流片当中发生了什么样的物理过程。因此，数值模拟技术作为理论与观测的桥梁，发挥着至关重要的作用。
随着高性能计算平台能力的日益提升，数值模拟的精度也相应提高，使得研究天体系统中小尺度的内部精细结构成为可能。结合数值模拟和半解析模型（如星系形成和演化等）进行研究，也为理论模型的观测检验提供了基本的手段。
图5 太阳爆发中的等离子体
问题4：“怎么开展磁流体力学（MHD）数值模拟？”
可能有人说，程序好难啊，我不知道如何开始写一个完整的程序包。
好在，现在有一些比较完善的MHD数值模拟的开源程序，经过很多测试及使用，能够很好的满足一些科研需求。比如ZEUS、ATHENA、NIRVANA、MPI-AMRVAC程序，是天体物理中用于MHD数值模拟的开源程序，上手还是非常容易的。
在上述软件平台上进行数值模拟时，我们首先要对需要解决的物理问题进行调研，选择适用于问题解决的程序。对特定的物理问题，要确定计算的区域，计算的网格精度、基本信息参数的设置，要考虑的物理效应、初始条件、边界条件。
对于初学者而言，可以先运行开源程序中自带的、已经经过验证的例子来感受这样的一个过程。对于调试、测试成功的算例，如果计算量很大，可以进一步投放到超算平台上进行计算。
另外，要保证所关心的计算结果的原因是物理的原因，而不是数值的原因，比如在进行磁重联模拟的时候，需要估算数值耗散与物理耗散的比例，保证其比例足够小，使得磁重联不是由数值耗散引起的。
随后，我们运用可视化软件（如天体物理中经常用到的IDL、Paraview、TecplotMatlab软件等）对数据进行可视化，也就是将模拟数据的结果画成图像或者做成小视频来看系统的演化过程。
可视化可以直观地看到所关心的特征值或体系的演化，对感兴趣的部分进行技巧性的分析、深加工，与观测进行直接对比（如图6，图7），对现象背后的物理本质有着更清晰的认识。
图6.（a）是Lin-Forbes理论模型的示意图（Lin et al. 2000）；（b）是三维磁流体力学数值模拟结果（Mei et al. 2017）； （c）是极紫外波段的观测图像（Cheng et al. 2018）；（d）是观测图像的合成图与理论模型的叠加（Yan et al. 2018）。我们大家可以看到理论、模拟和观测结果展示了相似的结构特征。数值模拟结果与理论结果及观测结果相互补充，加深了我们对太阳上大尺度爆发过程的理解，也让我们也可以细致分析系统演化中的细节。
图7. 来自Downs et al.（2012）的图11,上行是来自仪器EUVI-A观测结果，下行是用模拟结果仿照仪器的响应所做的合成图。两行图展示了类似的结构和演化特征。
好了，这就是我们的工作，大家是否了解了呢？
来源：中国科学院云南天文台
