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近年来,随着空间天气学的提出与发展,人们迫切希望了解空间天气的发生机制,并实现提前几个小时到几天的空间天气预报。受此重大需求的驱动,基于物理的以强大计算能力为基础的日冕-行星际过程三维数值模式研究受到人们的普遍关注。本文在SIP-CESE MHD模型中引入适合处理日地空间球壳区域的6片网格系统,并实现网格自适应技术(称之为SIP-AMR-CESE MHD模型)。利用该模型,我们探讨了不同加热方法对日冕和太阳风结构的影响,并对太阳活动23周和24周之间的极小期所表现出的异常进行了数值研究。为进一步改善SIP-CESE MHD模型,我们主要在以下几个方面做出尝试:(1)采用一种新的重叠网格-6片网格。该重叠网格由6个相同的片组合成一个球面,每一片都是近乎均匀低纬度的球面网格,并且片与片可以通过坐标变换相互转换,因此非常易于编程。6片网格的引入不仅避免了传统球面网格的极区网格汇聚和奇性,而且有利于内边界条件的处理和实现“(θ,φ)”方向的并行计算,(2)采用多重网格方法下泊松校正以处理磁场散度的数值误差;该方法可以使磁场散度的整体误差降低近三个数量级,(3)采用库郎数不敏感方法以降低库郎数大的差异而引起的过量的数值粘性,(4)采用多个时间步方法以加速计算, (5)采用流量限制时变边界条件以处理位于亚声速亚阿尔芬速太阳表面边界;该边界条件可以产生更接近实际的冕流和冕洞的结构。为了产生快慢速太阳风流,我们在加热源项中考虑磁场的拓扑结构,即磁场的扩散因子(fS)和开场到闭场最小的角距离(θb)。改善之后的SIP-CESE MHD模型给出的卡琳顿周1911的模拟结果和LASCO C2以及WIND飞船的观测有非常好的一致性。太阳风加速加热问题是几十年来困扰太阳物理学家和空间物理学家的难题。为了产生切合实际的太阳风,数值模拟者提出了很多方法,其中有三种常用的加热方法:Wentzel-Kramers-Brillouin (WKB)近似的阿尔芬波加热方法,湍动加热方法和体积加热方法。为了明确这三种加热方法的适用性和局限性,我们在卡琳顿周1897下进行了数值试验和验证。结果表明三种加热方法基本上都能产生极小期所观测到的太阳风结构。但是,即使在近太阳处它们也表现出非常的不同。对于湍动加热方法,主要加速区段终止于4RS;而对于阿尔芬波加热方法和体积加热方法,主要加速区段终止于10RS。在1AU附近,湍动加热方法和体积加热方法都能捕捉到WIND飞船所观测到的太阳风参数的变化,尽管湍动加热方法给出比较高的密度。但是,阿尔芬波加热方法没有捕捉到速度大的变化。这项工作将有助于我们发展更接近实际的背景太阳风数值模式。无论是在日冕还是行星际空间,太阳活动23周和24周之间的极小期都表现出不同于过去几个极小期的观测特征。选用卡琳顿周2070,我们对这个时期的异常进行了数值研究,并把模拟得到的数值结果与众多卫星(SOHO, Ulysses,STEREO, Wind, ACE)进行了比对。结果表明以观测的视向磁场作为边界条件的数值模拟重现了这个时期的许多观测特性,比如相对比较小的极区冕洞,中低纬度冕洞的存在,倾斜和弯曲的电流片以及比较宽的多冕流结构。数值结果也给出了太阳风速极小值的位置并不是和日球电流片的位置完全一致,并且也得到了这个时期比较慢的,冷的和窄的高速太阳风,宽的低纬度的中间速流,以及行星际空间整体比较弱的磁场和比较低的密度。在增强的极区磁场下的数值模拟表明这个时期弱的极区磁场对日冕和太阳风结构的形成起了很重要的作用。为了在6片网格下SIP-CESE MHD模型实施网格的自适应技术,我们利用了自适应软件包PARAMESH,并把物理空间(x,y,z)的MHD方程组转化到参考空间(ξ,η,ζ),同时也保留了MHD方程组的守恒形式。我们在参考空间(ξ,η,ζ)实施自适应技术,数值计算并最大限度使用PARAMESH所提供的操作。为了验证模式的可靠性,我们模拟了不同太阳活动相的背景太阳风,并与SOHO卫星的观测和OMNI数据进行了比较。结果表明SIP-AMR-CESE MHD模型基本上捕捉到了飞船所观测到的日冕和太阳风的结构。