日冕物质抛射起源、结构和演化的研究

发布时间：2019-08-15 15:07

【摘要】：日冕物质抛射(CME)是太阳系中最大尺度的爆发现象,它可以对我们人类赖以生存的地球和空间环境的安全造成严重影响。为了准确预报CME引起的空间灾害性天气,急需解决的问题包括CME是如何起源的?CME的结构是什么?CME又是如何在日冕中演化的?如果能够从本质上解决这三个问题,那么就可以极大地提高空间天气预报的准确率。在本论文中,我们对这三个问题进行了详细和深入的研究。首先,我们研究了磁绳的起源和演化,以及磁绳在耀斑后环重新爆发中的作用(第3章)。接着,我们详细分析了三个CME事件的触发机制,比较了失败爆发和成功爆发上方背景磁场的性质(第4章)。通过微分辐射测量(DEM)技术,我们进一步确定了CME三个不同结构分量(磁绳,前端和暗区)的温度和密度(第5章)。随后,我们研究了三个CME事件的脉冲加速过程,统计了CME在传播相的加速度(第6章)。最后,我们分析了一个CME的早期膨胀运动,研究了相关的EUV扰动的物理性质(第7章)。本论文的主要结论如下：通过研究2011年3月8日CME事件,我们发现磁绳(一个位于磁场中性线上方的电流通道结构)在CME开始之前就己经存在。它一开始表现为扭曲的S形通道结构,温度高达一千万度。在缓慢上升相,这个热通道会逐渐演变为环状结构。一旦热通道上升到一定高度,它开始向外加速抛射；同时,相关耀斑的辐射开始快速地增强。这些观测说明热通道很可能就是太阳物理学家在过去几十年一直寻找的磁绳结构。我们进一步分析了2010年11月3日发生在太阳东边缘的CME事件,发现初始磁绳的缠绕度可以在脉冲加速相进一步增加。在向上加速的同时,磁绳还会向外拉伸上方的背景磁场,形成较冷的CME前端。这导致CME的早期结构由不同的温度分量组成：热的磁绳核心和冷的增亮前端。在CME抛射之后,磁重联会在磁绳下方形成一组新的磁环系统,即耀斑后环。我们发现这些耀斑后环可以快速地向外膨胀,产生第二次CME／耀斑爆发。把矢量磁场数据作为底边界条件,通过非线性无力场外推,我们揭示了耀斑后环能够发生第二次爆发的本质在于其下方的磁绳系统存在快速的浮现和缠绕运动。 CME在脉冲加速相开始之前通常会经历一个缓慢的上升过程,上升的典型速度为几十千米每秒。对于2008年4月26日的CME,我们发现相关活动区为简单的双极场,整个磁场结构由S形的核心场和拱状的背景场组成。在S形结构中间,我们发现存在持续的EUV增亮,这暗示了在那里有磁重联发生。此外,在活动区周边没有出现任何Breakout模型预言的远距离增亮迹象。根据这些特征,我们推测这个CME的缓慢上升极有可能是由Tether-Cutting重联引起的。对于发生在2011年3月7日和8日的另外两个CME,我们也认为可能是磁重联引起了缓慢上升运动。但是,脉冲加速相的触发应该归因于电流环不稳定性(Torus Instability)的发生。基于这个背景,我们进一步检查了约束性耀斑(没有CME伴随)和抛射性耀斑(有CME伴随)的背景磁场性质。通过非线性无力场外推,我们计算了耀斑上方的日冕磁场,发现在低日冕高度(～10Mm)横向磁场衰减指数在抛射性耀斑上方较大；而横向磁场的强度在抛射性耀斑上方则较小。这些特征暗示一个耀斑要想成为抛射性耀斑,其背景磁场应该具备较大的衰减指数和较小的磁场强度。通过DEM技术,我们还分析了三个CME不同结构分量的温度和密度性质,包括CME核心区的磁绳、亮的环状前端和尾随CME的日冕暗区。我们发现磁绳有着最高的平均温度(8MK)和密度(～1.0×1009cm-3),导致其在很宽的温度范围内都存在很强的辐射。另一方面,CME前端的温度较低(～2MK),温度分布范围也较窄(1-3MK)。和背景日冕相比,CME前端的温度没有明显的变化,只是等离子体的密度有所增加,增加的百分比为～2%-33%。对于日冕暗区,温度分布范围稍宽(1-4MK)。但是,相对于背景日冕,其密度减小了-35%-40%。这些结果证明：(1)CME核心区磁绳被磁重联严重加热；(2)CME前端是磁绳膨胀引起周围等离子体压缩的产物；(3)日冕暗区主要是由CME引起的低日冕等离子体稀释所致。通过详细的运动学分析,我们证明了在CME的脉冲加速相,其在低日冕中的加速度和重联过程中的电场以及相关耀斑硬X射线15-25keV的流量有着很好的时间相关性。这意味着CME和相关耀斑应该是同一种物理过程的两种不同表现形式,这个物理过程的本质可能是发生在磁绳下方的磁重联。我们也详细研究了CME在外日冕中的后脉冲相加速度。通过大样本的统计分析,我们发现与长衰减耀斑相关的CME倾向于有正的后脉冲相加速度,尽管它们已经在脉冲相获得了很高的径向速度,而且还受到背景太阳风的粘滞力作用。相反,与短衰减耀斑相关的CME倾向于有负的后脉冲相加速度。定量上,CME后脉冲相加速度与耀斑衰减时间有一定的相关性。另外还有一种CME事件,它们和短衰减耀斑相关但是有着正的后脉冲相加速度。我们发现这一类CME的速度一般比较慢、强度一般比较弱,从而很容易从相对较快的背景太阳风中获得加速。最后,我们研究了2011年6月7日CME事件的早期膨胀,主要关注EUV波的物理性质。随着CME脉冲加速相或相关耀斑快速能量释放相的开始,CME经历了强烈的侧向膨胀,膨胀速度在短短6分钟内从100km／s增加到450km／s。一个重要发现是当CME的侧向膨胀速度开始减小时,一个弥散的EUV波开始从CME前端分离；几乎同时,一个射电II型暴也随之出现。当EUV波从CME前端分离之后,两者有着不同的运动学演化特征。EUV波传播到整个太阳日面,而CME前端则进一步上升,形成CME抛射体,尾随于EUV波之后。这些观测说明以前所争议的EUV波应该是一种综合现象,其性质本质上由CME的动力学过程决定。在CME的加速膨胀相,EUV波前端与CME前端耦合在一起,它们应该通过磁力线拉伸模型解释。但是一旦当CME膨胀开始减速,EUV波就会从CME前端分离,随后作为一个快模磁声波在日冕中自由传播。总的来说,在本论文中,我们对CME起源、结构和演化的各个方面做了详细的研究,包括CME的前身结构、抛射条件、温度密度性质、运动学演化,以及相关EUV波的物理性质。这些研究结果对CME起源、结构和演化的理解起到了重要的推动作用。
【学位授予单位】：南京大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2012
【分类号】：P182.6

【引证文献】