日冕亮点关联的光球磁活动及小尺度爆发现象的观测研究

发布时间：2020-07-17 01:07

【摘要】：日冕加热是太阳物理学中最著名的问题之一。在过去的几十年里,人们一直在寻找着日冕加热的观测证据。近些年来,随着仪器的空间和时间分辨率的提高,人们在太阳过渡区和日冕中发现了许多太阳小尺度现象。然而,我们目前对这些太阳小尺度现象的物理本质还知之甚少。为了在观测上找到日冕加热过程的直接特征物,越来越多的研究开始将重心放在太阳小尺度现象上。在众多的太阳小尺度现象中,日冕亮点是比较典型的一种。日冕亮点在太阳大气中表现为增亮的结构。它的尺度很小,平均只有20"-30",寿命也很短,从几分钟到几十个小时不等。目前,日冕亮点被认为是能量在太阳上层大气中释放的直接观测证据,不仅如此,日冕亮点中的小尺度爆发现象也是,而且这些爆发现象还是日冕亮点在演化过程中的产物。之前的很多研究都表明,日冕亮点的演化与磁双极结构是密切相关的,因此不难理解,日冕亮点中的爆发现象也与磁双极结构的演化有紧密的联系。为了能更好地对日冕亮点中的爆发现象进行分析,我们先从与日冕亮点相联系的磁双极结构入手,对两个基本问题进行了统计研究,这两个问题分别是磁双极结构的形成以及磁双极结构中磁对消的情况。而且我们的研究发现,这些物理过程的发生方式都不止一种,而不同的发生方式正对应着不同的物理过程。在弄清楚这些问题后,我们才开始对日冕亮点中的爆发现象进行研究。与大型爆发不同的是,小尺度的日冕亮点结构简单,一般由连接着磁双极结构的环构成,这为我们提供了一个较为简单的背景环境,从而可以更好地分析爆发的特征。此外,小尺度日冕亮点及与其相关的磁结构往往寿命较短,我们可以在整个生命周期上研究日冕亮点、磁双极结构以及爆发现象,这使得我们可以获得这些物理过程在时间上完整的演化信息。综合来看,日冕亮点作为日冕加热的候选观测证据之一,为了了解其物理本质,我们从与其相关的磁场演化入手,逐渐地过渡到其释放能量的主要方式,也即爆发现象。通过对与日冕亮点相联系的磁场的形成和演化等的研究,我们对日冕亮点的演化及加热问题有了更清晰地认识,知道了日冕亮点的形成其实是来自于形成方式不同的磁双极结构,日冕亮点的消失也是由于不同的磁对消发生方式。日冕亮点具有简单的磁场结构和背景环境,作为大尺度爆发现象的一个小尺度副本,研究日冕亮点中的爆发现象对我们理解太阳大气中的爆发行为提供了独特的机会。而我们的研究结果也显示,日冕亮点中小尺度的爆发现象与太阳大气中大尺度的爆发行为具有很大的相似性,从而可以猜想它们或许具有相同的物理机制。而且,对基于日冕亮点的爆发现象的研究也使我们对日冕亮点的演化及其物理本质的理解更更进了一步。日冕亮点与磁双极结构和磁对消都是有联系的。首先,我们围绕日冕亮点对应的磁场结构,主要研究了两个问题:一是与日冕亮点相联系的磁双极结构是如何形成的?二是之后出现的磁对消是以何种方式发生的?为此,我们分析了来自日震与磁场成像仪(HMI)的纵向磁场数据,研究了与70个日冕亮点相联系的光球磁通量的演化。我们的统计结果发现,与日冕亮点相联系的磁双极结构的形成方式有三种,分别是磁通量浮现,磁汇聚和局部聚集。其中,很多磁双极结构的形成方式不止一种。对于所研究的70个事件,52个事件中的磁双极结构的主要形成方式是磁通量浮现,28个事件中的磁双极结构由磁汇聚形成,只有14个事件与局部聚集有关。对于由磁通量浮现形成的磁双极结构,磁通量浮现的时间与日冕亮点在AIA 193A波段出现的时间之间有一个时间差,其范围为0.1到3.2小时,平均为1.3小时。虽然在所有70个日冕亮点中都发现了磁对消过程,但它们主要以三种不同的方式发生:(一)发生于磁双极结构和小且弱的磁结构之间(33个日冕亮点);(二)发生在磁双极结构内部,其两个磁极从相距很远的距离上相向移动(34个日冕亮点);(三)发生在磁双极结构内部,其两个主磁极同时浮现于同一位置(3个日冕亮点)。我们认为,虽然磁双极结构建立了日冕亮点的骨架,但加热日冕亮点的磁活动可能也会涉及到小且弱的磁场。其次,我们详细地研究了日冕亮点中的爆发现象。该研究基于日冕亮点整个生命周期这一背景,旨在全面详细地探究这些爆发现象的形态学和动力学演化。在这项工作中,我们主要使用了搭载在太阳动力学天文台(SDO)卫星上的AIA仪器的四个波段(He Ⅱ 304 A、Fe ix/x 171 A、Fe Ⅻ 193 A和Fe ⅩⅧ94A)的数据。在多波段数据的支持下,我们在日冕亮点的整个生命周期中寻找等离子体抛射、微耀斑、迷你暗条爆发和迷你日冕物质抛射等与爆发有关的现象。我们还分析了来自HMI的磁场数据,以研究与日冕亮点及其爆发相联系的光球纵向磁场的演化。我们的研究表明,大多数(76%)宁静太阳区日冕亮点(42个日冕亮点中的31个)在其生命周期中会发生至少一次爆发。对于11个日冕亮点中的21次爆发,有18次发生的时间平均为日冕亮点形成后的～17个小时,剩余的3次爆发则发生在日冕亮点形成后的4到6小时之间。日冕亮点在AIA 193 A波段的平均寿命是～21个小时。此外,爆发开始的时间与日冕亮点的双极磁场演化到磁汇聚和磁对消阶段的时间是相一致的,而在这两个阶段,日冕亮点的面积会逐渐减小,直到日冕亮点完全消失为止。在21次爆发中,有16次爆发的磁汇聚和磁对消过程涉及到了日冕亮点的主双极场,而在3次爆发中,日冕亮点的其中一个磁极和已存在且极性相反的磁场发生了磁汇聚和磁对消。在两次发生于同一个日冕亮点的爆发中,我们没有观测到磁对消。在大多数情况下,日冕亮点中的爆发涉及到色球物质的排空,其排空物质的形式要么是细长的暗条状结构(迷你暗条),要么是一定体积的冷物质(冷等离子体云),且同时还伴随着日冕亮点或更高处的热环。值得一提的是,我们还在3次爆发中探测到了日冕波。我们还发现在所有爆发的迷你暗条/冷等离子云的下方,都可以观测到微耀斑。但目前仍然不能确定的是,到底是不稳定的迷你暗条导致了微耀斑的出现,还是迷你暗条下方的重联导致了迷你暗条的不稳定以及爆发。此外,在大多数的爆发中,冷的爆发等离子体会部分地或完整地遮挡住微耀斑,直到这些爆发的物质远离了日冕亮点。在21次爆发中,有11次产生了迷你日冕物质抛射。而且我们发现与迷你日冕物质抛射相联系的暗化区域由两部分构成,一是“暗”和冷的等离子,二是由等离子密度耗尽引起的日冕辐射衰减的区域。这项研究表明,在宁静太阳区中的小尺度环结构,其演化是由它们的磁场足点的运动和/或环境磁场的拓扑结构来决定的,当其演化到爆发阶段时,就会触发日冕中冷和热等离子体的抛射。
【学位授予单位】：山东大学
【学位级别】：博士
【学位授予年份】：2018
【分类号】：P182.62
【图文】：

太阳大气,太阳,本体

逡逑１．２太阳的内部结构逡逑图１．１显示了太阳的结构。粗略来看，太阳大体上可以分为两个部分，太阳逡逑本体和太阳大气。尽管太阳的内部结构无法直接进行观测，但是日震学为我们逡逑打开了一扇独特的窗口。由于太阳有成千上万的震荡模式，这其中大部分的模逡逑式都是声波模（也称为Ｐ模，也就是压力模），我们可以使用这些能穿透太阳内逡逑部的ｐ模波来研究太阳的内部结构（Ｂａｓｕ，邋２０１０）。太阳的本体根据其物理性质的逡逑不同可以分为三个区域，由内而外分别为核心区、辐射区和对流区。逡逑核心区正如其字面意思那样，是太阳的最核心的区域。其范围从太阳中心逡逑延伸到大约０．２到０．２５个太阳半径处。核心区占据了太阳大约一半的质量，也是逡逑太阳上唯一发生核聚变的区域。在核心区

参考图,太阳大气,太阳,分层结构

为２ｘｌ（Ｔ７ｇＣｎｒ３。由于光球层的辐射占了太阳辐射的绝大部分，并且几乎覆逡逑盖了太阳所有的可见光辖射波段，因此使得光球层成为太阳上唯一肉眼可见的逡逑部分，同时也使得光球层的太阳大气温度有明显下降（参考图１．３）。逡逑在光球层上，最显著的观测现象就是太阳黑子。太阳黑子在太阳光球层上逡逑表现为暗的区域，这是由于其温度明显低于周围物质温度的缘故。一般来说，逡逑大部分尺度较大的黑子会由位于中心的本影结构和围绕本影结构的半影结构两逡逑３逡逑

参考图,色球,日冕,温度模型

１．３．２邋色球层逡逑平均来说，色球层是从光球层顶端５００邋ｋｍ处一直延伸至３０００邋ｋｍ高度上的逡逑一块区域，典型厚度大约为２５００邋ｋｍ，位于光球层与过渡区之间（参考图１．２）。逡逑太阳大气的密度随着高度的上升一直在减小，色球层也不例外，大气密度从内逡逑边界处的２邋ｘ邋１ＣＴ７邋ｇｅｍ—３—直下降到了外边界处的１．６邋ｘ邋１０＿１４邋ｇｅｍ－３（Ｋｏｎｔａｒ邋ｅｔ逡逑ａｌ．，２００８）。相较于密度变化，色球层的温度却呈现出相反的变化趋势，从４５００逡逑Ｋ上升到了２００００邋Ｋ。由图１．３中我们可以看出，从光球层到色球层，太阳大气逡逑温度的变化趋势是先下降后上升，从而产生了一个温度极小区，而这个极小区逡逑就成为了光球层和色球层边界划分的标志。通过来自于色球中部的发射线（Ｃａ逡逑５逡逑

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