空間中心在太陽風暴和激波研究中取得系列進展

　　太陽風暴（CME）及其激波可以產生地磁暴、高能粒子（SEP）、射電暴，是空間天氣研究和預報的主要對象。中國科學院國家空間科學中心研究員劉潁團隊在此研究方向取得系列進展。

　　確定CME驅動的激波的三維結構、運動學以及與其在日球空間效應的關聯具有重要意義，然而目前在這方面的認知仍然很模糊。團隊結合多衛星遙感成像與就地觀測，分析了2017年9月10日的X8.3級的臨邊大爆發事件，揭示了激波的三維結構與演化對空間天氣預報、高能粒子加速的重要影響。激波的結構呈橢球狀，其與CME的距離由前沖（nose）向邊沿（flank）和尾部（wake）增大，見圖1（左）。激波的膨脹速度遠大于激波中心的平移速度，特別是，大的邊沿膨脹速度可以增強高能粒子加速，有助于解釋在地球和火星觀測到的地面粒子增強（GLE）事件。激波的膨脹和平移速度與耀斑輻射存在時間上的關聯。激波近同步到達地球和火星（圖1右），盡管二者徑向相距0.65 AU，這符合成像觀測到的激波膨脹占主導的結果。激波在到達STEREO A之前已衰減并消失。通過ENLIL MHD模擬以及與就地觀測的比對（圖1右），發現激波在太陽附近的膨脹對預報到達特定點的時間和沖擊程度有重要影響。為了精確預報空間天氣，CME激波的結構與運動學必須予以適當考慮。該論文即將發表于The Astrophysical Journal，第一作者為劉潁。

　　研究SEP的釋放、傳播以及分布特征對建立空間環境預報模型有重要的指導意義。目前SEP的釋放與日冕EUV波和激波之間的相關性仍存在較大的爭議。團隊結合多衛星的遙感與就地觀測，研究了2012年1月27日太陽爆發產生的有明顯EUV波、激波和SEP的事件。該SEP事件被地球附近衛星與STEREO A觀測到。EUV波從活動區向日冕各個方向傳播，傳播過程中受到冕洞與其它活動區等日冕結構的影響而變得彌散。SEP開始釋放時，EUV波并沒有傳播到觀測衛星磁足點的位置。地球附近衛星觀測到的高能粒子的釋放時間與衛星磁力線開始鏈接到激波的時間一致，而STEREO A衛星觀測到的高能粒子的釋放時間晚于STEREO A衛星與激波初始形成磁鏈接的時間（見圖2）。這項工作指出EUV波對高能粒子釋放并不一定起重要作用，衛星與具有加速效率的激波部位的磁鏈接情況對高能粒子的釋放有著決定性作用，這為高能粒子事件預報提供了重要的理論依據。該論文發表于The Astrophysical Journal，第一作者為朱蓓。

　　活動區12673在2017年9月6日產生兩次連續的X級耀斑爆發（見圖3），其中一次為過去十幾年最大（X9.3）。團隊研究表明，大爆發前累積浮現磁螺度達到-1.6×1043 Mx2，而累積剪切磁螺度達到-6×1043 Mx2，剪切磁螺度占到了總螺度的79%。剪切螺度在整個磁流浮現相中始終占主導地位。初始的浮現磁場包含相對較低的螺度，而更多的螺度是由于剪切和匯聚流作用在已經存在的和正在浮現的磁場上產生的。剪切運動隨著磁流浮現變得越來越強，尤其是在磁場核心區的中性線兩側。垂直電流的演化顯示大部分的強電流并未隨磁流浮現出來，這表明大部分的浮現磁場很可能并不是強帶電流的。核心區螺旋磁場（磁流繩）很可能是由于相對長時間的光球水平運動產生的。剪切和匯聚流受到磁流浮現的驅動而不斷產生。該研究揭示12673作為擁有強磁流浮現的活動區，其大部分的磁場非勢性并不是由磁流浮現產生，而是來自于光球的水平運動，這對理解大的太陽爆發具有重要意義。該論文發表于The Astrophysical Journal，第一作者為王瑞。

　　通常情況下，較大的太陽爆發被認為是來自于有著較強光球磁場分布的活動區中。然而，團隊發現2015年11月4日產生的較大的太陽爆發來自于12443活動區邊沿彌散磁極，并同樣可以產生較強的地磁效應。該工作為太陽爆發的觸發機制提供了非典型性的研究范例，對減少災害性空間天氣事件的漏報具有重要意義。通過連續的磁圖研究人員得到流場的速度分布，并且推斷出匯聚流存在于暗條下方的中性線附近（見圖4）。磁場的對消現象也同時在匯聚流區域被檢測出來，且最強的磁重聯就發生在跟匯聚流重合的部分。這表明，匯聚運動和磁場的對消現象很可能跟彌散磁場區中性線處磁流繩結構的形成有關。暗條的中部區域處于較低的位置，貼近光球表面，且與爆發源區重合。該區域存在一個較粗的電流通道，該電流通道跟磁流繩有關。對于一個膨脹且較粗的電流通道，研究人員通過計算推斷torus不穩定性衰減指數的關鍵高度應該在37-47Mm之間，該高度越低說明磁流繩越容易爆發。地球附近就地觀測數據表明，該爆發產生的磁結構的南向磁場較強，引起了Dst為-90 nT的地磁暴事件。該論文發表于The Astrophysical Journal，第一作者為王瑞。

　　論文信息:

　　1. Liu, Ying D.*； Zhu, Bei； Zhao, Xiaowei； Geometry, Kinematics and Heliospheric Impact of a Large CME-driven Shock in 2017 September, The Astrophysical Journal, in press.

　　2. Bei Zhu, Ying D. Liu*, Ryun-Young Kwon, and Rui Wang； Investigation of Energetic Particle Release Using Multi-point Imaging and In Situ Observations, 2018, The Astrophysical Journal, 865, 138.

　　3. Rui Wang, Ying D. Liu*, J. Todd Hoeksema, Ivan Zimovets, and Yang Liu, Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6, 2018, The Astrophysical Journal, 869, 90.

　　4. Rui Wang, Ying D. Liu*, Huidong Hu, and Xiaowei Zhao, A solar eruption with relatively strong geoeffectiveness originating from active region peripheral diffusive polarities, 2018, The Astrophysical Journal, 863, 81.

圖1：上：激波相對CME的結構；下：地球、火星附近太陽風觀測及其與ENLIL MHD模擬的比對，僅僅考慮CME寬度（藍線）是不夠的，必須考慮激波的尺度與膨脹（紅線）。

圖2：激波與觀測衛星的磁鏈接情況。左：L1點衛星磁力線在粒子釋放時鏈接到激波。右：STEREO A衛星磁力線與激波的初始鏈接情況以及粒子釋放時與激波的磁鏈接情況。

圖3：連續兩次X級耀斑爆發的AIA極紫外圖像。a-f：第一次爆發過程中暗條的演化。等值線為RHESSI 6-12 keV（藍色）和25-50 keV（亮藍色）。g-i：第二次爆發日冕結構的演化。圖中的實線曲線代表磁場的中性線。

圖4：左上：活動區12443的磁場分布圖，其中藍色實線為爆發源區的磁場中性線，黃色區域為發生磁對消和匯聚運動的區域。右上：該區域的放大圖，藍色和紅色代表位于正負磁極的磁場水平速度分布。右下：該區域的磁場通量演化曲線。左下：暗條結構的極紫外圖像。