973 计划第三课题

日冕行星际大尺度结构扰动及其预报模式2011.1.1 – 2015.8.31

汪毓明 1 、张军 2 、姜云春 3 、郑惠南 1 、周桂萍 2 、林隽 3 、申成龙 1 、李乐平 2

1 中国科学技术大学2 中国科学院国家天文台3 中国科学院云南天文台

2011-01-14 南京

研究对象： 大尺度结构研究区域： 日冕 -

行星际空间

我们的主线：研究 CME 与其它太阳活动（如耀斑、日珥爆发等）之间的关系， CME 本身从爆发到在行星际空间传播各个阶段的观测特征、演化规律、物理机制及其伴随现象（如激波、磁云等）；探讨CME 的触发、对地有效性和日冕激波强度等的预报方法和模式

我们试图回答 4 方面问题（即 4 方面研究内容）

1. CME 是怎么形成和触发的，它与其他太阳活动有何关系？

2. 被触发的 CME 速度有多快，加速度有多大？

3. CME 能否驱动激波，驱动的激波有多强？

4. 哪些 CME 在行星际空间表现为磁云， 它们能否到达地球，到达地球后能造成多强的地磁扰动？

1. CME 是怎么形成和触发的，它与其他太阳活动有何关系？CME 触发机制和前兆特征研究

深入理解 CME 爆发前后的太阳大气环境和三维磁场结构，

研究 CME 在触发过程中与耀斑和暗条爆发等现象的关系，

探讨小尺度活动与大尺度爆发之间的物理联系， 寻求 CME 爆发的前兆特征和可用于预报的观

测量。

2. 被触发的 CME 速度有多快，加速度有多大？

CME 动力学及其决定因素研究

分析 CME 初发阶段的加速机制及其能量来源， 探讨 CME 在内日冕的形成与传播过程中动力

学特性的演化规律， 研究 CME 速度和加速度大小与太阳表面源区

特征的关系。

3. CME 能否驱动激波，驱动的激波有多强？

CME 驱动激波的形成和演化研究

探索 CME 驱动激波的条件， 发展激波强度预测的理论模型， 研究日冕激波表面压缩比和强度的分布规律， 分析引起 II 型射电暴和高能质子事件的高能

电子和质子的有效加速区域。

4. 哪些 CME 在行星际空间表现为磁云， 它们能否到达地球，到达地球后能造成多强的地磁扰动？

CME 与行星际磁云的关系及对地有效性研究

分析 CME 在日冕中的形态和动力学特性与 1AU 处磁云特征参数的关系，

研究与磁云和非磁云 ICME 对应的 CME 的异同点，初步归纳出表现为磁云的 CME 的早期特征。

分析 CME 在大尺度背景磁场和太阳风作用下的偏转传播规律，给出 CME 能否到达及何时到达地球的预报模式，

探索预报磁云轴向和磁场强度的方法，寻求利用CME 早期演化过程中的参数来预测地磁扰动强度的方法。

所需解决的关键科学问题有：1 ） 全日面矢量磁场演化规律与日冕磁场位形的确定，2 ） CME 过程中小尺度爆发现象与内冕大尺度结构的联系，3 ） CME 形态和运行轨迹的三维重构，4 ） CME 动力学参数提取，5 ） 日冕激波的认证与参数诊断，6 ） II 型射电暴源区位置的确认，7 ） 行星际磁云的边界确认与几何参数的准确提取。

特色与创新点：以发展预报方法和模式为牵引和目的，以最新的观测数据和分析手段为基础，研究相关的物理现象和机制。1 ） 将高精度全日面矢量磁场观测用于日面磁场演化与日冕磁场外推研究，2 ） 对 CME 、日珥、冕环等进行多视角立体研究，3 ） 利用白光日冕的观测、射电暴频谱和磁场外推来诊断和研究日冕激波特性，4 ） 在行星际磁云拟合中考虑磁云的膨胀以更准确地提取磁云参数，5 ） 将初步获得 CME 从形成传播到影响地球各个阶段的预报方法或模式。

整体目标：深入理解 CME 和激波等日冕行星际大尺度等离子体结构扰动的形成和演化规律及内在的物理机制；建立基于观测的 CME 触发、 CME/ 磁云的对地有效性、激波强度等的初步理论模型或经验预报模式；同时为相关的基于物理的数值预报奠定必要的观测和理论基础。

预期可取得的进展和突破有：基本物理过程方面，

CME 过程中的三维磁通量系统的重构规律， CME 爆发期间的能量释放和转移机理， CME 在日冕行星际空间传播期间的热 / 动力学过程， 日冕激波的形成、演化和强度分布规律；

预报方法和模式方面， CME 触发的经验预报模式， CME/ 磁云的对地有效性预报模式， 日冕激波强度的预报模式

预期发表高质量论文约 50篇

相关研究工作已经展开1. Yang, S. H., Zhang, J., Li, T., & Ding, M. D., Vector magnetic fields and current

helicities in coronal holes and quiet regions, ApJ, 726, 49, 2011.

2. G. P. Zhou, J. X. Wang, & C. L.Jin, Solar Intranetwork Magnetic Elements: Evolution and Lifetime, Sol. Phys., 267, 63-73, 2010

3. G. P. Zhou, C. J. Xiao, J. X. Wang, M. S. Wheatland, & H. Zhao, A current sheet traced from the Sun to interplanetary space, A&A, 525, A156, 2011

4. Zheng, R., Y. Jiang, Yang, L., Bi, Y., The Coronal Mass Ejection associated with the loop eruption and coronal dimmings on 2009 December 13, APSS, Accepted, 2011

5. Yi Bi, Yunchun Jiang, Liheng Yang, Ruisheng Zheng, Nonradial Eruption of a kinking filament observed from STEREO, New A, Accepted, 2011

6. Yang, Jiayan ， Yunchun Jiang, Ruisheng Zheng, quadrupolar dimmings during  a partial-halo coronal mass ejection event, Sol. Phys., Accepted, 2011

7. Yuming Wang, Caixia Chen, Bin Gui, Chenglong Shen, Pinzhong Ye, and S. Wang, Statistical study of CME source locations: I. Understanding of CMEs viewed in coronagraphs, JGR, accepted, 2011.

8. Su, Z. P., Xiao, F. L., Zheng, H. N., and Wang, S., Radiation belt electron dynamics driven by adiabatic transport, radial diffusion, and wave-particle interactions, JGR, accepted, 2011.

A current sheet traced from the Sun to interplanetary space(G. P. Zhou, C. J. Xiao, J. X. Wang, M. S. Wheatland & H. Zhao, 2011, A&A, 525, A156)

行星际电流片 横向电流片

垂直电流片

2002.09.17 日 , 暗条 ( 黑色曲线 ) 从AR10114 的中性线 PIL 上 ( 其径向方向沿粉红虚线 ) 爆发，产生一个耀斑，一个 CME ( 沿粉红实线 ) ，以及四个dimming 区 D1-D4( 红色曲线 ) 。与PFSS 得到的日冕磁场位形比较后发现，两个明显的磁环系 L1 （绿色曲线）和L2 （橙色曲线）扎根于这四个dimming 区，故我们将它们定义为四极 dimming 区。注意到 CME 方向明显偏离耀斑位置，而 D4 是一远区dimming ， L2 可能在爆发耀斑产生CME 的过程中起引导作用 (2011, Sol. Phys., Accepted) 。

CME 触发及其与暗条和耀斑的关系

http://space.ustc.edu.cn/dreams/cme_sources/

正确解读日冕仪看到的瞬时增亮结构—— CME (Wang, et al., JGR, accepted, 2011)

通过源区位置信息，探讨了 4 个科学问题1. Missing rate of CMEs ： 32%正面 CME无法通过 SOHO正确识别2. Mass of CMEs：瞬时增亮结构很大一部分是被压缩的太阳风3. Cause of Halo CMEs：除投影效应外，超强的爆发也是主要原因，占 25%

4. Deflections of CMEs：低年期间 62%往赤道偏转，也有个别向极区偏转；偏转类型可分成 3类。

冕洞内的矢量磁场和电流螺度(2011, ApJ, 726, 49)

杨书红 , 张军 , 李婷 , 丁明德 利用 Hinode/SP 数据，我们研究了冕洞内的矢

量磁场、电流和电流螺度，并将其与宁静区进行了对比。我们发现：（ 1 ）冕洞和宁静区电流螺度大的地方均对应于强的纵场和横场区域；（ 2 ）冕洞内的横场、磁倾角、电流和电流螺度均高于宁静区；（ 3 ）综合考虑冕洞和宁静区，平均电流和电流螺度分别为 0.008 A m-2 和 0.005 G2 m-1；（ 4 ）当纵向磁场强于 100高斯时，冕洞和宁静区的平均电流约为 0.012 A m-2 ，与耀斑多发的活动区的电流强度相当；（ 5 ）冕洞和宁静区磁场都是非势的。

追踪 2282 个磁元，其演化方式有局地浮现，成群浮现、分裂、合并、对消。 得到起平均寿命为 2.9±2.0 min. 最小二乘法拟合得到的 1/e 特征寿命为 2.1±0.3 min 。 经估计网络内磁元能提供全日面的日冕加热能量。

Solar intranetwork magnetic elements: evolution and lifetime(G. P. Zhou, J. X. Wang, C. L. Jin Sol. Phys. 267, 63, 2010)

磁元的多种演化模式

磁元寿命分布（星号）及指数拟和（实线）

电子辐射带模式

名称 地磁场 物理过程AT WP RD MC

Salammbo Dipole N Y Y N

VERB Dipole N Y Y N

STEERB Time-varying Hilmer-Voigt Model

Y Y Y N

Albert’s Dipole N Y Y N

Bourdarie’s

Eccentric Tilted Dipole N Y N Y

RAM Dipole N Y Y Y

RBE Tsyganenko-2004 Model N Y Y Y

七种当前流行的辐射带模型的比较

控制辐射带演化的部分物理过程 [Friedel et al., 2002] • 绝热输运 (AT) • 波粒相互作用 (WP) ，径向扩散 (RD) ， 磁层对流

(MC)

Su, Z. P., et al., JGR, accepted, 2011