太阳耀斑中磁场重联过程的研究

发布时间：2020-09-15 10:58

　　耀斑是太阳大气中最壮丽的活动现象之一,常常和暗条(或日珥)爆发、日冕物质抛射(CME)伴随发生。这些爆发活动是空间灾害性天气的主要驱动源,会扰动地球磁场,影响近地空间环境。研究太阳耀斑的物理机制,一方面有助于理解太阳的磁场结构、演化规律和相关活动现象,另一方面也为空间天气预报和预警提供物理基础,是空间环境保障中不可或缺的一部分。磁场重联是耀斑中主要的能量释放机制。它通过改变磁场的拓扑位形,将存储的磁场能量转化为耀斑等离子体的热能和动能,并加速高能粒子。然而,发生在日冕中的三维磁场重联与经典的二维磁重联相比,在物理图像和物理过程上都有显著区别,亟需从观测上为模型和模拟提供约束。本文即围绕耀斑中的磁场重联及相关能量释放过程展开研究。借助现代最新的太阳探测卫星和仪器,如SDO、STEREO、RHESSI等,展开对太阳多波段、多视角、高分辨率、广能量范围的观测;利用国际上先进的方法和手段,如微分发射量(DEM)反演、磁场外推和挤压因子计算方法等,实现对耀斑等离子体物理性质、活动区磁场拓扑结构及相关现象的深入分析。文章的具体内容包含以下几个方面:1.磁场重联对耀斑等离子体的加热基于最新的SDO/AIA对太阳的高分辨率多波段成像,我们利用DEM方法分析了经典楔形耀斑的温度性质。结果表明,大多数耀斑(包括双楔形结构的耀斑)的楔形结构温度最高,普遍大于10 MK,和标准耀斑图像相似,可以用重联区慢模激波的加热作用来解释。但是也有例外,例如发生在2012年7月19日的M7.7级耀斑,在圆形耀斑环上方的尖状区域中,从尖点向下温度反而升高,可能还存在其它的加热机制。耀斑期间DEM随温度分布呈明显的双峰结构:低温分量峰值在logT ≈ 6.2处,主要来自耀斑前后的背景日冕等离子体;高温分量峰值在logT ≈ 7.0处,来自耀斑等离子体。基于这样的性质,在传统意义上以所有DEM(φT))为权重的平均温度Tw,的基础上,我们引入只考虑高温DEM分量(T≥4MK,logT6.6)的校正温度Th=fr≥4MKφ(T)×T dT/JT≥4MRφ(T)dT。相比Tw,Th能更准确的反映高温耀斑等离子体的温度,很大程度上避免了因积分背景等离子体引起的低估,尤其是当低温的背景日冕发射量占主导时。2.磁场重联的直接观测尽管磁场重联贯穿耀斑过程的始终,但直接观测仍然非常缺乏。我们利用最新仪器的高时空分辨率成像和多视角观测,发现一个耀斑中特殊的第二步重联,以及首次实现对滑动重联的立体观测。2013年5月13日的X2.8级耀斑包含两个阶段的能量释放:第一阶段表现为磁绳结构的爆发,与标准模型描述相似;第二阶段的能量释放更加剧烈,和一条大尺度冕环的重联密切相关。我们在SDO/AIA中观测到低温的水平重联入流和高温的垂直向上出流,速度分别为130 km/s和740km/s左右。同时,RHESSI探测到剧烈的能量释放,高能响应达到伽马射线范围;光谱拟合显示很硬(δ≈3)的能谱特征,整体随时间由软持续变硬;环顶硬X射线源的高度突然剧烈降低,在时间上和AIA304A中突然加速的入流一致,可能和日冕内爆图像相关。第二步特殊的重联进一步提高了重联率(MA ≈ 0.18),伴随非常有效的粒子加速和等离子加热,使耀斑的辐射(大于300keV)和温度(高约30MK)达到新高。2011年1月28日的M1.4级耀斑包含南北并排的两组耀斑环,剧烈的耀斑增亮位于南侧的环系统。除了 SDO/AIA的边缘观测,STEREO-A星还提供了耀斑正上方的俯瞰。在EUVI 195 A中,两组耀斑后环逐渐自西向东运动。通过分析活动区的磁场性质以及计算磁场挤压因子Q,发现在南北两组耀斑环系统之间,存在磁场准分界层(QSL)相交的双曲磁通量管(HFT)结构;通过重构耀斑环的三维形态,发现耀斑环的足点正是沿着HFT在日面上的足迹滑动。这些观测和分析表明,耀斑后环在HFT的中心发生了滑动磁场重联。滑动重联可能间接引起了耀斑的极紫外后相,还进一步加剧北侧环系统中由热传导引起的半环不对称性。3.磁通量绳结构的起源耀斑中爆发的磁通量绳结构的起源、形成和向爆发结构的演化过程一直成迷,也是多年来引起激烈争论的问题。我们发现在2013年5月13日X2.8级耀斑中,电流片被撕裂成多个细小的等离子体团。它们继续运动和合并,在电流片顶端形成一个较大的等离子体团,即“种子”磁绳。这个结构形成之后继续上升,拉伸外侧的冕环,下方磁场重联不断进行,注入的磁通量导致磁绳继续膨胀和爆发;加速的磁绳反过来驱动更快的重联入流,形成正反馈机制,最终产生大尺度行星际CME。整个过程伴随着剧烈的硬X射线辐射。由此,我们在观测的基础上提出一个连接多尺度太阳活动的物理图像,从微观能量耗散尺度(即粒子动力学尺度,约104 cm)到宏观爆发结构(如爆发的磁绳和形成的行星际大尺度CME,约1011 cm)。而观测到的电流片中的等离子体团(尺寸数量级约108 cm),是连接它们的重要桥梁。4.爆发性耀斑和CME的耦合在2013年5月13日X2.8级耀斑长达四个小时的衰减相中,耀斑后环系统的高度持续增长,电流片区域不断有新出现的环结构(SADL)快速向下运动,下方耀斑后环不断收缩。这些特征都表明磁场重联仍然持续进行。另外,衰减相中还探测到了显著的硬X射线暴,响应能量高于100keV,表明此时仍有剧烈的能量释放。爆发产生了一个快速CME,它不仅在耀斑脉冲相中被剧烈加速,而且还经历了衰减相中的后期加速过程。CME的后期加速与耀斑衰减相中的能量释放密切相关,表明它们可能仍然紧密耦合。即耀斑衰减相中持续的磁场重联仍然对CME的加速产生重要作用,可能通过发生在电流片的重联为CME注入更多的磁通量而实现。由此,我们将耀斑和CME的正反馈及耦合关系延伸到衰减相。
【学位单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：博士
【学位年份】：2018
【中图分类】：P353
【部分图文】：

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年周期变化。更新至２０１８年３月。图片来源：ＮＡＳＡ。逡逑ＭＭ—逡逑图１．３第２４太阳活动周概览逡逑注：白色曲线为平滑后的太阳黑子数目，图片为Ｈｉｎｏｄｅ／ＸＲＴ每年年初对太阳的成像观测，逡逑２０１２至２０１４年的高亮度区域表示发射线很强的太阳活动区，此时太阳活动也较强。更逡逑新至２０１７年。图片来源：Ｈｉｎｏｄｅ。逡逑３逡逑

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逑化。在一个太阳周开始时，黑子群出现在纬度约３０度的区域，之后逐渐向赤道逡逑靠拢，形成了著名的太阳黑子“蝴蝶图”，如图１．２。另外每经历一个活动周期，逡逑太阳磁极性会发生反转，因此太阳磁场周期大约为２２年。逡逑１．２太阳大气逡逑１．２．１邋？分层结构逡逑太阳大气具有分层结构，主要由光球层、色球层和日冕组成，以及色球层和逡逑日冕之间非常薄的过渡区。从光球往外密度逐渐降低，温度反而增加，日冕高达逡逑百万度。图１．４为著名的宁静太阳大气温度分布。日冕加热问题也是太阳物理和逡逑天体物理中悬而未决长期争议的几大难题之一。逡逑３０逦｜邋ｎ￣￣１邋Ｉ邋｜逦１邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋｜逦Ｉ邋Ｉ邋｜邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ邋Ｉ￣逡逑Ｉ逦Ｍｇ邋ｉｉ邋ｋ邋ｌｉｎｅ逦１逡逑＾邋１邋＿逡逑ｏｎ邋＿逦Ｉ逦ＣｏｉｌＫＩｍｅ逦１逡逑ｒｔｐ邋Ｊ逦１邋＾逡逑Ｈａ邋（ｃｏｒｅ）逦Ｈａ（ｗｉｎｇ）逡逑＇邋逦邋－逡逑＊逦３ｍｍ逦１逡逑Ｔ逦？逦Ｉ邋ｍｍ逦＇逡逑Ｔ（ｌ0邋Ｋ）逦？逦６００Ｍｍ逦＊逡逑１０邋—逦＊３０（Ｗ逦一逡逑．逦＊１５０＾＊逦＿逡逑８邋－邋Ｌａ（ｃｅｒｔｅｒ）Ｖ逦Ｃ（邋１０９．８邋ｎｍ）逦５0—ｍ邋－逡逑－逦ｔ——］Ｓｉ（ｌ５２．４ｎｍ）逦－逡逑Ｌａ（ｐｅａｋ）邋、逦邋ｔ逦＼逡逑ｔ逦Ｊ逦逦逦Ｆｅ

【参考文献】