【摘要】：日冕物質(zhì)拋射(CME)是太陽(yáng)大氣中最劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象,也是災(zāi)害性空間天氣的主要驅(qū)動(dòng)源。其主要源區(qū)是太陽(yáng)活動(dòng)區(qū)(AR):超過(guò)60%CME產(chǎn)生自活動(dòng)區(qū)。但是活動(dòng)區(qū)的爆發(fā)能力也各不相同,有的活動(dòng)區(qū)難以產(chǎn)生CME,有的能夠在短時(shí)間內(nèi)產(chǎn)生很多CME。什么樣的活動(dòng)區(qū)能夠產(chǎn)生CME?為什么有的活動(dòng)區(qū)能夠頻繁的產(chǎn)生CME?我們的工作試圖回答這兩個(gè)問(wèn)題。針對(duì)第一個(gè)問(wèn)題,我們將一個(gè)頻繁產(chǎn)生耀斑但幾乎沒(méi)有CME爆發(fā)的活動(dòng)區(qū)NOAA 12192同其他4個(gè)活動(dòng)區(qū)進(jìn)行了比較,其中兩個(gè)活動(dòng)區(qū)生產(chǎn)了很多耀斑和CME,另外兩個(gè)活動(dòng)區(qū)幾乎沒(méi)有產(chǎn)生CME。通過(guò)對(duì)比SDO/HMI的光球矢量磁場(chǎng)參數(shù),我們發(fā)現(xiàn)三個(gè)能產(chǎn)生很多耀斑的活動(dòng)區(qū)相對(duì)另外兩個(gè)惰性活動(dòng)區(qū),有較大的磁通、電流和磁自由能,即它們的面積都比較大,都包含著強(qiáng)的電流系統(tǒng)以及磁自由能。因?yàn)槌渥愕拇抛杂赡苁球?qū)動(dòng)耀斑的必要條件,因此這個(gè)結(jié)論是可以理解的,也和以往的研究相一致。進(jìn)一步,我們發(fā)現(xiàn)將平均電流螺度,總的無(wú)符號(hào)電流螺度兩個(gè)參數(shù)組合起來(lái)可以區(qū)分它們的CME爆發(fā)能力。產(chǎn)生了較多CME的活動(dòng)區(qū)的平均電流螺度(|Hc|)較大,而只產(chǎn)生了很多耀斑的活動(dòng)區(qū)NOAA 12192以及另外兩個(gè)幾乎沒(méi)有爆發(fā)產(chǎn)生的活動(dòng)區(qū)NOAA 11157和11428的數(shù)值很小�？紤]無(wú)符號(hào)電流螺度(Hctotal),活動(dòng)區(qū)NOAA 12192的數(shù)值同NOAA 11158、11429兩個(gè)CME頻發(fā)的活動(dòng)區(qū)一樣大,也就意味著活動(dòng)區(qū)NOAA 12192中存在著手性相反、但對(duì)應(yīng)總量相當(dāng)?shù)碾娏髀荻�。此�?通過(guò)分析爆發(fā)前的電流螺度分布情況我們發(fā)現(xiàn):產(chǎn)生了很多CME的兩個(gè)活動(dòng)區(qū)的主爆發(fā)中性線兩側(cè)有強(qiáng)電流螺度集中,說(shuō)明這兩個(gè)活動(dòng)區(qū)中存在磁繩;通過(guò)計(jì)算外推日冕磁場(chǎng)中的衰減因數(shù)發(fā)現(xiàn):它們的日冕束縛場(chǎng)也衰減地較快,束縛較弱;與之對(duì)應(yīng)的,沒(méi)有爆發(fā)產(chǎn)生或者只產(chǎn)生耀斑的三個(gè)活動(dòng)區(qū)中沒(méi)有這種沿著中性線兩側(cè)集中分布的強(qiáng)電流螺度。研究結(jié)果表明,活動(dòng)區(qū)是否產(chǎn)生CME與兩個(gè)因素有關(guān):(1)在爆發(fā)的位置要有作為CME前身結(jié)構(gòu)的強(qiáng)剪切結(jié)構(gòu)或者磁繩存在;(2)活動(dòng)區(qū)上方的束縛較弱。針對(duì)第二個(gè)問(wèn)題,我們首先研究了產(chǎn)生自第23太陽(yáng)活動(dòng)周的28個(gè)超級(jí)活動(dòng)區(qū)的281個(gè)準(zhǔn)同源CME(產(chǎn)生自同一個(gè)活動(dòng)區(qū)的CME)的等待時(shí)間(CME及其之前的CME被日冕儀首次觀測(cè)到的時(shí)間間隔)分布。我們發(fā)現(xiàn)該等待時(shí)間分布由兩部分組成,兩個(gè)分量在18小時(shí)處被隔開(kāi)。第一部分是一個(gè)類高斯分布,其峰值在7小時(shí)左右,從統(tǒng)計(jì)的角度落在這個(gè)分量中的CME之間存在著物理關(guān)聯(lián)。峰值等待時(shí)間有可能是準(zhǔn)同源CME涉及的物理過(guò)程發(fā)展的時(shí)間尺度。我們?cè)跇颖局屑尤肓说?4太陽(yáng)活動(dòng)周的兩個(gè)超級(jí)活動(dòng)區(qū):NOAA 11158和11429,發(fā)現(xiàn)其等待時(shí)間依然呈現(xiàn)二分量分布,其中188個(gè)準(zhǔn)同源CME的等待時(shí)間小于18小時(shí),呈現(xiàn)類高斯分布,在7.5小時(shí)處達(dá)到峰值。我們進(jìn)一步精確定位了 142個(gè)等待時(shí)間小于18小時(shí)的準(zhǔn)同源CME的磁源區(qū):定義同一條中性線的同一位置為同一個(gè)磁源區(qū),而同一中性線的不同位置或者不同的中性線為不同磁源區(qū);對(duì)于一個(gè)CME,如果它和它之前的CME產(chǎn)生自同一個(gè)磁源區(qū),則該CME被定義為S型,產(chǎn)生自不同磁源區(qū)則被歸類為D型。最終得到90個(gè)(63%)S-型準(zhǔn)同源CME,和52個(gè)(37%)D型準(zhǔn)同源CME。我們進(jìn)一步在兩種準(zhǔn)同源CME中各選取了一個(gè)案例:S-型準(zhǔn)同源CME及其之前的CME都產(chǎn)生于四極場(chǎng)NOAA 11158的一個(gè)偶極系統(tǒng),D型準(zhǔn)同源事件中的兩個(gè)CME起源于ARNOAA 11429中兩個(gè)不同的磁通量系統(tǒng)。通過(guò)對(duì)兩個(gè)案例的詳細(xì)分析,包括對(duì)衰減指數(shù)n,擠壓因子Q以及螺繞數(shù)目Tw的研究,我們發(fā)現(xiàn):在S型準(zhǔn)同源CME中,其磁繩在爆發(fā)中經(jīng)歷了部分爆發(fā)過(guò)程:磁繩的一部分爆發(fā)為第一個(gè)CME,而另一部分存留下來(lái)并在稍后爆發(fā)形成第二個(gè)CME,這個(gè)過(guò)程可以看做自由能的多階段釋放過(guò)程;在整個(gè)爆發(fā)過(guò)程中,活動(dòng)區(qū)一直通過(guò)剪切和通量浮現(xiàn)補(bǔ)充磁自由能,即磁自由能的持續(xù)補(bǔ)充可能是一系列S-型CME爆發(fā)的主要原因。在D型CME的爆發(fā)中,一條中性線上的一個(gè)磁繩部分爆發(fā),形成了第一個(gè)CME,并影響了第二個(gè)CME的源區(qū),使得其上方的雙支磁繩的上支伴隨著第一個(gè)CME 一起爆發(fā)。由于該上支磁繩同下支磁繩的手性相反,本來(lái)對(duì)下支磁繩施加向下的束縛力,在其爆發(fā)之后,這種束縛力消失,允許下支磁繩膨脹、上升,并通過(guò)重聯(lián)獲得更強(qiáng)的螺繞性,最終作為第二個(gè)CME的內(nèi)核磁繩爆發(fā)出去,形成了第二個(gè)CME。這兩類CME可能涉及到了不同的物理過(guò)程:S-型CME和它之前的CME處在磁自由能的重復(fù)釋放過(guò)程中;D-型CME更可能是由其之前的CME擾動(dòng)所引起的。其等待時(shí)間的不同峰值可能是這兩類不同物理過(guò)程涉及到的特征時(shí)間。
[Abstract]:Coronal mass ejection (CME) is the most violent eruption phenomenon in the solar atmosphere and the main driving force of disastrous space weather. Its main source area is the solar active region (AR): more than 60% of CME is generated from the active region. But the explosive capacity of the active region is also different, some of the active regions are difficult to produce CME, and some can produce a lot of CME in a short time. E. What kind of active areas can produce CME? Why can some active areas produce CME frequently? Our work attempts to answer these two questions. To answer the first question, we compared NOAA 12192, an active area with frequent flares but few CME outbreaks, with four other active areas, two of which were produced. Many flares and CMEs, and few CMEs are produced in the other two active regions. By comparing the parameters of the photospherical vector magnetic field of SDO/HMI, we find that the three active regions which can produce many flares have larger flux, current and magnetic free energy than the other two inert active regions, i.e. they have larger area and contain a strong current system. Because sufficient magnetic free energy is a necessary condition for driving flares, this conclusion is understandable and consistent with previous studies. Further, we find that the CME bursting ability of the flares can be distinguished by combining the average current helicity and the total unsigned current helicity. The average current helicity (| Hc |) in the active region is large, but the values of NOAA 12192 and the other two active regions NOAA 11157 and 11428, which only produce many flares, are small. Considering the unsigned current helicity (Hctotal), the values of NOAA 12192 in the active region are the same as those of NOAA 11158, 11429 CME. In addition, by analyzing the current helicity distribution before the outbreak, we find that there is a concentration of strong current helicity on both sides of the main neutral line of the two active areas of CME, indicating that there is a magnetic rope in the two active areas. The decay factor of extrapolated coronal magnetic field shows that their coronal binding field also decays faster and weaker, and correspondingly, there is no such strong current helicity along both sides of the neutral line in the three active regions where there is no explosion or only flare. For the second problem, we first studied the waiting time of 281 quasi-homologous CMEs (CMEs from the same active region) from 28 superactive regions of the 23rd solar cycle. The first part is a Gaussian-like distribution with a peak value of about 7 hours. Statistically, there is a physical correlation between the CMEs falling in this component. The peak waiting time may be a time scale for the development of physical processes involved in quasi-homologous CMEs. We add two super-active regions of solar cycle 24: NOAA 11158 and 11429 to the sample and find that the waiting time still presents a two-component distribution. Among them, 188 quasi-homologous CMEs have a waiting time of less than 18 hours, showing a Gaussian-like score. We further pinpointed 142 quasi-homologous CMEs with waiting times of less than 18 hours: defined the same position of the same neutral line as the same magnetic source area, and different positions or neutrals of the same neutral line as different magnetic source areas; for a CME, if it is before it Finally, 90 (63%) S-type quasi-homologous CMEs and 52 (37%) D-type quasi-homologous CMEs were obtained. We further selected one case in each of the two quasi-homologous CMEs: the S-type quasi-homologous CME and its predecessor CME were all produced in the quadrupole field NOAA. A dipole system in 11158, two CMEs in the D-type quasi-homologous event originate from two different magnetic flux systems in ARNOAA 11429. Through detailed analysis of two cases, including attenuation exponent n, extrusion factor Q and the number of coils Tw, we find that in the S-type quasi-homologous CME, the magnetic rope undergoes a partial explosion. PROCESS: One part of the magnetic rope explodes into the first CME, while the other part remains and then explodes to form the second CME. This process can be regarded as a multi-stage release process of free energy. The main cause of a series of S-type CME bursts. In the D-type CME bursts, a magnetic rope on a neutral line partially explodes, forming the first CME and affecting the source region of the second CME, causing the upper branch of the two magnetic ropes above to erupt with the first CME. Since the upper branch of the magnetic rope is chirally opposite to the lower branch, it is originally paired down. The downward binding force exerted by the supporting magnetic rope disappears after its explosion, allowing the lower magnetic rope to expand, rise, and obtain greater spiral coiling through reconnection. Finally, the core magnetic rope of the second CME explodes, forming a second CME. These two types of CMEs may involve different physical processes: the S-type CME and the CME before it. In the process of repeated release of magnetic free energy, the D-type CME is more likely to be caused by the CME perturbation before it. The different peak values of the waiting time may be the characteristic time involved in the two different physical processes.
【學(xué)位授予單位】：中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)
【學(xué)位級(jí)別】：博士
【學(xué)位授予年份】：2017
【分類號(hào)】：P182.62

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本文編號(hào)：2205394