邱柏翰 李 川

(南京大學仙林校區(qū)天文與空間科學學院南京210046)

對一個太陽風暴及其行星際和地磁效應的研究?

邱柏翰 李 川?

(南京大學仙林校區(qū)天文與空間科學學院南京210046)

對一個爆發(fā)于2014年1月7日的太陽風暴進行了研究,通過對太陽活動的多波段遙感觀測—來自于太陽動力學天文臺(Solar Dynamics Observatory,SDO)以及太陽和日球天文臺(Solar and Heliospheric Observatory,SOHO),分析了耀斑和日冕物質(zhì)拋射(coronal mass ejection,CME)的爆發(fā)過程.通過地球同步軌道環(huán)境業(yè)務衛(wèi)星(Geostationary Operational Environmental Satellites,GOES)對高能質(zhì)子以及日地L1點的元素高級成分探測器(Advanced Composition Explorer,ACE)對當?shù)氐入x子體環(huán)境的就位觀測,分析了伴隨太陽風暴的太陽高能粒子(solar energetic particle,SEP)事件和行星際CME(ICME)及其驅(qū)動的激波.通過地面磁場數(shù)據(jù)分析了該太陽風暴對地磁場的影響.研究結(jié)果表明:(1)耀斑脈沖相的開始時刻和CME在日面上的拋射在時序上一致.(2)高能質(zhì)子主要源于CME驅(qū)動的激波加速,并非源于耀斑磁重聯(lián)過程.質(zhì)子的釋放發(fā)生在CME傳播到7.7個太陽半徑的高度的時刻.(3)穿過近地空間的行星際激波鞘層的厚度和ICME本身的厚度分別為0.22 au和0.26 au.(4)行星際激波和ICME引起了多次地磁亞暴和極光,但沒有產(chǎn)生明顯的地磁暴.原因在于ICME沒有包含一個規(guī)則的磁云結(jié)構(gòu)或明顯的南向磁場分量.

日地關系,太陽:耀斑,太陽:日冕物質(zhì)拋射

1 引言

一個典型的空間天氣過程是由太陽活動開始,通過耀斑爆發(fā)和日冕物質(zhì)拋射等形式向外傳遞能量和物質(zhì)(比如全波段的電磁輻射、高能粒子、磁化等離子云等),這些電磁輻射、高能粒子和等離子體物質(zhì)在行星際空間傳播并且和行星際介質(zhì)、地磁場相互作用,進而影響到整個日地之間的空間環(huán)境[1?2],這樣一個劇烈的空間天氣過程被稱為太陽風暴.太陽風暴是絕大多數(shù)空間天氣的驅(qū)動源,而由此產(chǎn)生的空間天氣變化會影響到依賴于高空環(huán)境和在其中運行的空間飛行器所進行的活動(比如導航、通訊、深空探測等),也會對宇航員和高空飛行員的身體健康產(chǎn)生危害.由空間天氣導致的地磁場擾動還能影響到地面上的長距離電力和油氣輸運,嚴重的太陽風暴甚至能夠影響到在大氣層之下、遠離深空的普通人類正常的生產(chǎn)生活甚至生理健康.

太陽風暴中的耀斑和CME是最為顯著的爆發(fā)現(xiàn)象,二者的物理聯(lián)系從耀斑觸發(fā)說到CME觸發(fā)說討論了很久[3?5].Zhang等人利用SOHO/LASCO/EIT的觀測對CME從開始、加速、傳播的整個過程進行了運動學分析[4],并與耀斑的X射線流量做比較,發(fā)現(xiàn)CME的初始緩慢抬升過程對應了耀斑的脈沖相之前的緩變上升相,CME的迅速加速過程對應了耀斑的脈沖相,耀斑脈沖相結(jié)束后CME的加速過程也停止了.他們的結(jié)論是二者不是簡單的誰觸發(fā)誰的問題,而應該是緊密聯(lián)系在一起的,都是日冕磁場能量釋放過程的表現(xiàn).

耀斑磁重聯(lián)區(qū)和CME驅(qū)動的激波是太陽高能粒子(SEPs)的主要加速源.目前認為小的脈沖型SEP事件來源于耀斑活動,而大的緩變型事件主要是CME驅(qū)動的激波所加速.但二者的區(qū)別并不明顯,尤其在一些大型事件中,既包含脈沖型的成分也包含緩變型的成分.因此,SEPs的加速源區(qū)問題仍是一個待解決的熱點問題[6?8].

當CME傳播到行星際空間時,其本身和由其驅(qū)動的激波可以引起近地空間環(huán)境的擾動(除此之外,冕洞和共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)也對空間環(huán)境有重要影響[9]).尤其當它們與地磁場相互作用,可以產(chǎn)生一系列地磁效應,如極光、地磁亞暴、地磁暴等[10].然而激波和ICME對地磁活動影響的重要性孰大孰小,以及什么樣的激波和ICME參數(shù)更有利于產(chǎn)生地磁亞暴或地磁暴,這些問題還有待于進一步認證.

本文分析了一個爆發(fā)于2014年1月7日的太陽風暴.從其太陽表面的產(chǎn)生、在行星際空間的傳播以及對地磁場的影響整個過程做了分析,以期能夠?qū)EPs的加速源區(qū)、ICME和激波對地磁場影響的重要性等問題做出認證.

2 數(shù)據(jù)來源

文中對太陽活動的多波段遙感觀測來自于太陽動力學天文臺以及太陽和日球天文臺.其中SDO上的Atmospheric Imaging Assembly(AIA)提供了耀斑爆發(fā)的遠紫外成像觀測,SOHO上的Large Angle and Spectrometric Coronagraph(LASCO)日冕儀提供了CME的白光成像觀測.

對太陽質(zhì)子事件的探測來自于地球同步軌道環(huán)境業(yè)務衛(wèi)星(GOES).在地球同步軌道的高度,地磁場對能量高于10 MeV的太陽質(zhì)子影響較小.此外,GOES衛(wèi)星也提供了耀斑爆發(fā)的軟X射線流量的數(shù)據(jù).

對ICME和行星際激波的認證來自于日地L1點的元素高級成分探測器對等離子體環(huán)境的測量.地磁場的測量數(shù)據(jù)來自于全球地磁場數(shù)據(jù)中心(World Data Center for Geomagnetism,http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/index.html).

3 耀斑和CME

2014年1月7日位于日面S12W08的太陽活動區(qū)11943在18:06UT—19:12UT爆發(fā)了一個X1.2級的耀斑.圖1顯示了SDO/AIA在18:30UT左右耀斑峰值過后的4個波段的觀測(分別為1 700?A、304?A、171?A和94?A),其中1 700?A為光球的連續(xù)譜輻射,可以看出明顯的增亮,在一定程度上反映了該耀斑是白光耀斑[11].304?A和171?A為色球和過渡區(qū)的中高溫輻射,反映了耀斑過程中非熱粒子撞擊和加熱低層大氣的過程(尤其是304 ?A).而94?A是耀斑活動區(qū)的高溫譜線(特征溫度為6.3×106K),可以明顯看出一個耀斑后環(huán)的結(jié)構(gòu).多波段的觀測表明該耀斑是一個典型的雙帶耀斑,其爆發(fā)過程在各個溫度和太陽的各個層次均有顯著表現(xiàn).

圖1 來自SDO/AIA 4個波段(1 700?A、304?A、171?A和94?A)的耀斑觀測Fig.1 The solar fl are observations by SDO/AIA at the wavelengths of 1700?A,304?A,171?A,and 94?A

圖2顯示了GOES 15衛(wèi)星觀測的耀斑軟X射線在上升階段的流量曲線.可以看出:在脈沖爆發(fā)之前,軟X射線具有一些小幅度的流量波動.從18:01UT(圖中T1表示)開始有緩慢增幅但是不足以證明是耀斑爆發(fā),更有可能是耀斑爆發(fā)前的預加熱相.在18:06UT (圖中T2表示)兩個波段的軟X射線流量強度都開始激增,流量增長曲線斜率在這個時刻開始突變,可以認為這個時刻應該是這次耀斑脈沖相開始的時刻.這也是與以往判別耀斑開始時刻的方法所不同之處.之前判斷耀斑開始時刻,往往以GOES觀測到的軟X射線流量高于背景10%作為標準.這種判斷適合于大樣本的工作,但涉及到每一個不同的耀斑,該標準顯得過于簡單.因為有許多耀斑在脈沖相開始之前都有一個初相(預加熱相),該初相可能持續(xù)幾十分鐘,在此時間內(nèi)流量可能已經(jīng)超過背景的10%,由此來判斷耀斑的脈沖開始時刻并不準確.以斜率的突變作為標準,對脈沖相開始的判斷則比較可靠.以此事件為例,如以軟X射線流量高于背景10%為標準,則耀斑開始時刻為18:04UT,與斜率突變判斷的18:06UT有2 min的誤差.在18:23UT兩個波段的軟X射線流量均達到最大值,這是耀斑峰值時刻.

圖2 GOES 15衛(wèi)星觀測的耀斑軟X射線在兩個波段范圍(1～8?A和0.5～4?A)內(nèi)的流量曲線Fig.2 The temporal pro fi les of the soft X-ray emission in two ranges of waveband(1–8?A and 0.5–4?A) observed by GOES 15 on 2014 January 7

伴隨著此次耀斑,SOHO/LASCO也觀測到了一個暈狀CME.結(jié)合LASCO C2和C3的白光日冕儀觀測,我們計算了CME的速度和在日面上拋射的開始時間.假設CME為一球狀結(jié)構(gòu),且該CME的源區(qū)接近日面中心,根據(jù)觀測到的時間-高度關系(參見圖3),我們可以得到該CME的速度約為2 100 km/s,其在日面上的釋放時間為18:09UT.考慮到CME在最初階段應有一個加速過程,因此在日面上的釋放時間要比18:09UT早一些. STEREO/COR2的數(shù)據(jù)顯示,它所觀測到CME速度為2 396 km/s,但是根據(jù)時間-高度圖,CME離開太陽的時間也是18:10UT.通過分析,我們認為該CME在日面上的釋放時間與耀斑脈沖相的開始時間是基本吻合的.該結(jié)論從時序上暗示了耀斑和CME是同一個物理過程(日冕磁場能量釋放)的不同表現(xiàn)形式[3?5].

4 太陽質(zhì)子事件

此次太陽風暴在行星際空間產(chǎn)生了大量的高能粒子.圖4顯示了耀斑爆發(fā)后兩天內(nèi)GOES 15衛(wèi)星觀測到的軟X射線和高能質(zhì)子流量.我們選取了6個能段(6.5、11.6、30.6、63.1、165和433 MeV)的粒子微分流量.圖中T3表示耀斑的峰值時刻,T4表示行星際激波到達近地空間的時刻.可以看出太陽風暴開始時,各個能段的質(zhì)子流量都快速上升,之后高能段質(zhì)子流量緩慢下降.但是低能段質(zhì)子流量維持在較高的水平,直到行星際激波到達地球附近.此時,在6.5 MeV和11.6 MeV兩個能段質(zhì)子流量都有一個脈沖式上升.這說明行星際激波對于低能質(zhì)子仍有較強的加速作用,但無法將質(zhì)子加速到更高能段[12].

圖3 SOHO/LASCO C2和C3觀測到的CME的時間高度圖Fig.3 The height versus time diagram of the CME observed by SOHO/LASCO C2 and C3

圖4 GOES 15衛(wèi)星觀測到的兩個波段的軟X射線流量和6個能段的質(zhì)子流量Fig.4 The temporal pro fi les of the soft X-ray emission at two wavelengths and the proton fl uxes at six energy bands observed by GOES 15

利用與圖2中判斷耀斑開始時刻相同的方法,我們利用最高能段(433 MeV)的質(zhì)子流量來判斷質(zhì)子在衛(wèi)星位置的開始時刻(因為高能段的質(zhì)子到達地球所需時間比低能段質(zhì)子要少),從而計算質(zhì)子在太陽上的釋放時間.通過對原始數(shù)據(jù)做高斯平滑處理以及對曲線斜率的計算(方法與之前判斷軟X射線爆發(fā)相同),我們得到了質(zhì)子在衛(wèi)星位置的開始時刻為18:58UT.根據(jù)相對論情況下質(zhì)子的動能表達式Ek=m0c2(γ?1),其中γ為洛倫茲因子,可以得到能量為433 MeV的質(zhì)子速度為0.72c.假設質(zhì)子沿著行星際的磁力線做無散射傳播,根據(jù)Parker太陽風模型[13],在太陽風速度為380 km/s的情況下(ACE衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)),行星際磁力線的長度計算為1.18 au.可以得到質(zhì)子在行星際空間的傳播時間約為13.7 min,因此質(zhì)子在太陽上的釋放時間約為18:58UT提前13.7 min,即18:44UT.

比較耀斑在太陽上的開始時間18:06UT提前8.3 min即17:58UT,以及耀斑的峰值時間為18:23UT提前8.3 min即18:12UT,可以發(fā)現(xiàn)質(zhì)子在太陽上的釋放時間遠遠落后于耀斑的開始和峰值時間.因此,高能質(zhì)子的加速并非來自于耀斑的爆發(fā),而很有可能來自于CME驅(qū)動的激波在高層日冕中的加速.根據(jù)圖3中CME的時間-高度圖,我們可以計算出質(zhì)子在太陽上釋放的時刻對應了CME傳播到7.7個太陽半徑的高度時.這與Li等人的結(jié)果比較吻合[14].最早Kahler曾分析了GLE(ground level enhancement)事件中高能質(zhì)子(高于470 MeV)的流量曲線,并將其與CME的傳播高度進行了比較,發(fā)現(xiàn)質(zhì)子的峰值流量發(fā)生在CME傳播到5到15個太陽半徑的距離[15].最近Gopalswamy等人利用最新的觀測數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)GLE事件開始時刻對應了CME傳播到平均約3.09個太陽半徑時[16].而對于一般的非GLE事件的太陽質(zhì)子事件,我們發(fā)現(xiàn)質(zhì)子流量(高于10 MeV)的上升時刻則比較晚,對應了CME傳播到約7.9個太陽半徑[14].至于為什么激波加速在此范圍內(nèi)比較有效,目前沒有明確的答案,這很可能與太陽大氣背景參數(shù)、日冕磁場和密度模型、激波的速度和結(jié)構(gòu)等相關.

5 行星際環(huán)境和地磁場擾動

在太陽風暴爆發(fā)后的50 h,CME及其驅(qū)動的激波到達了近地空間.它們對行星際等離子環(huán)境的擾動首先被日地L1點的ACE衛(wèi)星觀測到,緊隨其后的地磁場擾動也被地面磁場的探測記錄到.圖5從上到下分別顯示了在GSE(Geocentric Solar Ecliptic)坐標系下行星際磁場強度及其3個分量的強度、太陽風速、質(zhì)子溫度、極光電集流(aurora electrojet,AE)指數(shù)和地磁暴指數(shù)(symmetric horizontal component,SYM-H).

由圖5可以看到,CME驅(qū)動的激波波前在2014年1月9日19:46UT到達L1點,之后ACE觀測到的行星際磁場強烈擾動并明顯增強,等離子體速度(太陽風速)也有明顯增加,由于激波的加熱質(zhì)子溫度也明顯上升.在1月10日17:12UT,激波鞘層通過衛(wèi)星,行星際磁場、等離子體速度和溫度都有明顯突變,這時候ICME本身到達衛(wèi)星.判斷ICME到達的另外一個判據(jù)是比較等離子體實際溫度和期望值[17?18],等離子體溫度的期望值可以表示為Texp=2×(0.031υ?5.1)2,其中v為太陽風速度.由此,我們判斷在1月10日17:12UT到22:56UT期間,是ICME本身通過衛(wèi)星的時間.

根據(jù)CME在日面上的拋射時間(1月7日18:09UT),以及行星際激波和ICME到達L1點的時間,可以估算出行星際激波以及ICME本身在日地空間傳播的平均速度分別為833 km/s和683 km/s.然后可以計算出行星際激波鞘層的厚度為0.22 au,ICME本身的厚度為0.26 au.Zhang等人曾經(jīng)對1996到2005年之間引起強地磁暴的行星際激波和ICME做過統(tǒng)計研究[19],發(fā)現(xiàn)激波鞘層和ICME的平均厚度分別為0.13 au和0.37 au.

圖5 行星際等離子體環(huán)境參數(shù)及地磁指數(shù)的變化.紅色垂直線表示行星際激波到達日地L1點的時刻,紅色虛線表示地磁擾動開始的時刻,兩條綠色豎線表示CME通過近地空間的時刻.Fig.5 The temporal pro fi les of the interplanetary ambient plasma parameters and geomagnetic index. The red vertical line indicates the time of the interplanetary shock arriving atL1,the red dashed line indicates the commencement of geomagnetic disturbance,and the two green vertical lines indicate the passing through times of the CME,respectively.

通過AE指數(shù)和SYM-H指數(shù)的變化,我們可以分析行星際激波和ICME對地磁場的擾動.當激波到達地球的時候(1月9日20:09UT),對向陽面地磁場會有明顯的擠壓,首先表現(xiàn)出來的就是地面磁場水平分量的脈沖型增強,因此SYM-H指數(shù)明顯上升.該擾動也會引起地磁尾的磁重聯(lián),從而引起地磁亞暴和極光,因此AE指數(shù)明顯上升. AE和SYM-H指數(shù)在20:16UT均達到最大值.

當ICME本身通過地球磁層時,其與地磁場的相互作用會進一步產(chǎn)生地磁亞暴,因此可以看到AE指數(shù)在1月10日14:20UT顯著增強.當然我們也不能排除其他引起該地磁亞暴的可能性,如行星際共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)或其他太陽風暴.由于ICME相對于激波間斷面對向陽面地磁場的壓力較弱,因此ICME到達地球時,僅引起SYM-H指數(shù)的緩慢上升.需要注意的是該ICME本身并沒有引起顯著的地磁暴,因為SYM-H指數(shù)沒有明顯的降低而是在0附近擾動.原因在于該ICME并沒有一個明顯的磁云或磁通量繩的結(jié)構(gòu),這是因為磁場3個分量的變化都在0附近擾動,沒有規(guī)律性的變化.其次,ICME中Bz分量沒有明顯的南向,不能與向陽面的地磁場發(fā)生磁重聯(lián),引起地磁暴.

6 總結(jié)

我們對一個爆發(fā)于2014年1月7日的太陽風暴進行了研究,分析了耀斑和CME的爆發(fā)過程以及伴隨該爆發(fā)的SEP事件,并且分析了2 d后行星際激波和ICME到達近地空間,對行星際等離子體環(huán)境的擾動以及對地磁場產(chǎn)生的影響,這對于理解太陽風暴引起空間天氣的物理過程有參考意義.我們的研究結(jié)果表明:

(1)通過對耀斑軟X射線上升階段的分析,判斷耀斑脈沖相的開始時刻為1月7日18: 06UT.通過對CME的時間-高度分析,判斷CME在日面上的拋射時間為18:09UT.考慮到誤差,耀斑和CME在時序上是一致的,在一定程度上表明二者是同一個物理過程(磁場能量釋放)的不同表現(xiàn)形式.

(2)計算得到的高能質(zhì)子在太陽上的釋放時間為18:44UT,比耀斑的開始時間和峰值時間都要晚,因此高能質(zhì)子的加速并非來自于耀斑的磁重聯(lián)過程,而是來自于CME驅(qū)動的激波.高能質(zhì)子的釋放時間與CME傳播到7.7個太陽半徑的時刻吻合.

(3)判斷出了行星際激波和ICME到達和通過近地空間的時間,并計算得到了行星際激波和ICME通過近地空間的徑向厚度分別為0.22 au和0.26 au.

(4)該太陽風暴引起了一系列地磁亞暴和極光,但沒有產(chǎn)生明顯的地磁暴.原因在于ICME本身并非一個規(guī)則的磁云或磁通量繩結(jié)構(gòu),同時也不包含明顯的南向磁場分量.

致謝文中所用數(shù)據(jù)來自于SDO、SOHO、GOES和ACE衛(wèi)星以及World Data Center for Geomagnetism,一并感謝.

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The Study of a Solar Storm and Its Interplanetary and Geomagnetic E ff ects

QIU Bai-han LI Chuan
(School of Astronomy and Space Science,Nanjing University Xianlin Campus,Nanjing 210046)

We present a detailed study of a solar storm occurred on 2014 January 7. By using the remote-sensing solar observations from the Solar Dynamics Observatory (SDO)and the Solar and Heliospheric Observatory(SOHO),the eruptions of the solar fl are and the coronal mass ejection(CME)are investigated.Based on the particle measurement from the Geostationary Operational Environmental Satellites(GOES) and the in-situ plasma measurement from the Advanced Composition Explorer(ACE), the solar energetic particle(SEP)event,the interplanetary CME(ICME),and its driven shock are analyzed.The in fl uence of the solar storm on the geomagnetic fi elds is also analyzed.The results show that:(1)The impulsive eruption of the solar fl are and the lift of the CME are temporally in accordance with each other.(2)The solar protons are mainly accelerated by the CME-driven shock when the CME travels to 7.7 solar radius,rather than by the magnetic reconnection in the fl are.(3)The widths of the interplanetary shock sheath and the ICME itself are derived to be 0.22 AU and 0.26 AU,respectively.(4)The interplanetary shock and the ICME give rise to substorms and aurora,whereas no obvious geomagnetic storm is detected.The reason is that the ICME does not include a structure of the magnetic cloud(MC)or southward magnetic fi elds.

solar-terrestrial relations,sun: fl ares,sun:coronal mass ejections(CMEs)

P182;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.01.006

2014-06-23收到原稿,2014-08-19收到修改稿

?國家自然科學基金項目(11303017)、江蘇省自然科學基金項目(BK2012299)和973項目(2014CB744203)資助

?lic@nju.edu.cn