2-2022研究生空间天气课件 -太阳大气质量、动量和能量正被太阳风带走.pptVIP

CME的主要后果是大型SEP事件和地磁暴，两者都是恶劣空间天气的来源（例如，见Gopalswamy，2009）。与日冕物质抛射相比，同向旋转的相互作用区域也会导致更频繁但更不严重的地磁暴（见Borovsky和Denton，2006）。我们在这里不考虑它们。大型SEP事件中的粒子在CME驱动的冲击下加速，而地磁暴取决于CME的速度及其磁含量。这些空间天气事件中的每一个都会对地球的磁层、电离层、大气层甚至地面产生连锁反应。此外，SEP对宇航员构成辐射危害，并对近地空间和行星际空间的空间技术产生不利影响。必须注意的是，SEP在耀斑位置也会加速，当它们向太阳表面传播并与太阳表面相互作用时，会产生不同类型的电磁发射。然而，它们对空间观测到的SEP的贡献尚未完全了解，但与CME驱动的冲击相比，它们的贡献通常很小*太阳耀斑历史上是根据氢Balmerα(Hα)线的发射特征、软x射线和无线电辐射特征进行分类的。由于在太阳色球层中与耀斑相关的热加热响应在可接近的Hα光谱线中随处可见，耀斑在Hα线中心发射中的范围、亮度、冲动性和空间形态已经被描述了近80年。1964年国际天文联合会的一些标准化（1975年修订）影响了美国空军(USAF)太阳光学观测网络(SOON)和美国国家航空航天局(NASA)太阳粒子警报网络(SPAN)(Poppe和Jorden，2006年的报告；国家环境卫星、数据和信息服务，2017年)。软x射线太阳耀斑报告始于1968年的Solrad卫星，并从1975年的国家海洋和大气管理局(NOAA)地球静止运行环境卫星(GOES)舰队一直发射到现在。太阳耀斑分类的标准开始包括两个通带的发射特征：0.5-4和1-8A。现在在NOAA大气目录中，太阳耀斑的时间与后一个通带的发射突然增加联系在一起，在该通带观察到的峰值发射已经成为对耀斑大小进行分类的标准（表1）。“C”、“M”和“X”分类是最初定义的通量水平，为更敏感的探测器和现在确定的“B”和“A”类留下了空间，尽管这些类很少被合并用于预测。“X”分类器应该被“Y”和“Z”取代，但“X”的名称只是扩展到X9.9到X17，等等。(波普和Jorden，2006年)。从表1可以看出，一组关于太阳黑子(或活跃区域(AR))关于其耀斑生产力的历史通常使用“耀斑指数”来描述，该指数包括Abramenco(2005b)之后特定时间段内的峰值强度的总和：**太阳爆发的物理理解方面取得了重大进展。发表了许多论文，考虑了喷发前的自由能和螺旋性储存，导致系统向不稳定状态演变的过程，定义稳定/不稳定配置的标准，喷发的开始，喷发本身的动力学，以及对环境日冕中喷发影响的分析。尽管清楚地证明了活动区的磁性复杂性及其动力学、自由能和螺旋度含量是必不可少的参数，但出现了许多悬而未决的问题。所有这些都可以总结为一个事实，我们仍然不明白为什么根据上述基本特征非常相似的活动区域有时会产生喷发，有时不会。显然，仍然缺少一些关键参数，因此，这使得喷发预测仍然高度不可靠。*在喷发前几天/几周，CME所需的能量似乎是在日冕场中积累起来的，在能量储存和释放过程中。这种能量的注入是由通量的出现(这是非势的，Leka等人)驱动的。以及由于对流和微分旋转而产生的光球运动，这些运动都会引起日冕场的应力。在某些情况下，观测到太阳黑子自转(例如，Brown等人)。(2003年)和(或)相同极性磁片的旋转运动，其中一个关于另一个(James等人)。2017年)。非线性无力场(NLFFF)建模技术的发展为利用光球矢量磁图重建日冕磁场提供了方法。反过来，日冕场中能量的演化也可以从这些外射的构形中进行分析。Sun等人对NOAA磁复合活动区11158的分析。(2012年)在日冕场储存的能量持续5天，在此期间，该区域产生了多个耀斑和CME。研究发现，随着磁通量的出现，日冕场的自由磁能迅速增加，持续时间约为4小时。随后，在接下来的两天里，自由能逐渐注入到日冕结构中。能量主要集中在低高度(小于6mm)沿极性反转线，形成低暗条，并在那里发生后期喷发。外推日冕场结构表明，在X级耀斑发生前后，释放出约3.4×1031ergs的能量。吉布等人的NLFFF模型研究。(2014年)，Mackay等人。(2011)采用磁摩擦方法跟踪了两个短期小双极活动区的出现和脱粘相的演化过程。这些研究中的模拟日冕场捕捉到了这些区域产生的CME之前的能量积累。在磁通出现阶段和衰变阶段，当区域在其内部极性反转线处开始发生通量抵消时，自由能被建立起来(本节末尾描述和讨论了通量抵消)。****然而，尽管太阳爆发已经被广泛观察了很多年，但科学的积累和触发机制，以及驱动CME的机制仍然相当难以捉摸。*CME源区日冕和色球等离子体结构的演变有时可以提供即将爆发的迹象，如G