2018研究生空间天气课件 太阳爆发.pptxVIP

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这在很大程度上是由于日冕中持续缺乏常规磁场测量所致。分析模型和数值模拟为我们缩小这一差距提供了有用的工具。这些方法通常采用理想化的初始形状和一组简化的MHD方程，但是两者都是对实际情况的强烈简化。

在过去的几十年里，理想化的分析模型和数值模拟被广泛地应用于测试和研究喷发机制，从而极大地提高了我们对太阳爆发是如何工作的理解。我们注意到，更复杂的MHD模拟也存在。这些模拟包括观测到的数据和更多的物理机制，它们的目标是尽可能真实地再现特定太阳喷发活动。;慢磁重联作用在剪切或扭曲的核心场下，导致这个场的缓慢上升。在这个缓慢的上升过程中，核心场相继脱离光球，在日冕中的高度越来越大，并且场从最初可能更像磁拱的结构依次转变为磁通绳。

一旦绳子被提升到足够大的高度，环的不稳定性就会出现，并开始迅速地加速绳子的上升。几乎同时，耀斑重新连接开始并支持快速加速。;在了解CME发生的物理基础以及太阳爆发的观测特征方面取得了重大进展。那么，我们在预测CME用于空间天气预报方面的能力如何？

有两个基本的目标和方法：

(1)预测CME的发生和时间

(2)预测离开太阳喷发的磁场形态及其到达地球的时间;;什么是S型结构？

在磁通绳拓扑中形成的准分界线层(QSL)附近的场线;Anexampleofthesigmoiddetectorresponse.BlackcontoursoutlinethesigmoidsinthisXraynegativeimage.;

鉴于S形日冕发射结极有可能产生CME，那么S形日冕发射结和CME之间需要多长时间？Green和Kliem(2014年)发现，在所研究的S形日冕发射结的小样本中，形成和喷发之间大约过了5至14小时。

Canfield等人(2007)利用SXT数据的研究中，发现了107个整体S形日冕发射结构的活动区域。这意味着1991至2001年期间Yohkoh/SXT数据中观察到的活跃区域中约有6%是S形日冕结构。

Sterling(2000)有一个稍微乐观的发现，指出“S形结构前兆存在于50%以上的CME中。”因此，虽然Sigmoid是一个有用的预兆，但并不是所有的活动区域都进化出S形结构。此外，S形结构可以保证磁通绳磁场的存在。

;衰变双极活动区

暗条的出现

向极性反转线的运动和光球磁场的消除

剪切弧---双J结构---连续形成S型结构

太阳喷发

;将活跃区域的形态和磁性质的物理知识应用于参数化太阳数据以量化耀斑/CME生产率。

对于基于活动区磁特性的参数化，可以进一步区分与观测到的光球场直接相关的参数(如磁通量、主极性反转线的长度和强度等)和从矢量光球数据重建日冕场分布后得到的参数(如总磁能、自由磁能等)。一般而言，在活跃区域尺度上整合的数量似乎比小尺度的局部变化更能决定即将到来的耀斑/CME活动;研究发现，磁扭与尺寸不相关，即它们是描述活动区域特征的独立量，但两者都与活动区的CME生产率有很强的相关性，说明总通量和总扭度的组合将是预测的最佳指标。

Falconer等人(2006)研究发现可以用两个用扭转参数α描述了有源区域的总扭转(净电流α和由线性无力场导出的最佳常数α)，该参数由磁通量除以的净电流决定。另一个参数描述活动区域大小(总磁通)。研究发现，磁扭与尺寸不相关，即它们是描述活动区域特征的独立量，但两者都与活动区的CME发生率有很强的相关性，说明总磁通量和总扭度的组合将是预测的最佳指标。

Leka和Barnes(2007年)研究了在1200多个磁图中观测到的496个活动区，发现除了总磁通量之外，活动区上集成的参数（垂直电流、显著的过剩能量和显著的电流螺旋度）与耀斑的产生有着很好的相。关性。

;为了直接比较现有耀斑预测算法的相对成功，2009年在科罗拉多州举办了一个跨机构的“ALL-clearworkshop”。研讨会将研究现有算法的人们聚集在一起，利用相同的数据集和相同的验证标准来评估。总共应用了11种不同的算法，但最后的结果是没有任何一种方法明显优于其他方法。这可能是因为在不同的预测方案中使用的不同参数之间存在着很强的相关性。但没有一种方法获得较大的技能分数，所有技能得分均为0.2，一个完美的预测将有1的技能分数。

;日冕中累积的磁螺旋度阀的数量一旦达到一个临界值就可能发生CME，

这能用来预测CME的发生吗？

尽管这一观点没有被接受或证明，但一些工作表明，磁螺度是太阳爆发的必要条件，但不是充分条件，而其他人则表明，磁螺度对于CME来说并不是必要的值得注意的是，CME起源于范围广泛的日冕磁结构，磁螺度值可能变化很大范围。因此，将不会有一个单一大小适合所有的磁螺度值来预测一