主要研究内容、科学结论与意义

冕流

冕流结构的形态学研究

在冕流磁拓扑的观测研究中, 白光(特别是pB亮度)与紫外波段的成像观测提供了重要线索. 然而, 由于缺乏日冕磁场的有效测量手段, 文献中对盔状位形背后的冕流磁拓扑, 如其开闭属性、偶极或多极特性等一直存在着不同的认识. 基于Alfven湍流的日冕和太阳风模型计算表明, 使用闭场或全开放场位形均可得到形态类似的pB图像中的盔状位形. 因此, 直接使用pB观测难以准确推断冕流的开闭属性. 在紫外谱线观测方面, 以往研究利用OVI紫外发射线得到的氧离子流速跨冕流边界的纬向变化则支持冕盔整体上是闭合区域这一论断; 而基于考虑重离子(氧离子或alpha粒子)成份的多元磁流体模型的研究发现, 紫外成像观测到的宁静冕流分叉形态, 可以用闭场位形下的重离子运动和分布来理解; 冕流分叉形态并非在冕流形成时出现, 而是需大约几天的形成时间. 有关冕流磁拓扑和紫外冕流形态的物理本质仍需进一步研究来加以澄清. (Li et al., 2006, JGR; Li et al., 2012, RAA)

冕流区低速太阳风的加速过程

观测表明冕流与低速太阳风起源密切相关, 冕流区的磁场位形对太阳风性质有深刻影响. 冕流附近太阳风流管具有特殊膨胀特性且明显弯曲; 前者对太阳风的影响已被广泛研究, 但对于弯曲度还少有模型考虑. 计算发现磁流管弯曲度(曲率)对低速太阳风加速过程具可观影响: 曲率越大、流速越低; 应用包含alpha粒子的多流体模型的拓展性研究还发现, 质子与alpha粒子间的流速差对于力线形状的依赖非常显著. 该工作为太阳风速常规预报模型中常用的风速对流管足点偏离邻近冕洞角距离的经验依赖关系提供了物理解释, 为将来改进预报模型提供了理论依据. (Li et al., 2011 A&A;  Li et al., 2012, CSB)

冕团连发事件的物理机制和观测统计

冕团事件的重要意义是可以作为冕流区太阳风运动的示踪器, 可推断出太阳风速度的径向变化剖面. 本工作利用在同一事件中观测到的不同冕团在相同日心距离上的速度时变情况, 推断出冕流区低速风流度随时间变化较大, 说明实地探测发现的低速流速度的可变性很可能源于太阳附近区域. 这是首次在观测上给出低速流的近日速度变化特征. 针对冕团事件开展了MHD模拟工作, 发现冕流结构存在一MHD不稳定性过程, 该过程是磁力线约束与等离子体膨胀达到动态平衡的结果, 与冕流尖点处的磁场位形直接相关. 正是该不稳定性过程导致在冕尖区域不断向外有规律地溢出冕团结构, 从而提出了新的冕团及其连发事件的物理机制, 较好解释了冕团释放的准周期性观测特征. (Chen et al., 2009, ApJ; Song et al., 2009, Sol. Phys)

CME

CME过程的能量释放机制: 磁绳模型研究

CME过程中释放的能量主要来自于日冕磁场, 但并不清楚磁能是通过什么途径释放和转化为CME动能的. 本工作发展了考虑太阳风效应的CME磁绳数值模型, 指出日冕磁能可以有两种不同的释放方式, 一是通过磁绳系统的大尺度理想MHD不稳定性过程, 二是通过沿电流片发生的磁重联过程; 受力分析表明磁绳受到的最主要的喷发力来自于磁绳的轴向电流对其自身的自力作用, 这也是磁绳不稳定性过程将磁能转化为CME动能的最主要作用力; 在喷发过程中, 磁绳所受阻力主要来自于背景磁场和新生电流片电流对磁绳的拉力作用; 磁场重联通过烧蚀电流片电流而消弱甚至消除相应阻力, 导致额外的磁绳加速, 说明磁场重联所引起的CME加速机理, 与理想磁绳不稳定性过程类似, 也是通过洛仑兹力(主要是磁绳自力)做功的方式来实现的. 计算表明, 只考虑理想MHD过程时, 也能产生CME, 甚至是快速的CME; 在重联介入后, 可将更多磁能转化为CME动能; 定量计算发现两种释能过程引起的磁绳动能增加是可比的, 表明他们对CME动力学发展可能同等重要; 而通过改变背景场的强度可以获得速度数值连续变化的CME, 表明快慢CME很可能具有相同的加速机制; 计算还得到了与观测结果吻合的CME速度剖面的三阶段特征. (Chen et al., 2007, ASR; Chen et al., 2006 ApJ; 2007, ApJ)

CME-电流片磁岛结构观测研究与日冕磁场重联和电子加速机制

CME爆发过程中常在后方拉出电流片-射线状结构, CME尾团是沿此结构发生的磁重联的产物, 而冕团是由沿冕流-电流片上的磁重联形成的, 因此利用日冕仪观测到的冕团参数, 可反推日冕磁重联的性质. 本工作对比了统计出的CME尾团与冕团连发事件的运动学参数, 发现日冕中存在着物理性质迥然不同的两类磁重联过程, 在重联产物－磁岛的运动学特征、重联区磁场结构和磁场强弱以及重联触发机制等方面均有明显区别. (Song et al., 2012, Sol. Phys.)

认清太阳爆发中高能电子的产生机制并进行预报是空间天气科学研究和应用的重要课题. 理论工作表明, 磁场重联中的磁岛并合过程可以在短时间内将电子加速到很高的能量. 然而, 这一理论一直缺乏观测上的支持. 借助搭载于STEREO双子星上的日冕仪数据, 沿一CME尾随电流片-射线结构, 本工作首次在空间中观测到大尺度磁岛并合过程, 并找到可能由相应高能电子所激发的射电信号, 为重联磁岛的并合过程可有效加速电子的理论结果提供了观测依据, 对我们理解重联过程和太阳爆发中高能电子的产生机理具有重要意义. (Song et al., 2012, PRX)

CME-冕流相互作用

冕流波的发现与冕震学方法及应用

波动是任何等离子体系统对外界扰动的自然响应. 大尺度、呈片状向外延伸的冕流-等离子体片结构是否也能对临近CME的强烈扰动产生波状响应呢？本工作为这一问题提供了答案, 发现了CME冲撞冕流结构激发的、沿等离子体片向外传播的冕流波现象, 给出了迄今发现的最大尺度的日冕波动现象; 结合有关的太阳风速度和数密度方面的观测限制, 还发展了一种冕震学方法, 可利用波动特性诊断冕流等离子体片区域 3-10 Rs范围的阿尔芬速度和磁场强度变化剖面, 拓展了冕震学的研究范围. 这一发现还推动了磁场--剪切流位形下的MHD波动模式的理论研究工作. (Chen et al., 2010, ApJ; 2011, ApJ; Feng et al., 2011, Sol. Phys.; Li et al., 2013, ApJ)

相互作用的射电特征及在诊断射电源区性质方面的应用

目前, 对太阳II型射电暴的源区位置、驱动机制等基本问题尚存有较大争议. 本系列工作提出可以将II型暴动态谱上观测到的谱形特征与CME-激波和日冕结构的相互作用过程关联起来, 从而可协助判断激波射电源区的位置、尺寸和激波几何等重要性质. 为此, 我们研究了冕流高密度结构对II型射电暴动态谱的影响, 定义和解释了两种类型的II型射电特征, 即射电隆起与射电断谱. 观测分析表明, 这两类谱形分别对应于CME-激波射电辐射区从一侧穿越冕流和从冕流内部穿出两种不同情况. 相应射电源区的位置和激波几何可依据CME与冕流相互作用的图像数据大致推断, 从而为诊断II型射电暴辐射的源区和激波性质提供了新的思路. (Feng et al., ApJ, 2012, ApJ, 2013; Kong et al., 2012, ApJ)