太阳爆发及太阳的活动规律

慢演化：日冕磁场足点的汇聚运动
• 日冕磁场足点相向运动，方向基本上在一 条直线上；
• 极性相反的磁场相遇，即发生磁重联或磁
对消，将磁能量、磁通量、磁螺度送入日
冕；
Schmieder et al. 2013
感谢张军提供
慢演化：日冕磁场足点旋转
• 日冕磁场光球Y足an 点et a的l. (2旋01转0);运Jian动g e主t al要. (2由012黑) 子 的旋转表现出来；
o 慢演化 快演化：触发过程，系统失去平衡；
• 快演化阶段，持续几十分钟到十余小时，系统处于动 力学演化过程中；
• 快演化阶段产生了太阳耀斑、爆发日珥、日冕物质抛 射（CME），以及相应的地球物理效应。
问题
• 太阳大气中的剧烈活动（爆发现象）的载 体是什么？能量从哪里来的？
• 一个完整的爆发现象包括几个过程？这些 过程有什么特点？
六、太阳物理研究及其意义
认识太阳系
太阳基本参数
• 在宇宙、甚至在银河系当中，太阳只是是 一颗中等质量和尺度的恒星，属于第二代 恒星，是一颗处于其中年时期的恒星，还 有约50亿年的寿命，周围没有伴星；
• 太阳的质量为 1.991×1030 公斤（大约是 33万个地球的质量），现在的成份为：超 过75％是氢，23％是氦，其它氧、碳、氖 、铁以及其它重元素含量加在一起不足2％
• 一次典型爆发释放的能量 相当于1亿颗亿吨TNT炸药 当量的氢弹爆炸释放的能 量！
典型爆发涉及到的尺度
• 在太阳附近 = 10 万公里 • 地球半径 = 6378 公里 • 太阳半径 = 69.6 万公里 • 日地距离 = 1.495 亿公里
• 一次典型爆发释放的能量 相当于1亿颗亿吨TNT炸药 当量的氢弹爆炸释放的能 量！
程导致的大尺度能量转换现象 • 将磁场能量转换成等离子体的热能和动能
、高能粒子的动能 • 后果：加热和加速
混合模型：磁拱足点剪切＋汇聚＋磁重联
(Amari et al. 2003)
爆破模型：中心磁拱剪切＋两个重联点
(Antiochos et al. 1999; MacNeice et al. 2004; Zhang et al. 2005)
1. 驱动爆发的能量的来源，如何储存（慢演化阶 段）；
2. 爆发过程的触发机制（系统如何失去平衡）； 3. 爆发过程的能量释放机制（快演化阶段）； 4. 爆发过程的可观测的后果（快演化阶段）。
Zuccarello et al. (2012)
慢演化：日冕磁场足点剪切运动
• 日冕磁场在光球当中的足点相向运动，但 方向不在一条直线上；
太阳的能量
• 如果太阳是一堆煤，它可以烧6000年;
• 1848年，德国梅耶尔：流星撞击假说;
• 1854年，德国亥姆霍兹: 太阳收缩假说。万 有引力使得星际物质向太阳中心坠落，减 少的引力势能变为热能释放出来
太阳能量来源：收缩假说
• 假设太阳起源于总质 量为Msun的无限辽阔 的星云，它收缩到现
• 而朝向地球的爆发对地球 的影响相当于在地球附近 爆炸一颗4百万吨TNT当量 的氢弹！还好，我们离太 阳不近，情况不是太糟！
典型爆发过程释放的能量
太阳上的剧烈活动对地球的影响
太阳爆发过程中的观测特征
• 太阳耀斑 • 爆发日珥 • 日冕物质抛射
爆发过程中产生的高能粒子
这些高能粒子对卫星、宇宙飞船、和宇航员都会有 致命威胁！
太阳磁场
• 发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都 与磁场有关；
• 爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中；
太阳磁场
• 发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都 与磁场有关；
• 爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中； • 爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场
结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单；
爆发的准备和发生过程
• 驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光 球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;
• 能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;
爆发的准备和发生过程
• 驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光 球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;
• 能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;
在的半径释放的引力 能为
•
GMsun2/Rsun2
≈ 4×1048 尔格
发生在太阳大气中的剧烈活动
发生在太阳大气中的剧烈活动
• 太阳耀斑：突然发亮 • 爆发日珥：低层日冕中磁结构和物质的抛射 • 日冕物质抛射：高层日冕中磁结构和物质的
抛射 • 三种现象是同一个能量释放过程的三个方面
的表现
典型爆发涉及到的尺度
MA ~ 0: magnetic reconnection is suppressed (Forbes & Priest 1996).
0 < MA < 1: magnetic reconnection occurs in the current sheet at a reasonable rate.
到一定的水平，系统就会崩溃，爆发就开始了。
磁场在太阳大气各个层次中的表现
• 由于光球中物质密度很大，磁场被局限在很小的 范围内，跟着等离子体一起运动；
磁场在太阳大气各个层次中的表现
• 由于光球中物质密度很大，磁场被局限在很小的 范围内，跟着等离子体一起运动；
• 在色球和日冕层当中，等离子体密度迅速下降， 磁场挣脱了束缚，向四面八方发散开来；
太阳磁场
• 发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都 与磁场有关；
• 爆发以前，能量储存在结构复杂的日冕磁场当中； • 爆发过程中，这些能量被释放出来，复杂的磁场
结构也被释放出来，剩下的结构就比较简单； • 磁场结构越复杂，储存和释放的能量也越多；
太阳磁场
• 发生在太阳大气当中的活动现象以及爆发过程都 与磁场有关；
中间过程
• 磁结构突然失去平衡 • 目前普遍认可的理论模型： 1.磁拱剪切(Shearing Arcade)模型 2.爆破(Break-Out)模型 3.灾变(Catastrophe)模型 • 差别存在于中间过程
八、目前普遍认可的太阳爆发理 论模型
磁拱剪切模型
（Mikic et al 1988；Mikic & Linker 1994; Linker etal. 2003; Reeves et al. 2010）
o 能量储存够了之后，系统就会变得不稳定，一个小扰 动就会让系统崩溃，爆发就开始了；
爆发的准备和发生过程
• 驱动爆发的能量首先储存在日冕当中，这个过程由光 球当中的电离气体（等离子体）的运动来驱动;
• 能量储存的过程一般需要十几个小时到几天时间;
o 能量储存够了之后，系统就会变得不稳定，一个小扰 动就会让系统崩溃，爆发就开始了；
Kubo et al. 2003
慢演化：新浮磁场与大尺度磁场重构
• 新浮磁场与磁螺度导致大尺度日冕磁场重 构（Roussev et al. 2012）；
• 快速CME带走的磁力线与新浮磁场中的不 一样；
• Sigmoid中的磁结构由两段J型通量绳构成； • 该结构制约着软X射线的辐射，这对研究灾
害性空间天气很重要。
3. The total magnetic energy that can be stored in the system.
灾变模型：系统失衡＋磁重联
(Lin & Forbes 2000; Forbes & Lin 2000; Lin 2002; Lin et al. 2003; 2004; 2006)
• 在太阳附近 = 10 万公里 • 地球半径 = 6378 公里 • 太阳半径 = 69.6 万公里 • 日地距离 = 1.495 亿公里
典型爆发涉及到的尺度
• 在太阳附近 = 10 万公里 • 地球半径 = 6378 公里 • 太阳半径 = 69.6 万公里 • 日地距离 = 1.495 亿公里
• 黑子旋转自然带动其中的磁场旋转，导致 日冕磁场扭绞和能量转换、传输、和储存 ；
• 黑子旋转方向与较差自转方向相反时，有 很高的M级以上的耀斑产生率，有时可以达 到100％（Ding et al. 1987; Yan et al. 2012） 。
慢演化：新浮磁结构和磁通量
• 光球或是对流区当中的磁场或是磁结构由 于浮力的作用，上浮到色球以至日冕；
快演化：暗条爆发、耀斑、CME
• 当日冕磁场的复杂程度或是其中的自由能超 过阈值后，系统达到临界状态，不稳定；
• 进一步演化，系统失去平衡，爆发开始； • 磁重联迅速将磁能转化为等离子体的热能（
耀斑）和动能（CME），以及高能粒子的动 能（SEP）； • 爆发过程中释放的总能量的分配方式，决定 了耀斑和CME的观测特征。
简单磁拱足点剪切运动，磁拱向 外膨胀以保持原有的平衡状态， 在理想状态下，无耗散，原先的 闭合磁结构变为完全开放结构。
当系统中存在耗 散机制时，磁重 联会在顶部会形 成闭合结构，系 统失去平衡，引 起爆发。关键过 程：磁力线重联。
磁力线重联
• 磁场耗散的形象描述，拓扑结构发生变化 • 发生在磁化等离子体当中 • 有限程度的耗散过程存在 • 由发生在磁化等离子体当中的中小尺度过
1. Force-free evolution. Magnetic reconnection occurs freely at the neutral point.
2. Ideal MHD evolution. Magnetic reconnection is forbidden to occur.
太阳上的剧烈活动对地球的影响
对宇航员的威胁需要认真对待
问题
• 发生在太阳大气中的剧烈活动有几种？有 几种表现形式？