日冕物質抛射:巨大的、攜帶磁力線的泡沫狀氣體-中文百科頻道

簡介

日冕物質抛射（CME）是從太陽的日冕層抛射出來的物質，通常可以使用日冕儀在白光下觀察到。抛射出來的物質主要是電子和質子組成的等離子（此外還有少量的重元素，例如氦、氧和鐵），加上伴随着的日冕磁場。

第一次探測到日冕物質抛射是R.Tousey(1973)在1971年12月14日第七次的太陽軌道觀測（SOS-7），最大的地磁擾動是在1859年第一次被理查德·克裡斯托弗·卡靈頓觀察到的耀斑，據推測是源于有記錄以來的一次日冕物質抛射引起的。那次耀斑所引發的磁暴被倫敦西郊國立植物園的地磁強度儀觀測和記錄。

當抛射物抵達地球時被稱為行星際日冕物質抛射，這可能會擾亂地球磁層，壓縮向日面和使背日面延伸成尾狀。當在背日面的磁層重連結時，它創造出數兆瓦特能量，從地球後方傾入上層大氣。此過程造成特别強的極光（常出現在北極的稱北極光，在南極則稱南極光）。日冕物質抛射事件伴随着耀斑，會破壞無線電的傳輸，造成能量耗損（斷電），并對人造衛星和電力傳輸線造成損害。

CME的質量、速度和加速情況　對CME質量的估計主要是假設CME包括10%氦和90%的完全電離的氫構成。然後通過判斷CME的體積和其中的電子數目來确定CME的質量。或者通過CME中熱等離子的輻射性質，通過不同波段的觀測特征來确定CME的質量。這兩種方法得到的結果基本相同。但白光觀測對應較高的區域，而射電和X射線等波段的觀測對應較低的區域。Gopalswamy和Kundu首次用射電方法測定了1986年2月16日的CME的電子密度。值得指出的是這兩種方法都需要利用視寬度的大小，但對于特别重要的暈狀CME來說，視寬度的測定并非很容易的事。從而給出的暈狀CME的質量估計會有較大誤差。實際上，根據St.Cyr等人的判據，隻有視寬度超過5度的日冕運動結構才被當作CME。

由觀測直接測量得到的CME的速度都是在天空背景上的投影速度。進而需要一定的假設才能求出他們的真實速度。并且，即使要測定CME的初始階段的速度也是不容易的。因為日冕儀的擋片遮住了日面附近區域。如果依靠EUV、射電等波段的觀測，又需要同時具有多個波段的資料才能追蹤某個CME的運動軌迹，但這種情況是很少的。因此實際上常采用某些位置的量，來進行内插和外推，來求得整個階段的量。顯然，這會帶來較大的誤差。事實上，在太陽附近的CME運動狀況，有加速也有減速或恒速。

暈狀CME的速度測定結果反常的大。Michanek等人得到的1996-2000年72的暈狀CME的平均速度為1080km/s，比通常的CME高出1倍。這可能是由于低速的暈狀CME未被觀測到。研究還表明，快的CME在日地空間的運動過程中将減速而慢的CME在日地空間中将加速。一般認為這是由太陽風對CME的影響造成的。

CME的多波段觀測結果不同衛星上的X射線觀測都表明，在一些CME（特别是暈狀CME）早期，在日面上可觀測到軟X射線亮度變暗的區域（dimming）。這經常出現在耀斑位置或者暗條爆發的位置附近。最顯著的X射線特征即S形結構(sigmoid)，而這種結構以後還将演化為尖角形拱狀結構（arcade-cusp）。理論上，由于輻射緻冷的時标大于X射線暗化事件的時标，所以這種暗化現象應該與磁力線打開時物質抛射相關。這也提供了X射線變暗的範圍和程度來估算CME的總質量。這種S結構也同時在H-alpha的觀測中得到。在EUV波段（極紫外），也有相應的暗區出現。并且最近的研究還發現CME和EUV波段觀測到的一種波動現象（稱為EIT波）有很好的相關性，幾乎為一一對應。關于這種波動現象，下面還将繼續讨論。

日冕物質抛射的伴生波動　日冕物質抛射将大量等離子體抛向日地空間，由于物質的缺乏而在太陽日冕中造成暗區(dimming)。在這種大規模的擾動作用下，日冕甚至太陽的更多層面都會産生擾動。這些擾動主要以波或類似現象為載體在太陽上傳輸質量和能量。在觀測上，我們可以通過這些現象來判斷CME的一些性質。這些現象在新聞媒體上也被稱為“太陽海嘯”等。這種說法不一定準确，但在某種程度上确實有和海嘯類似的現象。

能量

日冕物質抛射（CME）是太陽系内規模最大，程度最劇烈的能量釋放過程。一次爆發可釋放多達10^32爾格的能量和10^16克的太陽等離子體到行星際空間，并且伴随10keV-1GeV的高能粒子流。CME爆發時，抛出大量的等離子體和以及固結其中的磁場結構（磁通量）。而大量物質和巨大能量将在太陽大氣以及行星際空間産生激波，引發近地空間的地磁暴、電離層暴和極光等。

習慣上，人們通常把太陽現象分為甯靜太陽現象和活動太陽現象。而活動太陽現象中的爆發現象主要就是包括太陽耀斑、爆發日珥和日冕物質抛射（CME），其中又以日冕物質抛射最為劇烈。這些爆發現象的主要特征就是在極短時間内（幾十分鐘）釋放出極大的能量。

由于太陽離地球很近，因此這些能量的釋放就可能對地球産生嚴重的影響。已知的包括，對空間探測和宇航的影響，對衛星運行和通訊的影響，對依賴電離層的地基通訊的影響，以及電網和電力設施，甚至輸油管道的影響。它的影響可以說覆蓋了地球上人們生活中的各個層面。

物理特性

典型的日冕物質抛射結構可以分成三部分，包含一個低電子密度洞、嵌入在洞内高密度的核（主體，在日冕儀的影像中呈現明亮的區域）、和一個明亮的前沿。其結構明顯，但是許多的日冕物質抛射都欠缺其中一項元素，或甚至三項都沒有。

大多數的日冕物質抛射都來自活動區（黑子群與經常伴随的耀斑）。這些區域的磁場線是封閉的，磁場的力量大到足以抑制等離子活動；日冕物質抛射必需打開這些磁場線──至少也要局部的──才能逃逸至

太空。有時日冕物質抛射也會來自太陽甯靜的區域（雖然在許多情況下安靜的區域曾活躍過）。在太陽極小期，日冕物質抛射主要出現在太陽磁赤道的日冕環流帶中，在太陽極大期時則來自活動區，在緯度的分布上是較均勻。

日冕物質抛射的速度範圍從20公裡秒至2,700公裡秒，平均速度是489公裡秒（依據SOHO的LASCO在1996年至2003年測量）。以日冕儀的影像為基礎的平均質量為1.6×1015克。由于日冕儀的影像的測量本質是二維空間，因此這隻是質量下限。抛射的頻率與太陽周期有關：從太陽極小期的隔天一次到太陽極大期的每天5至6次。這些數值也是下限，因為在太陽背向地球那一側的日冕物質抛射是不可能被日冕儀探測到的。

日冕物質抛射的運動學顯示，日冕物質抛射在開始前期加速度的特征是緩慢的上升運動，随後的期間以很快的加速度脫離太陽，直到達到接近恒定的速度。有些像“氣球”（通常是速度最慢的）的日冕物質抛射缺乏這三個階段的演變，反而是在飛行的過程中緩慢和持續的加速。相同的是，日冕物質抛射都有明确的定義的加速階段，但通常都欠缺前加速度階段（或許未被觀測到）。

觀測研究

日冕物質抛射的主要觀測

包括利用各種各種波段的觀測儀器，對日冕物質抛射的各種物理參數進行的研究。主要有形态、質量、能量、速度發生頻率和角寬度等：

CME形态

CME具有不同的形态，如環狀、泡狀、暈狀等。其中暈狀CME(Halo-CME)一般認為是向地球方向運行CME，因此具有更為重要的地位。但由于投影效應等影響，對它的研究還十分模糊。環狀CME前鋒為明亮的環，随着時間的推移，環徑向外擴張，結構的腿部沒有或者隻有少量側向擴展；泡狀CME，其亮區為一個實體，有光滑的邊界，像一個充實的氣泡，結構徑向向外擴張；束流狀CME像一束向外噴發的射流。

射電觀測中的所謂射電II型爆發，一般認為和CME有很強的相關性。射電II型爆發一般認為是CME運動期間産生的激波對電子進行加速，然後這些電子引起波前附近等離子體振蕩産生的朗缪爾波。其特征即同時觀測到基頻和倍頻。但其實射電II型暴是和激波相聯系的。所以有的研究者認為這是和耀斑爆發時的爆震波相聯系，而不是CME運動時的激波。或者認為這激波雖然由CME産生，但具體位置還有不同。

理論模型

人們對日冕物質抛射的理論主要基于磁流體力學（MHD）。在建立模型的過程中，一個很自然的考慮，就是磁力線受擾動而打開，露出原本被束縛的物質，進而産生CME。但實際觀測中，CME本身包含大量的磁通量，而“依次打開的磁力線”這種物理圖像，不可能把大量磁通量完整的包含在CME中。并且，精确的數學研究表明，在理想磁流體模型中，Aly-Sturrock佯謬是最基本的限制。

Aly和Sturrock指出，對于具有相同邊界條件的無力場而言，完全開放場（即一段連接邊界，一段延伸至無窮遠）儲存的能量最多。這個佯謬（定理）限制了我們對CME的建模。根據解決（避開）這個佯謬的方式，Forbes[109]将CME模型分為4類，即：

○1爆發發生在無力場中，其中氣體壓力和重力在能量貯存和爆發觸發中起重要作用；

○2爆發發生在無力場中，但爆發過程為理想MHD過程；

○3爆發過程為非理想MHD過程，使用，比如磁重聯，作為爆發的觸發機制；

○4為混合模型，即爆發由理想MHD過程産生，但随後由非理想MHD過程（比如磁重聯）使爆發進行下去。

非無力場模型

在這類模型中，重力和等離子體壓力被作為繞開Aly-Sturrock佯謬的途徑。即如果無力場被剛性導體牆束縛在一個固定體積的空間内，并受到剛性牆的擠壓，它的能量可以無限增加。Low和Smith及Low認為，等離子體的重量可以像重物置于彈簧頂上一樣，使磁場（彈簧）可以貯存多于開放場的能量。Forbes曾估算過，重力将使磁能增加10%。

理想MHD模型

這類模型建立在理想MHD的基礎上，在磁位形的演化過程中，沒有耗散發生，磁重聯被禁止。因此，這類模型收到Aly-Sturrock佯謬的嚴格制約。但也有辦法避開，即假定爆發時隻有部分閉合場打開。但仍不清楚是否隻需要借助理想MHD平衡的喪失，就能從閉合場到達部分開放場。

理想-非理想混合模型

這類模型，使用MHD過程來理解模型中的無耗散過程，如電流片的形成和發展；再用非理想MHD過程來理解耗散過程，如磁重聯。這類模型大緻有剪切磁拱模型（shearedarcade）、爆破模型（break-out）和磁通量繩災變模型（catastrophe）。

磁通量繩災變模型

磁通量繩災變模型的基本磁場結構是一個包含有載流磁通量繩或管的無力場。它包含有不與邊界相聯的磁力線。這一模型的基本物理思想最初由VanTend和Kuperus提出：日珥或暗條用一根無限細的載流導線描述，當作用在載流暗條的磁壓力和磁張力相互平衡時，暗條便處于平衡狀态；其中，磁壓力由處于暗條和光球表面之間的那些磁力線産生，而磁張力則由繞過暗條上部的那些磁力線提供。一般情況下，這種平衡是穩定平衡。但當暗條中的電流增加時，暗條的平衡位置也逐步升高，直到電流超過阈值，平衡變為不穩定平衡。最後系統失去平衡而将暗條迅速抛出。這一模型描述了爆發産生時，相關磁結構如何從慢時标進入快時标的演化過程的主要特征，即災變。（catastrophe）

經過許多人的努力，這一模型最終演化到現在：VanTend和Kuperus最初的無限細的載流導線被具有有限截面半徑的載流磁通量繩代替，而原先作為系統演化起因的日珥内變化的電流也由變化的光球背景磁場來代替。

但由于數學上的困難，這一模型始終局限于理想MHD過程。2000年，林隽等人，使用Forbes和Priest的磁位形，解析的得出了CME的演化過程。如果是純理想MHD過程，磁繩将在一個較高的位置獲得平衡而不能逃逸出去；但如果附加即使很小的磁重聯率也可以使CME爆發出去。計算表明，演化過程由磁重聯率M決定，其合理範圍是(0,1)。在更加接近實際的大氣中，當M>0.013時，磁通量繩逃逸即可發展為CME；當M>0.034時，磁通量繩的逃逸不必經過減速過程。

CME的觸發機制

剪切運動

很多觀測表明在CME爆發前源區出現很強的磁剪切，Mikic等數值模拟發現經過足夠強的剪切，閉合的磁拱能夠逐漸逼近開場，而電阻的引入則導緻其爆發。電阻率的變化可能由兩個過程引起：當電流片長度超過其寬度的2π倍時，撕裂模不穩定性将發生，從而形成一些局部強電流區。當局部區域的電流密度超過某個阈值時，由于微觀不穩定性(雙流不穩定性)，将産生很大的反常電阻，從而最終觸發快速磁重聯。該模型缺點是為達到臨界狀态所需的剪切遠遠超過觀測上的值。有人發現和初始磁剪切方向相反的足點剪切運動也能觸發CME。

彙聚運動

VanBallegooijen等提出磁拱的彙聚運動能夠導緻暗條的形成，也能導緻暗條的爆發。需指出的是正負極性磁單元表現的彙聚可能源于雙極磁場的擴散，并在磁中性線處對消。張軍等研究著名的2000年7月14日“巴士底”事件中發現，在CME開始前，名沒有明顯的磁流浮現，但暗條附件多處發生磁對消，且暗條中的初始擾動和Hα初始增亮也都發生磁對消。Forbes等解析解表明當跨域磁繩的磁環足點經曆彙聚運動時，磁繩系統的演化會出現災變現象。

背景磁場衰退

在太陽大氣中磁繩的平衡源于向上的磁壓力梯度與背景磁場施加給磁繩的向下的磁張力之間的平衡。若背景磁場減弱，則可預料磁繩必将獲得一個向上的洛倫茲力。Isenburg等通過解析解闡明磁繩系統中背景磁場的衰退也能導緻磁繩系統以災變的形式失去平衡。

磁繩截斷

在研究1973.7.29暗條爆發時，Moore等發現

A爆發前色球和暗條的磁感線在磁中性線附近具有很強的剪切。

B暗條爆發和雙帶耀斑的起始之前出現前兆，即磁中性線附近小的Hα增亮和沿磁中性線方向的物質運動，而在光球層并沒有出現新浮磁流。

C耀斑環的初始位置遠小于暗條的高度。

DHα前兆增亮和耀斑帶的初始增亮均發生在磁剪切最強處附近

根據以上觀測特征提出磁繩截斷觸發模型，即暗條爆發之前，除了支撐暗條物質的磁凹陷部分之外，暗條附近系連在光球層的彌合磁感線可認為是無力場結構，及向下的磁張力與向上的磁壓力平衡。随着磁中性線附近磁剪切的增強，磁感線A的負極根部與原本相隔很遠的磁感線B的正極根部考的很近，當場向電流達到某個阈值而觸發反常電阻式，兩根不磁感線發生磁重聯。

環向通量增加

Chen等研究了連獄光球層的磁繩對環向通量增加的響應。發現若環向通量緩慢增加，磁繩便緩慢上升，若環向通量迅速注入，磁繩則迅速擴張爆發而産生快速CME。

吳式燦等采用二維磁流體數值模拟研究了磁繩浮現于盔狀冕流底部時系統的演化發現，當磁泡的半徑大于或等于0.25R⊙時，由于壓力增大，磁泡上面的閉合磁場不再能維持磁泡的平衡，而造成整個系統向外運動而成為CME。還指出，低密度的暗腔磁繩結構具有較小的質量和較強的磁場，受到的重力較小而磁浮力卻較大，因而更易偏離平衡狀态而爆發形成CME。

胡友秋等利用2.5維理想磁流體力學數值模拟研究了磁繩參數對其平衡的影響發現，若背景磁場為部分開場，當磁繩的環向磁通量等參數超過某阈值時，任何微小的繼續增大回事磁繩的平衡高度災變性的上升，并在磁繩下方拉出電流片。

磁爆裂

此種模型實際上是剪切磁拱模型的變種，但這裡強調了四極磁位形的重要性。當跨越磁中性線的磁拱發生剪切時，磁拱将上升并擠壓其上面的X型中性線，在磁拱頂部形成一個玩卻的電流層。當忽略氣體壓力或電阻時，電流層成為無線薄的電流片，它限制了中心磁拱的持續上升；但若考慮氣壓和電阻時，隻要剪切繼續存在，電流片就将繼續演變，最後由撕裂模不穩定性導緻快速磁重聯而引起爆發。

磁爆裂模型的實質是強剪切磁拱頂部的磁重聯消除了背景磁場對磁拱的約束，使磁拱的爆發成為可能。

新浮磁流

參見陳鵬飛教授論文。

關聯天象

日冕物質抛射經常與其他的太陽活動現象聯系在一起，值得注意的有：

耀斑

日珥爆發和X射線纏繞（sigmoid）

日冕昏暗（在太陽表面長時期的亮度衰減）

極紫外影像望遠鏡（EIT）和莫爾頓波

日冕波動（來自噴發地點的明亮擴散前緣）

駐地噴發拱（post-eruptivearcades）

日冕物質抛射與這些現象的聯系是很普通的，但是還沒有被充分的了解。例如，日冕物質抛射和耀斑最初被認為是直接相關聯的，耀斑驅動着日冕物質抛射，但是隻有60%的耀斑（M極和更強的）才和日冕物質抛射有關聯；相似的，許多日冕物質抛射與耀斑無關。日冕物質抛射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物質抛射加速度的峰值與耀斑輻射的峰值經常是一緻的）。一般而言這些現象（包括日冕物質抛射）都被認為是磁場結構大規模變動的結果。