太阳风暴（CME）及其激波可以产生地磁暴、高能粒子（SEP）、射电暴，是空间天气研究和预报的主要对象。中国科学院国家空间科学中心研究员刘颍团队在此研究方向取得系列进展。

　　确定CME驱动的激波的三维结构、运动学以及与其在日球空间效应的关联具有重要意义，然而目前在这方面的认知仍然很模糊。团队结合多卫星遥感成像与就地观测，分析了2017年9月10日的X8.3级的临边大爆发事件，揭示了激波的三维结构与演化对空间天气预报、高能粒子加速的重要影响。激波的结构呈椭球状，其与CME的距离由前冲（nose）向边沿（flank）和尾部（wake）增大，见图1（左）。激波的膨胀速度远大于激波中心的平移速度，特别是，大的边沿膨胀速度可以增强高能粒子加速，有助于解释在地球和火星观测到的地面粒子增强（GLE）事件。激波的膨胀和平移速度与耀斑辐射存在时间上的关联。激波近同步到达地球和火星（图1右），尽管二者径向相距0.65 AU，这符合成像观测到的激波膨胀占主导的结果。激波在到达STEREO A之前已衰减并消失。通过ENLIL MHD模拟以及与就地观测的比对（图1右），发现激波在太阳附近的膨胀对预报到达特定点的时间和冲击程度有重要影响。为了精确预报空间天气，CME激波的结构与运动学必须予以适当考虑。该论文即将发表于The Astrophysical Journal，第一作者为刘颍。

　　研究SEP的释放、传播以及分布特征对建立空间环境预报模型有重要的指导意义。目前SEP的释放与日冕EUV波和激波之间的相关性仍存在较大的争议。团队结合多卫星的遥感与就地观测，研究了2012年1月27日太阳爆发产生的有明显EUV波、激波和SEP的事件。该SEP事件被地球附近卫星与STEREO A观测到。EUV波从活动区向日冕各个方向传播，传播过程中受到冕洞与其它活动区等日冕结构的影响而变得弥散。SEP开始释放时，EUV波并没有传播到观测卫星磁足点的位置。地球附近卫星观测到的高能粒子的释放时间与卫星磁力线开始链接到激波的时间一致，而STEREO A卫星观测到的高能粒子的释放时间晚于STEREO A卫星与激波初始形成磁链接的时间（见图2）。这项工作指出EUV波对高能粒子释放并不一定起重要作用，卫星与具有加速效率的激波部位的磁链接情况对高能粒子的释放有着决定性作用，这为高能粒子事件预报提供了重要的理论依据。该论文发表于The Astrophysical Journal，第一作者为朱蓓。

　　活动区12673在2017年9月6日产生两次连续的X级耀斑爆发（见图3），其中一次为过去十几年最大（X9.3）。团队研究表明，大爆发前累积浮现磁螺度达到-1.6×1043 Mx2，而累积剪切磁螺度达到-6×1043 Mx2，剪切磁螺度占到了总螺度的79%。剪切螺度在整个磁流浮现相中始终占主导地位。初始的浮现磁场包含相对较低的螺度，而更多的螺度是由于剪切和汇聚流作用在已经存在的和正在浮现的磁场上产生的。剪切运动随着磁流浮现变得越来越强，尤其是在磁场核心区的中性线两侧。垂直电流的演化显示大部分的强电流并未随磁流浮现出来，这表明大部分的浮现磁场很可能并不是强带电流的。核心区螺旋磁场（磁流绳）很可能是由于相对长时间的光球水平运动产生的。剪切和汇聚流受到磁流浮现的驱动而不断产生。该研究揭示12673作为拥有强磁流浮现的活动区，其大部分的磁场非势性并不是由磁流浮现产生，而是来自于光球的水平运动，这对理解大的太阳爆发具有重要意义。该论文发表于The Astrophysical Journal，第一作者为王瑞。

　　通常情况下，较大的太阳爆发被认为是来自于有着较强光球磁场分布的活动区中。然而，团队发现2015年11月4日产生的较大的太阳爆发来自于12443活动区边沿弥散磁极，并同样可以产生较强的地磁效应。该工作为太阳爆发的触发机制提供了非典型性的研究范例，对减少灾害性空间天气事件的漏报具有重要意义。通过连续的磁图研究人员得到流场的速度分布，并且推断出汇聚流存在于暗条下方的中性线附近（见图4）。磁场的对消现象也同时在汇聚流区域被检测出来，且最强的磁重联就发生在跟汇聚流重合的部分。这表明，汇聚运动和磁场的对消现象很可能跟弥散磁场区中性线处磁流绳结构的形成有关。暗条的中部区域处于较低的位置，贴近光球表面，且与爆发源区重合。该区域存在一个较粗的电流通道，该电流通道跟磁流绳有关。对于一个膨胀且较粗的电流通道，研究人员通过计算推断torus不稳定性衰减指数的关键高度应该在37-47Mm之间，该高度越低说明磁流绳越容易爆发。地球附近就地观测数据表明，该爆发产生的磁结构的南向磁场较强，引起了Dst为-90 nT的地磁暴事件。该论文发表于The Astrophysical Journal，第一作者为王瑞。

　　论文信息:

　　1. Liu, Ying D.*； Zhu, Bei； Zhao, Xiaowei； Geometry, Kinematics and Heliospheric Impact of a Large CME-driven Shock in 2017 September, The Astrophysical Journal, in press.

　　2. Bei Zhu, Ying D. Liu*, Ryun-Young Kwon, and Rui Wang； Investigation of Energetic Particle Release Using Multi-point Imaging and In Situ Observations, 2018, The Astrophysical Journal, 865, 138.

　　3. Rui Wang, Ying D. Liu*, J. Todd Hoeksema, Ivan Zimovets, and Yang Liu, Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6, 2018, The Astrophysical Journal, 869, 90.

　　4. Rui Wang, Ying D. Liu*, Huidong Hu, and Xiaowei Zhao, A solar eruption with relatively strong geoeffectiveness originating from active region peripheral diffusive polarities, 2018, The Astrophysical Journal, 863, 81.

图1：上：激波相对CME的结构；下：地球、火星附近太阳风观测及其与ENLIL MHD模拟的比对，仅仅考虑CME宽度（蓝线）是不够的，必须考虑激波的尺度与膨胀（红线）。

图2：激波与观测卫星的磁链接情况。左：L1点卫星磁力线在粒子释放时链接到激波。右：STEREO A卫星磁力线与激波的初始链接情况以及粒子释放时与激波的磁链接情况。

图3：连续两次X级耀斑爆发的AIA极紫外图像。a-f：第一次爆发过程中暗条的演化。等值线为RHESSI 6-12 keV（蓝色）和25-50 keV（亮蓝色）。g-i：第二次爆发日冕结构的演化。图中的实线曲线代表磁场的中性线。

图4：左上：活动区12443的磁场分布图，其中蓝色实线为爆发源区的磁场中性线，黄色区域为发生磁对消和汇聚运动的区域。右上：该区域的放大图，蓝色和红色代表位于正负磁极的磁场水平速度分布。右下：该区域的磁场通量演化曲线。左下：暗条结构的极紫外图像。