2. 中国科学院空间天气学国家重点实验室, 北京 100190
2. State Key Laboratory of Space Weather, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100190, China
日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)是由太阳向外抛射出的、携带大量能量的等离子体团,它在行星际空间传播的过程中,与背景太阳风相互作用.通常我们认为CME起源于太阳上的活动区域(Active Region,AR)[1],有时还伴随着耀斑的发生[1-2].有一些CME是以行星际中的磁云(Magnetic Cloud,MC)结构传播的,在磁云内部,磁场分量平滑地转变方向,磁压比气体压强高,是通量绳结构出现的一个证据[3].
SOHO(SOlar and Heliospheric Observation)[4]的日冕仪(Large Angle Spectrometric COronagraph,LASCO)[5]观测了CME在30个太阳半径内的区域中传播的过程.最常见的、可以直观地判断很大可能到达地球的CME事件就是全晕(halo)CME,较大的地磁暴通常是由这种朝向地球快速运动的全晕CME引发的[6].一方面,当CME在日地连线方向上的速度分量较大时,它对地球磁场的影响也较大,有可能引发较大的地磁暴[6];另一方面,当CME扫过地球时,它使得行星际磁场出现了持续较长一段时间的南向磁场分量,也有可能引发较大的地磁暴[6-7].
在CME建模时通常不考虑其内部结构,只考虑非常亮的“前沿”,且都基于CME几何形态轴对称和自相似扩展的假设[6, 8].其中,在国际上应用很广泛的CME锥模型和冰淇淋锥模型,就是将CME的明亮“前沿”当做是圆形或椭圆形状,再与SOHO/LASCO观测的二维图像上CME最明亮的外边缘观测数据进行拟合,从而得到CME的源区、角宽度、速度和主传播方向[9-10],比如Xue等使用冰淇淋模型研究了2000-2002年共40个CME事件,这些CME的平均角宽度是114°,平均径向传播速度是1104km·s-1[10].另一种应用很广泛的CME通量绳模型是由密度模型发展而来的,就是将CME指定形状(包括环状、半球形、牛角面包形等)和电子密度分布,再与SOHO/LASCO观测的白光日冕图像拟合,从而得到CME的源区、角宽度、速度和主传播方向[7-8, 11].这些CME参数对于预报CME是否能够到达地球、何时到达地球具有非常重要的参考意义[12].
在这些模型的应用过程中,只利用一个观测点时,观测点的空间位置对CME立体模型的影响很大,使得对CME主传播方向的分析准确度受到限制.多角度观测可以解决这个问题[13].
STEREO卫星(Solar-TErrestrial RElations Observatory)[14]包括STEREO-Ahead(STA)和STEREO-Behind(STB)两颗卫星,它的发射实现了对CME的多角度观测,不但弥补了只利用单颗卫星观测的不足[13],同时STEREO的SECCHI装置(Sun-Earth Connection Coronaland Heliospheric Investigation)[15]让我们能够全程观测到CME自太阳表面爆发直至到达地球轨道1AU处的传播过程.其中,SECCHI装置中的日球层成像仪(Heliospheric Image,HI)[16]将我们对日地连线附近区域的遥感图像观测距离扩展到12~318个太阳半径的范围,为我们研究扫过地球的共转相互作用区(CIR)和CME事件提供了连续、独一无二的视角.自此也出现了很多根据对CME的多角度观测数据分析CME主传播方向的方法[13, 17-20].
本文利用2010年STEREO/HI对CME的图像观测,使用了基于单颗STEREO卫星HI观测数据的固定Φ角拟合法(Fixed-Φ,FΦ)[17]和调和均值拟合法(Harmonic-mean,HM)[18]、以及基于两颗STEREO卫星HI观测数据的直接三角法(Direct-triangulation,DT)[19]和球面切线法(Tangent-to-a-sphere,TS)[20],分析了15个CME事件在太阳赤道平面的主传播方向、在行星际空间的传播速度、加速度、到达1AU处的预计到达时间等参数,并与STEREO和ACE卫星(Advanced Composition Explorer)[21]对行星际磁场和太阳风等离子体的实测数据对比,讨论了利用HI观测图像使用这四种方法得到的CME参数之间的差异、以及它们与在1AU处实地观测到的ICME参数的差异.
2 基于STEREO/HI图像提取CME传播参数的方法和CME事件选取 2.1 基于STEREO/HI图像提取CME传播参数的方法由于视角和观测范围非常广阔,基于STEREO/ HI的图像提取CME参数的方法与基于SOHO/ LASCO图像的方法不同,不能将图像像素点的坐标简单地转换为极坐标下的距离和夹角,而是需要将图像像素点在HPC坐标系(Helio Projective-Cartesian Coordinate Systems)[22]下的坐标转换到新坐标系,这个坐标系分别以延伸角(elongation)和位置角(Position Angle,PA)为纵轴和横轴,沿着某个位置角连续观测得到的延伸角-时间图称为J-map图像,在这些图上可以提取出随时间变化的CME的运动轨迹,称为J-map方法[23-24].图 1a中的αA是STA卫星对行星际空间中某一运动质点T的观测延伸角.
由于STEREO和地球都在太阳赤道平面附近,为了研究到达地球附近--日地距离1AU处的CME,我们选择了在位置角为90°的延伸角-时间图进行后续分析,以得到在太阳赤道平面附近CME的运动轨迹.
图 2是STA卫星对太阳赤道平面上2010/04/ 01至2010/04/11的J-map图像,在04/03至04/05以及04/08至04/10期间,分别可以看到CME在行星际空间中的运动轨迹,这两个CME分别于04/ 05和04/11到达了ACE卫星.
图 1是延伸角和主传播方向的示意图.在图 1a中,当抛射物可以看做一个沿径向向外运动的等离子体团时,卫星STA和STB观测的都是这个小质点T的运动轨迹,这种假设一般适用于对共转相互作用区(CIR)的数据分析,T到日心的距离dT可以表示为:
(1) |
其中,αA是STA的观测延伸角,dA是STA的日心距,βA是STA到日心的连线与太阳到T的连线之间的夹角,β0是日地连线与太阳到T的连线之间的夹角,偏向东(图 1中以太阳为圆心的逆时针方向)为正值,偏向西(图 1中以太阳为圆心的顺时针方向)则为负值[17].
只使用单颗卫星的HI观测数据时,固定Φ角拟合法(Fixed-Φ,FΦ)基于公式(1)的假设[17],对观测延伸角αA的计算公式如下:
(2) |
假设T的传播方向βA和运动速度V恒定,分别可能在区间[-80°,230°]和区间[200km·s-1,1600km·s-1]内取任意值,代入公式(2)可以得到理论延伸角αt,FΦ.比较理论延伸角与实测延伸角αo,根据最小误差原则,将二者的绝对差异最小值σα=min(σα)对应的CME参数βA和V作为最优拟合参数主传播方向β0,FΦ和传播速度VFΦ,并将二者的绝对差异不超过2 min(σα)的CME参数最大范围作为这个CME参数的拟合误差值.
当结合STA和STB两颗卫星的HI观测数据时,直接三角法(Direct-triangulation,DT)基于公式(1)的假设[19],对CME的主传播方向β0的计算公式如下:
(3) |
其中αA、αB分别是STA和STB对T的观测延伸角,dA、dB分别是STA和STB的日心距;γA和γB分别是STA和STB到日心的连线与日地连线的夹角,均为正数.
将在某一时刻STA和STB对T的观测延伸角αA、αB以及STA和STB在太阳赤道平面的坐标代入公式(3),可以得到在这个时刻下CME的主传播方向β0,DT,再把β0,DT代入(1)式中可以得到CME在行星际传播的距离、随时间变化的传播速度VDT、线性拟合加速度alinfit,DT,本文将在多个连续时刻下计算得到的CME参数的平均值和标准差分别作为这个CME参数计算值和误差值.
2.1.2 调和均值法和球面切线法考虑到CME的三维结构,在CME的行星际空间传播过程中,同一个观测点在不同时刻的日球层观测图像上CME“前沿”的观测数据指向的可能并不是CME“真实前沿”上的同一部分,不同位置的观测点在同一时刻对CME“前沿”的观测数据指向的也可能并不是CME“真实前沿”上的同一部分.
这个问题使得我们在处理CME的观测数据时,不能简单地将CME视作一个小的等离子体团,而很多适用于CIR的数据处理方法在直接用于CME时可能会产生很大的误差.本文中使用的是调和均值法(Harmonic-mean,HM)和球面切线法(Tangent-to-a-sphere,TS),它们都是基于一个CME“前沿”的形态假设--CME“前沿”是一端固定于日心、沿径向向外传播的圆形,见图 2b.其中,O是圆心,T是CME的主传播方向上的CME前沿,STA和STB卫星对这个圆形CME前沿的实际观测点分别是TA和TB点,即卫星对CME前沿的观测视线与圆的切点[18],此时CME主传播方向上“真实前沿”T的日心距的表达式如下:
(4) |
只使用单颗卫星的HI观测数据时,调和均值法(HM)基于公式(4)的假设[18],对某一时刻HI观测图像上的CME前沿延伸角的计算公式如下:
(5) |
假设CME的主传播方向βA和运动速度V恒定,分别可能在区间[-80°,230°]和区间[200km·s-1,1600km·s-1]内取任意值,代入公式(5)可以得到理论延伸角αt,HM.比较理论延伸角与实测延伸角αo,根据最小误差原则,将二者的绝对差异最小值σα=min(σα)对应的CME参数βA和V作为最优拟合参数主传播方向β0,HM和传播速度VHM,并将二者的绝对差异不超过2min(σα)的CME参数最大范围作为这个CME参数的拟合误差值.
当结合STA和STB两颗卫星的HI观测数据时,球面切线法(TS)基于公式(4)的假设[20],对CME的主传播方向β0的计算公式如下:
(6) |
将在某一时刻STA和STB对T的观测延伸角αA、αB以及STA和STB在太阳赤道平面的坐标代入公式(6),可以得到在这个时刻下CME的主传播方向β0,TS,再把β0,TS代入(1)式中可以得到CME在行星际传播的距离、随时间变化的传播速度VTS、线性拟合加速度alinfit,TS,并将在多个连续时刻下计算得到的CME参数的平均值和标准差分别作为这个CME参数计算值和误差值.
综上所述,本文中使用的根据HI观测图像提取CME参数的四种方法是存在差异的,一方面,HM拟合法和TS方法将CME视为具有圆形“前沿”的通量绳形状,而FΦ拟合法和DT方法将CME视为小的等离子体团;另一方面,FΦ和HM拟合法根据单颗卫星所有对该CME观测的HI图像拟合得到CME参数,而DT和TS方法根据两颗卫星对CME在同一时刻的HI图像观测数据计算得到CME参数.
为了对比分析这四种提取CME参数方法的优劣,本文根据FΦ和HM拟合法得到的最优拟合主传播方向β0和速度V,以及DT和TS方法得到的平均主传播方向β0和平均速度V,分析CME的前沿是否会扫过ACE、STA、STB卫星,并在当这个CME可能会到达某一颗卫星时,计算CME前沿扫过卫星的理论到达时间,并与实测ICME参数对比分析.
2.2 CME事件的选取在2010年,STEREO卫星与日地连线的夹角由65°逐渐增大至约90°,此时,被STEREO/HI观测到的CME事件中有一些未必能到达地球,另一些CME事件可能到达了地球却未必就是这些被实地观测到的ICME事件的对应源.
我们希望通过结合STEREO/HI图像观测和STEREO、ACE卫星对行星际磁场、太阳风等离子体的实地观测数据,找出被STEREO/HI图像观测超过1天、并在STA、STB或ACE卫星被实地观测到ICME到达的CME事件.
首先,为了选出被观测到在行星际空间中传播的时间较长的CME事件,以便能在超过1天的时间范围内分析CME在行星际空间中传播的特征,我们选出了2010年在STEREO/HI图像数据中被观测的延伸角最大值超过30°的CME事件,并根据这些CME事件在单颗卫星STA或STB上的HI观测图像,分别使用了FΦ和HM拟合法分析了这些CME在太阳赤道平面附近的主传播方向、传播速度,并根据CME在行星际空间中传播的平均速度计算得到了这些CME到达1AU处的预计到达时间.
其次,我们根据2010年STEREO、ACE卫星对行星际磁场和太阳风等离子体的实地观测数据,找出了分别到达STA、STB和ACE卫星(地球处)、并被实地观测到ICME的事件,记录了这些事件的扰动起始时间、ICME的起始时间和结束时间,并将在这段时间内的太阳风速度最大值作为ICME的速度Vsw,max.
然后,我们根据到达ACE卫星(地球处)实地观测的ICME事件参数,与使用了HM拟合法分析STEREO/HI图像提取的CME事件参数对比,一一对应地找出了预计到达时间与ACE卫星实地观测到ICME的起始时间误差不超过1天、且在太阳赤道平面附近的预计主传播方向β0与日地连线之间的夹角不超过30°的CME事件--即于02/11、04/05、04/11、05/28、06/21被ACE卫星实地观测到ICME到达的5个CME事件.这5个CME事件不但同时被STA和STB卫星的HI观测到,而且与发生于02/11-02/12、04/05-04/06、04/11-04/12、05/28-05/29、06/21-06/22的地磁暴直接相关.
同时,我们也分别根据STA、STB卫星实地观测的ICME事件参数,与使用了HM拟合法分析STEREO/HI图像提取的CME事件参数对比,一一对应地找出了预计到达时间Tarrival与实测ICME的起始时间误差不超过1天、并在太阳赤道平面附近的预计主传播方向β0分别与太阳-STA卫星连线、太阳-STB卫星连线之间的夹角不超过30°的10个CME事件.
表 1列出了本文讨论的15个CME事件,包括了是否在STA或STB卫星的HI图像中被观测到(Y表示被观测到),是否被STA、ACE和STB卫星实地观测到ICME(Y表示观测到ICME到达),以及实地观测的日期.其中,与02/14被STB卫星实地观测到ICME的事件,虽然在STA和STB卫星的HI图像中被同时观测到,但两颗卫星同时观测的时间段较短,不超过10个小时,因此,本文将该事件用序号12、13的两个事件分析,分别是基于STA单颗卫星HI图像和STB单颗卫星HI图像使用FΦ和HM拟合法提取CME传播参数.
基于这15个CME事件的HI图像和卫星实地ICME观测数据,我们讨论了在只根据单颗卫星HI图像进行分析的情况下,使用FΦ和HM拟合法得到的CME参数之间的差异、以及与实地观测到的ICME参数的差异,也分析了这两种方法计算得到的预计到达时间与实测ICME起始时间的差异.本文也根据5个朝向地球且同时被STA和STB卫星HI观测的CME事件,使用DT和TS方法分析了CME参数之间的差异、以及与实地观测到的ICME参数的差异,也分析了这四种方法计算得到的预计到达时间与实测ICME起始时间的差异.
本文将通过对这15个CME事件分析和讨论,研究CME形态的不同假设、多角度HI观测方法对提取CME参数结果的影响.
3 事例分析和讨论 3.1 对04/11朝向地球的CME事件的分析我们以被STA/HI和STB/HI同时观测到在行星际空间中的传播轨迹、并于04/11到达ACE卫星(地球处)的CME事件为例,分别使用FΦ和HM拟合法、DT和TS方法提取出这个CME的参数.
图 3是用四种方法分析04/11CME参数的对比图.可以看出:
(1)基于STA卫星HI图像使用FΦ和HM拟合法提取的CME主传播方向与日地连线的夹角分别是7.8°和2.8°,基于STA卫星HI图像使用FΦ和HM拟合法提取的CME主传播方向与日地连线的夹角分别是-11.1°和0.9°,这说明HM拟合法提取的CME主传播方向更接近日地连线,而且通过对CME的通量绳假设,在一定程度上减少了单颗卫星观测的局限性.而结合STA和STB卫星HI图像,使用DT和TS方法提取的CME主传播方向与日地连线的夹角均值较小,分别是1.1°和2.4°.考虑到这四种方法得到的CME主传播方向与日地连线的夹角都很小,我们认为这个CME很可能会到达地球.
(2)使用四种方法提取的CME传播速度差异不超过100km·s-1,除了DT方法得到CME以1.6m·s-2的拟合加速度缓慢增大传播速度之外,FΦ和HM拟合法、TS方法中的任一种方法得到的CME传播速度都在另外两种方法的误差范围内,符合度很好;使用TS方法得到的CME传播速度随时间的变化很小,可以看做是匀速传播.
相比FΦ和HM拟合法只能够得到CME恒定的拟合传播速度,使用DT和TS方法可以得到CME传播速度随时间的变化趋势,该CME使用DT和TS方法对CME传播速度的变化趋势差异很明显,但我们认为TS方法的结果更合理.这是因为TS方法假设CME具有通量绳结构,将图 1b中CME圆形前沿上日心距最大的T点作为CME的前沿中心,而DT方法假设CME是固定方向传播的小质点,将STA和STB卫星对CME前沿的观测视线交点作为CME的“真实”前沿中心,在图 1b中表现为STA卫星和切点连线与STB卫星和切点连线的交点.因此,随着CME前沿中心日心距的增大,使用DT和TS方法计算的CME前沿中心日心距的差异也会增大,DT方法相比TS方法,可能会得到更大的传播速度和加速度,而且对于具有三维结构的CME,TS方法对传播速度的分析结果更合理.
该CME事件于04/1110:00到达了ACE卫星,在04/1114:00至04/1215:30期间被观测到明显的磁云结构,并引发了04/11-04/12的地磁暴--Dst和行星际磁场南向分量Bz分别达到了-67nT和-5nT.图 4是ACE卫星对04/11CME事件的实地太阳风观测,包括行星际磁场、太阳风等离子体数据,以及相应的地磁指数的变化,图中用实线和虚线分别标出了ICME起始时间(通量绳结构出现的时间)、扰动起始和扰动结束时间,也用不同符号连接的六条短实线标出了基于两颗卫星HI观测和使用四种方法得到的预计到达时间.可以看出,除了DT方法外,另外三种方法得到的预计到达时间相比ICME的扰动起始时间,都更接近ICME起始时间.我们认为,预计到达时间更接近于ICME起始时间是由于本文中使用的是HI图像中CME “最明亮的前沿”部分在行星际传播的轨迹,该明亮前沿表示该处的自由电子密度高,与扰动起始时间相比,ICME的起始时间与ICME的等离子体密度峰值出现的时间更近.
根据对04/11朝向地球的CME事件的分析,我们已经能看出使用这四种方法提取的CME参数存在一些差异,但是这四种方法提取的CME主传播方向与日地连线的夹角都较小、CME传播速度的均值与实测ICME速度最大值的差异也不大,我们无法简单地判断这四种方法在被用于提取CME主传播方向、传播速度时的优劣.
实际上,在STA和STB卫星之间的分离角逐渐增大后,被STA/HI和STB/HI同时观测到的CME事件数目并不多,在很多情况下,CME都只被一颗卫星的HI观测到在行星际空间中的传播轨迹.因此,我们在后文中会对2010年被STA/HI或STB/HI观测到、并被STEREO或ACE卫星观测到ICME到达的15个CME事件做进一步分析,讨论根据单颗卫星HI观测使用FΦ和HM拟合法提取CME特征参数的差异、以及它们与实测ICME参数之间的差异.
3.2 基于单颗卫星HI观测的FΦ和HM拟合法对15个CME事件的分析我们分别对被STA/HI观测到的12个、STB/ HI观测到的8个CME事件使用FΦ和HM拟合法进行分析,得到的CME参数见图 5.我们将被STA/HI和STB/HI同时观测到的朝向地球的5个CME事件,根据STA/HI和STB/HI的观测数据分别作进一步讨论,作为10个不同的CME事件进行分析.
图 5中横轴标示出这些CME事件被STA、STA或ACE实地观测到的ICME起始时间,其中,黑色、蓝色和红色的横轴日期标注以及数据点分别表示被STA、ACE和STB卫星实地观测到的ICME事件;ΔTarrival是预计到达时间与ICME起始时间之间的误差.
观察图 5,对这15个CME事件的参数做统计分析,可以看出:
(1)使用FΦ和HM拟合法分析得到的在太阳赤道平面上CME的主传播方向β0差异较大.本文中将夹角βSC=|β0 -γSC|(SC为STA、STB,则分别表示βA和βB)作为参数分析这两种方法的效果,其中γSC是观测到ICME到达的卫星与日地连线的夹角(若ICME被STA、ACE或STB卫星观测,则γSC分别是γA、0°和γB).当βA或βB越小,我们就认为这个CME到达STA卫星或STB卫星的可能性越大,当β0越接近0°时,我们就认为这个CME到达ACE卫星的可能性越大.使用FΦ和HM拟合法得到βSC的平均值分别是19.7°和9.5°,最大值分别是39.9°和35.7°.
(2)由于CME前沿上各部分的传播速度并不相同,CME的主传播方向与太阳-卫星连线的夹角越大,使用HM拟合法分析得到的CME主传播方向上的传播速度与卫星对ICME的观测速度之间的差异也越大.本文通过预计到达时间和ICME起始时间之间的误差ΔTarrival,综合分析这两种方法拟合得到的CME主传播方向和传播速度的效果.使用FΦ和HM拟合法得到|ΔTarrival|的平均值分别是0.326天和0.282天,最大值分别是1.319天和0.805天.
综上所述,在以单颗卫星对CME的HI观测数据为参考预报CME时,使用根据通量绳模型建立的HM拟合法提取的CME主传播方向比使用FΦ拟合法更有效,预计到达时间与实测的ICME起始时间之间的误差平均值也更小.
3.3 结合两颗卫星HI观测的DT和TS方法对5个朝向地球的CME事件的分析STEREO卫星和地球都在太阳赤道平面附近,STEREO/HI分别从太阳赤道平面的东西两个方向观测朝向地球的CME,我们找出了被STA/HI和STB/HI同时观测到的、实际到达了ACE卫星的5个CME事件,以此讨论基于单颗卫星HI观测的FΦ和HM拟合法、与基于两颗卫星HI观测的DT和TS方法提取CME参数的差异.
表 2列出了在02/10、04/05、04/11、05/28和06/21这5个朝向地球的CME事件发生时,包括STA、STB和地球的日心距dA、dE和dB,STA和STB到日心的连线与日地连线的夹角γA和γB,以及CME事件在ACE卫星的观测到的ICME起始时间TICME start、ICME速度最大值VICME和对应的Dst指数.表 3列出了使用四种不同的方法分析得到的CME参数,包括主传播方向β0、预计到达时间与实测ICME起始时间之间的误差ΔTarrival,以及线性拟合加速度alinfit.绝对值最小的β0和ΔTarrival以及绝对值最大的alinfit用黑体字标出.其中,FΦ和HM拟合法分别利用STA和STB的HI图像得到两种结果.观察表 3中四种方法提取的CME参数之间的差异,我们发现:
(1)总体来看,使用FΦ、HM、DT和TS方法得到的CME主传播方向的最大值分别是20.7°、27.5°、13.2°、21.1°;除了05/28的CME外,四种方法对其他4个CME主传播方向的拟合结果都位于10°以内,这符合ICME被ACE卫星观测到的事实.平均来看,使用FΦ、HM、DT和TS方法对5个CME拟合的主传播方向平均值分别是8.3°、7.3°、4.3°和7.8°,DT方法得到的CME主传播方向与日地连线的夹角最小,FΦ拟合法得到的CME主传播方向与日地连线的夹角最大.
(2)与04/05的地磁暴有关的CME事件的太阳风速度达到了800km·s-1,而这四种方法得到的CME速度平均值更是超过了834km·s-1,使用DT和TS方法得到的线性拟合加速度分别是-2.6m·s-2和-5.0m·s-2,比其它事件更大,因此使用TS计算方法得到的预计到达时间误差ΔTarrival达到了5.8h,也比其他事件更大.其它事件使用TS计算方法得到的线性拟合加速度不超过0.4 m·s-2,这说明CME在主传播方向上的传播速度的变化在1AU内不超过100km·s-1.
(3)使用FΦ、HM、DT和TS方法得到预计到达时间绝对误差|ΔTarrival|的平均值分别是4.0h、3.5h、7.7h和2.3h,最大值分别是15.6h、8.4h、21.6h和5.8h.
综上所述,在提取CME参数--主传播方向和传播速度平均值时,结合两颗卫星HI观测的DT和TS方法明显比基于单颗卫星HI观测的FΦ和HM拟合法更好,且与ACE卫星的实测ICME参数更接近,其中结合两颗卫星HI观测的TS方法得到CME预计到达时间与ICME起始时间的误差平均值和最大值分别是2.3h和5.8h,比另外三种方法的误差小.
4 结论本文中利用STEREO/HI在太阳赤道平面附近对CME的观测和STEREO、ACE卫星对ICME的实地观测数据,使用基于单颗卫星HI观测数据的固定Φ角拟合法(FΦ)、根据通量绳模型建立的调和均值拟合法(HM),分析了2010年15个分别到达STA、STB和ACE卫星的CME事件的参数,包括在太阳赤道平面的主传播方向、传播速度、线性拟合加速度和CME传播到1AU处的预计到达时间;也使用了结合两颗卫星HI观测的直接三角法(DT)、根据通量绳模型建立的球面切线法(TS),分析了被两颗卫星同时观测到、并引发了地磁暴的5个朝向地球的CME事件的参数,通过将分析结果与STA、STB和ACE卫星实地观测到的ICME速度最大值、ICME起始时间进行对比,讨论了使用这四种方法提取的CME参数的差异,得到了如下结论:
(1)分析这15个被实地观测的CME事件,使用FΦ和HM拟合法得到的CME主传播方向与太阳-实地观测到ICME的卫星连线的夹角平均值分别是19.7°和9.5°,最大值分别是39.9°和35.7°;预计到达时间和ICME起始时间之间的绝对误差平均值分别是0.326天和0.282天,最大值分别是1.319天和0.805天.
(2)分析5个朝向地球的CME事件,基于单颗卫星HI观测使用FΦ和HM拟合法,以及结合两颗卫星HI观测使用DT和TS方法得到的CME主传播方向与日地连线的夹角最大值分别是20.7°、27.5°、13.2°和21.1°.
(3)使用DT和TS方法分析实测ICME速度达到800km·s-1的04/05CME事件,得到的线性拟合加速度分别是-2.6m·s-2和-5.0 m·s-2,而另4个朝向地球的CME事件使用TS方法得到的线性拟合加速度不超过0.4m·s-2.
(4)分析5个朝向地球的CME事件,使用FΦ和HM拟合法、DT和TS方法得到的预计到达时间和ICME起始时间之间的绝对误差的平均值分别是4.0h、3.5h、7.7h和2.3h,最大值分别是15.6h、8.4h、21.6h和5.8h.
(5)综上所述,根据通量绳模型建立的HM拟合法和TS计算方法在根据HI图像观测提取CME参数时优于另两种方法,结合多角度HI图像观测的DT和TS计算方法在提取CME参数时优于另两种方法.
致谢文中所采用的STEREO 数据由STEREO Science Center 提供(http://stereo-ssc.nascom.nasa.gov/data/ins_data/),ACE 数据由ACE Level 2 Data Server提供(http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/level2/),STEREO 卫星的实测ICME事件列表由List of Interplanetary ICMEs Observed by STEREO A/B 提供(http://www-ssc.igpp.ucla.edu/forms/stereo/stereo_level_3.html),在此谨表示感谢.
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