[论文解读] Study of the propagation, in situ signatures, and geoeffectiveness of shear-induced coronal mass ejections in different solar winds

Dana-Camelia Talpeanu, Stefaan Poedts+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 29, 2021

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 56被引用 5

一句话总结

本研究利用2.5D MHD模拟，研究剪切引发的日冕物质抛射（CME）在不同太阳风条件下传播至1 AU的过程，分析其原位特征与地磁影响。结果表明，CME尾部的等离子体团块指示了特定的初始磁场构型，且当行星际磁场的Bz分量为正时，地磁影响显著减弱，凸显了磁重连在调节空间 wea​​ther影响中的作用。

ABSTRACT

Aims: Our goal is to propagate multiple eruptions - obtained through numerical simulations performed in a previous study - to 1 AU and to analyse the effects of different background solar winds on their dynamics and structure at Earth. We also aim to improve the understanding of why some consecutive eruptions do not result in the expected geoeffectiveness, and how a secondary coronal mass ejection (CME) can affect the configuration of the preceding one. Methods: Using the 2.5D magnetohydrodynamics (MHD) package of the code MPI-AMRVAC, we numerically modeled consecutive CMEs inserted in two different solar winds by imposing shearing motions onto the inner boundary. The initial magnetic configuration depicts a triple arcade structure shifted southward, and embedded into a bimodal solar wind. We compared our simulated signatures with those of a multiple CME event in Sept 2009 using data from spacecraft around Mercury and Earth. We computed and analysed the Dst index for all the simulations performed. Results: The observed event fits well at 1 AU with two of our simulations, one with a stealth CME and the other without. This highlights the difficulty of attempting to use in situ observations to distinguish whether or not the second eruption was stealthy, because of the processes the flux ropes undergo during their propagation in the interplanetary space. We simulate the CMEs propagated in two different solar winds, one slow and another faster one. Only in the first case, plasma blobs arise in the trail of eruptions. Interestingly, the Dst computation results in a reduced geoeffectiveness in the case of consecutive CMEs when the flux ropes arrive with a leading positive Bz. When the Bz component is reversed, the geoeffectiveness increases, meaning that the magnetic reconnections with the trailing blobs and eruptions strongly affect the impact of the arriving interplanetary CME.

研究动机与目标

• 研究不同的背景太阳风条件如何影响连续CME的传播、结构及其地磁影响。
• 确定为何部分连续CME未能产生预期的地磁影响结果，尤其是当二次CME为隐蔽型时。
• 分析二次CME如何在行星际传播过程中改变前导CME的磁场构型及其影响。
• 将模拟的原位特征与2009年MCME事件的真实观测数据（来自水星和地球轨道器）进行对比。
• 从模拟中计算并解释Dst指数，以评估不同CME构型和太阳风条件下的风暴强度与恢复阶段。

提出的方法

• 使用MPI-AMRVAC中的2.5D MHD程序包进行数值模拟，模拟在内边界（低日冕）处由剪切运动驱动的CME。
• 采用动态自适应网格加密技术，持续跟踪载流结构，确保对通量绳的精确追踪。
• 模拟了两种不同的背景太阳风条件：慢速风与快速风，以评估其对CME演化及爆发后结构的影响。
• 将隐蔽型CME建模为日冕磁场重排的结果，其起源与最南侧的磁性反演线上的剪切运动相关。
• 将模拟的原位特征与STEREO、OMNI等多航天器对2009年9月21–22日MCME事件的观测数据进行对比。
• 通过模拟的太阳风速度、Bz和动压参数，经验性地计算Dst指数，以评估地磁影响与风暴强度。

实验结果

研究问题

• RQ1 不同的太阳风条件（慢速与快速）如何影响连续CME爆发后等离子体团块与通量绳结构的形成？
• RQ2 为何部分连续CME尽管有明显爆发，却未能产生强烈的地磁影响响应，磁重连在此过程中起到何种作用？
• RQ3 在行星际空间演化过程中，原位观测能在多大程度上区分隐蔽型与非隐蔽型二次CME？
• RQ4 行星际磁场Bz分量的极性如何影响多个CME抵达地球时的地磁影响？
• RQ5 从模拟中计算的Dst指数能否再现观测到的风暴特征？哪些因素对Dst的幅值与恢复阶段影响最大？

主要发现

• 在模拟的两种情景中——一种包含隐蔽型CME，另一种不包含——均成功再现了2009年MCME事件在1 AU处的原位特征，表明在传播后识别隐蔽爆发存在观测上的模糊性。
• 仅在慢速太阳风情况下，CME尾部形成了等离子体团块，表明其是初始磁场构型与背景风速的诊断指标。
• 当CME以正向Bz领先到达时，地磁影响显著减弱，这是由于CME尾部的磁重连削弱了向南的Bz分量。
• 将Bz极性反转为负后，所有模拟中的地磁影响均增强，表明Bz方向是控制风暴强度的主导因素。
• 模拟中的Dst恢复阶段比观测更长且更平缓，可能是因为未建模的次级事件在主CME通过后进一步降低了Dst。
• 在正Bz情况下，动压对风暴幅值的贡献更大，而当Bz极性反转时，Bz仍是Dst变化的主要驱动因素。