摘要：由具有地磁效应的太阳风暴引发的剧烈空间天气已被公认为一种自然灾害，但预测这类太阳风暴及其具体影响仍存在显著挑战。2024年5月10—11日，发生了自2003年11月以来最强的地磁暴。《科技导报》邀请中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室研究员宿英娜等

原文发表于《科技导报》2025 年第16 期 《 2024年5月特大地磁暴的首个太阳爆发触发过程研究 》

由具有地磁效应的太阳风暴引发的剧烈空间天气已被公认为一种自然灾害，但预测这类太阳风暴及其具体影响仍存在显著挑战。2024年5月10—11日，发生了自2003年11月以来最强的地磁暴。《科技导报》邀请中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室研究员宿英娜等撰文，重点研究了2024年5月10—11日特大地磁暴事件的系列太阳爆发的“先锋官”，即发生在2024年5月8日的X1.0级耀斑的触发过程。多波段观测显示，该事件的太阳源区包含2个密不可分的活动区AR13668和AR13664。揭示了2024年5月特大地磁暴的首个日面爆发触发的复杂过程，即多个耀斑和热通道爆发的耦合，推动对极端空间天气事件日面爆发的触发过程的深入理解。

由具有地磁效应的太阳风暴引发的剧烈空间天气已被公认为一种自然灾害。研究表明，约每50~100年发生一次的极端地磁暴事件，可能引发技术系统的大规模瘫痪，但预测这类太阳风暴及其具体影响仍存在显著挑战。2024年5月10—11日，发生了自2003年11月以来最强的地磁暴，其Dst指数峰值达到−412 nT。此极端空间天气事件源自2024年5月8—9日在太阳活动区13668/13664发生的4个与X级或M级太阳耀斑相关的晕状日冕物质抛射（CME）在传播期间的相互作用。这本质上是一种“完美风暴”，即多种因素共同作用，最终导致了一场异常规模的地磁暴。

采用基于物理信息神经网络的NF2非线性无力场外推代码对该太阳源区开展三维磁场重构，研究发现约90%的耀斑事件与相对自由磁能的减少有关。研究关注的爆发事件期间均存在异常强烈的磁通量浮现，这些爆发沿极性反转线（PIL）在碰撞剪切作用下产生。

2024年4月30日出现在日面东边缘的AR13664与随后数日浮现的AR13668合并形成一个复杂的超级活动区，如图1所示。在随太阳自转从东向西运动的过程中，该活动区连续产生了一系列M/X级耀斑和CME，其中包括12个X级耀斑。在本研究中，重点关注引发2024年5月特大地磁暴的太阳源区爆发事件中的首个X1.0级耀斑的触发和演化过程。

图 1 爆发前的太阳源区概况

1 数据和仪器

美国SDO（太阳动力学天文台）的全日面观测覆盖了爆发全过程：大气成像组件（AIA）可以提供7个远紫外（EUV）波段（94 Å、131 Å、171 Å、193 Å、211 Å、304 Å、335 Å）图像，时间分辨率为12 s，空间分辨率1.2"；日震与磁场成像仪（HMI）提供时间分辨率为45 s的视向磁图、多普勒速度图和时间分辨率720 s的矢量磁图，空间分辨率为1"。

本文用到了搭载在中国“夸父一号”（ASO−S）卫星上的全日面矢量磁像仪（FMG）、莱曼阿尔法太阳望远镜（LST）和太阳硬X射线成像仪（HXI）的观测数据。其中，FMG利用磁敏感线Fe I 5234.19 Å，通过斯托克斯偏振测量获取全日面光球磁场数据，像素大小为0.55"，时间分辨率为2 min。全日面成像仪（LST/SDI）提供Lyα波段的全日面成像，像素大小为0.5"，空间分辨率为9.5"，时间分辨率分别可达1 min（常规模式）和6 s（爆发模式）。HXI是基于傅立叶空间调制的硬X射线成像仪，其空间分辨率可达3.1"，时间分辨率可达4 s（常规模式）。Hα全日面太阳图像源自中国“羲和号”（CHASE）卫星上搭载的Hα成像光谱仪（HIS），时间分辨率达1 min，每个像素为0.52"。

2 观测结果

2.1 太阳爆发及源区概况

图1展示了耀斑前活动区的多波段观测图像。ASO−S/FMG和SDO/HMI的视向光球磁图（图 1（a）~（c））显示源区磁场由2个活动区（AR13668和AR13664）的多对磁极构成，其结构十分复杂。对比几幅磁图可以看出，爆发前1天内，太阳源区尤其是核心活动区AR13664存在强烈的磁浮现过程。活动核心区存在多组热冕环（图 1（d）），其足点表现为多条亮带（图 1（e）），相应的CHASE卫星的Hα观测呈现出多个暗条（图 1（f））。

图2（a）中的GOES卫星软X射线光变曲线显示，研究关注的X1.0级耀斑峰值在05:09 UT。研究发现，在此之前1.5 h内发生的M1.8级（峰值时刻03:27 UT）和M3.6级（峰值时刻04:30 UT）耀斑均与该X1.0级耀斑密切相关。AIA 131 Å观测显示爆发前活动核心区存在4组高度剪切的热冕环（图 2（b）中的L1、L2、L3、L4），与CHASE/Hα观测图像（图 2（c））中的4个暗条（F1、F2、F3、F4）对应。爆发前的4组热冕环在爆发后演化为一组拱形冕环（图 2（d））。而与之对应的4个暗条在爆发前后并无显著变化，如 图 2中的CHASE/Hα在爆发前后的图像（图 2（c）和（e））所示。

图 2 爆发概况总览

2.2 3个耀斑和2个热通道的爆发

接下来展示整个爆发的演化过程。在03:02 UT，主体位于活动区AR 13668的热通道HC1开始出现，如图3第1行的粉色虚线所示。随后，该热通道缓慢上升并不断扩张，如图3中第1行的131 Å序列图像所示。热通道HC1的上升发生在第1个M1.8级耀斑期间，在131 Å和304 Å图像中分别出现增亮的冕环和耀斑带（图3）。该耀斑期间冕环和耀斑带最亮的区域位于活动区13664，与HXI在10~20 keV的源（图3（e）和（f））在空间位置上一致。

图 3 热通道 HC1 的演化

热通道HC1上升一段时间后，原冕环L3开始显著增亮，随后形成一个跨越L3的新热通道HC2，如图4中第1行的AIA 131 Å序列图像所示。相应的304 Å序列图像显示，增亮的原冕环L3区出现显著增亮的亮带（图4第2行），与HXI 20~50 keV波段探测到硬X射线源空间位置一致（图4（f））。热通道HC2的形成过程发生在M3.6耀斑期间。

图 4 热通道 HC2 的形成

热通道HC2形成之后便迅速开始快速上升，在与位于其上方的热通道HC1合并后，形成一个跨越2个活动区的大尺度热通道，最后一起抛射出去，如图5第1行（131 Å）和第2行（131 Å差分）的时间序列图像所示。合并后的热通道在后续上升过程中不断向西部扩张，对应AIA 304 Å和LST/SDI观测到的亮点的滑动（图5（k）和（o），绿/ 粉色带箭头的虚线所示）。2个热通道的合并和上升过程发生在X1.0级耀斑的上升相，其间原冕环L3处的增亮一直最强，而AR13668和AR13664的其他区域也呈现出不同强度的亮环（图5的第1、2行）和亮带（图5的第3、4行）。热通道成功抛射出去后，X1.0级耀斑达到峰值（05:09 UT）。

图 5 AIA 131 Å、131 Å 差分、304 Å和 LST/SDI 图像中热通道 HC1 和 HC2 的爆发过程

为了更好地分析2个热通道的爆发过程，沿图5（a）中2个热通道的爆发方向（S1和S2）做了94 Å和131 Å的观测时距图，如图6所示。图6中显示热通道HC1自03:00 UT开始上升（速度：50.5 km/s）直至03:40 UT左右，之后上升速度变得极其缓慢。大约1 h后，热通道HC2形成后便快速上升（速度：119.9 km/s），没有经历缓慢上升阶段，随后位于其上方的热通道HC1也进入快速上升阶段（速度：85.4 km/s）。从图6中可以看出热通道HC2快速上升开始时刻比热通道HC1稍早，且HC2上升速度更快。

图 6 爆发热通道的观测时距图

2.3 爆发前的源区磁场演化

X1.0级耀斑期间，最亮的冕环和耀斑带对应的光球磁场是一对紧密靠近的磁极（P1, N1），如图7（a）中蓝框所示。这对磁极之间的矢量磁场呈现出高度剪切特征，即横场方向（红蓝箭头）几乎与两者之间的极性反转线平行，如图7（b）中局部放大的光球矢量磁图。Wang等指出这对磁极之间存在碰撞剪切。图7（b）显示磁极（P1, N1）西部的一对磁极（P2, N2）也是高度剪切的。光球磁场随时间的长期演化表明，磁极N1一直在向西部快速移动，不断挤压P1。磁极N2也在不断向西快速移动，而磁极P2主体呈现出顺时针旋转运动，靠近磁中性线的部分呈现出向东运动的趋势，如图7（c）中的光球速度图显示。

图7（a）中蓝框区域中的正负磁通量随时间的演化曲线（图7（d））表明，在3个耀斑期间的大部分时间里，N1和P1的极性反转线附近区域内的磁通量（尤其是负磁通量）在增大，而热通道HC2形成前10 min内出现短时间的显著磁对消。负磁通量的增大主要是因为磁极N1的向西运动导致更多负磁通量进入蓝框区域，而10 min左右短时间的显著对消与热通道的形成紧密相关。

图 7 爆发前的源区磁场分布及演化

3 非线性无力场重建和讨论

了解日冕磁场的三维结构是理解太阳爆发触发机制的前提。由于观测技术限制，目前尚无法对日冕磁场进行常规直接观测，因此发展了多种利用光球磁场来重建日冕磁场的方法。为了进一步研究热通道HC2的形成和X1.0级耀斑的触发，采用“最优化法”，以03:12 UT的HMI光球矢量磁场为边界，构建了该活动区的三维非线性无力场模型。

图8展示了AIA 131 Å的观测和非线性无力场模型的对比。观测中的4组亮冕环L1~L4（图8（a））与模型中的4组磁力线F1~F4（图8（b））对应，这些磁力线还与图2中CHASE/Hα图像的4个暗条的位置和形状符合较好。而观测的热通道HC1与模型中对应的磁场结构在形态上有些差别。图8（c）显示HC1和F1为磁扭缠数大于1的磁通量绳结构，而其他3组磁力线的磁扭缠数均小于1，对应弱扭缠的剪切磁拱。

图 8 观测和非线性无力场模型对比

图9展示了热通道HC2形成前和爆发后该活动区的非线性无力场模型的对比。从图中可以看出，HC2形成前后，磁拱F2和F4发生显著变化，即HC2形成后同一位置可追踪的2组磁力线都减少了。具体而言，图9中的局部放大磁扭缠分布图显示扭缠数大于0.7的面积减小了。模型中磁拱F2和F4中磁力线的减少，再结合热通道HC2形成的观测及其形成前10 min的磁极P1和N1之间的磁对消，推测热通道HC2的形成是源自光球磁对消引发的剪切磁拱F2和F4之间的缰绳截断（tether−cutting）磁重联。

图 9 热通道 HC2 形成前和爆发后，活动区 AR13664 非线性无力场模型的对比

4 结论

2024年5月10—11日发生了自2003年11月以来最强的地磁暴事件，Dst峰值指数达到−412 nT。该极端空间天气事件的太阳爆发源头为AR13668和AR13664发生的一系列大耀斑和晕状CME。本文采用多波段观测和非线性无力场外推，重点分析其中的首个X1.0级耀斑的触发过程。

该事件的太阳爆发源区的磁场结构和2024年5月8日X1.0级耀斑的触发过程均十分复杂。爆发前核心区存在多个暗条和亮的热冕环。在X1.0级耀斑之前1.5 h内发生的2个M级耀斑和2个热通道的爆发均与该耀斑的触发密切相关，然而活动区的暗条均未发生显著变化。第1个M级耀斑伴随热通道HC1的出现和爆发，而该热通道在以50.5 km/s的速度上升到一定高度后，便进入了长达1 h的极其缓慢的上升阶段。接下来，碰撞剪切极性反转线附近的光球磁对消引发的缰绳截断磁重联导致热通道HC2的形成，其形成过程伴随第2个M级耀斑。有趣的是，热通道HC2形成之后，并未经历常见的缓慢上升阶段，而是迅速以119.9 km/s的速度直接进入快速上升阶段，随后X1.0级耀斑开始。HC2的爆发又促进了位于其上方的热通道HC1的快速（85.4 km/s）上升，最终2个热通道合并为一体成功抛射出去，并产生一个速度为530 km/s的晕状CME。

研究表明，该特大地磁暴事件由多个大耀斑及伴随的晕状CME相互作用所致。其中的首个X1.0级耀斑的触发伴随2个M级耀斑和2个热通道的爆发。发生在第1个M级耀斑期间的热通道HC1的爆发，为第2个M级耀斑期间热通道HC2形成后迅速进入快速上升阶段提供了有利条件，而HC2的快速上升又进一步推进HC1的快速爆发和X1.0级耀斑的开始。本研究揭示了特大地磁暴源区爆发的复杂性，展示了多个耀斑和磁绳的相继爆发与相互作用可能是引起这次“完美风暴”的首个X1.0级耀斑的原因。

本文作者：宿英娜，欧雨迪，张潇文，万双峰，滕伟霖，季海生

作者简介：宿英娜，中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室，中国科学技术大学天文与空间科学学院，研究员，研究方向为太阳物理。

文章来 源 ： 宿英娜, 欧雨迪, 张潇文，等. 2024年5月特大地磁暴的首个太阳爆发触发过程研究[J]. 科技导报, 2025, 43(16): 105-113.

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来源：科技导报