馬孟暄，沈 芳*，劉佑生

1 中國科學院國家空間科學中心 空間天氣學國家重點實驗室，北京 100190

2 中國科學院大學地球與行星科學學院，北京 100049

0 引言

日冕物質(zhì)拋射（coronal mass ejection,CME）是大量磁化等離子體從日冕向外拋射到行星際空間的現(xiàn)象，是太陽大氣以及太陽系中最大尺度的劇烈活動現(xiàn)象.一般認為日冕磁場在發(fā)生扭纏和重聯(lián)后，內(nèi)部的平衡被打破，其中儲存的大量能量以CME的形式釋放出來.CME 爆發(fā)的時間很短，一般是幾個小時內(nèi)，短時間內(nèi)大量的等離子體從日冕噴射而出，攜帶著凍結(jié)在等離子體中的磁場.一次CME拋射的質(zhì)量約為1013～1016g，釋放出1020～1025J的能量，其主要成分是來自于日冕的等離子體，包括部分的氦和大部分完全電離的氫.CME 速度一般在400～500 km/s 左右，最高可達3 000 km/s 甚至更高，其空間尺度在對地張角平均約為45°（Hundhausen,1993），但有部分可達到180°以上（McAllister et al.,1996）.在太陽活動低年，CME的發(fā)生頻率大約為0.2 次/天，而在太陽活動高年CME的發(fā)生頻率可能達到3.5次/天（Webb and Howard,1994）.

CME 進入到行星際空間后對空間天氣的影響更為劇烈，其內(nèi)部的磁場會破壞行星際背景磁場的穩(wěn)定.高密度、高能量的等離子體與背景太陽風相互作用，還會進一步破壞太陽風的穩(wěn)態(tài)流動，轟擊到衛(wèi)星上會對衛(wèi)星造成災難性的傷害.當拋射物到達地球時，CME 攜帶的巨大的能量會擾動地球附近的空間環(huán)境，從而引發(fā)一系列的空間天氣現(xiàn)象，對地球軌道飛行器、艙外作業(yè)中的宇航員，甚至也會對地面的通訊系統(tǒng)和電力系統(tǒng)造成損害.

利用OSO-7 衛(wèi)星搭載的日冕儀，Tousey（1973）首次觀測到CME 之后，隨著空間探測技術(shù)的發(fā)展和不同角度觀測數(shù)據(jù)的逐漸完善，我們對CME 的形態(tài)、結(jié)構(gòu)和運動學模型的研究越來越細致.大量的研究和分析表明，相比于太陽風和耀斑，CME 對空間天氣的影響更為顯著（Gosling,1997）.因此，對CME 爆發(fā)和傳播過程進行精準的模擬研究是提高空間天氣預報準確性的關(guān)鍵因素之一.

自1980 年代開始，大型計算機的計算能力不斷突破，為空間物理的研究提供了新的方法，結(jié)合衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)進行數(shù)值模擬的研究工作逐漸被全世界的科研工作者所接受，并得到了進一步的發(fā)展，而磁流體力學（MHD）數(shù)值模擬也逐漸發(fā)展成為空間天氣模擬和預報的主要手段.

本文主要總結(jié)了近年來在CME 傳播方面的數(shù)值模擬研究進展，包括傳播過程、CME 的偏轉(zhuǎn)，以及CME 之間的相互作用對CME 傳播的影響.在第1 節(jié)中將簡要介紹對背景太陽風的數(shù)值模擬工作.第2 節(jié)主要介紹CME 傳播過程的數(shù)值模擬，其中包括CME 的初始化模型以及基于不同CME初始化模型進行的對CME 傳播過程的數(shù)值模擬.在第3 節(jié)中，回顧了CME 在日冕和行星際空間中的偏轉(zhuǎn)的研究及CME 之間的相互作用，重點介紹了CME 之間的相互作用對CME 傳播過程的改變和對惡劣空間天氣事件的影響.在最后一節(jié)中，將給出一個簡要的總結(jié)并提出對未來的展望.

1 背景太陽風模型

多次的數(shù)值模擬表明，對擾動傳播的背景介質(zhì)進行準確建模是十分重要的（Odstr?il and Pizzo,1999a,1999b;Chané et al.,2005,2006;Shen et al.,2007）.在過去的10 年中，由于計算資源的極大改善，使用三維MHD 模型來模擬日冕和行星際太陽風逐漸成為一種常規(guī)手段.此外，隨著觀測數(shù)據(jù)日益豐富，將越來越多的觀測數(shù)據(jù)納入邊界條件或通過數(shù)據(jù)同化改善邊界條件，有可能得到更精準的模擬結(jié)果.Hayashi（2018）提出了在全球同向旋轉(zhuǎn)太陽風結(jié)構(gòu)的三維MHD 模擬中，對內(nèi)邊界采用基于觀測的時變邊界條件的處理.

Hickmann 等（2015）將數(shù)據(jù)同化的方法融入WSA（Wang-Sheeley-Arge）模型（Arge,2003）中建立 了ADAPT（Air Force Data Assimilative Photospheric Flux Transport）模型，該方法可以使得行星際模擬結(jié)果與所有磁圖的可用觀測數(shù)據(jù)一致.WSA模型是一種常用的經(jīng)驗模型，通常利用光球視向磁場觀測作為輸入，用勢場源表面（PFSS）模型獲得日冕磁場，進而根據(jù)源表面處（一般設(shè)為2.5 Rs）的日冕磁場相對于對應的光球磁場的膨脹因子以及磁力線在光球上足點與開閉場邊界的角距離，再根據(jù)經(jīng)驗公式計算某一點太陽風速度，因此WSA 模型可以用于預報地球附近的太陽風速度，也經(jīng)常用來作為數(shù)值模型的約束或部分輸入，如上述ADAPT模型即為此用途.Merkin 等（2016）將ADAPT 模型與三維MHD LFM-Helio（Lyon-Fedder-Mobarry-Helio）模型耦合，對背景太陽風進行模擬，這些模擬能夠更準確地重現(xiàn)日球?qū)与娏髌拖嗷プ饔脜^(qū)的小尺度細節(jié).

近期，通過使用GONG（Global Oscillation Network Group）的磁圖和理論模型，如PFSS（Potential Field Source Surface）模型和WSA 模型，Shen F 等（2018）將新的邊界問題處理方法應用于太陽風的三維MHD 模擬，建立了三維IN（INterplanetary）-TVD（Total Variation Diminishing）-MHD 模型.在模擬太陽活動周期不同階段的太陽風時，邊界條件取決于5 個可調(diào)控的參數(shù)，模擬出的太陽風參數(shù)在大部分時間內(nèi)與地球附近的觀測結(jié)果比較吻合.他們的模擬結(jié)果與2007 年全年的數(shù)據(jù)對比如圖1 所示，模擬捕捉到了大部分的高速流（high-speed streams,HSSs），而且高速流的持續(xù)時間和幅度與觀測數(shù)據(jù)基本一致.后來，Yang 和Shen（2019）提出了一種新的方法，結(jié)合多種觀測數(shù)據(jù)和人工神經(jīng)網(wǎng)絡（Artificial Neural Network,ANN）技術(shù)構(gòu)建太陽風參數(shù)在源表面上的全局分布，可以為三維MHD 太陽風建模提供更真實的邊界條件.

除了對邊界條件處理的改進，近年來在背景太陽風模擬的其他方面也有很大的改進.我們在下面詳細介紹其中的一些進展.

CORHEL（CORona-HELiosphere）是一套用于模擬三維空間日冕和日球?qū)犹栵L的組合模型，目前提供了三個日冕模型，包括球外磁流體力學算法（Magnetohydrodynamic Algorithm outside a Sphere,MAS）模型、PFSS 模型和WSA 模型.CORHEL 所涉及的日球?qū)幽Ｐ桶‥NLIL 模型（Odstrcil et al.,2004）和MAS-日球?qū)樱∕AS-H）模型（Lionello et al.,2013）.Linker 等（2016）利用ADAPT 建立了一個由每日磁圖驅(qū)動的太陽風時變模型.他們的模擬顯示了在穩(wěn)態(tài)模型中經(jīng)?？吹降男行请H介質(zhì)流結(jié)構(gòu)的典型特征，以及穩(wěn)態(tài)方法無法捕捉到的流結(jié)構(gòu)演化特征.他們的模擬結(jié)果與1 AU 的OMNI 觀測結(jié)果比較吻合.

van der Holst 等（2014）建立了名為阿爾芬波太陽模型（Alfvén Wave Solar Model,AWSoM）的全局模型，這是一個考慮日冕和內(nèi)日球?qū)又须x子溫度各向異性的三維MHD 模型.Meng 等（2015）將AWSoM 模型應用于模擬CRs 2107～2123 期間從日冕到1 AU 間的穩(wěn)定太陽風結(jié)構(gòu).圖2a 顯示了CR2107 的質(zhì)子壓力各向異性比以及Y=0 和Z=0 平面上太陽風速度的模擬結(jié)果.圖2b 給出1 AU 處太陽風參數(shù)的模擬結(jié)果和觀測結(jié)果的對比，可以看出二者符合較好.Evans 等（2012）自洽地將Alfvén波能量傳輸與MHD 方程相耦合.在這個太陽風模型中，他們引入了一個額外的耗散機制：表面Alfvén 波（SAW）阻尼，它在太陽極區(qū)很弱，而在亞極區(qū)緯度和開放與封閉磁場的交界處很強.他們的模擬結(jié)果顯示，SAW 阻尼可以重現(xiàn)低日冕的層析成像和日球?qū)拥腢lysses 觀測中看到的開放和封閉磁場邊界的溫度升高區(qū)域.

Feng 等（2010）提出太陽行星際守恒元/解元（Solar-InterPlanetary Conservation Element/Solution Elementelement,SIP-CESE）MHD 模型并使用6 片網(wǎng)格系統(tǒng)進行背景太陽風模擬.他們模擬了行星際太陽風的大尺度結(jié)構(gòu)和行星際空間磁場的演變.進而，F(xiàn)eng 等（2012）在原有模型的基礎(chǔ)上應用自適應網(wǎng)格加密（adaptive mesh refinement,AMR）技術(shù)對不同太陽活動階段的太陽風背景進行了數(shù)值研究，其模擬結(jié)果可以再現(xiàn)太陽附近和行星際空間的許多特征，例如選定的卡林頓周(Carrington Rotation,CRs)的太陽風參數(shù)的變化趨勢以及行星際磁場（interplanetary magnetic field,IMF）極性及其變化.此外，F(xiàn)eng 等（2015）利用GONG 的連續(xù)同步磁圖驅(qū)動的SIP-AMR-CESE MHD 模型研究了2008 年7 月1 日至8 月11 日從太陽表面到地球軌道的太陽風演變過程.Li 和Feng（2018）模擬了2008 年期間太陽風從太陽表面到地球軌道的演化過程，并通過與觀測結(jié)果的比較對模擬結(jié)果進行了定量評估，評估結(jié)果表明該模型可以生成一些太陽風常見的結(jié)構(gòu)，在太陽風參數(shù)模擬結(jié)果與觀測結(jié)果對比中，以速度結(jié)果最為吻合，而溫度和行星際磁場大小與觀測結(jié)果相比較低.

Shiota 等（2014）開發(fā)了SUSANOO（Spaceweather-forecast-Usable System Anchored by Numerical Operations and Observations）模型（Shiota and Kataoka,2016），模擬了2007～2009 年期間25～425 Rs 的背景太陽風結(jié)構(gòu).他們的數(shù)值結(jié)果與金星快車和火星快車分別在金星和火星附近的觀測結(jié)果吻合較好（Shiota et al.,2014）.

“歐洲日球?qū)宇A報信息系統(tǒng)”（European Heliospheric Forecasting Information Asset,EUHFORIA）是另一個可用于內(nèi)日球?qū)拥目臻g天氣預報模型，它能夠提供背景太陽風和0.1～2 AU的CME 爆發(fā)和傳播過程的MHD 模擬（Moschou et al.,2017;Pomoell and Poedts,2018）.EUHFORIA包括一個日冕經(jīng)驗模型和一個MHD 日球?qū)幽Ｐ?日冕模型提供內(nèi)邊界0.1 AU 處的等離子體和磁場參數(shù)，然后將其作為邊界條件來驅(qū)動日球?qū)幽Ｐ?后來，Hinterreiter 等（2019）對EUHFORIA 模型的性能進行了研究，通過與ACE 衛(wèi)星的觀測數(shù)據(jù)比對表明，EUHFORIA 模型模擬的太陽風參數(shù)在太陽活動水平較低時與觀測符合較好.

Piantschitsch 等（2017）開發(fā)了一個2.5 維的MHD 代碼來模擬日冕波的傳播及其與低密度區(qū)域如冕洞的相互作用.通過使用此代碼，他們還對冕洞內(nèi)部不同Alfvén 速度和入射波初始振幅的依賴性進行了綜合分析（Piantschitsch et al.,2018a,2018b）.他們的研究結(jié)果表明，冕洞內(nèi)部的密度值影響了所有不同次級波的相位速度、密度和磁場的振幅值；入射波的初始振幅和次級波的振幅以及靜止特征的峰值之間存在著相關(guān)性.

2 CME 的傳播

在穩(wěn)態(tài)背景太陽風基礎(chǔ)上疊加CME 初始化模型，可以對CME 傳播的三維過程進行數(shù)值模擬.目前國際上常用的CME 初始化模型有不同的類型，所研究和模擬的側(cè)重點也各有不同，在提高現(xiàn)有CME 初始化模型的性能方面已經(jīng)取得了一系列進展.本節(jié)主要介紹常用的幾種CME 初始化模型，以及應用這幾種模型的CME 傳播數(shù)值模擬方面的研究進展.

2.1 CME 初始化模型

錐體模型（Zhao et al.,2002）是常用的CME初始化模型之一，其模型簡單，且與CME 到達時間觀測值相對匹配.在錐體模型中，CME 不具備內(nèi)部磁場，但其輸入的大小、速度和位置是由日冕觀測值確定的，通常是由日冕儀確定的.

磁通量繩模型是另一種常用的CME 觸發(fā)模型，可以自洽地重現(xiàn)CME 的許多觀測特性（Manchester et al.,2017）.不同于錐體模型，磁通量繩模型包括內(nèi)部磁場，因此不僅可以模擬CME 到達地球時的動力學特征，還可以模擬磁場特征.由于其復雜的性質(zhì)，需要更多的參數(shù)來初始化此類模型，除了初始形狀、速度、密度等參數(shù)，還包括內(nèi)部磁場強度、磁通量和通量繩的方向等.該模型首先由Roussev等（2003）在三維MHD 模擬中實現(xiàn).

Thernisien 等（2006）提出一種漸變圓柱殼（Graduated Cylindrical Shell,GCS）模型，廣泛應用在觀測研究中，可用于研究在日冕儀中觀測到的CME 的形態(tài)學、位置、動力學，方便解決CME 觀測中的電子分布問題（Thernisien et al.,2006,2009,2011）.通過結(jié)合三維IN-TVD-MHD 模型（Shen F et al.,2018），Liu 等（2019）首次建立了基于圓柱殼（GCS）模型的CME 通量繩模型，并將其應用于行星際空間中快速CME 的傳播和偏轉(zhuǎn)等問題的數(shù)值模擬.

此外，球狀馬克模型和等離子體團模型也是近年來流行的CME 初始化模型（例如，Chané et al.,2005;Kataoka et al.,2009;Shen et al.,2011a,2011b,2012,2013,2014;Zhou et al.,2012,2014;Zhou and Feng,2013;Shiota and Kataoka,2016) .與磁通繩模型類似，這類模型同樣具有內(nèi)部磁場，并需要相關(guān)的初始參數(shù)，屬于簡化的磁通量繩模型.

HAFv.2 模型是一種基于物理學的運動學模型，它與三維 MHD 模型相結(jié)合也可用于研究各種太陽爆發(fā)事件，如2010 年8 月1～4 日期間觀測到對地CME 的行星際演變（Wu et al.,2011），以及2011 年3 月7 日太陽擾動事件中冕洞對內(nèi)日球?qū)覥ME 形 態(tài) 的 影 響（Wood et al.,2012）.Liou 等（2014）采用該模型研究了2012 年7 月23 日極快的背面CME 事件的傳播，模型得到的等離子體參數(shù)與STEREO-A 的觀測結(jié)果吻合較好.特別是，Wu 等（2017）用該模型細致模擬了WIND 航天器在2011 年9 月9 日觀測到的CME，并驗證了短時間（約35 min）的極密脈沖（峰值約為94 cm?3）與被行星際激波壓縮的日球?qū)拥入x子體片的關(guān)聯(lián).

Aulanier 等（2005,2010）開發(fā)了一個新的三維CME 爆發(fā)模型.他們提出了用光球?qū)有D(zhuǎn)、匯聚和對消運動作為邊界條件來創(chuàng)建一個具有環(huán)形不穩(wěn)定性的通量繩并使其向外噴發(fā).這個模型和耀斑的一些觀測現(xiàn)象比較吻合，如耀斑帶、耀斑帶中的電流（Janvier et al.,2014）、滑動重聯(lián)（Janvier et al.,2013）、通量繩足點的演變（Barczynski et al.,2019）、耀斑重聯(lián)和通量繩延伸期間的電流變化（Barczynski et al.,2020）、爆發(fā)后的環(huán)形收縮和渦流（Zuccarello et al.,2017）.

2.2 CME 源區(qū)日冕磁場的重建與模擬

為了刻畫真實的CME 源區(qū)磁場結(jié)構(gòu)，人們通常采用非線性無力場重構(gòu)方法從光球矢量磁圖外推出日冕磁場.例如，Jiang 等（2011）、Jiang 和Feng（2012）在CESE-MHD 模型中加入虛擬的摩擦力求解零β的簡化MHD 方程（β為動壓與磁壓之比，零βMHD 方程即為冷等離子體磁流體力學方程），并對日冕磁場進行重建，該模型被稱為CESE-MHD 非線性無力場（CESE-MHD-NLFFF）模型（Jiang and Feng,2013;Jiang et al.,2013,2014a,2014b）.進一步通過結(jié)合CESE-MHD-NLFFF 模型和三維時變MHD 模擬，Jiang 等進行了一系列模擬研究，其中包括NOAA 飛行器觀測到的2010 年10 月25 日 AR（太陽活動區(qū)）11117 的三維磁場演化，AR11283 中磁繩的形成和爆發(fā)，AR 11967 中的耀斑爆發(fā)前的大尺度電流片，以及 2017 年9 月6 日發(fā)生于AR 12673 的X9.3 級爆發(fā)性耀斑的三維磁拓撲演化（Jiang et al.,2012,2013,2016,2017,2018）.他們的模擬可以定量再現(xiàn)三維磁場的基本結(jié)構(gòu)、日冕中的電流片以及提供對太陽耀斑磁機制的解釋；通過追蹤模擬中重聯(lián)磁力線足點，他們可以確定磁繩足點的動態(tài)邊界，所得結(jié)果與觀測耀斑帶的空間位置和時間演化一致.圖3 展示了模型磁場與耀斑發(fā)生前日冕觀測特征的對比（Jiang et al.,2018）.

圖3 耀斑發(fā)生前重構(gòu)磁場與日冕觀測特征的比較.（a）用CESE-MHD-NLFFF 方法重構(gòu)的磁力線SDO 視圖；（b,c）耀斑發(fā)生前 SDO/AIA 171 ? 和 304 ?波段日冕圖像；（d）重構(gòu)得到核心區(qū)的低位磁力線，磁力線的顏色表征Z 軸的高度；（e）磁力線傾角的位置，顏色表征Z 軸的高度；（f）活動區(qū)的 GONG Hα 圖像，虛線表示磁繩的位置（修改自Jiang et al.,2018）Fig.3 Comparison of the reconstructed magnetic field with the observed features of the solar corona prior to the flare.(a) SDO view of sampled magnetic field lines of the CESE-MHD-NLFFF reconstruction.(b,c) Represent the SDO/AIA 171 ? and 304 ? images of the pre-flare corona respectively.(d) The low-lying magnetic field lines in the core region.The field lines are colorcoded by the value of height Z.(e) Locations of dips in the magnetic field lines;the color indicates the value of height Z.(f)GONG Hα image of the active region.The dashed curve denotes the location of a long filament (modified from Jiang et al.,2018)

Guo 等（2019）使用MPI-AMRVAC MHD 代碼（Keppens et al.,2012;Xia et al.,2018），對只有密度、速度和磁場，沒有氣體壓力和重力梯度以及能量方程的簡化MHD 方程進行求解，開發(fā)了一個數(shù)據(jù)驅(qū)動的零β近似的MHD 模型.基于SDO 矢量磁場觀測數(shù)據(jù)并利用磁摩擦方法推導出一個非線性無力場，并將該非線性無力場作為模型觸發(fā)的初始條件.他們針對2010 年11 月11 日觀測到的AR 11123進行MHD 模擬，可以再現(xiàn)磁通繩的爆發(fā)過程.

其他將真實的磁場演化模型作為CME 觸發(fā)模型的工作還包括Price 等（2019）、Pomoell 等（2019）、Hayashi 等（2018,2019）所做的研究.

2.3 CME 的傳播模擬

考慮到錐體模型使用的方便性，許多CME 傳播模擬工作使用錐體模型作為CME 的初始條件.例如，Odstrcil 等（2005）使用三維 MHD 模型模擬了1997 年5 月12 日的行星際CME 事件，分析了在各種穩(wěn)態(tài)和演化背景太陽風環(huán)境下傳播過程中ICME可能發(fā)生的相互作用.Taktakishvili 等（2011）報告了使用WSA-Enlil 和錐體模型的組合模型對選定的對地CME 事件進行的模擬結(jié)果.他們的模擬結(jié)果表明，對于選定的“對地”CME 事件，將數(shù)值模型與來自日冕儀的觀測結(jié)果相結(jié)合，可以對CME 的到達時間給出較為準確的結(jié)果.Bain等（2016）也結(jié)合WSA-ENLIL 和錐體模型討論了2010 年8 月和2012 年7 月激波驅(qū)動太陽高能粒子（SEP）事件中激波與其驅(qū)動的SEP 源之間的磁連接性.Dewey 等（2015）將錐體模型整合到WSAENLIL 模型中，模擬了與CME 相關(guān)的太陽風對水星系統(tǒng)的擾動.他們的模擬結(jié)果表明，模擬結(jié)果可以再現(xiàn) MESSENGER（MErcury Surface,Space ENvironment,GEochemistry and Ranging）航天器在2011 年3 月至2012 年12 月期間觀測到的水星系統(tǒng)太陽風的整體情況，與WSA-ENLIL 相比對磁層和外層過程的預測更準確.Pomoell 和Poedts（2018）將錐體模型整合到EUHFORIA 模型中，模擬了2015 年7 月17 日至29 日期間內(nèi)的CME事件.同時通過結(jié)合錐體模型和EUHFORIA 模型，Scolini 等（2018）測試了不同的CME 形狀對模擬結(jié)果的影響，模擬結(jié)果顯示，模型中指定CME 形狀的所有參數(shù)都會對1 AU 處的模擬結(jié)果以及CME 對地效應產(chǎn)生明顯影響.

磁通量繩模型也被廣泛應用.Lionello 等（2013）改進了MAS-ENLIL 模型，在7 Rs 內(nèi)的日冕模型中插入了一個失衡磁通量繩作為CME 的觸發(fā)模型，他們模擬了行星際CME（ICME）從18 Rs 到1.1 AU的傳播過程.模擬結(jié)果表明，改進后的模型可以準確地再現(xiàn)CME 的傳播過程.通過使用MAS/MASH 模型結(jié)合改良的Titov-Démoulin（TD）磁通量繩模型（Titov et al.,2014），T?r?k 等（2018）在日冕—行星際模型中插入了一個穩(wěn)定的磁通量繩，用來生成與2000 年7 月14 日“巴士底獄日”爆發(fā)事件觀測特性接近的初始CME，并模擬了CME 從太陽附近到地球附近的三維傳播特性.圖4a 顯示了最初的通量繩場線，圖4b 描述了爆發(fā)開始后不久，t=164.10 時通量繩核心位置的場線，圖4c、4d 顯示了在t=256 時，即在它到達1 AU 前不久，行星際磁場和ICME 通量繩的形態(tài).

圖4 （a）初始磁繩結(jié)構(gòu)；（b）t=164.10 時磁繩核心磁力線；（c）t=256 時的行星際磁場和 ICME 磁繩；（d）對圖（c）的局部放大，重點顯示了磁繩核心處的兩束磁力線結(jié)構(gòu)（修改自 T?r?k et al.,2018 ）Fig.4 (a) Initial flux-rope field lines;(b) Field lines of the flux-rope core at t=164.10;(c) Interplanetary magnetic field and ICME flux rope at t=256;(d) Close-up view on (c),showing two flux bundles at the core of the flux rope (modified from T?r?k et al.,2018)

Jin 等（2013）使用Titov-Démoulin（TD）通量繩模型觸發(fā)CME，并模擬了CR2107 期間從NOAA AR 11164 活動區(qū)爆發(fā)的快速CME.用1T（單溫）和2T（雙溫：耦合電子和質(zhì)子）MHD 模型對該CME 事件進行了模擬.作者在1 T 和2 T 的CME 模擬中比較了該快速CME 的傳播和CME 驅(qū)動的激波的熱力學特征，他們的結(jié)果證明了電子熱傳導與質(zhì)子激波加熱相結(jié)合的重要性，以便產(chǎn)生物理上正確的CME 結(jié)構(gòu)和CME 驅(qū)動的激波.

基于AWSoM 日冕模型構(gòu)建的背景太陽風（van der Holst et al.,2014），Jin 等（2016）對2011 年2 月15 日00:04 UT 發(fā)生的CME 事件進行數(shù)值模擬，該模擬由不同參數(shù)的解析Gibson-Low（GL）通量繩模型（Gibson and Low,1998）觸發(fā).他們的模擬結(jié)果顯示，CME 對周圍太陽風結(jié)構(gòu)的影響將受到這些結(jié)構(gòu)的磁場強度、它們與源區(qū)的距離以及CME 與大尺度磁場的相互作用的影響.Jin 等（2017）開發(fā)了一個新的數(shù)據(jù)驅(qū)動CME 的觸發(fā)模型，名為EEGGL（Eruptive Event Generator Gibson-Low ），利用來自GONG 磁圖數(shù)據(jù)和來自SOHO/LASCO 觀測的CME 速度自動確定GL 通量繩參數(shù).通過結(jié)合EEGGL 模型和AWSoM 太陽風模型（Oran et al.,2013；van der Holst et al.,2014），Jin 等（2017）對2011 年3 月7 日的CME 傳播進行了全面研究，對CME 從色球?qū)拥? AU 的過程進行了模擬.模擬結(jié)果可以重現(xiàn)許多在太陽附近和行星際空間中觀測到的特征.圖5a 描述了2011 年3 月7 日CME 事件的初始GL 通量繩模型，中心平面顯示徑向速度，圖5b 比較了模擬結(jié)果和SDO/AIA 觀測中的EUV 波.

圖5 （a）2011 年 3 月 7 日 CME 的初始 GL 通量繩；（b）模擬（左）和 SDO/AIA 觀測（右）中的 EUV 波（修改自 Jin et al.,2017）Fig.5 (a) Initial GL flux rope configuration for 7 March 2011 CME;(b) EUV waves in the simulation (left) and in the SDO/AIA observation (right) (modified from Jin et al.,2017)

Jacobs 和Poedts（2012）通過使用多功能對流代碼（versatile advection code,VAC）（Tóth,1999）求解了解域位于低日冕的MHD 方程.他們構(gòu)建了一個磁系統(tǒng)，該系統(tǒng)內(nèi)包含利于實現(xiàn)磁暴裂（“breakout”）模型的三維拓撲結(jié)構(gòu)，向磁系統(tǒng)中加入了一個新的磁通量，并研究了新的磁通量出現(xiàn)對磁系統(tǒng)的影響，該模型適合進行CME 磁暴裂模型的模擬研究.Pagano 等（2015）利用MPIAMRVAC 對產(chǎn)生CME 的磁通繩噴發(fā)進行了三維MHD 模擬，通過合成相應的Metis 白光（總亮度和偏振亮度）圖像，將偏振比技術(shù)應用于這些合成圖像，并與MHD 模擬的已知密度分布進行比較.研究結(jié)果表明，偏振比技術(shù)能夠以相對較高的精度再現(xiàn)CME 質(zhì)心沿視線的位置，并研究了CME 在真實三維方向上的傳播情況.

Wu 等（2016）將基于光球矢量磁圖外推出的爆發(fā)通量繩模型作為CME 觸發(fā)模型，并結(jié)合全球日冕—日球?qū)友莼Ｐ蛠砟MCME 的傳播過程.對2011 年9 月6 日的CME 事件進行模擬的結(jié)果表明，通量繩演化模型可重現(xiàn)CME 的物理特性，而且其形態(tài)與STEREO/COR-1 的觀測結(jié)果相似.

Zhou 等（2012,2013,2014）通過使用三維SIPCESE MHD 模型與等離子團模型，模擬了一系列對地CME 事件的傳播過程，如1997 年11 月4 日、1997 年5 月12 日和2010 年4 月3 日的CME 事件.他們的模擬結(jié)果與1 AU 附近的觀測結(jié)果較為吻合.

Shen 等（2011a,2014）使用三維COIN-TVD MHD 模型，以磁化等離子體團模型作為CME 初始化模型，模擬了單個CME 事件的傳播過程，以及兩個CME 事件的相互作用，如2000 年4 月4日和2012 年7 月12 日的CME 事件，以及2001年3 月28 日的CME-CME 相互作用事件.他們的模擬結(jié)果可以真實地再現(xiàn)CME 的三維形態(tài)，以及它們從太陽到地球的演變過程.

Kataoka 等（2009）、Shiota 和Kataoka（2016）也將球狀馬克模型作為初始CME 模型的磁場結(jié)構(gòu)，結(jié)合SUSANOO 模型作為背景太陽風模型模擬了2006 年12 月13 日CME 事件的傳播過程，模擬結(jié)果與1 AU 附近的觀測結(jié)果較為吻合.

最近，Scolini 等（2019）、Palmerio 等（2019）在EUFHORIA（Verbeke,2019）中加入了一個球狀馬克模型，模擬了2012 年6 月14 日、2012 年7 月12 日和2013 年5 月21～23 日的CME 事件，模擬結(jié)果顯示球狀馬克模型能夠較成功的模擬對地CME 的特征和到達時間.

3 CME 的偏轉(zhuǎn)過程模擬研究

根據(jù)遙感數(shù)據(jù)與地球附近的實際觀測數(shù)據(jù)，研究人員發(fā)現(xiàn)，并非所有朝向地球的CME 都會最終到達地球，而一些源自太陽邊緣的CME 事件可能最終會到達地球（Wang et al.,2002,2011;Wang et al.,2014）.這一有趣的現(xiàn)象的原因可能是CME 的偏轉(zhuǎn)，即CME 偏離徑向傳播.

CME 從太陽噴發(fā)出來后，由于諸多原因會偏離其初始爆發(fā)的方向.其中一個原因是日冕的磁場主導的動態(tài)過程.磁場結(jié)構(gòu)的不對稱性可以使CME 發(fā)生偏轉(zhuǎn)，這一點已被證實并被廣泛研究（例如，Kilpua et al.,2009;Gui et al.,2011；Shen et al.,2011；Wang et al.,2011；Zhou and Feng,2013;Kay et al.,2015,2016）.在行星際傳播過程中，當CME 與其他結(jié)構(gòu)相互作用時，也可能發(fā)生偏轉(zhuǎn).一個典型的例子是其他CME 的影響（Gopalswamy et al.,2001;Lugaz et al.,2012;Shen et al.,2012）.此外，行星際空間中的單個CME 也可能由于背景太陽風的影響而發(fā)生偏轉(zhuǎn)，當CME 與太陽風結(jié)構(gòu)[如CIR、行星際電流片（HCS）]相互作用時，在傳播過程中很可能會發(fā)生偏轉(zhuǎn)（例如，Wang et al.,2004,2014）.Wang 等（2004）的研究提出了這種CME 行星際空間偏轉(zhuǎn)的動力學模型，這種模型表明快速CME 總是被背景太陽風阻擋并向東偏轉(zhuǎn)，而慢速CME 在行星際空間傳播時會被背景太陽風推動并向西偏轉(zhuǎn).背景質(zhì)量和磁場會在CME 前沿的太陽風處積聚，這使得CME 西側(cè)壓力上升，而導致CME 偏移.Manchester 等（2017）提到了在日冕和日球?qū)又邪l(fā)生的CME 偏轉(zhuǎn)，并將其歸結(jié)為兩個主要原因：日冕磁場的影響和背景行星際太陽風產(chǎn)生的磁場的影響.了解CME 的偏轉(zhuǎn)對于改進CME 的預測結(jié)果具有重要意義，是CME 研究中的重要方面，近年來取得了一系列進展.

Shen 等（2011）認為，在磁壓力和磁張力的共同作用下，CME 傾向于向磁能密度較低的區(qū)域偏轉(zhuǎn).基于這一理論，Gui 等（2011）對日冕中的CME 偏轉(zhuǎn)進行了統(tǒng)計和分析，證實了這些偏轉(zhuǎn)在強度和方向上與磁能密度的梯度是一致的，這與Isavnin 等（2014）的研究相吻合，研究表明，大約62%的緯度偏轉(zhuǎn)和58%的經(jīng)度偏轉(zhuǎn)發(fā)生在日冕中，特別是在低日冕（5 Rs 以內(nèi)）區(qū).

Kay 等（2013）開發(fā)了一個由磁張力與磁壓力梯度引導的CME 偏轉(zhuǎn)模型，稱為ForeCAT（Forecasting a CME's Altered Trajectory）模型.ForeCAT模型包括CME 的徑向傳播和膨脹，以及使CME偏轉(zhuǎn)的背景磁場.Kay 等（2015）指出，CME 偏轉(zhuǎn)的大小和方向由質(zhì)量和速度等CME 參數(shù)以及背景太陽風磁場和磁場梯度決定.由冕洞和電流片的相對方向決定的全局梯度，以及與CIR 或小尺度結(jié)構(gòu)有關(guān)的局部磁場梯度，都會對總偏轉(zhuǎn)產(chǎn)生影響.此外，在具有強磁場和磁場梯度的背景下，寬大、緩慢、低質(zhì)量的CME 往往偏轉(zhuǎn)程度最大，而且由于局部和全局磁場梯度的影響，這些偏轉(zhuǎn)通常具有較大的縱向分量.

Zuccarello 等（2012）以及Bemporad 等（2012）通過使用2.5 維的VAC MHD 模型，模擬了冕流在CME 偏轉(zhuǎn)或多個CME 偏轉(zhuǎn)中的作用.結(jié)果顯示，由于磁壓力和磁張力的不平衡，CME 向著較大的盔狀冕流的電流片偏轉(zhuǎn)，最后進入冕流.正如Zuccarello等（2012）所指出的，在太陽活動極小期，即使是源自高緯度的CME 也很容易向HCS 偏轉(zhuǎn)，最終導致對地效應事件，而這種緯度方向的偏轉(zhuǎn)既取決于大尺度日冕磁場的強度，也取決于CME 內(nèi)的磁通量.

Wang 等（2002）發(fā)現(xiàn)，具有對地效應的正面暈狀CME（EFHCME）的經(jīng)度分布具有東西向（EW）不對稱性，這種不對稱性的程度還取決于EFHCME 從太陽到1 AU 的傳播速度.EFHCME 的速度越快，向西偏移越明顯，而且從整體形態(tài)上向西偏移.他們認為，在CME 源的經(jīng)度分布中出現(xiàn)的這種東西不對稱性是由于CME 在行星際介質(zhì)中的傳播發(fā)生了偏轉(zhuǎn).基于這一統(tǒng)計結(jié)果，Wang 等（2004）以及Wang 等（2014）提出了CME 行星際空間偏轉(zhuǎn)（CME Deflection in the InterPlanetary Space,DIPS）模型來研究CME 在黃道面的偏轉(zhuǎn)傳播情況.圖6 是DIPS 模型的示意圖，表明快速的CME 將被前方的背景太陽風阻擋而向東偏轉(zhuǎn)，而慢速的CME 將被后面的背景太陽風推動而向西偏轉(zhuǎn).DIPS 模型假設(shè)背景太陽風和行星際磁場占主導地位，而CME 是一個等離子體團，因此黃道面的CME 傾向于沿著行星際磁場線移動.

圖6 DIPS 模型示意圖.（a）慢CME 受行星際背景太陽風的推動，背景太陽風對CME 提供一個向西的力使其向西偏轉(zhuǎn)；（b）快CME 受行星際背景太陽風的阻擋，背景太陽風對CME 提供一個向東的力使其向東偏轉(zhuǎn)（修改自 Wang et al.,2004）Fig.6 A sketch map of the DIPS model.(a) Slow CME will be pushed by the following background solar wind,which makes the CME deflect to the west.(b) A fast CME will be blocked by the following background solar wind,which makes the CME deflect to the east (modified from Wang et al.,2004)

通過使用三維SIP-CESE MHD 模型，Zhou 和Feng（2017）模擬了不同位置產(chǎn)生的CME 在真實結(jié)構(gòu)的背景太陽風中傳播的特性，并指出CME 的偏轉(zhuǎn)是由HCS 的影響引起的.他們在相同的背景太陽風中，相對于HCS 和地球的不同太陽緯度觸發(fā)了初始CME.圖7a、7b 顯示了四種情況下不同初始位置的CME 在觸發(fā)后30 小時的三維演化結(jié)構(gòu)；圖7c顯示了這四種情況下相應的日地子午面密度分布.研究表明，CME 傾向于在太陽附近的緯度方向上向HCS 偏轉(zhuǎn)，在行星際空間中幾乎與HCS 平行傳播.

圖7 四種情況開始后 30 小時 CME 的三維演化結(jié)構(gòu).（a）繪制了ρ=1.5ρwind 和（b）磁場強度–B=15nT 的三維等值面.地球的位置由藍色球體標記.（c）四張圖為四種情況開始后30 小時日地子午面相對密度分布的等值線圖（修改自 Zhou and Feng,2017）Fig.7 Three-dimensional representations of the CMEs 30 hr after the initiation of the four cases.(a) Three-dimensional isosurfaces of ρ=1.5ρwind and (b) magnetic field strength -B=15 nT are drawn.The position of the earth is marked by the blue sphere.(c)The contour plots of the relative density distribution on the solar-terrestrial meridian plane after 30 hr for the four cases(modified from Zhou and Feng,2017)

Zhuang 等（2019）通過2.5 維 MHD 模擬方法，模擬了行星際空間中不同速度的CME 的偏轉(zhuǎn).模擬結(jié)果證實了CME 在行星際空間偏轉(zhuǎn)的存在，偏轉(zhuǎn)程度與CME 的速度和太陽風速度之間的差異有關(guān).圖8 顯示了不同初速度下的CME 在行星際空間的偏轉(zhuǎn)情況.他們發(fā)現(xiàn)，CME 速度如果比背景太陽風速度慢則向西偏轉(zhuǎn)、反之則向東偏轉(zhuǎn)；而且速度差越大，偏轉(zhuǎn)的角度就越大.

Liu 等（2019）采用三維IN-TVD-MHD 模型和基于GCS 的CME 通量繩模型模擬了快速CME在行星際空間的傳播和與CIR 相互作用發(fā)生偏轉(zhuǎn)的情況.圖9a、9c 顯示了CME 與CIR 相互作用時的偏轉(zhuǎn)角度和軌跡；圖9b、9d 顯示了沒有相互作用的情況.模擬結(jié)果表明，當快速CME 在行星際空間傳播過程中會產(chǎn)生向東的偏轉(zhuǎn)，如果在其西側(cè)與CIR 發(fā)生相互作用，偏轉(zhuǎn)程度相比沒有CIR 的情況會明顯增大.

圖9 （a）和（c）分別為CME 投射角度為?40°，即CME 與CIR 相互作用的情況下CME 偏轉(zhuǎn)角和CME 軌跡的時間圖像.（b）和（d）是CME 投射角度為?70°即CME 基本不與 CIR 相互作用時的圖像.（a）和（b）顯示在日地黃道坐標系中，而（c）和（d）顯示在共轉(zhuǎn)坐標系中.綠線是地球的經(jīng)度；藍色虛線是我們模擬的 CME 方向；紅色虛線是DIPS模型預測的CME 方向.（c）和（d）中每個 CME 圓的時間間隔為 3 小時（修改自 Liu et al.,2019)Fig.9 (a,c) Temporal images of the CME's deflection angles and the trajectories of the CME,respectively,for the case when the CME interacts with the CIR.(b,d) Images for the case when the CME does not interact with the CIR.(a) and (b) are shown in the heliocentric earth ecliptic coordinate system,while (c) and (d) are in rotating coordinates.The green line is the longitude of the earth;the blue dashed line is the CME direction of our simulation;the red dashed line is the CME direction predicted by DIPS model.The time interval for each CME circle in (c) and (d) is 3 hr (modified from Liu et al.,2019)

4 CME-CME 相互作用模擬研究

多個CME 在爆發(fā)之后往往會發(fā)生相互作用，比起單個CME，相互作用的CME 更容易引發(fā)大的地磁暴，因此受到人們的廣泛關(guān)注（Lugaz et al.,2017;Shen et al.,2017）.近年來，國內(nèi)外有許多數(shù)值模擬工作研究了相互作用的CME 的形成和傳播演化（如Lugaz et al.,2005;Xiong et al.,2006,2007;Shen et al.,2012,2013,2016;Shen C et al.,2018）.CME 的相互作用可以使兩個CME 的速度趨于一致.Wang 等（2005a,2005b）使用2.5 維MHD 模型模擬了兩個連續(xù)爆發(fā)的CME 的相互作用過程，這兩個CME 分別以400 km/s 和600 km/s 的速度從太陽表面噴出，最初相隔12 小時，模擬結(jié)果顯示，由于被前面的慢速CME 所阻擋，快速CME 的速度明顯減慢，他們的分析表明多CME 結(jié)構(gòu)的最終速度是由前面的慢速CME 主導的.

Lugaz 等（2005）采用三維MHD 模型，模擬了兩個CME 之間以及CME 與激波之間的相互作用.從圖10 可以看出，經(jīng)過一個初始階段后，第二個CME 與尾隨激波到達第一個磁云的邊緣，導致了復雜的相互作用過程和激波的急劇加速.后來，尾隨激波到達了前導激波前端的致密等離子體鞘，并與前導激波相互作用.在那里，它減速到比前導激波的速度大100 km/s 的速度.最終，兩個激波合并，一個更強、更快的激波形成，更快的激波的形成與“舊”和“新”的下游區(qū)域之間的接觸不連續(xù)性有關(guān).他們證明，在第一個CME 中，尾隨激波的傳播確實是對速度同化至關(guān)重要.Shen 等（2012）也取得了類似的結(jié)果，他們的研究采用了三維MHD 模擬，對2001 年3 月28～31 日的事件中真實環(huán)境下的兩個相互作用的CME 的演化進行了模擬.圖11 顯示了速度和加速度演變的模擬結(jié)果，說明這兩個相互作用的CME 之間存在著顯著的動量交換.順便說明，除了速度的變化，CME-CME 的相互作用還可能出現(xiàn)一個CME 導致另一個CME偏轉(zhuǎn)的現(xiàn)象（Xiong et al.,2009;Shen et al.,2012）.

Shen 等（2012）通過觀測數(shù)據(jù)，分析了CME之間發(fā)生超彈性碰撞的過程.他們?nèi)娼榻B了發(fā)生在2008 年11 月2～3 日的兩個CME 之間碰撞，分析結(jié)果表明有73%的可能性是超彈性碰撞，極大地影響了其動力學特征.這一發(fā)現(xiàn)表明，CME 的磁能和熱能可以通過更有效的方式轉(zhuǎn)化為動能.通過使用COIN-TVD MHD 模型，Shen 等（2011a,2012）模擬了行星際空間中兩個CME 的相互作用，分析了相互作用過程中CME 受力的變化，發(fā)現(xiàn)兩個CME 碰撞過程中的動量交換對CME 的減速和加速至關(guān)重要.Shen 等（2013）采用三維COIN-TVD模型分析了2008 年11 月2～3 日CME 事件之間的碰撞過程.圖12 顯示了碰撞（情況1）和非碰撞（情況2）情況下的能量變化.結(jié)果顯示，情況1比情況2 中碰撞增加了3%～4%的動能，這表明CME 的碰撞可能是超彈性的.Shen 等（2016）進一步研究了CME 的碰撞類型和CME 動能與總能量之比的關(guān)系，通常情況下，CME 的超彈性性質(zhì)出現(xiàn)在速度相對較低且速度差較小的情況下.

圖12 碰撞情況（情況 1）和非碰撞情況（情況 2）之間的能量差異.正值表示情況1 中的能量大于情況2中的能量.垂直虛線表示碰撞的開始，水平虛線表示數(shù)值誤差的水平（修改自Shen et al.,2013）Fig.12 Energy difference between the case of collision (Case 1) and the case of non-collision (Case 2).A positive value means that the energy in Case 1 is larger than that in Case 2.The vertical dashed line marks the beginning of the collision,and the horizontal dashed lines indicate the level of numerical error (modified from Shen et al.,2013)

Scolini 等（2019）使用EUHFORIA 模型模擬了發(fā)生在2012 年7 月14 日和2012 年6 月13～14日的兩個對地的CME-CME 相互作用事件.對于每個事件，他們分別使用錐體模型和球狀馬克模型作為CME 初始模型，模擬結(jié)果表明，使用以觀測為基礎(chǔ)的CME 輸入?yún)?shù)約束的球狀馬克模型，大大改善了對ICME 內(nèi)部磁場強度和對地傳播的預測，此外，對CME 到達地球時間的預測結(jié)果高度依賴于所使用的CME 模型和CME 輸入?yún)?shù).

MHD 模型也常常用來模擬多個CME 的相互作用.Shiota 和Kataoka（2016）采用三維MHD 模型，模擬了2003 年10 月至11 月期間多個CME 從30～430 Rs 傳播和相互作用過程，他們的模擬結(jié)果可以成功地與2003 年10 月29 日的萬圣節(jié)事件的速度和南向磁場分量吻合.模擬結(jié)果還表明，后面的CME 的傳播受到前面CME 軌跡的顯著影響

2017 年9 月的一系列CME-CME 相互作用事件因其典型性受到國內(nèi)外學者的關(guān)注.Werner 等（2019）、Scolini 等（2020）通過數(shù)值模擬手段都對該事件進行了研究.Werner 等（2019）根據(jù)日冕儀的圖像觀測，對多個CME 進行數(shù)值模擬.圖13顯示了9 月7 日18:00 UTC 時黃道面的太陽風速，其中包含了3 個CME.結(jié)果表明，在對快速連續(xù)爆發(fā)的CME 進行預測時，應考慮行星際介質(zhì)的影響.這是因為第一個行星際激波的預測到達時間大幅提高，而第一個行星際激波通過后的背景太陽風被帶走一部分物質(zhì)，受到影響，因而可能導致最后一個CME 經(jīng)歷不明顯的減速，并導致第二個行星際激波提前到達.Scolini 等（2020）對3 個CME 的模擬較好地重現(xiàn)了在地球附近觀測到的速度、密度和磁場剖面的主要特征.此外，他們在分析中以CME 磁場增長趨勢、最大值和衰減階段為特征研究了由相互作用導致的單個CME 在時空中的磁場放大過程，研究結(jié)果表明CME 爆發(fā)的時間間隔和相對速度是確定復雜CME 在不同日心距離產(chǎn)生影響的關(guān)鍵因素.

圖13 2017 年 9 月 7 日 18:00 黃道平面上的徑向太陽風速.圖中HCS 代表日球電流片（修改自Werner et al.,2019）Fig.13 The radial solar wind velocity output from the baseline run as shown on the ecliptic plane at 7 September 18:00 UTC (modified from Werner et al.,2019)

5 結(jié)論和未來展望

近些年，CME 傳播過程模擬研究方面的主要進展總結(jié)如下.

成功用于模擬CME 對地傳播以及背景太陽風三維MHD 模型數(shù)量大幅增加，比如美國的SWMF 模型、歐洲的EUHFORIA 模型、日本的SUSANOO 和中國的SIP-CESE、IN-TVD MHD 等模型.這些模型在CME 初始化方式、內(nèi)邊界條件、三維MHD 方程求解方法以及構(gòu)建磁場的勢場模型等方面做出了創(chuàng)新性的改良，將6 片網(wǎng)格、陰陽網(wǎng)格等網(wǎng)格形式應用于構(gòu)建背景太陽風三維MHD 模型并用于模擬CME 對地傳播，提高了CME 模擬的運算效率和模擬精度.

此外，一些現(xiàn)有的MHD 模型已被改編為研究CME 的日球?qū)觽鞑?，包括LFM 到LFM-Helio 和MAS 到MAS-Helio.以球狀馬克模型和通量繩模型作為CME 觸發(fā)模型也開始直接用于行星際模型（通常從0.1 AU 開始）中，主要用于研究CME 在行星際的傳播過程，除了模擬得到地球軌道附近的等離子體參數(shù)之后，還可以得到更遠行星際位置的傳播情況，如火星、木星等.

同時，人們一直在努力使CME 的初始化過程在使用磁繩模型的日冕模型中更快、更多的融合觀測參數(shù)，特別是在SWMF 中的EEGGL 和MAS 代碼中.這為今后根據(jù)更多更豐富的多源觀測數(shù)據(jù)觸發(fā)CME 磁繩模型的實時模擬提供了基礎(chǔ).眾所周知，在日冕行星際數(shù)值模型中的日冕部分（通常指低于0.1 AU 區(qū)域），CME 特征可能會發(fā)生重大變化，包括其速度和方向.然而，目前還不清楚在0.1 AU處使用多視點日冕儀測量數(shù)據(jù)驅(qū)動的CME 磁繩模型模擬在空間天氣預報能力方面會比在太陽表面驅(qū)動的CME 磁繩模型模擬表現(xiàn)相差多少.用接近真實物理真實的CME 模型對在太陽表面附近觸發(fā)的CME 進行日地傳播模擬的數(shù)量仍然相對較少.近年在將時變的磁場模型與日冕模型及日球?qū)幽Ｐ婉詈戏矫嬉踩〉昧诉M展.對于日冕和行星際磁場來說，ADAPT與一些MHD 模型的耦合已經(jīng)被證明能產(chǎn)生更準確的行星際電流片模型.

此外，太陽風背景在CME 傳播中也起著重要作用.如果不使用提供真實條件的背景太陽風，即使使用日冕中真實的CME 擬合參數(shù)，也很難準確模擬CME 到達時間和特性.太陽風模型中包含了大量新的物理學知識，包括更先進的熱力學處理，包括Alfvén 波和對內(nèi)邊界條件的新的求解方法.

CME 的傳播方向可能顯示出對徑向軌跡的偏離，即CME 偏轉(zhuǎn).CME 的偏轉(zhuǎn)可以近似地分為兩部分：由于磁力而在日冕中的偏轉(zhuǎn)和由于與背景太陽風的相互作用而在行星際空間的偏轉(zhuǎn).如果一個慢速CME 和一個快速CME 從相鄰的位置連續(xù)噴發(fā)，那么快速CME 在傳播過程中會接近并與慢速CME 相互作用.許多觀測研究和數(shù)值模擬已經(jīng)研究了相互作用的CME 的形成和傳播.CME 的相互作用可以導致CME 之間的壓縮、重聯(lián)和動量轉(zhuǎn)移，并可能導致大的地磁暴.我們在綜述中對近年來CME 偏轉(zhuǎn)和相互作用數(shù)值模擬方面取得的重要進展也進行了詳細的回顧.

在未來的研究中，隨著觀測資料的進一步豐富，如美國已經(jīng)發(fā)射的帕克太陽探針（Parker Solar Probe,PSP）,太陽極軌探測器（Solar Oribiter,SO），中國即將發(fā)射的太陽綜合探測衛(wèi)星：先進天基太陽天文臺（Advanced Space-based Solar Observatory,ASO-S），以及多角度全方位太陽觀測衛(wèi)星群：太陽環(huán)計劃（Solar Ring）（Wang et al.,2020），有望得到更為豐富的、更高時空分辨率、全日面以及太陽高緯的觀測數(shù)據(jù).結(jié)合越來越豐富的多源觀測數(shù)據(jù)，通過非線性無力場外推、數(shù)據(jù)驅(qū)動磁流體力學模型等基于太陽觀測數(shù)據(jù)約束的CME 觸發(fā)模型來模擬CME 的傳播過程，可能會達到對CME有更好的物理解釋和更精準預報的目標，這一方面的研究有望在未來幾年內(nèi)取得突破性進展.