太陽耀斑環(huán)的收縮和剪切*

周團(tuán)輝，季海生，王俊鋒

(1.中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)，江蘇南京 210008;2.中國(guó)科學(xué)院研究生院，北京 100049;3.南京信息工程大學(xué)，江蘇 南京 210044)

太陽耀斑的硬X射線(HXR)輻射是耀斑開始階段高能粒子的韌致輻射產(chǎn)生的。一般來說，這些高能粒子攜帶有磁場(chǎng)釋放出來的大部分能量。1991年發(fā)射成功的Yohkoh衛(wèi)星［1］上有硬X射線望遠(yuǎn)鏡［2］。Yohkoh衛(wèi)星的觀測(cè)結(jié)果表明硬X射線輻射主要是從耀斑環(huán)的足點(diǎn)發(fā)射的，而這個(gè)足點(diǎn)正是在日冕中被激發(fā)的高能粒子沿磁力線高速下降到色球上層的位置。這些高能粒子也能引起在其它能段上的輻射，例如Hα雙帶等。耀斑爆發(fā)需要的能量來源還不確定，磁重聯(lián)理論被認(rèn)為是目前最合理的解釋?；谥芈?lián)理論發(fā)展起來的二維耀斑模型則是被普遍接受的耀斑模型，這個(gè)模型能解釋耀斑的很多特征，例如耀斑雙帶的分離運(yùn)動(dòng)、耀斑環(huán)的膨脹等。二維耀斑模型這樣解釋耀斑過程:磁場(chǎng)在日冕內(nèi)重聯(lián)，開始參與重聯(lián)的磁力線在下層，而后來參與重聯(lián)的磁力線在上層，所以磁環(huán)在耀斑過程中不斷膨脹，相應(yīng)的環(huán)的足點(diǎn)則逐漸分離［3］。硬X射線源或Hα雙帶的運(yùn)動(dòng)在耀斑研究中有重要意義?？梢岳眠\(yùn)動(dòng)速度表征重聯(lián)率，并進(jìn)一步可以得到加速粒子的信息。例如文［4］作者利用大熊湖天文臺(tái)的高分辨率Hα數(shù)據(jù)，得到重聯(lián)區(qū)內(nèi)的電場(chǎng)強(qiáng)度。這個(gè)電場(chǎng)強(qiáng)度的時(shí)間曲線與硬X射線(20～85 keV)的輻射曲線很相似。文［5］作者也發(fā)現(xiàn)耀斑能量釋放的速度主要由日冕內(nèi)的磁重聯(lián)快慢決定的。

近年來，隨著RHESSI等高精度望遠(yuǎn)鏡的投入使用，陸續(xù)發(fā)現(xiàn)一些新的耀斑特征:耀斑過程中耀斑環(huán)的收縮［6－8］，耀斑環(huán)頂源的下降［9］，以及耀斑足點(diǎn)的靠近［10］等。但是現(xiàn)在還無法解釋耀斑環(huán)的收縮和足點(diǎn)的靠近運(yùn)動(dòng)的相互聯(lián)系。文［11］作者設(shè)計(jì)了一個(gè)磁場(chǎng)模型，可以利用剪切磁場(chǎng)的松弛解釋耀斑環(huán)的收縮及足點(diǎn)的靠近。本文根據(jù)前面提到的耀斑特征選擇了兩個(gè)大型耀斑事件，并進(jìn)行了初步分析。

1 方法和觀測(cè)

選擇這兩個(gè)耀斑事件根據(jù)以下原則:(1)耀斑有完整的RHESSI衛(wèi)星的硬X射線觀測(cè)數(shù)據(jù)，同時(shí)有明顯的硬X射線足點(diǎn);(2)有完整的TRACE衛(wèi)星觀測(cè)數(shù)據(jù)，并且具有明顯的雙帶結(jié)構(gòu);(3)耀斑爆發(fā)的位置，必須在日面中心45°范圍內(nèi)，這是因?yàn)槿绻甙l(fā)生在日面邊緣，投影效應(yīng)會(huì)影響到處理結(jié)果。之所以選擇TRACE和RHESSI衛(wèi)星的數(shù)據(jù)，是因?yàn)檫@兩個(gè)衛(wèi)星都有高分辨率望遠(yuǎn)鏡，其時(shí)間分辨率達(dá)到秒的量級(jí)，觀測(cè)結(jié)果相得益彰。

RHESSI衛(wèi)星主要目的是觀測(cè)耀斑的激發(fā)粒子和能量釋放過程，其空間分辨率達(dá)到2.3″，時(shí)間分辨率是4 s。利用RHESSI的觀測(cè)數(shù)據(jù)，可以更細(xì)致地研究硬X射線足點(diǎn)的運(yùn)動(dòng)。將耀斑的硬X射線輻射分為很多時(shí)間段，使每個(gè)時(shí)間段都與TRACE數(shù)據(jù)相對(duì)應(yīng)。利用這些數(shù)據(jù)，分別計(jì)算了硬X射線足點(diǎn)間的距離，并利用重心法［10］計(jì)算得到耀斑TRACE圖像中雙帶間距離。同時(shí)還分析了耀斑硬X射線足點(diǎn)和TRACE雙帶的剪切角的變化。剪切角通常這么定義，足點(diǎn)或雙帶間連線與磁中性線垂線間的夾角。

1.1 2002年3月14日耀斑

這個(gè)耀斑發(fā)生在NOAA9866活動(dòng)區(qū)，文［12］作者曾對(duì)這個(gè)耀斑進(jìn)行過分析，他們發(fā)現(xiàn)在30～50 keV能段，耀斑足點(diǎn)有一個(gè)靠近的運(yùn)動(dòng)。這次對(duì)這個(gè)耀斑進(jìn)行更細(xì)致的分析。圖1是耀斑演化的圖像。從圖中可以看出，耀斑開始階段，在TRACE 17.1 nm能段上有明顯的雙帶結(jié)構(gòu)，并且雙帶的剪切運(yùn)動(dòng)也很明顯;01∶47∶00 UT以后，耀斑環(huán)開始出現(xiàn)，將雙帶連接起來。選用01∶47∶00 UT以前的數(shù)據(jù)計(jì)算耀斑遠(yuǎn)紫外雙帶間距離，其時(shí)間曲線見圖2(a)?？梢悦黠@看出，除了前兩個(gè)數(shù)據(jù)點(diǎn)，雙帶間距離有一個(gè)明顯的減小，平均速度大約為23 km/s。圖2(b)是遠(yuǎn)紫外雙帶剪切角的變化曲線。剪切角在開始有輕微的增加，然后是持續(xù)減小，減小的速度約為0.025°/s。仔細(xì)分析遠(yuǎn)紫外數(shù)據(jù)，認(rèn)為雙帶距離和剪切角在開始時(shí)的增加是真實(shí)的運(yùn)動(dòng)。剪切角的減小在很多耀斑事件的不同能段中都有反映［13－14］。

再選取硬X射線(25～50 keV能段)數(shù)據(jù)計(jì)算足點(diǎn)間距離和剪切角。在25～50 keV能段，耀斑有兩個(gè)明顯的共軛足點(diǎn)，而且它們與遠(yuǎn)紫外雙帶的位置符合得很好 (見圖1)。耀斑硬X射線足點(diǎn)和17.1 nm的雙帶位置符合得很好，而且在01∶47∶00 UT以后，硬X射線足點(diǎn)出現(xiàn)在耀斑環(huán)的兩邊。耀斑硬X射線足點(diǎn)間距離和剪切角的時(shí)間曲線(見圖2(c，d))。耀斑硬X射線足點(diǎn)以18 km/s的速度相互靠近，這個(gè)速度與17.1 nm能段的雙帶靠近速度很相近，剪切角的減小速度為0.023°/s。

考慮到雙帶或足點(diǎn)間距離的變化可能受剪切效應(yīng)的影響，又計(jì)算了耀斑雙帶或足點(diǎn)間距離的平行和垂直于中性線的分量(圖3)發(fā)現(xiàn)，硬X射線足點(diǎn)間距離和17.1 nm雙帶間距離的時(shí)間變化曲線很相似，距離減小和增大的速度也近乎相等。

1.2 2003年8月29日耀斑

2003年8月29日的耀斑爆發(fā)在活動(dòng)區(qū)NOAA10486。NOAA10486是太陽活動(dòng)23周的一個(gè)著名的活動(dòng)區(qū)，有好幾個(gè)大耀斑都爆發(fā)在這個(gè)活動(dòng)區(qū)。這是個(gè)白光耀斑［15］，在硬X射線和160.0nm能段上都有完整的觀測(cè)。

圖4是耀斑的圖像?？梢钥闯?，在160.0nm耀斑有標(biāo)準(zhǔn)的雙帶結(jié)構(gòu)，并且硬X射線兩個(gè)足點(diǎn)的位置與雙帶符合得很好。而且很明顯能看出，從耀斑開始到20∶51∶00 UT，耀斑硬X射線(25～50 keV)兩個(gè)足點(diǎn)相互靠近，20∶51∶00 UT以后，東足點(diǎn)向東，而西足點(diǎn)向西，兩個(gè)足點(diǎn)做標(biāo)準(zhǔn)的分離運(yùn)動(dòng)［16］。

對(duì)這個(gè)耀斑進(jìn)行了同上一個(gè)耀斑一樣的分析思路，分別計(jì)算了耀斑紫外(160.0nm)雙帶和硬X射線足點(diǎn)間距離變化和剪切角的變化(圖5)。發(fā)現(xiàn)在20∶51∶00 UT之前，硬X射線足點(diǎn)和紫外雙帶都有會(huì)聚運(yùn)動(dòng)，體現(xiàn)在它們間距離先減少再增大。但是硬X射線足點(diǎn)間距離減少的速度約為82 km/s，增加的速度為74 km/s，而紫外雙帶間距離減小的速度只有17 km/s，增加的速度也只是24 km/s，是硬X射線結(jié)果的1/5～1/3。但是它們剪切角的變化也是一致的，都是減小的，只是減小的速率有所不同，紫外的是0.008°/s，而硬X射線則為0.026°/s，是紫外減小速率的3倍。

圖1 耀斑爆發(fā)過程。背景是TRACE EUV(17.1 nm)圖像，紅色等值線是硬X射線(25～50 keV)足點(diǎn)Fig.1 Temporal evolution of the flare.The background is constructed from TRACE EUV(17.1nm)images.The red contours are from RHESSI maps in the energy range of25－50keV

圖2 (a)～(b):TRACE EUV(17.1 nm)耀斑雙帶間距離和剪切角時(shí)間變化曲線;(c)～(d):硬X射線(25～50 keV)足點(diǎn)間距離和剪切角的時(shí)間變化曲線Fig.2 (a) － (b):The temporal variations of the distance and the shear angle between the TRACE EUV(17.1nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of the distance and the shear angle between the RHESSI HXR(25－50keV)kernels

圖3 (a)～(b):遠(yuǎn)紫外(17.1 nm)雙帶間距離的垂直和平行分量時(shí)間變化曲線;(c)～(d):硬X射線(25～50 keV)足點(diǎn)間距離的垂直和平行分量的時(shí)間曲線Fig.3 (a) － (b):The temporal variations of vertical and parallel distances between the EUV(17.1nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of vertical and parallel distances between the HXR(25－50keV)kernels

圖4 耀斑圖像。背景是紫外(160.0nm)圖像，疊加了相近時(shí)間的硬X射線(25～50 keV)足點(diǎn)。紅色等值線是硬X射線足點(diǎn)，它們?cè)?0∶49 UT以后有明顯的分離運(yùn)動(dòng)Fig.4 Evolution of HXR(25 －50keV)footpoints are superposed onto the nearest TRACE 160.0nm images.The red contours are from RHESSI HXR25－50keV data.The two sources show clear separate motion after20∶49 UT

圖5 (a)～(b):耀斑紫外(160.0nm)雙帶間距離和剪切角的變化曲線;(c)～(d):耀斑硬X射線足點(diǎn)間距離和剪切角時(shí)間曲線Fig.5 (a) － (b):The temporal variations of the distance and the shear angle between the TRACE UV(160.0nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of the distance and the shear angle between the RHESSI HXR(25－50keV)kernels

2 結(jié)論與討論

文中選取了兩個(gè)大耀斑進(jìn)行分析。這兩個(gè)耀斑都有雙帶結(jié)構(gòu)，而且爆發(fā)位置都在日面中心，可以忽略投影效應(yīng)。利用TRACE和RHESSI衛(wèi)星的高分辨率觀測(cè)數(shù)據(jù)，可以獲得耀斑足點(diǎn)或雙帶間距離以及剪切角的精細(xì)變化。得到以下幾點(diǎn)結(jié)果:

(1)在耀斑開始階段，共軛亮核間具有明顯的會(huì)聚運(yùn)動(dòng)，在垂直于磁中性線上會(huì)聚運(yùn)動(dòng)更明顯;

(2)耀斑過程中，剪切角是持續(xù)減小的，這反映了外層磁力線要比內(nèi)層磁力線剪切弱;

(3)17.1 nm能段的結(jié)果跟硬X射線的符合得很好，而160.0nm則與硬X射線相差3～5倍。作者認(rèn)為主要是因?yàn)?7.1 nm能段可以看作是非熱成分比較多，所以17.1 nm與硬X射線的結(jié)果比較接近，而160.0nm能段則是熱成分比較大。

［1］Ogawara Y，Takano T，Kato T，et al.The solar-a mission-an overview ［J］.Solar Physics，1991，136(1):1－10.

［2］Kosugi T，Masuda S，Makishima K，et al.The hard X-ray telescope(HXT)for the solar-a mission ［J］.Solar Physics，1991，136(1):17 －36.

［3］Forbes T G.Reconnection theory for flares［C］//Bentley R D，Mariska J T.Magnetic reconnection in the solar atmosphere.Proceedings of a Yohkoh conference.Durham:University of New Hampshire，1996，111:259－267.

［4］Qiu Jiong，Jeongwoo Lee，Dale E Gary，et al.Motion of flare footpoint emission and inferred electric field in reconnecting current sheets ［J］.The Astrophysical Journal，2002，565(2):1335－1347.

［5］Wang Haimin，Qiu Jiong，Jing Ju，et al.Study of ribbon separation of a flare associated with a quiescent filament eruption ［J］.The Astrophysical Journal，2003，593(1):564 －570.

［6］Sui Linhui，Holman G D.Evidence for the formation of a large-scale current sheet in a solar flare［J］.The Astrophysical Journal，2003，596(2):L251 －L254.

［7］Li Y P，Gan W Q.The sheinkage of flare radio loops ［J］.The Astrophysical Journal，2005，629(1):L137－L140.

［8］Li Y P，Gan W Q.The oscillatory shrinkage in TRACE 19.5nm loops during a flare impulsive phase ［J］.The Astrophysical Journal，2006，644(1):L97 －L100.

［9］Veronig A M，Karlicky M.X-ray sources and magnetic reconnection in the X3.9 flare of2003 November 3 ［J］.Astronomy and Astrophysics，2006，446(2):675 －690.

［10］Ji H，Wang H，Goode P R，et al.Traces of the dynamic current sheet during a solar flare ［J］.The Astrophysical Journal，2004，607(1):L55 －L58.

［11］Ji Haisheng，Huang Guangli，Wang Haimin.The relaxation of sheared magnetic fields a contracting process ［J］.The Astrophysical Journal，2007，660(1):893 －900.

［12］Fletcher L，Hudson H S.Spectral and spatial variations of flare hard x-ray footpoints ［J］.Solar Physics，2002，210(1－2):307－321.

［13］Asai A，Ishii T T，Kurokawa H，et al.Evolution of conjugate footpoints inside flare ribbons during a great two ribbon flare on2001 Arpil 10 ［J］.The Astrophysical Journal，2003，586(1):624－629.

［14］Su Yingna，Golub L，Adriaan A，et al.A statistical study of shear motion of the footpoints in two-ribbon flares ［J］.The Astrophysical Journal，2007，655(1):606 －614.

［15］Xu Yan，Cao Wenda，Liu Chang，et al.Near-infrared observations at 1.56 microns of the2003 October29 X10 white-light flare ［J］.The Astrophysical Journal，2004，607(2):L131 －L134.

［16］Liu Chang，Jeongwoo Lee，Deng Na，et al.Large-scale activities associated with the2003 October29 X10 flare ［J］.The Astrophysical Journal，2006，642(2):1205 －1215.