周新平梁紅飛

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院昆明650500)

對一個(gè)伴隨CME爆發(fā)的快速EUV波的研究?

周新平?梁紅飛?

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院昆明650500)

利用太陽動力學(xué)天文臺(Solar Dynamics Observatory,SDO)高時(shí)間和高空間分辨率的觀測資料,研究了發(fā)生在2014年1月7日的一個(gè)伴隨日冕物質(zhì)拋射(Coronal Mass Ejection,CME)爆發(fā)的日冕波,主要目的是研究極紫外(Extreme UltraViolet,EUV)波的產(chǎn)生機(jī)制.通過分析CME爆發(fā)與該EUV波發(fā)生的時(shí)間和位置關(guān)系,表明快速的EUV波很有可能是由CME驅(qū)動的.通過對時(shí)間切片圖像的分析,發(fā)現(xiàn)這個(gè)快速EUV波的速度大于1200 km·s?1.分析表明這個(gè)快速EUV波與Chen等人2002年提出的模型相符,可以用日冕Moreton波解釋.

太陽:活動,太陽:日冕物質(zhì)拋射,太陽:極紫外波

1 引言

在研究太陽和日球天文臺(Solar and Heliospheric Observatory,SOHO)的極紫外成像望遠(yuǎn)鏡(Extreme ultraviolet Imaging Telescope,EIT)1997年5月12日的觀測資料時(shí),Thompson等人發(fā)現(xiàn)伴隨日冕物質(zhì)拋射發(fā)生了一個(gè)波或擾動,其傳播范圍覆蓋了幾乎整個(gè)可見的太陽表面,以約245 km·s?1的速度傳播到冕洞邊界[1].因?yàn)檫@種現(xiàn)象最初是由EIT望遠(yuǎn)鏡觀測到的,Thompson等[2]在研究和1997年5月12日事件相似的1997年4月7日事件時(shí),將其稱為“EIT波”.EIT波在傳播過程中通常有一個(gè)亮的離散的波前,波前通常以幾百公里每秒的速度向活動區(qū)外面?zhèn)鞑?覆蓋太陽表面較大的區(qū)域.EIT波剛開始被廣泛解釋為快模(fast mode)磁聲波[1,3],但是由于其比日冕中的快模磁聲波慢,因此Chen等[4]認(rèn)為Thompson等人發(fā)現(xiàn)的EIT波不是快波,而且預(yù)言這類慢速的EIT波前方應(yīng)該存在一個(gè)快波.Chen等[5]、Kumar等[6]、Asai等[7]、Xue等[8]和Shen等[9]分別在2011、2012和2013年證實(shí)了Chen等[4]的觀點(diǎn):存在兩個(gè)不同的EUV波,前面的為快模磁流體動力學(xué)(Magnetohydrodynamics,MHD)波,后面的對應(yīng)磁感線拉伸導(dǎo)致的表觀傳播.此后,針對慢速的EIT波,其他模型也相繼提出(參見綜述文章[10-11]).

現(xiàn)在普遍將在EUV波段觀測到的兩種擾動統(tǒng)稱為“EUV波”,但是這兩種波的性質(zhì)不同[12].對于慢速的EUV波,典型的速度為200–400 km·s?1,早期許多人認(rèn)為它就是色球Moreton波在日冕底層的對應(yīng)體[13].然而,慢速的EUV波的速度只有色球Moreton波的1/3左右[14].此外,兩者在其他方面也不一致.在Chen等[4,15?17]的模擬中,慢速EUV波不是真正的波,而是磁力線逐個(gè)拉伸導(dǎo)致的密度增強(qiáng)區(qū)域的表觀向外傳播現(xiàn)象.對于Thompson等人1998年發(fā)現(xiàn)的慢速的EIT波,很多的資料顯示它們與CME有緊密的聯(lián)系,Biesecker等[18]通過統(tǒng)計(jì)分析發(fā)現(xiàn)EIT波和CME有很緊密的關(guān)系,與耀斑的相關(guān)性卻很小.Cliver等[19]的研究發(fā)現(xiàn)大多數(shù)的大尺度EIT波和小于C級的耀斑相關(guān),Veronig等[20]通過對一個(gè)EIT波的爆發(fā)原因進(jìn)行細(xì)致的分析表明,EIT波的產(chǎn)生時(shí)間早于耀斑爆發(fā)時(shí)間,并且此耀斑比較弱,不可能是該EIT波的產(chǎn)生原因.Chen[21]通過研究十幾個(gè)沒有產(chǎn)生CME的強(qiáng)耀斑,發(fā)現(xiàn)這些耀斑爆發(fā)后都沒有產(chǎn)生相應(yīng)的EIT波,得出了EIT波不可能是由耀斑的壓力脈沖產(chǎn)生的結(jié)論.Chen[22]分析EIT波和CME的關(guān)系時(shí)發(fā)現(xiàn)兩者密切相關(guān):CME前面的環(huán)與EIT波波前重合,擴(kuò)張的EIT暗區(qū)與CME的暗腔重合,CME前面的環(huán)和EIT波都應(yīng)該是磁環(huán)的連續(xù)拉伸引起運(yùn)動中的等離子體密度增大.Ma等[23]也證實(shí)EIT波的增亮其實(shí)有CME亮前沿的貢獻(xiàn).對于快速的EUV波,現(xiàn)在普遍認(rèn)為它是快模MHD波[24?28],然而,對于其產(chǎn)生機(jī)制存在爭議.在1999年之前,國際上普遍認(rèn)為它是耀斑壓力脈沖產(chǎn)生的爆震波,但Cliver等[29]和Chen等[4]分別在觀測上和理論上提出此波是由CME驅(qū)動的,Shen等[28]的研究結(jié)果表明快速的EUV波是被相關(guān)的CME側(cè)翼擴(kuò)張運(yùn)動所驅(qū)動的快磁聲波,Wang等[30]通過數(shù)值模擬也證明了此觀點(diǎn).

能否深刻理解快速EUV波的起源和本質(zhì),關(guān)鍵在于能否獲取EUV波觸發(fā)時(shí)的日冕環(huán)境.SDO的上天,為我們研究EUV波提供了高質(zhì)量的觀測資料.本文著重分析2014年1月7日的一個(gè)爆發(fā)事件,研究耀斑爆發(fā)和CME與EUV波的關(guān)系以及EUV波的特性.

2 觀測和數(shù)據(jù)預(yù)處理

本文中所使用的數(shù)據(jù)主要來自搭載在太陽動力學(xué)天文臺(SDO)上的大氣成像組件(Atmospheric Imaging Assembly,AIA).AIA能夠在同一時(shí)間提供多個(gè)波段的高空間和高時(shí)間分辨率的全日面像.EUV波段的時(shí)間分辨率為12 s,空間分辨率為0.6′′/pixel.這個(gè)EUV波在193?A波段最為清晰,因此我們主要利用193?A波段的數(shù)據(jù)來研究該EUV波的傳播過程,其他波段的數(shù)據(jù)主要用來研究耀斑的爆發(fā)過程.同時(shí)還利用SOHO上的Large Angle and Spectrometric Coronagraph(LASCO)日冕儀提供的CME白光成像觀測數(shù)據(jù),地球同步軌道環(huán)境業(yè)務(wù)衛(wèi)星(Geostationary Operational Environmental Satellites,GOES)提供的軟X射線流量數(shù)據(jù),美國國家天文臺(National Solar Observatory,NSO)全球振蕩網(wǎng)絡(luò)組(Global Oscillation Network Group,GONG)提供的全日面Hα數(shù)據(jù).考慮太陽表面是一個(gè)球面,我們利用沿著太陽表面兩點(diǎn)大圓做時(shí)間切片的方法研究EUV波的傳播過程.為了更細(xì)致地顯示EUV波的細(xì)節(jié),使用了不會產(chǎn)生假像的固定相減像圖像(base di ff erence image)[31].同時(shí)為了消除太陽自轉(zhuǎn)的影響,所利用的圖像都旋轉(zhuǎn)到同一參考時(shí)間(19:30:00 UT)的位置.

3 結(jié)果

3.1 耀斑和CME

圖1展示了在太陽活動區(qū)11943內(nèi)位于日面經(jīng)緯度S12W08發(fā)生X1.2級雙帶耀斑爆發(fā)前后NSO/GONG Hα的線心觀測圖像.圖中的黑色箭頭指示了位于耀斑爆發(fā)區(qū)域的暗條.圖像a展示的是耀斑爆發(fā)之前的圖像,從圖中可以看到耀斑位于黑子附近.耀斑大約在18:06 UT左右開始爆發(fā),如圖b所示.圖中的白色箭頭指示這個(gè)雙帶耀斑爆發(fā)的位置.結(jié)合圖c和圖d,我們可以清晰地看到此雙帶耀斑的爆發(fā)過程,在爆發(fā)過程中耀斑周圍暗條的形態(tài)和位置幾乎沒有改變.在圖2中,AIA 304?A(圖像b,c)和AIA 193?A(圖像e,f)展示了這個(gè)雙帶耀斑的爆發(fā)過程,在304?A圖像中我們可以看到耀斑帶A和B(白色箭頭所示)是獨(dú)立分開的,其中耀斑帶A的強(qiáng)度相對較弱.圖像d顯示的是耀斑爆發(fā)前的全日面圖像,圖中的小的白色方框1展示了圖b,c,e,f所取視場的大小以及活動區(qū)的位置.大的白色的方框2標(biāo)示相減像的視場大小,如圖a所示.在圖a中,黑色的十字位于爆發(fā)源區(qū)中心附近位置,以此位置為起點(diǎn)做時(shí)間切片,白色的曲線S1–S4標(biāo)示時(shí)間切片的位置.為了測定耀斑開始爆發(fā)的具體時(shí)間,我們對圖2中白色方框1區(qū)域內(nèi)的輻射強(qiáng)度進(jìn)行求和,得到AIA 5個(gè)波段的光變曲線.為了消除各個(gè)波段強(qiáng)度值的差異,將各波段強(qiáng)度利用其在17:00:18 UT的亮度值進(jìn)行歸一化,不同的顏色代表不同的波段觀測到的相對亮度值,如圖3所示.在圖3中我們可以看到耀斑在18:06 UT(圖中點(diǎn)虛線標(biāo)示)左右開始爆發(fā),經(jīng)過大約46 min后(圖中實(shí)線標(biāo)示)耀斑達(dá)到其峰值,此后,耀斑開始逐漸減弱.從圖中我們可以看到,雖然各個(gè)波段的相對強(qiáng)度不一樣,但是它們顯示的耀斑爆發(fā)時(shí)間和峰值時(shí)間幾乎是相同的.

圖4顯示了GOES 15衛(wèi)星觀測的耀斑軟X射線的流量曲線以及流量曲線的導(dǎo)數(shù).從圖a的GOES軟X射線流量曲線圖中我們可以看到,在18:06 UT(圖中T1標(biāo)示的點(diǎn)虛線)流量開始有明顯的增加,流量的斜率開始突變,這個(gè)時(shí)刻對應(yīng)于耀斑的脈沖相開始時(shí)刻(和圖3耀斑的起始時(shí)刻一致).對流量曲線的原始數(shù)據(jù)進(jìn)行差分計(jì)算并畫出差分曲線,如圖中b所示.從圖b中我們可以看到,GOES流量上升最快的時(shí)刻在18:18 UT(圖中T2標(biāo)示的點(diǎn)虛線)附近,這個(gè)時(shí)刻對應(yīng)于耀斑的脈沖相,此時(shí)耀斑的壓力最強(qiáng).

伴隨著這個(gè)耀斑的爆發(fā),SOHO/LASCO觀測到了一個(gè)CME.利用LASCO C2和C3日冕儀的觀測數(shù)據(jù),我們畫出了CME爆發(fā)過程的高度-時(shí)間曲線,如圖5所示.從圖中我們可以得到CME的傳播速度為1800 km·s?1左右,根據(jù)擬合的高度-時(shí)間曲線外推得到CME在太陽表面上啟動的時(shí)間為18:02 UT左右.考慮到CME爆發(fā)開始后存在一個(gè)加速過程,CME的啟動時(shí)間應(yīng)該早于18:02 UT.

圖1 NSO/GONG Hα波段觀測的單色像展示耀斑的爆發(fā)過程.白色的箭頭指示耀斑,黑色的箭頭指示暗條.Fig.1 The fl are eruption shown by the Hα filtergrams from NSO/GONG.The white arrows point to the fl ares,while the black arrows indicate the filaments.

圖2 耀斑爆發(fā)在AIA 304?A(b–c),193?A(a,d–f)的圖像.白色的箭頭指示耀斑帶A和B,全日面像中方框1和方框2分別對應(yīng)圖b–c、e–f和圖a的視場.Fig.2The fl are eruption shown by the images at AIA 304?A(panels b–c)and 193?A(panels a,d–f).The white arrows point to the fl are ribbons A and B,the boxes 1 and 2 in full sun image show the fields of view of panels b–c,e–f and panel a,respectively.

圖3 AIA 5個(gè)波段利用17:00:18 UT亮度值歸一化后的變化曲線Fig.3 The intensity profiles of five AIA wavelengths normalized by the intensity at 17:00:18 UT

圖4 (a)GOES軟X射線1–8?A流量曲線;(b)1–8?A流量曲線的差分曲線Fig.4 (a)The temporal profile of the soft X-ray emission in the 1–8?A waveband observed by GOES; (b)The di ff erential curve of emission in the 1–8?A waveband

圖5 SOHO/LASCO C2和C3觀測到的CME高度-時(shí)間曲線Fig.5 The height versus time diagram of the CME observed by SOHO/LASCO C2 and C3

3.2EUV波

這個(gè)雙帶耀斑開始爆發(fā)之后立即產(chǎn)生了一個(gè)高速的EUV波,如圖6所示.我們利用固定相減像圖像來展示EUV波的傳播過程,每個(gè)時(shí)刻的圖像都減去了17:00:18 UT的亮度分布.圖像a展示了雙帶耀斑爆發(fā)后的圖像,隨著時(shí)間的推移,EUV波朝著西南方向的寧靜區(qū)傳播,波前在圖像a–d中用白色的箭頭指出.隨著波的傳播,亮波前后面由于密度的減小出現(xiàn)了暗區(qū)(dimming)(圖中黑色箭頭指出),并且暗區(qū)越來越強(qiáng).從亮波前傳播時(shí)的形狀我們可以看出,這個(gè)EUV波的亮波前是以圓錐形向外傳播的,即:靠近傳播方向軸線的速度明顯高于兩側(cè)的速度.為了研究EUV波的運(yùn)動學(xué)特征,我們沿著EUV波的傳播方向選取了4條切片路徑,這4條切片的位置在圖像2a中用白色的虛線(S1–S4)標(biāo)示.在圖7中我們展示了EUV波沿著S1–S4傳播的時(shí)間切片圖像.在時(shí)間切片圖上,傳播的波信號顯示為一條具有正斜率的白色亮脊,波在太陽表面?zhèn)鞑サ乃俣瓤梢酝ㄟ^對亮脊進(jìn)行線性擬合得到.從圖中我們可以看出波沿著不同的路徑傳播的速度不一樣:S2和S3比較接近波傳播的方向,這兩個(gè)方向測出來的速度比較大,分別為1294.6 km·s?1和1132.3 km·s?1;S1和S4的位置偏離波傳播中軸線的方向,在這些路徑上測出的速度相對較小,分別為863.0 km·s?1和604.1 km·s?1,同時(shí)注意到在S1亮波前后面緊跟著日冕暗區(qū).圖中的豎線標(biāo)示EUV波的啟動時(shí)刻(18:06 UT),考慮到這個(gè)雙帶耀斑的強(qiáng)度比較強(qiáng),做切片的起始點(diǎn)位于耀斑區(qū)域,EUV波的啟動時(shí)間應(yīng)該早于18:06 UT.

圖6 AIA 193?A波段的EUV波固定相減像演化圖像.白色箭頭指示EUV波波前,黑色箭頭指示暗區(qū).Fig.6 The evolution of the EUV wave displayed by the sequential base di ff erence images at AIA 193?A. The white arrows point to the EUV wave front,while the black arrows indicate the dimming.

4 討論

SDO提供的高時(shí)間和空間分辨率的觀測資料,為我們理解快速EUV波的起源及其本質(zhì)特征提供了非常好的條件.我們研究了2014年1月7日的耀斑和CME爆發(fā)過程以及伴隨爆發(fā)產(chǎn)生的EUV波的運(yùn)動特征,得到的主要結(jié)果列舉如下:(1)EUV波在傳播過程中以恒定的速度傳播.(2)EUV波的啟動時(shí)間(18:06 UT)早于耀斑爆發(fā)的脈沖相時(shí)間(18:18 UT)12 min,我們認(rèn)為不可能是該雙帶耀斑的爆發(fā)導(dǎo)致了EUV波的產(chǎn)生. (3)EUV波的啟動時(shí)間和CME的啟動時(shí)間(18:02 UT)相近,證明該EUV波是由CME驅(qū)動產(chǎn)生.這個(gè)EUV波的啟動時(shí)間和CME的爆發(fā)幾乎是同時(shí)的,所以我們得到的結(jié)論和前人[4,18,20?22,28?29]的一樣:EUV波是由CME的爆發(fā)驅(qū)動,而不是由耀斑的壓力脈沖產(chǎn)生.

現(xiàn)在普遍認(rèn)為EUV波的起源和耀斑爆發(fā)的聯(lián)系很弱,但和CME的爆發(fā)有緊密的關(guān)系.當(dāng)然,CME也可能不是產(chǎn)生EUV波的唯一來源,比如Zheng等[32]利用SDO在2011年3月1日觀測的一個(gè)失敗爆發(fā),發(fā)現(xiàn)并沒有產(chǎn)生CME,卻產(chǎn)生了一個(gè)相應(yīng)的EUV波,經(jīng)過他的分析認(rèn)為這個(gè)EUV波是由噴流驅(qū)動的.他的這個(gè)觀點(diǎn)與Patsourakos等[33]提出的觀點(diǎn)相符合,即:所有等離子體的運(yùn)動都有可能是驅(qū)動某種波的擾動,像噴流、爆發(fā)的等離子體團(tuán)或日浪,也有可能是驅(qū)動EUV波的源.現(xiàn)在普遍將快速的EUV波解釋為快模MHD波[24?26],并且一些數(shù)值模擬的結(jié)果也支持快模波的模型[34?35].Shen等[36]研究了一對相繼產(chǎn)生的EUV波,他們認(rèn)為快速的EUV波是一個(gè)快速的磁聲激波,它被日冕物質(zhì)拋射的側(cè)翼擴(kuò)張所驅(qū)動,慢速的EUV波是由閉合磁力線的連續(xù)拉伸壓縮日冕等離子體而產(chǎn)生,其本質(zhì)并不是波.Chen等[5,16]和Kumar等[6]研究一對不同的EUV波,得出快速的EUV波是日冕Moreton波,慢速的“EIT波”不是真正的波,日冕Moreton波的速度是EIT波的3倍的結(jié)論.根據(jù)這個(gè)EUV波的特性,我們可以用快速日冕Moreton波來解釋本文的EUV波,其依據(jù)是:典型的Moreton波的速度在1000 km·s?1左右[13,37],我們測定的EUV波的速度在1000 km·s?1附近,另外Moreton波在相當(dāng)有限的角度范圍內(nèi)傳播[38?39],通過觀看相減像電影我們知道,該EUV波朝著西南方向在一定的角度范圍傳播,別的方向沒有觀測到EUV波.在這次爆發(fā)事件中,我們觀測到的EUV波沒有引起位于耀斑爆發(fā)區(qū)域周圍暗條以及冕環(huán)明顯的振蕩[40?45],耀斑也沒有引起準(zhǔn)周期快磁聲波[46].

到目前為止,EUV波起源的物理本質(zhì)還存在較大爭論,尚待解決的問題還很多,這些都依賴于以后更多的EUV波事件去理解其物理本質(zhì)以及和其他物理現(xiàn)象的關(guān)系.

致謝感謝匿名審稿人提出的寶貴意見,感謝SDO、SOHO、GOES和NSO/GONG提供的數(shù)據(jù),感謝云南天文臺畢以、陳和超、李海東、申遠(yuǎn)燈、薛志科、徐喆、楊波在數(shù)據(jù)處理上提供的幫助.

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A Study on the Fast Solar Corona Extreme Ultraviolet Wave Associated with Coronal Mass Ejection

ZHOU Xin-ping LIANG Hong-fei
(School of Physics and Electronic Information Technology,Yunnan Normal University, Kunming 650500)

Taking advantage of the high temporal and spatial resolution of the Solar Dynamics Observatory(SDO)observations,we study a solar corona Extreme UltraViolet(EUV)wave associated with the coronal mass ejection(CME)on 2014 January 7.Our main intents are to investigate the driving mechanism of this EUV wave,by comparing the onset time and the initial location of the CME and the EUV wave.Our result indicates that the EUV wave should be driven by the associated CME.We find that the wave had a speed of over 1200 km·s?1by analyzing the time-slice plots.Our observations can be interpreted by the hybrid model proposed by Chen et al.(2002), and the observed fast EUV wave corresponds to the fast component in Chen’s model, i.e.,the coronal Moreton wave.

sun:activity,sun:coronal mass ejections(CMEs),sun:EUV wave

P182;

:A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.03.003

2015-08-10收到原稿,2015-12-08收到修改稿

?國家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11363007)資助

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