日冕波和日冕结构的相互作用*

赵 丽，梁红飞

(云南师范大学物理与电子信息学院，云南 昆明 650500)

日冕波和日冕结构的相互作用*

赵 丽，梁红飞

(云南师范大学物理与电子信息学院，云南 昆明 650500)

日冕波自从被发现以来，关于它是不是真正的波一直是太阳物理学界的热门话题，直到现在还没有一致的结论。2011年8月4日，太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)利用19.3 nm波段观测到一个日冕波，通过对这个日冕波的研究，发现日冕波在传播过程中和一些日冕结构发生了相互作用，当日冕波遇到暗条通道时，一部分日冕波发生了反射，另一部分日冕波继续沿着原来的方向传播，当日冕波遇到活动区时，日冕波以非常快的速度穿过活动区并且形成一个新的半弧型的亮波前，通过分析认为这可能是日冕波在遇到该活动区时发生了折射，折射波穿过活动区后形成了这个新的半弧型的亮波前。而当日冕波和两个日冕亮结构相互作用时，发现日冕波连续发生了二次反射。从观测到的日冕波在遇到暗条通道和日冕亮结构发生了反射，在遇到活动区时发生了折射等现象可以推断出这里观测到的日冕波可能是真正的波动现象。

太阳活动；太阳日冕；太阳活动区；日冕波

早在50多年以前，文[1]作者利用Hα的红翼端观测太阳时发现一个暗的波前，而这个波前可以从一些大的耀斑发生地以500 km/s到1 000 km/s的速度传播5×105km，这种波后来被称为莫顿波(Moreton Wave)，由于Hα线形成于太阳色球层，所以说莫顿波是一种太阳色球活动现象，文[2]作者提出莫顿波是由于形成于太阳日冕中的快模磁流体动力学波扫过色球时形成的。文[3]和文[4]作者利于搭载在太阳与日球天文台(SOHO)上的极紫外成像望远镜(EIT)首先观测到了日冕波，证实了波也会在日冕层传播，后来称这种波为EIT波(或者EUV波，日冕波)，日冕波是沿太阳表面传播的大尺度的波动现象，一般观测到的日冕波是单脉冲的，而且具有一个亮前锋(波前)。

在日冕波被发现以后的十几年里，太阳物理学家对日冕波进行了大量的研究，得出一系列关于日冕波特征的结论。大家普遍认为日冕波的传播速度小于莫顿波的传播速度，文[5]作者利用1997年极紫外成像望远镜的观测资料统计了日冕波的传播速度，发现日冕波的速度大约在138 km/s和465 km/s之间，而文[6]作者得出了日冕波的速度大约在50 km/s到700 km/s之间的结论。一些作者发现日冕波可以停止在冕洞(Coronal Hole)边缘[7]，还有一些作者观测到了日冕波在冕洞边缘和太阳活动区(Active Region)发生了折射和反射[8-9]，日冕波和日冕物质抛射(CME)有着密切的关系，而和太阳耀斑(Flare)几乎没什么关联[10-11]，文[12-13]作者研究了日冕波和太阳上微型爆发事件之间的关系，发现微型爆发事件也能触发日冕波，同时日冕波可以在多个波段观测到，例如19.5 nm、 19.3 nm、 17.1 nm、 21.1 nm、 30.4 nm、 21.1 nm、 33.5 nm、 160.0 nm和170.0 nm[14-15]，而一般认为在波段19.5 nm或19.3 nm观测日冕波最为明显，所以太阳物理学家通常利用这两个波段观测的太阳图像来研究日冕波。

关于日冕波的物理本质目前还没有一致的定论，国内外太阳学者相继提出了一些用来解释日冕波的理论模型，其中大体可分为两种：波动模型[16-18]和非波模型[19-22]。波动模型认为日冕波是在日冕中自由传播的快模磁声波，而非波模型认为日冕波是由日冕物质抛射引起的磁场打开和重构在日冕层观测到的表观波动现象。随着高空间分辨率和高时间分辨率望远镜建成和投入运行，比如太阳动力学天文台、云南天文台1 m太阳塔，越来越多的高精度观测数据可以用来研究日冕波，这有利于对日冕波更深入的认识并揭示其物理本质。

1 数据处理

2011年8月4日，在太阳活动区NOAA 11261(图1(a))发生一个M9.3级的耀斑，GOES 1-0.8 nm软X射线流量图显示这个耀斑开始于03∶41 UT，达到流量最大值的时间是03∶57 UT，结束的时间是04∶04 UT。而在相同的太阳活动区里，一个活动区暗条(Filament)大约在03∶50 UT时开始爆发，同时一个全球日冕波被触发，大约在04∶12 UT时，SOHO/LASCO上的C2望远镜观测到了一个和暗条爆发对应的日冕物质抛射，其传播速度约为1 315 km/s。

本文使用的观测数据来源于太阳动力学天文台上搭载的大气成像阵列设备观测的全日面太阳图像。大气成像阵列是由4台子望远镜组成的望远镜阵列，它提供了太阳大气的全日面像，其观测的太阳像具有1.5″的空间分辨率和12 s的时间分辨率。大气成像阵列利用10个波段观测太阳，其中有7个极紫外(EUV)波段，2个紫外(UV)波段和1个可见光波段。由于本文所研究的日冕波在大气成像阵列19.3 nm波段观测的图像最清晰，所以只对大气成像阵列19.3 nm波段观测的太阳像进行数据处理和分析。19.3 nm波段是用两条铁线(Fe XII和Fe XXIV)对日冕和热耀斑等粒子体进行成像，这两条铁线的特征温度分别为1.2×106K和2×107K。为了消除太阳自转对数据处理的影响，利用太阳软件包(SSW)里的程序把所有图像旋转到一个参考时间点(03∶40∶00 UT)上。运行相减像(Running Difference Image)可以把不动的太阳结构从太阳像去除，而突出变化的太阳结构，这种技术有利于追踪传播中的日冕波，因此利用运行相减像来展示日冕波的传播特性，把每一副图像的亮度减去48 s之前图像的亮度得到运行相减像，同时借助于时间切片(Time-Slice)技术对日冕波的运动学特征进行研究，这里选取了五条切片(图1(b))，这些切片都是沿着太阳表面大圆选取的(垂直于日冕波的波前)，并且把平面投影距离转换成太阳表面的球面距离，这样能更准确得到日冕波的运动学特征。

图1 左图展示了太阳表面的一些日冕结构，箭头“1”代表暗条通道，箭头“2”和“3”分别代表日冕亮结构。同时太阳上两个活动区NOAA 11261和11263的位置也被标出。右图展示了5条切片在日面上的位置

Fig.1 The left panel shows several solar coronal structures. The arrow “1” points to a filament channel. The arrows “2” and “3” point to two bright structures in the corona, respectively. The positions of two active regions NOAA 11261 and NOAA 11263 are also shown in the left panel. The right panel shows five time slices on the solar disk

2 结 果

在2011年8月4日03∶50 UT时，一个半球型的日冕波开始形成于活动区NOAA 11261并且向外传播，这个过程伴随有耀斑，暗条爆发和日冕物质抛射。活动区NOAA 11261位于太阳表面的西北边缘(图1(a))，是一个非常活跃的活动区，在这个活动区里相继产生了一系列的C级和M级耀斑，其中最大级别的耀斑就是发生在日冕波出现之前的M9.3级耀斑。在这个日冕波传播过程中，它和一些日冕结构发生了相互作用，从图1(a)可以看出，日面上有暗条通道(Filament Channel；箭头“1”所示)，活动区NOAA 11263和日冕亮结构(bright structures in the corona；箭头“2”和“3”所示)，当日冕波与这些日冕结构发生相互作用时，产生了一系列有意思的现象。图2展示了日冕波在运行相减像上整个演化过程，该日冕波在图2中很容易被辨认出，白色的位置代表日冕波波前，并且用箭头标注出。这个日冕波大约在03∶50 UT时自活动区NOAA 11261形成并持续向外传播(图2(a))，从图2(b)可以看出这个日冕波具有半球型结构。为了更深入研究日冕波的运动学特性，假设日冕波的传播距离和时间呈线性关系，通过线性拟合得出了日冕波的传播速度。这里选取5条切片，如图1(b)，切片OA、OB和OC是为了研究日冕波的入射速度，它们的长度为979 Mm，而切片DE和FG是为了研究日冕波的反射速度，其长度为522 Mm，下面分别对日冕波和各个日冕结构的相互作用过程进行分析。

图2 用AIA 19.3 nm的运行相减像展示了日冕波的整个演化过程。图中黑色箭头和白色箭头分别指向日冕波的波前位置

Fig.2 The evolution of the coronal wave is shown in the AIA 19.3nm running difference images.The wave fronts are marked by black and white arrows

2.1 日冕波和暗条通道相互作用

大约在04∶01 UT时，向太阳东北方向传播的日冕波在传播了393 Mm时遇到暗条通道(图1(a)箭头“1”所示)，日冕波和这个暗条通道发生了相互作用，其中一部分日冕波被暗条通道反射，反射波(图2(e)白色箭头)离开暗条通道后向日面东南方向传播，但是入射的日冕波只有一部分发生了反射，另一部分日冕波以原有的速度沿入射日冕波的传播路径继续向前传播，只是强度变小了，其信号变得更弱。图4(a)展示了沿切片OA计算出的时间-距离图，从图中可以计算出沿着OA方向传播的日冕波的初速度为815 km/s，而图5(a)展示了沿切片DE计算出的时间-距离图，从中计算出的反射日冕波的速度约为368 km/s，比入射日冕波的传播速度要小，约为入射日冕波传播速度的1/2。入射日冕波穿过暗条通道后其波前强度明显减弱，直到传播了685 Mm时在04∶04 UT时消失，在OA方向上日冕波持续了约14 min。而反射波从出现到消失持续了11 min，共传播了约340 Mm。

2.2 日冕波和活动区相互作用

当日冕波沿着OB方向传播了大约115 Mm遇到另一个活动区NOAA 11263时，日冕波和活动区接触的一部分消失了，消失的位置在图2(c)中用符号‘X’标注出，很明显可以看出日冕波的波前好像断裂了一样，而在运行相减像上几乎观测不到日冕波在活动区里传播，经过约3 min后在相同的传播路径上，在距离爆发源(活动区NOAA 11261)410 Mm的位置又出现了一个半弧形结构的日冕波，这个日冕波沿原来日冕波的路径向外传播，但是相对于原来的日冕波来说比较弱，波前更弥散，而且这个新出现的日冕波的两个边缘与原来的日冕波相重合，似乎是在原日冕波上突出出来的一样，如图2(d)中白色箭头。沿着穿过活动区NOAA 11263切片OB计算了日冕波在遇到活动区消失之前的传播速度和新出现的日冕波的传播速度，图4(b)展示了沿着切片OB的时间-距离图，从图4(b)中也可以看出日冕波在经过活动区NOAA 11263时消失了，利用线性拟合计算出日冕波在遇到活动区NOAA 11263消失之前的传播速度约为534 km/s，而新出现的日冕波的传播速度约为299 km/s，要小于消失之前日冕波的传播速度，二者比率约为0.5。

图3 利用大气成像阵列19.3 nm的运行相减像展示了日冕波在遇到日冕亮结构时发生了两次反射过程，其中白色箭头指向日冕波的波前位置

Fig.3 These AIA 19.3nm running difference images show two reflections of the coronal wave when it encountered bright structures in the corona. The white arrows point to the wave fronts

图4 沿着切片OA、OB和OC得到19.3 nm运行相减像的时间-距离图，(a)、 (b)和(c)分别对应切片OA、OB和OC，图(a)虚线代表暗条通道的位置，图(a)中虚线代表暗条通道“1”的位置，图(c)中虚线代表日冕亮结构“3”的位置，速度在图中标出

Fig.4 The time-distance diagrams (from (a) to (c)) obtained from the 19.3nm running difference images along the silcesOA,OB, andOCin Fig.1, respectively. The dashed line in the panel (a) represents the position of the filament channel “1” and the dashed line in the panel (c) represents the position of the bright structure in the corona “3.” The velocities of the coronal wave are labeled in the panels

图5 通过切片DE和FG得到时间-距离图，面板(a)和(b)分别对应切片DE和FG，图中虚线代表日冕亮结构“2”的位置，速度在图中标出

Fig.5 The time-distance diagrams ((a) and (b)) obtaind from the 19.3nm running difference images along the silcesDEandFGin Fig.1, respectively. The dashed line represents the position of the bright structure in the corona “2.” The velocities of the coronal wave are labeled in the panels

2.3 日冕波和日冕亮结构相互作用

大约在04∶10 UT时，沿着切片OC向太阳东南方向传播的日冕波在传播了645 Mm时遇到日冕亮结构“3”(图1(a)箭头“3”所示)时发生了反射，反射出的日冕波(图2(f)白色箭头所示)向日面东面传播，当反射的日冕波在约04∶18 UT时遇到另一日冕亮结构“2”(图1(a)箭头“2”所示)时，发生了第二次反射，第二次反射出的日冕波(图2(g)和(h)中白色箭头所指)向太阳西北方向传播出去。为了更清晰展示日冕波在遇到两个日冕亮结构时发生了两次反射，选取具有更小区域和更短时间间隔的一系列图像，如图3，(a)和(b)中箭头指向入射日冕波，(c)和(d)中箭头指向第一次反射的日冕波，而(e)-(i)中箭头指向第二次反射的日冕波。第一次反射出的日冕波波前比较弥散，其共传播了大约8 min时遇到日冕亮结构“2”，而第二次反射的日冕波也是弥散的，但是强度比第一次反射的日冕波要强，其传播了约20 min后在运行相减像上消失。沿着切片OC得到了时间-距离图(图4(c))，从中计算出日冕波在遇到日冕亮结构“3”之前的初始速度，约为417 km/s，并且从图4(c)中可以看出，只有部分日冕波在日冕亮结构“3”处发生了反射，还有一部分日冕波穿过了日冕亮结构“3”后继续传播，只是强度明显小很多。沿着切片FG计算了第二次反射日冕波的时间-距离图并且展示在图5(b)中，得到第二次反射日冕波的速度约为258 km/s，要小于日冕波沿着OC方向的初始速度。

3 结 论

为了更全面的理解和认识日冕波，研究了发生在2011年8月4日的全球日冕波。它在传播过程中和一些日冕结构(暗条通道、活动区、日冕亮结构)发生了相互作用，并且发生了一系列非常有趣的现象，下面分别对这些观测现象进行讨论。

(1)当日冕波在遇到暗条通道时，只有一部分日冕波发生了反射，并不是全部日冕波发生了反射，而另一部分则穿过暗条通道后继续以入射日冕波的传播速度传播。反射波的速度明显要小于入射波的速度，而入射日冕波经过暗条通道后并没有减速，而是以相同的速度传播。当日冕波遇到日冕亮结构时，日冕波同样发生了反射，从日冕结构反射出的日冕波在遇到另一个日冕亮结构时，又一次发生了反射，而第二次反射出的日冕波的速度要小于第一次入射日冕波的初始速度。越来越多的理论认为快磁声波会在具有大的阿尔文速度梯度的区域发生反射[23-24]，文[16]和文[8]作者利用数值模拟的方法认为快磁声波在磁场分界面可以发生折射和反射，而非波模型很难解释日冕波的折射和反射。而本文所观测到的暗条通道和日冕亮结构可能由一些磁环组成，在其边缘都具有磁场分界面的特征，也正好印证了上面关于日冕波反射的理论。

(2)当日冕波在遇到活动区NOAA 11263后，日冕波与活动区接触的部分消失了，然后，经过约3 min后，在活动区的另一边缘又出现了日冕波，而且这个新出现的日冕波具有半弧状结构，其速度比消失之前的日冕波传播速度要小。文[25]作者用两种模型(真波模型和非波模型)解释了这种现象。这里比较倾向于用真波模型解释日冕波和活动区相互作用时发生的现象，真波模型认为日冕波是快模磁声波，由于活动区相对于宁静区有非常强的磁场和非常高的等离子密度，这样造成日冕波在活动区传播速度非常快，作者认为日冕波在遇到活动区NOAA 11263时并没有真正的消失，是由于日冕波在活动区中传播速度非常快，从图4(b)计算出的在活动区传播的日冕波速度大约是1 614 km/s(约为入射日冕波速度的3倍)，这就造成在活动区传播的日冕波的波前宽度也比在宁静区时大，日冕波的波前信号被平均了，以至于日冕波的波前信号非常弱，这样造成的结果就是在AIA 19.3 nm运行相减像上观测不到日冕波，而经过活动区后，太阳磁场又恢复到只有几高斯或者几十高斯，速度又慢下来，在这种情况下又可以观测到日冕波。而且用真波模型也可以解释第二个波的波前是半弧型，由于活动区中心的磁场和密度都比活动区边缘要大，这样造成在活动区中心的日冕波传播速度要比在活动区边缘的日冕波的速度大，在相同的时间里在活动区中心的日冕波传播的距离更远，所以出现第二个日冕波的半弧型结构。因此作者认为日冕波在遇到活动区时发生了折射，在日冕波刚进入活动区时，发生了第一次折射，此时日冕波并没有真正消失，而是以非常快的速度在活动区里传播，而当日冕波传出活动区时又一次发生了折射。

(3)日冕波沿不同传播方向速度是不一样的，如沿着传播OA、OB和OC的初始速度分别为815 km/s、534 km/s和417 km/s，沿着OA传播的日冕波的速度几乎为沿着OC传播的日冕波的速度的2倍。由于在太阳日冕中，各处的物理特性是不一样的，比如等离子体的密度、温度、磁场强度等，而快模磁声波的传播速度和等离子体的密度、温度、磁场强度有关，因此日冕波沿不同方向传播的速度就一样了。同样反射或折射后的日冕波的传播速度和入射日冕波的传播速度也亦不同。

日冕波被发现后的十多年里，关于日冕波是不是真正意义上的波的讨论一直没有停止过，一些学者认为日冕波是一种快模磁声波，而另一些学者认为日冕波不是真正意义上的波，而是一种假象。本文中日冕波在日冕结构(如暗条通道、活动区、日冕亮结构等)的边缘发生了折射或者反射现象，与真波理论吻合，因此推断这里观测到的日冕波更支持日冕波是真正意义的波动现象，而且可能是快模磁声波。

致谢：非常感谢SDO/AIA、GOES、SOHO/LASCO团队提供的高时间分辨率和高空间分辨率的观测数据，这对我们研究日冕波的特征至关重要。

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InteractionsofaSolarCoronalWavewithSolarCoronalStructures

Zhao Li, Liang Hongfei

(School of Physics & Electronics Information Technology, Yunnan Normal University, Kunming 650092, China, Email: lhf@ynao.ac.cn)

Since solar coronal waves were discovered, whether these waves are true waves has been an actively studied subject which is still inconclusive. On August 4, 2011, the Solar Dynamics Observatory (SDO) observed a coronal wave in the 19.3nm channel. We have found from the SDO data that the coronal wave interacted with several coronal structures. When the coronal wave encountered a filament channel, the coronal wave was split into a reflection component and a transmission component with the latter propagating along the original direction of the wave. When the coronal wave passed through an active region with a high speed a new bright semi-arc wave front was formed. Based on our analysis, we think the semi-arc wave front may belong to a refraction component of the coronal wave due to certain interaction with the active region. After the refraction component passed through the active region, its wave front appeared in the semi-arc shape. The coronal wave was also reflected when it interacted with two bright structures in the corona. All the reflections/refraction as found imply that this coronal wave is a true wave.

Sun: activity; Sun: corona; Sun: active region; Coronal waves

CN53-1189/PISSN1672-7673

P186.6+2

A

1672-7673(2013)04-0333-08

国家自然科学基金 (10878014, 11063005); 云南省自然科学基金资助项目 (2007A194M, 2009CD171); 云南省教育厅科学研究基金 (09Z0026).

2012-11-13；修定日期：2013-03-16

赵 丽，女，硕士. 研究方向：太阳物理. Email: 277763031@qq.com

梁红飞，副教授. 研究方向：太阳物理. Email: lhf@ynao.ac.cn