两个太阳爆发事件中磁重联电流片的观测研究∗

蔡强伟12吴 宁3 林 隽1

(1中国科学院云南天文台 昆明650011)

(2中国科学院大学 北京100049)

(3云南师范大学旅游与地理科学学院昆明650031)

两个太阳爆发事件中磁重联电流片的观测研究∗

蔡强伟1,2†吴 宁3‡林 隽1

(1中国科学院云南天文台 昆明650011)

(2中国科学院大学 北京100049)

(3云南师范大学旅游与地理科学学院昆明650031)

日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)通常会将其后面区域中的磁场急剧拉伸,使得极性相反的磁力线相互靠近而形成磁重联电流片.磁重联电流片在爆发过程中,既是磁自由能迅速转化为热能、等离子动能和高能粒子束流的重要区域,又起着连接日冕物质抛射和耀斑的作用.2003年 1月 3日和 11月 4日的两次CME事件,在CME离开太阳表面附近之后,均有电流片被观测到.结合搭载在SOHO (Solar and Heliospheric Observatory)上的 LASCO(Large Angle and Spectrometric Coronagraph)、UVCS(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer)数据,以及大熊湖天文台和云南天文台的 Hα资料,研究两次爆发事件的动力学特征,以及电流片的物理特性.电流片中高电离度粒子的存在,如 Fe+17、Si+11,表明电流片区域中温度高达3×106～5×106K.直接测量发现电流片的厚度在1.3×104～1.1×105km范围之间,并随时间先增大后逐渐减小.利用CHIANTI(ver 7.1)光谱代码,进一步计算得到2003年1月 3日电流片中的电子温度和相应辐射量 (Emission Measure,EM)的均值分别为3.86×106K和6.1×1024cm−5.另一方面,利用SOHO/UVCS观测数据对2003年11月4日的CME爆发事件中的电流片进行分析,发现电流片呈现准周期性扭转运动.

太阳:日冕物质抛射,太阳:电流片,太阳:辐射量,太阳:紫外辐射

1 引言

日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)是太阳大气中最剧烈的爆发现象,短时间内抛射大量 (1014～1016g)等离子体物质进入行星际空间[1].除了等离子体之外, CME还携带着大量的磁通量(1020～1022Mx)进入行星际空间.这些磁通量与等离子体以及爆发前的日冕磁结构关联在一起,在爆发过程中因部分磁场结构被破坏而被抛离太阳.CME爆发通常与日珥爆发以及和耀斑( fl are)、高能粒子事件(SEP events)、射电暴等现象有关系的活动区域有关联[2],Cheng等[3−4]中分析表明快速CME同超强质子事件有关联.

CME的触发需要日冕磁场结构中的平衡被破坏,而CME的传播则需要磁重联的发生[5−7].磁重联在太阳爆发事件中占据着重要作用,是反向磁力线局部耗散引起重构以及磁能释放的过程.在经典太阳耀斑的CSHKP模型[8−11]中,磁力线在爆发开始阶段被极度拉伸,并在反向磁力线相互靠近的区域中形成电流片(current sheet,CS). Lin&Forbes[12]利用二维磁通量绳模型研究了由灾变过程驱动的磁重联如何帮助磁通量绳逃逸而形成CME,以及磁通量绳的运动是如何反过来影响磁重联过程的.Lin& Forbes[12]灾变模型中最为突出的结构特征就是连接CME和耀斑的长磁重联电流片. Ciaravella等[13]利用 SOHO(Solar and Heliospheric Observatory)卫星上的 UVCS (Ultraviolet Coronagraph Spectrometer)光谱资料对1998年3月23日爆发事件进行分析,首次通过光谱资料从观测上证实了CME/耀斑电流片的存在.

跟在CME之后的电流片的一个最显著的特征就是与周围CME的大尺度结构相比,具有较小的厚度,以及其中的等离子体的较高的温度(见Ciaravella等[14]的总结).电流片典型的观测特征是狭窄的高温 (几百万开)区域,经常出现在大约6×106K(lg(T/K)=6.8)处形成的[FeXVIII]λ974高温谱线的光谱图或是单色像中.通常,这个高温辐射区域在CME扫过UVCS的狭缝之后被观测到(Ciaravella&Raymond[15]; Lee等[16];Schettino等[17]),持续多个小时甚至数天(如Ciaravella等[13];Ko等[18]; Bemporad等[19]).电流片在白光和[FeXVIII]λ974发射线的图像中表现为跟随着向外移动的CME核之后的狭窄的射线状结构.最近,Ciaravella等[14]对CME的白光射线和紫外辐射进行的统计分析表明两者之间不存在一一对应关系:白光射线(样本量为157)中只有40%显示出紫外辐射,其中的18%表现出高温特性;而且,许多CS显示出紫外辐射而无关联的白光图像.这种不对应性主要是由观测仪器的空间位置和观测条件造成的.

早期人们认为电流片的厚度d受到质子拉莫半径的约束,在日冕环境下大约是几十米,认为电流片太薄而无法观测[20−21].这种观点是基于实验室的小尺度磁重联(几十米的大小)或者是在空间准静态过程(数十小时或者几天的时间尺度).但目前的观测已经证实CME/耀斑电流片的存在,且表明电流片有较大的厚度.比如Lin等[22]直接测量了电流片的厚度,发现其大小达到出人意料的6.4×104km,Ciaravella&Raymond[15]发现这一厚度在5.6×104～1.4×105km之间,而Bemporad等[19]则估计出电流片的厚度在3×105km左右.最近,Ciaravella等[14]对已有的有关电流片的工作进行了归纳和总结.其结果表明,直接观测到的电流片的厚度在3×104～3.5×105km.

观测同时表明沿CS方向有持续的等离子团流动,且有靠近(McKenzie&Hudson[23])和远离 (Ko等[18];Lin等[22])太阳两种运动方式.一般认为它们是 CS中的磁重联外流.在这些流体中,还能够识别出许多等离子团 (如 Ko等[18];Lin等[22]; McKenzie&Hudson[23];Savage等[24];Reeves等[25]).在Forbes&Malherbe[26]、Riley等[27]、Bárta等[28]、Shen等[29]、Mei等[30]、Song等[31]和 Shen等[32]的数值实验中,一系列同样形式的等离子团的运动均被观测到.尽管这些数值实验没有能够重现某些特殊事件,但在CS的形成和沿着CS运动的等离子团的形成和发展方面,均达到了很好的共识.Riley等[27]指出,CS中团块的形成和演化强烈地表明撕裂膜不稳定性[33]或是混沌(即分数维)磁重联[34]在磁场耗散和控制CS的尺度上发挥着很重要的作用(也可参见文献[35-36]).

在上述工作的基础上,本文利用白光和紫外光谱数据对2003年1月3日(事件1)和11月4日(事件2)的两次爆发事件进行分析.在两个事件中,CMEs经过UVCS狭缝的视场之后,都在[FeXVIII]λ974发射线的单色像中留下了狭窄而明亮的结构.本文的第2部分是对主要的观测仪器和CHIANTI光谱代码的介绍;第3部分是对两次爆发事件在白光(Large Angle and Spectrometric Coronagraph C2,LASCO C2)观测到的演化过程进行描述,并对事件的动力学特征进行分析;第4部分是对两次事件在紫外光谱数据(UVCS)中识别出的电流片的结构演化及物理特征进行分析;最后,我们在第5节对此次工作进行总结和讨论.

2观测仪器和CHIANTI光谱代码

2.1 观测仪器

文中的研究数据主要来源于搭载在SOHO上的 LASCO和UVCS两台仪器. LASCO C2是能够在从2.3 R⊙到6 R⊙的高度范围内连续观测日冕的白光日冕仪,拍照周期为20 min,像素尺寸为11.4′′(Brueckner等[37]).同白光日冕仪观测到的日冕完整视野不同,UVCS光谱仪(Kohl等[38])的视场被它的42′长和84′′宽的狭窄入射狭缝所限制.狭缝可以放置在位于1.5 R⊙～10 R⊙之间的任意方位角(PA)处.

UVCS有两个通道,即OVI和Lyα通道,分别用于探测OVIλλ1032/1037双线和HI Lyα谱线,在945～1270 Å(次级473～635 Å,详细描述可参考Kohl等[38])的波长范围内也可观测到许多其他谱线.出现在这些波长范围内的谱线主要有OVIλλ1032/1037双线,CIIIλ977,HI Lyα,Lyβ,以及 MgXλ610和SiXIIλ520的次级谱线.在CME物质中观测到的主要谱线是 OVIλλ1032/1037双线,CIIIλ977,HI Lyα,Lyβ等低温谱线. OVI通道有一个冗余路径允许进行HI Lyα(一级)和MgXλλ610/625(二级)谱线的探测.用作探测器的CCD每个像素的空间尺寸为7′′,在OVI和Lyα通道上,每个像素占据的色散范围分别为0.0993 Å(冗余路径为0.0915 Å)及0.1437 Å;光谱分辨率是0.18～0.6 Å,曝光时间范围是120～600 s(每两次曝光之间间隔10 s用于读出数据).

由于观测技术的限制,UVCS只能用低空间和低光谱分辨率的模式在它的设计的波长范围内进行观测.观测是在一个固定高度或在若干高度之间转换.典型的观测高度是1.6 R⊙～2.3 R⊙,且能够覆盖很宽的温度范围,从如CIII(105K)的低温谱线到如[FeXVIII](106.8K)的高温谱线.大多数UVCS观测得到的数据具有3(21′′)个或6(42′′)个像素的空间分辨率,这些数据会在某几个波长范围内有缺失.对CME的观测要求UVCS在恰当的时间和位置处将入射狭缝放置在正确的地方中,否则有可能会导致UVCS观测错过CME的爆发位置.当CME扫过狭缝的视场时,我们可以得到事件的光谱.获得的光谱数据是一个二维图像,纵轴方向包含的是目标沿着入射狭缝的空间信息,横轴方向给出的是目标色散信息.

2.2CHIANTI光谱代码

CHIANTI数据库在 1996年首次发布 (Dere等[39]),基本上包含了所有天体物理中重要离子的能级、辐射数据和电子激发率.另外,还有许多利用 IDL编写的计算机程序,允许用户计算合成光谱,研究等离子诊断特征.CHIANTI原子数据库的目标是提供一系列原子数据,来解释以碰撞为主、高温、光学薄源所激发的天体物理光谱.随着数据库的发展,逐渐包括原子能级,电离和重组率系数,以及用于计算自由-自由、自由-束缚、双光子连续辐射的数据.CHIANTI版本7的发布,对库中已存在离子进行更新,并增加了一些新的离子.自从发布之后,CHIANTI已应用于天体物理中许多不同领域,其中在太阳物理中使用很普遍,尤其是针对搭载在SOHO上CDS(Coronal Diagnostic Spectrometer)、SUMER(Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation)、UVCS光谱分析仪得到的光谱数据(如Young&Mason[40];Landi等[41];Akmal等[42]).经过CHIANTI团组的努力,它已经成为适用于在1～2000 Å波长范围内光学薄辐射的最广泛、完整、准确的光谱代码之一.

3CME事件分析

事件1和事件2由搭载在SOHO卫星上的LASCO仪器分别在2003年1月3日和11月4日观测到,其中后者为晕状CME.事件1中的CME由处于日面边缘的暗条(日珥)爆发引起.在CME之后,通过UVCS光谱数据能够发现电流片结构的存在(图1(a)～(d)),但由于观测位置问题,在LASCO视场中无法看到.事件2中同CME爆发事件相关联的是剧烈的太阳耀斑的产生.同事件1类似,我们能够在LASCO视场中以及UVCS光谱数据中观测到电流片的存在(图1(e)～(h)).下面,我们对两次CME爆发事件的动力学过程进行描述和分析.

图1 LASCO C2及EIT 195 Å视场中两个CME事件的演化过程,第1排为事件1,第2排为事件2.图中我们已经标注出事件1中CME前沿和亮核,以及事件2中的CME前沿和电流片位置.Fig.1 The evolution process of both CMEs in the fi eld of view of LASCO C2 and EIT 195.Top panel:the fi rst event;Bottom panel:the second event.We have marked the position of CME front and core of the fi rst event,as well as CME front and current sheet of the second event.

3.1 2003年1月3日CME事件

搭载在SOHO卫星上的LASCO仪器于2003年1月3日在白光波段观测到一个CME爆发事件,这次事件同时也被SOHO上的UVCS、EIT(Extreme ultraviolet Imaging Telescope)等仪器以及 YNAO(Yunnan Observatories)、BBSO(Big Bear Solar Observatory)和KSO(Kanzelhoehe Solar Observatory)的全日面Hα望远镜观测到.此次CME的爆发位于太阳的西北部边缘,在11:30 UT进入LASCO C2的视场中.校准后的数据分析专题研究组(CDAW)的网站[43]给出CME前沿在LASCO视场图像中的线性拟合速度为521 km/s.但是,在17:30 UT时刻,附近发生的另一个爆发事件将这个CME淹没,所以该CME的后续演化过程和特征就无法观测和研究.将2003年1月1日至1月3日的BBSO、KSO及YNAO Hα图像(图2)同相应的EIT 195 Å图像相对比,我们发现这次的CME爆发没有发生于活动区,而是由位于日面边缘的一个暗条爆发所引起.图2中标注出了3条暗条(日珥),与我们研究事件相关的是东西走向的暗条(如红色箭头所示.由于这个暗条非常接近日面边缘,所以要严格区分它是暗条还是日珥不太容易.我们这里采用一个折衷的表述方法).在EIT 195 Å图像中,我们能够清晰地看到这个暗条在10:00–10:28 UT之间的某时刻发生了“破裂”,接着产生了这次爆发.

图2 BBSO、KSO及YNAO Hα图像.其中红色箭头标示的大致沿东西走向的暗条是我们的研究对象.右上角白框中是观测望远镜及相应观测时间.Fig.2 BBSO,KSO,and YNAO Hα images.The fi lament marked by red arrow nearly along west-east is our research object.The observational telescope and times are included in the white box of upper right corner.

LASCO C2的白光图像(图1(a)～(d))表明在西北30◦处有一个向西面扩展的明亮前端,其后跟随有一个弥散和亮度微弱的结构,这应该是CME的暗腔.在LASCO C2遮光板附近出现的不断变大的亮斑是CME的核.CME的前沿在11:30 UT首次出现在LASCO C2的视场中,核进入LASCO C2的视场内的时刻大约在12:54 UT左右.从12:54 UT至17:54 UT,我们注意到CME核在日冕仪遮光板附近有明显增亮膨胀的趋势,然后同随后发生的爆发事件中的CME相重叠,后者的腿部将该CME的核向北推挤,使其偏离了原先的传播方向.

根据CDAW网站中给出的CME前沿在LASCO C2和C3中的高度随时间的变化,我们利用二项式拟合,可以得到CME上升的加速度为34.2 m/s2,也可以推算得到CME前沿在某高度处的速度.例如,在5R⊙处的速度大约为368.17 km/s,在10R⊙处的速度大约为610.94 km/s.通过将拟合结果外推,得到CME前沿速度为零时的日心距离为2.15R⊙,时间为10:06 UT.这个时刻位于10:00–10:28 UT之间,与根据EIT资料推算出来的暗条(日珥)爆发的时间域大致吻合.

从LASCO C2的相减图像中我们还能够很清晰地分辨出CME暗腔当中的一些等离子团块(图3),在CME向外传播的过程中,它们大致沿着径向运动.在13:31 UT时刻我们能够清晰地识别出两块等离子团(见图3(a)中红色和蓝色箭头所示);随着事件的发展,在13:54 UT时刻出现了第3个等离子团(图3(b)中绿色箭头所示);但在后续的发展过程中,等离子团逐渐变暗,尤其是第3个等离子团,到14:00 UT之后就已经消失不见(参考14:06 UT时刻的图3(c)和14:30 UT时刻的图3(d)).根据这些等离子体团块的位置变化,可以得到相邻时间间隔内等离子团运动的平均速度(见表1).可以看出,它们的运动整体呈现出减速的趋势:第1个团块的运动速度从每秒400多公里下降到每秒100多公里,第2个团块的速度从每秒300多公里下降到100 km/s以下,而第3个团块的速度则无法估算,它在第1个时刻出现一下之后,到第2个时刻就消失不见.

图3 CME的LASCO C2图像相减像,时间分别为13:31 UT,13:54 UT,14:06 UT,14:30 UT.Fig.3 The running-di ff erence LASCO C2 images taken at several times during the 2003 January 3 CME event, at 13:31 UT,13:54 UT,14:06 UT,and 14:30 UT,respectively

表1 等离子团流动速度Table 1 Flow velocity of plasma blobs

3.2 2003年11月4日CME事件

事件2中产生了一个晕状CME.该CME在19:54:05 UT进入LASCO C2视场中,前端日心距离为4 R⊙,CDAW网站数据给出的相应速度为2657 km/s.此次CME的爆发起始于活动区AR10486,事件发生时,该活动区位于S19W83.与CME爆发同时发生的是在19:36:13 UT时刻于太阳西部日面边缘产生的X30.6 X射线耀斑. GOES(Geostationary Operational Environmental Satellite)观测显示软X射线流量最大值大约在19:47 UT,这是目前观测到的最大的软X射线耀斑爆发,其释放的总能量和活动区的磁场能量相当[44].同时CDAW给出其加速度为434.8 m/s2.但由于缺少高度测量,加速度存在很大的不确定性.

图 1(e)～(h)给出事件2中 CME的演化.CME前沿在 19:54 UT首次出现在LASCO C2的视场中.这次事件同事件 1中 CME爆发的区别在于,我们能够在LASCO C2视场中清楚地观测到射线状结构(即电流片)的存在.同时,我们还观测到有等离子团沿着电流片远离太阳向外运动.Ciaravella&Raymond[15]中给出其运动速度范围为480～870 km/s.Song等[45]中同样对此次事件中电流片内部等离子团的运动特征进行了分析,给出观测到的5个团块的运动速度范围为586～786 km/s,加速度范围为−26.1～22.9 m/s2.由于UVCS狭缝在LASCO C2遮光板的下方,假设等离子团出现在这两个不同仪器视场中时速度相同,根据 Ciaravella&Raymond[15]中给出的等离子团运动速度范围,我们得到等离子体团沿着CME爆发方向的长度范围为1.2×106～2.7×106km.

4 电流片的光谱特征

UVCS通常在1.5 R⊙～10 R⊙高度范围内观测CME及其后面的磁重联电流片.这个范围往往是CME经历最剧烈加速,并获得最大动能的区域.另外,发生在紧随CME之后电流片中的磁重联能够增加CME结构中的环向磁场分量以及相应的磁通量,在原先没有磁通量绳的磁位形中产生一个螺旋磁通量绳[46],而在原先已有磁通量绳的磁位形中,迅速地增加CME的尺度、其中的磁通量及其内部磁场结构的复杂程度[47].因此,UVCS能够观测到CME处于最剧烈演化过程中的许多重要特征和物理性质.

本文研究的两个事件中,事件1发生时,UVCS(Kohl等[38])入射狭缝的中心位置在PA=300◦处,日心距离为1.72 R⊙,能够获得[FeXVIII]谱线的有效时间在11:03–13:02 UT之间.光谱数据的曝光时间为120 s,通过狭缝可以观测到在270.4◦～336.2◦范围内的日冕部分.沿着狭缝的空间分辨率是10个CCD的像元大小(约合70′′).事件2发生时,UVCS入射狭缝的中心位置在PA=262◦处,日心距离为1.66 R⊙.CCD拍摄获取光谱数据时的曝光时间为120 s,狭缝长度覆盖的日冕范围在228◦～302◦之间,沿着狭缝的空间分辨率是6个CCD像元(约合42′′).

两个事件的UVCS观测数据主要集中在3个波段范围内,分别是Lyα,[FeXVIII]λ974和OVIλλ1032/1037.我们利用为UVCS配备的数据分析软件包(DAS5.1)对观测数据进行分析,所使用的数据均已进行波长和光通量校正.校正中的不确定性对一级谱线是20%[48],对次级谱线是50%[49].UVCS的光路和机械结构能够很好地抑制杂散光,因此杂散光很弱,数据中杂散光的影响可被忽略,因此不需要进行杂散光的校正.为了得到沿着狭缝在不同空间位置和不同时间处观测到谱线强度的二维图像,每条光谱线已在光谱方向进行积分,并消除了平均谱线背景.表2中我们列出两个事件中观测期间检测和识别出的谱线,并给出利用CHIANTI 7.1(Bryans等[50]电离平衡方程)得到的辐射离子形成温度(其中,λobs为谱线的观测波长,λID为谱线的理论波长).

表2 UVCS光谱中的谱线识别Table 2 Lines identi fi ed in UVCS spectra

图4是两个事件的LASCO C2白光像、EIT 195 Å单色像、UVCS狭缝[FeXVIII]单色像的叠加图,箭头标识出电流片的位置,从中可以看出,高温等离子线只出现在一个相对较为狭窄的区域中.图5是在不同时刻获得的UVCS狭缝在[FeXVIII]λ974波段处的一系列单色像,纵坐标是沿着狭缝度量的方位角(PA),横坐标是UT时间.注意:图5(a)中PA=298◦附近和图5(b)中PA=255◦附近的明亮狭窄结构就是电流片;图5(b)中的竖直亮线为CME的高温前沿(见Lin等[47]和Lin&Soon[51]的理论计算以及Raymond等[52]的观测结果).图6给出了两次事件中不同时刻的UV光谱,其中主要的谱线是OVIλλ1032/1037双线、CIIIλ977、Lyβ、SiXIIλλ499/520和[FeXVIII]λ974.下面我们对获得的这两个事件的有关电流片的观测数据逐一进行介绍,并给出分析结果.

图4 (a)事件1中LASCO C2(11:54 UT)、EIT 195 Å(11:48 UT)、UVCS(11:48 UT)的叠加图像.(b)事件2中LASCO C2(22:30 UT)、EIT 195 Å(22:24 UT)、UVCS(22:24 UT)的叠加图像.箭头标示位置处为电流片所在处.Fig.4 (a)The combination image of LASCO C2(11:54 UT),EIT 195 Å(11:48 UT),and UVCS(11:48 UT),in the 2003 January 3 event.(b)The combination image of LASCO C2(22:30 UT),EIT 195 Å(22:24 UT),and UVCS(22:24 UT),in the 2003 November 4 event.The arrow indicates the position of CS.

图5 [FeXVIII]λ974谱线强度随时间的变化,(a)为事件1,(b)为事件2.Fig.5 The evolution of[FeXVIII]λ974 line intensity with time.(a)For the fi rst event,and(b)for the second event

图6 UVCS在电流片区域可检测到的主要发射线.子图(a)中给出的是事件1中观测到的发射线,子图(b)给出的则是在事件2中获得的相应信息.图中已标注出对应谱线位置.Fig.6 The main emission lines detected in the current sheet region by UVCS.(a)For the fi rst event,and(b)for the second event.We have marked the positions of spectral lines.

4.1 谱线强度的空间分布

在图 6(a)中我们注意到在 SiXII谱线上的辐射先于 [FeXVIII]辐射出现,且分布范围更广,这很有可能是由 CME出现之前的日冕所产生.图 7给出 UVCS狭缝[FeXVIII]λ974,SiXIIλ998,OVIλλ1032/1037等谱线上的单色像沿着狭缝的强度分布.沿着狭缝的方向,SiXII有两处分别位于PA=286◦和315◦的明亮辐射,非对称地分布在[FeXVIII]辐射的两侧(对比图7中第1行的强度分布).在南侧的SiXII辐射强度约为北侧的3倍,并且在两者之间的强度有所降低,表明在这个波段观测到的相应区域的亮度比周围区域的低.对比图7左上中在[FeXVIII]谱线中观测到的辐射亮区与图7右上中在SiXII谱线中观测到的暗区的空间位置,我们发现它们之间有部分重叠.这表明重叠位置处的等离子体的温度较高,因此高温谱线出现,而低温谱线则消失.

Shen等[32]的研究表明在磁重联电流片内部,在[FeXVIII]谱线上的辐射轮廓在CS的中心位置处达到最大峰值,而SiXII的强度轮廓以及其他低温UV谱线在电流片中心的亮度要比邻近日冕中的低.图7中[FeXVIII]λ974,SiXIIλ998,OVIλλ1032/1037谱线的分布,符合Shen等[32]中的描述,表明我们这里获得的结果支持他们的结论.

图7 沿着UVCS狭缝的日冕谱线强度分布,从左上角到右下角分别是[FeXVIII]λ974、SiXIIλ998、OVIλλ1032/1037双线,横轴为沿着狭缝方向的方位角.Fig.7 Line intensity distributions of the pre-CME corona along the UVCS slit.From top-left to bottom-right: [FeXVIII]λ974,SiXIIλ998,and OVIλλ1032/1037 double lines.The horizontal axis is the position angle along the UVCS slit.

同事件 1中的电流片的谱线分布类似,事件 2中在 [FeXVIII]谱线上看起来是明亮的区域,在 OVIλλ1032/1037双线的波段上却是相对较暗的区域 (图 6(b)). OVIλλ1032/1037主要分布在电流片的两侧,而 OVIλλ1032/1037双线在 CME前端通过狭缝之前 (即没有出现电流片)则是充满着这一区域.这看起来如同高温的[FeXVIII](106.8K)把低温的OVI(105.3K)推向两边.我们认为这是由于电流片两边的反向磁场相互汇聚,将日冕环境中的低温物质聚集到电流片的两边,这样OVI双线中显示出明亮的区域.而当这些低温物质随磁场结构继续往电流片中汇聚时,原本的低温物质被加热到更高的温度,因此OVIλλ1032/1037双线消失,出现高温谱线[FeXVIII].

4.2 电子温度和辐射量

一般情况下,由UVCS探测到的谱线辐射的改变是等离子中电子温度和密度演化的结果(元素丰度变化引起的强度改变通常是可以忽略的).仿照先前他人的工作(如Ciaravella&Raymond[15]),我们利用SiXII同[FeXVIII]谱线强度的比值来估算电流片区域中的电子温度Te.日冕条件下,电子密度足够低,两条谱线都是取决于跟随有自发辐射的碰撞激发,其强度可表达如下:

其中Xa是元素X的离子态,AX是相对丰度,G(T)=AXC(T)是贡献函数,正比于离子的碰撞激发率和电离平衡,EM是辐射量,定义为EM=∫LOSdl,ne是电子密度,沿着视线方向积分.电流片中谱线辐射的改变表明温度随时间变化.我们可以将两条谱线的观测强度的比值同CHIANTI光谱代码中给出的期望值相比对,得到电子温度.一旦电子温度确定,我们就可以利用(1)式来推测辐射量EM值.针对事件1,基于Bryans等[50]的电离平衡方程,我们利用CHIANTI(ver 7.1)光谱代码得到[FeXVIII]λ974(实线)和[SiXII]λ998(虚线)的辐射(图8).假设日冕中电子密度为108cm−3,我们进一步推算电流片中的电子温度和相应的辐射量EM,见表3.

图8 左图:利用CHIANTI光谱代码(ver 7.1)得到[FeXVIII]λ974(实线)和SiXIIλ998(虚线)的辐射,基于Byrans等[50]的电离平衡方程.右图:SiXII同[FeXVIII]谱线辐射的比值Fig.8 Left panel：emissivities of the[FeXVIII]λ974(solid line)and SiXIIλ998(dashed line)lines from the CNIANTI spectral code(ver 7.1),based on the ionization equilibria of Byrans et al[50].Right panel:ratio of the SiXIIto[FeXVIII]line emissivity

需要指出的是,电子温度确定过程中的不确定性主要来源于[FeXVIII]和SiXII的最大谱线辐射的范围在温度上仅有部分重叠(图8左图).这意味着,当等离子在某条谱线的显著响应范围内时,另一条谱线将会很微弱.因此,为了提高信噪比,我们将多个曝光时间叠加并平均,然后在多个空间间隔上对观测到的谱线强度进行平均.

4.3 电流片的物理特征

CME爆发之后,[FeXVIII]λ974的辐射是电流片存在的最显著表征,尤其是沿着狭缝在很狭窄的区域中观测到,并存在很长时间.对电流片结构的物理特征的分析,也主要是依据[FeXVIII]λ974的辐射.这里,我们先给出数据分析的主要方法.

表3 电流片中参量Table 3 Parameters of CS

利用UVCS资料的数据分析软件(DAS 5.1),我们可以选定某一时刻的数据(以事件2中光谱数据的20:23 UT时刻为例),对其在波长方向上的谱线强度进行高斯拟合(图9(a)).然后根据得到的拟合强度,在时间序列上进行排列,就能够得到图10(c)和(d).根据[FeXVIII]λ974在波长方向上(图6光谱图中的横向)线心位置为基准,我们对该位置处的[FeXVIII]辐射沿狭缝的分布(图6光谱图中的纵向)进行高斯拟合.这样我们可以得到电流片中高温等离子体在空间上的分布,并将拟合结果的线心作为电流片中心的空间位置,拟合结果的半高全宽做相应转换,即为电流片的宽度:

其中,W为电流片的宽度,D为UVCS狭缝位置距离日心的高度,FWHM为拟合得到的半高全宽(单位为弧度).这样我们既获得了电流片的空间位置随时间的变化,也获得了其宽度随时间的变化.这里,我们选取高斯拟合的近似公式为:

其中,x为变量,f(x)描述了函数在x上的分布;参量A0是拟合曲线的高度,A1是曲线线心所在位置,A2是曲线的宽度(标准偏差),A3则是一个常数项.通过拟合结果反馈的A1和A2的值,我们得以获取其谱线轮廓的线心值和半高全宽.同样,我们以2003年11月4日事件20:25 UT时刻的数据为例,可以得到方位角-强度的轮廓图(图9(b)),进一步得到电流片中心的空间位置,以及电流片的宽度.同样地,在两个事件的时间序列上进行排列,就能够得到图10(a)和(b)以及(e)和(f).

通过对两次爆发事件的UVCS数据分析,我们发现电流片结构在垂直视线方向上的空间位置都存在偏移.图6给出了两次事件中观测期间电流片的整体演化过程.结合图10(a)和(b)中测算的电流片结构方位角变化,我们发现两次事件中的电流片结构均存在南向偏移.事件1中电流片结构在大约85 min内向南偏移4◦(即2.82◦/h),事件2中电流片的中心极角值在20:12 UT到00:30 UT期间由PA 258.64◦偏移至PA 253.14◦,大约1.28◦/h.太阳在附近纬度处的自转速度大约为0.6◦/h,因此太阳自转完全无法导致这种偏转.Ko等[18]对电流片的动力学特征分析时,指出这种现象应该是爆发过程中磁结构的自我调节所致.Ciaravella等[14]对电流片的偏移给出另两种解释:一是电流片两侧的内流速度不对称引起;二是冷物质从电流片分离,占据了电流片附近的类似于盔状冕流的磁力线,在这些位置上,等离子体流进电流片的时间尺度长于沿着磁场通道的流动时间尺度.

从图10(c)和(d)中我们可以发现,[FeXVIII]谱线强度随时间呈现先增大后减小的趋势.这同Ciaravella&Raymond[15]和Bemporad等[19]中指出的[FeXVIII]强度增加之后,会随着CS传播而呈现衰减趋势的观点是相一致的.图10(e)和(f)是两次事件中[FeXVIII]辐射出现在UVCS狭缝中之后,电流片宽度随时间的变化.通过计算[FeXVIII]谱线强度的半高全宽,我们得到电流片的宽度数量级为104km,且电流片的宽度随时间呈现先增大后变小的变化趋势,这同电流片的辐射强度的变化基本是一致的.产生电流片先增大后减小现象的原因有可能是,在CME爆发初期,磁场结构加速向外爆发,其拉伸的电流片两边的反向磁场迅速向位于中心的电流片靠近,并将大量的环境日冕物质带入电流片中加热,这使得电流片在一段时间内增宽.当CME爆发后的磁场逐渐趋于平缓,电流片两边的磁场结构向中心靠拢的速率明显减小,因此电流片的厚度也逐渐减小.

图9 (a)DAS数据分析软件给出的事件2中20:23 UT时刻的谱线轮廓.(b)20:25 UT时刻的[FeXVIII]谱线的方位角-强度拟合曲线Fig.9 (a)Line pro fi le of 20:23 UT in the 2003 November 4 event,given by DAS software.(b)Fitting PA-intensity pro fi le of[FeXVIII]line of 20:25 UT

另外,Lin等[53]中根据磁重联与电流片耗散过程的特点,将湍动波数κ和电流片半宽度l与磁重联率MA联系起来:在确定了等离子团对应于撕裂模不稳定所产生的磁岛之后,我们需测量出两个相邻团块间的距离λ.由κ=2π/λ,可得到κ值,进一步通过不等式推算得到电流片宽度的下限值.针对事件1,我们得到相邻等离子团距离最小值为7.11×105km.我们取磁重联率为0.01,得到lmin=3.58×104km,及dmin=7.16×104km.我们发现dmin明显大于电流片的平均宽度,且接近最大宽度dmax.这一方面可能是我们选取磁重联率的问题,另一方面也有可能是在事件发展过程中电流片宽度不断增加造成的.

不管是利用[FeXVIII]谱线强度的半高全宽,还是利用Lin等[53]中的方法对电流片宽度进行计算,得到的结果同之前研究文章(如Ciaravella&Raymond[15]、Ko等[18])中给出的结论相符合.同时,对两次事件做对比,我们发现电流片的宽度同CME的初始起源区域关联不大,这也从侧面说明了电流片的大尺度结构.

根据前面介绍的方法和得到的结果,在我们获得各个时刻电流片中心所在的空间位置之后,反过来可以指导我们将电流片分为上下双翼.我们注意到,空间中电流片的两翼,即在狭缝方向上电流片亮度峰值处的上下两侧,[FeXVIII]谱线的多普勒位移有时并不相同.也就是说,电流片的两翼的速度并不相同,存在细微的速度差别.因此我们对电流片两翼的[FeXVIII]谱线作高斯拟合,获得南北两翼各自谱线线心的位置.根据多普勒效应计算出电流片两翼各自的速度,我们就可得到两翼的速度差值,即它们的相对速度.

图10 两个事件中电流片方位角(PA)、[FeXVIII]谱线强度和宽度随时间的变化.左侧为事件1,右侧为事件2.Fig.10 The temporal variations of PA,[FeXVIII]line intensity,and CS width.Left panel:the fi rst event;Right panel:the second event

利用此种方法,我们在图11中给出事件2中电流片南北双翼在视线方向上的相对速度,并进行多项式拟合(图中实线所示).相对速度从观测最初时刻的50 km/s,在大约50 min后下降变为约−20 km/s,紧接着35 min后相对速度达到第1次上升的最大值(约43 km/s).其后,相对速度开始第2次的下降,在95 min后达到反向最大速度77 km/s.之后,相对速度又一次开始上升.在此过程中,电流片两翼之间的相对速度在50 km/s到−80 km/s之间变化,且从正向极大转变为反向极大所需的时间逐渐增加.相对速度从正向极大向反向极大的转变过程,是电流片下翼速度逐渐低于上翼速度的过程.之后,相对速度向正向极大转变,电流片的下翼速度开始占优势.相对速度在“正向极大-反向极大-正向极大”变化过程中,电流片两翼的磁结构会存在扭转和反向扭转.随后,电流片两翼的相对速度重复前面的变化规律,开始第2次改变.尽管在分析数据的过程中,有误差存在,但是我们从图中拟合实线还是能够看出整个过程的变化具有某种周期特征.

图11 2003年11月4日事件中电流片南北两翼的摆动速度差随时间的变化曲线Fig.11 The changing curve of the rotation velocity di ff erence with time in the north-south wing of current sheet in the 2003 November 4 event

5 总结与讨论

本文对2003年1月3日和2003年11月4日的CME爆发事件进行了分析.前者的CME由暗条爆发引起,并在CME之后有电流片的形成.同之前的大多数电流片相关研究文章(如Ciaravella等[13];Ko等[18];Lin等[22])中研究的CME事件的不同之处在于此次CME的爆发起始于暗条爆发.由于事件1中的耀斑发生在太阳背面,所以没有被观测到.文中我们主要对两次事件CME的动力学特征,以及电流片的光谱学特征进行分析和研究,得到了以下结果：

(1)我们得到事件1中CME前沿在C2及C3图像中上升的加速度为34.2 m/s2.同时,对拟合公式进行时间反推,给出CME前沿速度为零时所处的日心距离为2.15 R⊙,对应时间为10:06:15 UT.这个时间和高度符合EIT 195 Å、BBSO及YNAO Hα单色像给出的范围.

(2)在之前的电流片研究文章中(如Ko等[18];Lin等[22]),通常能够在电流片结构中观测到等离子团的存在,而观测到的暗腔通常呈现弥散状态.事件1中由于LASCO C2观测位置的原因,我们没有在其视场中看到电流片,但利用LASCO C2相减像,我们清晰地在CME暗腔中看见了“类径向”的等离子团运动,并计算得到等离子团运动平均速度为93.9～470.6 km/s.这表明CME暗腔内的等离子体和磁场分布是不均匀的.

(3)通过两次事件的光谱资料的分析,我们获得了在两次事件产生的电流片的空间位置、强度、厚度等物理参数,并进行了分析.结果表明尽管两个事件的起因有所不同,但是电流片中的物理参量的变化特征类似,而且厚度基本在同一个量级(4.8×104km).在Ciaravella&Raymond[15]研究的事件中,电流片的厚度在104～105km之间变化,我们的结果正好在这个范围内.这表明电流片的结构特征与CME源区的观测特征关系不明显.其次,电流片的大尺度(包括其厚度在内)应该是一个普遍特征(也可参考Ciaravella等[14]的简单综述).

(4)利用CHIANTI(ver 7.1)光谱代码和日冕元素丰度,我们计算了事件1的电流片中的电子温度和相应辐射量(EM),其平均值分别为3.86×106K和6.1×1024cm−5.这同Ciaravella&Raymond[15]得到的事件2的结果相比,略为偏低,分别有1.36和1.5倍的差别.两次事件的电流片中的电子温度和辐射量差别不大,再次表明电流片的结构和等离子体的特征参量并不十分依赖于CME的起始状态.

(5)对事件2中的电流片的运动特征的分析,结果表明电流片结构存在南向偏移,这有可能是电流片内部两侧的等离子体速度不对称造成的;同时我们还发现电流片两翼在视线方向上的运动,呈现某种周期性变化,表明电流片自身存在来回的扭转运动.这有可能是爆发前由剪切和扭曲储存在磁场结构中的磁螺度在爆发中释放,从而带动整个磁场结构发生振荡式扭转的结果.

(6)我们的工作与Ciaravella&Raymond[15]的工作相比有两点不同:一是测量厚度的方法不同,但是得到类似的结果;二是他们没有研究扭转运动.过去对电流片的研究(如Ko等[18];Lin等[22])涉及到了电流片的偏转,但是没有研究其扭转运动.电流片扭转运动的出现,说明爆发前的日冕磁结构的内部结构要比我们原先想象的复杂得多.

但在研究事件1的过程中,存在若干问题使我们无法进一步对此事件进行分析:

(1)由于MLSO MK4(Mauna Loa Solar Observatory MK4)的标准观测时间是17:00–02:30 UT(天气情况允许的情况下),故对此次事件没有观测记录.一方面,致使我们无法研究这次爆发事件起始阶段的物理特性.另一方面,由于观测时间限制,没有MLSO MK4 pB图像.在数据存在情况下,我们可以从中得到电子柱密度Ne,从而可以利用从[FeXVIII]得到的EM与Ne的比值计算电子密度ne=EM/Ne.给出ne之后,可计算沿着视线方向的深度d=Ne/ne.利用上述物理参量,可进一步推断相关的投影效应.Ciaravella&Raymond[15]利用此方法针对2003年11月4日事件,推算出观测厚度为真实厚度的2.5～5倍.

(2)爆发过程中,有电流片的形成,但我们没有在LASCO C2的视场中观测到,只有由UVCS的光谱数据表明电流片的存在,缺少识别CS的一个标准.在Lin&Forbes[12]模型中,电流片存在于耀斑和CME之间,但在此次爆发的EIT 195 Å图像中没有观测到耀斑的出现.

(3)UVCS光谱数据中表明电流片存在的时间间隔为11:40–13:02 UT,致使我们无法研究电流片的后续演化.Ciaravella&Raymond[15]及Bemporad等[19]文章中后续[FeXVIII]λ974谱线强度的变化同Susino等[54]中有明显区别(前者缓慢变大,后者缓慢变小),表明电流片在演化过程呈现出复杂性.

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An Observational Research on Magnetic Reconnection Current Sheet Occurred in Two Solar Eruptions

CAI Qiang-wei1,2WU Ning3LIN Jun1
(1 Yunnan Observatories,Chinese Academy of Sciences,Kunming 650011)
(2 University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049)
(3 School of Tourism and Geographical Sciences,Yunnan Normal University,Kunming 650031)

The coronal magnetic con fi guration is severely stretched by the disruption in the process of coronal mass ejection(CME),pushing the magnetic fi elds of opposite polarity to approach one another,and creating a magnetic neutral region(current sheet) behind CME.Magnetic reconnection taking place inside the current sheet converts the magnetic energy into heat and kinetic energy of the plasma,and the kinetic energy of energetic particles.The role of the current sheet in this process is two-fold:the region where reconnection occurs,and connecting the fl are to the associated CME.We studied the events of 2003 January 3 and 2003 November 4,respectively.Development of the current sheet was observed in both cases.We investigated the dynamic features of the two events,as well as physical properties of the current sheet,on the basis of analyzing the observational data from LASCO(Large Angle and Spectrometric Coronagraph)and UVCS(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer)on board SOHO(Solar and Heliospheric Observatory),and the Hαdata from BBSO(Big Bear Solar Observatory)and YNAO (Yunnan Observatories).The existence of ions with high ionization state,such as Fe+17and Si+11,indicated a high temperature up to 3×106−5×106K.Direct measurements showed that the apparent thickness of the current sheet varies from 1.3×104to 1.1×105km,which increases fi rst and then decreases with time.Using the CHIANTI code(v.7.1),we further calculated the averages of the electron temperature and the corresponding emission measure in the current sheet of the 2003 January 3 event,which were about 3.86×106K and 6.1×1024cm−5,respectively.We also noticed that the current sheet twisted forth and back in a quasi-periodical fashion during the event on 2003 November 4 by analyzing the data from SOHO/UVCS.

Sun:coronal mass ejections(CMEs),Sun:current sheet,Sun:emission measure,Sun:UV radiation

P182;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.06.006

2015-03-18收到原稿,2015-04-30收到修改稿

∗973项目(2013CBA01503)、国家自然科学基金项目(11273055,11333007)及中国科学院先导专项B类项目(XDB09040202)资助

†caiqiangwei@ynao.ac.cn

‡Ningwu@ynnu.edu.cn