卫星黑子衰减触发的喷流事件∗

左子豪 李易 沙峻辉 周团辉

(1 南京师范大学附属中学南京210036)

(2 南京师范大学附属中学树人学校南京210036)

(3 中国科学院紫金山天文台南京210033)

(4 中国科学院暗物质和空间天文重点实验室南京210033)

1 引言

太阳光球层厚度大约为500 km, 温度平均为6000 K.光球层之上是4500 K的温度极小区.从温度极小区再往外, 太阳外层大气有反常的温度分布.厚度约为2000 km的色球层, 温度从其底部的6000 K, 到色球上层增至几万开.而太阳最外层大气, 日冕的温度远远高于低层大气, 达到百万开.更重要的是, 日冕层持续向外辐射高能辐射, 包括紫外、X射线等.因此, 日冕要维持百万开的高温, 必然需要一个稳定的能量来源[1].然而, 直到今天, 这个能量来源仍然是一个谜.这就是太阳物理中著名的“日冕加热”问题[2].一般认为有几种模式可以解决日冕加热, 包括: 阿尔芬波的耗散[3–4]; 微耀斑[5–6]或日冕亮点的能量释放[7–8].近几年来, 喷流也被认为是解决日冕加热问题的关键[9–11].喷流可以通过向上喷发的热等离子体, 直接把能量传递给高层大气[12–13].喷流也会产生快速激波,通过耗散把能量转换成日冕等离子体的热能[14–18].

喷流是太阳外层大气中的普遍现象, 在活动区、宁静区、冕洞和极区都有分布.根据观测波段, 喷流可以分为Hα日浪[19–20]、紫外、极紫外喷流和X射线喷流[21–22]等.现在一般认为喷流是微耀斑爆发引起的, 它们都具有相似的形态, 底部是两个或拱型足点源, 顶上是直或弧形物质流, 共同组成倒Y结构.喷流与光球层活动有紧密联系, 比如浮现黑子或磁流[23–24]、运动磁结构[25]、卫星黑子衰减或磁流对消[26]、微暗条爆发[27]等.根据观测或数值模拟[28–29], 一般认为喷流是浮现或运动磁极与已存在的相邻反极性开放场或大尺度磁环重联产生的.

喷流物理参数跨度很大, 尺度从几十到几百兆米, 速度在几十到几千公里每秒, 持续时间从几分钟到几小时, 温度范围从几千到上百万开[30–31].近年来, 在日出卫星(Hinode)、SDO (Solar Dynamics Observatory)和界面区成像光谱仪(Interface Region Imaging Spectrograph, IRIS)等卫星和GST (Goode Solar Telescope)、新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)等地面望远镜的高分辨率观测中, 发现太阳低层大气(过渡区及其以下的色球层)要比以前预测的活跃, 充满了各种尺度喷流活动, 比如I类、II类针状体[9]、IRIS喷流[10,32]、色球海葵状喷流[28,33]、HeI 10830 ˚A日浪[13]等.这些小尺度低温喷流往往与低层大气磁重联有直接关系.低层大气磁重联可以把色球低温等离子体加热到几万至十万开, 甚至极少数能达到百万开[21].被加热的高温等离子体携带能量喷发到高层大气, 可以加热日冕[11–12].

本文中, 我们利用卫星和地面多波段高分辨率观测, 选择2014年8月1日在活动区12127边缘爆发的一次喷流事件进行分析.我们主要分析这次喷流事件的触发过程和对日冕加热的影响.文章第2节介绍观测仪器和数据, 第3节是事件分析, 最后是本文的结论和讨论.

2 数据介绍

本文中, 我们主要利用当前世界上最大口径(1.6 m)的地面太阳光学望远镜BBSO(Big Bear Solar Observatory)的GST[34]高分辨率氧化钛(TiO,7057 ˚A,光球层)和Hα(色球层)观测数据.TiO是分子谱线, 对温度敏感, 用来观测太阳光球时能够得到米粒和米粒间暗径高对比度的光球像,视场为75′′ ×75′′, 像元分辨率为0.034′′, 时间分辨率是15 s.GST的Hα观测数据包括线心(6562.8 ˚A)和线翼, 像元分辨率为0.029′′, 视场为74′′ ×62′′,时间分辨率为23 s.

我们也用到SDO卫星的太阳大气成像仪(AIA)[35]和日球磁场成像仪(HMI)[36]两个载荷的全日面观测数据, 包括AIA的紫外和极紫外数据、HMI的视向磁场数据和连续谱数据.AIA从7个极紫外和2个紫外波段对太阳进行观测, 像元分辨率为0.6′′, 其中极紫外图像的时间分辨率为12 s, 紫外图像时间分辨率为24 s.HMI的视向磁场和连续谱图像数据时空分辨率分别为45 s和0.6′′.由于同时使用了地面望远镜与空间卫星的观测数据, 因此不同仪器数据间需要经过校准处理, 校准的主要参考对象为黑子和亮米粒群.我们利用HMI连续谱图像和GST TiO图像上的黑子作为特征来进行校准, 校准精度好于0.5′′.

3 结果

2014年8月1日, 活动区12127北侧边缘同一位置重复爆发多次喷流.活动区12127由几个大黑子和周围一些卫星黑子组成, 这些喷流足部都对应北侧一个卫星黑子.本文中,我们选取其中一次喷流进行分析.该喷流从16:50:00 UT开始, 17:20:00 UT结束.图1是这次喷流的概况.

图1 喷流概况.图a: 全球太阳活动观测网络组织(Global Oscillation Network Group, GONG)的Hα局部图像, 红色方框标明图d和f视场范围; 图b: GONG全日面Hα图像, 红色方框为图a和图c的视场范围; 图c: 喷流在AIA的304 ˚A波段图像; 图d–f: HMI连续谱图像、GST的TiO图像和HMI视向磁场图像, 其中图e视场范围为图d和图f中蓝色方框;图a中紫色等值线表示图c喷流足点; 图e中黄(蓝)等值线表示负(正)极视向磁场(100、200、300、400 Gs).Fig.1 An overview of the jet.a: The Hα image observed by GONG, and the red box indicates the field of view (FOV) of d and f; b: The full disk Hα image observed by GONG, and the red box indicates FOV of a and c; c: The jet event observed by AIA in 304 ˚A; d: The HMI line-of-sight (LOS) intensity; e: The GST TiO image whose FOV is marked by the blue boxes of d and f; f: The HMI LOS magnetogram; The purple contours of a mark the bright footpoint of jet in c; The yellow (blue) lines in e represent the contours of the negative (positive) magnetic fluxes (100, 200, 300, 400 Gs).

AIA在紫外和极紫外波段的温度范围从几万开到几百万开, 使我们可以研究喷流在不同大气高度(温度)的演化.图2是该喷流在AIA紫外和极紫外波段的演化图像.我们选取了图2 d(1)红色框区域,计算足点亮度在不同波段随时间变化(图3 b).16:52:16 UT,在紫外1600 ˚A波段对应卫星黑子处首先出现一个亮点(BP1), 标志着发生了磁重联.BP1的亮度迅速减弱, 随后再次变亮, 并且在其左边出现另一个亮点(BP2).BP2与BP1连成一体, 组成拱形结构(图2 d(2)).在经典喷流模型中, 喷流底部就往往呈拱形或倒Y形[37].随着拱形结构的亮度迅速增加, 意味着更多的能量被释放出来.与此同时, 拱型顶部有物质向上喷出, 形成紫外喷流(图2 d(3)白色箭头).该喷流约在16:57:04 UT达到最高点,随即消失.我们注意到, 这次紫外喷流过程中, 在极紫外波段上也出现了对应亮点.我们认为这是因为磁重联释放的能量被紫外喷流输送到更上层大气(如过渡区和日冕), 并加热当地等离子体, 从而形成了高温亮点.

图2 喷流在SDO AIA紫外和极紫外波段的演化.其中, a(1)–(6)为AIA 335 ˚A图像, b(1)–(6)为AIA 171 ˚A图像,c(1)–(6)为AIA 304 ˚A图像, d(1)–(6)为AIA 1600 ˚A图像.d(1)–(6)的视场为c(1)蓝色框所示.Fig.2 The temporal evolution of the jet at Ultra-violet (UV) and Extra Ultra-violet (EUV) wavelengths observed by SDO AIA, such as 335 ˚A (a(1)–(6)), 171 ˚A (b(1)–(6)), 304 ˚A (c(1)–(6)), and 1600 ˚A(d(1)–(6)).The FOV of d(1)–(6) is marked by the blue box in c(1).

拱形结构亮度迅速减弱, BP2消失, 只余下BP1.然而, 极紫外波段亮点强度却在增加.我们认为这可能由于紫外喷流逐渐将更多的能量输送到更高层大气.16:58:40 UT, BP2又出现在1600 ˚A波段, 并再次与BP1组成拱形结构, 同时其顶部又爆发一次紫外喷流.虽然这次紫外喷流迅速消失, 但随后, 在AIA几个极紫外波段(如131 ˚A、193 ˚A和171 ˚A)上几乎同时观测到增亮, 并有低温物质从亮源左侧沿弧形轨迹向东北方喷发, 形成极紫外低温喷流.有意思的是, 我们发现在17:04:31 UT, 极紫外低温喷流的右侧外边缘, 出现一个极紫外高温喷流, 在304 ˚A波段上最明显.该极紫外高温喷流与紫外喷流在空间位置上是对应的(图2 d(5)).

喷流足部亮度约在17:02:00 UT时达到最大, 而极紫外低温喷流持续往上喷发.为了更好地描述极紫外低温喷流的运动, 我们在304 ˚A波段上, 沿极紫外低温喷流运动轨迹做时间切片(图2 c(4)中蓝色曲线), 从而获得该喷流的时间变化曲线(图3 a).与喷流足部亮度曲线进行对比, 我们发现在足部迅速增亮过程中, 喷流在开始时以196 km·s−1的速度上升(图3 a), 这个速度要比Shen等[38]在304 ˚A波段测得的喷流速度高, 而与Chen等[24]发现的卫星黑子触发的一系列喷流的速度相近.经过拟合, 我们发现喷流在上升相时有−0.25 km·s−2的加速度, 因此上升速度逐渐减缓, 约在17:06:30 UT时达到最高.随后,喷流以70 km·s−1的速度整体下降, 明显小于Shen等[38]测得的喷流下降速度, 这可能是由于喷流的旋转运动造成的.

图3 图a: 304 ˚A低温极紫外喷流的高度时间演化曲线, 沿图2 c(4)中蓝色曲线.图b: 喷流足部亮点在335、304和1600 ˚A波段亮度时间变化曲线.图c: 足部亮点对应区域内正(红实线)负(蓝实线)磁流的时间变化曲线.Fig.3 a: The time-height plot of the 304 ˚A EUV cool jet along the blue curve as shown in Fig.2 c(4).b:The light curves of the bright footpoint of the jet at 335, 304, and 1600 ˚A.c: The temporal evolution of the positive (red solid line) and negative (blue solid line) magnetic fluxes corresponding to the bright footpoint of jet.

根据GONG的全日面Hα观测, 这次喷流事件对应一次日浪爆发.在16:56:34 UT, 色球层上出现一个明显亮点, 对应紫外喷流足部.从17:02:34 UT开始, 即紫外或极紫外足部亮度最大后, Hα日浪开始出现, 基本与极紫外低温喷流的下半部分重合(图1 b).GST也在Hα(包括线心和偏带)波段对这次喷流进行观测.GST是从16:57:00 UT开始观测, 而且由于视场局限, 只观测到日浪的下半部分.即便如此, 利用GST的高分辨率观测, 我们发现一些有趣的现象.Hα日浪由许多纤维组成, 这些纤维扎根在色球亮点的东南侧.我们还注意到, 在GST高分辨率下, 日浪足部亮点显示为尖峰结构和一条亮带(图4 d(2)).在Hα蓝翼图像上, 日浪纤维从16:57:00 UT就存在, 说明在微耀斑爆发后,即有色球物质往上喷发.这些向上的日浪纤维数量随着足部亮点强度的增加也逐渐增多.17:04:00 UT后, 日浪纤维明显减少, 表明随着能量释放的减少, 向上喷发的色球物质也减少.而在Hα红翼图像上, 向下的日浪纤维变化与蓝翼相反: 开始时, 有少量低温物质下降; 从17:07:50 UT开始, 大量冷物质降落, 这与极紫外(304 ˚A)低温喷流的整体回落基本一致.

喷流爆发与卫星黑子或卫星磁场的活动变化有紧密联系[24,39].图5表示喷流爆发区域GST高分辨率TiO光球图像和HMI的视向磁场图在喷流期间的演化.根据GST的高分辨率观测, 该卫星黑子在喷流爆发前近乎为圆形, 直径有1.5′′.在喷流爆发过程中, 该卫星黑子持续衰减, 首先变成长方形.到喷流结束时, 又缩减成近乎圆形, 直径只有0.5′′.黑子是太阳大气中强磁场聚集区.HMI视向磁场显示, 该卫星黑子对应负极磁场, 相邻正磁极(图1 e).我们选取图5 a(1)中黑色框区域来计算磁流在喷流期间的变化.如图3 c所示, 该喷流爆发开始后, 正负极磁流同时减弱, 表示发生了磁场对消.卫星黑子对应的磁场对消, 表示磁流与已存在的反极性“开放”磁场发生重联.当正负磁流减弱变得平缓时, 磁场重联释放的能量减少, 喷流足点亮度也开始变弱.

4 结论与讨论

2014年8月1日, 一次喷流发生在活动区12127边缘, 持续时间约30 min.根据喷流的演化, 我们认为这是一次标准喷流爆发[33].利用高分辨率的空间和地面多波段观测, 我们在本文中从光球层到色球层再到日冕层, 详细分析了这次喷流事件.主要结论如下:

(1)根据多波段观测, 这次喷流事件包含Hα日浪、紫外喷流、极紫外高温和低温喷流.属于同一爆发事件的多波段喷流之间有时空联系, 如紫外或极紫外高温喷流经常位于低温喷流或日浪外侧, 极紫外喷流可能早也可能晚于低温喷流或日浪出现[23,27,40–42].因此, 极紫外低温喷流或日浪与紫外或极紫外高温喷流可能分别隶属于不同的磁力线[25,40], 也有可能它们来自同一组磁力线, 高温极紫外喷流冷却后形成低温喷流(日浪)[23].本文中, 我们发现虽然第1次紫外喷流比极紫外高温喷流早7 min出现, 但它们空间位置基本相同, 都位于日浪和极紫外低温喷流的右边缘外侧.全日面Hα日浪或极紫外低温喷流几乎同时被观测到, 只比第1次紫外喷流晚约1 min, 而且位置重合(图1 b和图2 d(5)).从GST蓝翼图像上看, 日浪物质的大规模往上喷发, 正好对应极紫外低温喷流的出现.从GST的高分辨率图像上, 我们也清楚地观测到日浪纤维扎根于足部亮结构的一侧.因此, 我们认为这次喷流事件中, 日浪或极紫外低温喷流与紫外或极紫外高温喷流属于不同的磁力线.紫外和极紫外高温喷流物质是磁重联直接加热的高温等离子体, 而日浪可能是色球等离子体被重联后磁力线的张力或气压“弹射”出去的[28], 也有可能是迷你暗条爆发产生的[27,43].而极紫外低温喷流则为喷发到高层大气的日浪.

图4 喷流分别在AIA 304 ˚A和GST的Hα波段的演化图像.a(1)–(4): AIA 304 ˚A; b(1)–(4): GST Hα线心(r000);c(1)–(4): GST Hα红翼(+0.8 ˚A, r080); d(1)–(4): GST Hα蓝翼(−0.8 ˚A, b080).b(1)–(3)中的蓝色等值线分别对应a(1)–(3)中喷流足部亮点.下面3排图像的视场范围为a(1)中蓝色框所示.Fig.4 The temporal evolution of the jet at AIA 304 ˚A and GST Hα.a(1)–(4): AIA 304 ˚A.b(1)–(4):GST Hα line center (r000).c(1)–(4): GST Hα red wing (+0.8 ˚A, r080).d(1)–(4): GST Hα blue wing(−0.8 ˚A, b080).The contours at b(1)–(3) indicate the bright footpoints of the jet at a(1)–(3),respectively.The FOV of the 3 bottom rows is marked by the blue box of a(1).

(2)这次喷流与卫星黑子的持续衰减有直接关系.在本文中, 喷流爆发开始后, 卫星黑子开始衰减.喷流足点最亮(认为是重联最强)时, 卫星黑子面积减小了40%.喷流结束后, 该卫星黑子只有最初的20%.与此同时, 卫星黑子的负极磁场(N)与相邻的正极磁场(P)同时减弱, 发生磁场对消.观测发现, 喷流爆发往往与浮现磁流(卫星黑子)和已存在磁极之间的对消有关[41].磁流对消, 即表示发生了磁场重联[41].因此, 我们认为正是磁场重联释放出能量, 触发微耀斑爆发, 产生了这次喷流事件.磁场外推将有助于对磁重联的发生进行准确的判断, 只可惜本文研究的视场较小, 需要丹尼尔·井上太阳望远镜(Daniel Ken Inouye Solar Telescope, DKIST)等高分辨率的磁场测量才能实现[44–45].

图5 喷流对应GST TiO与HMI视向磁场观测的演化.a(1)–(4): HMI视向磁场观测.b(1)–(4): GST的TiO光球观测.Fig.5 The temporal evolution of the corresponding TiO images and HMI LOS magnetograms.a(1)–(4):HMI LOS magnetograms.b(1)–(4): GST TiO images.

(3)磁场重联位置在太阳大气中的高度会影响喷流的温度分布[21].本文中, 喷流足点源首先出现在1600 ˚A波段, 比极紫外波段提前了3 min.一般来说, 1600 ˚A谱线在没有爆发活动时对应于温度在4×103−1×104K的色球中下层大气.当有耀斑等爆发时,1600 ˚A谱线对105K的温度也很敏感[46].因此, 我们认为磁场重联就发生在色球中下层,重联释放的能量加热色球等离子体, 形成喷流足部亮点或Hα亮结构.还有一部分能量由喷流携带进入高层大气, 加热日冕.因此, 这次喷流事件说明低层大气重联对日冕加热有一定的贡献.

根据GST的高分辨率TiO观测, 卫星黑子周围有许多细碎米粒和米粒间亮点.从16:50:00 UT开始, 卫星黑子左上方一个大米粒G开始膨胀(图5 b(1)), 中间出现一条暗径, 并在2 min后把米粒G分割成两个新米粒.观测和模拟认为米粒膨胀并分裂的过程标志着有新磁流从光球下面浮现出来.膨胀的米粒会挤压磁场到米粒间隙[13,47], 使磁场增强.图3 c显示, 卫星黑子对应的负极磁场在16:53:00 UT时有一个小增强, 我们认为正是米粒G的膨胀把磁流汇聚到一起, 促成了负极的增强.

小尺度快速物质流加热高层大气, 是解释太阳日冕高温问题的一个重要的途径[10,33].低层大气磁重联释放的能量, 一部分会被往上喷发的物质流携带进入高层大气, 从而加热高层大气.HeI 10830 ˚A谱线形成于色球上层, 又有光学薄的特性.因此,利用HeI 10830 ˚A观测, 可以看到物质流从光球层, 经过色球层一直运动到日冕的过程.Ji等[12]利用GST高分辨率的HeI 10830 ˚A观测, 发现HeI 10830 ˚A精细结构物质流喷发时,其喷发途径上相应的日冕环也随之变亮.他们认为这是物质流携带能量加热日冕的直接观测.Zeng等[13]分析一次米粒尺度磁重联触发的HeI 10830 ˚A日浪事件, 也发现日浪足点源在极紫外波段有增亮, 意味着日冕大气被加热.

Li等[32]分析一次小尺度喷流事件, 利用AIA 6个波段的极紫外观测, 根据差分辐射测量(differential emission measure, DEM)方法[48]计算得到喷流足点源温度可以达到1.85 MK.作者判断磁场重联发生在色球上层或过渡区, 喷流往上输送能量到高层大气, 加热日冕.在本文中, 我们也利用AIA 6个极紫外波段的观测, 利用DEM方法计算喷流足点在亮度峰值时能达到的最高温度为0.9 MK.Shibata等[21]认为如果重联发生在色球层, 可以把色球等离子体加热到104−105K.Ni等[49]通过2.5维磁流体数值模拟,认为低层大气重联只能把色球等离子体加热到105K.因此, 文中这次喷流, 其足点源对应温度达到0.9 MK, 也说明是喷流内物质携带能量进入更高层的高温大气, 才能达到106K量级.

喷流足部亮度变化可以反映低层大气磁重联次数和强弱.这次喷流整个过程中, 足部的亮度变化(尤其是紫外波段)有多次峰值, 基本每次峰值都对应一次紫外喷流, 说明重复发生了多次磁场重联.根据GST在Hα红蓝翼的观测, 我们发现日浪纤维还具有扭缠结构, 但极紫外低温喷流却没有看到明显的旋转结构.Shen等[38]等利用SDO/AIA数据,发现极区喷流具有明显的扭缠运动.我们认为这可能是因为本文的喷流尺度较小, 无法在AIA的极紫外图像上看清扭缠结构.因此, 我们还需要更多更高分辨率的观测数据来研究小尺度低层大气重联以及对日冕加热的影响.