楊汝娟，梁紅飛

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院，云南 昆明 650092)

太陽黑子是存在于太陽表面的一種溫度相對(duì)較低、亮度相對(duì)較暗的強(qiáng)磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)，它不僅是日面活動(dòng)區(qū)的主體，還是活動(dòng)區(qū)最明顯的標(biāo)志［1］。人們通過對(duì)太陽黑子的長(zhǎng)期觀測(cè)和研究發(fā)現(xiàn)在太陽黑子內(nèi)經(jīng)常會(huì)出現(xiàn)一種隨時(shí)間周期變化的振蕩現(xiàn)象，這種現(xiàn)象可通過光球和色球譜線的強(qiáng)度和速度變化確認(rèn)。最早的太陽黑子本影振蕩現(xiàn)象是由文［2］作者在1969年利用Ca II譜線發(fā)現(xiàn)的，隨后，文［3］作者揭示了太陽光球?qū)又幸泊嬖诒居罢袷?，而文?］和文［5］作者則相繼驗(yàn)證了色球中的本影振蕩。此外，文［6］和文［7］作者相繼獨(dú)立地發(fā)現(xiàn)了存在于黑子半影內(nèi)的半影行波。不同的是，文［6］是通過Hα的線心觀測(cè)確定在黑子半影中存在周期為300 s、速度為10 km/s的強(qiáng)度波，而文［7］則是通過研究Hα波段的多普勒?qǐng)D像發(fā)現(xiàn)半影行波的。

長(zhǎng)期研究表明，在太陽黑子內(nèi)存在著兩種典型的振蕩:3 min振蕩和5 min振蕩。3 min振蕩的周期在100～200 s之間，在3 min附近存在一個(gè)明顯的峰值，色球譜線觀測(cè)的結(jié)果顯示3 min振蕩在色球?qū)又杏斜容^大的振幅，而光球譜線則很難觀測(cè)這種振蕩，即使被觀測(cè)到，其振幅也很?。?－9］。與3 min振蕩不同的是，5 min振蕩的周期在200～400 s之間，在5 min附近存在一個(gè)顯著的峰值，這種振蕩在光球內(nèi)的振幅比較大，而在色球?qū)觾?nèi)的振幅則很小，幾乎很難被觀測(cè)到［8－9］。文［10－11］認(rèn)為3 min振蕩的產(chǎn)生機(jī)制是黑子本身的一種共振模式，在黑子本影內(nèi)存在兩個(gè)共振腔:一個(gè)位于光球和亞光球中，對(duì)應(yīng)于快模波;另一個(gè)則位于較高的色球?qū)觾?nèi)，對(duì)應(yīng)于慢模波。5 min振蕩的實(shí)質(zhì)是由對(duì)流激發(fā)的P模振蕩。研究表明，標(biāo)準(zhǔn)的本影振蕩在本影內(nèi)較為突出，離開本影區(qū)就會(huì)變得很弱。行波在半影和超半影內(nèi)通常以約為13 km/s(頻率為3 MHz)的常速度傳播，在半影、超半影的邊界處振蕩，頻率為2 MHz或更低［12］。Christopoulou認(rèn)為本影振蕩和半影行波之間并沒有一個(gè)清晰的關(guān)系，假如半影行波是由本影振蕩或者和本影振蕩相同的原理產(chǎn)生的，那么就必須有一種機(jī)制來解釋不同周期的振蕩行為。

經(jīng)過數(shù)年的觀測(cè)，2006年9月發(fā)射的太空太陽望遠(yuǎn)鏡HINODE(Solar-B)已經(jīng)采集了大量的高分辨率觀測(cè)資料。該望遠(yuǎn)鏡在工作過程中能夠?qū)Ρ挥^測(cè)對(duì)象進(jìn)行連續(xù)、快速的觀測(cè)，時(shí)間分辨率達(dá)到每10 s采集一幅圖像，空間分辨率達(dá)0.1″/pixel。這些高質(zhì)量的觀測(cè)數(shù)據(jù)為更深入研究太陽活動(dòng)區(qū)內(nèi)的動(dòng)力學(xué)過程提供了極其便利的條件。本文基于HINODE觀測(cè)的數(shù)據(jù)，采用快速傅里葉變換(FFT)方法精確測(cè)量太陽黑子本影振蕩的周期。

1 觀測(cè)數(shù)據(jù)及數(shù)據(jù)預(yù)處理

2007年5月1日衛(wèi)星HINDOE上的太陽光學(xué)望遠(yuǎn)鏡SOT在CaⅡ(396.85 nm)波段對(duì)活動(dòng)區(qū)AR10953內(nèi)的孤立黑子進(jìn)行了連續(xù)觀測(cè)，采集了250幅具有穩(wěn)定時(shí)間間隔的單色圖像，這些圖像的分辨率極高，達(dá)到9.6秒/幀。該黑子位于日面中心附近，精確的位置是S10，E09。在邊長(zhǎng)為1024像素的正方形CCD成像區(qū)域內(nèi)，總的視場(chǎng)對(duì)應(yīng)邊長(zhǎng)為111.6″的區(qū)域，即對(duì)應(yīng)于太陽表面邊長(zhǎng)為8×104km的正方形區(qū)域。因此，圖像的空間分辨率也極高，達(dá)到了0.109″/pixel，也就是說，每個(gè)像素對(duì)應(yīng)于太陽表面邊長(zhǎng)為80 km的正方形區(qū)域。如圖1，選取邊長(zhǎng)為400 pixel的區(qū)間進(jìn)行研究，從圖中可以看出，位于黑色輪廓線內(nèi)的本影被兩個(gè)亮橋分成了3部分，第1部分位于圖中右下方的本影主體部分，在該區(qū)域內(nèi)約有十個(gè)產(chǎn)生行波的振蕩源，選定其中具有代表性的兩個(gè)樣本點(diǎn)A和B測(cè)定振蕩周期。另外兩個(gè)小本影塊分別位于主本影的左下方和正上方，在這兩個(gè)小本影塊內(nèi)分別選取它們內(nèi)部各自唯一的振蕩源C和D作為分析振蕩周期的樣本。連續(xù)采集的觀測(cè)圖像顯示活動(dòng)區(qū)在整個(gè)演化過程中，產(chǎn)生于3個(gè)本影部分的行波在傳播時(shí)無法越過本影內(nèi)的亮橋而傳播到相鄰的本影區(qū)塊，因此兩個(gè)小本影塊的強(qiáng)度周期變化應(yīng)該完全由它們內(nèi)部的振蕩源引起。相對(duì)于太陽黑子不同區(qū)域的亮度差異(黑子本影和半影的亮度差非常大)，黑子振蕩引起活動(dòng)區(qū)的亮度變化非常小。為了能夠清晰地顯現(xiàn)出本影振蕩的演化過程，利用相減像技術(shù)對(duì)觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行處理，也就是把在時(shí)間序列上相鄰的兩幅圖像相應(yīng)的位置強(qiáng)度進(jìn)行相減運(yùn)算，從而得出活動(dòng)區(qū)圖像強(qiáng)度隨時(shí)間的變化特征。圖2給出的6幅相鄰的相減圖像展示了由黑子本影內(nèi)的波源A點(diǎn)產(chǎn)生的一列行波的完整傳播過程。在00∶23∶16UT時(shí)，出現(xiàn)在波源點(diǎn)A處的亮斑意味著一個(gè)行波從該波源處形成，隨后這個(gè)行波不斷地向外擴(kuò)大，于00∶23∶54UT時(shí)形成了一個(gè)清晰的環(huán)狀結(jié)構(gòu)，此后該環(huán)形的行波不斷向外擴(kuò)張，在擴(kuò)張過程中該行波的輪廓變得越來越模糊，經(jīng)過約90 s后，該環(huán)形波最終消失了。整個(gè)演化過程清晰地顯示出該本影行波是以波源A點(diǎn)為中心的一個(gè)弧形亮帶不斷向外擴(kuò)張的過程，為了精確地測(cè)定這些行波引起的本影振蕩的周期，采用快速傅里葉變換(FFT)方法對(duì)數(shù)據(jù)進(jìn)行詳細(xì)的分析。

圖1 NOAA10593內(nèi)的黑子本影結(jié)構(gòu)，十字形“+”標(biāo)出樣本點(diǎn)的位置Fig.1 Sketch of the sunspot umbra within the NOAA10593.Sample points are denoted by crosses“+”

圖2 相減圖像顯示的本影振蕩演化圖像Fig.2 Evolution of the umbral oscillation shown in the running difference images

2 太陽黑子振蕩的周期測(cè)量

圖3 振蕩源A點(diǎn)的強(qiáng)度變化曲線(實(shí)線)和主要周期變化的曲線(虛線)對(duì)比圖Fig.3 Intensity variation of the sample point A(solid line)and the intensity variation of the main-period Fourier component(dotted line)

圖4 振蕩源A點(diǎn)的功率譜曲線Fig.4 Power spectrum of the variation at the sample point A

表1 4個(gè)振蕩源的周期值Table 1 The periods of four oscillation sources

圖5 振蕩源C點(diǎn)的強(qiáng)度隨時(shí)間的變化曲線Fig.5 Intensity variation of the sample point C(solid line)and the intensity variation of the main-period Fourier component(dotted line)

圖6 振蕩源C點(diǎn)的功率譜曲線Fig.6 Power spectrum of the sample variation at the point C

3 討論和結(jié)論

振蕩周期是太陽本影振蕩的一個(gè)基本參數(shù)，精確地測(cè)定本影振蕩的周期對(duì)理解太陽振蕩的物理本質(zhì)和它的傳播特征均有比較重要的意義。針對(duì)空間太陽望遠(yuǎn)鏡在2007年5月1日觀測(cè)的高分辨率數(shù)據(jù)開展了細(xì)致的分析工作，結(jié)果發(fā)現(xiàn)位于活動(dòng)區(qū)AR10953內(nèi)的太陽黑子本影內(nèi)存在比較穩(wěn)定的振蕩現(xiàn)象。該黑子的本影被兩條亮橋分割成3部分，其中位于中間的主本影內(nèi)存在約十個(gè)產(chǎn)生行波的振蕩源，而位于正上方和左下方的小本影內(nèi)則分別只存在一個(gè)產(chǎn)生行波的振蕩源。由于亮橋的阻隔，產(chǎn)生于不同本影部分的行波不能穿越亮橋進(jìn)入其他本影區(qū)。因此，在主本影內(nèi)選擇了兩個(gè)具有代表性的樣本點(diǎn)測(cè)量該區(qū)域內(nèi)的振蕩周期，而在其它兩個(gè)小本影內(nèi)分別選取一個(gè)樣本點(diǎn)測(cè)量黑子本影的振蕩周期。結(jié)果發(fā)現(xiàn)，位于主本影內(nèi)的樣本點(diǎn)的振蕩周期均為141.2 s，而位于小本影內(nèi)的樣本點(diǎn)，測(cè)量到的周期相對(duì)要長(zhǎng)一些，分別為160 s和171.5 s。這種周期長(zhǎng)短的差異可能主要由于樣本點(diǎn)是否受多個(gè)振蕩源作用所產(chǎn)生造成的。由于小本影內(nèi)的光強(qiáng)變化只由其內(nèi)部的唯一振蕩源產(chǎn)生，因此它們的周期應(yīng)該就是該振蕩源的振蕩周期，而在主本影內(nèi)，由于存在多個(gè)振蕩源，這些振蕩源都會(huì)產(chǎn)生行波，當(dāng)比較強(qiáng)的行波傳播到其他振蕩源的位置時(shí)，增加了后者的波峰數(shù)，結(jié)果也就增加了后者的振蕩頻率，相應(yīng)地，后者的振蕩周期就縮短了。綜合4個(gè)振蕩源的測(cè)量周期得到了它們的平均值為154 s，這個(gè)測(cè)量結(jié)果可以看成是本影的振蕩周期，顯然，這個(gè)結(jié)果顯示在Ca II波段觀測(cè)的本影振蕩是一種典型的3 min振蕩。

從前面的分析可以看出，本影內(nèi)光強(qiáng)周期性的變化主要由本影振蕩引起的，這為比較準(zhǔn)確地測(cè)定太陽振蕩的周期提供了便利條件，但是在測(cè)量過程中還得注意排除其他因素的影響。這些因素主要有活動(dòng)區(qū)內(nèi)的小尺度短時(shí)標(biāo)磁活動(dòng)引起的增亮現(xiàn)象，這些增亮過程可能會(huì)使光強(qiáng)輪廓線在某些時(shí)段內(nèi)整體向上或是向下飄移，結(jié)果可能造成在功率譜曲線上產(chǎn)生一個(gè)低頻的峰值，這種低頻噪聲很容易在數(shù)據(jù)處理過程中被直接排除。另外，在測(cè)量過程中也會(huì)不可避免地產(chǎn)生一些測(cè)量誤差，這些誤差可以分為兩部分:系統(tǒng)誤差和隨機(jī)誤差。系統(tǒng)誤差是由測(cè)量過程中數(shù)據(jù)采集系統(tǒng)的采光響應(yīng)函數(shù)的偏移以及在數(shù)據(jù)采集中引入一些必要的簡(jiǎn)化造成的。系統(tǒng)誤差可以通過平場(chǎng)和暗場(chǎng)等處理進(jìn)行部分的消除，而那些經(jīng)過處理后殘存的系統(tǒng)誤差余量由于是被測(cè)光強(qiáng)的連續(xù)函數(shù)，會(huì)隨被測(cè)光強(qiáng)的變化作有規(guī)律的變化，因而對(duì)測(cè)量本影振蕩周期的影響比較小。而且由于Hinode觀測(cè)的精度非常高，因此，可以忽略系統(tǒng)誤差對(duì)振蕩周期測(cè)量的影響。隨機(jī)誤差是由探測(cè)器電噪聲、大氣湍動(dòng)等隨機(jī)產(chǎn)生的附加光強(qiáng)，它對(duì)測(cè)量光強(qiáng)會(huì)帶來一些不可預(yù)測(cè)的影響。但是從圖3和圖5的光強(qiáng)輪廓線(實(shí)線)可以看出，Hinode觀測(cè)的振蕩引起的光強(qiáng)遠(yuǎn)比隨機(jī)誤差造成的光強(qiáng)變化要大得多，因此隨機(jī)誤差對(duì)測(cè)量振蕩周期也不會(huì)造成實(shí)質(zhì)的影響。綜上所述，文中的測(cè)量結(jié)果應(yīng)該比較真實(shí)地反應(yīng)了太陽振蕩的振蕩周期。

［1］占臘生，趙海娟，梁紅飛.太陽黑子月平均面積數(shù)活動(dòng)周及其特征 ［J］.云南天文臺(tái)臺(tái)刊，2003(2):43－52.Zhan Lasheng，Zhao Haijuan，Liang Hongfei.Statistical Characteristics of Solar，Cycles Discribed by the Monthly Averages of Sunspot Areas ［J］.Publications of the Yunnan Observatory，2003(2):43－52.

［2］Beckers J M，Tallant P E.Chromospheric Inhomogeneities in Sunspot Umbrae ［J］.Solar Physics，1969，7(3):351－365.

［3］A Bhatnagar，W C Livingston，J W Harvey.Observations of Sunspot Umbral Velocity Oscillations［J］.Solar Physics，1972，27(1):80－88.

［4］Beckers J M，Schultz R B.Oscillatory Motions Sunspots［J］.Solar Physics，1972，27(1):61－70.

［5］Giovanelli R G.Oscillations and Waves in a Sunspot［J］.Solar Physics，1972，27(1):71－79.

［6］Zirin H，Stein A.Observations of Running Penumbral Waves ［J］.The Astrophysical Journal，1972，178:85－87.

［7］Giovanelli R G.Waves and Oscillations in the Chromosphere in Active and Quiet Regions［C］//R Grant Athay.International Astronomical Union.Boston:Reidel，1974:137－151.

［8］Schmieder B，Hofmann A，Staude J.Third Advances in Solar Physics Euroconference:Magnetic Fields and Oscillations ［C］//Brigitte Schmieder，Axel Hofmann，Jürgen Staude.ASP Conference Series#184.San Francisco:ASP，1999:113.

［9］E B Christopoulou，A Skodras，A A Georgakilas.Wavelet Analysis of Umbral Oscillation ［J］.The Astrophysical Journal，2003，591:416－431.

［10］Lites B W，Thomas J H.Sunspot Umbral Oscillation in the Photosphere and Low Chromosphere［J］.The Astrophysical Journal，1985，294:682.

［11］John H Thomas，Nigel O Weiss.Sunspots:Theory and Observations［M］.Boston:Kluwer Academic Publishers，1992:261.

［12］Christopoulou E B，Georgakilas A A，Koutchmy S.Oscillation and Running Waves Observed in Sunspots ［J］.Astronomy and Astrophysics，2001，375(2):617－628.