云 多 王華寧賀 晗

(1中國科學院國家天文臺北京100012)

(2中國科學院太陽活動重點實驗室北京100012)

類太陽恒星耀斑光變輪廓特征分析?

云 多1,2?王華寧1,2賀 晗1,2

(1中國科學院國家天文臺北京100012)

(2中國科學院太陽活動重點實驗室北京100012)

太陽耀斑是由于在太陽黑子附近磁場能量的突然釋放所引起的爆發(fā)現(xiàn)象.人們發(fā)現(xiàn)在許多類太陽恒星上也有類似的耀斑(稱類太陽恒星耀斑)出現(xiàn).主要采用開普勒太空望遠鏡獲取的數(shù)據(jù),從中選取SC(Short Cadence)數(shù)據(jù)進行分析,找出類太陽恒星上耀斑光變輪廓的特征參數(shù)并做統(tǒng)計,總結耀斑的活動特點.分析結果表明:類太陽恒星耀斑的光變輪廓和爆發(fā)的特征時間與太陽耀斑的相似,這可以說明兩種耀斑的物理機制相同.

恒星:耀斑,恒星:類太陽,時間,方法:統(tǒng)計

1 引言

太陽耀斑是太陽活動最劇烈的現(xiàn)象之一,耀斑爆發(fā)的同時往往伴隨一系列的高能輻射.耀斑活動的頻次與劇烈程度是描述太陽活動強弱的一個重要參數(shù).與太陽耀斑類似,類太陽恒星上也會發(fā)生劇烈的耀斑活動.在本文中,我們主要研究開普勒太空望遠鏡[1]觀測到的類太陽恒星耀斑光變輪廓特征.開普勒太空望遠鏡觀測到的類太陽恒星耀斑的能量為1033～1037erg[2],屬于白光耀斑,要高于太陽耀斑的最大能量(約1032erg)[3?4].

近期的一些研究發(fā)現(xiàn),類太陽恒星耀斑與太陽耀斑的物理機制有相同之處[5?6]. Candelaresi等人從G、K和M型恒星的開普勒數(shù)據(jù)中研究了能量大于1034erg的超級耀斑的發(fā)生原因,得出的結果是:隨有效溫度的增加超級耀斑的發(fā)生率會下降,而且對于自轉周期小的恒星,它的黑子覆蓋率更高[7].此外,Frasca等人研究了一顆典型年輕恒星的磁活動和較差自轉,發(fā)現(xiàn)它的特征也與太陽類似[8].Wichmann等人發(fā)現(xiàn),在類太陽恒星上有相當數(shù)量的超級耀斑,而且這些恒星普遍的特征是年輕且自轉周期較小[9]. Nogami等人發(fā)現(xiàn):某些產(chǎn)生超級耀斑的類太陽恒星的自轉周期與太陽的類似,此外,在有效溫度、表面重力和金屬含量方面都比較相近[10].

然而,上面文獻中的工作主要是基于開普勒數(shù)據(jù)中的LC(Long Cadence)數(shù)據(jù)對超級耀斑展開統(tǒng)計分析或者針對個別恒星事例的研究工作.開普勒的數(shù)據(jù)根據(jù)時間分辨率的不同分為LC和SC(Short Cadence)兩種數(shù)據(jù)[1].基于SC數(shù)據(jù)的恒星耀斑光變輪廓特征統(tǒng)計分析研究是一個新的工作.所以,本文主要從開普勒太空望遠鏡所獲取的數(shù)據(jù)中,選取SC數(shù)據(jù)進行分析,找出類太陽恒星上耀斑光變輪廓的特征參數(shù)并做統(tǒng)計,總結耀斑的活動特點.在第2部分中,我們主要介紹數(shù)據(jù)的來源及特點;接下來,在第3部分中,我們描述數(shù)據(jù)的分析方法,并分析恒星耀斑光變輪廓的特征,得出初步結果;最后,我們把所得結果進行物理分析與討論.

2 數(shù)據(jù)來源

對類太陽恒星耀斑的觀測,開普勒太空望遠鏡的優(yōu)勢在于它提供了大批量的恒星觀測數(shù)據(jù).開普勒太空望遠鏡于2009年發(fā)射,用于精確探測類太陽恒星中適合居住的地球尺度大小的行星,使用凌星光度探測法(Transit photometry method),運行在“地球跟隨環(huán)日軌道”(Earth–trailing heliocentric orbit)上[1].開普勒只攜帶光度計這一臺儀器,主要目的是為了測量恒星光度,獲得恒星的光變曲線數(shù)據(jù).觀測波長范圍約為420～900 nm[1],主要在可見光波段,因此只能觀測白光耀斑.開普勒光度計的核心部件由42個科學CCD組成.CCD的單次曝光時間為6.02 s,數(shù)據(jù)讀出時間為0.52 s[1].在探測過程中, CCD是連續(xù)曝光的,因此數(shù)據(jù)量比較大,所以需要把數(shù)據(jù)進行積分疊加后傳輸給地面.這樣可以減少數(shù)據(jù)量,增加信噪比,從而提高數(shù)據(jù)質量,利于研究.對于開普勒獲取的數(shù)據(jù),疊加的方法有兩種:一種是把270次曝光后得到的數(shù)據(jù)進行積分疊加成為一個數(shù)據(jù)點傳輸給地面.這一數(shù)據(jù)的時間積分采樣間隔約為30 min,稱LC數(shù)據(jù),這對識別耀斑有重要作用;而另一種是把9次曝光后得到的數(shù)據(jù)進行積分疊加成為一個數(shù)據(jù)點傳輸給地面,這一數(shù)據(jù)的時間積分采樣間隔約為1 min,稱SC數(shù)據(jù).SC數(shù)據(jù)的時間分辨率比LC數(shù)據(jù)的高30倍左右,這對分析耀斑輪廓特征起到了重要作用,由于SC數(shù)據(jù)量非常大,因而數(shù)據(jù)樣本數(shù)相對比較少.在任意時刻,開普勒可以獲得16萬顆恒星的LC數(shù)據(jù)的同時,卻只能獲取512顆恒星的SC數(shù)據(jù).本論文主要分析耀斑的光變輪廓特征,所以是基于SC數(shù)據(jù)進行的研究.此外,開普勒每3個月(month)的數(shù)據(jù)歸為一個季度(quarter).開普勒望遠鏡在兩個季度之間會旋轉90?,所以,每個季度恒星在開普勒CCD上呈現(xiàn)的位置會有所不同.而且,從數(shù)據(jù)的連貫性來說,季度內(nèi)每月的數(shù)據(jù)是連續(xù)的,季度之間的數(shù)據(jù)因所用CCD模塊不同,會有起伏.

3 數(shù)據(jù)處理與結果分析

3.1 對開普勒獲取的SC數(shù)據(jù)分析

首先,我們對開普勒數(shù)據(jù)進行篩選,把有SC數(shù)據(jù)的那一部分類太陽恒星數(shù)據(jù)挑選出來,針對每一顆恒星分別畫出SC數(shù)據(jù)的光變曲線圖和對應的LC數(shù)據(jù)的光變曲線圖,把這兩幅圖進行對比后識別出單個耀斑的位置,并在SC數(shù)據(jù)的光變曲線圖上標記出單個耀斑在恒星的整體光變曲線上所對應的位置,排序后做成樣本集.圖1是選用編號為KID4543412恒星(KID指Kepler ID)的光變曲線圖,并標出了單個耀斑的位置.圖中X軸表示時間(BJD–2454833,BJD指Barycentric Julian Date,偏移量2454833為2009年1月1日的Julian Date),Y軸表示相對流量(Relative flux,ΔF/F0,其中,ΔF=F–F0,F0=mean(F)),短實線和上方的數(shù)字表示識別出的耀斑位置和編號,(a)圖采用SC數(shù)據(jù)畫出的光變曲線圖,(b)圖采用LC數(shù)據(jù)畫出的光變曲線圖.

圖1 編號為KID4543412的恒星光變曲線圖Fig.1 The light curve of the solar–type star KID4543412

Balona研究了開普勒獲取的恒星耀斑的SC數(shù)據(jù),從中可以準確測量耀斑的形態(tài)和耀斑爆發(fā)的持續(xù)時間[11].所以,可以把識別出的單個耀斑分別畫出放大的耀斑光變曲線輪廓圖,做成樣本集,供下一步的耀斑輪廓特征的統(tǒng)計分析.王家龍[12]曾按照太陽耀斑在光學、X射線及射電波段的觀測現(xiàn)象,把太陽耀斑分為8類.我們把識別出的類太陽恒星耀斑的樣本根據(jù)耀斑輪廓特點分成3類:第1類型的耀斑輪廓比較簡單,在耀斑爆發(fā)后短時間內(nèi)到達峰值,然后快速下降;第2類型的耀斑輪廓與第1類型的耀斑相同之處在于耀斑爆發(fā)后短時間內(nèi)到達最大峰值,區(qū)別在于第2類型的耀斑下降過程比較緩慢,在爆發(fā)過程中可能會有兩個或兩個以上的極大峰值;第3類型的耀斑區(qū)別在于需要經(jīng)過較長時間到達最大峰值,而且可能會有多個次峰值,然后才緩慢下降,總的持續(xù)時間比較長.圖2、3、4分別為3種類型的類太陽恒星耀斑光變輪廓樣本示例圖.X軸表示時間,上下橫軸分別為耀斑爆發(fā)的BJD日期和相對時間(以h為單位);Y軸表示相對流量.3條分別垂直于X軸的虛線從左到右依次為耀斑上升相起點,耀斑峰值點及耀斑下降相終點.從耀斑光變輪廓圖可以獲得耀斑輪廓特征,比如耀斑爆發(fā)的幅度、上升相時間、下降相時間等,然后對此展開統(tǒng)計分析.

3.2 數(shù)據(jù)分析與探討

從開普勒獲取的類太陽恒星SC數(shù)據(jù)中,我們共識別出31個耀斑事例.表1中列出了所選耀斑事例的各個參數(shù).表中,No代表耀斑編號;Kepler ID、quarter和month分別用字母KID、Q、M表示.開普勒第1季度的數(shù)據(jù)觀測時間較短,不分月份,因此,在表格中用“/”表示;耀斑類型(class)用字母C表示,分別用1、2、3指3種類型;T1和Y 1分別表示耀斑爆發(fā)開始對應的時間(BJD–2454833)和相對流量;T2、Y 2和T3、Y 3則分別表示耀斑爆發(fā)最大峰值點和爆發(fā)結束時對應的時間(BJD–2454833)和相對流量;D flux表示耀斑爆發(fā)最大峰值點的幅度,由Y 2–Y 1得出;T2–T1、T3–T2和T3–T1分別表示耀斑爆發(fā)的上升相,下降相和總的持續(xù)時間(以h為單位).

圖2 第1類類太陽恒星耀斑輪廓示例圖Fig.2 Example of the first class flare profile of solar–type stars

圖3 第2類類太陽恒星耀斑輪廓示例圖Fig.3 Example of the second class flare profile of solar–type stars

把識別出的耀斑事例逐個畫出耀斑輪廓放大圖后,一一歸類,并分別對耀斑的幅度、上升相時間、下降相時間及耀斑總的持續(xù)時間做統(tǒng)計,得出柱狀分布圖.

圖5為類太陽恒星耀斑爆發(fā)幅度的統(tǒng)計分布圖,X軸表示耀斑幅度,Y軸表示各個幅度區(qū)間內(nèi)耀斑的數(shù)量.圖中,幅度小于等于0.005區(qū)間的耀斑數(shù)為0;從0.01區(qū)間開始的各個區(qū)間內(nèi)會有一定數(shù)量的耀斑,而且,在0.01～0.03區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目較多;然后從0.035區(qū)間開始耀斑數(shù)又開始減少;從統(tǒng)計的數(shù)目來看,幅度在0.01～0.03區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)占耀斑總數(shù)的83.87%,這表明,所選樣本的耀斑爆發(fā)幅度集中在0.01～0.03區(qū)間內(nèi).需要說明的是,我們篩選耀斑樣本的標準為:耀斑需要明顯的光變輪廓.對于輪廓不明顯或者有不確定性的候選耀斑,樣本沒有采用.

圖4 第3類類太陽恒星耀斑輪廓示例圖Fig.4 Example of the third class flare profile of solar-type stars

圖5 耀斑幅度的統(tǒng)計分布柱狀圖Fig.5 Histogram of the amplitudes of the flare samples

圖6為耀斑上升相時間的統(tǒng)計分布圖,X軸表示時間,以h為單位;Y軸表示耀斑數(shù)量.圖中,時間在0.09 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目最多,占耀斑總數(shù)的35.48%;在0.15 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目占總耀斑數(shù)的16.13%;而從0.21 h區(qū)間開始,以后的每個區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)都非常少,或者沒有耀斑數(shù).從統(tǒng)計結果來看,耀斑爆發(fā)的上升相的時間集中在0.09 h附近.此外,上升相的時間小于0.1 h的耀斑均為第1、2類型的耀斑.

圖7為耀斑下降相時間的統(tǒng)計分布圖.圖中,在0.6～1.4 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)占總數(shù)的74.19%.而且,在1.0 h區(qū)間內(nèi)耀斑數(shù)最多.

圖8為耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時間的統(tǒng)計分布圖.圖中,在0.8 h和1.4 h區(qū)間的耀斑數(shù)最多.經(jīng)統(tǒng)計得出,耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時間在0.6～2.0 h區(qū)間內(nèi)的耀斑數(shù)目占總數(shù)的83.87%.

圖7 對耀斑下降相的持續(xù)時間統(tǒng)計后得出的柱狀圖Fig.7 Histogram of the time durations of flare decline phase

總體來說,在整個耀斑爆發(fā)過程中,耀斑輪廓有明顯的先上升后下降的形態(tài)變化.在整個耀斑爆發(fā)過程的持續(xù)時間里,上升相占較短的一部分時間,特征時間約為0.09 h,而下降相的時間相對比較長,特征時間約為1.0 h.

對類太陽恒星耀斑的輪廓和爆發(fā)時間,我們做下面的物理分析與討論:

首先,對于耀斑輪廓本身,輪廓的形狀與發(fā)生耀斑活動區(qū)的磁場位型有密切關系.對于第1類型的耀斑,輪廓形狀相對比較簡單,約占耀斑總數(shù)的12.9%,所以對應最簡單的磁場位型;對于第2類型的類太陽恒星耀斑,耀斑輪廓具有典型的快速上升、緩慢下降的特征,約占耀斑總數(shù)的54.84%,是耀斑出現(xiàn)最多的類型.磁場位型較為復雜,可能出現(xiàn)兩次或者更多次的次級爆發(fā)現(xiàn)象,伴隨多次磁場能量的釋放過程;而第3類型的恒星耀斑,占耀斑總數(shù)的32.26%,在耀斑爆發(fā)過程中會有持續(xù)不斷的能量釋放.所以,耀斑輪廓的形狀變化可以間接反映出耀斑活動區(qū)的磁場位型.

圖8 對耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時間統(tǒng)計后得出的柱狀圖Fig.8 Histogram of the total time durations of the flare samples

其次,類太陽恒星耀斑爆發(fā)過程的上升相和下降相的特征時間與太陽耀斑的時間尺度非常接近.特征時間近似,說明太陽耀斑與恒星耀斑滿足相同的物理機制.耀斑爆發(fā)前后是準穩(wěn)態(tài)過程,而在耀斑爆發(fā)開始的那一瞬間到結束是一個動態(tài)過程,它是隨時間變化的.類太陽恒星日冕與太陽日冕相同,都是等離子體狀態(tài),從而可以用同一個磁流體力學方程來描述[13?14].類太陽恒星耀斑的能量比太陽耀斑的高,但是兩個耀斑的特征時間近似,所以需要把磁流體力學方程上的空間尺度增加一定的值,而磁流體力學方程與空間尺度無關.所以,無論空間尺度增加了多少,它們的特征時間是一樣的.

此外,3種類太陽恒星耀斑可與太陽的致密耀斑、雙帶耀斑和緩變型耀斑進行類比[14].基于對太陽耀斑的認識[15?16],可以從4個方面進行理解:首先,從形態(tài)上來說,從第1類到第3類耀斑,發(fā)生的空間尺度在逐漸增大;其次,能量釋放都伴隨磁重聯(lián)過程,區(qū)別在于第1類和第2類耀斑的重聯(lián)過程較快,第3類耀斑的重聯(lián)過程較慢;然后,3種耀斑都可能伴隨高能粒子加速過程;最后,對于耀斑的電磁輻射,一個典型的耀斑涵蓋從射電、可見光、極紫外到X射線、γ射線等多個波段的輻射,輻射強度隨時間的變化會有所不同.然而,這只是基于太陽耀斑的觀測和研究結果的理解,對于太陽耀斑與恒星耀斑的具體細節(jié)方面的異同我們還需要進一步的研究.可參考熊大閏等[17?18]對恒星類太陽和類長周期變星的脈動激發(fā)機制及詹想等[19?20]對6顆彗星的光譜分類的研究.另外,因為太陽耀斑的能量相對較低,在太陽的光變曲線中較難分辨出白光耀斑,所以在太陽的光變曲線中識別出的白光耀斑的樣本事例較少.而在Thomas等人的文章中第2幅圖的典型太陽白光耀斑事例與本文中第2類型的耀斑非常相似[21].

4 總結

基于開普勒數(shù)據(jù)中SC數(shù)據(jù)的耀斑光變輪廓事例的統(tǒng)計研究,我們可以得出如下結論:類太陽恒星耀斑的爆發(fā)過程是一個動力學過程,而且相當復雜.此外,不同的耀斑會有不同的形態(tài)和演化過程.對于太陽耀斑,耀斑的發(fā)展大體上包括3個階段:首先是前相,一般時標為幾分鐘到幾十分鐘;然后為閃相,時標為幾分鐘到幾十分鐘,耀斑有上升和下降的輪廓變化;最后為緩變相,時標為幾十分鐘到一兩小時[14?15].本文統(tǒng)計的恒星耀斑爆發(fā)的上升相的特征時間約為0.09 h,下降相的特征時間約為1.0 h,耀斑爆發(fā)總的持續(xù)時間約為1.1 h.所以,類太陽恒星耀斑的上升相、峰值階段和下降相過程以及耀斑爆發(fā)的持續(xù)時間都與太陽耀斑的爆發(fā)過程相似.因此,對于類太陽恒星耀斑而言,太陽耀斑的參數(shù)與其無論在特征時間上,還是輪廓變化上都非常近似,都可以用相同的磁流體力學方程來描述.所以,我們可以認為,類太陽恒星耀斑與太陽耀斑有相同的物理機制.

[1]Koch D G,Borucki W J,Basri G,et al.ApJL,2010,713:L79

[2]Wu C J,Ip W H,Huang L C.ApJ,2015,798:92

[3]ˇSvestka Z.SoPh,1970,13:471

[4]方成,丁明德.天文學進展,1994,12:100

[5]Maehara H,Shibayama T,Notsu S,et al.Nature,2012,485:470

[6]Shibayama T,Maehara H,Notsu S,et al.ApJS,2013,209:5

[7]Candelaresi S,Hillier A,Maehara H,et al.ApJ,2014,792:67

[8]Frasca A,Fr¨ohlich H E,Bonanno A,et al.A&A,2011,532:A81

[9]Wichmann R,Fuhrmeister B,Wolter U,et al.A&A,2014,567:A36

[10]Nogami D,Notsu Y,Honda S,et al.PASJ,2014,66:L4

[11]Balona L A.MNRAS,2015,447:2714

[12]王家龍.天文學進展,1994,12:11

[13]Benz A O,G¨udel M.ARA&A,2010,48:241

[14]Shibata K,Magara T.LRSP,2011,8:6

[15]方成,丁明德,陳鵬飛.太陽活動區(qū)物理.南京:南京大學出版社,2008:59-60

[16]林元章.太陽物理導論.北京:科學出版社,2000:459-479

[17]熊大閏,鄧李才.天文學報,2013,54:1

[18]Xiong D R,Deng L C.ChA&A,2013,37:248

[19]詹想,陳黎.天文學報,2013,54:334

[20]Zhan X,Chen L.ChA&A,2014,38:100

[21]Thomas N W,Francis G E,Juan F,et al.GeoRL,2004,31:L10802

Analysis of Light Curve Pro file Characteristics for the Flares of Solar-type Stars

YUN Duo1,2WANG Hua-ning1,2HE Han1,2
(1 National Astronomical Observatories,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012)
(2 Key Laboratory of Solar Activity,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012)

The solar flare is caused by the sudden release of magnetic energy around sunspot region.It had been found that many solar-type stars have the similar flare phenomenon(called the flares of solar-type stars).In this paper,based on the short cadence data obtained by the Kepler space telescope,we find out the characteristic parameters of the light curve profiles of the selected stellar flare samples.Through the statistical analysis,the flare activity characteristics of solar-type stars are summarized. The result shows that the light curve profiles as well as the characteristic timescales of the flares on the solar-type stars are similar to the flares on the Sun.This illustrates that the two kinds of flares have the same physical mechanism.

stars: flare,stars:solar-type,time,methods:statistical

P144;

:A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.01.002

2015-04-20收到原稿,2015-06-09收到修改稿

?國家自然科學基金項目(11303051、11403044、11273031、11221063)及973項目(2011CB811406)資助

?dyun@nao.cas.cn