梁莎莎 梁紅飛 梁周渝 段雅丹 楊麗平

(1 云南師范大學物理與信息學院 昆明 650500)

(2 云南省高校高能天體物理重點實驗室 昆明 650500)

1 引言

人們普遍認為,太陽上發(fā)生的各種各樣的活動來自非勢磁能的耗散.所以,太陽活動區(qū)應該充滿了流動的電流.因此,電流和耀斑的關系這一問題一直是太陽物理中的前沿研究課題,對這一問題的回答不僅有利于測試各種耀斑模型[1],還有利于進行太陽活動和空間天氣的預報.但是,目前對這一問題還沒有一個明確的答案.耀斑是太陽上最劇烈的活動現(xiàn)象之一,按照耀斑的基本結構和物理機制特征,人們通常把耀斑分為兩種基本類型: 致密耀斑和雙帶耀斑[2].長期研究表明,兩種類型耀斑的磁能釋放機制都有可能與磁重聯(lián)過程有密切關系.雙帶耀斑模型中的磁重聯(lián)電流片結構最早見于Carmichael[3]和Sturrock[4]提出的模型,后經(jīng)Hirayama[5]、Kopp和Pneuman的研究和完善[6],這個模型現(xiàn)在被稱為雙帶耀斑的CSHKP(前述5位作者的姓名首字母)模型.在CSHKP模型中,耀斑爆發(fā)后從太陽向外伸展的反平行磁力線之間會形成電流片.在這個電流片的重聯(lián)中釋放出為太陽耀斑提供動力的磁能,同時形成耀斑后環(huán),并且耀斑帶通常與這種類型的爆發(fā)事件相關聯(lián)[7–8].CSHKP模型中預測的電流片存在于日冕之中,SOHO(Solar and Heliospheric Observatory)衛(wèi)星/極紫外日冕光譜儀(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer,UVCS)的觀測首次證實了CME(Coronal Mass Ejection)/耀斑電流片的存在[9–10],Raymond等人注意到1998年3月23日爆發(fā)事件中磁重聯(lián)電流片的蹤跡[11].Ciaravella等[12]之后詳細分析了該事件,確認了該狹窄高溫結構就是雙帶耀斑和CME間的磁重聯(lián)電流片.這是CME/耀斑電流片第1次在觀測中被證實.然而CSHKP模型只是2維的,雖然它能夠解釋雙帶耀斑的一些特性,但是如何擴展到3維一直是一個前沿課題[13].其中一個研究方向是3維S形結構和磁繩的爆發(fā)[14–15],對這些3維S形結構和磁繩爆發(fā)的模擬和卡通演示能夠解釋耀斑帶上的剪切(unshearing)過程.另外一個擴展的方向是D′emoulin等[16]所發(fā)展的磁準分界面(Quasi-Separatrix Layer,QSL).在磁準分界面中,理想磁流體力學條件不再適用,強電流在QSL中得以發(fā)展[17],由此,QSL和電流片有著類似的動力學行為,并在耀斑帶上得到體現(xiàn)[18].因此,仔細分析耀斑帶和電流的關系對于研究耀斑中的3維磁重聯(lián)過程具有重要的意義.

長期的研究表明,耀斑前光球磁場的剪切意味著存在電流,可儲存超過勢場能量的自由能.Lin等[19]的研究表明在最強耀斑核點位置的垂直方向上存在明顯的磁剪切,電流通過剪切橫向磁場中存儲的能量來維持,并且釋放的能量與存儲的能量成比例.Leka等[20]通過對1989年10月活動區(qū)AR5747中3個耀斑的分析,推測大部分能量釋放是由于兩個雙極之間的相互作用而發(fā)生的,這兩個雙極與他們觀察到的兩個垂直光球電流系統(tǒng)相關.Sharykin等[21]發(fā)現(xiàn)在耀斑爆發(fā)之前,電流增強并伴有較高的磁通量變化率.除此之外,根據(jù)矢量磁圖的測量,還表明了耀斑的主要變化發(fā)生在水平磁場中,水平磁場傾向平行于中性線增加,即沿中性線的磁剪切增加[22–23],同時在中性線附近的電流密度會突然發(fā)生變化[24].在極性反轉(zhuǎn)線中,磁場具有非常大的梯度并且水平磁場被高度剪切,而由于磁力線呈緊繃狀態(tài)的磁場中含有大量的自由能,所以在PIL(Polarity Inversion Line)附近往往會出現(xiàn)大量的耀斑[25].這些研究均支持了活動區(qū)電流與耀斑的高度相關性.

最新的進展來自Janvier等[26]利用HMI(Helioseismic and Magnetic Imager)磁圖所得到的結果,他們發(fā)現(xiàn),在耀斑脈沖相期間,J形電流帶的直線部分和彎曲的鉤形部分電流密度有所增加.同時,Janvier等[27]分析了SDO(Solar Dynamics Observatory)/AIA(Atmospheric Imaging Assembly)和HMI在2011年2月15日X級耀斑期間的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn),耀斑帶的位置和形狀類似于強烈的光球電流帶.這些電流帶是與高電流密度位置相關聯(lián)的細長形結構,這些結構可以應用SDO/HMI測量的光球矢量磁圖計算出來.研究結果表明,在耀斑演變過程中,耀斑帶的形狀變化可以與電流帶的形狀相關聯(lián),他們的觀測支持了3維的QSL重聯(lián)模型.然而,這一方面的觀測支持需要對更多事例進行仔細的分析研究.另外,電流的計算牽涉到多個方面,除了橫場的方向確定依賴于不同的模型之外,通常的微分算法帶來的隨機噪聲很大,而積分形式的算法可有效降低計算所帶來的噪聲,從而增加了結果的可信度.因此,在這篇論文中,我們采用積分形式的算法計算活動區(qū)AR12673內(nèi)的電流,然后應用SDO/AIA觀測的數(shù)據(jù)檢驗我們推測的合理性.

2 觀測和方法

2.1 觀測儀器

為了獲得該活動區(qū)的演化特征并探索耀斑的爆發(fā)機制,我們收集了SDO在該耀斑爆發(fā)期間觀測的高分辨率數(shù)據(jù).SDO/AIA可在10個波段對太陽表面及多層大氣進行高分辨率觀測,其中包括7個極紫外波段(304、335、94、131、193、171、211),兩個紫外波段(1700、1600)和一個可見光波段(4500),Lemen等[28]的文章中詳細介紹了這些波段各自所對應的主要離子、觀測區(qū)域、響應溫度,這些波段的觀測范圍覆蓋了從太陽光球?qū)拥教柸彰岬母鱾€大氣層.在時間分辨率上,EUV(Extreme Ultraviolet)波段為12 s/幀,兩個可見光波段為24 s/幀,空間分辨率均為24 s/幀.本文主要選取了SDO/AIA在1700,304,335,94這4個波段的數(shù)據(jù)進行分析研究,其中1700主要觀測區(qū)域為溫度極小區(qū)、光球?qū)?304主要觀測區(qū)域為色球?qū)?、過渡區(qū),335主要觀測區(qū)域為活動區(qū)日冕,94主要觀測區(qū)域為耀斑日冕.這些觀測數(shù)據(jù)生動展示了耀斑爆發(fā)期間活動區(qū)內(nèi)不同太陽大氣高度層的演化過程和精細結構.

為了探索耀斑爆發(fā)的可能機制,我們也收集了SDO/HMI測量到的矢量磁場數(shù)據(jù),其觀測的空間分辨率為0.5′′/像素,時間分辨率高達45 s/幀.HMI主要使用FeI 6173的吸收線來測量太陽光球?qū)拥亩嗥绽账俣?、連續(xù)譜強度、視向磁圖以及矢量磁場等信息.獲得矢量磁場的具體過程如下: HMI依次在FeI 6173吸收線附近±172.5 m范圍內(nèi)的6個波長點上進行StokesIQUV采樣,從而得到6組Stokes參數(shù),利用這6組參數(shù)可以擬合出粗略的Stokes輪廓,最后再經(jīng)過反演得出矢量磁場[29].I、Q、U、V為矢量磁場的Stokes矢量的分量,I是總強度,Q和U是線偏振強度,V是圓偏振強度.活動區(qū)的矢量磁圖是應用矢量磁場的快速反演技術VFISV(Very Fast Inversion of the Stokes Vector)獲得的,矢量磁圖的時間分辨率為12 min/幀.VFISV技術是基于偏振輻射轉(zhuǎn)移方程分析來自太陽活動區(qū)的偏振光譜來測量矢量磁場的.眾所周知,在偏振輻射轉(zhuǎn)移方程中求解矢量磁場的方位角存在著180?不確定性問題,因為吸收矩陣的吸收系數(shù)是方位角2倍的函數(shù),這就導致了方位角相反的磁場產(chǎn)生的偏振光譜是相同的,這種方位角180?不確定性問題長期困擾著矢量磁場的測量工作,給矢量磁場測量工作增加了相當?shù)碾y度.經(jīng)過多年的發(fā)展,勢場校準法[30–31],無力場近似法[32–34],最小能量法[35–36]等解決方位角180?不確定性問題的方法先后被提出并獲得完善,從而使得方位角180?不確定性問題獲得很好的解決.SDO團隊在利用SDO/HMI測量的偏振信號反演矢量磁場的過程中利用能量最小法對矢量磁圖進行了預處理,很好地解決了矢量磁圖中的方位角180?不確定性問題,人們可以直接利用這些矢量磁圖來開展相關的研究工作.

2.2 計算方法

測量太陽大氣,特別是太陽高層大氣中的電流密度分布特征一直是太陽物理學中的難題.目前空間觀測的技術和方法還無法直接測量到活動區(qū)內(nèi)的電流分布特征,但是隨著矢量磁場測量技術的快速發(fā)展,人們可以通過測量到的光球?qū)邮噶看艌龇植紙D計算出光球?qū)右曄螂娏髅芏萰z的分布,z為視線方向.通常,在利用來自太陽活動區(qū)內(nèi)的偏振信號測量到活動區(qū)矢量磁圖后,人們可以利用Ampere定律的微分形式,

方便地計算出活動區(qū)內(nèi)的視向電流密度分布圖,μ0為真空磁導率.在實際的電流密度計算中,由于矢量磁圖的數(shù)據(jù)都是離散的,人們應用的是該公式的差分形式

來計算視向電流密度.其中?By=By(x+?x,y)?By(x,y)是觀測的矢量磁圖在x方向兩個坐標分別為x和x+?x的相鄰測量點上磁場分量By的增加量,?Bx=Bx(x,y+?y)?Bx(x,y)是觀測的矢量磁圖在y方向兩個坐標分別為y和y+?y的相鄰測量點上磁場分量Bx的增加量.從該差分公式中很容易看出,隨著空間分辨率的提高,也就是?x和?y越小,計算出的視向電流密度的結構越精細.然而實際獲得的觀測數(shù)據(jù)中,不可避免會出現(xiàn)隨機噪聲引起的誤差矢量即實測磁場為

其中真實的視向電流密度jz,R會隨著分辨率的提高而得到更精細的結構,但是隨機噪聲引起的誤差電流密度

在隨機噪聲δBx和δBy一定時,會隨著?x和?y的減小而急劇增大,并最終將視向電流密度的真實值jz,R完全淹沒.為了解決這個難題,我們采取安培定律的積分形式

3 結果

2017年9月出現(xiàn)在太陽表面的活動區(qū)AR12673是一個極為活躍的活動區(qū),該活動區(qū)自浮現(xiàn)到太陽表面就迅速演化成一個具有βγδ磁場結構的復雜活動區(qū)[38].連續(xù)的觀測顯示該活動區(qū)開始于2017年8月31日出現(xiàn)在日面東南方向的一個小氣孔(pole),該氣孔在浮現(xiàn)后的3 d內(nèi)就迅速演化成一個極為復雜的多極黑子.隨著該活動區(qū)的演化,不斷有耀斑在該活動區(qū)內(nèi)爆發(fā),其中爆發(fā)的X級的強耀斑就有4個,分別為2017年9月6日爆發(fā)的X2.2級和X9.3級耀斑、2017年9月7日的X1.3級耀斑、2017年9月10日的X8.2級耀斑.這一系列的強耀斑引起了人們的廣泛關注,由于活動區(qū)的演化時期剛好與中國的傳統(tǒng)節(jié)日中元節(jié)重合,因此這一事件也被命名為“中元節(jié)事件”.其中2017年9月6日爆發(fā)的兩個X級耀斑在強度上存在較大的差異,爆發(fā)的時間間隔約為3 h,但是二者爆發(fā)的位置和演化過程均具有相似性.X2.2級耀斑的結構相對簡單,沒有出現(xiàn)非常明顯的雙帶結構,而X9.3級的耀斑由于能量釋放充分,耀斑發(fā)展比較完整,在可見光波段觀測的圖像中形成了一個典型的雙帶耀斑.這兩個耀斑產(chǎn)生了非常強的X射線流.圖1給出的是2017年9月6日空間飛行器GOES(Geostationary Operational Environmental Satellite)測量到的X射線流量輪廓圖[38],從圖中我們可以看出,在9:00 UT和12:00 UT左右X射線流量出現(xiàn)了猛烈的增強,這兩次增強現(xiàn)象分別對應著這兩個耀斑.在本文中我們著重研究該X9.3級耀斑的形態(tài)演化特征.

圖1 2017年9月6日00:00 UT到24:00 UT的空間飛行器GOES測量到的X射線流量輪廓圖,黑線表示1.0–8.0 的輪廓,藍線表示0.5–4.0 的輪廓.圖片摘自Yan等[38].Fig.1 X-ray flux profiles measured by the space vehicle GOES from 00:00 to 24:00 UT on September 6,2017,the black line represents the outline of 1.0–8.0 ,the blue line represents the outline of 0.5–4.0 .Taken from Yan et al.[38].

在耀斑爆發(fā)期間,空間望遠鏡SDO/AIA對該活動區(qū)進行了連續(xù)的高分辨率觀測,獲得了一份完整的數(shù)據(jù).令人遺憾的是,由于該耀斑釋放的能量非常強,結構非常明亮,從而導致了SDO/AIA的某些波段在觀測耀斑閃耀相時圖像出現(xiàn)了過度曝光,無法分辨出在閃耀相期間這些波段的形態(tài)結構.因此,在我們的研究工作中排除了那些曝光過度的圖像,選取能夠代表不同高度太陽大氣層的觀測數(shù)據(jù)來研究耀斑的形態(tài)結構和演化特征.這些數(shù)據(jù)分別由形成于光球?qū)拥淖V線1700、形成于色球?qū)蛹斑^渡區(qū)的譜線335以及兩條形成于日冕層的譜線304和94觀測獲得.圖2(a)和2(b)分別是SDO/AIA在1700波段觀測到的兩個不同時刻的活動區(qū)圖像,圖2(a)顯示耀斑開始增亮時刻(11:55:16 UT)的形態(tài),圖2(b)是耀斑進入閃耀相階段的圖像.在這兩幅圖中我們可以看到兩塊清晰的黑子本影,圖中用粉紅色的“+”標示出黑子本影的中心位置,兩個黑子本影中心的坐標分別為(543,?248)和(562,?242).在黑子本影的東邊,出現(xiàn)的亮帶就是我們重點關注的耀斑帶.為了后面比較和分析的方便,我們用綠色的點線標記出該亮帶的形狀,并且用一個黑色的長方形邊框圈出耀斑帶的主要區(qū)域,如圖2(a)–(f)所示.結合其他波段的觀測數(shù)據(jù),我們發(fā)現(xiàn)該耀斑形成的亮帶在這些波段都具有相似的形態(tài)結構.圖2(c)給出了SDO/AIA 304波段觀測到的耀斑圖像,比較圖2(b)和(c)不難發(fā)現(xiàn),在1700波段和304波段觀測到的耀斑具有相似的雙帶結構.

圖2 活動區(qū)AR12673的單色像圖,矢量磁圖,電流密度分布圖的橫縱坐標刻度為圖像在日面上的坐標,單位為角秒.黑色長方形框表示耀斑帶的主要區(qū)域,粉色的“+”表示兩個黑子本影的中心位置,綠色點線表示耀斑帶的輪廓,R-ribbon代表右側耀斑帶,L-ribbon代表左側耀斑帶,紅色實線NL(Neutral line)代表中性線,p-ECS(electric current stripe)指正極電流帶,n-ECS指負極電流帶.圖(a)和(b)表示AIA1700 波段在2017年9月6日11:55:16 UT和12:04:28 UT觀測到的兩個不同時刻的活動區(qū)單色像,圖(c)表示AIA304 波段在2017年9月6日12:04:08 UT觀測到的單色像,(d)和(e)表示SDO/HMI在2017年9月6日11:46:42 UT的視向磁圖和矢量磁圖,(d)左側顏色棒代表磁場的大小,(f)表示該活動區(qū)在2017年9月6日11:46:42 UT的電流密度分布圖,(f)右側顏色棒代表視向電流密度.Fig.2 The horizontal and longitudinal coordinates of the monochromatic image,vector magnetic map and current density distribution map of the active region AR12673 are calibrated as the coordinates of the image on the solar surface in angle seconds.The black rectangular box represents the main area of the bright spot,the pink “+” indicates the central position of the two sunspot shadow,the green dotted line represents the outline of the bright spot,the R-ribbon represents the right spot,and the L-ribbon represents the left flares.The red solid line NL(Neutral line)represents the neutral line,the p-ECS(electric current stripe)indicates the positive current band,and the n-ECS refers to the negative current band.Panels(a)and(b)show the monochromatic images of the active regions observed at two different times of 11:55:16 UT and 12:04:28 UT in the AIA1700 band on September 6,2017.Panel(c)shows the monochromatic image observed at 12:04:08 UT on September 6,2017 in the AIA304 band,(d)and(e)indicate the apparent and vector magnetic maps of SDO/HMI at 11:46:42 UT on September 6,2017.The color rod on the left side of(d)represents the size of the magnetic field.(f)says the active area has a current distribution map of 11:46:42 UT on September 6,2017.The color rod on the right side of(f)represents the apparent current density.

耀斑為什么會出現(xiàn)在黑子本影的東邊,并且具有雙帶結構呢? 通常認為這很可能與活動區(qū)的磁場結構有密切關系.圖2(d)顯示的是SDO/HMI在耀斑爆發(fā)前約10 min(11:46:42 UT)的視向磁圖.從該圖可以看出,磁場分布要比黑子的形態(tài)簡單,整個磁圖被一條S形的磁中性線分為了兩部分,磁中性線的東邊為負極性的磁場區(qū),西邊為正極性磁場區(qū),主要黑子的本影位于磁中性線西邊的正極性磁場區(qū)域內(nèi).對比圖2(a)–(c)和2(d),很容易發(fā)現(xiàn)耀斑雙帶中右側帶與磁中性線的位置幾乎重合,只是在上部區(qū)域稍有偏差,耀斑帶的長度比中性線的要短一些.這種對應關系意味著耀斑是在磁中性線的位置爆發(fā)的,根據(jù)這種對應關系可以得到一種預報耀斑爆發(fā)位置的可能方法,即尋找磁中性線來確定耀斑的位置.然而,我們知道視向磁圖是一種觀測效應,選定不同的觀測方向,視向磁圖將可能發(fā)生變化,磁中性線的位置也將發(fā)生根本的改變,那么磁中性線上到底存在怎樣的物理結構可以決定耀斑的爆發(fā)呢? 為了解決這個疑問,應用SDO/HMI測量出的矢量磁圖,我們計算出了活動區(qū)內(nèi)的視向電流密度分布圖.圖2(e)就是SDO/HMI測量到的矢量磁圖,其中灰度圖與圖2(d)完全相同,均表示視向磁場的大小.而疊加在灰度圖上的箭頭表示橫向磁場的強度,箭頭的方向表示磁場的方向,箭頭的長度表示磁場強度的大小.為了便于看清楚矢量磁場的結構,圖中正極性區(qū)的橫向磁場用藍色箭頭標出,負極性的橫向磁場用紅色箭頭標出.基于圖2(e)中的矢量磁場分布圖,我們應用在第2節(jié)介紹的方法,計算出了活動區(qū)內(nèi)的視向電流密度分布圖,結果如圖2(f)所示.從圖2(f)可以看出,相對于活動區(qū)的形態(tài)以及矢量磁圖的分布,視向電流的結構要更加簡單.在圖2(f)中,除了在長方形框定的區(qū)域內(nèi)存在一條幾乎與中性線重疊的S形電流帶外,還有一條位于該電流帶東邊的長條形電流帶.除了這一對共軛電流帶外,其他區(qū)域電流密度非常小,幾乎沒有超過0.1 A/m2.為了更進一步了解耀斑帶的變化特征,我們應用SDO/AIA在1700、304、335、944個波段觀測的圖像來進一步研究該活動區(qū).

圖3就是該耀斑爆發(fā)期間SDO/AIA在4個波段觀測到的圖像,該圖由4列6行共24幅圖組成,其中由左到右分別對應SDO/AIA 1700、304、335和944個波段,每列自上而下分別表示6個不同的觀測時刻,同時每一行4幅圖像的觀測時間幾乎相同.從第1列1700波段的圖3(a1)–(a6)我們發(fā)現(xiàn),在11:54:52 UT的時刻,耀斑首先在右側電流帶的上半段轉(zhuǎn)折處產(chǎn)生幾個亮點,同時在左側電流帶上也有一個小亮斑出現(xiàn),這些亮斑迅速增大并沿著電流帶的兩端迅速延伸.約5 min后的11:58:28 UT時刻耀斑迅速增亮,但是圖3(a2)和(a3)存在曝光過度的現(xiàn)象.在12:02:28 UT該耀斑達到最亮,耀斑進入閃耀相,隨后該耀斑進入衰退期,亮度逐漸下降,在圖3(a4)和圖3(a5)中,可以清晰地看見兩條耀斑帶.從圖3(a6)的時刻12:13:16 UT之后耀斑變暗并最終消失.在整個演化過程中,耀斑帶的形狀幾乎一直與這一對共軛電流帶的形狀一致.在第2列圖3(b1)–(b3)的過程中,可以看出耀斑首先在右側電流帶的中上段形成一條S形的耀斑帶,幾乎同時在左側電流帶對應的位置也快速形成了耀斑,耀斑迅速發(fā)展最后形成一對非常明亮的耀斑雙帶結構.在圖3(b4)–(b6)的演化中雙帶耀斑形態(tài)盡管有些變化,但是總體保持與共軛電流帶相似的形狀.同時我們也可以從圖3(b1)–(b6)看出304波段觀測除了兩條明亮的耀斑帶外,在兩條耀斑帶之間還有纖維狀的結構連接,這可能是因為在過渡區(qū)內(nèi)存在連接兩個電流帶的磁力線約束等離子體發(fā)亮形成的.比較圖3第1列(a1)–(a6)和第2列的(b1)–(b6),不難發(fā)現(xiàn)耀斑的形態(tài)演化具有相似的結構.這種相似性應該是由于譜線1700和譜線304的形成高度比較接近.在圖3(c1)–(c6)和圖3(d1)–(d6)分別顯示了335和94波段觀測到的耀斑演化過程,335和94兩個譜線主要形成于高溫的日冕層,與光球?qū)雍蜕驅(qū)拥囊咝螒B(tài)不同的是,日冕層的耀斑并沒有形成兩條分離的耀斑帶,而是由寬的亮帶覆蓋在這兩條共軛的電流帶上,這可能是由于在耀斑爆發(fā)期間凍結冕環(huán)內(nèi)的等離子體增亮,從而使連接兩個電流帶之間形成了亮環(huán).綜合以上4個不同波段的演化圖,我們可以發(fā)現(xiàn),雖然這4個波段觀測的范圍代表了不同太陽大氣高度,但是耀斑都是從幾個亮斑逐漸發(fā)展為明顯的耀斑帶,耀斑帶的形成幾乎是沿著這一對共軛電流帶進行的,而且最后形成的耀斑帶和之前計算出的電流帶形狀和位置極其相似,這說明了在太陽不同高度中均發(fā)生了與電流帶相關的加熱增亮現(xiàn)象.

圖3 2017年9月6日的X9.3級耀斑在SDO/AIA 4個不同波段觀測的演化圖.第1列(a1)–(a6),第2列(b1)–(b6),第3列(c1)–(c6),第4列(d1)–(d6)分別表示SDO/AIA 1700 、304 、335 、94 在6個不同時刻的觀測圖Fig.3 The evolution maps of the X9.3 class flares observed in four different bands of SDO/AIA on September 6,2017.The first column(a1)–(a6),the second column(b1)–(b6),the third column(c1)–(c6),and the fourth column(d1)–(d6)respectively represent the SDO/AIA 1700 ,304 ,335 ,and 94 observations at six different times

圖4 活動區(qū)AR12673在2017年9月6日全天的電流演化圖,圖(a)右側顏色棒代表視向電流密度.左側綠色表示正極性電流帶,右側藍色表示負極性電流帶.Fig.4 Current evolution diagrams of active area AR12673 all day on September 6,2017.The right color bar in panel(a)represents the apparent current density.The left green indicates the positive polar current band,and the right blue indicates the negative polar current band.

在圖5中,實線表示活動區(qū)內(nèi)正電流的總強度,虛線表示活動區(qū)內(nèi)負電流的總強度.由于SDO在9月6日06:00:00—08:36:00 UT這一時間段內(nèi)沒有觀測數(shù)據(jù),因此電流變化曲線在相對應時間內(nèi)也出現(xiàn)了空缺.從圖5中可以看出,在9月6日的00:10:00—11:36:42 UT內(nèi),活動區(qū)電流強度雖然出現(xiàn)一些起伏,但總體上在4.7×1013?4.85×1013A區(qū)域內(nèi)變化.在X9.3級耀斑爆發(fā)前的11:36:42 UT這一時刻,電流強度快速增加,從約4.75×1013A增加到5.05×1013A,這種增加強度顯然與X9.3級耀斑存在著緊密聯(lián)系.而電流快速增加的原因很可能是由于耀斑爆發(fā)引起活動區(qū)內(nèi)的磁位形發(fā)生了劇烈改變,導致活動區(qū)內(nèi)電流環(huán)路的電阻率顯著下降,進而引起電流強度的顯著增加.當然,這種電流快速增加的現(xiàn)象也可能是由于觀測效應引起的.因為在強耀斑爆發(fā)時,耀斑帶上的光強顯著增加,從而導致觀測儀器出現(xiàn)曝光過度的現(xiàn)象,以致CCD采集的活動區(qū)演化數(shù)據(jù)出現(xiàn)信號失真現(xiàn)象.活動區(qū)內(nèi)的矢量磁場測量同樣依賴來自活動區(qū)的偏振光信號,而由于耀斑的強光導致矢量磁場測量的失真現(xiàn)象同樣不可避免,從而在此期間的矢量磁場也不可信,相應地,以此矢量磁場為基礎計算出的電流強度同樣不可信.但是我們可以比較耀斑爆發(fā)前和耀斑爆發(fā)后的電流強度來分析電流強度的變化特征.從圖5可以看出耀斑爆發(fā)前兩個時刻11:00:00:42 UT和11:24:00 UT的電流強度分別約為4.78×1013A和4.77×1013A,這表明耀斑爆發(fā)前的電流強度穩(wěn)定在4.7×1013?4.8×1013A之間.同樣從圖5中可以看出,在耀斑爆發(fā)后的12:00:00—13:24:00 UT這段時間內(nèi),電流強度基本維持在約5.0×1013A的位置.這些表明了電流強度確實在耀斑爆發(fā)前后出現(xiàn)了明顯的增加,而且電流強度在耀斑爆發(fā)后穩(wěn)定存在了一段時間,這種穩(wěn)定也表明由耀斑爆發(fā)造成電流環(huán)路形態(tài)變化的情況可能不會在短期時間內(nèi)改變.

圖5 活動區(qū)2017年9月6日00:00—24:00 UT的積分電流強度變化圖.橫坐標表示時間,縱坐標表示電流強度值.虛線表示負極電流強度,實線表示正極電流強度.Fig.5 Diagram of integral current intensity variation from 00:00 to 24:00 UT in active area on September 6,2017.The transverse coordinate represents the time,and the longitudinal coordinate represents the current intensity value.The dotted line represents the negative current intensity,and the solid line represents the positive current intensity.

4 討論和結論

在本論文中,我們應用SDO/HMI的矢量磁圖計算了活動區(qū)AR12673內(nèi)的電流密度分布圖及電流強度圖,所用的方法是積分形式的算法,這一方法有效降低了計算所帶來的噪聲,從而增加了結果的可信度.我們得到的重要結果可歸納如下: 2017年9月6日爆發(fā)的X9.3級耀斑具有明顯的雙帶結構,我們應用SDO/HMI測量到的矢量磁圖計算出了活動區(qū)內(nèi)的電流密度分布圖.在該分布圖中存在一對非常明顯的方向相反的電流帶,該電流帶位于兩個主黑子本影的東側.其中方向為負(向下)的S形電流帶幾乎與磁中性線重合,而方向為正(向上)的電流帶則近似與方向為負(向下)的S形電流帶平行.我們可稱它們?yōu)橐粚曹楇娏鲙?這一對共軛電流帶在耀斑發(fā)生之前、期間以及之后一直存在.該耀斑的兩個亮帶的位置幾乎剛好與兩個電流帶重疊,它們之間的形狀也極其相似; 尤其重要的是,耀斑初相的增亮就發(fā)生在電流帶之上.我們的觀測證實了Janvier等人的結果[26],但是,相比于他們的結果,我們所得到的電流分布更加清晰.這一研究結果為磁準分界面3維重聯(lián)模型提供了有力的證據(jù).高溫的EUV成像觀測顯示,沿著耀斑帶分布的耀斑后環(huán)連接了這一對共軛電流帶.由于在日冕之中是無力場主導,以此可以斷定,這些耀斑環(huán)其實也是電流的回路,即電流沿著這些耀斑后環(huán)從一側流向另外一側.電流的演化與輻射的關系將是檢驗QSL 3維重聯(lián)模型的一個重要依據(jù),這是一個值得進一步研究的問題,我們需要高空間分辨率和高時間分辨率的矢量磁圖來研究這一問題.

另一方面,2017年9月6日全天的電流總強度演化曲線表明,電流強度在X9.3級強耀斑爆發(fā)期間出現(xiàn)快速增加的現(xiàn)象,這種現(xiàn)象持續(xù)了幾個小時.這種耀斑爆發(fā)期間出現(xiàn)電流增強的現(xiàn)象再次給QSL 3維重聯(lián)模型提供了支持.但一般認為,耀斑過后由于磁能的釋放,磁場的非勢性降低,這意味著電流的減小,這一現(xiàn)象與有些耀斑過后磁場剪切的增加是一致的.此外,在耀斑開始階段的電流強度的快速增加也是一個值得進一步研究的課題,這一現(xiàn)象可能由某種不穩(wěn)定性(譬如: 電阻的突然降低)引起,也有可能是某種快速的能量積累過程.如果是后者,光球上相關區(qū)域內(nèi)的等離子體快速運動過程探測顯得尤為重要,這將是我們未來的研究方向.與此同時,在QSL 3維重聯(lián)模型中磁繩爆發(fā)與電流的關系也是一個值得進一步研究的課題,問題集中在磁繩與電流的關系.以上所有這些,均對理解耀斑過程中的3維磁場重聯(lián)過程有著關鍵的作用.