对一个伴随CME爆发的快速EUV波的研究∗

周新平梁红飞

(云南师范大学物理与电子信息学院昆明650500)

对一个伴随CME爆发的快速EUV波的研究∗

周新平†梁红飞‡

(云南师范大学物理与电子信息学院昆明650500)

利用太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory,SDO)高时间和高空间分辨率的观测资料,研究了发生在2014年1月7日的一个伴随日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)爆发的日冕波,主要目的是研究极紫外(Extreme UltraViolet,EUV)波的产生机制.通过分析CME爆发与该EUV波发生的时间和位置关系,表明快速的EUV波很有可能是由CME驱动的.通过对时间切片图像的分析,发现这个快速EUV波的速度大于1200 km·s−1.分析表明这个快速EUV波与Chen等人2002年提出的模型相符,可以用日冕Moreton波解释.

太阳:活动,太阳:日冕物质抛射,太阳:极紫外波

1 引言

在研究太阳和日球天文台(Solar and Heliospheric Observatory,SOHO)的极紫外成像望远镜(Extreme ultraviolet Imaging Telescope,EIT)1997年5月12日的观测资料时,Thompson等人发现伴随日冕物质抛射发生了一个波或扰动,其传播范围覆盖了几乎整个可见的太阳表面,以约245 km·s−1的速度传播到冕洞边界[1].因为这种现象最初是由EIT望远镜观测到的,Thompson等[2]在研究和1997年5月12日事件相似的1997年4月7日事件时,将其称为“EIT波”.EIT波在传播过程中通常有一个亮的离散的波前,波前通常以几百公里每秒的速度向活动区外面传播,覆盖太阳表面较大的区域.EIT波刚开始被广泛解释为快模(fast mode)磁声波[1,3],但是由于其比日冕中的快模磁声波慢,因此Chen等[4]认为Thompson等人发现的EIT波不是快波,而且预言这类慢速的EIT波前方应该存在一个快波.Chen等[5]、Kumar等[6]、Asai等[7]、Xue等[8]和Shen等[9]分别在2011、2012和2013年证实了Chen等[4]的观点:存在两个不同的EUV波,前面的为快模磁流体动力学(Magnetohydrodynamics,MHD)波,后面的对应磁感线拉伸导致的表观传播.此后,针对慢速的EIT波,其他模型也相继提出(参见综述文章[10-11]).

现在普遍将在EUV波段观测到的两种扰动统称为“EUV波”,但是这两种波的性质不同[12].对于慢速的EUV波,典型的速度为200–400 km·s−1,早期许多人认为它就是色球Moreton波在日冕底层的对应体[13].然而,慢速的EUV波的速度只有色球Moreton波的1/3左右[14].此外,两者在其他方面也不一致.在Chen等[4,15−17]的模拟中,慢速EUV波不是真正的波,而是磁力线逐个拉伸导致的密度增强区域的表观向外传播现象.对于Thompson等人1998年发现的慢速的EIT波,很多的资料显示它们与CME有紧密的联系,Biesecker等[18]通过统计分析发现EIT波和CME有很紧密的关系,与耀斑的相关性却很小.Cliver等[19]的研究发现大多数的大尺度EIT波和小于C级的耀斑相关,Veronig等[20]通过对一个EIT波的爆发原因进行细致的分析表明,EIT波的产生时间早于耀斑爆发时间,并且此耀斑比较弱,不可能是该EIT波的产生原因.Chen[21]通过研究十几个没有产生CME的强耀斑,发现这些耀斑爆发后都没有产生相应的EIT波,得出了EIT波不可能是由耀斑的压力脉冲产生的结论.Chen[22]分析EIT波和CME的关系时发现两者密切相关:CME前面的环与EIT波波前重合,扩张的EIT暗区与CME的暗腔重合,CME前面的环和EIT波都应该是磁环的连续拉伸引起运动中的等离子体密度增大.Ma等[23]也证实EIT波的增亮其实有CME亮前沿的贡献.对于快速的EUV波,现在普遍认为它是快模MHD波[24−28],然而,对于其产生机制存在争议.在1999年之前,国际上普遍认为它是耀斑压力脉冲产生的爆震波,但Cliver等[29]和Chen等[4]分别在观测上和理论上提出此波是由CME驱动的,Shen等[28]的研究结果表明快速的EUV波是被相关的CME侧翼扩张运动所驱动的快磁声波,Wang等[30]通过数值模拟也证明了此观点.

能否深刻理解快速EUV波的起源和本质,关键在于能否获取EUV波触发时的日冕环境.SDO的上天,为我们研究EUV波提供了高质量的观测资料.本文着重分析2014年1月7日的一个爆发事件,研究耀斑爆发和CME与EUV波的关系以及EUV波的特性.

2 观测和数据预处理

本文中所使用的数据主要来自搭载在太阳动力学天文台(SDO)上的大气成像组件(Atmospheric Imaging Assembly,AIA).AIA能够在同一时间提供多个波段的高空间和高时间分辨率的全日面像.EUV波段的时间分辨率为12 s,空间分辨率为0.6′′/pixel.这个EUV波在193˚A波段最为清晰,因此我们主要利用193˚A波段的数据来研究该EUV波的传播过程,其他波段的数据主要用来研究耀斑的爆发过程.同时还利用SOHO上的Large Angle and Spectrometric Coronagraph(LASCO)日冕仪提供的CME白光成像观测数据,地球同步轨道环境业务卫星(Geostationary Operational Environmental Satellites,GOES)提供的软X射线流量数据,美国国家天文台(National Solar Observatory,NSO)全球振荡网络组(Global Oscillation Network Group,GONG)提供的全日面Hα数据.考虑太阳表面是一个球面,我们利用沿着太阳表面两点大圆做时间切片的方法研究EUV波的传播过程.为了更细致地显示EUV波的细节,使用了不会产生假像的固定相减像图像(base di ff erence image)[31].同时为了消除太阳自转的影响,所利用的图像都旋转到同一参考时间(19:30:00 UT)的位置.

3 结果

3.1 耀斑和CME

图1展示了在太阳活动区11943内位于日面经纬度S12W08发生X1.2级双带耀斑爆发前后NSO/GONG Hα的线心观测图像.图中的黑色箭头指示了位于耀斑爆发区域的暗条.图像a展示的是耀斑爆发之前的图像,从图中可以看到耀斑位于黑子附近.耀斑大约在18:06 UT左右开始爆发,如图b所示.图中的白色箭头指示这个双带耀斑爆发的位置.结合图c和图d,我们可以清晰地看到此双带耀斑的爆发过程,在爆发过程中耀斑周围暗条的形态和位置几乎没有改变.在图2中,AIA 304˚A(图像b,c)和AIA 193˚A(图像e,f)展示了这个双带耀斑的爆发过程,在304˚A图像中我们可以看到耀斑带A和B(白色箭头所示)是独立分开的,其中耀斑带A的强度相对较弱.图像d显示的是耀斑爆发前的全日面图像,图中的小的白色方框1展示了图b,c,e,f所取视场的大小以及活动区的位置.大的白色的方框2标示相减像的视场大小,如图a所示.在图a中,黑色的十字位于爆发源区中心附近位置,以此位置为起点做时间切片,白色的曲线S1–S4标示时间切片的位置.为了测定耀斑开始爆发的具体时间,我们对图2中白色方框1区域内的辐射强度进行求和,得到AIA 5个波段的光变曲线.为了消除各个波段强度值的差异,将各波段强度利用其在17:00:18 UT的亮度值进行归一化,不同的颜色代表不同的波段观测到的相对亮度值,如图3所示.在图3中我们可以看到耀斑在18:06 UT(图中点虚线标示)左右开始爆发,经过大约46 min后(图中实线标示)耀斑达到其峰值,此后,耀斑开始逐渐减弱.从图中我们可以看到,虽然各个波段的相对强度不一样,但是它们显示的耀斑爆发时间和峰值时间几乎是相同的.

图4显示了GOES 15卫星观测的耀斑软X射线的流量曲线以及流量曲线的导数.从图a的GOES软X射线流量曲线图中我们可以看到,在18:06 UT(图中T1标示的点虚线)流量开始有明显的增加,流量的斜率开始突变,这个时刻对应于耀斑的脉冲相开始时刻(和图3耀斑的起始时刻一致).对流量曲线的原始数据进行差分计算并画出差分曲线,如图中b所示.从图b中我们可以看到,GOES流量上升最快的时刻在18:18 UT(图中T2标示的点虚线)附近,这个时刻对应于耀斑的脉冲相,此时耀斑的压力最强.

伴随着这个耀斑的爆发,SOHO/LASCO观测到了一个CME.利用LASCO C2和C3日冕仪的观测数据,我们画出了CME爆发过程的高度-时间曲线,如图5所示.从图中我们可以得到CME的传播速度为1800 km·s−1左右,根据拟合的高度-时间曲线外推得到CME在太阳表面上启动的时间为18:02 UT左右.考虑到CME爆发开始后存在一个加速过程,CME的启动时间应该早于18:02 UT.

图1 NSO/GONG Hα波段观测的单色像展示耀斑的爆发过程.白色的箭头指示耀斑,黑色的箭头指示暗条.Fig.1 The fl are eruption shown by the Hα filtergrams from NSO/GONG.The white arrows point to the fl ares,while the black arrows indicate the filaments.

图2 耀斑爆发在AIA 304˚A(b–c),193˚A(a,d–f)的图像.白色的箭头指示耀斑带A和B,全日面像中方框1和方框2分别对应图b–c、e–f和图a的视场.Fig.2The fl are eruption shown by the images at AIA 304˚A(panels b–c)and 193˚A(panels a,d–f).The white arrows point to the fl are ribbons A and B,the boxes 1 and 2 in full sun image show the fields of view of panels b–c,e–f and panel a,respectively.

图3 AIA 5个波段利用17:00:18 UT亮度值归一化后的变化曲线Fig.3 The intensity profiles of five AIA wavelengths normalized by the intensity at 17:00:18 UT

图4 (a)GOES软X射线1–8˚A流量曲线;(b)1–8˚A流量曲线的差分曲线Fig.4 (a)The temporal profile of the soft X-ray emission in the 1–8˚A waveband observed by GOES; (b)The di ff erential curve of emission in the 1–8˚A waveband

图5 SOHO/LASCO C2和C3观测到的CME高度-时间曲线Fig.5 The height versus time diagram of the CME observed by SOHO/LASCO C2 and C3

3.2EUV波

这个双带耀斑开始爆发之后立即产生了一个高速的EUV波,如图6所示.我们利用固定相减像图像来展示EUV波的传播过程,每个时刻的图像都减去了17:00:18 UT的亮度分布.图像a展示了双带耀斑爆发后的图像,随着时间的推移,EUV波朝着西南方向的宁静区传播,波前在图像a–d中用白色的箭头指出.随着波的传播,亮波前后面由于密度的减小出现了暗区(dimming)(图中黑色箭头指出),并且暗区越来越强.从亮波前传播时的形状我们可以看出,这个EUV波的亮波前是以圆锥形向外传播的,即:靠近传播方向轴线的速度明显高于两侧的速度.为了研究EUV波的运动学特征,我们沿着EUV波的传播方向选取了4条切片路径,这4条切片的位置在图像2a中用白色的虚线(S1–S4)标示.在图7中我们展示了EUV波沿着S1–S4传播的时间切片图像.在时间切片图上,传播的波信号显示为一条具有正斜率的白色亮脊,波在太阳表面传播的速度可以通过对亮脊进行线性拟合得到.从图中我们可以看出波沿着不同的路径传播的速度不一样:S2和S3比较接近波传播的方向,这两个方向测出来的速度比较大,分别为1294.6 km·s−1和1132.3 km·s−1;S1和S4的位置偏离波传播中轴线的方向,在这些路径上测出的速度相对较小,分别为863.0 km·s−1和604.1 km·s−1,同时注意到在S1亮波前后面紧跟着日冕暗区.图中的竖线标示EUV波的启动时刻(18:06 UT),考虑到这个双带耀斑的强度比较强,做切片的起始点位于耀斑区域,EUV波的启动时间应该早于18:06 UT.

图6 AIA 193˚A波段的EUV波固定相减像演化图像.白色箭头指示EUV波波前,黑色箭头指示暗区.Fig.6 The evolution of the EUV wave displayed by the sequential base di ff erence images at AIA 193˚A. The white arrows point to the EUV wave front,while the black arrows indicate the dimming.

4 讨论

SDO提供的高时间和空间分辨率的观测资料,为我们理解快速EUV波的起源及其本质特征提供了非常好的条件.我们研究了2014年1月7日的耀斑和CME爆发过程以及伴随爆发产生的EUV波的运动特征,得到的主要结果列举如下:(1)EUV波在传播过程中以恒定的速度传播.(2)EUV波的启动时间(18:06 UT)早于耀斑爆发的脉冲相时间(18:18 UT)12 min,我们认为不可能是该双带耀斑的爆发导致了EUV波的产生. (3)EUV波的启动时间和CME的启动时间(18:02 UT)相近,证明该EUV波是由CME驱动产生.这个EUV波的启动时间和CME的爆发几乎是同时的,所以我们得到的结论和前人[4,18,20−22,28−29]的一样:EUV波是由CME的爆发驱动,而不是由耀斑的压力脉冲产生.

现在普遍认为EUV波的起源和耀斑爆发的联系很弱,但和CME的爆发有紧密的关系.当然,CME也可能不是产生EUV波的唯一来源,比如Zheng等[32]利用SDO在2011年3月1日观测的一个失败爆发,发现并没有产生CME,却产生了一个相应的EUV波,经过他的分析认为这个EUV波是由喷流驱动的.他的这个观点与Patsourakos等[33]提出的观点相符合,即:所有等离子体的运动都有可能是驱动某种波的扰动,像喷流、爆发的等离子体团或日浪,也有可能是驱动EUV波的源.现在普遍将快速的EUV波解释为快模MHD波[24−26],并且一些数值模拟的结果也支持快模波的模型[34−35].Shen等[36]研究了一对相继产生的EUV波,他们认为快速的EUV波是一个快速的磁声激波,它被日冕物质抛射的侧翼扩张所驱动,慢速的EUV波是由闭合磁力线的连续拉伸压缩日冕等离子体而产生,其本质并不是波.Chen等[5,16]和Kumar等[6]研究一对不同的EUV波,得出快速的EUV波是日冕Moreton波,慢速的“EIT波”不是真正的波,日冕Moreton波的速度是EIT波的3倍的结论.根据这个EUV波的特性,我们可以用快速日冕Moreton波来解释本文的EUV波,其依据是:典型的Moreton波的速度在1000 km·s−1左右[13,37],我们测定的EUV波的速度在1000 km·s−1附近,另外Moreton波在相当有限的角度范围内传播[38−39],通过观看相减像电影我们知道,该EUV波朝着西南方向在一定的角度范围传播,别的方向没有观测到EUV波.在这次爆发事件中,我们观测到的EUV波没有引起位于耀斑爆发区域周围暗条以及冕环明显的振荡[40−45],耀斑也没有引起准周期快磁声波[46].

到目前为止,EUV波起源的物理本质还存在较大争论,尚待解决的问题还很多,这些都依赖于以后更多的EUV波事件去理解其物理本质以及和其他物理现象的关系.

致谢感谢匿名审稿人提出的宝贵意见,感谢SDO、SOHO、GOES和NSO/GONG提供的数据,感谢云南天文台毕以、陈和超、李海东、申远灯、薛志科、徐喆、杨波在数据处理上提供的帮助.

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A Study on the Fast Solar Corona Extreme Ultraviolet Wave Associated with Coronal Mass Ejection

ZHOU Xin-ping LIANG Hong-fei
(School of Physics and Electronic Information Technology,Yunnan Normal University, Kunming 650500)

Taking advantage of the high temporal and spatial resolution of the Solar Dynamics Observatory(SDO)observations,we study a solar corona Extreme UltraViolet(EUV)wave associated with the coronal mass ejection(CME)on 2014 January 7.Our main intents are to investigate the driving mechanism of this EUV wave,by comparing the onset time and the initial location of the CME and the EUV wave.Our result indicates that the EUV wave should be driven by the associated CME.We find that the wave had a speed of over 1200 km·s−1by analyzing the time-slice plots.Our observations can be interpreted by the hybrid model proposed by Chen et al.(2002), and the observed fast EUV wave corresponds to the fast component in Chen’s model, i.e.,the coronal Moreton wave.

sun:activity,sun:coronal mass ejections(CMEs),sun:EUV wave

P182;

:A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.03.003

2015-08-10收到原稿,2015-12-08收到修改稿

∗国家自然科学基金项目(11363007)资助

†846845654@qq.com

‡lhf@ynao.ac.cn