日冕波和日冕結(jié)構(gòu)的相互作用*

趙 麗，梁紅飛

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院，云南 昆明 650500)

日冕波和日冕結(jié)構(gòu)的相互作用*

趙 麗，梁紅飛

(云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院，云南 昆明 650500)

日冕波自從被發(fā)現(xiàn)以來，關(guān)于它是不是真正的波一直是太陽物理學(xué)界的熱門話題，直到現(xiàn)在還沒有一致的結(jié)論。2011年8月4日，太陽動力學(xué)天文臺(Solar Dynamics Observatory, SDO)利用19.3 nm波段觀測到一個日冕波，通過對這個日冕波的研究，發(fā)現(xiàn)日冕波在傳播過程中和一些日冕結(jié)構(gòu)發(fā)生了相互作用，當(dāng)日冕波遇到暗條通道時，一部分日冕波發(fā)生了反射，另一部分日冕波繼續(xù)沿著原來的方向傳播，當(dāng)日冕波遇到活動區(qū)時，日冕波以非常快的速度穿過活動區(qū)并且形成一個新的半弧型的亮波前，通過分析認(rèn)為這可能是日冕波在遇到該活動區(qū)時發(fā)生了折射，折射波穿過活動區(qū)后形成了這個新的半弧型的亮波前。而當(dāng)日冕波和兩個日冕亮結(jié)構(gòu)相互作用時，發(fā)現(xiàn)日冕波連續(xù)發(fā)生了二次反射。從觀測到的日冕波在遇到暗條通道和日冕亮結(jié)構(gòu)發(fā)生了反射，在遇到活動區(qū)時發(fā)生了折射等現(xiàn)象可以推斷出這里觀測到的日冕波可能是真正的波動現(xiàn)象。

太陽活動；太陽日冕；太陽活動區(qū)；日冕波

早在50多年以前，文[1]作者利用Hα的紅翼端觀測太陽時發(fā)現(xiàn)一個暗的波前，而這個波前可以從一些大的耀斑發(fā)生地以500 km/s到1 000 km/s的速度傳播5×105km，這種波后來被稱為莫頓波(Moreton Wave)，由于Hα線形成于太陽色球?qū)?，所以說莫頓波是一種太陽色球活動現(xiàn)象，文[2]作者提出莫頓波是由于形成于太陽日冕中的快模磁流體動力學(xué)波掃過色球時形成的。文[3]和文[4]作者利于搭載在太陽與日球天文臺(SOHO)上的極紫外成像望遠(yuǎn)鏡(EIT)首先觀測到了日冕波，證實了波也會在日冕層傳播，后來稱這種波為EIT波(或者EUV波，日冕波)，日冕波是沿太陽表面?zhèn)鞑サ拇蟪叨鹊牟▌蝇F(xiàn)象，一般觀測到的日冕波是單脈沖的，而且具有一個亮前鋒(波前)。

在日冕波被發(fā)現(xiàn)以后的十幾年里，太陽物理學(xué)家對日冕波進(jìn)行了大量的研究，得出一系列關(guān)于日冕波特征的結(jié)論。大家普遍認(rèn)為日冕波的傳播速度小于莫頓波的傳播速度，文[5]作者利用1997年極紫外成像望遠(yuǎn)鏡的觀測資料統(tǒng)計了日冕波的傳播速度，發(fā)現(xiàn)日冕波的速度大約在138 km/s和465 km/s之間，而文[6]作者得出了日冕波的速度大約在50 km/s到700 km/s之間的結(jié)論。一些作者發(fā)現(xiàn)日冕波可以停止在冕洞(Coronal Hole)邊緣[7]，還有一些作者觀測到了日冕波在冕洞邊緣和太陽活動區(qū)(Active Region)發(fā)生了折射和反射[8-9]，日冕波和日冕物質(zhì)拋射(CME)有著密切的關(guān)系，而和太陽耀斑(Flare)幾乎沒什么關(guān)聯(lián)[10-11]，文[12-13]作者研究了日冕波和太陽上微型爆發(fā)事件之間的關(guān)系，發(fā)現(xiàn)微型爆發(fā)事件也能觸發(fā)日冕波，同時日冕波可以在多個波段觀測到，例如19.5 nm、 19.3 nm、 17.1 nm、 21.1 nm、 30.4 nm、 21.1 nm、 33.5 nm、 160.0 nm和170.0 nm[14-15]，而一般認(rèn)為在波段19.5 nm或19.3 nm觀測日冕波最為明顯，所以太陽物理學(xué)家通常利用這兩個波段觀測的太陽圖像來研究日冕波。

關(guān)于日冕波的物理本質(zhì)目前還沒有一致的定論，國內(nèi)外太陽學(xué)者相繼提出了一些用來解釋日冕波的理論模型，其中大體可分為兩種：波動模型[16-18]和非波模型[19-22]。波動模型認(rèn)為日冕波是在日冕中自由傳播的快模磁聲波，而非波模型認(rèn)為日冕波是由日冕物質(zhì)拋射引起的磁場打開和重構(gòu)在日冕層觀測到的表觀波動現(xiàn)象。隨著高空間分辨率和高時間分辨率望遠(yuǎn)鏡建成和投入運(yùn)行，比如太陽動力學(xué)天文臺、云南天文臺1 m太陽塔，越來越多的高精度觀測數(shù)據(jù)可以用來研究日冕波，這有利于對日冕波更深入的認(rèn)識并揭示其物理本質(zhì)。

1 數(shù)據(jù)處理

2011年8月4日，在太陽活動區(qū)NOAA 11261(圖1(a))發(fā)生一個M9.3級的耀斑，GOES 1-0.8 nm軟X射線流量圖顯示這個耀斑開始于03∶41 UT，達(dá)到流量最大值的時間是03∶57 UT，結(jié)束的時間是04∶04 UT。而在相同的太陽活動區(qū)里，一個活動區(qū)暗條(Filament)大約在03∶50 UT時開始爆發(fā)，同時一個全球日冕波被觸發(fā)，大約在04∶12 UT時，SOHO/LASCO上的C2望遠(yuǎn)鏡觀測到了一個和暗條爆發(fā)對應(yīng)的日冕物質(zhì)拋射，其傳播速度約為1 315 km/s。

本文使用的觀測數(shù)據(jù)來源于太陽動力學(xué)天文臺上搭載的大氣成像陣列設(shè)備觀測的全日面太陽圖像。大氣成像陣列是由4臺子望遠(yuǎn)鏡組成的望遠(yuǎn)鏡陣列，它提供了太陽大氣的全日面像，其觀測的太陽像具有1.5″的空間分辨率和12 s的時間分辨率。大氣成像陣列利用10個波段觀測太陽，其中有7個極紫外(EUV)波段，2個紫外(UV)波段和1個可見光波段。由于本文所研究的日冕波在大氣成像陣列19.3 nm波段觀測的圖像最清晰，所以只對大氣成像陣列19.3 nm波段觀測的太陽像進(jìn)行數(shù)據(jù)處理和分析。19.3 nm波段是用兩條鐵線(Fe XII和Fe XXIV)對日冕和熱耀斑等粒子體進(jìn)行成像，這兩條鐵線的特征溫度分別為1.2×106K和2×107K。為了消除太陽自轉(zhuǎn)對數(shù)據(jù)處理的影響，利用太陽軟件包(SSW)里的程序把所有圖像旋轉(zhuǎn)到一個參考時間點(diǎn)(03∶40∶00 UT)上。運(yùn)行相減像(Running Difference Image)可以把不動的太陽結(jié)構(gòu)從太陽像去除，而突出變化的太陽結(jié)構(gòu)，這種技術(shù)有利于追蹤傳播中的日冕波，因此利用運(yùn)行相減像來展示日冕波的傳播特性，把每一副圖像的亮度減去48 s之前圖像的亮度得到運(yùn)行相減像，同時借助于時間切片(Time-Slice)技術(shù)對日冕波的運(yùn)動學(xué)特征進(jìn)行研究，這里選取了五條切片(圖1(b))，這些切片都是沿著太陽表面大圓選取的(垂直于日冕波的波前)，并且把平面投影距離轉(zhuǎn)換成太陽表面的球面距離，這樣能更準(zhǔn)確得到日冕波的運(yùn)動學(xué)特征。

圖1 左圖展示了太陽表面的一些日冕結(jié)構(gòu)，箭頭“1”代表暗條通道，箭頭“2”和“3”分別代表日冕亮結(jié)構(gòu)。同時太陽上兩個活動區(qū)NOAA 11261和11263的位置也被標(biāo)出。右圖展示了5條切片在日面上的位置

Fig.1 The left panel shows several solar coronal structures. The arrow “1” points to a filament channel. The arrows “2” and “3” point to two bright structures in the corona, respectively. The positions of two active regions NOAA 11261 and NOAA 11263 are also shown in the left panel. The right panel shows five time slices on the solar disk

2 結(jié) 果

在2011年8月4日03∶50 UT時，一個半球型的日冕波開始形成于活動區(qū)NOAA 11261并且向外傳播，這個過程伴隨有耀斑，暗條爆發(fā)和日冕物質(zhì)拋射?；顒訁^(qū)NOAA 11261位于太陽表面的西北邊緣(圖1(a))，是一個非?；钴S的活動區(qū)，在這個活動區(qū)里相繼產(chǎn)生了一系列的C級和M級耀斑，其中最大級別的耀斑就是發(fā)生在日冕波出現(xiàn)之前的M9.3級耀斑。在這個日冕波傳播過程中，它和一些日冕結(jié)構(gòu)發(fā)生了相互作用，從圖1(a)可以看出，日面上有暗條通道(Filament Channel；箭頭“1”所示)，活動區(qū)NOAA 11263和日冕亮結(jié)構(gòu)(bright structures in the corona；箭頭“2”和“3”所示)，當(dāng)日冕波與這些日冕結(jié)構(gòu)發(fā)生相互作用時，產(chǎn)生了一系列有意思的現(xiàn)象。圖2展示了日冕波在運(yùn)行相減像上整個演化過程，該日冕波在圖2中很容易被辨認(rèn)出，白色的位置代表日冕波波前，并且用箭頭標(biāo)注出。這個日冕波大約在03∶50 UT時自活動區(qū)NOAA 11261形成并持續(xù)向外傳播(圖2(a))，從圖2(b)可以看出這個日冕波具有半球型結(jié)構(gòu)。為了更深入研究日冕波的運(yùn)動學(xué)特性，假設(shè)日冕波的傳播距離和時間呈線性關(guān)系，通過線性擬合得出了日冕波的傳播速度。這里選取5條切片，如圖1(b)，切片OA、OB和OC是為了研究日冕波的入射速度，它們的長度為979 Mm，而切片DE和FG是為了研究日冕波的反射速度，其長度為522 Mm，下面分別對日冕波和各個日冕結(jié)構(gòu)的相互作用過程進(jìn)行分析。

圖2 用AIA 19.3 nm的運(yùn)行相減像展示了日冕波的整個演化過程。圖中黑色箭頭和白色箭頭分別指向日冕波的波前位置

Fig.2 The evolution of the coronal wave is shown in the AIA 19.3nm running difference images.The wave fronts are marked by black and white arrows

2.1 日冕波和暗條通道相互作用

大約在04∶01 UT時，向太陽東北方向傳播的日冕波在傳播了393 Mm時遇到暗條通道(圖1(a)箭頭“1”所示)，日冕波和這個暗條通道發(fā)生了相互作用，其中一部分日冕波被暗條通道反射，反射波(圖2(e)白色箭頭)離開暗條通道后向日面東南方向傳播，但是入射的日冕波只有一部分發(fā)生了反射，另一部分日冕波以原有的速度沿入射日冕波的傳播路徑繼續(xù)向前傳播，只是強(qiáng)度變小了，其信號變得更弱。圖4(a)展示了沿切片OA計算出的時間-距離圖，從圖中可以計算出沿著OA方向傳播的日冕波的初速度為815 km/s，而圖5(a)展示了沿切片DE計算出的時間-距離圖，從中計算出的反射日冕波的速度約為368 km/s，比入射日冕波的傳播速度要小，約為入射日冕波傳播速度的1/2。入射日冕波穿過暗條通道后其波前強(qiáng)度明顯減弱，直到傳播了685 Mm時在04∶04 UT時消失，在OA方向上日冕波持續(xù)了約14 min。而反射波從出現(xiàn)到消失持續(xù)了11 min，共傳播了約340 Mm。

2.2 日冕波和活動區(qū)相互作用

當(dāng)日冕波沿著OB方向傳播了大約115 Mm遇到另一個活動區(qū)NOAA 11263時，日冕波和活動區(qū)接觸的一部分消失了，消失的位置在圖2(c)中用符號‘X’標(biāo)注出，很明顯可以看出日冕波的波前好像斷裂了一樣，而在運(yùn)行相減像上幾乎觀測不到日冕波在活動區(qū)里傳播，經(jīng)過約3 min后在相同的傳播路徑上，在距離爆發(fā)源(活動區(qū)NOAA 11261)410 Mm的位置又出現(xiàn)了一個半弧形結(jié)構(gòu)的日冕波，這個日冕波沿原來日冕波的路徑向外傳播，但是相對于原來的日冕波來說比較弱，波前更彌散，而且這個新出現(xiàn)的日冕波的兩個邊緣與原來的日冕波相重合，似乎是在原日冕波上突出出來的一樣，如圖2(d)中白色箭頭。沿著穿過活動區(qū)NOAA 11263切片OB計算了日冕波在遇到活動區(qū)消失之前的傳播速度和新出現(xiàn)的日冕波的傳播速度，圖4(b)展示了沿著切片OB的時間-距離圖，從圖4(b)中也可以看出日冕波在經(jīng)過活動區(qū)NOAA 11263時消失了，利用線性擬合計算出日冕波在遇到活動區(qū)NOAA 11263消失之前的傳播速度約為534 km/s，而新出現(xiàn)的日冕波的傳播速度約為299 km/s，要小于消失之前日冕波的傳播速度，二者比率約為0.5。

圖3 利用大氣成像陣列19.3 nm的運(yùn)行相減像展示了日冕波在遇到日冕亮結(jié)構(gòu)時發(fā)生了兩次反射過程，其中白色箭頭指向日冕波的波前位置

Fig.3 These AIA 19.3nm running difference images show two reflections of the coronal wave when it encountered bright structures in the corona. The white arrows point to the wave fronts

圖4 沿著切片OA、OB和OC得到19.3 nm運(yùn)行相減像的時間-距離圖，(a)、 (b)和(c)分別對應(yīng)切片OA、OB和OC，圖(a)虛線代表暗條通道的位置，圖(a)中虛線代表暗條通道“1”的位置，圖(c)中虛線代表日冕亮結(jié)構(gòu)“3”的位置，速度在圖中標(biāo)出

Fig.4 The time-distance diagrams (from (a) to (c)) obtained from the 19.3nm running difference images along the silcesOA,OB, andOCin Fig.1, respectively. The dashed line in the panel (a) represents the position of the filament channel “1” and the dashed line in the panel (c) represents the position of the bright structure in the corona “3.” The velocities of the coronal wave are labeled in the panels

圖5 通過切片DE和FG得到時間-距離圖，面板(a)和(b)分別對應(yīng)切片DE和FG，圖中虛線代表日冕亮結(jié)構(gòu)“2”的位置，速度在圖中標(biāo)出

Fig.5 The time-distance diagrams ((a) and (b)) obtaind from the 19.3nm running difference images along the silcesDEandFGin Fig.1, respectively. The dashed line represents the position of the bright structure in the corona “2.” The velocities of the coronal wave are labeled in the panels

2.3 日冕波和日冕亮結(jié)構(gòu)相互作用

大約在04∶10 UT時，沿著切片OC向太陽東南方向傳播的日冕波在傳播了645 Mm時遇到日冕亮結(jié)構(gòu)“3”(圖1(a)箭頭“3”所示)時發(fā)生了反射，反射出的日冕波(圖2(f)白色箭頭所示)向日面東面?zhèn)鞑?，?dāng)反射的日冕波在約04∶18 UT時遇到另一日冕亮結(jié)構(gòu)“2”(圖1(a)箭頭“2”所示)時，發(fā)生了第二次反射，第二次反射出的日冕波(圖2(g)和(h)中白色箭頭所指)向太陽西北方向傳播出去。為了更清晰展示日冕波在遇到兩個日冕亮結(jié)構(gòu)時發(fā)生了兩次反射，選取具有更小區(qū)域和更短時間間隔的一系列圖像，如圖3，(a)和(b)中箭頭指向入射日冕波，(c)和(d)中箭頭指向第一次反射的日冕波，而(e)-(i)中箭頭指向第二次反射的日冕波。第一次反射出的日冕波波前比較彌散，其共傳播了大約8 min時遇到日冕亮結(jié)構(gòu)“2”，而第二次反射的日冕波也是彌散的，但是強(qiáng)度比第一次反射的日冕波要強(qiáng)，其傳播了約20 min后在運(yùn)行相減像上消失。沿著切片OC得到了時間-距離圖(圖4(c))，從中計算出日冕波在遇到日冕亮結(jié)構(gòu)“3”之前的初始速度，約為417 km/s，并且從圖4(c)中可以看出，只有部分日冕波在日冕亮結(jié)構(gòu)“3”處發(fā)生了反射，還有一部分日冕波穿過了日冕亮結(jié)構(gòu)“3”后繼續(xù)傳播，只是強(qiáng)度明顯小很多。沿著切片F(xiàn)G計算了第二次反射日冕波的時間-距離圖并且展示在圖5(b)中，得到第二次反射日冕波的速度約為258 km/s，要小于日冕波沿著OC方向的初始速度。

3 結(jié) 論

為了更全面的理解和認(rèn)識日冕波，研究了發(fā)生在2011年8月4日的全球日冕波。它在傳播過程中和一些日冕結(jié)構(gòu)(暗條通道、活動區(qū)、日冕亮結(jié)構(gòu))發(fā)生了相互作用，并且發(fā)生了一系列非常有趣的現(xiàn)象，下面分別對這些觀測現(xiàn)象進(jìn)行討論。

(1)當(dāng)日冕波在遇到暗條通道時，只有一部分日冕波發(fā)生了反射，并不是全部日冕波發(fā)生了反射，而另一部分則穿過暗條通道后繼續(xù)以入射日冕波的傳播速度傳播。反射波的速度明顯要小于入射波的速度，而入射日冕波經(jīng)過暗條通道后并沒有減速，而是以相同的速度傳播。當(dāng)日冕波遇到日冕亮結(jié)構(gòu)時，日冕波同樣發(fā)生了反射，從日冕結(jié)構(gòu)反射出的日冕波在遇到另一個日冕亮結(jié)構(gòu)時，又一次發(fā)生了反射，而第二次反射出的日冕波的速度要小于第一次入射日冕波的初始速度。越來越多的理論認(rèn)為快磁聲波會在具有大的阿爾文速度梯度的區(qū)域發(fā)生反射[23-24]，文[16]和文[8]作者利用數(shù)值模擬的方法認(rèn)為快磁聲波在磁場分界面可以發(fā)生折射和反射，而非波模型很難解釋日冕波的折射和反射。而本文所觀測到的暗條通道和日冕亮結(jié)構(gòu)可能由一些磁環(huán)組成，在其邊緣都具有磁場分界面的特征，也正好印證了上面關(guān)于日冕波反射的理論。

(2)當(dāng)日冕波在遇到活動區(qū)NOAA 11263后，日冕波與活動區(qū)接觸的部分消失了，然后，經(jīng)過約3 min后，在活動區(qū)的另一邊緣又出現(xiàn)了日冕波，而且這個新出現(xiàn)的日冕波具有半弧狀結(jié)構(gòu)，其速度比消失之前的日冕波傳播速度要小。文[25]作者用兩種模型(真波模型和非波模型)解釋了這種現(xiàn)象。這里比較傾向于用真波模型解釋日冕波和活動區(qū)相互作用時發(fā)生的現(xiàn)象，真波模型認(rèn)為日冕波是快模磁聲波，由于活動區(qū)相對于寧靜區(qū)有非常強(qiáng)的磁場和非常高的等離子密度，這樣造成日冕波在活動區(qū)傳播速度非?？?，作者認(rèn)為日冕波在遇到活動區(qū)NOAA 11263時并沒有真正的消失，是由于日冕波在活動區(qū)中傳播速度非?？?，從圖4(b)計算出的在活動區(qū)傳播的日冕波速度大約是1 614 km/s(約為入射日冕波速度的3倍)，這就造成在活動區(qū)傳播的日冕波的波前寬度也比在寧靜區(qū)時大，日冕波的波前信號被平均了，以至于日冕波的波前信號非常弱，這樣造成的結(jié)果就是在AIA 19.3 nm運(yùn)行相減像上觀測不到日冕波，而經(jīng)過活動區(qū)后，太陽磁場又恢復(fù)到只有幾高斯或者幾十高斯，速度又慢下來，在這種情況下又可以觀測到日冕波。而且用真波模型也可以解釋第二個波的波前是半弧型，由于活動區(qū)中心的磁場和密度都比活動區(qū)邊緣要大，這樣造成在活動區(qū)中心的日冕波傳播速度要比在活動區(qū)邊緣的日冕波的速度大，在相同的時間里在活動區(qū)中心的日冕波傳播的距離更遠(yuǎn)，所以出現(xiàn)第二個日冕波的半弧型結(jié)構(gòu)。因此作者認(rèn)為日冕波在遇到活動區(qū)時發(fā)生了折射，在日冕波剛進(jìn)入活動區(qū)時，發(fā)生了第一次折射，此時日冕波并沒有真正消失，而是以非?？斓乃俣仍诨顒訁^(qū)里傳播，而當(dāng)日冕波傳出活動區(qū)時又一次發(fā)生了折射。

(3)日冕波沿不同傳播方向速度是不一樣的，如沿著傳播OA、OB和OC的初始速度分別為815 km/s、534 km/s和417 km/s，沿著OA傳播的日冕波的速度幾乎為沿著OC傳播的日冕波的速度的2倍。由于在太陽日冕中，各處的物理特性是不一樣的，比如等離子體的密度、溫度、磁場強(qiáng)度等，而快模磁聲波的傳播速度和等離子體的密度、溫度、磁場強(qiáng)度有關(guān)，因此日冕波沿不同方向傳播的速度就一樣了。同樣反射或折射后的日冕波的傳播速度和入射日冕波的傳播速度也亦不同。

日冕波被發(fā)現(xiàn)后的十多年里，關(guān)于日冕波是不是真正意義上的波的討論一直沒有停止過，一些學(xué)者認(rèn)為日冕波是一種快模磁聲波，而另一些學(xué)者認(rèn)為日冕波不是真正意義上的波，而是一種假象。本文中日冕波在日冕結(jié)構(gòu)(如暗條通道、活動區(qū)、日冕亮結(jié)構(gòu)等)的邊緣發(fā)生了折射或者反射現(xiàn)象，與真波理論吻合，因此推斷這里觀測到的日冕波更支持日冕波是真正意義的波動現(xiàn)象，而且可能是快模磁聲波。

致謝：非常感謝SDO/AIA、GOES、SOHO/LASCO團(tuán)隊提供的高時間分辨率和高空間分辨率的觀測數(shù)據(jù)，這對我們研究日冕波的特征至關(guān)重要。

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InteractionsofaSolarCoronalWavewithSolarCoronalStructures

Zhao Li, Liang Hongfei

(School of Physics & Electronics Information Technology, Yunnan Normal University, Kunming 650092, China, Email: lhf@ynao.ac.cn)

Since solar coronal waves were discovered, whether these waves are true waves has been an actively studied subject which is still inconclusive. On August 4, 2011, the Solar Dynamics Observatory (SDO) observed a coronal wave in the 19.3nm channel. We have found from the SDO data that the coronal wave interacted with several coronal structures. When the coronal wave encountered a filament channel, the coronal wave was split into a reflection component and a transmission component with the latter propagating along the original direction of the wave. When the coronal wave passed through an active region with a high speed a new bright semi-arc wave front was formed. Based on our analysis, we think the semi-arc wave front may belong to a refraction component of the coronal wave due to certain interaction with the active region. After the refraction component passed through the active region, its wave front appeared in the semi-arc shape. The coronal wave was also reflected when it interacted with two bright structures in the corona. All the reflections/refraction as found imply that this coronal wave is a true wave.

Sun: activity; Sun: corona; Sun: active region; Coronal waves

CN53-1189/PISSN1672-7673

P186.6+2

A

1672-7673(2013)04-0333-08

國家自然科學(xué)基金 (10878014, 11063005); 云南省自然科學(xué)基金資助項目 (2007A194M, 2009CD171); 云南省教育廳科學(xué)研究基金 (09Z0026).

2012-11-13；修定日期：2013-03-16

趙 麗，女，碩士. 研究方向：太陽物理. Email: 277763031@qq.com

梁紅飛，副教授. 研究方向：太陽物理. Email: lhf@ynao.ac.cn