日冕磁場重建方法在研究太陽爆發(fā)活動中的應(yīng)用?

宿英娜

(1 中國科學(xué)院紫金山天文臺 南京 210034)

(2 中國科學(xué)院暗物質(zhì)與空間天文重點實驗室 南京 210034)

(3 中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院 合肥 230026)

1 引言

日冕中的剪切(shear)或紐纏(twist)的磁場在觀測中表現(xiàn)為日面上的暗條通道(filament channel)和太陽邊緣的冕穴(cavity).暗條通常位于光球磁中性線上方、冕穴底部.這些結(jié)構(gòu)在含太陽耀斑、暗條爆發(fā)以及日冕物質(zhì)拋射(CME)在內(nèi)的太陽爆發(fā)活動中起著至關(guān)重要的作用[1].因此研究暗條的磁場拓撲結(jié)構(gòu)及其演化是理解太陽爆發(fā)觸發(fā)機制的關(guān)鍵.雖然近些年來在日冕磁場測量上取得一些進展[2?4],但遺憾的是我們?nèi)匀粺o法對日冕磁場進行常規(guī)觀測.利用可常規(guī)觀測的光球磁場來外推日冕磁場是目前常用的方法.

支撐暗條的磁場結(jié)構(gòu)的理論模型大致可以分為兩類:暗條物質(zhì)位于剪切磁拱[5?6]或磁通量繩[7?8]中的水平磁力線的磁凹陷處;暗條物質(zhì)位于豎直電流片中纏結(jié)的磁場(tangled field)的小磁凹陷處[9].

太陽爆發(fā)的觸發(fā)機制有多種,大致可分為兩類:一類與磁重聯(lián)有關(guān),如位于剪切磁拱上方的磁零點處磁重聯(lián)所觸發(fā)的磁場爆破(magnetic breakout)模型[5]、磁場剪切和/或匯聚(converging)運動模型[10?11]、磁流浮現(xiàn)模型[12]以及磁對消模型[13?14];另一類與理想磁流體力學(xué)不穩(wěn)定性有關(guān),如最近受到較多關(guān)注的Torus不穩(wěn)定性[15?16]和扭折(kink)不穩(wěn)定性[17?18],由于光球磁場的緩慢運動導(dǎo)致的磁通量繩災(zāi)變[19?20]也可能觸發(fā)爆發(fā).此外,日珥中等離子體的減少也可能使寧靜區(qū)的磁通量繩失去穩(wěn)定性[21].到目前為止,我們通常很難確定某個具體的爆發(fā)事件是由哪一種或哪幾種機制聯(lián)合觸發(fā)的.

2 日冕磁場重建方法

2.1 無力場

在低日冕,磁場壓強比等離子體壓強高出幾個數(shù)量級.因此等離子體壓強和重力等非磁力可以忽略從而得出無力場的假設(shè):J×B=0.如果電流和磁力線平行或反向平行,即?×B=αB,無力場的條件就可以滿足.目前日冕磁場外推一般采用以下3種假設(shè):(1)無電流勢場(α=0);(2)線性無力場(α=常數(shù));(3)非線性無力場(同一條磁力線上α是常數(shù),不同的磁力線α不同).

因為在數(shù)學(xué)上較易處理而且只需用到光球磁場視向分量的觀測,所以勢場和線性無力場應(yīng)用較為廣泛.在大尺度上,對綜合磁圖的全球勢場外推可以用來研究日冕和日球?qū)拥拇蟪叨冉Y(jié)構(gòu)(如冕洞的位置、形狀和尺寸、冕流、日球?qū)与娏髌捌溲莼?[22].一般情況下,勢場不能用來描述非勢性很強的活動區(qū)磁場[23].勢場作為活動區(qū)磁場的“零級”近似,雖然沒有磁繩,但仍然保留了磁場的基本拓撲結(jié)構(gòu),包括磁零點(Null)、界線(Separator)、磁準(zhǔn)分界層(QSL)等;關(guān)于勢場對于磁場拓撲的研究的“魯棒性”可參見文獻[24–27],其中勢場的拓撲結(jié)構(gòu)與耀斑帶或耀斑環(huán)仍然大體符合.勢場還可以用來研究約束磁繩的背景磁場[28].一方面由于難以明確區(qū)分背景磁場與磁繩磁場,另一方面由于為磁繩提供約束力的是垂直磁繩軸向的背景磁場分量,而勢場一般垂直于磁繩所在的中性線,所以在觀測和模擬中一般都用勢場來近似背景場.線性無力場對活動區(qū)磁場來說是一個相對較好的假設(shè),但是α為常數(shù)的非物理近似導(dǎo)致無法準(zhǔn)確測量日冕的磁場自由能[29].因此,非線性無力場是重建日冕磁場最理想的手段.

2.2 非線性無力場構(gòu)建方法

2.2.1 光球矢量磁場外推法

目前大部分非線性無力場的構(gòu)建方法是以觀測的光球矢量磁場為邊界條件,對無散和無力等條件進行最優(yōu)化,將磁場外推到一個日冕的有限區(qū)域內(nèi).在過去的30 yr里,大量的非線性無力場構(gòu)建方法問世并不斷完善.這些方法包括:(1)直接縱向積分法[30?34];(2)Grad-Rubin法[35?42];(3)邊界積分法[43?46];(4)磁流體力學(xué)弛豫法[47?53];以及(5)最優(yōu)化法[54?56].關(guān)于非線性無力場外推方法的詳細綜述請參考文獻[57–67].

針對以上各種難題的解決方法尚未完善,因此我們?nèi)匀粺o通過觀測的光球矢量磁場來獲得確鑿可信的日冕磁場模型.不同的非線性無力場外推方法,同一個方法的不同實施方式,甚至同一方法應(yīng)用到同一組數(shù)據(jù)的不同磁極上,經(jīng)常會產(chǎn)生彼此不一致或與觀測的日冕結(jié)構(gòu)不一致的結(jié)果[60,74?76].若要解決以上問題還需要大量深入的研究.

2.2.2 其他非線性無力場的重建方法

由于上述日冕磁場外推方法中存在著諸多困難,有些學(xué)者開始嘗試發(fā)展利用日冕圖像和光球視向磁場來構(gòu)建非線性無力場的方法.這些方法只需用到光球磁場的徑向分量,因此橫向場的測量誤差對其影響較小.比如van Ballegooijen[77]提出的“磁通量繩插入法”,該方法通過在活動區(qū)的勢場模型中插入磁通量繩后應(yīng)用磁摩擦弛豫法獲得非線性無力場[47],所得到的磁場模型由觀測的非勢結(jié)構(gòu)(如暗條、紐纏或剪切的日冕弧、冕穴等)來制約.這種方法的優(yōu)點是:因為不需要矢量磁場觀測,所以應(yīng)用范圍較廣;最適模型的磁力線與觀測的日冕非勢結(jié)構(gòu)符合較好.這種方法非常靈活,不僅可以構(gòu)建與日冕觀測相符的磁場模型,還可以提供所構(gòu)建的磁場位形的穩(wěn)定性等信息.這種方法的缺點是采用了試差法,所以耗時很長.而且這種方法的最適模型受觀測的日冕圖像制約,因此可能與觀測的光球矢量磁場有差距.“磁通量繩插入法”被廣泛應(yīng)用于研究含有暗條的活動區(qū)[78?82]、S形活動區(qū)的磁場結(jié)構(gòu)[83?85]以及極區(qū)寧靜日珥[86?87].這些研究表明當(dāng)耀斑前磁場中磁通量繩的軸向場(axial flux)接近不穩(wěn)定性閾值時該活動區(qū)會產(chǎn)生爆發(fā)耀斑;反之會產(chǎn)生約束耀斑.通過3維日冕磁場模擬我們可以更好地理解耀斑觸發(fā)機制.

此外,Malanushenko等[64]提出了準(zhǔn)Grad-Rubin法,即磁場外推和電流插補的混合.該方法首先將觀測的冕環(huán)假設(shè)為α是常數(shù)的磁力線,而且不同的冕環(huán)α值不同.該方法采用了修改版的Wheatland & Regnier程序[88],在一個準(zhǔn)Grad-Rubin方法中將沿著近似弧軌道的α近似值作為體積的限制.這種方法可以很好地重建較大尺度的日冕結(jié)構(gòu),比如電流結(jié)構(gòu)、磁力線形狀以及磁力線的連接等,但不能重建日冕精細結(jié)構(gòu).

3 日冕磁場重建的應(yīng)用

3.1 耀斑的能量積累和釋放

盡管日冕磁場外推過程中存在諸多困難,近10 yr來非線性無力場模型已經(jīng)逐漸被廣泛應(yīng)用到太陽爆發(fā)活動的研究中.耀斑和CME等太陽爆發(fā)現(xiàn)象是一個快速的能量釋放過程,期間日冕磁場能量有效地轉(zhuǎn)化為等離子體的動能和熱能以及加速粒子的非熱能.磁場自由能Efree指的是磁場總能量Etot中超出勢場能量Epot的那部分(Efree=Etot?Epot),通常認(rèn)為自由能是能為太陽爆發(fā)提供的磁場能量的上限.通過持續(xù)的磁通量浮現(xiàn)[89],包含剪切或紐纏運動在內(nèi)的光球表面運動[90],或者兩者驅(qū)動的低層大氣磁重聯(lián)[91]等方式,日冕中的磁場能量逐漸得以積累.Su等[80]對一個衰退活動區(qū)的非線性無力場研究發(fā)現(xiàn)耀斑前磁場自由能的積累伴隨著小幅度的磁流浮現(xiàn)和磁對消現(xiàn)象.活動區(qū)AR 11158的磁場外推結(jié)果表明,在大耀斑之前的磁流浮現(xiàn)期間,位于較低的S形暗條附近的電流和磁場自由能大幅增加[92].該活動區(qū)的磁場自由能最大為2.6×1032erg,約50%的自由能儲存在光球表面以上6 Mm以下的高度范圍內(nèi).

Bleybel等[93]利用Grad-Rubin外推法構(gòu)建對活動區(qū)AR 7912的非線性無力場模型與Yohkoh衛(wèi)星觀測的軟X射線圖像大致相符.與線性無力場和勢場相比,非線性無力場模型與觀測符合更好.研究還發(fā)現(xiàn)耀斑爆發(fā)伴隨著磁場儲能減少現(xiàn)象.Regnier等[94]利用Grad-Rubin外推法研究活動區(qū)AR 8151時發(fā)現(xiàn),該活動區(qū)儲存的磁場自由能不足以發(fā)動一個耀斑.利用最優(yōu)化磁場外推法,Thalmann和Wiegelmann[95]及Thalmann等[96]發(fā)現(xiàn)活動區(qū)AR 10960一個小的C級耀斑開始前非線性無力場中的能量比勢場的能量高出5%.然而在活動區(qū)AR 10540一個大的M級耀斑開始前非線性無力場中的能量比勢場的能量高出60%.上述研究表明活動區(qū)的非線性無力場模型中的磁場自由能足以(不足以)發(fā)動一個耀斑時,觀測中確實有(沒有)耀斑產(chǎn)生,而且活動區(qū)的相對磁場自由能(相對于勢場能量)越多,越易產(chǎn)生較大級別的耀斑.Jing等[97]和Su等[98]的大樣本統(tǒng)計研究表明,非線性無力場中的磁場自由能與軟X射線的耀斑指數(shù)正相關(guān),在耀斑預(yù)報方面磁場自由能比活動區(qū)磁通量稍準(zhǔn)確些.Aschwanden[99]發(fā)現(xiàn)磁場自由能與一些最大級別的耀斑的Geostationary Satellite(GOES)流量之間存在指數(shù)關(guān)系.

不同活動區(qū)的非線性無力場研究證實耀斑的產(chǎn)生伴隨磁場自由能釋放,但是不同方法估算出的釋放自由能的數(shù)值有偏差[75,100].觀測矢量磁圖的不確定性會導(dǎo)致我們低估實際磁場能量值[101].Sun等[92]發(fā)現(xiàn)在長達1 h的X級耀斑期間,自由能降幅為0.3×1032erg,顯然低估了實際的能量損失.圖1顯示4個X級耀斑非熱輻射光變曲線及相關(guān)的磁場自由能(非線性無力場外推結(jié)果)和磁通量隨時間的演化.如圖1所示,在非熱耀斑輻射峰值之前15 min內(nèi)該活動區(qū)磁場自由能開始顯著下降,其中3個事件的磁場自由能在硬X射線峰值之后停止下降.結(jié)果表明耀斑磁重聯(lián)開始之前日冕磁能釋放就已經(jīng)開始了[102].Jiang等[103]發(fā)現(xiàn)磁繩部分爆發(fā)前磁場自由能的高度顯著上升,大致位于2–8 Mm高度范圍內(nèi).爆發(fā)后,自由能的分布范圍縮小而且急劇向下收縮.Liu等[104]發(fā)現(xiàn)耀斑前磁通量繩紐纏數(shù)的增加并未對活動區(qū)磁場自由能產(chǎn)生任何影響,然而耀斑后磁繩紐纏數(shù)的衰減與自由能的逐步下降對應(yīng).與爆發(fā)中釋放的能量相比,觸發(fā)爆發(fā)有關(guān)的額外自由能較少且位于局部區(qū)域內(nèi).康凱峰等[105?106]發(fā)現(xiàn)耀斑的前相和脈沖相分別對應(yīng)于活動區(qū)磁自由能的緩慢釋放和快速釋放階段.活動區(qū)自由能在耀斑衰減相的前期表現(xiàn)為緩慢釋放,在后期通常會停止釋放并逐步升高.

3.2 爆發(fā)前的磁場拓撲結(jié)構(gòu)及形成

大量活動區(qū)的非線性無力場研究發(fā)現(xiàn),耀斑前活動區(qū)存在一個[79,81,92]或多個紐纏程度不一的磁通量繩[80,107?110],這些磁繩在局部區(qū)域內(nèi)還可能出現(xiàn)雙層或多層結(jié)構(gòu)[107?108,111?112],如圖2所示.Liu等[111]發(fā)現(xiàn)準(zhǔn)同源CME可來自活動區(qū)中同一中性線或不同中性線的磁繩.Awasthi等[112]發(fā)現(xiàn)一個含多個分支的復(fù)雜磁繩系統(tǒng)及其內(nèi)部的磁重聯(lián).部分研究發(fā)現(xiàn)耀斑前活動區(qū)磁通量繩和剪切磁拱共存.在相同螺度的磁場中,磁繩和磁拱易產(chǎn)生相反手性的暗條足點和倒鉤(barb)[110?111].

膨脹土邊坡降雨失穩(wěn)后的邊坡立面圖如圖4所示。由于發(fā)生牽引式滑坡，失穩(wěn)后的膨脹土邊坡表現(xiàn)出了明顯的坡頂塌陷和坡腳隆起現(xiàn)象。此時，數(shù)值計算結(jié)果也同離心模型試驗結(jié)果保持了較好的一致性。

圖1 4個活動區(qū)的磁場自由能(黑色)和磁通量(橘色)的時變曲線.灰色曲線表示耀斑非熱輻射隨時間的變化,單位任意.這些光變曲線分別對應(yīng)Yohkoh衛(wèi)星的硬X射線(53–93 keV,a),OVSA的微波(10 GHz,b),RHESSI的硬X射線(c–d).圖中綠色線段標(biāo)示出耀斑前15 min內(nèi)磁場自由能的下降趨勢.磁場自由能的誤差由誤差棒表示.該圖出自Jing等[102].Fig.1 Temporal variation of the free magnetic energy(Efree,black diamond)and the photosphere magnetic flux(orange)of four active regions.The gray curves indicate the flare nonthermal emission in arbitrary units.They are Yohkoh hard X-ray light curve in the 53–93 keV H channels(panel a),OVSA microwave 10 GHz light curve(panel b),and RHESSI hard X-ray 50–100 keV light curve(panels c and d).The green lines indicate the decreasing trend of Efree～15 minutes prior to the flares.The error bars indicate the uncertainties in Efree.Curtesy of Jing et al.[102].

圖2 觀測暗條和模擬磁通量繩的對比.(a)–(c)有著顯著紐纏結(jié)構(gòu)的左邊和右邊暗條的New Vacuum Solar Telescope(NVST)Hα圖像,和Solar Dynamics Observatory上的Atmospheric Imaging Assembly(SDO/AIA)94?A波段觀測的長亮弧.(d)–(f)表征左右兩個暗條以及長亮弧的模型磁力線.該圖出自Li等[108].Fig.2 Comparison between observed filaments and model flux ropes.(a)–(c)New Vacuum Solar Telescope(NVST)Hαimages of the left and right filaments with a clear twist structure,and Atmospheric Imaging Assembly on board of Solar Dynamics Observatory(SDO/AIA)94?A image with a bright long loop.(d)–(f)Selected model field lines representing the left and right filaments,as well as the bright long loop are overlaid on images corresponding to those in the top row.Curtesy of Li et al.[108].

通過Grad-Rubin外推法、磁流體力學(xué)弛豫法以及最優(yōu)化等不同外推法的研究均發(fā)現(xiàn)非線性無力場模型與觀測的S形結(jié)構(gòu)或蛇形結(jié)構(gòu)在形態(tài)上一致[91,113?114].部分研究發(fā)現(xiàn)磁繩不是整體從光球下面浮現(xiàn)出來,而是在伴隨磁浮現(xiàn)的光球剪切或旋轉(zhuǎn)流動的驅(qū)動下在日冕中形成的.磁對消是Sigmoid磁繩形成的主要機制[103,115].Savcheva等[115]發(fā)現(xiàn)對大部分由“磁通量繩插入法”構(gòu)建的模型而言,磁繩的軸向和極向磁通量的總和占對消的磁通量的60%–70%,相當(dāng)于活動區(qū)總磁通量的30%–50%.磁通量的測量以及磁場結(jié)構(gòu)的研究表明活動區(qū)首先形成一個具有強軸向場的剪切磁拱,然后隨著磁對消進而形成較長的S形磁力線.此外,S形磁力線的磁凹陷位于磁對消的區(qū)域,磁場自由能主要匯聚于此處.耀斑亮點和耀斑弧與最強的磁對消位置處形成的多X-線拓撲結(jié)構(gòu)相符.通過對活動區(qū)AR 11158長達5 d內(nèi)的磁場和能量隨時間的演化研究,Sun等[92]發(fā)現(xiàn)磁流浮現(xiàn)和強剪切運動形成了4極黑子的復(fù)雜磁結(jié)構(gòu),從而產(chǎn)生包括24活動周中的第1個X級耀斑在內(nèi)的多個重大事件.

3.3 爆發(fā)的觸發(fā)和演化

研究發(fā)現(xiàn),如果磁繩進入Torus不穩(wěn)定區(qū)域,就會觸發(fā)爆發(fā)[15,18].利用“磁通量繩插入法”對幾個活動區(qū)的非線性無力場研究發(fā)現(xiàn),爆發(fā)前活動區(qū)通常存在一個強剪切弱紐纏的磁通量繩.如果磁繩中的軸向磁通量(axial flux)達到不穩(wěn)定性的閾值,該磁繩將變得不穩(wěn)定而成功爆發(fā),反之磁繩將保持穩(wěn)定[79?81,83].Jiang等[103]發(fā)現(xiàn)磁繩形成后逐漸上升到Torus不穩(wěn)定性區(qū)域,禿斑(bald patch)分界線表面也逐漸發(fā)展為S形結(jié)構(gòu).Torus不穩(wěn)定性驅(qū)動的磁繩膨脹和禿斑的固結(jié)效應(yīng)將磁繩分裂為兩部分,上部分拋射出去,下部分留在耀斑后弧下方.一個爆發(fā)一般由多種機制觸發(fā)產(chǎn)生,在X2.1級耀斑(SOL2011-09-06T22:12)過程中,除Torus不穩(wěn)定性以外,磁重聯(lián)將磁繩分為兩部分,磁繩上方零點處的磁爆破(breakout)重聯(lián)也有助于磁繩的最終拋射.Su等[87]發(fā)現(xiàn)一個極區(qū)爆發(fā)暗條快速上升相開始時,冕穴中心(代表磁繩的中心)高度處的磁場衰減指數(shù)(decay index,約為1±0.2)已經(jīng)達到Torus不穩(wěn)定性的閾值.James等[116]發(fā)現(xiàn)SOL2012-06-14耀斑前,該活動區(qū)的磁繩最高達到光球以上150 Mm的高度,磁繩的中心處的磁場衰減指數(shù)也已達到Torus不穩(wěn)定性的閾值,如圖3所示.

圖3 平行(左圖)和垂直于(右圖)磁通量繩中心的衰減因子分布圖.磁繩中心的衰減因子為1.8.該圖出自James等[116].Fig.3 The decay index is computed in slices along(left)and perpendicular(right)to the flux rope axis.The decay index at the center of the flux rope is≈1.8.Curtesy of James et al.[116].

活動區(qū)AR 11817磁繩的峰值紐纏數(shù)(twist number)在耀斑前半小時內(nèi)會增加,而耀斑峰值后會下降,表明磁繩的kink不穩(wěn)定性是所研究耀斑的主要觸發(fā)機制.磁繩紐纏數(shù)可以作為一個預(yù)報爆發(fā)開始以及空間天氣的有用參數(shù)[104].活動區(qū)AR 12017的一些耀斑主要是由發(fā)生一系列部分爆發(fā)的磁繩的kink不穩(wěn)定性觸發(fā)的.與其他參數(shù)相比,磁繩的最大紐纏數(shù)的變化與耀斑的觸發(fā)相關(guān)性更加緊密[117].一個4極活動區(qū)的相繼暗條爆發(fā)的磁場模擬研究發(fā)現(xiàn)左邊的暗條在kink不穩(wěn)定性觸發(fā)下率先爆發(fā),該爆發(fā)所致的上方束縛磁場減弱是右邊暗條爆發(fā)的誘因[108].Sun等[118]發(fā)現(xiàn),與耀斑和CME均豐富的活動區(qū)相比,耀斑豐富但CME極少的超大活動區(qū)AR 12192擁有核心磁場非勢性較弱,上方束縛磁場較強,而且與耀斑相關(guān)的磁場變化較少等幾個特征.Chintzoglou等[119]發(fā)現(xiàn)一個磁繩在上升過程中與周圍磁場發(fā)生相互作用而破壞,產(chǎn)生冷等離子體的下降流動以及彌散的類似“cusps”的熱日冕結(jié)構(gòu),從而導(dǎo)致爆發(fā)失敗.

QSL是3維磁結(jié)構(gòu)中磁力線連接性發(fā)生顯著改變的區(qū)域,觀測表明它們通常和耀斑帶空間位置相符[120].這是因為磁準(zhǔn)分界層處易形成電流片,重聯(lián)加速的粒子可以沿著QSL轟擊低層大氣[121?122].磁繩的形成及加熱可能與QSL處的磁重聯(lián)有關(guān)[110].活動區(qū)AR 12017耀斑前包裹磁繩的封閉QSL變化緩慢,而耀斑后QSL急劇縮小[117].活動區(qū)AR 11967第1個M級耀斑開始10 h前局部區(qū)域內(nèi)已經(jīng)儲存了足夠的磁場自由能,1 h后這個局部區(qū)域內(nèi)的QSL開始逐漸形成.QSL的形成過程與光球現(xiàn)有的磁通量和正在浮現(xiàn)的磁通量的橫向運動有關(guān),而且一條耀斑帶與QSL的位置相符.該研究表明,耀斑的產(chǎn)生前提是事先儲存有自由能的非勢場中QSL的形成[123].Guo等[110]發(fā)現(xiàn)致密耀斑是由持續(xù)磁螺度注射引起的較大磁壓縮因子(Squashing factor,Q)值的QSL處的磁重聯(lián)誘發(fā)的.

Savcheva等[124]研究了7個雙帶耀斑的磁場拓撲結(jié)構(gòu)的演化,發(fā)現(xiàn)對所有耀斑而言,QSL圖與日冕以及色球等低層大氣中的耀斑帶,在位置、尺度和形狀等多方面均符合較好.相比與磁繩相關(guān)的彎曲部分,兩個J形耀斑帶直的部分與QSL符合更好.通常認(rèn)為彎曲部分對應(yīng)磁繩足點,符合較差是因為爆發(fā)過程的磁重聯(lián)對磁繩中的磁通量有重要貢獻[125?126],而無力場外推或磁繩插入法均難以定量計入這些貢獻.Zhao等[127]利用Grad-Rubin方法來模擬一個Sigmoid活動區(qū)AR 12158也得出與上述工作一致的結(jié)論,耀斑帶相關(guān)的磁繩QSL足點與“新3維耀斑模型”中倒立淚珠形日冕QSL及其下方存在雙曲通量管(Hyperbolic Flux Tube,HFT)一致.康凱峰等[105?106]發(fā)現(xiàn)磁場外推結(jié)果計算得到的QSL在色球和日冕中的位置和相應(yīng)高度觀測到的耀斑帶的位置符合較好,各層次的QSL與相應(yīng)層次的耀斑亮帶在時間上也有近乎一致的演化行為,這凸顯了QSL理論在3維磁重聯(lián)和耀斑研究中的作用.Savcheva等[128]進一步利用“磁通量繩插入法”構(gòu)造的不穩(wěn)定模型來研究3個活動區(qū)的耀斑帶的演化.研究發(fā)現(xiàn)在耀斑雙帶分離階段,來自重聯(lián)區(qū)的能量沿著磁繩的QSL流動與整個耀斑過程中耀斑帶的動態(tài)演化符合很好.以前的研究普遍認(rèn)為QSL是靜態(tài)的并不隨時間而變化,而該研究表明隨時間變化的耀斑帶總是與隨時間變化的QSL的位置相符,如圖4所示.耀斑帶在弱磁場區(qū)域的運動比在強磁場區(qū)域運動速度快是因為磁重聯(lián)率與所經(jīng)過區(qū)域的磁通量有關(guān).該研究表明我們可以用“磁通量繩插入法”構(gòu)建的準(zhǔn)不穩(wěn)定模型來預(yù)測耀斑帶的位置和分離過程.

通常認(rèn)為,耀斑帶是磁重聯(lián)加速的粒子束在低層大氣沿磁分界線(separatrix)或QSL足點的響應(yīng).如果磁重聯(lián)發(fā)生在日冕3維磁零點處(Null),圓頂狀的扇形表面足點將會勾勒出一個封閉的準(zhǔn)圓形帶.有關(guān)準(zhǔn)圓形耀斑的多項磁場研究發(fā)現(xiàn),這些活動區(qū)磁場結(jié)構(gòu)均為扇形-脊線(fan-spine)位形.部分事件初始重聯(lián)發(fā)生在磁零點[80,129],其他事件起始于扇形圓頂下方的磁繩或微暗條爆發(fā)[103,130].Masson等[131]的觀測發(fā)現(xiàn)準(zhǔn)圓形耀斑帶按逆時針方向順序增亮,與脊線(spine)相關(guān)的耀斑帶是細長的.作者進而對該活動區(qū)進行了勢場外推并以勢場模型為基礎(chǔ)對該事件展開了低β值的阻尼(resistive)磁流體力學(xué)模擬.研究發(fā)現(xiàn)不對稱勢場模型中就存在磁零點位形,磁零點處的重聯(lián)前后,所有磁力線都在QSL處經(jīng)歷了滑動或快速滑動磁重聯(lián).Sun等[129]發(fā)現(xiàn)一個非徑向爆發(fā)與磁爆破噴流(blowout jet)相似,爆發(fā)早期的倒Y形結(jié)構(gòu)與非線性無力場中磁零點(9 Mm)上方的開放磁力線有關(guān).該爆發(fā)之所以是非徑向可能源于上方的傾斜磁弧和各向異性的磁壓.

圖4 SOL2010-04-08耀斑事件中不同時刻觀測圖像和QSL圖像的合成圖.6張觀測圖像顯示出耀斑帶隨時間的演化,QSL圖像來自于迭代過程中間隔為20000次的6個不同時刻.此處的電流為歸一化后的電流,最大值為1.該圖出自Savcheva等[128].Fig.4 QSL maps overlaid on six different images of the flare ribbons in the SOL2010-04-08 flare.The images are taken at six consecutive times showing the progression of the ribbons in the region.The QSL maps are taken at six different moments in the iteration procedure spaced by 20000 iterations.The current is in normalized units,where the maximum of the current is 1.Courtesy of Savcheva et al.[128].

Wang和Liu[132]研究了5個伴隨爆發(fā)日浪和/或遠程增亮(remote brightenings)現(xiàn)象的準(zhǔn)圓形耀斑,并基于Masson等[131]和Pariat等[133]的模擬結(jié)果提出一個含有準(zhǔn)圓形耀斑、遠程增亮和日浪3種現(xiàn)象的概念圖像,如圖5所示.與內(nèi)部脊線相關(guān)的耀斑帶的“往返”運動對應(yīng)著磁重聯(lián)朝向和遠離磁零點滑動的過程.而遠程增亮的峰值時間比準(zhǔn)圓形耀斑的峰值大約晚1 min可以歸因于QSL內(nèi)部的磁重聯(lián)向磁零點滑動的過程.而日浪發(fā)生在遠程增亮之后暗示著準(zhǔn)同時的磁拓撲的變化.這些觀測第1次揭示了日冕中外部脊線的打開和閉合過程.Liu等[25]發(fā)現(xiàn)一個部分暗條爆發(fā)中,部分暗條物質(zhì)沿著暗條腿部落回太陽表面,另一部分物質(zhì)沿著一個呈扇形展開的簾幕狀結(jié)構(gòu)落到遠處耀斑帶.該區(qū)域有兩個聯(lián)合的圓頂形結(jié)構(gòu),其中一個圓頂下方的暗條爆發(fā)引發(fā)了該圓頂足點處的主要耀斑帶,遠處耀斑帶位于另一個圓頂形結(jié)構(gòu)的遠側(cè)足點.作者認(rèn)為爆發(fā)暗條和上方QSL的相互作用引發(fā)了暗條的分裂和瓦解.Li等[134]研究兩個相繼發(fā)生的準(zhǔn)圓形耀斑時提出一個扇形-脊線位形中成功產(chǎn)生兩次耀斑帶和多個微暗條爆發(fā)的準(zhǔn)圓形耀斑的復(fù)合模型.Su等[109]對高分辨率觀測的拱形纖維系統(tǒng)(Arch Filament System)進行了深入觀測研究和磁場建模,如圖6所示.該結(jié)構(gòu)四周環(huán)繞著時而增亮的準(zhǔn)圓形耀斑帶,利用兩種重建方法構(gòu)造的日冕磁場模型均表明該區(qū)域含有多條極性不同的磁通量繩,耀斑的各種宏觀和精細結(jié)構(gòu)均與該區(qū)域的復(fù)雜磁拓撲結(jié)構(gòu)相關(guān).與大部分準(zhǔn)圓形耀斑不同之處在于,該活動區(qū)并不存在磁零點結(jié)構(gòu).

圖5 闡述3維磁零點拓撲結(jié)構(gòu)中圓形耀斑、噴流和遠程增亮之間關(guān)系的概念圖像,該圖像建立在Masson等[131](M09)和Pariat等[133](P10)兩個工作的基礎(chǔ)之上.該圖出自Wang和Liu[132].Fig.5 Schematic picture demonstrating the relationship among circular flare ribbons,jets,and remote brightenings in a 3D null-point magnetic topology,based on and combining the modeling results of Masson et al.[131](M09)and Pariat et al.[133](P10).Courtesy of Wang & Liu[132].

Liu等[24]研究一個特殊位形的X級耀斑時發(fā)現(xiàn),該活動區(qū)的磁場結(jié)構(gòu)主要由一個T形雙曲流管(HFT)分開的兩組剪切磁拱組成.其中一組磁拱下方含有一個與暗條對應(yīng)的磁繩.另一組磁拱下方的磁流浮現(xiàn)觸發(fā)了耀斑,而長期的衰減相中耀斑帶和耀斑弧的結(jié)構(gòu)和演化由事先存在的HFT和磁繩來支配,觀測中的cusp形結(jié)構(gòu)是由HFT上方的QSL決定的.Liu等[26]對活動區(qū)AR 11967產(chǎn)生的系列X形耀斑帶的研究發(fā)現(xiàn),該X結(jié)構(gòu)是由一個雙曲流管的兩個QSL的相互作用所致,而且HFT內(nèi)部含有一個連接雙零點的磁分界線.非線性無力場研究顯示HFT處形成一個電流層,而且該處的電流耗散產(chǎn)生的沿磁力線的熱傳導(dǎo)與觀測的X形耀斑帶相符.Gou等[27]發(fā)現(xiàn)在耀斑衰減相冕環(huán)沿HFT的滑動.這些結(jié)果強調(diào)HFT結(jié)構(gòu)在3維磁重聯(lián)中的關(guān)鍵作用,對天體物理和實驗室等離子體的研究有重要意義.

圖6 2015年8月7日拱形纖維系統(tǒng)(AFS)的非線性無力場外推模型(左),“磁通量繩插入法”構(gòu)建的紐纏磁繩模型(中)和剪切磁拱模型(右).第1排顯示疊加有圍繞著拱形纖維系統(tǒng)的準(zhǔn)圓形高Q值線處選取的磁力線非線性無力場模型的光球lg Q圖像.第2排展示疊加有顯著紐纏的磁力線的非線性無力場模型的光球磁紐纏圖像,其中粉紅色和綠色分別表示正紐纏和負紐纏.該圖出自Su等[109].Fig.6 The NLFFF models from extrapolations(left row),models with twisted flux ropes(middle row),and sheared arcades(right row)constructed by using the flux rope-insertion method for the arch filament system(AFS)on 2015 August 7.The top panels show selected field lines traced from the semicircular high-Q line that surrounds the AFS of interest overlaid on the photospheric maps of lg Q.The bottom panels present photospheric maps of magnetic twist derived from the NLFFF models superimposed with selected field lines with a significant magnetic twist.Field lines of positive(negative)twist are indicated in magenta(green).Courtesy of Su et al.[109].

3.4 寧靜區(qū)和極區(qū)暗條的磁場結(jié)構(gòu)

寧靜區(qū)和極區(qū)的磁場較弱導(dǎo)致矢量磁場的測量精確度偏低,基于光球矢量磁場觀測的非線性無力場外推結(jié)果很難與觀測相符.因此,目前對寧靜區(qū)和極區(qū)暗條的磁場模擬研究工作較少.利用“磁通量繩插入法”,我們對多個寧靜區(qū)或極區(qū)暗條進行日冕磁場重建,發(fā)現(xiàn)所研究的寧靜暗條均由磁通量繩支撐,但磁繩的紐纏程度強弱不一,有的較弱[135?136](圖7),有的較強[86?87](圖8).支撐暗條的磁凹陷高度最高可達70 Mm,磁場強度范圍自寧靜區(qū)的4.5 Gs到活動區(qū)的40 Gs[86].Su等[137]構(gòu)造的磁場模型的磁凹陷位置和高度與觀測的日珥位置和高度一致,然而該模型無法重現(xiàn)觀測中的準(zhǔn)豎直暗條纖維結(jié)構(gòu).統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn)暗條通道兩側(cè)的日冕結(jié)構(gòu)存在不對稱性.磁場模擬研究表明通道一側(cè)的亮彎曲結(jié)構(gòu)與進入磁繩中的磁力線對應(yīng),而且色球物質(zhì)可以通過這些磁力線為暗條注入物質(zhì),而另一側(cè)較暗的直線結(jié)構(gòu)與磁繩上方束縛磁繩的磁力線對應(yīng).利用CESE(conservation-element and solution-element)-MHD(magnetohydrodynamics)-NLFFF(nonlinear force-free magnetic field)方法,Jiang等[138]首次以光球矢量磁場觀測為基礎(chǔ)成功重建了一個大尺度活動區(qū)和寧靜區(qū)之間的中間型(intermediate)暗條的磁場模型.該模型含有一個弱紐纏的磁通量繩,磁繩的磁凹陷與觀測的暗條及暗條倒鉤結(jié)構(gòu)吻合.

圖7 2016年1月26日一個寧靜暗條的觀測和最適非線性無力場模型的對比.左右兩列背景分別為Big Bear Solar Observatory(BBSO)/Hα和SDO/AIA 193?A圖像.第2排左圖中磁力線凹陷用藍色表示,顏色的深淺對應(yīng)磁凹陷位置的高度.紅色和綠色等值線代表SDO/HMI提供的極性為正或負的磁極.該圖出自Luna等[135].Fig.7 Comparison between observations and the best-fit magnetic field model for a quiescent filament on 2016 January 26.The left and right columns present Big Bear Solar Observatory(BBSO)/Hαand SDO/AIA 193?A images,respectively.The images in the bottom row are overlaid with field line dips(blue features in panel(c))and selected field lines(colored lines in panel(d))from the best-fit model.The blue color code in panel(c)indicates the heights of the position of dips in the field lines,i.e.,sites where the field lines are locally horizontal and curved upward.The heights are measured in Mm from the solar surface.Red and green contours represent positive and negative magnetic polarities measured with SDO/HMI.Courtesy of Luna et al.[135].

4 總結(jié)與展望

不同活動區(qū)的非線性無力場研究證實耀斑的產(chǎn)生伴隨磁場自由能釋放,但是不同方法估算出的磁場自由能的數(shù)值有偏差,而且觀測矢量磁圖的不確定性會導(dǎo)致我們低估實際磁場能量值.雖然所得自由能數(shù)值的準(zhǔn)確性仍有待提高,利用非線性無力場重建來研究活動區(qū)磁場自由能方面仍取得一些進展.活動區(qū)的非線性無力場模型中的磁場自由能足以(不足以)發(fā)動一個耀斑時,觀測中確實有(沒有)耀斑產(chǎn)生,而且活動區(qū)的相對磁場自由能(相對于勢場能量)越多,越易產(chǎn)生較大級別的耀斑.統(tǒng)計研究得出非線性無力場中的磁場自由能與軟X射線的耀斑指數(shù)正相關(guān).隨著耀斑的進行活動區(qū)磁場自由能也發(fā)生一些顯著變化,如在耀斑峰值前15 min開始下降,在硬X射線輻射峰值之后停止下降.研究還發(fā)現(xiàn)耀斑前相和脈沖相分別對應(yīng)于活動區(qū)磁場自由能的緩慢釋放和快速釋放階段.

大量活動區(qū)的非線性無力場研究發(fā)現(xiàn),耀斑前活動區(qū)存在一個或多個紐纏程度不一的磁通量繩,這些磁繩在局部區(qū)域內(nèi)還可能出現(xiàn)雙層或多層結(jié)構(gòu).部分研究發(fā)現(xiàn)耀斑前活動區(qū)磁通量繩和剪切磁拱共存.大量研究表明這些非勢磁場結(jié)構(gòu)并不是整體從光球下面浮現(xiàn)出來,而是在伴隨磁浮現(xiàn)的光球剪切或旋轉(zhuǎn)流動的驅(qū)動下在日冕中形成的.磁對消是Sigmoid磁繩形成的主要機制.非線性無力場研究發(fā)現(xiàn)不同事件的觸發(fā)機制不同.部分研究表明起初磁繩由于各種原因緩慢上升,一旦進入Torus不穩(wěn)定性區(qū)域磁繩就會快速上升.部分研究發(fā)現(xiàn)耀斑的產(chǎn)生與磁繩的扭折不穩(wěn)定性有關(guān),而且在耀斑前磁繩的紐纏數(shù)增加.QSL是3維磁結(jié)構(gòu)中磁力線連接性發(fā)生顯著改變的區(qū)域,觀測表明它們通常和耀斑帶空間位置相符.利用“磁通量繩插入法”對多個雙帶耀斑的磁場拓撲結(jié)構(gòu)的研究表明隨時間變化的耀斑帶總是與隨時間變化的QSL的位置相符.大量研究表明準(zhǔn)圓形耀斑帶及遠程增亮現(xiàn)象與扇形–脊線位形的磁場結(jié)構(gòu)中QSL處的滑動磁重聯(lián)和磁零點處的磁重聯(lián)有關(guān).這些工作凸顯了QSL理論在3維磁重聯(lián)和耀斑研究中的重要作用.

圖8 2012年3月12日一個極區(qū)暗條的觀測和4個磁場模型的對比.第1、2、3行的背景分別為SDO/AIA觀測的171?A、193?A圖像,和Solar TErrestrial RElations Observatory-B(STEREO-B)提供的171?A圖像.彩色曲線和藍色區(qū)域分別對應(yīng)4個不同模型中的磁力線和磁凹陷.紅色和綠色等值線表征SDO/HMI(Helioseismic and Magnetic Imager)提供的極性為正或負的光球磁場分布.該圖出自Su等[87].Fig.8 Comparison of four magnetic field models with observations of a polar crown prominence on 2012 March 12.The background images in the first,second,and third rows are observed at 171 and 193?A by SDO/AIA and at 171?A by Solar TErrestrial RElations Observatory-B(STEREO-B),respectively.The color curves and blue features refer to the selected magnetic field lines and field-line dips from four different models.The red and green contours show the observed SDO/HMI(Helioseismic and Magnetic Imager)photospheric flux distribution.Courtesy of Su et al.[87].

利用“磁通量繩插入法”的非線性無力場研究發(fā)現(xiàn)爆發(fā)前活動區(qū)通常存在一個強剪切弱紐纏的磁繩,如果磁繩中軸向磁通量達到不穩(wěn)定性閾值,該磁繩將變得不穩(wěn)定而成功爆發(fā),反之磁繩將保持穩(wěn)定.該方法構(gòu)建的不穩(wěn)定模型作為初始條件進行磁流體力學(xué)模擬可以研究整個太陽爆發(fā)過程中的能量存儲和釋放[107,139].由觀測驅(qū)動/制約的磁流體力學(xué)模擬來研究太陽爆發(fā)是目前太陽物理中的一個重要前沿方向[140?144].基于觀測手段的限制,目前對寧靜暗條的磁場結(jié)構(gòu)研究工作較少,初步的磁場重建表明寧靜暗條是由紐纏程度或強或弱的磁通量繩支撐.寧靜日珥觀測中的龍卷風(fēng)現(xiàn)象、準(zhǔn)豎直的精細纖維結(jié)構(gòu)以及日珥/暗條觀測中的各種旋轉(zhuǎn)現(xiàn)象等尚未解開的謎團也亟需基于觀測的磁流體力學(xué)模擬研究.

以上研究表明要理解太陽爆發(fā)中的各種觀測現(xiàn)象,日冕磁場的精確測量至關(guān)重要.因此,中國太陽物理界提出了地基中國巨型望遠鏡(CGST)和日冕磁學(xué)望遠鏡(COSMOC)的計劃[145].由CGST提供的高空間、高時間分辨率的光球矢量磁場的測量可以幫助我們構(gòu)建更準(zhǔn)確的日冕磁場.COSMO-C提供的低日冕磁場觀測可以更好地制約日冕磁場模型.中國太陽物理領(lǐng)域的第1顆天基太陽衛(wèi)星ASO-S已經(jīng)正式立項[146],主要載荷包括:全日冕矢量磁像儀、硬X射線/γ射線望遠鏡、寬視場日冕儀和日冕成像儀.國際上正在研制的一批先進地基望遠鏡(如Daniel K Inouye太陽望遠鏡,DKIST)和空間衛(wèi)星(如Parker Solar Probe Plus,Solar Orbiter)上均搭載有太陽磁場的觀測設(shè)備.總而言之,更精確的日冕磁場的測量和構(gòu)建可以:(1)提高我們對耀斑和日冕物質(zhì)拋射的觸發(fā)機制以及能量積累和釋放等問題的認(rèn)知.研究電流螺度和磁場螺度的演化在理解耀斑能量積累和釋放的過程中起著非常重要的作用[147];(2)有助于更好地理解活動區(qū)的穩(wěn)定性:為什么有些活動區(qū)產(chǎn)生耀斑,而另外一些活動區(qū)卻沒有耀斑產(chǎn)生?對耀斑頻發(fā)和無耀斑兩類活動區(qū)中的磁場自由能和磁拓撲的時間演化的研究可以幫我們揭示耀斑能量儲存和釋放機制,也可能提供一個預(yù)測耀斑的工具[98];(3)加深我們對寧靜日珥精細纖維結(jié)構(gòu)和磁場結(jié)構(gòu)的理解.