衛(wèi)星黑子衰減觸發(fā)的噴流事件?

左子豪 李易 沙峻輝 周團(tuán)輝

(1 南京師范大學(xué)附屬中學(xué)南京210036)

(2 南京師范大學(xué)附屬中學(xué)樹人學(xué)校南京210036)

(3 中國科學(xué)院紫金山天文臺(tái)南京210033)

(4 中國科學(xué)院暗物質(zhì)和空間天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室南京210033)

1 引言

太陽光球?qū)雍穸却蠹s為500 km, 溫度平均為6000 K.光球?qū)又鲜?500 K的溫度極小區(qū).從溫度極小區(qū)再往外, 太陽外層大氣有反常的溫度分布.厚度約為2000 km的色球?qū)? 溫度從其底部的6000 K, 到色球上層增至幾萬開.而太陽最外層大氣, 日冕的溫度遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于低層大氣, 達(dá)到百萬開.更重要的是, 日冕層持續(xù)向外輻射高能輻射, 包括紫外、X射線等.因此, 日冕要維持百萬開的高溫, 必然需要一個(gè)穩(wěn)定的能量來源[1].然而, 直到今天, 這個(gè)能量來源仍然是一個(gè)謎.這就是太陽物理中著名的“日冕加熱”問題[2].一般認(rèn)為有幾種模式可以解決日冕加熱, 包括: 阿爾芬波的耗散[3–4]; 微耀斑[5–6]或日冕亮點(diǎn)的能量釋放[7–8].近幾年來, 噴流也被認(rèn)為是解決日冕加熱問題的關(guān)鍵[9–11].噴流可以通過向上噴發(fā)的熱等離子體, 直接把能量傳遞給高層大氣[12–13].噴流也會(huì)產(chǎn)生快速激波,通過耗散把能量轉(zhuǎn)換成日冕等離子體的熱能[14–18].

噴流是太陽外層大氣中的普遍現(xiàn)象, 在活動(dòng)區(qū)、寧靜區(qū)、冕洞和極區(qū)都有分布.根據(jù)觀測(cè)波段, 噴流可以分為Hα日浪[19–20]、紫外、極紫外噴流和X射線噴流[21–22]等.現(xiàn)在一般認(rèn)為噴流是微耀斑爆發(fā)引起的, 它們都具有相似的形態(tài), 底部是兩個(gè)或拱型足點(diǎn)源, 頂上是直或弧形物質(zhì)流, 共同組成倒Y結(jié)構(gòu).噴流與光球?qū)踊顒?dòng)有緊密聯(lián)系, 比如浮現(xiàn)黑子或磁流[23–24]、運(yùn)動(dòng)磁結(jié)構(gòu)[25]、衛(wèi)星黑子衰減或磁流對(duì)消[26]、微暗條爆發(fā)[27]等.根據(jù)觀測(cè)或數(shù)值模擬[28–29], 一般認(rèn)為噴流是浮現(xiàn)或運(yùn)動(dòng)磁極與已存在的相鄰反極性開放場(chǎng)或大尺度磁環(huán)重聯(lián)產(chǎn)生的.

噴流物理參數(shù)跨度很大, 尺度從幾十到幾百兆米, 速度在幾十到幾千公里每秒, 持續(xù)時(shí)間從幾分鐘到幾小時(shí), 溫度范圍從幾千到上百萬開[30–31].近年來, 在日出衛(wèi)星(Hinode)、SDO (Solar Dynamics Observatory)和界面區(qū)成像光譜儀(Interface Region Imaging Spectrograph, IRIS)等衛(wèi)星和GST (Goode Solar Telescope)、新真空太陽望遠(yuǎn)鏡(New Vacuum Solar Telescope, NVST)等地面望遠(yuǎn)鏡的高分辨率觀測(cè)中, 發(fā)現(xiàn)太陽低層大氣(過渡區(qū)及其以下的色球?qū)?要比以前預(yù)測(cè)的活躍, 充滿了各種尺度噴流活動(dòng), 比如I類、II類針狀體[9]、IRIS噴流[10,32]、色球?？麪顕娏鱗28,33]、HeI 10830 ?A日浪[13]等.這些小尺度低溫噴流往往與低層大氣磁重聯(lián)有直接關(guān)系.低層大氣磁重聯(lián)可以把色球低溫等離子體加熱到幾萬至十萬開, 甚至極少數(shù)能達(dá)到百萬開[21].被加熱的高溫等離子體攜帶能量噴發(fā)到高層大氣, 可以加熱日冕[11–12].

本文中, 我們利用衛(wèi)星和地面多波段高分辨率觀測(cè), 選擇2014年8月1日在活動(dòng)區(qū)12127邊緣爆發(fā)的一次噴流事件進(jìn)行分析.我們主要分析這次噴流事件的觸發(fā)過程和對(duì)日冕加熱的影響.文章第2節(jié)介紹觀測(cè)儀器和數(shù)據(jù), 第3節(jié)是事件分析, 最后是本文的結(jié)論和討論.

2 數(shù)據(jù)介紹

本文中, 我們主要利用當(dāng)前世界上最大口徑(1.6 m)的地面太陽光學(xué)望遠(yuǎn)鏡BBSO(Big Bear Solar Observatory)的GST[34]高分辨率氧化鈦(TiO,7057 ?A,光球?qū)?和Hα(色球?qū)?觀測(cè)數(shù)據(jù).TiO是分子譜線, 對(duì)溫度敏感, 用來觀測(cè)太陽光球時(shí)能夠得到米粒和米粒間暗徑高對(duì)比度的光球像,視場(chǎng)為75′′ ×75′′, 像元分辨率為0.034′′, 時(shí)間分辨率是15 s.GST的Hα觀測(cè)數(shù)據(jù)包括線心(6562.8 ?A)和線翼, 像元分辨率為0.029′′, 視場(chǎng)為74′′ ×62′′,時(shí)間分辨率為23 s.

我們也用到SDO衛(wèi)星的太陽大氣成像儀(AIA)[35]和日球磁場(chǎng)成像儀(HMI)[36]兩個(gè)載荷的全日面觀測(cè)數(shù)據(jù), 包括AIA的紫外和極紫外數(shù)據(jù)、HMI的視向磁場(chǎng)數(shù)據(jù)和連續(xù)譜數(shù)據(jù).AIA從7個(gè)極紫外和2個(gè)紫外波段對(duì)太陽進(jìn)行觀測(cè), 像元分辨率為0.6′′, 其中極紫外圖像的時(shí)間分辨率為12 s, 紫外圖像時(shí)間分辨率為24 s.HMI的視向磁場(chǎng)和連續(xù)譜圖像數(shù)據(jù)時(shí)空分辨率分別為45 s和0.6′′.由于同時(shí)使用了地面望遠(yuǎn)鏡與空間衛(wèi)星的觀測(cè)數(shù)據(jù), 因此不同儀器數(shù)據(jù)間需要經(jīng)過校準(zhǔn)處理, 校準(zhǔn)的主要參考對(duì)象為黑子和亮米粒群.我們利用HMI連續(xù)譜圖像和GST TiO圖像上的黑子作為特征來進(jìn)行校準(zhǔn), 校準(zhǔn)精度好于0.5′′.

3 結(jié)果

2014年8月1日, 活動(dòng)區(qū)12127北側(cè)邊緣同一位置重復(fù)爆發(fā)多次噴流.活動(dòng)區(qū)12127由幾個(gè)大黑子和周圍一些衛(wèi)星黑子組成, 這些噴流足部都對(duì)應(yīng)北側(cè)一個(gè)衛(wèi)星黑子.本文中,我們選取其中一次噴流進(jìn)行分析.該噴流從16:50:00 UT開始, 17:20:00 UT結(jié)束.圖1是這次噴流的概況.

圖1 噴流概況.圖a: 全球太陽活動(dòng)觀測(cè)網(wǎng)絡(luò)組織(Global Oscillation Network Group, GONG)的Hα局部圖像, 紅色方框標(biāo)明圖d和f視場(chǎng)范圍; 圖b: GONG全日面Hα圖像, 紅色方框?yàn)閳Da和圖c的視場(chǎng)范圍; 圖c: 噴流在AIA的304 ?A波段圖像; 圖d–f: HMI連續(xù)譜圖像、GST的TiO圖像和HMI視向磁場(chǎng)圖像, 其中圖e視場(chǎng)范圍為圖d和圖f中藍(lán)色方框;圖a中紫色等值線表示圖c噴流足點(diǎn); 圖e中黃(藍(lán))等值線表示負(fù)(正)極視向磁場(chǎng)(100、200、300、400 Gs).Fig.1 An overview of the jet.a: The Hα image observed by GONG, and the red box indicates the field of view (FOV) of d and f; b: The full disk Hα image observed by GONG, and the red box indicates FOV of a and c; c: The jet event observed by AIA in 304 ?A; d: The HMI line-of-sight (LOS) intensity; e: The GST TiO image whose FOV is marked by the blue boxes of d and f; f: The HMI LOS magnetogram; The purple contours of a mark the bright footpoint of jet in c; The yellow (blue) lines in e represent the contours of the negative (positive) magnetic fluxes (100, 200, 300, 400 Gs).

AIA在紫外和極紫外波段的溫度范圍從幾萬開到幾百萬開, 使我們可以研究噴流在不同大氣高度(溫度)的演化.圖2是該噴流在AIA紫外和極紫外波段的演化圖像.我們選取了圖2 d(1)紅色框區(qū)域,計(jì)算足點(diǎn)亮度在不同波段隨時(shí)間變化(圖3 b).16:52:16 UT,在紫外1600 ?A波段對(duì)應(yīng)衛(wèi)星黑子處首先出現(xiàn)一個(gè)亮點(diǎn)(BP1), 標(biāo)志著發(fā)生了磁重聯(lián).BP1的亮度迅速減弱, 隨后再次變亮, 并且在其左邊出現(xiàn)另一個(gè)亮點(diǎn)(BP2).BP2與BP1連成一體, 組成拱形結(jié)構(gòu)(圖2 d(2)).在經(jīng)典噴流模型中, 噴流底部就往往呈拱形或倒Y形[37].隨著拱形結(jié)構(gòu)的亮度迅速增加, 意味著更多的能量被釋放出來.與此同時(shí), 拱型頂部有物質(zhì)向上噴出, 形成紫外噴流(圖2 d(3)白色箭頭).該噴流約在16:57:04 UT達(dá)到最高點(diǎn),隨即消失.我們注意到, 這次紫外噴流過程中, 在極紫外波段上也出現(xiàn)了對(duì)應(yīng)亮點(diǎn).我們認(rèn)為這是因?yàn)榇胖芈?lián)釋放的能量被紫外噴流輸送到更上層大氣(如過渡區(qū)和日冕), 并加熱當(dāng)?shù)氐入x子體, 從而形成了高溫亮點(diǎn).

圖2 噴流在SDO AIA紫外和極紫外波段的演化.其中, a(1)–(6)為AIA 335 ?A圖像, b(1)–(6)為AIA 171 ?A圖像,c(1)–(6)為AIA 304 ?A圖像, d(1)–(6)為AIA 1600 ?A圖像.d(1)–(6)的視場(chǎng)為c(1)藍(lán)色框所示.Fig.2 The temporal evolution of the jet at Ultra-violet (UV) and Extra Ultra-violet (EUV) wavelengths observed by SDO AIA, such as 335 ?A (a(1)–(6)), 171 ?A (b(1)–(6)), 304 ?A (c(1)–(6)), and 1600 ?A(d(1)–(6)).The FOV of d(1)–(6) is marked by the blue box in c(1).

拱形結(jié)構(gòu)亮度迅速減弱, BP2消失, 只余下BP1.然而, 極紫外波段亮點(diǎn)強(qiáng)度卻在增加.我們認(rèn)為這可能由于紫外噴流逐漸將更多的能量輸送到更高層大氣.16:58:40 UT, BP2又出現(xiàn)在1600 ?A波段, 并再次與BP1組成拱形結(jié)構(gòu), 同時(shí)其頂部又爆發(fā)一次紫外噴流.雖然這次紫外噴流迅速消失, 但隨后, 在AIA幾個(gè)極紫外波段(如131 ?A、193 ?A和171 ?A)上幾乎同時(shí)觀測(cè)到增亮, 并有低溫物質(zhì)從亮源左側(cè)沿弧形軌跡向東北方噴發(fā), 形成極紫外低溫噴流.有意思的是, 我們發(fā)現(xiàn)在17:04:31 UT, 極紫外低溫噴流的右側(cè)外邊緣, 出現(xiàn)一個(gè)極紫外高溫噴流, 在304 ?A波段上最明顯.該極紫外高溫噴流與紫外噴流在空間位置上是對(duì)應(yīng)的(圖2 d(5)).

噴流足部亮度約在17:02:00 UT時(shí)達(dá)到最大, 而極紫外低溫噴流持續(xù)往上噴發(fā).為了更好地描述極紫外低溫噴流的運(yùn)動(dòng), 我們?cè)?04 ?A波段上, 沿極紫外低溫噴流運(yùn)動(dòng)軌跡做時(shí)間切片(圖2 c(4)中藍(lán)色曲線), 從而獲得該噴流的時(shí)間變化曲線(圖3 a).與噴流足部亮度曲線進(jìn)行對(duì)比, 我們發(fā)現(xiàn)在足部迅速增亮過程中, 噴流在開始時(shí)以196 km·s?1的速度上升(圖3 a), 這個(gè)速度要比Shen等[38]在304 ?A波段測(cè)得的噴流速度高, 而與Chen等[24]發(fā)現(xiàn)的衛(wèi)星黑子觸發(fā)的一系列噴流的速度相近.經(jīng)過擬合, 我們發(fā)現(xiàn)噴流在上升相時(shí)有?0.25 km·s?2的加速度, 因此上升速度逐漸減緩, 約在17:06:30 UT時(shí)達(dá)到最高.隨后,噴流以70 km·s?1的速度整體下降, 明顯小于Shen等[38]測(cè)得的噴流下降速度, 這可能是由于噴流的旋轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng)造成的.

圖3 圖a: 304 ?A低溫極紫外噴流的高度時(shí)間演化曲線, 沿圖2 c(4)中藍(lán)色曲線.圖b: 噴流足部亮點(diǎn)在335、304和1600 ?A波段亮度時(shí)間變化曲線.圖c: 足部亮點(diǎn)對(duì)應(yīng)區(qū)域內(nèi)正(紅實(shí)線)負(fù)(藍(lán)實(shí)線)磁流的時(shí)間變化曲線.Fig.3 a: The time-height plot of the 304 ?A EUV cool jet along the blue curve as shown in Fig.2 c(4).b:The light curves of the bright footpoint of the jet at 335, 304, and 1600 ?A.c: The temporal evolution of the positive (red solid line) and negative (blue solid line) magnetic fluxes corresponding to the bright footpoint of jet.

根據(jù)GONG的全日面Hα觀測(cè), 這次噴流事件對(duì)應(yīng)一次日浪爆發(fā).在16:56:34 UT, 色球?qū)由铣霈F(xiàn)一個(gè)明顯亮點(diǎn), 對(duì)應(yīng)紫外噴流足部.從17:02:34 UT開始, 即紫外或極紫外足部亮度最大后, Hα日浪開始出現(xiàn), 基本與極紫外低溫噴流的下半部分重合(圖1 b).GST也在Hα(包括線心和偏帶)波段對(duì)這次噴流進(jìn)行觀測(cè).GST是從16:57:00 UT開始觀測(cè), 而且由于視場(chǎng)局限, 只觀測(cè)到日浪的下半部分.即便如此, 利用GST的高分辨率觀測(cè), 我們發(fā)現(xiàn)一些有趣的現(xiàn)象.Hα日浪由許多纖維組成, 這些纖維扎根在色球亮點(diǎn)的東南側(cè).我們還注意到, 在GST高分辨率下, 日浪足部亮點(diǎn)顯示為尖峰結(jié)構(gòu)和一條亮帶(圖4 d(2)).在Hα藍(lán)翼圖像上, 日浪纖維從16:57:00 UT就存在, 說明在微耀斑爆發(fā)后,即有色球物質(zhì)往上噴發(fā).這些向上的日浪纖維數(shù)量隨著足部亮點(diǎn)強(qiáng)度的增加也逐漸增多.17:04:00 UT后, 日浪纖維明顯減少, 表明隨著能量釋放的減少, 向上噴發(fā)的色球物質(zhì)也減少.而在Hα紅翼圖像上, 向下的日浪纖維變化與藍(lán)翼相反: 開始時(shí), 有少量低溫物質(zhì)下降; 從17:07:50 UT開始, 大量冷物質(zhì)降落, 這與極紫外(304 ?A)低溫噴流的整體回落基本一致.

噴流爆發(fā)與衛(wèi)星黑子或衛(wèi)星磁場(chǎng)的活動(dòng)變化有緊密聯(lián)系[24,39].圖5表示噴流爆發(fā)區(qū)域GST高分辨率TiO光球圖像和HMI的視向磁場(chǎng)圖在噴流期間的演化.根據(jù)GST的高分辨率觀測(cè), 該衛(wèi)星黑子在噴流爆發(fā)前近乎為圓形, 直徑有1.5′′.在噴流爆發(fā)過程中, 該衛(wèi)星黑子持續(xù)衰減, 首先變成長方形.到噴流結(jié)束時(shí), 又縮減成近乎圓形, 直徑只有0.5′′.黑子是太陽大氣中強(qiáng)磁場(chǎng)聚集區(qū).HMI視向磁場(chǎng)顯示, 該衛(wèi)星黑子對(duì)應(yīng)負(fù)極磁場(chǎng), 相鄰正磁極(圖1 e).我們選取圖5 a(1)中黑色框區(qū)域來計(jì)算磁流在噴流期間的變化.如圖3 c所示, 該噴流爆發(fā)開始后, 正負(fù)極磁流同時(shí)減弱, 表示發(fā)生了磁場(chǎng)對(duì)消.衛(wèi)星黑子對(duì)應(yīng)的磁場(chǎng)對(duì)消, 表示磁流與已存在的反極性“開放”磁場(chǎng)發(fā)生重聯(lián).當(dāng)正負(fù)磁流減弱變得平緩時(shí), 磁場(chǎng)重聯(lián)釋放的能量減少, 噴流足點(diǎn)亮度也開始變?nèi)?

4 結(jié)論與討論

2014年8月1日, 一次噴流發(fā)生在活動(dòng)區(qū)12127邊緣, 持續(xù)時(shí)間約30 min.根據(jù)噴流的演化, 我們認(rèn)為這是一次標(biāo)準(zhǔn)噴流爆發(fā)[33].利用高分辨率的空間和地面多波段觀測(cè), 我們?cè)诒疚闹袕墓馇驅(qū)拥缴驅(qū)釉俚饺彰釋? 詳細(xì)分析了這次噴流事件.主要結(jié)論如下:

(1)根據(jù)多波段觀測(cè), 這次噴流事件包含Hα日浪、紫外噴流、極紫外高溫和低溫噴流.屬于同一爆發(fā)事件的多波段噴流之間有時(shí)空聯(lián)系, 如紫外或極紫外高溫噴流經(jīng)常位于低溫噴流或日浪外側(cè), 極紫外噴流可能早也可能晚于低溫噴流或日浪出現(xiàn)[23,27,40–42].因此, 極紫外低溫噴流或日浪與紫外或極紫外高溫噴流可能分別隸屬于不同的磁力線[25,40], 也有可能它們來自同一組磁力線, 高溫極紫外噴流冷卻后形成低溫噴流(日浪)[23].本文中, 我們發(fā)現(xiàn)雖然第1次紫外噴流比極紫外高溫噴流早7 min出現(xiàn), 但它們空間位置基本相同, 都位于日浪和極紫外低溫噴流的右邊緣外側(cè).全日面Hα日浪或極紫外低溫噴流幾乎同時(shí)被觀測(cè)到, 只比第1次紫外噴流晚約1 min, 而且位置重合(圖1 b和圖2 d(5)).從GST藍(lán)翼圖像上看, 日浪物質(zhì)的大規(guī)模往上噴發(fā), 正好對(duì)應(yīng)極紫外低溫噴流的出現(xiàn).從GST的高分辨率圖像上, 我們也清楚地觀測(cè)到日浪纖維扎根于足部亮結(jié)構(gòu)的一側(cè).因此, 我們認(rèn)為這次噴流事件中, 日浪或極紫外低溫噴流與紫外或極紫外高溫噴流屬于不同的磁力線.紫外和極紫外高溫噴流物質(zhì)是磁重聯(lián)直接加熱的高溫等離子體, 而日浪可能是色球等離子體被重聯(lián)后磁力線的張力或氣壓“彈射”出去的[28], 也有可能是迷你暗條爆發(fā)產(chǎn)生的[27,43].而極紫外低溫噴流則為噴發(fā)到高層大氣的日浪.

圖4 噴流分別在AIA 304 ?A和GST的Hα波段的演化圖像.a(1)–(4): AIA 304 ?A; b(1)–(4): GST Hα線心(r000);c(1)–(4): GST Hα紅翼(+0.8 ?A, r080); d(1)–(4): GST Hα藍(lán)翼(?0.8 ?A, b080).b(1)–(3)中的藍(lán)色等值線分別對(duì)應(yīng)a(1)–(3)中噴流足部亮點(diǎn).下面3排圖像的視場(chǎng)范圍為a(1)中藍(lán)色框所示.Fig.4 The temporal evolution of the jet at AIA 304 ?A and GST Hα.a(1)–(4): AIA 304 ?A.b(1)–(4):GST Hα line center (r000).c(1)–(4): GST Hα red wing (+0.8 ?A, r080).d(1)–(4): GST Hα blue wing(?0.8 ?A, b080).The contours at b(1)–(3) indicate the bright footpoints of the jet at a(1)–(3),respectively.The FOV of the 3 bottom rows is marked by the blue box of a(1).

(2)這次噴流與衛(wèi)星黑子的持續(xù)衰減有直接關(guān)系.在本文中, 噴流爆發(fā)開始后, 衛(wèi)星黑子開始衰減.噴流足點(diǎn)最亮(認(rèn)為是重聯(lián)最強(qiáng))時(shí), 衛(wèi)星黑子面積減小了40%.噴流結(jié)束后, 該衛(wèi)星黑子只有最初的20%.與此同時(shí), 衛(wèi)星黑子的負(fù)極磁場(chǎng)(N)與相鄰的正極磁場(chǎng)(P)同時(shí)減弱, 發(fā)生磁場(chǎng)對(duì)消.觀測(cè)發(fā)現(xiàn), 噴流爆發(fā)往往與浮現(xiàn)磁流(衛(wèi)星黑子)和已存在磁極之間的對(duì)消有關(guān)[41].磁流對(duì)消, 即表示發(fā)生了磁場(chǎng)重聯(lián)[41].因此, 我們認(rèn)為正是磁場(chǎng)重聯(lián)釋放出能量, 觸發(fā)微耀斑爆發(fā), 產(chǎn)生了這次噴流事件.磁場(chǎng)外推將有助于對(duì)磁重聯(lián)的發(fā)生進(jìn)行準(zhǔn)確的判斷, 只可惜本文研究的視場(chǎng)較小, 需要丹尼爾·井上太陽望遠(yuǎn)鏡(Daniel Ken Inouye Solar Telescope, DKIST)等高分辨率的磁場(chǎng)測(cè)量才能實(shí)現(xiàn)[44–45].

圖5 噴流對(duì)應(yīng)GST TiO與HMI視向磁場(chǎng)觀測(cè)的演化.a(1)–(4): HMI視向磁場(chǎng)觀測(cè).b(1)–(4): GST的TiO光球觀測(cè).Fig.5 The temporal evolution of the corresponding TiO images and HMI LOS magnetograms.a(1)–(4):HMI LOS magnetograms.b(1)–(4): GST TiO images.

(3)磁場(chǎng)重聯(lián)位置在太陽大氣中的高度會(huì)影響噴流的溫度分布[21].本文中, 噴流足點(diǎn)源首先出現(xiàn)在1600 ?A波段, 比極紫外波段提前了3 min.一般來說, 1600 ?A譜線在沒有爆發(fā)活動(dòng)時(shí)對(duì)應(yīng)于溫度在4×103?1×104K的色球中下層大氣.當(dāng)有耀斑等爆發(fā)時(shí),1600 ?A譜線對(duì)105K的溫度也很敏感[46].因此, 我們認(rèn)為磁場(chǎng)重聯(lián)就發(fā)生在色球中下層,重聯(lián)釋放的能量加熱色球等離子體, 形成噴流足部亮點(diǎn)或Hα亮結(jié)構(gòu).還有一部分能量由噴流攜帶進(jìn)入高層大氣, 加熱日冕.因此, 這次噴流事件說明低層大氣重聯(lián)對(duì)日冕加熱有一定的貢獻(xiàn).

根據(jù)GST的高分辨率TiO觀測(cè), 衛(wèi)星黑子周圍有許多細(xì)碎米粒和米粒間亮點(diǎn).從16:50:00 UT開始, 衛(wèi)星黑子左上方一個(gè)大米粒G開始膨脹(圖5 b(1)), 中間出現(xiàn)一條暗徑, 并在2 min后把米粒G分割成兩個(gè)新米粒.觀測(cè)和模擬認(rèn)為米粒膨脹并分裂的過程標(biāo)志著有新磁流從光球下面浮現(xiàn)出來.膨脹的米粒會(huì)擠壓磁場(chǎng)到米粒間隙[13,47], 使磁場(chǎng)增強(qiáng).圖3 c顯示, 衛(wèi)星黑子對(duì)應(yīng)的負(fù)極磁場(chǎng)在16:53:00 UT時(shí)有一個(gè)小增強(qiáng), 我們認(rèn)為正是米粒G的膨脹把磁流匯聚到一起, 促成了負(fù)極的增強(qiáng).

小尺度快速物質(zhì)流加熱高層大氣, 是解釋太陽日冕高溫問題的一個(gè)重要的途徑[10,33].低層大氣磁重聯(lián)釋放的能量, 一部分會(huì)被往上噴發(fā)的物質(zhì)流攜帶進(jìn)入高層大氣, 從而加熱高層大氣.HeI 10830 ?A譜線形成于色球上層, 又有光學(xué)薄的特性.因此,利用HeI 10830 ?A觀測(cè), 可以看到物質(zhì)流從光球?qū)? 經(jīng)過色球?qū)右恢边\(yùn)動(dòng)到日冕的過程.Ji等[12]利用GST高分辨率的HeI 10830 ?A觀測(cè), 發(fā)現(xiàn)HeI 10830 ?A精細(xì)結(jié)構(gòu)物質(zhì)流噴發(fā)時(shí),其噴發(fā)途徑上相應(yīng)的日冕環(huán)也隨之變亮.他們認(rèn)為這是物質(zhì)流攜帶能量加熱日冕的直接觀測(cè).Zeng等[13]分析一次米粒尺度磁重聯(lián)觸發(fā)的HeI 10830 ?A日浪事件, 也發(fā)現(xiàn)日浪足點(diǎn)源在極紫外波段有增亮, 意味著日冕大氣被加熱.

Li等[32]分析一次小尺度噴流事件, 利用AIA 6個(gè)波段的極紫外觀測(cè), 根據(jù)差分輻射測(cè)量(differential emission measure, DEM)方法[48]計(jì)算得到噴流足點(diǎn)源溫度可以達(dá)到1.85 MK.作者判斷磁場(chǎng)重聯(lián)發(fā)生在色球上層或過渡區(qū), 噴流往上輸送能量到高層大氣, 加熱日冕.在本文中, 我們也利用AIA 6個(gè)極紫外波段的觀測(cè), 利用DEM方法計(jì)算噴流足點(diǎn)在亮度峰值時(shí)能達(dá)到的最高溫度為0.9 MK.Shibata等[21]認(rèn)為如果重聯(lián)發(fā)生在色球?qū)? 可以把色球等離子體加熱到104?105K.Ni等[49]通過2.5維磁流體數(shù)值模擬,認(rèn)為低層大氣重聯(lián)只能把色球等離子體加熱到105K.因此, 文中這次噴流, 其足點(diǎn)源對(duì)應(yīng)溫度達(dá)到0.9 MK, 也說明是噴流內(nèi)物質(zhì)攜帶能量進(jìn)入更高層的高溫大氣, 才能達(dá)到106K量級(jí).

噴流足部亮度變化可以反映低層大氣磁重聯(lián)次數(shù)和強(qiáng)弱.這次噴流整個(gè)過程中, 足部的亮度變化(尤其是紫外波段)有多次峰值, 基本每次峰值都對(duì)應(yīng)一次紫外噴流, 說明重復(fù)發(fā)生了多次磁場(chǎng)重聯(lián).根據(jù)GST在Hα紅藍(lán)翼的觀測(cè), 我們發(fā)現(xiàn)日浪纖維還具有扭纏結(jié)構(gòu), 但極紫外低溫噴流卻沒有看到明顯的旋轉(zhuǎn)結(jié)構(gòu).Shen等[38]等利用SDO/AIA數(shù)據(jù),發(fā)現(xiàn)極區(qū)噴流具有明顯的扭纏運(yùn)動(dòng).我們認(rèn)為這可能是因?yàn)楸疚牡膰娏鞒叨容^小, 無法在AIA的極紫外圖像上看清扭纏結(jié)構(gòu).因此, 我們還需要更多更高分辨率的觀測(cè)數(shù)據(jù)來研究小尺度低層大氣重聯(lián)以及對(duì)日冕加熱的影響.