耀斑产生的激波通过日冕磁拱环并伴随Ⅱ型射电暴外文翻译资料

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耀斑产生的激波通过日冕磁拱环并伴随Ⅱ型射电暴

摘要

本文介绍了对耀斑产生的Ⅱ型射电暴的多波段观察。伴随Ⅱ型暴的激波运动与通过日冕磁拱环迅速传播的EUV（极紫外光）波极度相似。EUV波与M级耀斑脉冲密切相关，但却和日冕物质抛射没有联系，并在NOAA12035活动区磁拱环的耀斑足点爆发。最初观测到EUV波是在AIA335Aring;图像中，以初速度800KM/S通过磁拱环后加速至1490KM/S。fan-spine磁性拓扑学与耀斑位置有关。抑制暗条爆发（约340KM/S）也会观测到向EUV波反方向移动。我们提出，由耀斑引发、与通过磁拱环快速传播的EUV波与fan-spine拓扑中的突发重联密切相关。

关键词：太阳，太阳耀斑，日冕，太阳辐射，紫外辐射

1. 介绍

Ⅱ型射电暴是一种间接的激波信号（(Nelson amp; Melrose 1985; Vrˇsnak amp; Cliver 2008)。大多数的日冕Ⅱ型射电暴是由日冕物质抛射以活塞推动方式激发的(Thompson et al. 2000; Cliver et al. 1999; Gopalswamy et al. 2001)。Ⅱ型射电暴的另一个来源是由于耀斑位置压力增加形成的激波波产生的激波(Uchida 1974; Hudson et al. 2003; Hudson amp; Warmuth 2004)。耀斑脉冲期和CME加速期经常同时发生(Zhang et al. 2001)，因此，很难确认激波的确切媒介是耀斑爆发还是CME活塞驱动。支持CME为驱动的论据是，在限制范围内的耀斑（甚至是X级耀斑）不会产生日冕激波。另一方面，通过激波我们仅能看出相关的CME是伴随耀斑产生的(Cliver et al. 2004; Gopalswamy et al. 2005)。

为了支持激波的产生是通过耀斑这一驱动的理论，一些研究使用SOHO/EIT 和LASCO日冕观测图像显示Ⅱ型射电在脉冲相爆发的信息，也就是当CME加速期开始了10-20分钟之后，或是CME速度太慢以致不能产生激波（lt;500KM/S）(Magdaleniacute;c et al. 2008, 2010, 2012)。此类事件中的激波与脉冲/短期耀斑有关，其上升时间少于4分钟。这些研究使用低分辨率SOHO/EIT图像（12分钟cadence），因此也不可能追踪到在极紫外光图像下微弱的日冕爆发，这里指和短时脉冲耀斑及与之相关的激波(sim;1000/KM)有关的日冕爆发（等离子体/飞机）。

从太阳动力学天文台（SDO; Pesnell et al. 2012)的大气图像集（AIA; Lemen et al. 2012）中的数据提供了一个学习高速EUV波和在低日冕中相关的等离子体，因此才有可能更详细地研究驱动和运动学。

Kumar amp; Innes (2013)提供了激波(gt;1000KM/S)并列传播和先于产生公制Ⅱ型射电暴的等离子体爆发传播的证据。最近，Kumar amp; Innes (2015)公布了他们对快模式波沿磁拱环传播及其对其他足点的部分反射的清晰观察。他们也观察到第二快的EUV磁拱环波模垂直传播到磁拱环，引爆米波Ⅱ型射电暴。该波在磁拱环中的一个足点被C级脉冲耀斑（不通过CME驱动）激发。

太阳爆发通常与EUV波有关，这种波是用SOHO/EIT (Thompson et al. 1998)发现的。一直以来，对其的争议都是关于它的属性（真波或假波）和驱动（是CME还是耀斑）(Vrˇsnak amp; Cliver 2008; Veronig et al. 2010; Warmuth 2010; Warmuth amp; Mann 2011; Patsourakos amp; Vourlidas 2012; Liu amp; Ofman 2014; Warmuth 2015参考文献引用于此)。目前，从SDO/AIA获取的高分辨率观测显示了两个波模的存在（比如快模和慢模）(Chen amp; Wu 2011; Kumar et al. 2013; Kumar amp; Manoharan 2013)。正如Chen et al. (2002)数值模拟的预测一般，快模波的速度（大约达到1000KM/S）约是慢速的三倍。快模波是真快模式波和在慢模波之前的磁流体动力（HMD）激波其中之一。慢模波主要是扩大CME回路，可以理解为伪波（非波组成）。高速的EUV波模在冕环(Wills-Davey amp; Thompson 1999; Aschwanden et al. 1999; Schrijver et al. 2002; Aschwanden et al. 2002; Kumar et al. 2013)或者是通过这些结构的暗条通道中(Asai et al. 2012; Shen et al. 2014)触发横向震荡 ，并且当与附近的活性区域(Kumar amp; Manoharan 2013)或冕洞(Gopalswamy et al. 2009; Olmedo et al. 2012)相互作用时进行反射、折射和传播。另一方面，慢模波通常在活性区域或磁性拓扑(Delannacute;ee amp; Aulanier 1999)边界停滞，此为支持非波的解释。

在本文中，我们于2014年4月16日，通过对高速EUV波在C级脉冲耀斑（不通过CME）的观测来研究Ⅱ型射电暴。EUV波通过磁拱环传播，在冕环引起横向振荡。我们关注的是波的特性、传播和激发。第2节，我们将呈现观察及结果。在最后一节，我们讨论结果，并得出一些结论。

1. 观察及结果

2.1无线电频谱

Ⅱ型射电暴可以在动态频谱上观察到，范围从罗斯威尔站的e-Callisto（220-450 MHz）到萨加莫尔山站的RSTN（25-180 MHz），在19:57:40 UT ~ 20:10 UT之间。组合频谱展现出基频和谐频的Ⅱ型射电暴。原始的表明频带分裂很可能由激波前后等离子体的辐射造成(Vrˇsnak et al. 2001, 2002; Cho et al. 2007)。分裂是在其他与Ⅱ型有联系的CME上所表现出的典型特征，并与1.6（大约120MHz）和1.4（大约40MHz）的压缩比所一致。我们运用纽柯克Newkirk一阶和二阶密度模型(Newkirk 1961)，通过选取Ⅱ型射电暴的第二谐波上一些数据点（由 号标记出的）来估计Ⅱ型射电暴的高度。图2是时间-高度图像。通过线性拟合可知，Ⅱ型射电暴平均速率对一重和二重模型来说，分别是sim;670 和 sim;810 km/s。

对于频谱来说，一个不同寻常的特点是有一个sim;220 MHz到sim;250 MHz之间的正向漂流特征与Ⅱ型射电暴爆发同时开始，这一现象表明在向外移动的激波驱动Ⅱ型射电暴的同时，也有向着太阳扩散的高能电子。为了估算激励速度，运用纽柯克密度模型，只考虑原始辐射，我们选择用绿色 号标记出的数据点，将频率转变为日冕辐射的高度。通过对辐射高度的线性拟合，我们可以得到Newkirk一阶和二阶密度模型的向下运动源的速度分别是sim;110和sim;130km/s。

同样也有在高频（220-450 MHz）但不低于200 MHz时爆发的Ⅲ型射电暴，这显示了没有逸入星际空间的亚相对论电子的加速度。为了寻找Ⅱ型射电暴和射线频谱的其他性质，我们研究了储存在SDO中的EUV图像、从AIA得来的磁场数据、日球和地磁成像器(HMI; Schou et al. 2012)，日出卫星望远镜(X-Ray Telescope; Golub et al. 2007)的图像和光谱，以及EIS（EUV成像光谱仪; Culhane et al. 2007），RHESSI (Reuven Ramaty 高能太阳光谱成像仪, Lin et al. 2002)中的硬X射线图像，SOHO/LASCO (Brueckner et al. 1995; Yashiro et al. 2004)和STEREO-B COR-1 (Wuelser et al. 2004; Howard et al. 2008)的日冕仪成像。

这时的Ⅱ型射电暴，在NOAA 12035中的活性区域有M1.0的耀斑，当定位到东南区时，出现了beta;gamma;磁性结构。M1.0耀斑是一种脉冲历时短的耀斑，出现于19:54 UT，在19:59达到峰值，20:04 UT时结束。Figure 1 (c)分别展示了在6-12 keV，12-25 keV 和25-50 keV通道的RHESSIX射线通量，显示了非热能电子的发射。在6-12 keV时射线通量稍晚（约30秒）达到峰值，这显示了热发射的贡献。

仔细查看日冕仪图像会发现，没有CME与这种耀斑有关，而EUV图像显示了一个高速的扩散波以及正极漂移特性的可能来源。本篇研究利用AIA 94 Aring; (Fe X, Fe XVIII, T asymp;1 MK, T asymp;6.3 MK), 131 Aring; (Fe VIII, Fe XXI, Fe XXIII, i.e., 0.4, 10, 16 MK), 171 Aring;(Fe IX, T asymp;0.7 MK), 193 Aring; (Fe XII, Fe XXIV, T asymp;1.5, 20 MK), 304 Aring;(He II, Tasymp;0.05 MK), 335 Aring; (Fe XVI, Tasymp;2.5 MK), and 1600 Aring; (C IV continuum, T asymp;0.1 MK)的图像。

2.2极紫外波

图3显示了在AIA335,193和171 ˚A通道连续差分的图像。差分图像的时间差(∆t)为1分钟。AIA 335˚A图像在19:56:50 UT显示了极紫外光扰动传播到了耀斑位置的左侧。在AIA171和193通道上可以同时观测到波模，当它沿着连接耀斑位置的磁拱环传播。注意，极紫外波模（从19:56:38 UT到19:58:38 UT）的初始相是在AIA335˚A通道观察最佳。而后在AIA335˚A通道不能观察到；然而在AIA 193通道19:58:42-20:01:35 UT可以清楚的观察到。图3（c，d）的半圆形波模（F，黄色箭头）在通过磁拱环之后朝东方分支移动。我们在AIA 171 ˚A通道不能看到明显的波模，但是可以看到在19:56:37 UT处有一个长冠状环伸展，之后立刻在AIA 171,131和94强度影片的171˚A图像收缩，此时这个环中有波穿过。在 19:59:35 UT，我们可以看到漏斗环的亮度增加（在AIA 171通道），可能是由于通过压缩波模产生的（图3（e）），随后我们可以看到一部分波模在20:00:23 UT（用绿色箭头标出）。传播波模的细节可以在AIA 335, 193,和171连续差分影片中观察到。有趣的点如下：(i)波模高度指向东部分支。(ii) 波模不是向所有方向移动，这个现象可以经常在CME泡中看到。(iii) 只存在一个波模而不是多波列。(iv)在波穿过横向环之后，横向环震荡可以在磁拱环中看到。(v) 耀斑出现在一个磁拱环的覆盖区。(vi) 我们看不到任何CME环或通量绳在任何AIA通道传播波模的背后传播。

图1（a,b）从罗斯威尔站的e-Callisto（220-450 MHz）到萨加莫尔山站的RSTN（25-180 MHz）的动态频谱。F和H表示的是Ⅱ型射电暴的一次和二次谐波。黑色的 标注了用于获取Ⅱ型射电暴爆发速度的频率。绿色 标注了用于计算正漂移特性速度的频率。（c）在6-12, 12-25, and 25-50 keV通道的 RHESSIX射线通量。两条垂直线代表在无线电（Ⅱ型射电暴）和硬X射线通道的非热能离子加速度的初动时间。

为了计算扰动传播速度，我们选择了图33(a,c)在AIA335193˚A的S1,S2,和S3的直线部分。这个耀斑中心被选作所有部分的起点，这个时间-距离强度（差分）图由图4表示。S1和S2被选在相同方向，并且计算的速度是预计波模的速度。通过线性拟合，我们计算的波模速度在AIA335和193˚A通道分别约为800plusmn;40km/s和1490plusmn;190km/s。我们假设在波模间隔有5像素的误差。沿S3部分的速度约为1360plusmn;210km/s。在193˚A通道(S2)的初始速度约为740plusmn;40km/s。在半圆前面（在磁拱环之外）的速度几乎与193˚A通道的相同，并且沿着S2和S3没有明显的变化。要显示波模的运动学，我们得到了用AIA335和193˚A通道(图4 2(b))时间-距离图测量的速度。我们利用3点拉格朗日插值法计算波模速度。最初，波通过磁拱环时速度增加缓慢(sim;700-900km/s)，在离开磁拱环之后波模速度猛增(sim;2800km/s)，随后快速降低(sim;2800-1100km/s)。

图2（a）从Newkirk一阶和二阶密度模型中得出的时间-高度图（R，在太阳表面）使用了Ⅱ型射电暴的二次谐波。通

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