------ “黑夜给了我黑的眼睛，我却用它寻找光明”- -顾城

        你知道吗，“从黑暗中寻找光明的踪迹”，正是我们许多太阳物理工作者研究的要点所在。

        真的！

        黑子，多少年前，古人便已发现了：“日中有蹲鸟”“有黑气大如钱，居日中央”，非常形象的描述！可是，古人想必还不理解黑子为什么这么黑？黑的背后又有什么玄机？

        据说，黑子之所以黑，是因为磁场的原因！那里的磁场远远超过了周围的区域，磁场的存在抑制了下方由里向外的导热过程(对流运动)，使得热量的传输变得不如其它地方有效，从而使温度相对较低，辐射更弱，显得很黑(注：一般，黑子温度虽显著低于周围物质，但仍可达四五千度，远高于钢铁的熔化温度)。

        磁场是能量的一种存在形式(磁能)。黑子区域高度聚集的磁场，使得这一区域成为太阳表面和大气中磁能最为集中的地方。磁能与太阳大气粒子的动能、热能即可以相加，也可以相互转化：只要总量是守恒的。当高度聚集于黑子区域的太阳磁场找到向动能热能转化的通道时，大的太阳活动便会发生，可以出现瞬时发光发热的亮斑---耀斑、也可以向外抛射大批物质---日冕物质抛射。

        事实证明，黑子区域正是太阳活动高发区域，因此常被称之为活动区。在日冕中，活动区是很亮的区域，那里有很高的温度和密度。一黑一亮非常融洽地结合在一起，加上不时发自黑子区域的闪亮耀斑，构成了一个世界辩证存在的典型案例。

        所以，观察黑子的形态、运动，便可能发现太阳爆发的玄机！是什么过程导致了太阳的爆发？在爆发前存在什么迹象、先兆? 这确是“从黑暗中寻找光明的踪迹”。

        研究人员早已发现，当黑子的形态和磁场分布呈现高度复杂性时，耀斑等太阳爆发便会趋于更加频繁地发生、耀斑的强度或物质抛射的速度也倾向于更强更快。复杂性常意味着诸如活动区存在多极磁场分布(如四极场)、正极外面环绕着负极或反之(delta型黑子)、旋转、强剪切等。所有这一切活动区黑子形态和运动的表征都将为最终理解爆发和在一定程度上建立爆发的预报模型做出贡献。

        本工作便是一例典型的“从黑暗中寻找光明”的研究。这是一个delta型黑子(见图)，正极黑子被负极黑子区所环绕；这还是一个具有强剪切特征的黑子。下图中黄线表示正负磁极的边界，也叫极性反转线(PIL)。对于剪切程度(可简单理解为磁力线被横扭着拽开的程度)较弱的黑子，PIL两侧的磁场水平分量应基本与PIL垂直，而对于强剪切磁场，则该水平分量将基本与PIL平行。图中正具有这样的磁场特征(箭头指示出磁场水平分量的方向)。因此，这些特征已经表明这一黑子将是“高产的”！

图：NOAA编号为11283的活动区(a) 美国大熊湖天文台的高分辨观测图片，黑子本影半影区域清晰可见，半影区域的纤维结构可看出该区域磁场分布特点；(b) SDO卫星HMI的黑子强度度；(c) 黑子区域的矢量磁场图，白色为正极黑色为负极磁场，箭头为水平磁场分量，黄线表示极性反转线（PIL）；(d) SDO AIA观测到的304A波段图像，显示出扎根于黑子区域的暗条，图中等值线给出+-300G光球纵场分布。

        对了！在大约一整天的间隔时间中，出现了两个X级大耀斑，一个X2.0一个X1.8。X级是所有耀斑分级中最为强大的一级。这是对这一预测的直接支持。

        一年前，我们发表了关于这个X2.0级大耀斑的研究结果。那里，我们看到爆发前6小时内持续快速旋转的黑子，及扎根于该黑子上的日珥暗条结构的缓慢抬升与最终爆发！我们的结论总结在：《黑子旋转推动太阳爆发》一文之中

(http://blog.sciencenet.cn/home.php?mod=space&uid=685476&do=blog&id=770430)。

        对于一天之后的X1.8级耀斑，黑子旋转的特征却很不明显，或者基本不存在。在寻找导致爆发的蛛丝马迹的过程中，我们发现黑子半影(即相对较亮但仍算较黑的区域，在最黑的部分即本影四周，见图)出现长达十余小时的持续亮度增加现象，这类现象常被称为黑子衰退(变亮即为衰退，因为太亮了就不叫黑子了)。与此同时，我们还观测到极性反转线(日珥结构下方)光球磁场水平分量出现持续降低、磁场相对于垂直方向的倾角相应减小的现象。而日珥结构则同期表现出持续抬升、拱起的迹象。

         这一很有规律、系统性的现象有一简单的解释：爆发前日冕中的磁场结构在抬升，导致光球表面的磁场相应“变直”，水平分量和倾角(磁场与竖直方向夹角)均减少(见下图)。这意味着爆发前日冕结构的慢动作有可能在黑子半影中有响应！扎根于黑子区域的日珥结构的抬升，拉直了该区域的磁场。半影之所以变亮，也应该是这一磁场变化造成的。一般认为, 半影中充斥着沿其纤维结构的物质流动(Evershed于1909年发现，因此称为Evershed flow, 其形成过程，简单讲与磁流管两端压力差有关，类似于虹吸现象), 这些流动对半影区域亮度会有所贡献。当磁场变得更加竖直时，将使这一流动变得困难（有研究表明，磁场倾角小于45度时，流动就会停止），或者还有其他与磁场方向有关的因素(半如影亮度本来就与磁场取向关系密切)，使得半影变亮。 

图：日珥下方(PIL上方)选定区域中的光球磁场水平分量、半影区域亮度、以及磁场倾角平均值的变化曲线。蓝色箭头指出了X1.8级耀斑的爆发时间。        

       前面没有提到的是，目前只能对光球磁场有常规观测，而日冕磁场的测量仍是没有解决的难题。因此，从光球观测量中寻找与爆发有关的信息对于有关研究是非常关键、也是必须的。

        这使得“黑暗中寻找光明踪迹”的故事有了新的元素！本工作将于近期于the Astrophysical Journal期刊发表，由山东大学空间科学研究院和美国新泽西理工大学、大熊湖天文台的研究人员合作完成：《Gradual Magnetic Evolution of Sunspot Structure and Filament Corona Dynamics Associated with the X1.8 Flare in AR11283》, Guiping Ruan, Yao Chen, and Haimin Wang. (全文下载rgp_2015arxiv.pdf )