博文
太阳爆发之II型射电暴隆起事件--CME冕流相互作用
|
一般认为II型射电暴是由在太阳爆发所驱动激波处加速的高能电子辐射产生，辐射频率由当地的等离子体振荡频率决定。尽管文献中已存在大量研究工作，II型暴、特别是在日冕区域产生的米波II型暴的驱动机制和源区位置一直是个很有争议的问题。争议的焦点在于II型射电暴究竟是由耀斑等离子体加热过程驱动的爆炸波(blast waves)激发的，还是由CME（前沿亦或侧翼）驱动的激波产生的，激波的几何性质是准平行还是准垂直的等。目前，解决这个问题的最直接方法当然是通过射电日像仪，如Clark Lake 观测站的Teepee Tee Array，Culgoora射电日像仪和Nancay日像仪等的成像观测数据分析，并结合相应区域、同时期的CME-激波白光或紫外波段的图像资料进行对照分析。但是，由于米波段(~100 MHz)的射电成像手段仍存在着很大的成像误差（空间分辨不够），而同高度的其它波段的激波观测数据也是非常匮乏，使得II型暴源区问题一直是一个非常有争议的棘手问题。
本工作提出了一个可以推动上述问题解决的新思路，即通过联合分析，在射电动态谱中出现的特殊形态与太阳爆发图像观测中的特定物理过程或现象之间建立物理(因果)联系，从而达到判断II型暴射电源区的目的。
这一手段的主要物理基础就是前面提到的II型暴的辐射频率接近当地等离子体辐射的基频或谐频，而后者是由等离子体数密度决定的。因此，II型暴动态谱形的变化在很大程度上由激波传播路径上的日冕电子密度决定：如果在激波传播时，穿越了可观测的日冕密度结构，则动态谱观测上应能找到相应的表现(即该密度结构的影响）。
观测表明，在外冕区域，尺度最大、最明亮的高密度结构为盔状冕流。在CME爆发过程中，经常会与冕流发生强烈的相互作用。由于冕流属高密度日冕区域，在相互作用时如果激波扫过冕流结构，则相应射电谱上很可能会出现II型暴辐射频率的暂时抬升变化(对应于辐射区密度增加)，抬升的持续时间与激波穿越冕流的时间有关。
我们发现，发生于2003年11月1日的CME-II型暴事件是一例非常符合上述物理直观的爆发事件。通过仔细分析，并定义出射电谱形中的隆起(spectral bump) 特征, 我们成功地将其与CME穿越冕流的物理过程关联起来，从而证认出这是一例由CME激波穿越冕流结构所产生的II型暴隆起事件，并判断出II型暴的产生源区应该在CME激波、与冕流发生相互作用的一侧。有关的物理过程的观测表现和我们的理解将在下面几幅图中给出。
CME-冕流相互作用期间，还发现了其它可能与穿越过程有关的射电特征，如高频III型暴，IV型暴以及低频III型暴等，见下图。这些射电特征的产生机制仍需要进一步的观测和理论研究。
该工作受到973项目和国家自然科学基金项目的支持，由我中心与中科院空间中心、美国阿拉巴马大学和伯克利大学合作完成，已被影响因子为7.436的美国天体物理学杂志(the Astrophysical Journal)接收，将于近期发表 (冯士伟 陈耀 孔祥良 李刚 宋红强 冯学尚 刘颍，2012, accepted, the Astrophysical Journal)。
图2. 2003年11月1日22:30 - 23:20 UT间由WAVES（1.07 - 13.8 MHz）、BIRS（13.8 - 62.5 MHz）和LEAR（62.5 - 180 MHz）观测组合而成的太阳射电动态谱。F和H标示出II型暴的基频和谐频。两条实-虚线为通过1倍Saito 和900 km s-1激波速度拟合得出的22:44 UT之前的II型暴谱形轮廓。II型暴隆起发生于22:44-22:54 UT。
图3. 22:33 - 23:00 UT间MK4观测的10幅图片。所有图片都减去爆发前22:30 UT的日冕图像。22:44:50 UT CME激波穿越南侧冕流引起的偏折时刻与图2中II型暴隆起发生时间一致。
图4. 卡通图给出了冕流的磁场拓扑、向外传播的激波前沿以及II型暴``隆起''的位置。冕流cusp上方的虚线显示了日球电流片，竖直短线标记出可能的II型暴源区位置，被约束在冕流闭合磁拱中的高能电子产生IV型射电暴，流向太阳和背离太阳方向的高能电子产生RS-III 和低频III型暴辐射。
https://blog.sciencenet.cn/blog-685476-563389.html
上一篇：太阳上空飘扬的彩带
下一篇：太阳爆发中的磁岛并合与电子加速
