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冕腔与冕流
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Coronal Cavities and Streamers：冕腔与冕流
图1. 左：Mk4日冕仪观测到的1999年2月5日的冕流－冕腔－日珥结构的爆发，各图拍摄时刻为17:58 UT, 20:20 UT, 21:24 UT, 和22:10 UT（取自Gibson et al., 2006）；右：冕流－冕腔－日珥结构的磁绳模型 (取自Low &
Hundhausen 1995)。
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作为基本的日冕大尺度结构，冕流(coronal streamers)是日冕加热、太阳风起源和初始加速、以及CME(coronal mass ejection: 日冕物质抛射)孕育和初始加速与传播的重要区域，是了解日冕磁场结构、解决日冕加热、太阳风起源和加速、CME产生与初发等学科难题必须予以清楚探究的关键结构。长期以来，已经利用白光（含极化亮度pB数据），软X射线辐射测量、日冕发射线光谱学诊断等多种手段对冕流系统的密度、温度和流动等热力学参量和磁场拓扑性质进行了广泛诊断，为解决日冕加热和太阳风加速问题提供了重要观测基础。 在研究CME爆发时，常可在爆发前态的日冕图像中观测到冕流内部的冕腔(亦可称为冕穴： coronal cavities)－日珥(filament, prominence)结构，且可与相应爆发图像中亮沿后方的暗腔与亮核相对应；因此，冕腔（日珥）－冕流系统物理性质的细致研究可为了解爆发前态日冕磁场拓扑结构与平衡态物理性质、磁场能量的传输、积累和释放机制、爆发前兆与触发机制等提供重要线索。有关工作大多受到观测视角(场)、投影效应和分辨率的影响，尚具有较大的不确定性。下面分冕腔、冕流、冕腔－冕流爆发过程等三方面来阐述有关的主要科学问题，最后总结出在该方向上开展的研究工作应致力于达到的部分科学目标。
1. 冕腔区域的等离子体参数和磁场拓扑诊断 冕腔是在日面边缘观测到的位于冕流内部、较周围暗的日冕结构，底部常可观测到日珥结构，与日面上的日珥（暗条）通道（filament channel）相对应，因此也称为filament cavity（Waldmeier, 1941, 1970; Saito & Hyder, 1968; Saito & Tandberg-Hanssen, 1973）（图1）。可在白光、日冕绿线和红线、极紫外、软X射线以及射电等波段有观测表现，一般位于1.6 Rsun以下，常呈现为（椭）圆形或半圆形（e.g., Gibson et al., 2006; Wang et al., 2010）。 根据冕腔所处的日面位置和活动性质，可大体将之划分为极冠区（polar-crown）、活动区(active-region)和宁静区(quiet-sun)冕腔，或者爆发(eruptive)和稳态(quiescent)冕腔等若干类型。观测表明，冕腔在日冕中属常见结构，几乎每天都可观测到若干冕腔和伴随的日珥结构，有的冕腔可存在较长时间（超过一个太阳自转周），有的可整体或部分爆发并演化为CME白光图像中的暗腔结构；在爆发之后，有的冕腔及伴随日珥结构还可以在原区域重新形成（Sterling & Moore 2004; Gibson et al., 2006）。一般认为，冕腔对应于支撑日珥物质的磁场结构，是一类重要的CME爆发前态和日冕磁能聚集的非势磁场结构（图1）。腔内可能含有较强的轴向场分量，很可能对应于中性线上方的强剪切磁场结构或者力线缠绕的磁绳结构。
图1. 左：Mk4日冕仪观测到的1999年2月5日的冕流－冕腔－日珥结构的爆发，各图拍摄时刻为17:58 UT, 20:20 UT, 21:24 UT, 和22:10 UT（取自Gibson et al., 2006）；右：冕流－冕腔－日珥结构的磁绳模型 (取自Low &
Hundhausen 1995)。
通过日冕仪观测分析，可得出腔内密度比外围冕流密度大概低30％，一般不会超过50％（Fuller et al., 2008; Fuller & Gibson, 2009）。当然这一判断，包括对以下将要讨论的其它冕腔物理参数的认识，都严重受到观测视角、视线方向上的投影效应和假设的冕腔几何位形的影响，特别是前后的日冕物质辐射对冕腔结构的识别和参数诊断带来很大干扰。
为分析冕腔中可能存在的物质流动，Schmit et al. (2009) 使用EUV和红外光谱学分析，在冕腔中观测到了速度在5－10 km/s、持续时间1小时以上的反向流动，暗示着腔内存在着环绕轴向磁场的螺旋力线，符合预期的冕腔磁绳模型。Wang et al. (2010)使用EUVI／STEREO数据考察了冕腔整体的转动（spinning），发现在2008年即活动低年期间，大多数（～75％）冕腔朝向赤道方向转动，转动半径约为0.1 Rsun量级，在≤1天时间内转完一圈，对应的天空平面投影速度亦为5－10 km/s。这与Schmit et al. (2009)发现的双向流动速度相当，说明他们可能研究的是相同性质的物质流动。Wang et al.(2010)认为转动模式也支持冕腔内存在螺旋磁绳结构；优势转动方向是由低年期间日冕磁通分布的纬度效应造成的，很可能会随太阳活动水平而改变。他们还指出根据观测到的冕腔形态和流动的特征可以推断冕腔内部磁场为剪切磁拱还是磁绳结构。目前尚不清楚冕腔与日珥物质流动之间的关联。
相对而言，冕腔温度的诊断具有更大的困难和争议。根据白光观测给出的密度随高度的演化，假设冕腔处于磁静平衡态，可以得出冕腔热于周围冕流物质（Fuller et al., 2008; Fuller & Gibson, 2009）。Guhathakurta et al.（1992）曾使用全食期间拍摄到的红线和绿线光谱数据，但得出冕腔温度相对较低。最近，Vasquez(2009, 2010)利用EUVI／STEREO的观测数据，使用冕腔重构和DEM测量技术，则推出冕腔温度较高的结果。另外，还有观测表明，冕腔中心或／及日珥周围区域可能存在着高温辐射结构（Hudson et al., 1999; Hudson & Schwenn, 2000; Habbal et al., 2010）。这些内部结构的成因和是否广泛存在都还需要进一步的观测分析。
2. 冕流结构物理性质及其对低速太阳风起源和加速的影响 在日冕仪观测中，冕流结构常可存在几天、几周乃至更长时间，是宁静状态下的日冕中最为明显的大尺度结构。在2-3 Rs以下，冕流的纬向跨度随日心距离增加而减小，直至冕尖(streamer cusp)，并在冕尖处与接近径向向外延伸的明亮片状结构(等离子体片：plasma sheet)衔接。冕流结构是大尺度日冕磁场的约束作用与高温等离子体的膨胀趋势达到动（或准稳）态平衡的结果。冕流之所以较亮正是由于闭场中约束着高密度的等离子体；冕尖位于冕流闭场区的顶点，下与最外层闭合力线顶部相连，上与开放至行星际空间、包含于等离子体片内部的日球电流片 (HCS)贯通(Pneuman and Kopp, 1971; Koutchmy and Livshits, 1992)。为了解冕流的形成和演化，以及有关的日冕加热和太阳风起源与加速过程，需确切诊断出冕流区域的密度、温度、流动和磁场强度等物理参数的分布和演化。 对日冕仪pB数据进行反演是常用的日冕电子密度诊断方法（Van de Hulst 1950）。针对冕流区域的诊断表明，冕流核区（core ）比周围冕洞区域的电子密度要高几到10倍（e.g., Strachan et al., 2002）。有些工作利用pB方法和光谱学分析给出了跨越冕流的电子密度和温度的纬向变化（e.g., Strachan et al. 2002; Uzzo et al., 2006）。特别，Uzzo et al. (2006) 比较了文献中针对多个冕流的密度和温度参数的测量结果，指出不同时期和位置的冕流参数可能会有较大差异。而影响这些物理参数的一个可能因素就是冕流下方是否存在复杂的冕环、日珥等结构。直观上讲，冕腔结构的出现肯定也会造成冕流参数的改变，而冕流参数也会直接影响到存在于其中的冕腔的性质。据我们所知，目前少有工作分析冕腔和冕流之间的相互联系和影响。利用Doppler变暗技术可以测量冕流区域的氧VI离子径向流速的空间分布（e.g., Strachan et al., 2002; Uzzo et al., 2006）。针对不同的冕流结构，这些工作发现在跨越冕盔边界时，氧VI离子径向流速迅速减小，直至无法测量（<20 km/s），这说明冕流内核区域不存在高于该观测精度的太阳风流动。 目前对隐藏在冕盔位形下的磁拓扑还存在不同的认识。通常认为，低年期间冕流主体由闭合的偶极磁环系统组成 (Pneuman and Kopp 1971)。然而，利用Fe XIV 530nm发射线进行观测的LASCO C1日冕仪发现冕流底部包含有多个环系(Schwenn et al. 1997)，这意味着即便在太阳低年，除偶极和电流片成分外，四(多)极成分对冕流磁场也可能存在可观贡献(Banaszkiewicz et al. 1998)。这种多极位形是否普遍存在，及其对应的行星际结构和太阳风的性质都有待探究。 观测和模型研究均表明，冕流及其附近区域是低速太阳风的一个重要源区(e.g., Feldman et al. 1981; Gosling et al. 1981; Habbal et al., 1997; Wang et al., 2000)；冕流结构的磁场拓扑性质，特别是冕尖-电流片磁场拓扑、冕流周边区域闭合与开放磁场位形共存的特点对源自该区域的低速太阳风的加速过程和物理参数具有深刻的影响 (e.g., Cuperman, Ofman, & Dryer 1990; Wang 1994; Chen and Hu, 2001; Chen et al., 2004; Li et al., 2006, 2011)。高分辨率的日冕流动结构的识别与观测，以及对冕流磁场拓扑的深入了解，有望推动这部分太阳风起源和加速问题的解决。 准稳态演化的冕流结构经常伴随着一些活动现象。如常可观察到持续外流的日冕物质，对应于太阳风中可分辨密度结构的运动；有时，还可观测到冕尖上方向外释放多个亮度略高于背景等离子体的岛状结构 (称为冕流团 (streamer blobs)：Sheeley et al., 1997; Wang et al., 2000)，可用于推断太阳风速度的径向剖面（Sheeley et al., 1997）和某高度上风速随时间的变化（Song et al., 2009）。此外，冕流的整体形状也会随时间演变，如发生持续膨胀（有些爆发成为胀爆式（blow－out）CME）、变暗甚至消散、等离子体片断裂 (Sheeley and Wang, 2007)等；冕流带中还常出现更小尺度的丝状结构，可能与底部光球磁场的快速变化和冕流带的不均匀分布有关（e.g., Wang et al., 2000）。 最近，利用LASCO日冕仪还发现了伪冕流(pseudo-streamer：Wang et al., 2007)。与前述典型冕流相比，伪冕流也具有类似的盔状形态和等离子体片，但冕尖高度较低，等离子体片亮度也弱一些，冕盔内由两个靠拢的磁环系统构成，相应等离子体片两侧的磁场极性相同。关于此类结构的稳定性、等离子体片成因和性质、相应太阳风的起源、加速和物理性质乃至与CME爆发的关系都尚待研究。
3. 冕腔－冕流系统爆发过程 在CME爆发过程中，常可观测到亮沿、暗腔与亮核等三分量结构（Illing & Hundhausen, 1986）。其中，亮核被认为对应于CME爆发时携带出去的高密度日珥物质，而暗腔则很可能对应于支撑日珥的强磁场结构。幸运的是，在爆发前的日冕成像中，也存在对应结构：冕流－冕腔与伴随的日珥（e.g., Fisher & Poland, 1981; Sterling & Moore, 2004; Gibson et al., 2006）。这种对应关系为研究CME爆发前态磁场结构和爆发初期动力学过程，包括爆发能量的输运、积累和释放过程提供了关键线索。从这个角度而言，冕腔（日珥）－爆发事件对于太阳爆发物理具有非常独特的研究价值。 在CME研究中，至关重要但又争议较大的两个核心问题是：（1）导致CME爆发的高自由能磁场位形的存在形式，是剪切磁拱还是力线扭缠的磁绳？（2）CME爆发过程中的能量是如何释放的？相关地，磁绳系统的MHD不稳定性和磁场重联在磁能释放和CME加速过程中是如何起作用的？目前，几乎所有MHD模型中，都不同程度地含有磁绳结构，争议的关键和模型的一个主要区别在于磁绳是在什么阶段形成的？是在爆发前就已经存在，还是剪切磁拱在爆发初期通过所谓tether-cutting重联(Moore & Labonte, 1980)形成的？在磁绳系统中，磁绳电流磁场会对磁绳电流产生作用力，导致磁绳受到背离太阳的自作用力（hoop force: Chen, 1989）。MHD模型计算表明，该力是驱动磁绳系统喷发的最主要作用力(Chen et al., 2006)。磁绳不稳定性过程触发后，可通过该力做功将磁能转为CME动能；另一方面，跨越电流片的磁场重联过程则可通过两种方式来实现磁能向CME动能的转化，一是重联加速产生的快速喷流可加速CME抛射体；二是重联烧蚀电流，可削弱电流片电流磁场和背景磁拱对爆发体的约束力，相当于变相增强磁绳喷发力，从而使其所做的功更多（Chen et al., 2007）。目前尚不清楚磁绳不稳定性和磁场重联两种能量释放过程在具体爆发事件中的相对贡献。 目前，文献中对上述CME物理研究中的关键科学问题尚没有形成统一的认识。冕腔被普遍认为是支撑日珥的强场结构，很可能对应于所寻找的具有螺旋力线的磁绳结构，这一推断受到日珥模型的有力支持（Low & Hundhausen, 1995），由于缺乏日冕磁场的直接观测，该论断只存在一些间接的观测支持，如日珥－冕腔处的物质运动方面的观测（Schmit et al., 2009; Wang et al., 2010）。通过新型日冕仪，对冕腔与关联爆发事件进行精细观测与统计分析，并与软X射线、极紫外和射电等多波段联合观测，有望对CME爆发前态磁场结构和能量输运、积累与释放的物理过程取得深入了解，推动上述CME物理中关键科学问题的解决。 在CME的日冕响应方面，CME频繁地与冕流发生相互作用。一方面，由于冕流常横跨在活动区上方，冕流大尺度闭场结构是CME磁能累积的重要场所，CME也常表现为冕流的爆发 (e.g., Howard et al., 1985; Hundhausen, 1993)。除此之外，还观测到其它不同表现的CME-邻近冕流的相互作用，如CME引起的冕流和射线结构的偏转和弯折 (Sime and Hundhausen, 1987; Sheeley et al., 2000)、冕流团释放(Song et al., 2012b)、冕流等离子体片结构的断裂 (Sheeley and Wang, 2007)、冕流波(Chen et al., 2010)等。 事实上，冕流区域所具有的高密度、低阿尔芬速和慢等离子体流速等物理性质有利于日冕激波在该区域的产生和加强。例如，同样速度的扰动，在冕流区域之外可能无法形成激波，而一旦进入冕流内部则可能会陡化为激波。同时，冕流还具有闭场位形、尖点结构和两侧磁场反向的电流片位形；CME与冕流相互作用过程中也有可能产生新的电流片结构和重联区域。这些特殊的参数特征和磁场位形有可能对CME过程中的电子和离子加速、射电辐射过程等产生影响。考虑到CME与冕流结构的相互作用非常频繁地发生，这一问题具有潜在的重要性，需要进一步结合日冕仪、射电频谱仪等观测数据，加深对有关物理过程的理解。
4. 有关研究工作的部分科学目标 (1) 系统了解冕流（腔）内部及周边的密度、温度等热力学参数的分布及演化情况，等离子体流动（包括腔体转动）情况；通过多波段观测分析和磁场外推模型，判断冕腔（日珥）－冕流磁场拓扑位形；在此基础上，认识冕流（腔）区域的等离子体加热机制； (2) 认识影响（伪）冕流和冕腔的形态结构和稳定性的物理因素、等离子体片精细结构和冕流团等现象的物理成因，了解（伪）冕流结构对太阳风起源的贡献和对其加速的影响； (3) 通过日冕仪与其它多波段联合观测，精细研究冕腔（日珥）爆发过程，了解CME爆发前态磁场结构、磁场能量的积累和释放机制与初始加速动力学过程；系统认识CME爆发现象与临近冕流结构的相互作用情况，澄清冕流在CME爆发过程中对粒子加速和射电爆发方面的影响。
参考文献 Banaszkiewicz M, Axford W I, McKenzie J F., 1998, 337, 940 Chen, J. 1989, ApJ, 338, 453 Chen, Y., Esser, R., Strachan, L., & Hu, Y. Q., 2004 ,ApJ, 602, 415 Chen Y, Hu Y Q., 2001, Sol. Phys., 199, 371 Chen Y, Hu Y Q, Sun S J., 2007, ApJ, 665, 1421 Chen, Y., Li, G. Q., & Hu, Y. Q. 2006, ApJ, 649, 1093 Chen, Y., Song, H. Q., Li, B., et al. 2010, ApJ, 714, 644 Cuperman S, Ofman L, Dreyer M., 1990, ApJ, 350, 846 Feldman, W. C., Asbridge, J., Bame, S., et al. 1981, J Geophys Res, 86, 5408 Fuller, J., & Gibson, S. E. 2009, ApJ, 700, 1205 Fuller, J., Gibson, S. E., de Toma, G., & Fan, Y. 2008, ApJ, 678, 515 Gibson, S. E., Foster, D., Burkepile, J., de Toma, G., & Stanger, A. 2006, ApJ, 641, 590 Gosling, J. T., Borrini, G., Asbridge, J. R., et al., 1981, J Geophys Res., 86, 5438 Guhathakurta, M., Rottman, G. J., Fisher, R. R., Orrall, F. Q., & Altrock, R. C. 1992, ApJ, 388, 633 Habbal, S. R., Woo, R., Fineschi, S., et al., 1997, ApJ, 489, L103 Habbal, S. R., Druckmueller, M., Morgan, H., Scholl, I., Rusin, V., Daw, A., Johnson, J., & Arndt, M. 2010, ApJ, 719, 1362 Howard, R. A., Sheeley, N. R. Jr., Michels. D. J., et al., 1985, J Geophys Res, 90(1), 8173 Hundhausen, A. J., 1993, J. Geophys. Res., 98, 13177 Hudson, H. S., Acton, L. W., Harvey, K. A., & McKenzie, D. M. 1999, ApJ, 513, 83 Hudson, H. S., & Schwenn, R. 2000, Adv. Space Res., 25, 1859 Illing, R. M., & Hundhausen, A. J. 1986, J. Geophys. Res., 91, 10951 Li B, Li X, Labrosse N., 2006, 111, A08106 Li, B., Chen, Y., Xia, L. D., 2011, AA, 529, A148 Low, B. C., & Hundhausen, J. R. 1995, ApJ, 443, 818 Moore, R. L., & LaBonte, B. 1980, in Proc. IAU Symp. 91, Solar and Interplanetary Dynamics, ed. M. Dryer & E. Tandburg-Hanssen (Boston, MA: Reidel), 207 Koutchmy, S., & Livshits, M. 1992, Space Sci. Rev., 61, 393 Pneuman, G. W., Kopp, R. A., 1971, Sol. Phys., 18, 258 Saito, K., & Hyder, C. 1968, Sol. Phys., 5, 61 Saito, K., & Tandberg-Hannsen, E. 1973, Sol. Phys., 31, 105 Schmit, D. J., Gibson, S. E., Tomczyk, S., Reeves, K. K., Sterling, A. C., Brooks, D. H., Williams, D. R., & Tripathi, D. 2009, ApJ, 700, L96 Schwenn R, et al., 1997, Solar Phys, 175, 667 Sheeley, N. R., et al. 1997, ApJ, 484, 472 Sheeley, N. R., & Wang, Y. M. 2007, ApJ, 655, 1142 Sheeley N R, Hakala W N, Wang Y M., 2000, JGR, 105, 5081 Sime, D., Hundhausen, A., 1987, J Geophys Res, 92, 1049 Song, H. Q., Chen, Y., Liu, K., Feng, S. W., & Xia, L. D. 2009, Sol. Phys., 258, 129 Song, H. Q., et al., 2012, PRX, 2, 021015 Sterling, A. C., & Moore, R. L. 2004, ApJ, 613, 1221 Strachan, L., Suleiman, R., Panasyuk, A. V., Biesecker, D. A., & Kohl, J. L. 2002, ApJ, 571, 1008 Uzzo, M., Strachan, L., Vourlidas, A., Ko, Y.-K., & Raymond, J. C. 2006, ApJ, 645, 720 (Paper I) Vasquez, A. M., Frazin, R. A., & Karmalabadi, F. 2009, Solar Phys., 256, 73 Vasquez, A. M., Frazin, R. A., & Manchester, W. B. 2010, ApJ, 715, 1352 van de Hulst, H. C. 1950, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 11, 135 Waldmeier, M. 1941, Ergebnisse und Probleme der Sonnenforschung (Lepizig: Becker & Erler) Waldmeier, M. 1970, Sol. Phys., 15, 167 Wang, Y.-M., & Stenborg, G. 2010, ApJ, 719, L181 Wang, Y. M., 1994, ApJ, 437, L67 Wang, Y. M., Sheeley, N. R. Jr., & Rich, N. B. 2007, ApJ, 658, 1340 Wang Y M, Sheeley N R, Socker D J, et al.,2000, J Geophys Res., 105, 25133
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