周团辉，季海生，王俊锋

(1.中国科学院紫金山天文台，江苏南京 210008;2.中国科学院研究生院，北京 100049;3.南京信息工程大学，江苏 南京 210044)

太阳耀斑的硬X射线(HXR)辐射是耀斑开始阶段高能粒子的韧致辐射产生的。一般来说，这些高能粒子携带有磁场释放出来的大部分能量。1991年发射成功的Yohkoh卫星［1］上有硬X射线望远镜［2］。Yohkoh卫星的观测结果表明硬X射线辐射主要是从耀斑环的足点发射的，而这个足点正是在日冕中被激发的高能粒子沿磁力线高速下降到色球上层的位置。这些高能粒子也能引起在其它能段上的辐射，例如Hα双带等。耀斑爆发需要的能量来源还不确定，磁重联理论被认为是目前最合理的解释。基于重联理论发展起来的二维耀斑模型则是被普遍接受的耀斑模型，这个模型能解释耀斑的很多特征，例如耀斑双带的分离运动、耀斑环的膨胀等。二维耀斑模型这样解释耀斑过程:磁场在日冕内重联，开始参与重联的磁力线在下层，而后来参与重联的磁力线在上层，所以磁环在耀斑过程中不断膨胀，相应的环的足点则逐渐分离［3］。硬X射线源或Hα双带的运动在耀斑研究中有重要意义。可以利用运动速度表征重联率，并进一步可以得到加速粒子的信息。例如文［4］作者利用大熊湖天文台的高分辨率Hα数据，得到重联区内的电场强度。这个电场强度的时间曲线与硬X射线(20～85 keV)的辐射曲线很相似。文［5］作者也发现耀斑能量释放的速度主要由日冕内的磁重联快慢决定的。

近年来，随着RHESSI等高精度望远镜的投入使用，陆续发现一些新的耀斑特征:耀斑过程中耀斑环的收缩［6－8］，耀斑环顶源的下降［9］，以及耀斑足点的靠近［10］等。但是现在还无法解释耀斑环的收缩和足点的靠近运动的相互联系。文［11］作者设计了一个磁场模型，可以利用剪切磁场的松弛解释耀斑环的收缩及足点的靠近。本文根据前面提到的耀斑特征选择了两个大型耀斑事件，并进行了初步分析。

1 方法和观测

选择这两个耀斑事件根据以下原则:(1)耀斑有完整的RHESSI卫星的硬X射线观测数据，同时有明显的硬X射线足点;(2)有完整的TRACE卫星观测数据，并且具有明显的双带结构;(3)耀斑爆发的位置，必须在日面中心45°范围内，这是因为如果耀斑发生在日面边缘，投影效应会影响到处理结果。之所以选择TRACE和RHESSI卫星的数据，是因为这两个卫星都有高分辨率望远镜，其时间分辨率达到秒的量级，观测结果相得益彰。

RHESSI卫星主要目的是观测耀斑的激发粒子和能量释放过程，其空间分辨率达到2.3″，时间分辨率是4 s。利用RHESSI的观测数据，可以更细致地研究硬X射线足点的运动。将耀斑的硬X射线辐射分为很多时间段，使每个时间段都与TRACE数据相对应。利用这些数据，分别计算了硬X射线足点间的距离，并利用重心法［10］计算得到耀斑TRACE图像中双带间距离。同时还分析了耀斑硬X射线足点和TRACE双带的剪切角的变化。剪切角通常这么定义，足点或双带间连线与磁中性线垂线间的夹角。

1.1 2002年3月14日耀斑

这个耀斑发生在NOAA9866活动区，文［12］作者曾对这个耀斑进行过分析，他们发现在30～50 keV能段，耀斑足点有一个靠近的运动。这次对这个耀斑进行更细致的分析。图1是耀斑演化的图像。从图中可以看出，耀斑开始阶段，在TRACE 17.1 nm能段上有明显的双带结构，并且双带的剪切运动也很明显;01∶47∶00 UT以后，耀斑环开始出现，将双带连接起来。选用01∶47∶00 UT以前的数据计算耀斑远紫外双带间距离，其时间曲线见图2(a)。可以明显看出，除了前两个数据点，双带间距离有一个明显的减小，平均速度大约为23 km/s。图2(b)是远紫外双带剪切角的变化曲线。剪切角在开始有轻微的增加，然后是持续减小，减小的速度约为0.025°/s。仔细分析远紫外数据，认为双带距离和剪切角在开始时的增加是真实的运动。剪切角的减小在很多耀斑事件的不同能段中都有反映［13－14］。

再选取硬X射线(25～50 keV能段)数据计算足点间距离和剪切角。在25～50 keV能段，耀斑有两个明显的共轭足点，而且它们与远紫外双带的位置符合得很好 (见图1)。耀斑硬X射线足点和17.1 nm的双带位置符合得很好，而且在01∶47∶00 UT以后，硬X射线足点出现在耀斑环的两边。耀斑硬X射线足点间距离和剪切角的时间曲线(见图2(c，d))。耀斑硬X射线足点以18 km/s的速度相互靠近，这个速度与17.1 nm能段的双带靠近速度很相近，剪切角的减小速度为0.023°/s。

考虑到双带或足点间距离的变化可能受剪切效应的影响，又计算了耀斑双带或足点间距离的平行和垂直于中性线的分量(图3)发现，硬X射线足点间距离和17.1 nm双带间距离的时间变化曲线很相似，距离减小和增大的速度也近乎相等。

1.2 2003年8月29日耀斑

2003年8月29日的耀斑爆发在活动区NOAA10486。NOAA10486是太阳活动23周的一个著名的活动区，有好几个大耀斑都爆发在这个活动区。这是个白光耀斑［15］，在硬X射线和160.0nm能段上都有完整的观测。

图4是耀斑的图像。可以看出，在160.0nm耀斑有标准的双带结构，并且硬X射线两个足点的位置与双带符合得很好。而且很明显能看出，从耀斑开始到20∶51∶00 UT，耀斑硬X射线(25～50 keV)两个足点相互靠近，20∶51∶00 UT以后，东足点向东，而西足点向西，两个足点做标准的分离运动［16］。

对这个耀斑进行了同上一个耀斑一样的分析思路，分别计算了耀斑紫外(160.0nm)双带和硬X射线足点间距离变化和剪切角的变化(图5)。发现在20∶51∶00 UT之前，硬X射线足点和紫外双带都有会聚运动，体现在它们间距离先减少再增大。但是硬X射线足点间距离减少的速度约为82 km/s，增加的速度为74 km/s，而紫外双带间距离减小的速度只有17 km/s，增加的速度也只是24 km/s，是硬X射线结果的1/5～1/3。但是它们剪切角的变化也是一致的，都是减小的，只是减小的速率有所不同，紫外的是0.008°/s，而硬X射线则为0.026°/s，是紫外减小速率的3倍。

图1 耀斑爆发过程。背景是TRACE EUV(17.1 nm)图像，红色等值线是硬X射线(25～50 keV)足点Fig.1 Temporal evolution of the flare.The background is constructed from TRACE EUV(17.1nm)images.The red contours are from RHESSI maps in the energy range of25－50keV

图2 (a)～(b):TRACE EUV(17.1 nm)耀斑双带间距离和剪切角时间变化曲线;(c)～(d):硬X射线(25～50 keV)足点间距离和剪切角的时间变化曲线Fig.2 (a) － (b):The temporal variations of the distance and the shear angle between the TRACE EUV(17.1nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of the distance and the shear angle between the RHESSI HXR(25－50keV)kernels

图3 (a)～(b):远紫外(17.1 nm)双带间距离的垂直和平行分量时间变化曲线;(c)～(d):硬X射线(25～50 keV)足点间距离的垂直和平行分量的时间曲线Fig.3 (a) － (b):The temporal variations of vertical and parallel distances between the EUV(17.1nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of vertical and parallel distances between the HXR(25－50keV)kernels

图4 耀斑图像。背景是紫外(160.0nm)图像，叠加了相近时间的硬X射线(25～50 keV)足点。红色等值线是硬X射线足点，它们在20∶49 UT以后有明显的分离运动Fig.4 Evolution of HXR(25 －50keV)footpoints are superposed onto the nearest TRACE 160.0nm images.The red contours are from RHESSI HXR25－50keV data.The two sources show clear separate motion after20∶49 UT

图5 (a)～(b):耀斑紫外(160.0nm)双带间距离和剪切角的变化曲线;(c)～(d):耀斑硬X射线足点间距离和剪切角时间曲线Fig.5 (a) － (b):The temporal variations of the distance and the shear angle between the TRACE UV(160.0nm)ribbons.(c)－(d):The temporal variations of the distance and the shear angle between the RHESSI HXR(25－50keV)kernels

2 结论与讨论

文中选取了两个大耀斑进行分析。这两个耀斑都有双带结构，而且爆发位置都在日面中心，可以忽略投影效应。利用TRACE和RHESSI卫星的高分辨率观测数据，可以获得耀斑足点或双带间距离以及剪切角的精细变化。得到以下几点结果:

(1)在耀斑开始阶段，共轭亮核间具有明显的会聚运动，在垂直于磁中性线上会聚运动更明显;

(2)耀斑过程中，剪切角是持续减小的，这反映了外层磁力线要比内层磁力线剪切弱;

(3)17.1 nm能段的结果跟硬X射线的符合得很好，而160.0nm则与硬X射线相差3～5倍。作者认为主要是因为17.1 nm能段可以看作是非热成分比较多，所以17.1 nm与硬X射线的结果比较接近，而160.0nm能段则是热成分比较大。

［1］Ogawara Y，Takano T，Kato T，et al.The solar-a mission-an overview ［J］.Solar Physics，1991，136(1):1－10.

［2］Kosugi T，Masuda S，Makishima K，et al.The hard X-ray telescope(HXT)for the solar-a mission ［J］.Solar Physics，1991，136(1):17 －36.

［3］Forbes T G.Reconnection theory for flares［C］//Bentley R D，Mariska J T.Magnetic reconnection in the solar atmosphere.Proceedings of a Yohkoh conference.Durham:University of New Hampshire，1996，111:259－267.

［4］Qiu Jiong，Jeongwoo Lee，Dale E Gary，et al.Motion of flare footpoint emission and inferred electric field in reconnecting current sheets ［J］.The Astrophysical Journal，2002，565(2):1335－1347.

［5］Wang Haimin，Qiu Jiong，Jing Ju，et al.Study of ribbon separation of a flare associated with a quiescent filament eruption ［J］.The Astrophysical Journal，2003，593(1):564 －570.

［6］Sui Linhui，Holman G D.Evidence for the formation of a large-scale current sheet in a solar flare［J］.The Astrophysical Journal，2003，596(2):L251 －L254.

［7］Li Y P，Gan W Q.The sheinkage of flare radio loops ［J］.The Astrophysical Journal，2005，629(1):L137－L140.

［8］Li Y P，Gan W Q.The oscillatory shrinkage in TRACE 19.5nm loops during a flare impulsive phase ［J］.The Astrophysical Journal，2006，644(1):L97 －L100.

［9］Veronig A M，Karlicky M.X-ray sources and magnetic reconnection in the X3.9 flare of2003 November 3 ［J］.Astronomy and Astrophysics，2006，446(2):675 －690.

［10］Ji H，Wang H，Goode P R，et al.Traces of the dynamic current sheet during a solar flare ［J］.The Astrophysical Journal，2004，607(1):L55 －L58.

［11］Ji Haisheng，Huang Guangli，Wang Haimin.The relaxation of sheared magnetic fields a contracting process ［J］.The Astrophysical Journal，2007，660(1):893 －900.

［12］Fletcher L，Hudson H S.Spectral and spatial variations of flare hard x-ray footpoints ［J］.Solar Physics，2002，210(1－2):307－321.

［13］Asai A，Ishii T T，Kurokawa H，et al.Evolution of conjugate footpoints inside flare ribbons during a great two ribbon flare on2001 Arpil 10 ［J］.The Astrophysical Journal，2003，586(1):624－629.

［14］Su Yingna，Golub L，Adriaan A，et al.A statistical study of shear motion of the footpoints in two-ribbon flares ［J］.The Astrophysical Journal，2007，655(1):606 －614.

［15］Xu Yan，Cao Wenda，Liu Chang，et al.Near-infrared observations at 1.56 microns of the2003 October29 X10 white-light flare ［J］.The Astrophysical Journal，2004，607(2):L131 －L134.

［16］Liu Chang，Jeongwoo Lee，Deng Na，et al.Large-scale activities associated with the2003 October29 X10 flare ［J］.The Astrophysical Journal，2006，642(2):1205 －1215.