1、众所周知，在磁场越强的地方等质量的物质受到的回复力远大，因此磁环的振荡周期越短。而且在受相同的外力冲击后磁环在较大交大磁张力的阻碍下，偏离平衡位置的幅度要相对较小，相应地，磁环的振荡幅度也比较小。因此我们可以根据测量到的冕环振荡的周期和振幅推算出日冕内的磁场大小。另外，还可以根据冕环振荡时出现的磁环结构反演出冕环内的磁场结构。然而，早期的研究工作主要依赖地面望远镜来获取研究需要的观测数据，因此很难比较全面地了解耀斑爆发引起的相关物理过程的性质。这是因为地球大气对来自太阳的许多光谱线会选择性吸收。那些来自太阳光球和色球低层的谱线能够穿透地球大气进入到地面望远镜，而高色球区和日冕区内相关的现象则很
2、少能够通过地面望远镜来进行观测研究，因为高色球区、过渡区和日冕区的温度非常高，形成的紫外和远紫外谱线都会被地球大气强烈吸收，地面望远镜几乎无法获取这些区域内的信息。近年来，随着空间科学的高速发展，空间太阳望远镜的不断升空为太阳物理学家开辟了广阔的研究前景，这些来自空间望远镜观测的高质量数据为观测和研究太阳振荡提供了更多的细节。例如Thompson等人在1998年至1999年中利用1995年升空的空间太阳望远镜观测平台SOHO（SOlar and Heliospheric Observatory，SOHO）上的（Extreme ultraviolet Imaging Telescope，EIT）
3、观测的数据发现了在日冕层中传播的球面波10。2010年发射的太空太阳动力学观测站SDO。已经平稳运行了2yr，采集了大量的全日面高分辨率观测数据。这些高分辨率观测数据为我们深入研究冕环的结构及其振荡提供了极其便利的条件。本文详细地分析了SOD上的太阳大气成像仪AIA在2010年10月16日观测的高分辨率数据，获得了耀斑爆发期间所产生的两个冕环振荡的演化特征，特别是精确地测定了这两个冕环的振荡周期。2 观测和数据预处理2010年10月16日SDO/AIA在谱线Fe IX 171波段对NOAA 1112进行了连续观测，采集的数据显示在19:00-19:10UT之间爆发了一个M2.9级的耀斑11，在
4、该耀斑爆发期间，位于不同日面位置的冕环相继产生了明显的周期性振荡。为了精确研究这些冕环的运动特征，我们选取了能够显现冕环振荡的整个演化过程的时段（19:0519:35UT）进行详细的研究。在这个持续了30min的时段内，SDO/AIA总共采集了具有稳定时间间隔的高空间分辨率全日面图像150帧。这些图像的时间分辨率为12s/frame，空间分辨为0.6角秒 /像素。图1是SDO/AIA利用谱线Fe IX 171在2010-10-16 19:17:48UT观测的日面单色像的部分截图，它包含了我们所研究的耀斑和冕环所在的区域。为了表示各活动体在日面上的精确位置，我们以日面中心为坐标原点，并用Mm作为
5、长度单位建立坐标系。在图1中可以看出，在活动区NOAA 1112内爆发的耀斑位于远离日面中心的西南方向，它的准确位置如图中的黑色十字所示。其坐标为W298/S290。通过查看连续的观测图形，结果发现在耀斑爆发期间，日冕内的许多环状结构产生了明显的振荡，其中位于耀斑西北方向的两个冕环产生的振荡具有显著的周期特征，我们将在下文中深入地分析这两个环的振荡特征。为了方便后面的叙述，我们把这两个冕环标注为loop-A和loop-B，它们所在位置如图中的白色方框所示。其中冕环loop-A的中心精确位置为W492/S170，而loop-B的中心精确位置为W559/S142。尽管从图1的单色像中可以看出这些冕
6、环的基本结构，但是冕环的细节在日面上并没有清晰的特征。为了显现出耀斑引起的冕环随时间变化的特征，我们计算出了所选定区域的差分象，如图2所示。从差分象中可以看出：具有亮结构的冕环loop-A和loop-B由于振荡产生了明显的位置变化，而且从该图中还可以看出这两个冕环在结构上具有显著的差异，其中loop-A是一个具有两个固定环足点的圆弧形状，而loop-B则呈现出清晰的三叉结构。通过后面的分析我们将会发现这两个冕环的振荡特性具有显著的差异。图1 2010-10-16UT19:48观测的AIA 171的强度图像。黑色十字标注了耀斑中心的位置，两个白色方框圈定了两个冕环loop-A和loop-B的位置
7、。Fig.1 AIA 171 intensity image of the flare observed on 2010-10-16UT19:48.A black cross denotes the location of the flare center.Two rectangles indicate the location of the coronal loops.loop-A and loop-B,respectively.图2 耀斑中心位置和冕环位置的差分图像Fig.2 The location of the flare center and the two coronal loop
8、s shown in the running difference image3 冕环振荡特征的研究冕环振荡是与耀斑爆发伴生的一种常见现象，精确测定冕环振荡的物理特性对理解日冕的空间结构、磁场分布等都有着积极意义。SDO/AIA在2010年10月16日观测的高分辨率数据显示，在活动区NOAA 1112中一个M2.9级的耀斑爆发过程中，日面上的许多冕环相继产生了明显的振荡。通过仔细查看这些活动体的演化过程，结果发现这些冕环振荡在实践序列上具有非常明显的规律，即距离耀斑中心越近的环起振时间越早；而离耀斑中心较远的冕环起振时间则要晚得多。这种冕环起振迟早与其距耀斑中心距离远近密切相关的情况，暗示着冕
9、环的振荡产生于耀斑的爆发存在着密切的联系。一种比较合理的解释是：爆发的耀斑对太阳高层大气形成强大的冲击，并产生一种在太阳大气中传报的扰动。这种扰动以一种有限的速度沿着太阳表面传播。当这种扰动碰到冕环时，就会冲击冕环并驱动后者产生周期性振荡。这些在耀斑爆发期间出现的冕环振荡现象引起了很多太阳物理学家的关注。其中Aschwanden 等11在2011年对本区域中的冕环loop-A进行了系统的分析。他们发现耀斑约在19:10:00UT产生脉冲相，数分钟后冕环loop-A产生了周期性的振荡，其振荡周期为375.6 s （6.3 min）。我们在仔细观看SDO/AIA观测的高分辨率数据后，结果发现该耀斑
10、大约在19:05:07:00UT之间快速增亮，在19:00UT左右耀斑中心的亮度达到最大值，在耀斑出现增亮后，日面上两个具有完全不同结构的冕环产生了周期性振荡，因此决定在Aschwanden 等11的工作基础之上，继续深入研究该耀斑引起的振荡现象，探索耀斑爆发过程中冕环振荡的物理特征。在此工作中，我们采用了IDL可视化编程软件对SDO/AIA观测的原始数据进行细致的分析，深入研究耀斑爆发引起的冕环振荡的物理特征。3.1 冕环Loop-A的振荡特征图1中白色方框圈定的冕环loop-A随时间的演化过程如图3所示。图3中冕环loop-A被SDO/AIA观测的时刻均标注在图的下沿，时间间隔为48s。为
11、了清楚地看出冕环在演化过程中的位置变化，我们将冕环loop-A的环顶平衡位置作为参照线，并在图3中用一系列的白色折线标注出来。从图3中可以看出，冕环在19:12:36UT之前位置没有明显的变化，而在19:13:24UT，环顶明显地越过了作为参考的白色折线，向上（即向北方）移动了一段距离。在19:14:12UT时冕环向上运动到最大位移处，此时环顶向上移动了约5 pixel（即2.2Mm），其后随着时间的推移冕环逐渐下摆动，在19:15:48UT时向下运动到负方向的最大位移处，此时环顶在折线的下方约5pixe处l，此后冕环又来回运动了几个周期。在连续播放的图像中我们可以看出很明显的来回振荡过程，但
12、是在静止的图像中我们很难直观的发现冕环的变化特征，为了显示冕环loop-A的运动特征，我们对图像做了差分像的运算。由于时间分辨率为12s/frame，因此在时间序列上相邻的两幅图像之间的位置改变非常小，很难显现出冕环的运动引起的变化。为了更好地显现出冕环的运动，我们采取每相隔3幅图像进行差分像运算，从而得到了如图4所示的差分像演化过程。从图4中可以看出在19:11:48UT以前差分像上没有任何结构，这说明冕环loop-A在此之前基本上没有明显的运动。到了19:36UT和19:24UT冕环的上边出现明显的亮带，说明冕环开始向上运动；12UT时刻，差分像上显示冕环的结构非常微弱，这是因为冕环运动到
13、最大位移处，动能完全转化成势能，冕环在此时的运动速度接近于0，因此在差分像上显示出变化很弱的特征；到了最大位移处后，冕环在回复力的作用下向下做加速运动，在19:00UT冕环loop-A开始向下移动，随着时间的推移，差分像图像可以清楚的看出loop-A位置的来回变换。结合图3-4所表示的冕环位置随时间变化的图像，我们发现冕环loop-A在19:29:24UT之前大致做了3个周期的振荡，其振荡最强烈的点在冕环的环顶位置，因此我们截取冕环 图3 冕环loop-A随时间变化的单色图像 Fig .3 Intensity images showing the evolution of loop-A图4 冕
14、环loop-A随时间变化的差分像图像Fig. 4 Running different images showing evolution of loop-A loop-A环顶位置沿着南北方向的一列观测数据做时间切片图，其结果如图5所示。在图5中，横坐标为观测时间，我们选取19:00:00UT作为计时零点，单位为min；观测的时段为19:0019:30:00UT（在图中的横坐标范围即1040min）；纵坐标为观测点的空间位置。从图5中可以看出时间切片图中有一条做周期变化的白色亮带，此亮带直观的反应了loop-A环顶的运动呈现出明显的简谐振荡特征。图5还显示loop-A约在19:00UT开始振荡，持
15、续了约4个完整的周期，而且在整个过程中振动幅度基本保持为2.2Mm，没有出现明显的衰减。为了定量地描述该冕环的振荡特征，我们采用一条正弦曲线，对图5中的白色亮带进行拟合，结果发现当振幅A=2.2 Mm，简谐振荡角频率rad/s，初始时刻时，拟合曲线与时间图像切片上的白色亮带非常吻合，拟合结果如图5中的黑色点线所示。因此我们可以认为冕环loop-A的环顶振荡方程就是，从方程中可以看出冕环loop-A的简谐振荡周期为（即6.42min），这个周期的测量值与Aschwanden 等13在2011年的研究结果基本一致。 图5 冕环loop-A环顶振荡特征的时间切片图像Fig. 5 Time-slice
16、 image showing the oscillation of the top of loop-A3.2 冕环Loop-B的振荡特征与分析冕环loop-A的物理特性的方法相似，我们也对冕环loop-B的振荡特征加以系统的分析。图1中另一个白色方框所圈定的冕环loop-B随时间的演化过程如图6所示。在图6中，冕环loop-B被SDO/AIA观测的时刻也均被标注在图像的下沿，时间间隔同样取为48s。由于冕环loop-B与冕环loop-A在结构上的明显差异，对于冕环loop-B我们选取振荡最为明显的位置即loop-B三叉结构的节点（这里指冕环loop-B三叉结构的中心位置）位置作为参照，并在图6
17、中也同样用一系列的白色折线标注出来。由于loop-B的特殊结构，从图6中的单色图像中我们并不能很清楚的看出loop-B位置的改变。为了清晰的显示出冕环loop-B的运动特征，我们同样也对图像做差分像的运算。与冕环loop-A一致，我们采取每相隔3幅图像进行差分像运算，从而得到了如图7所示的差分像演化过程。从图7中可以看出在19:12UT以前差分像上没有明显的亮暗结构，这说明冕环loop-B在此时刻之前基本上没有明显的运动。00UT时图像中出现了三叉结构状的亮暗带，亮带部分在上，暗带部分在下，这说明此时冕环loop-B出现了向上的运动（即向北）运动，这个起振的时刻要比loop-A开始振荡的时刻1
18、9:36UT晚144s。24UT亮暗两带位置出现交换，亮带在下暗带在上，此时说明图像节点位置已经向下（即向南）运动，在19:19:48UT节点向下运动到最大位移处，在19:20:36UT冕环节点位置再次向上运动，随着时间的推移，差分像图像清楚的呈现出loop-B位置的来回变换。27:48UT时差分像上显示冕环的结构已经非常微弱，之后的图像基本没有变化。结合图6-7所表示的冕环位置随时间变化的图像可以看出loop-B在19:24UT之前大致做了2个周期的振荡，振荡摆幅逐渐衰减。这里我们同样采用时间图像切片的方法来分析loop-B的振荡，我们截取冕环 loop-B的节点位置沿着南北方向的一列观测数
19、据做时间切片图，其结果如图8所示。为了与冕环loop-A的时间切片图像保持一致，在图8中，我们同样规定横坐标为观测时间，选取19:纵坐标为观测点的空间位置，单位为Mm。从图8中可以看出时间切片图中有一条做周期变化的白色亮带，此亮带直观地反应了loop-B的振荡特性，与图5中的亮带表现等幅振荡特性不同的是图8中亮带的振荡幅度随着时间的推移不断变小，呈现出一种阻尼振荡特性。图8显示loop-B约在19:00UT开始振荡，持续了约3个周期，而且在整个过程中振动幅度最大位移为20Mm。从图8中可以看出loop-B在最开始的半个周期时的振荡幅度要远小于紧随其后的半个周期的振荡幅度，我们还不能准确推测出形
20、成这一现象的原因。为了从数学中定量的描述该冕环的振荡特性，我们撇开最开始的半个周期的振荡，采用了一条正弦阻尼振荡方程，对图8中从时间19:24UT开始的白色亮带进行拟合，结果发现当振幅=24.8Mm，阻尼系数=s-1，阻尼振荡角频率=1128s时拟合曲线与时间图像切片上的白色亮带非常吻合，拟合结果如图8中的黑色点线所示。所以我们可以认为冕环loop-B的节点振动方程就是，从方程中可以看出冕环loop-B的阻尼振荡周期为= 449 s；阻尼系数s-1。基于rad/s和s-1我们可以计算出冕环loop-B的无阻尼时的固有角频率rad/s，相应的固有振荡周期为=439s。图6 冕环loop-B随时间
21、变化的单色图像Fig. 6 Intensity images showing the evolution of loop-B图7 冕环loop-B随时间变化的相差分像图像Fig .7 Running difference images showing evolution of loop-B 图8 显示冕环loop-B节点振荡特征的时间切片图像Fig .8 Time-slice image showing the oscillation of the node of loop-B4 讨论和结论冕环振荡是与耀斑爆发伴生的一种常见现象，振荡周期是冕环振荡的一个基本物理参数，精确测量冕环振荡的周期对理
22、解太阳耀斑爆发时的物理特性和日冕的空间结构都有着比较重要的意义。我们针对太阳动力学观测站SDO/AIA在2010年10月16日观测的高质量的数据开展了细致的分析工作。结果发现，活动区NOAA 1112爆发一个M2.9级的耀斑后，位于耀斑西北方向上的两个冕环loop-A和loop-B产生了明显的振荡，这两个冕环的振荡表现出完全不同的特性。其中冕环loop-A表现出一种典型的简谐振荡，其简谐振荡周期为=385s；而冕环loop-B则表现出一种阻尼振荡，其振幅随时间逐渐衰减，它的阻尼振荡周期为= 449 s，阻尼系数s-1，相应的固有振荡周期显然，冕环loop-A的固有振荡周期要比loop-B的固有
23、周期小，这种周期差异很可能是由loop-A和loop-B的不同结构所引起的。图2显示冕环loop-A有两个根植于太阳低层大气的固定足点，其形状呈现出常见的圆弧结构；而冕环loop-B呈现三叉形状，但是仔细查看loop-B的演化过程可以发现，它的3个分支中有两支的根部没有明显的稳固足点，即除了位于东边的那个分支具有植根于太阳低层大气的稳固足点外，另外两个位于西边的分支没有固定的足点，而是悬浮在日冕大气层内。因此，在受到外部扰动产生振荡时，冕环loop-A所受两个固定足点产生的回复力大，而只有一个稳固足点的loop-B受到的回复力小。假设冕环大气中的等离子体具有相近的密度，那么相应的单位体积内的等
24、离子体质量m也可以认为近似相等，从而从振荡周期公式可以看出，在m相同的情况下，当弹性系数k大时，则相应的周期要短，也就是说受到两个足点拉伸的冕环loop-A的振荡周期要比只受一个固定足点拉伸的冕环loop-B的振荡周期要短一些。此外我们还在研究中发现，loop-B起振的时刻要比loop-A起振的时刻晚约144s，这极有可能与冕环与耀斑的距离有密切的关系。通过分析整个事件的演化过程，我们不难发现，太阳表面的许多冕环均在耀斑爆发后产生了明显的振荡运动，这表明耀斑应该就是冕环产生振荡的直接原因。显然，耀斑的能量应该以某种扰动形势传播到日面的不同位置，由于距离的远近不同，处于不同位置的冕环的起振时间应
25、该也会有明显的差异。从图1我们可以看出冕环loop-A和loop-B均位于耀斑的西北方向，但是它们距耀斑的距离是不一样的。通过精确的定位，我们前面已经给出了耀斑和两个冕环的精确位置为：冕环loop-A为W492/S170；冕环loop-B为W559/S142。根据这些精确坐标我们可以很容易计算出冕环loop-A距耀斑中心位置距离为252Mm；冕环loop-B距耀斑的中心位置距离为346Mm，相应地loop-B距耀斑中心的距离要比loop-A距耀斑中心的位置远94Mm。基于两个冕环的起振时间差t=144s和耀斑中心距离差l=94000km,我们计算出引起冕环振荡的、由耀斑所激发的扰动在日面上的传
26、播传播速度是=653km/s。如果这种驱动冕环振荡的扰动是以恒定速度v=653km/s从耀斑中心处向外传播，那么我们可以推算出这种扰动在耀斑中心处产生的时间大约在19:06:00UT。这一时刻与耀斑开始增亮的时刻基本一致。也就是说，这种扰动是在耀斑开始增亮时产生的。过去的研究表明，耀斑爆发经常会产生暗条爆发，这种暗条爆发引起的CME在0.5个太阳半径内时所具有的速度一般在100-300km/s,显然我们所测量到的扰动速度要明显的高于CME在低日冕时的运动速度。此外，耀斑爆发中产生的日冕物质一般是朝高空运动的，而我们分析的结果显示，引起冕环振荡的扰动应该是沿着太阳表面传播的，因此我们可以据此判断
27、，这种引起冕环振荡的扰动应该不是CME运动引起的。关于这种的扰动本质，还有待我们收集更多的观测数据展开深入的研究。致谢：感谢美国NASA提供的高质量数据参考文献1方成，丁明德，陈鹏飞，太阳活动区物理M，第一版，南京：南京大学出版社，2008：14-582Tomczyk, S., McIntosh, S. W., Keil, S. L., Judge, P. G., Schad, T., Seeley,D. H., & Edmondson, J. Alfvn Waves in the Solar CoronaJ.Science,2007,317,5842:1192 11963Aschwanden
28、, M. J., Fletcher, L., Schrijver, C. J., & Alexander, D.Coronal Loop Oscillations Observed with the Transition Region and Coronal ExplorerJ.The Astrophysical Journal, 1999, 520, 2: 880-8944Nakariakov, V. M., Ofman, L., DeLuca, E. E., Roberts, B., & Davila, J. M. TRACE Observation of Damped Coronal L
29、oop Oscillations: Implications for Coronal Heating J.Science 1999: 862-8645Verwichte, E., Nakariakov, V. M., Ofman, L., & DeLuca, E. E.Characteristics of transverse oscillations in a coronal loop arcade J. Solar Physics, 2004, 223, 1-2:77-946Nakariakov, V. M., & Verwichte, E. Coronal Waves and OscillationsJ.Living Rev. Solar Phys.2005:5-657 Andries, J., Goossens, M., Hollweg, J. V., Arregui, I.,& Van Doorsselaere, T. Coronal loop oscillations. Calculation of resonantly damped MHD quasi-mode kink oscilla
