太陽黑子本影振蕩的多波段觀測*

李東

(中國科學院紫金山天文臺 南京 210023)

1 簡介

太陽黑子是太陽表面最顯著的特征之一,是太陽表面磁場比較強的區域,所以它比周圍的大氣更暗、溫度更低[1].觀測上,黑子一般是由中心比較暗的核心和周圍比較彌散的暗暈組成,它們分別被命名為黑子的本影和半影.黑子的本影通常被一些亮結構分成更小的幾部分,這些亮結構類似于架在本影之間的橋梁,因此被稱作亮橋[2-3].雖然太陽黑子被約束在很強的磁場內,然而高分辨率的觀測表明它是高度動態的.在黑子及其上方大氣中發現并報道了各種類型的振蕩和波動現象: 由本影中心向本影-半影邊界傳播的本影行波,由本影-半影邊界向半影-光球邊界傳播的半影行波,二者密切相關但傳播的速度明顯不同;在亮橋上也發現了準周期振蕩的現象,被稱為亮橋振蕩;此外,在黑子上方的太陽大氣中還發現了向上傳播的振蕩現象.這些與黑子有關的振蕩或波動現象一般認為是太陽大氣中的MHD(Magnetohydrodynamics)波[4-6].基于高空間和高光譜分辨率的觀測數據,在太陽黑子中還發現了許多精細尺度的結構: Ji等[7]在黑子本影的內部發現了一些孤立的尺度較小的增亮,稱為本影點;Sobotka等[8]則進一步在黑子半影內部觀測到了一些明亮且細長的特征現象,稱為半影谷穗(Penumbral Grains);Buehler等[9]發現了半影微噴流,它們主要集中在黑子上方的色球層;Tian等[10]在亮橋附近發現了一系列小尺度的噴流結構,并證實它們是由磁場重聯驅動的.所有觀測結果說明太陽黑子中存在大量精細結構,有很高的動力學特性.

準周期振蕩是太陽黑子中普遍存在的現象,在太陽大氣的不同高度都發現了黑子振蕩的跡象.太陽黑子的振蕩經常與MHD波聯系在一起,是太陽物理的一個重要研究方向[11].觀測研究發現在太陽大氣的光球層高度,黑子振蕩的周期大約為5 min,一般認為它們與光球層的P模振蕩(波)有關[4].研究人員在太陽的高層大氣,如黑子上方的色球層、過渡區甚至是日冕層都發現了周期約為3 min的振蕩現象,并認為它們是黑子振蕩的共振模式[12].特別是黑子本影上方的3 min振蕩可以同時在光球上層、色球層和過渡區以及日冕層中被探測到,說明黑子本影的3 min振蕩是傳播的MHD波,它可以從太陽的低層大氣一直向上傳播到高層大氣[2,13].在太陽大氣的色球層高度,尤其是黑子上方,存在一些周期性的增亮現象,稱為本影閃爍,它經常伴隨著周期為3 min的垂直的上下運動[14].因此,本影閃爍很可能與激波引起的垂直向上傳播的MHD波有關.在太陽大氣的日冕層高度也發現了周期約為3 min的振蕩(位于黑子上方): 在極紫外成像觀測中,它通常出現在扇形磁環的足點附近[15];在射電觀測中,它一般在日冕高度的本影上方被觀測到[16].另一方面,在太陽黑子附近還發現了周期為3-5 min的行波,它們與黑子本影振蕩的周期非常接近[17-18].總之,太陽黑子的振蕩在其本質上可以認為是橫跨黑子的MHD波[19],或者通常解釋為傳播的慢磁聲波[12].

使用紅外和紫外的光譜觀測數據,我們曾報道了黑子本影位置的多普勒速度振蕩,研究主要集中在光球層和色球層[20].這里結合極紫外成像和紫外光譜的觀測數據,我們對黑子本影振蕩進行了更深入的分析研究,主要研究黑子本影振蕩的周期在太陽大氣不同高度的變化,從光球層和溫度極小區經色球層和過渡區直到日冕層.文章組織結構如下:第2節介紹觀測所用的儀器和數據處理,第3節描述主要分析結果,最后第4節給出小結并進行簡要的討論.

2 觀測儀器和數據處理

文章分析了發生在2017年9月15日的一個太陽黑子,它位于活動區12680,靠近日面中心(N08E01:北緯8°,東經1°).這個黑子,尤其是它的本影區被兩個太陽望遠鏡在多個波段同時觀測到: 包括SDO(Solar Dynamics Observatory)上搭載的AIA (Atmospheric Imaging Assembly)[21]和IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph)[22]上的SG (Spectrograph)和SJI (Slit-Jaw Imager).表1列出了文中用到的望遠鏡的詳細參數.圖1則描述了目標黑子在大約18:00 UT的多波段成像觀測結果,所展示的圖像都有相同的視場大小,約為66′′× 80′′.

圖1 2017年9月15日太陽黑子的多波段照片.黑色和白色輪廓線分別表示半影-光球和本影-半影邊界,數據來自AIA 4500 °A的可見光輻射.兩條豎線代表IRIS光譜狹縫的位置,加號標識了文中研究的本影位置.Fig.1 Multi-wavelength snapshots of the sunspot on 2017 September 15.The black and white contour lines are derived from the visible continuum radiation at AIA 4500 °A,representing the penumbral-photospheric and umbral-penumbral boundaries,respectively.Two vertical lines indicate IRIS slits,and the plus marks the studied location at the sunspot umbra.

表1 文中所用太陽望遠鏡的詳細參數表Table 1 The details of observational telescopes in this paper

圖1 (a)-(e)展示的是SDO/AIA拍攝到的黑子所在活動區的圖像,觀測波段分別是4500、基于AIA的標準程序(如‘aia-prep.pro’),這些圖像都進行了預處理,使得它們有相同的空間分辨率,見表1.圖1 (a)-(c)顯示目標黑子位于太陽日面中心附近,它由兩個本影區和一個半影區組成,黑子的本影區域被亮橋分成兩部分,圖中白色和黑色的輪廓線分別表示本影和半影的分界線以及半影和光球的分界線.圖1 (d)-(e)顯示有多組明亮的扇形冕環結構存在,它們的足點基本都位于黑子的本影區域.這里需要說明的是AIA 4500和1700的圖像主要是來自光球和溫度極小區的連續譜輻射,它們的特征溫度約為5×103K.AIA 1600的圖像則普遍來自過渡區譜線C IV的輻射,或來自光球上層的連續譜輻射,對應的特征溫度分別約為105K或6×103K.在沒有耀斑輻射的情況下,的輻射主要來自日冕高次電離的鐵離子,如Fe IX和Fe XII等,它們的典型溫度分別約為6×105K和1.6×106K (AIA 193)[21].因此,SDO/AIA在這幾個波段的觀測反映了太陽大氣在不同高度的輻射特征,比如光球層或溫度極小區過渡區和日冕層

IRIS的紫外光譜和成像也同時觀測到了目標黑子.圖1 (f)展示了IRIS在近紫外的圖像,它是SJI在中心波長2832處的成像結果,這里可以清楚地看到太陽黑子的本影和半影結構.兩條豎線標出了IRIS光譜狹縫的位置,它們沿著太陽的南北方向,其中實線標的位置是文章研究的目標.在本次觀測中,SG采用的是二步掃描的模式,即從16:40:15 UT到18:01:59 UT這段時間內,IRIS的狹縫不斷重復(約264次)掃描經過黑子的本影區域,兩次相鄰掃描的間隔時間大約是19 s.這里需要說明的是SJI 2832的圖像主要包括來自Mg II線翼的輻射,它的特征溫度約為(5-8)×103K,反映了光球上層到色球低層之間的輻射信息.SJI 2796圖像的輻射則主要來自色球譜線Mg II k的貢獻,對應的形成溫度約為104K.Mg II h和k雙線均來自色球輻射,形成溫度約為104K,而Si IV譜線則主要來自過渡區的輻射,形成溫度約為6.3×104K[22].為了研究黑子的本影振蕩,文章使用了SJI 2796的成像數據以及Mg II h 2803.53、Mg II k 2796.35和Si IV 1393.76的譜線數據,它們反映的是太陽色球層或過渡區的輻射特征,與SDO/AIA的觀測高度形成互補.更重要的是它們的時間分辨率足夠用來探測黑子本影振蕩的周期,而SJI 2832的時間分辨率則不足以用來研究黑子本影振蕩的周期,詳見表1.對于色球譜線Mg II k 2796.35和Mg II h 2803.53,文章使用矩分析的方法來得到它們的譜線強度和多普勒速度,這和之前的研究方法是一致的[20,23].相反,對于過渡區譜線Si IV 1393.76,由于它在黑子本影上方的輻射比較弱,文章僅僅使用了它的積分強度,積分范圍是±20 km·s-1.

3 結果

圖2展示了IRIS在紫外波段的譜線隨時間的演化,所選的位置位于太陽黑子本影的上方,如圖1中加號所示.之所以選擇這個位置是因為在以前的工作中研究了此處的黑子振蕩,重點關注的是紅外譜線(CO)多普勒速度的振蕩[20],因此只研究了黑子振蕩在光球上層到色球層的變化.這里,通過進一步分析紫外光譜和極紫外成像,我們將黑子本影振蕩的研究范圍擴展到過渡區和日冕層.圖2(a)和(b)畫的是遠紫外譜線Mg II k和Mg II h隨時間的演化過程,它們都呈現出一系列增亮的帶狀結構,表現出很好的周期特性.這些亮帶是由一系列非常亮的幾乎豎直的片狀結構(黑色箭頭)和比較暗的斜片(白色箭頭)組成.圖2 (c)則給出了近紫外譜線Si IV隨時間的演化過程,它也是由一系列增亮的帶狀結構組成,周期性也很好.然而這些亮帶僅僅是由一組組重復增亮的斜片組成,并沒有像Mg II線那樣出現非常亮的直片狀結構和比較暗的斜片結構.對于色球譜線Mg II k和Mg II h,譜線強度的增強發生在最大藍移速度之前;而對于Si IV這條過渡區譜線,其譜線強度的最大值要稍晚于最大藍移速度.造成這種差別的原因可能是色球譜線Mg II k和Mg II h的光學厚度比過渡區譜線Si IV的更大.色球譜線和過渡區譜線的時間延遲可以看做是激波的光譜特征[24].此外,Si IV線的強度要遠小于Mg II線的強度,接近于背景強度,因此很難用高斯擬合或矩分析的方法得到它的譜線強度和多普勒速度,文章僅使用了它在±20 km·s-1范圍內的積分強度.

圖2 太陽黑子本影附近(圖1中的加號標記)的IRIS譜線隨時間的演化: (a) Mg II k,(b) Mg II h,(c) Si IV.文中使用的參考線心已在各圖中標出.Fig.2 Temporal evolutions of IRIS spectral lines in Mg II k (a),Mg II h (b),and Si IV (c) at the sunspot umbra (the plus in Figure 1),respectively.The reference wavelength used here is labeled in each panel.

為了詳細研究黑子的本影振蕩,文章選取了黑子本影的一個位置提取它在太陽大氣不同高度的光變曲線,如圖3所示.圖3 (a)和(b)畫的是SDO/AIA在紫外和極紫外波段的光變曲線,它們已經進行了歸一化處理,即除以它們各自的最大值(fmax).SDO/AIA的光變曲線都表現為一些重復出現的有規律的小峰,可以看做是準周期振蕩的信號.比較有趣的是AIA 1700波段的光變曲線,它的小峰數量要明顯少于其它三個波段(AIA 1600、AIA 171和AIA 193)的小峰數目,說明黑子本影在AIA 1700波段的準周期要稍長.另一方面,這些波段的AIA光變曲線都表現為強背景上的小幅度振蕩,尤其是AIA 171和AIA 193這兩個日冕高度的波段,它們歸一化后的強度變化范圍只有約0.9-1.0,而AIA 1700和AIA 1600這兩個波段在歸一化后的強度變化范圍也只有0.8-1.0.圖3(c)展示的是歸一化的IRIS光變曲線,分別來自色球譜線Mg II h,過渡區譜線Si IV和色球圖像SJI 2796,選取是同一位置的黑子本影.與SDO/AIA的光變曲線類似,IRIS的光變曲線也是由一系列重復出現的小峰組成,可以看做是準周期振蕩的標志.更重要的是IRIS的光變曲線顯示出大幅度的振蕩,尤其是色球譜線Mg II h,它歸一化后的強度變化范圍幾乎為0.0-1.0.圖3 (d)給出了色球譜線Mg II h和Mg II k的多普勒速度曲線,二者都顯示出明顯的準周期振蕩信號.同時兩條色球譜線的多普勒速度最高可以達到9 km·s-1,這與以前的觀測結果是一致的[20,24].

圖3 太陽黑子本影位置光變曲線的多波段觀測: (a)和(b)是歸一化的SDO/AIA光變曲線,(c)歸一化的IRIS的光變曲線,(d)Mg II h和k線的多普勒速度隨時間的演化.Fig.3 Multi-wavelength light curves at the same umbral position.(a) and (b): Normalized SDO/AIA light curves.(c):Normalized IRIS light curves.(d): Time series of Doppler velocity at Mg II h and k lines.

為了突出顯示黑子的本影振蕩,文章進一步通過減背景強度的方法提取了去趨勢的光變曲線.背景強度(或長周期趨勢ftrend)是通過平滑原始光變曲線得到的,文中用到的是6 min的平滑窗口,這主要是為了增強周期為3 min或5 min的振蕩信號,同時抑制長周期趨勢的信號.圖4展示的是各個波段去趨勢的光變曲線,為了更好地顯示振蕩信號的強弱,這里展示的是相對強度,即

圖4 太陽黑子本影位置去趨勢的光變曲線: (a)和(b)去趨勢的SDO/AIA光變曲線,(c)去趨勢的IRIS的光變曲線,(d)去趨勢多普勒速度隨時間的演化.Fig.4 Detrended light curves at the same umbral position.(a) and (b): Detrended SDO/AIA light curves.(c): Detrended IRIS light curves.(d): Detrended light curves of Doppler velocity at Mg II h and k lines.

圖4 (a)-(c)給出了SDO/AIA和IRIS觀測到的去趨勢的光變曲線,包括來自圖像的AIA 1700、AIA 1600、AIA 171、AIA 193和SJI 2796以及來自譜線的Mg II h和Si IV.與原始曲線類似,這些去趨勢的光變曲線都顯示出非常明顯的準周期振蕩特征: 一系列重復的規律脈沖峰.相對于背景強度,AIA波段的強度振蕩表現為很小尺度的振幅.在AIA 1700和1600這兩個波段,振幅約等于5%,而在AIA 171和193這兩個波段,振幅僅有約2%-3%.這些數據說明SDO/AIA的光變曲線是由小振幅振蕩和強背景輻射疊加在一起的,所以在減去背景趨勢之前,這些小振幅的振蕩很難被識別出來.此外,AIA 1600波段脈沖峰的持續時間短于AIA 1700波段,說明AIA 1600波段的振蕩周期更短,這與之前原始曲線的觀測結果是一致的.另一方面,AIA 1600和1700這兩個波段的脈沖峰存在明顯的時間延遲,說明它們之間存在相位差.在日冕層高度的兩個波段AIA 171和193則不存在明顯的相位差,它們的脈沖峰幾乎是同時的.IRIS觀測到的譜線強度(Mg II h和Si IV)的振幅比較大,在20%-40%之間.因此,它們的振蕩比較容易辨別.同樣的,在色球譜線Mg II h和成像SJI 2796之間也沒有發現明顯的相位差.圖4 (d)展示了去趨勢的多普勒速度曲線,包括Mg II h和Mg II k兩條色球譜線.它們都顯示出大振幅的振蕩,某些地方的振幅高達60%.因此,多普勒速度是研究黑子振蕩比較好的手段.

為了更進一步看清楚黑子本影振蕩的準周期,文章對圖4所示的去趨勢光變曲線進行了FFT(Fast Fourier Transform)分析.圖5展示了Lomb-Scargle周期圖[25],橫坐標表示周期分布,縱坐標是歸一化的傅里葉功率,即除以它們的最大功率,橫線表示99.9%的置信度[26].這里,傅里葉功率的峰值可以看做是振蕩的周期,而周期的誤差則取為傅里葉功率譜在99%置信度的半寬[27].如此,我們便得到了不同波長處的帶誤差的周期,它們位于太陽大氣的不同高度,如表2所示.綜合圖5和表2,我們可以看到在AIA 1700波段有一個較長的周期,約為(4.2±0.8)min,這也是我們所有觀測波段中唯一一個超過4 min的周期,如圖5 (a)所示.一個較短的周期(3.1±0.5)min同時在色球譜線Mg II k和Mg II h的強度和多普勒速度中被探測到,它同時在SJI 2796波段的成像中被觀測到,詳見圖5 (b)-(e).圖5 (f)表示在IRIS的過渡區譜線Si IV的強度上存在約為(2.9±0.4)min的準周期.最后,在SDO/AIA的紫外(AIA 1600)和極紫外波段(AIA 171和193)都發現了相同的短周期,大約為(2.8±0.3)min,詳見圖5(g)-(i).這里需要說明的是所有波段的準周期測量都來自太陽黑子半影的同一個位置,如圖1中加號所示,但是它們在太陽大氣中的高度不同.

圖5 Lomb-Scargle周期圖,它們來自太陽黑子本影附近去趨勢的光變曲線.橫線表示99.9%的置信度.Fig.5 Lomb-Scargle periodogram of the detrended light curves from the sunspot umbra.A horizontal line in each panel indicates the 99.9% confidence level.

表2 太陽大氣不同高度探測到的本影振蕩周期Table 2 Periods of umbral oscillations detected at multi-height solar atmosphere

從圖3與圖4中,我們可以看到Mg II h線的多普勒速度和譜線強度到達峰值的時間不一致,說明它們之間存在明顯的相位差.為了進一步研究它們的相位差,圖6展示了Mg II h線的多普勒速度和譜線強度相關性分析的結果,即多普勒速度和譜線強度的相關系數隨時間延遲的演化.我們可以發現不管是原始曲線之間的相關系數(細線),還是去趨勢曲線之間的相關系數(粗線),最大值都發生在同一位置,約0.95 min,如圖中豎直的點線所示.如果進一步考慮Mg II h線的振蕩周期約為3.1 min (表2),Mg II h線的多普勒速度和譜線強度之間的相位差大約是110°.乙uan等[28]的MHD模擬結果顯示,如果給慢磁聲波增加一個隨機驅動,那么在色球層高度的譜線多普勒速度和強度(或密度)之間存在明顯的相位差,且相位差表現得很復雜.因此,色球譜線Mg II h的多普勒速度和譜線強度之間的相位差說明黑子本影振蕩很有可能是隨機驅動的.同時,二者之間的相位差也暗示了黑子的3 min本影振蕩是豎直向上傳播的MHD波[11].

圖6 原始(細)和去趨勢(粗)的多普勒速度和譜線強度的相關系數隨時間延遲的變化.豎直的點線標識了多普勒速度和譜線強度相關系數最大的位置.Fig.6 Correlation coefficients between Doppler velocities and line intensities of raw (thin line) and detrended (think line) light curves as a function of the time lag.The vertical dotted line marks the position of maximal correlation coefficient.

4 小結和討論

基于空間衛星SDO和IRIS的多波段圖像與光譜數據,文章研究了黑子本影振蕩在太陽大氣不同高度的準周期特性.這個目標黑子發生在2017年9月15日,同時被IRIS和SDO/AIA觀測到.在太陽的低層大氣如光球層,黑子本影位置的AIA 1700光變曲線表現為較長周期的振蕩,周期約為(4.2±0.8)min,然而它的振幅只有背景強度的5%左右.在太陽的中層大氣,如色球層和過渡區,相同的黑子本影位置則發現了較短周期的振蕩.色球譜線Mg II h和Mg II k的多普勒速度與譜線強度的振蕩周期約為(3.1±0.5)min,相同的準周期也在SJI 2796的光變曲線中被觀測到.它們的振幅也比較大,可以達到背景強度的20%以上,尤其是多普勒速度可以高達60%.過渡區譜線Si IV的積分強度則表現為更短周期的振蕩,周期大約為(2.9±0.4)min.在太陽高層大氣,如過渡區上層和日冕層,相同的黑子本影位置處發現了類似的短周期振蕩.在AIA 1600、171和193這三個紫外或極紫外波段中同時發現了周期約為(2.8±0.3)min的振蕩特征,但是它們的振幅非常小,只有背景強度的2%-5%.使用紅外的光譜數據如CO,我們曾研究了目標黑子在同一本影位置的多普勒速度振蕩[20].分析發現,較弱的紅外譜線CO 7-6 R67的多普勒速度有非常明顯的5 min振蕩,而較強的紅外譜線CO 3-2 R14的多普勒速度則同時出現了雙周期的振蕩,周期分別為5 min和3 min.這主要是由于紅外譜線CO 7-6 R67主要形成于太陽大氣的光球層,而紅外譜線CO 3-2 R14則形成于太陽大氣的多個高度,從光球上層經溫度極小區直到低色球層[20,29].這與本文的研究結果是一致的,本文還進一步將黑子本影振蕩的研究范圍擴展到太陽大氣的更高層,如過渡區和日冕層.文章中探測到的較長周期振蕩非常接近于光球上黑子的5 min振蕩,因此它可以解釋為太陽光球的P模波[4,30].同時,文章中探測到的較短周期振蕩非常類似于黑子上方色球層到日冕層的3 min振蕩,所以它可能是由黑子本影上方3 min振蕩的共振模式引起的[12,24].觀測結果說明在黑子上方,本影振蕩的準周期從太陽光球層、溫度極小區、過渡區至日冕,呈現出微弱減小的趨勢.結合我們以前使用紅外(CO)譜線的觀測結果,可以發現5 min振蕩只在光球層中存在,不能向上傳播;而3 min振蕩起源于溫度極小區或色球低層,可以向上傳播,經過整個色球層和過渡區直到日冕層.這一結果同時說明黑子本影上方的3 min振蕩是可以豎直向上傳播的MHD波[13].因此,黑子本影上方的3 min振蕩可以解釋為沿太陽外層大氣向外傳播的慢磁聲波[3-4].我們的觀測結果與P模振蕩垂直向上傳播時周期會受到截止頻率影響的理論預期一致.

為了更清楚地展示黑子本影振蕩在太陽大氣不同高度的周期分布,圖7給出了太陽外層大氣示意圖.這里PH、TM、CH和TR分別是光球(Photosphere)、溫度極小區(Temperature minimum)、色球(Chromosphere)和過渡區(Transition region)的縮寫.該示意圖基于經典分層模型[31],展示了一個近似的平面平行分層結構.白色和黑色的正弦函數曲線分別表示黑子本影上方的5 min振蕩和3 min振蕩.圖右側的橫線與誤差棒標記了不同波段觀測到的周期尺度,可以更加直觀地對比它們在不同高度的變化.根據黑子本影上方多波段觀測發現的振蕩周期(圖5),可以反演出觀測所用的譜線和在太陽大氣的成像高度,詳見圖7和表2.一般來說,AIA 1700波段的成像包括光球層和溫度極小區的輻射信息[21].然而在本次觀測中,AIA 1700在黑子本影處的強度只出現了長周期的振蕩,準周期約為(4.2±0.8)min.這與我們以前的觀測結果[20]類似,形成于光球的紅外譜線CO 7-6 R67在黑子本影處的振蕩周期大約為5 min,而跨越光球和溫度極小區的紅外譜線CO 3-2 R14在黑子本影處有兩個振蕩周期,分別為5 min和3 min,如圖7中白色箭頭所示.因此,AIA 1700波段在黑子本影位置的輻射主要來自光球層,這與紅外譜線CO 7-6 R67相似,如圖7所示.兩條遠紫外譜線Mg II h和Mg II k的多普勒速度和譜線強度以及SJI 2796波段的強度都有很強的本影振蕩,周期是相同的,大約為(3.1±0.5)min,說明它們的形成高度是相同的,即它們的輻射主要來自色球層[22].對于近紫外譜線Si IV,它在黑子本影位置的積分強度也有很強的振蕩信號,準周期比遠紫外譜線(Mg II h和Mg II k)要小,大約為(2.9±0.4)min,說明它在太陽大氣的位置要高于色球層,也即形成于過渡區(圖7),與理論預期[22]相符.理論上,AIA 1600波段的成像是由光球層的連續譜輻射和過渡區譜線C IV的輻射混合組成的[21].最近的觀測研究發現在太陽表面的光斑區,光球連續譜的輻射在AIA 1600波段中占據主導地位[32].同時,圖1 (b)和(c)顯示AIA 1600和AIA 1700這兩個波段在光斑區的形態結構幾乎是一致的.因此,在太陽表面的光斑區,光球連續譜的輻射對于AIA 1600波段有著重要貢獻,是不可忽略的.然而,在太陽黑子的本影位置,光球連續譜的輻射在AIA 1600波段是否仍然占據主導地位依然是個謎.在AIA 1600波段的光變曲線中,我們發現了周期約為(2.8±0.3)min的本影振蕩,但是沒有發現如AIA 1700波段里的長周期本影振蕩.使用AIA 1600波段的數據,Su等[33]也在黑子的本影位置發現了周期約為2.7 min的本影振蕩,與我們的結果很接近.由此,黑子本影位置AIA 1600波段的圖像是以過渡區譜線C IV的輻射占主導的,極有可能來自過渡區的上層.此外,在黑子本影的位置,AIA 171和193這兩個波段表現為扇形冕環的足點,它們的振蕩周期約為(2.8±0.3)min,這個結果與它們的輻射主要來自日冕等離子體是一致的,如圖7所示.黑子本影振蕩在太陽大氣的不同高度具有不同的周期,說明了太陽外層大氣的分層結構,而紅外譜線的雙周期[20]則暗示了太陽外層大氣不是嚴格的等級分層結構[31].

圖7 基于經典分層模型[31]的太陽外部大氣示意圖.高度‘0’是指τ500=1,即太陽大氣對于白光的光學深度為1的位置.示意圖的右側列出了文中的多個觀測波段,CO的數據來自文獻[20].白色和黑色函數曲線分別表示準周期為5 min和3 min的黑子本影振蕩.橫線與誤差棒標記各觀測波段的周期尺度.Fig.7 Sketch plot of outer solar atmosphere based on the classical layered model[31].The height ‘0’ is at τ500=1,namely,the optical depth of white light in the solar atmosphere is 1.The multiple channels used here are also listed in the right-hand side,and the data of CO is referred to Ref.[20].White and black curves indicate umbral oscillations at periods of 5 minutes and 3 minutes,respectively.The horizontal lines and their error bars indicate the periods observed in multiple wavelengths.

最后,我們在IRIS的譜線輪廓中發現了激波的光譜觀測特征,包括色球譜線Mg II h、Mg II k和過渡區譜線Si IV,如圖2所示.它們的譜線首先表現出快速的藍翼方向的漂移,隨后譜線強度隨著時間增強,然后譜線在紅翼方向出現增強并逐漸遠離.然而色球譜線Mg II和過渡區譜線Si IV的運動情況稍有不同,它們譜線強度和藍移的最大值是不同步的.這種Mg II和Si IV的譜線強度和藍移速度的不對稱性最早由Tian等人在IRIS譜線觀測中發現,并認為是激波的光譜表現形式[24].所有觀測結果顯示在太陽中高層大氣看到的周期為3 min的黑子本影振蕩很可能與太陽外層大氣中豎直向上傳播的MHD波有關,它極可能是由向上傳播的激波引起的[34].

致謝感謝SDO/AIA和IRIS的開放數據政策.感謝ADS數據庫的協助.感謝審稿人對文章提出的寶貴建議,使得文章的質量有了顯著的提高.