基于太阳可见边缘上方高度的多普勒速度变化

《Advances in Space Research》：Doppler velocity variations based on the height above the visible limb of the Sun

Doppler速度分析揭示太阳极区尖晶石存在±30 km/s对称旋转及60-70 km/s极端速度，并首次确认沿轴多速度特性与磁场/阿尔文波活动关联，为太阳风加速机制提供新证据。

　　

丁媛|雷哈娜·萨德吉|埃赫桑·塔瓦比

中国广东省深圳市哈尔滨工业大学航空航天学院空间风暴数值预测重点实验室，邮编518055

摘要

本研究的目的是分析从太阳边缘观测到的多普勒速度波动及其与高度的关系。研究重点利用太阳动力学观测站（SDO）和界面区域成像光谱仪（IRIS）的高分辨率观测数据，探讨太阳极地区域的针状结构动态。通过分析对色球层和过渡区动态敏感的Mg II k线，我们获得了多普勒速度信息以研究等离子体运动。研究结果揭示了±30公里/秒的对称多普勒位移，表明存在旋转的针状结构；同时在动态针状结构中观察到了高达60–70公里/秒的极高速度，这比以往研究中报道的20–30公里/秒的速度要高。此外，我们的图表显示针状结构的多普勒速度并不均匀，而是呈现出多速特性，其轴线至少有三个明显的峰值，表明沿轴线存在内在的非均匀动态——这一新现象通过详细分析得到了验证，排除了观测误差的影响。这些结果表明在更高高度可能存在更强的磁场相互作用或更活跃的阿尔文波活动。讨论还涉及太阳大气的多组分分层结构，其中速度波动与温度、密度和不透明度变化相关。极地纬度的更快速度突显了它们在推动快速太阳风中的作用。

引言

太阳针状结构是太阳色球层中具有喷射特性的动态结构，在日冕物质和能量传输过程中起着关键作用（Pereira等人，2012年）。最初提出了两种类型的针状结构：I型针状结构速度较低且寿命较长，而II型针状结构速度较高但寿命较短（De Pontieu等人，2012年）。然而，后续研究认为大多数针状结构会经历完整的上升-下降周期（Zhang等人，2012年）。最近的研究表明，针状结构是由等离子体与大规模磁场之间的相互作用产生的，例如双向扩散（Martínez-Sykora等人，2017b年）。观测发现，针状结构在相反极性的磁通量出现在主导极性区域附近后几分钟内形成。这表明磁重联可能是其生成机制之一（Samanta等人，2019年）。太阳针状结构表现出多种运动类型：沿磁场方向的流动（50-100公里/秒）、摆动运动（15-20公里/秒）以及扭转运动（25-30公里/秒）（De Pontieu等人，2012年）。这些结构不仅在太阳边缘区域被观测到，在太阳盘面也有发现，其中快速蓝移的突起（RBEs）和快速红移的突起（RREs）被认为是II型针状结构的盘面对应物（Sekse等人，2013年）。最近的观测极大地加深了我们对太阳针状结构及其动态的理解。位于活动区域的针状结构比宁静区域边缘的针状结构更短，并且遵循恒定减速的弹道运动轨迹（Anan等人，2010年）。它们的直径范围广泛，包括未分辨的“相互作用针状结构”，并显示出周期性横向波动，这些波动可解释为扭结或阿尔文波（Ajabshirizadeh和Tavabi，2010年；Tavabi等人，2011年）。I型针状结构主要出现在活动区域，表现出上升-下降的动态特征，寿命为150–400秒，速度为15–40公里/秒。II型针状结构在宁静太阳和日冕洞中更为常见，寿命较短（50–150秒），速度较高（30–110公里/秒（Pereira等人，2013年）。视线速度和天空平面速度的结合表明，整体横向运动占主导地位，这与扭结波的解释更为一致，而非纯粹的不可压缩MHD模式（Sharma等人，2017年）。

这些运动表明可能存在以数百公里/秒速度向外传播的阿尔文波。IRIS的观测数据显示，极地日冕洞区域的针状结构存在显著的横向振荡，速度可达50公里/秒（Tavabi和Koutchmy，2019年）。短时（100秒）阿尔文波通过其扭转运动被识别出来，横向振幅为20-30公里/秒，在II型针状结构中普遍存在，并向外传播（De Pontieu等人，2012年）。针状结构显示出多线程结构，具有不对称的光谱特征，表明单个针状结构内部存在20-30公里/秒的垂直流动（Skogsrud和De Pontieu，2014年）。有研究表明，从下方进入针状结构的阿尔文波可以产生扭转运动和加热效应，针状结构则作为共振腔体（Sterling和Hollweg，1984年；Hollweg和Sterling，1984年）。太阳针状结构表现出复杂的行为，包括快速移动的流动和波动传播。例如Hasan和Keil（1984年）的研究表明，针状结构的速度在不同高度上具有强相关性，信号传播速度超过300公里/秒，流动事件持续10-15分钟且没有速度反转。最近的研究揭示了向上、向下和驻波的混合现象，其中向上波在较低高度更为常见，而驻波在较高高度占主导地位，波幅中值为55公里，周期为45秒，速度振幅为7.4公里/秒（De Pontieu等人，2004年；Tavabi等人，2011年；Bate等人，2022年）。反弹冲击模型的数值模拟（Murawski和Zaqarashvili，2010年）表明，强烈的初始脉冲可以导致色球物质的准周期上升，形成具有观测到的速度、宽度和多结构、双向流动的针状结构。此外，对$H\alpha$（Hollweg和Sterling，1984年）的光谱观测也提供了重要信息。多种观测和分析技术被用于研究针状结构和宏观针状结构的动态和特性，提高了光谱学和成像能力。例如，Loboda和Bogachev（2017年）利用高频率极紫外（EUV）观测数据测量了宏观针状结构的动态，并得出了80至130公里/秒的恒定减速和初始速度。Pereira等人（2012年）利用Ca II H线观测区分了两种类型的针状结构。对色球层敏感的Ca II H线通过光谱线位移实现了精确的速度测量。$H\alpha$线用于检测10–15分钟的流动事件，速度测量来自线谱分析。同样，Zaqarashvili等人（2007年）通过分析$H\alpha$的多普勒位移时间序列，识别了针状结构中的振荡行为。他们报告了20–55秒、75–110秒和三分钟的振荡，这些振荡记录了随时间变化的速度。Kamio等人（2010b，2010a）通过分析光谱数据中的多普勒位移，测量了日冕喷流中旋转宏观针状结构的速度。这些位移代表了通过波长变化表现出的旋转和平移运动。Okamoto和De Pontieu（2011年）利用高分辨率成像和光谱学分析了阿尔文波沿针状结构的传播。他们通过光谱线位移和成像统计测量了波的属性，如传播速度和方向。这些方法都依赖于多普勒位移分析、光谱线轮廓绘制以及极紫外（EUV）和高频率成像技术。

这些运动表明可能存在以数百公里/秒速度向外传播的阿尔文波。IRIS的观测还发现，极地日冕洞区域的针状结构存在显著的横向振荡，速度可达50公里/秒（Tavabi和Koutchmy，2019年）。在II型针状结构中普遍存在短时（100秒）阿尔文波，其横向振幅为20-30公里/秒，并向外传播（De Pontieu等人，2012年）。针状结构显示出多线程结构，具有不对称的光谱特征，表明单个针状结构内部存在20-30公里/秒的垂直流动（Skogsrud和De Pontieu，2014年）。有研究表明，从下方进入针状结构的阿尔文波可以产生扭转运动和加热效应，针状结构则作为共振腔体（Sterling和Hollweg，1984年；Hollweg和Sterling，1984年）。太阳针状结构表现出复杂的行为，包括快速移动的流动和波动传播。例如Hasan和Keil（1984年）的研究表明，针状结构的速度在不同高度上保持强相关性，信号传播速度超过300公里/秒，流动事件持续10-15分钟且没有速度反转。最近的研究揭示了向上、向下和驻波的混合现象，其中向上波在较低高度更为常见，而驻波在较高高度占主导地位，波幅中值为55公里，周期为45秒，速度振幅为7.4公里/秒（De Pontieu等人，2004年；Tavabi等人，2011年；Bate等人，2022年）。反弹冲击模型的数值模拟（Murawski和Zaqarashvili，2010年）表明，强烈的初始脉冲可以导致色球物质的准周期上升，形成具有观测到的速度、宽度和多结构、双向流动的针状结构。此外，对$H\alpha$（Hollweg和Sterling，1984年）的光谱观测也提供了重要信息。各种观测和分析技术被用于研究针状结构和宏观针状结构的动态和特性，推动了光谱学和成像技术的发展。Loboda和Bogachev（2017年）利用高频率极紫外（EUV）观测数据测量了宏观针状结构的动态，并得出了80至130公里/秒的恒定减速和初始速度。Pereira等人（2012年）利用Ca II H线观测区分了两种类型的针状结构。对色球层敏感的Ca II H线允许通过光谱线位移进行精确的速度测量。$H\alpha$线用于检测10–15分钟的流动事件，速度测量来自线谱分析。同样，Zaqarashvili等人（2007年）通过分析$H\alpha$的多普勒位移时间序列，识别了针状结构中的振荡行为。他们报告了20–55秒、75–110秒和三分钟的振荡，这些振荡记录了随时间变化的速度。Kamio等人（2010b，2010a）通过分析光谱数据中的多普勒位移，测量了日冕喷流中旋转宏观针状结构的速度。这些位移代表了通过波长变化表现出的旋转和平移运动。Okamoto和De Pontieu（2011年）利用高分辨率成像和光谱学分析了阿尔文波沿针状结构的传播。他们通过光谱线位移和成像统计测量了波的属性，如传播速度和方向。这些方法都依赖于多普勒位移分析、光谱线轮廓绘制以及极紫外（EUV）和高频率成像技术。

Bumba和Klvaňa（1995年）报告了同时具有高度互补的红移和蓝移的细胞状磁场模式区域网络；因此，由向下运动引起的红移源自向上的蓝移，两者本质上是相互关联的。

本文扩展了观测高度范围——从色球层到过渡区和日冕边界——揭示了比以往在低层大气研究中记录的更为极端的速度和复杂的动态。继Leenaarts等人（2013a，2013b）利用Mg II k线进行温度和密度诊断之后，我们采用多普勒速度分布来进一步了解太阳事件的垂直结构和时间演化。我们的结果与Sadeghi和Tavabi（2024b）的研究结果一致，特别是在±30公里/秒的对称多普勒速度方面，同时将这些发现扩展到更高高度，那里更为极端的动态变得明显。

观测与数据还原

分析使用了2014年2月19日17:34:11 UT观测到的太阳极地区的IRIS观测数据（IRIS OBS ID: 3800258253）。数据包括狭缝 jaws图像（SJI）和光谱栅格。观测采用175”狭缝，在Solar-X，Solar-Y = 6”，-980”的中心位置进行。对于SJI，覆盖了119”×119”的视场；对于栅格，覆盖了狭缝上单个位置的0”×119”视场，以获取光谱时间序列。

方法

收集了太阳极地区的数据。随后，对SJI 1330数据进行了分析，并仔细选择了与Mg II k线核心相关的IRIS光谱进行进一步研究。选择用于分析的Mg II k光谱基于一系列空间、时间和定性标准。这一选择是在2014年2月19日的大规模IRIS静态观测之后做出的，在该观测期间在16:27:46至17:35:45之间收集了大量数据。

结果

从早期研究开始，光谱线的分析一直是太阳物理学的重要支柱，用于探测太阳大气动态。例如Beckers（1968b，1968a）的研究表明，像Mg II k这样的光谱线能够测量色球层等离子体的运动。新的观测设施，包括Hinode望远镜和IRIS，提供了高分辨率的光谱和成像观测（De Pontieu等人，2014年）。我们的研究针对太阳极地区域。

总结与结论

在任务初期，当图像质量和分辨率最佳时，选择了IRIS和AIA/SDO的高分辨率观测数据，分析了太阳极地区的Mg II k线。观测到针状结构中的多普勒速度和等离子体运动，显示出±30公里/秒的对称多普勒位移，这与Sadeghi和Tavabi（2024b）的预测一致，表明存在旋转的针状结构。值得注意的是，还部分观测到了60–70公里/秒的极高速度。

数据可用性

本文使用的数据全部包含在文本中。IRIS数据可从https://iris.lmsal.com/获取，SDO数据可从https://sdo.gsfc.nasa.gov/和https://iris.aws.lmsal.com/data/level2/2014/02/19/20140219_162746_3800258253/www/irm_raster/PS_raster_20140219_162746_3800258253_MgIIk2796.mp4获取。

资助

作者声明他们没有已知的竞争性财务利益或个人关系可能影响本文的报告内容。

利益冲突

作者声明他们没有利益冲突。

致谢

我们衷心感谢IRIS和太阳动力学观测站（SDO）提供的数据支持。我们感谢IRIS和SDO团队在仪器开发、运营以及公开数据访问方面的支持。同时，我们也感谢匿名审稿人的宝贵意见和建设性建议，这些意见显著提高了本文的质量。