近日，天文学国际期刊《天文与天体物理学期刊》（Research in Astronomy and Astrophysics）发表了中国科学院云南天文台太阳活动与CME理论研究团组的最新研究成果，该研究由博士研究生胡佳亮与林隽研究员等人共同完成。他们针对太阳爆发初期QFP波的成分及各向异性进行了深入研究。

观测和理论研究表明，磁化的太阳大气是一个高度结构化的介质，可以支持各种类型的波动。科研人员基于解析的TD模型进行了三维的数值实验研究了太阳爆发过程中出现的多个EUV波前（QFP波动）现象（如图1所示）。图1a 和1b展示了磁绳向上爆发过程中产生的波动现象，图中可以看到波前的三维结构以穹顶状沿着径向和侧边向外进行拓展，并且径向部分的传播速度比侧向传播速度快。这说明了磁绳向上的运动对波前的三维结构起重要的作用。随着传播过程的进行，整个波动结构显得更加复杂。通过计算，他们发现波前传播的速度为 1282km/s，这在 AIA 高分辨率对EUV 波速度的数据统计范围之内。此外，模拟结果表明在t = 36 和t = 72 s时，第二个波前和第三个波前从磁绳表面出来，因此他们得到 QFP 波的周期约36 s。

一个有趣且值得注意的现象是，从图1b 中可观察到，太阳大气中的一个完整波前可以分为三个区域：速度散度小于 0 的区域，即压缩的区域（对应于图1b的“region 1”），该区域主要集中在磁绳爆发的前方，在整个波前中占有主要成分，经过分析该成分为快模激波，可以局部加热周围等离子体；速度散度大于 0 的区域，即膨胀的区域，（对应于图1b 的“region 3”），该区域位于磁绳的两侧，所占整个波前的区域较少，经过分析该成分为膨胀波，可以局部冷却周围等离子体；以及速度散度为 0 的区域，（对应于图1b 的“region 2”），该区域位于蓝色区和红色区的交界上，所占区域最少。出现这种现象的原因是：在磁绳爆发的初期，磁绳相当一个三维的活塞，一方面对活塞前方的扰动进行压缩产生快模激波，另外一方面对活塞后方的扰动进行抽空产生膨胀波。随着整个波前的传播，就产生了图1b中不同区域的波。

为了研究QFP波的起源，科研人员通过计算不同时刻的速度散度来分析扰动的传播情况（如图1c和1d所示）。结果表明磁绳充当一个不完美的波导结构，而这些QFP波则产生于磁绳内部的扰动，该扰动在磁通量绳内部来回反弹，当扰动抵达磁绳边界时，有部分扰动透过磁通量绳边界进入周围日冕，从而形成他们观测到的QFP波。

基于模拟数据，科研人员还合成了极紫外图像(如图2所示)。首先，模拟中对波前观测的结果与实际观测事件类似，193Å 和 211Å 波段对日冕波动的响应比较明显，而 94Å 波段的响应则减弱。此外，极紫外波段的响应集中在快模激波区域。因此从不同的视角去看，可能会得到不同层次的 EUV波，有些视角能观测到从低层大气到高层大气的完整的波前，而有些视角只能观测到日冕的信号。具体观测到EUV 波的形状，一方面取决于快慢激波在三维空间的分布，另外一方面取决于观测的视角。

该工作获得了国家重点研发计划、中国科学院战略先导（A）类研究项目、国家自然科学基金委重点项目、云南省高层次人才培养支持计划-云岭学者项目、云南省太阳物理科学家工作室项目的支持。数值计算完成于云南天文台计算太阳物理实验室。

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图1：QFP波的三维传播过程与机制的分析。“b”代表磁通量绳的边界，“p”表示绳内的扰动。

图2：t = 70 s 时合成的 AIA 94 、193、211Å 的图。