EIT波，莫尔顿波和日冕物质抛射
这篇文章算是SOHO二十年回顾的副产品，不过所涉及的内容也是本人多年以来一直想介绍，却又苦于系统性资料不多而无从下笔的。SOHO卫星在解答发射之初的三大问题之外，最重要的工作应该就是对日冕物质抛射（简称CME）的长期监测了。这其中，与CME事件相关的现象，尤其是EIT波的发现更是重中之重，它使得辨认晕状CME的方向成为了可能，为空间天气预报带来了长足进步。在撰写前文之时，本人就此话题专门请教了南京大学天文与空间科学学院太阳组的陈鹏飞老师。鉴于EIT波涉及太多的物理以及新一代太阳卫星的观测，其详细介绍实在不适合作为SOHO回顾的一部分刊登在普及性刊物上，还是另辟新文为妙。这次也纯属现学现卖，如有疏漏还请指正。
顾名思义，EIT波最早是由SOHO的极紫外成像望远镜（EIT）发现的。更准确地说，是Barbara Thompson等人最早于1998年在EIT的195埃较差图像中发现的，后来人们才意识到早年阳光卫星的X射线望远镜可能也找到了同一现象的踪影，只是当时受制于卫星的观测波段和分辨率，其结果不太肯定而已。这种图像是由相邻时刻两张图像相减而得，可以在很大程度上扣除明亮活动区的持续干扰，让较弱的变化凸显出来。发生在1997年的第一个EIT波案例在外观上是一道明亮的环形波前，从一处耀斑以每秒250千米的速度向外扩展，后方则伴以逐渐增大的日冕暗区。
EIT波的第一个例子，在1997年5月12日一场日冕物质抛射期间出现。（图片来源：Thompson et al. 1998）
顺带一提的是，“EIT波”这个名词本身其实也曾充满了争议。在天文学界，使用发现某种现象的仪器来为该现象命名，这样的事例虽然不好说绝无仅有，但也绝对称得上屈指可数。因为一般新现象往往以发现者的名字命名，所以曾经有人指出应该将其称作Thompson波，但Thompson本人却回绝了这个提议。就算现在，EIT波也还存在诸多别名，比如形象描述其影响的“太阳海啸”、以发生波段称呼的“极紫外波”或“EUV波”，另外还有一些更加拗口（外加更容易引发歧义）的名称，比如“全球性日冕波”、“大尺度日冕亮波前”、“全球性传播的扰动”之类，不一而足。
在常规图像上，EIT波可能并没有较差图那样明显，因为期间太阳的极紫外辐射（一般以195埃铁XII线作为标准）增长幅度可能只有百分之几，最多也不超过2成多，而且很容易跟其他的太阳活动相混淆；而波后的暗区减暗程度也不超过10%。这种波动的影响范围甚广，可能会泛过整个日面而避开强磁场活动区，最终往往止于冕洞的边界，甚至还有研究者声称在冕洞边缘发现了EIT波的反弹。
2000年7月14日耀斑过后一起EIT波的动画。（图片提供：ESA/NASA/SOHO）
在EIT波发现之初，文献中往往又将其称作“日冕莫尔顿波”。莫尔顿波最初是作为耀斑发生后H-α谱线的线翼扰动被发现的，这种扰动随后以窄角度传播出去，波速相当于每秒500到上千千米。考虑这样高的速度远大于色球声速（约合每秒100千米），莫尔顿波的传播距离又相对较远，不可能是高马赫数的强激波，所以有研究者指出，它应该是声速更慢的日冕中的快模磁声波乃至激波扰动下方色球的产物，而非色球本身的波动。后来阳光卫星的X射线观测确实发现，有迹象表明日冕中存在与色球莫尔顿波位置重合的激波。所以当EIT波浮出水面之后，包括发现者Thompson在内的大量研究者将其与日冕莫尔顿波联系起来也是自然的，特别是部分EIT波的波前与H-α波段的莫尔顿波重合，更增进了这一论点的可信性。
但是EIT波的传播速度有些尴尬，是不上不下的每秒150至不到500千米，平均值约为每秒270千米，后来STEREO的极紫外成像仪更是发现了慢至每秒数十千米的同类事件。之所以说EIT波不上不下，原因是这样的速度乍看上去并不慢，但与日冕环境下快模磁声波应有的特征速度不符，与之相差3倍以上。更要命的是，EIT波并不与同莫尔顿波相关的II型射电暴成协，超过180度的波前宽度跟窄角莫尔顿波不一致，另外它们往往会止于磁拓扑界面（而不像快模磁声波那样那样可以直接越过界面）。虽说根据地面低分辨率磁图外推的结果，有说是日冕中的磁场可能较弱，对应的快模磁声波波速确实与EIT波一致，但这样一来日冕气压就会强于磁压，由此导致的后果就是太阳物理中通常的无力场假设不再成立，种种计算的正确性就成了问题；二来EIT波的速度与日冕中的局域磁场强度反相关，对于快模磁声波来说无论如何是说不通的。因此用日冕莫尔顿波来解释EIT波的成因未免有太过简单粗暴之嫌。
快波行不通，于是有人认为，EIT波实际上是日冕中的慢波。这其中的一种观点是将EIT波视作磁通量绳爆发模拟中在活塞式驱动的激波波后出现的慢速激波，另一种是套用日冕中的非线性孤子波，并声称孤子波可以解释EIT波的诸多观测特性，包括非线性密度扰动、稳定的形态以及相对莫尔顿波独立的事实，只是后者在计算上并没有那么直接。
实验室中形成的水流孤波案例。（图片提供：Laboratoire Interdisciplinaire CARNOT de Bourgogne, UMR 5209 CNRS-Université de Bourgogne, Dijon, Bourgogne, FRANCE）
又由于早期若干事例与耀斑的成协性，也有研究者提出EIT波可能是耀斑的压力脉冲引发的爆震波。只是这种说法也禁不起推敲，因为一来并不是所有的耀斑都会伴以EIT波，有全球性EIT相伴的耀斑也不一定是有能力扰动全日面的强耀斑。相反，EIT波的出现一定意味着日冕物质抛射，确切地说是晕状日冕物质抛射，更确切地说是朝向地球而来的晕状日冕物质抛射的发生。这种形态的CME事件抛射物运动方向与日地连线平行，在观测上表现为环绕在太阳四周的光晕（不过取决于定义不同，也可以将所有张角大于120度的CME都视作晕状CME），EIT波为判断它们的走向提供了直接线索，因此也就为空间天气预报员带来了福音。（嗯，关于耀斑和CME的关系，那就是另一个相当麻烦的话题了，现在看来这二者应该是互为因果，都起源于日冕中不稳定的磁场，但更深层的关联就需要进一步的探讨了。）
2013年一起晕状CME的例子，由于视角原因，期间抛出的太阳物质扩散形成了光环状。（图片提供：ESA/NASA/SOHO）
作为比较，“普通”的窄角日冕物质抛射一般呈如下形态，只是从太阳一侧抛出的团块，由外围的明亮圈环以及内层的空腔组成，有些还具有由低温日珥物质构成的亮核：
图片提供：ESA/NASA/SOHO
所以只要看到晕状日冕物质抛射加上EIT波，就意味着人们要提早做好准备，防范太阳活动在若干天后对地球以及低轨道航天器可能产生的影响了。在SOHO之前，没有人清楚如何判定此类CME的运动方向，遑论提早预警。
EIT波的另一类模型涉及磁场的重组，而非一般意义上的波动，比如接连发生的磁重联。在这一机制中，EIT波前就是CME的爆发冕环在低日冕中的足点，冕环与低日冕磁环之间的重联事件让波前保持增亮。由于CME在不断扩展，磁场也相应发生着膨胀，为冕环与相邻磁环的磁重联创造了条件。只是在此期间磁重联能否被有效激发还是个问题，何况真实的CME波并非低日冕的专利，而是呈半球状，可以一直延伸到高空，单凭足点附近的磁重联可能不足以应对。
而陈鹏飞老师也提出了一种自洽度蛮高的理论，也就是CME抛射出的磁通量绳推动上方的闭合磁力线逐条向外拉伸（而非断裂重组）。如下图所示，在这个过程中，每条磁力线的顶部最先受到磁绳（图中以小圆圈表示）扰动，而内层磁力线的A点受到拉伸的时刻显然早于外围磁力线的B点。各条磁力线的顶部发生拉伸之后，扰动以快模磁声波的速度沿磁力线向下传播到各自的足点，并挤压附近的物质，使其增亮，产生观测到的EIT波明亮波前。EIT波的传播速度对应不同区域之间的间距与相应磁力线足点受到扰动的时间差之商，对于半圆形磁力线来说，其数值正相当于快模磁声波的三分之一左右，与观测完全相符。按照这样的模型，在EIT波之前，理应存在另一道速度更快的日冕莫尔顿波，对应长期为人苦苦搜寻的快磁声波或激波。
图片来源：Chen et al. (2005)
那么有没有观测证据支持日冕莫尔顿波的存在？凭借SOHO是不可能的，因为EIT的时间分辨率无力解析快波——在两张图像的拍摄间隙，这种波动足以跨越整个日面。不过在太阳动力学观测台（SDO）的大气成像仪（AIA）数据中，快慢两种成分的波动还真的表现了出来：
日面一个条带状区域内193埃紫外辐射的亮度随时间的演化，图中以箭头标出了两种波动模式，其中F3是速度合每秒470千米的快波，而S2是每秒传播170千米的慢波，与模型的预言相同，后者的速度恰好就是前者的三分之一左右。（图片来源：Chen & Wu 2011）
借助磁力线的拉伸模型，EIT波止于磁拓扑界面或冕洞边缘也可以得到解释。在磁拓扑界面的另一侧，磁场结构是相对独立的，所以并不会因为相邻活动区的磁绳抛射而发生拉伸，观测上就表现为EIT波前在此止步不前。至于冕洞这种日冕中的开放磁场区域，也可以按照类似的方式来理解。
这样看来，不妨将EIT波理解为日冕物质抛射在日面上的投影，我们看到的只是抛射物的侧边缘——这里的厚度最大，因此增亮。而环状抛射物的顶部就对应观测上不断膨胀且持续时间较长的暗区了，可以用于CME质量的估算。同样SDO还发现，一个发生在日面边缘附近的EIT波最终扩展开来，与CME圆环重合；同时CME中的空穴又与EIT波的暗区位置一致，非常有力地论证了这种“波动”现象的本质，也很好地解释了EIT波同朝向地球而来的晕状日冕物质抛射成协的原因。
图片来源：Chen (2009)
此外，磁通量管爆发过程中形成的电流壳也是EIT波的一种可能解释。旋转的电流壳将通量管同周边磁场区分开来，它对应观测上EIT波波前疑似的转动迹象。在这种模型中，波前的增亮主要是由壳层中的焦耳加热导致的，不过这一机制本身的疑点就很大，因为在通常用作标准的195埃波长之外，极紫外辐射在对应不同温度的若干波段都会出现不同程度的增亮，形成EIT波的主要因素一般被视作是密度变化，单纯的加热可能不足以应付所有的亮度变化。
当然，现在对EIT波这种相对较新的现象的认识还有诸多不足之处。这既是套话又是实话，毕竟太阳是一个高度活跃的系统，其上的磁场和物质分布都相当复杂。这种貌似的波动现象实际成因是否有多种？是否存在明确的分类？在其他过渡区谱线上是否也会发生类似的现象？所有这些问题都还有待未来的观测和理论计算去回答，同时它们在某种程度上也是新一代仪器的研发动力。
