[论文解读] Statistical Studies of Solar White-Light Flares and Comparisons with Superflares on Solar-type Stars

Kosuke Namekata, Takahito Sakaue+10 more|arXiv (Cornell University)|Oct 31, 2017

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 87被引用 156

一句话总结

本研究利用SDO/HMI数据分析了50个太阳白光耀斑（WLFs），发现其能量-时长（E–τ）标度关系（τ ∝ E^0.38）与恒星超级耀斑的标度关系（τ ∝ E^0.39）几乎完全相同，表明存在普遍适用的磁重联机制。然而，恒星超级耀斑的持续时间比太阳WLFs的预期值短约10倍，暗示其磁场强度可能更强（2–4倍太阳值）或太阳耀斑存在冷却时间延迟。

ABSTRACT

Recently, many superflares on solar-type stars have been discovered as white-light flares (WLFs). The statistical study found a correlation between their energies ($E$) and durations ($ au$): $ au \propto E^{0.39}$ (Maehara et al. 2017 $EP\& S$, 67, 59), similar to those of solar hard/soft X-ray flares: $ au \propto E^{0.2-0.33}$. This indicates a universal mechanism of energy release on solar and stellar flares, i.e., magnetic reconnection. We here carried out a statistical research on 50 solar WLFs observed with extit{SDO}/HMI and examined the correlation between the energies and durations. As a result, the $E$--$ au$ relation on solar WLFs ($ au \propto E^{0.38}$) is quite similar to that on stellar superflares ($ au \propto E^{0.39}$). However, the durations of stellar superflares are one order of magnitude shorter than those expected from solar WLFs. We present the following two interpretations for the discrepancy. (1) In solar flares, the cooling timescale of WLFs may be longer than the reconnection one, and the decay time of solar WLFs can be elongated by the cooling effect. (2) The distribution can be understood by applying a scaling law ($ au \propto E^{1/3}B^{-5/3}$) derived from the magnetic reconnection theory. In this case, the observed superflares are expected to have 2-4 times stronger magnetic field strength than solar flares.

研究动机与目标

• 利用高时间分辨率的SDO/HMI观测数据，研究太阳白光耀斑（WLFs）的能量-时长（E–τ）标度关系。
• 将太阳WLFs的E–τ关系与比太阳耀斑能量高10–10,000倍的恒星超级耀斑的E–τ关系进行比较。
• 解决太阳WLFs与恒星超级耀斑之间在耀斑持续时间上的矛盾：后者比基于太阳标度关系预测的持续时间短一个数量级。
• 检验观测到的持续时间差异是否可由太阳耀斑中的冷却时间延迟或基于磁重联理论的标度律来解释。

提出的方法

• 从SDO/HMI全圆盘连续谱图像中收集并分析了50个太阳WLFs，通过预耀斑减去的光曲线识别耀斑起始与衰减阶段。
• 通过多个HMI连续谱波段（红、绿、蓝）中白光辐射增强测量耀斑能量（E），通过指数衰减时间常数测量持续时间（τ）。
• 应用从太阳WLFs导出的E–τ标度关系τ ∝ E^0.38，并与恒星超级耀斑已知的τ ∝ E^0.39关系进行比较。
• 通过将观测到的衰减时间与理论磁重联 timescales 进行比较，评估冷却时间延迟假说。
• 测试磁重联标度律τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3)，以推断满足观测到的超级耀斑E–τ关系所需的磁场强度（B）。
• 利用Hinode/SOT数据在不同光学波段中交叉验证衰减时间，提升时间精度。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于SDO/HMI数据，太阳白光耀斑的E–τ标度关系是什么？
• RQ2 太阳WLFs的E–τ关系与恒星超级耀斑的E–τ关系在定量上如何比较？
• RQ3 为何恒星超级耀斑的持续时间显著短于基于太阳WLF标度关系的预测值？
• RQ4 该持续时间差异是否可由太阳耀斑中的冷却时间延迟或恒星超级耀斑中更强的磁场来解释？
• RQ5 若磁重联理论适用，为使恒星超级耀斑匹配观测到的E–τ关系，所需磁场强度是多少？

主要发现

• 太阳白光耀斑的E–τ关系为τ ∝ E^0.38，与恒星超级耀斑的τ ∝ E^0.39关系极为接近。
• 恒星超级耀斑的持续时间比基于太阳WLF标度关系预测的值短约一个数量级。
• 持续时间差异由两种机制解释：(1) 太阳耀斑中的冷却时间延迟导致衰减时间延长；(2) 超级耀斑中更强的磁场（2–4倍太阳值）可通过磁重联标度律解释更短的持续时间。
• 磁重联标度律τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3) 表明，为使观测到的超级耀斑匹配观测到的E–τ关系，其磁场强度需为典型太阳耀斑的2–4倍。
• 太阳与恒星耀斑之间观测到的E–τ标度关系支持能量释放的普遍磁重联机制。
• 部分WLFs中缺乏强色球层巴耳末连续谱，提示可能存在其他辐射机制（如加热光球层的H⁻-连续谱），但该现象不影响E–τ标度分析。