原文發(fā)表于《科技導報》2025 年第16 期 《 “夸父一號”（ASO?S）衛(wèi)星早期成果概述 》

“夸父一號”衛(wèi)星（ASO?S）是中國首顆綜合性太陽探測專用衛(wèi)星，在軌測試和試運行近 1 年，2023 年 9 月底正式進入科學運行階段?！犊萍紝蟆费垺翱涓敢惶枴毙l(wèi)星首席科學家甘為群研究員等撰文，以“夸父一號”衛(wèi)星的 3 臺載荷數(shù)據(jù)利用為主線，重點介紹了衛(wèi)星科學運行不到一年半時間（截至 2025 年 2 月）所取得的初步觀測研究成果：β 型黑子衰減的磁對消作用、耀斑硬 X 射線準周期震蕩的綜合診斷、雙視角硬 X 射線成像聯(lián)合分析、360 nm 白光耀斑的觀測特性、Lyα 卡林頓圖等。未來，使用 ASO-S 觀測數(shù)據(jù)，結合國內外其他先進太陽觀測衛(wèi)星數(shù)據(jù)，可聯(lián)合開展多波段乃至立體觀測研究，有望在“一磁兩暴”的本質及關聯(lián)性方面取得重要進展。

中國天文界早在20世紀70年代中后期就提出要發(fā)射中國自己的天文衛(wèi)星，當時擬定的衛(wèi)星名字為“天文一號”，主要科學目標是觀測太陽耀斑及宇宙伽馬暴。項目進行到一定階段（相當于現(xiàn)在的工程樣機階段），由于多種原因而終止。之后，中國太陽物理界在太陽空間探測方面先后進行了多次嘗試，直到2021年10月14日和2022年10月9日，中國首顆太陽探測科學技術試驗衛(wèi)星“羲和號”（太陽Hα光譜與雙超平臺科學技術試驗衛(wèi)星，CHASE）和中國首顆綜合性太陽探測專用衛(wèi)星“夸父一號”（先進天基太陽天文臺，ASO?S）相繼成功發(fā)射，開啟了中國太陽空間探測的時代。

“夸父一號”衛(wèi)星于2011年提出，在中國科學院空間科學先導專項支持下，先后經歷了預先研究（2011—2013）、背景型號研究（2014—2016）、綜合立項論證（2016—2017）、工程立項（2017年底）、方案設計階段（2017年9月至2019年4月）、初樣研制階段（2019年5月至2021年8月）、正樣研制階段（2021年9月至2022年8月），于2022年10月9日在酒泉衛(wèi)星發(fā)射中心成功發(fā)射。之后，開展了近1年的在軌測試，并于2023年9月底正式交付用戶單位中國科學院紫金山天文臺管理。一系列文獻記載了ASO?S各個階段的主要工作，更詳細的記載參見ASO?S科學團隊編制的“ASO?S科學簡報”合訂本。

圖1 HXI/ASO?S 觀測的 HXR 像（等值線）疊加在 AIA 171/SDO 像上（2022?11?11 01:49 UT）

“夸父一號”衛(wèi)星的科學目標可簡稱為“一磁兩暴”，即在一個衛(wèi)星平臺上同時觀測太陽磁場、太陽耀斑和日冕物質拋射（CME），研究它們的形成、演化、相互作用和彼此關聯(lián)。“夸父一號”衛(wèi)星上共有3臺有效載荷：“全日面矢量磁像儀”（FMG），用來觀測全日面光球磁場；“硬X射線成像儀”（HXI），主要用來觀測太陽耀斑所產生硬X射線（HXR）輻射；“萊曼阿爾法太陽望遠鏡”（LST），由3臺望遠鏡（SDI：萊曼阿爾法波段全日面成像儀；WST：3600 ?白光全日面成像儀；SCI：萊曼阿爾法和白光雙波段日冕儀）組成，主要用來觀測CME的形成、近日面?zhèn)鞑ゼ捌渌彰婊顒蝇F(xiàn)象。

圖1顯示了HXI/ASO?S早期觀測的一個耀斑（2022?11?11 01:49 UT）HXR像（等值線）疊加在AIA（大氣成像組件）171/SDO（太陽動力學天文臺）像上，展示了HXI的成像能力及空間分辨率；圖2顯示了SDI/LST和SCI/LST在萊曼阿爾法波段從日面到日冕的日珥無縫觀測圖像舉例（2023?03?07 21:06 UT），以及FMG/ASO?S觀測的太陽局部像和視向磁圖與HMI（日震與磁場成像儀）/SDO觀測的太陽像和視向磁圖比較（2023?02?22 00:05 UT）。

圖2 FMG 和 LST 觀測舉例

衛(wèi)星發(fā)射前團隊曾在Research in Astronomy and Astrophysics（RAA）和《天文學報》上發(fā)表過2期ASO?S?？?，介紹衛(wèi)星設計和研制的方方面面，尤其是RAA上的ASO?S?？?，詳細介紹了衛(wèi)星方案設計階段成果和科學準備。截至2025年2月，有關ASO?S本身和利用其數(shù)據(jù)發(fā)表的論文合計130余篇。衛(wèi)星發(fā)射后，在Solar Physics上組織了ASO?S在軌測試和早期成果專刊，共收錄了30篇論文，包含正樣衛(wèi)星總體性能指標及衛(wèi)星發(fā)射后各載荷的首圖、FMG在軌性能及定標、HXI在軌性能及定標、LST在軌性能及定標，以及ASO?S數(shù)據(jù)運行和分析中心等5篇衛(wèi)星在軌測試總體性文章，全面介紹了“夸父一號”在軌的狀態(tài)和衛(wèi)星科學團隊所能提供的數(shù)據(jù)和服務。本文主要綜述衛(wèi)星交付不到一年半時間利用ASO?S數(shù)據(jù)及關于衛(wèi)星本身的主要研究成果。

1 FMG相關早期研究成果

1.1

FMG有關定標工作

FMG的設計是采用弱場近似來線性定標磁場，但由于ASO?S衛(wèi)星本身的軌道速度以及太陽本身的自轉會影響觀測譜線波長的位置，從而改變偏振信號的強弱，這樣定標的磁場強度會受到衛(wèi)星軌道速度變化的調制。Liu等通過FMG和HMI的交叉定標，研究了衛(wèi)星軌道速度對磁場定標系數(shù)的影響，提出了隨衛(wèi)星軌道速度變化而修正的線性定標系數(shù)，從而解決了FMG磁場測量受ASO?S衛(wèi)星軌道速度影響的問題，大大提高了FMG磁場測量的精度。

濾光器型磁像儀工作譜線必須是磁敏感譜線，F(xiàn)MG沿用之前懷柔地面太陽磁場望遠鏡的工作譜線FeI 5324.19 ?，但如何選擇工作譜線中對磁場最敏感的具體波長位置進行單點偏振測量分析是關鍵，選擇得好意味著能夠獲得更加可靠的磁場測量結果。Liu等針對FMG為什么選擇在?0.08?進行具體的偏振測量闡述了原因，包括從偏振輻射轉移理論、懷柔地面磁場望遠鏡實測數(shù)據(jù)以及FMG空間實測數(shù)據(jù)等方面進行了合理性分析。

FMG針對太陽黑子中心的強磁場測量會顯示表觀變弱（又稱磁飽和）的現(xiàn)象。Xu等對此進行了研究并發(fā)展了一種校正方法，應用到FMG觀測到的20個活動區(qū)，發(fā)現(xiàn)變弱在705 G開始顯現(xiàn)，變弱最大可達124%。校正后的FMG強磁場測量結果恢復了預期的強度，與HMI的觀測結果基本一致。Chen等還研究了一種基于Zeeman分裂直接推求縱向磁場的方法，其對活動區(qū)的有效性可望直接應用于FMG的觀測。

1.2

縱向磁場比較研究

作為磁像儀的FMG，在軌工作后與地面和空間其他磁像儀觀測結果的對比，無疑是重要的一步。對于太陽光球磁場，不同的儀器測量結果應該大體一致。Xu等將FMG的觀測與HMI以及懷柔地面磁場望遠鏡（SMAT）的觀測進行了對比，發(fā)現(xiàn)3臺設備對太陽視向磁場結構和空間分布的觀測結果基本一致，磁場相關系數(shù)達到0.9；如果只考慮黑子半影，視向磁場相關系數(shù)則達到0.98；在太陽寧靜區(qū)，F(xiàn)MG比HMI更能觀測到弱的磁場信號，說明FMG具有更高的磁場信號靈敏度。圖3給出了一個例子，顯示了FMG與HMI、FMG與SMAT以及HMI與SMAT的磁場相關性比較。正如前文所述，由于飽和的原因，F(xiàn)MG對黑子本影視向磁場強度的測量顯得比HMI的測量結果要弱。

圖3 FMG 與 HMI、FMG 與 SMAT 以及 HMI 與 SMAT 的縱向磁場相關性比較

1.3

磁場演化與太陽爆發(fā)

FMG視向磁場觀測結果在多波段太陽爆發(fā)現(xiàn)象研究中發(fā)揮重要作用。如Hou等研究了一個太陽暗條部分爆發(fā)事件，通過對多波段觀測資料的分析，全方位展示了暗條爆發(fā)前的結構及形成過程，構建了包含2個磁流繩的新的一類“雙層”暗條形成圖像，F(xiàn)MG縱向磁場及單色像觀測結果結合HMI的矢量磁場觀測結果，在診斷暗條磁拓撲結構和性質方面發(fā)揮了作用。

Sun等研究了一個造成強地磁暴的太陽源頭（SOL2023?11?28）情況，使用多設備（包括FMG和ASO?S上其他設備）觀測結果，分析出日面上存在3個磁流繩，發(fā)現(xiàn)它們的滑動和相互作用導致2個耀斑和2個CME的形成，而2個CME在傳輸過程中的相互作用使地磁暴變強。

Song等研究了一個初始過程不同于以往的特殊暗條爆發(fā)，橫跨活動區(qū)的大尺度暗條的爆發(fā)受到下面2個稍小尺度暗條爆發(fā)的驅動，如此多暗條爆發(fā)還導致了一個M6.4級耀斑的產生，AIA觀測到的暗條疊加在FMG視向磁圖上（圖4）清楚顯示出暗條與磁場的空間位置關系，暗條F1和F2先爆發(fā)，F(xiàn)1、F2及與大暗條F3的相互作用致F3爆發(fā)，該事件還伴隨著一個暈狀CME，并產生了強烈的地磁效應。這類爆發(fā)不僅為理解太陽爆發(fā)提供了一個新的樣本，也為從觀測上預報空間天氣提供了一條新的線索。

圖4 NOAA 13229 活動區(qū)暗條 F1、F2 和 F3 分別疊加在 AIA 304（a）和 FMG 視向磁圖（b）上

Idrees等利用FMG和HMI觀測數(shù)據(jù)詳細研究了活動區(qū)NOAA 13229中β型黑子的衰減，包括黑子面積的衰減和磁通量的衰減，分別考察了磁對消、磁消散、碎片化、水平流匯聚和水平流旋轉等因素對黑子衰減的影響，不同黑子的衰減主導機制可以不同，衰減時間也大不相同，如圖5中的S2黑子的衰減中磁對消發(fā)揮主要作用，而S1黑子的衰減則是碎片化和磁消散起主要作用。

圖5 FMG 觀測的黑子面積及磁通量衰減

磁螺度是反映日冕磁場結構和演化的一個重要參數(shù)，磁螺度的積累與非勢磁能相關，最終導致耀斑和CME等爆發(fā)現(xiàn)象。Yang等嘗試利用FMG視向磁場觀測數(shù)據(jù)來推求磁螺度流量，并將所得結果與基于HMI的結果進行對比，兩者符號相同且相關性達到0.98，這一結果表明，FMG的視向磁場觀測數(shù)據(jù)可以用來可靠計算磁螺度。

2 HXI早期研究成果

2.1

HXI原理、標定及算法研究

HXI是基于空間調制的傅里葉變換間接成像設備，成像最高空間分辨率達到3.1″。調制函數(shù)的獲取直接決定圖像重構的質量，其中涉及一系列的影響因素。Jiang等首先在理想假設下，針對HXI構造了一個可以用來全面分析調制函數(shù)的完備數(shù)學解析模型，進而拓展到含入準直器的變形（扭曲、傾斜、平移）和光柵的厚度等多種非理想因素，其結果不僅得到GEANT4模擬的證實，也與之前在地面開展的HXI一系列試驗結果相吻合。該模型應該是迄今為止這類望遠鏡最完備的數(shù)學模型，直接指導了地面束流實驗的方案改進，成功獲得了HXI準直器正樣的調制曲線，國際上首次實現(xiàn)全系統(tǒng)端到端硬X射線束流調制測試。該模型在基于HXI在軌觀測數(shù)據(jù)的圖像重構中發(fā)揮了重要作用。

HXI記錄的是來自91對光柵的計數(shù)，要實現(xiàn)成像還需要選擇一定的算法來進行圖像重構。在對拉馬第高能太陽分光鏡成像探測器（RHESSI）的數(shù)據(jù)處理中，國際上已經發(fā)展了超過10種具體的成像算法。實際觀測中由于不知道真實的源到底怎樣，難以判斷不同成像算法結果的優(yōu)劣。

Yu等采用AIA/SDO觀測到的極紫外像計算出DEM（微分發(fā)射度），將由此推得的熱X射線源作為輸入圖像，結合模擬的點源、雙足點源、環(huán)狀源等，在RHESSI框架下通過圖像重建來全面比較10種成像算法，對圖像重建質量的評估采用了多種方法，包括了Li等針對硬X射線調制成像新提出的QuIX方法。結果顯示，EM、PIXON和CLEAN算法最好。該工作還展示了HXI的現(xiàn)有算法和成像結果，分析了CLEAN算法的一個重要參數(shù)CLEAN beam size，并分別為RHESSI和HXI獲得了該參數(shù)的最佳初始設置。這一工作對HXI成像算法的開發(fā)和改進具有直接的指導意義，已經體現(xiàn)在HXI分析軟件中。

Xia等提出了一個基于深度學習的圖像重構新算法（DLA），通過HXI光柵響應函數(shù)和模擬觀測數(shù)據(jù)構建訓練集，獲取滿意的深度學習模型，進而應用到HXI實際觀測的耀斑事例中，所得耀斑硬X射線圖像與傳統(tǒng)方法CLEAN所得結果可以相比擬甚至更好（圖6），成像過程速度極快且無需額外參數(shù)?；谏疃葘W習的該算法的提出是國際上首次，經過進一步的改進和完善，將為用戶提供一個全新的選擇，成為HXI圖像重構的基本軟件之一。

圖6 HXI 觀測到的 2 個耀斑中 DLA 新算法和 CLEAN 算法的成像比較

不同的太陽HXR探測儀器觀測同一個對象，應該得到相同的結果。這個看似簡單的問題實際證明起來卻并不容易，這需要就實際觀測的合適樣例進行交叉定標，只有完成了交叉定標，才能在不同的觀測結果之間進行物理上的比較，這對于不同視角方向上的立體觀測比較，得到可靠的諸如加速電子的方向性和三維結構方面的結論尤為重要。

Li等將HXI與在軌的太陽軌道飛行器上的X射線成像光譜儀（STIX/SolO）、費米伽馬射線太空望遠鏡上的爆發(fā)監(jiān)測器（GBM/Fermi）、Konus?Wind等設備進行了能譜的交叉定標研究，這種絕對效率的定標由于不同設備探測器的材料、設計、電子學、軌道環(huán)境的差異往往顯得非常困難。通過HXI多探測器的自定標和多設備間的交叉定標，他們改進了其中一個探測器D94的響應矩陣（適當含入鋁蒙皮的影響），結果顯示HXI與其他設備觀測的耀斑能譜達到可以接受的一致性。這為接下來不同設備之間的聯(lián)合研究，尤其是STIX/SolO和HXI首次HXR聯(lián)合立體診斷加速電子的方向性提供了基礎，人們對這一重要成果予以期待。

此外，這期間還產出了一些HXI技術相關的成果，如：HXI副鏡的設計、測試、算法和在軌狀態(tài)；HXI量能器測試系統(tǒng)；HXI準直器系統(tǒng)；束流實驗等。

2.2

HXR時變及有關研究

HXI提供了具有空間分辨的不同能量的HXR像，這使得研究HXR源隨時間的變化成為可能。作為HXI的一個重要研究成果，Chen等詳細研究了HXI觀測到的一個M6.5級耀斑（SOL2023?05?09 03:54 UT）空間分辨HXR源的準周期震蕩（QPP）。HXR源沿著耀斑帶滑動，滑動過的地方隨即出現(xiàn)EUV增亮，通過對圖像的小波分析顯示HXR流量呈現(xiàn)約23 s的QPP特征，更驚人的發(fā)現(xiàn)是，耀斑帶所在地方的磁場強度和磁通量具有大概相同周期的QPP變化。三維MHD模擬自洽重現(xiàn)了這一QPP重聯(lián)過程，從而第一次細致展現(xiàn)了QPP的一種全新的圖像：HXR的QPP來自耀斑帶的滑動磁重聯(lián)的準周期能量釋放，而QPP磁重聯(lián)本身磁場呈現(xiàn)出周期性的變化，圖7顯示了該耀斑的總體情況。

圖7 用滑動磁重聯(lián)來解釋 HXI 觀測到的 QPP

HXR的QPP受到很多人的關注。Li等和Shi等分別研究了HXI觀測到的另外2個X級耀斑的QPP：X1.1（SOL2023?06?20 16:42 UT）和X1.2（SOL2023?01?06 00:57 UT）。結合AIA/SDO等其他觀測，前者呈現(xiàn)出日冕環(huán)的無衰減Kink震蕩，先后連續(xù)5個脈動振幅沒有明顯衰減（圖8），紫外、HXR、微波等多波段光變均顯示周期在100~130 s的QPP特征，不同溫度的日冕環(huán)具有相同周期的震蕩且與脈沖相HXR的QPP同時觀測到，意味著能量的重復釋放是觸發(fā)這類QPP的主要原因；后者從HXI對足點成像中找到約27 s的HXR QPP，且與HXR流量成負相關的HXR能譜指數(shù)也呈同周期QPP特征，說明注入耀斑環(huán)足點的非熱電子束本身是觀測QPP的原因。一個對HXI觀測到的更長準周期（200s）X6.4耀斑（SOL2024?02?22 22:08 UT）研究也顯示，其QPP同樣是由周期性磁重聯(lián)致電子加速所造成的。

圖8 耀斑環(huán)震蕩與 HXI 光變的比較

HXR光變研究的另一個例子是耀斑Neupert效應。Li等利用HXI最初7個月所獲得的149個耀斑事例，統(tǒng)計研究了太陽活動25周上升期的耀斑Neupert效應。通過20~50 keV的HXR時間積分（fluence）與GOES軟X射線（SXR）流量比較，證明HXI觀測到太陽活動25周上升期的耀斑滿足Neuper效應。

2.3

HXI與STIX聯(lián)合研究

自從HXI投入觀測以來，HXI與STIX同時觀測到的耀斑已達數(shù)百例，其中不乏時間結構完整和觀測視角合適的事例。結合能譜和圖像交叉定標結果的進展，這些事例為接下來的立體成像聯(lián)合診斷耀斑加速粒子機制和三維結構提供了史無前例的機會。Mrozek等對一個失敗暗條爆發(fā)所伴隨的M1.5級耀斑（SOL2023?02?08 20:05 UT）初步嘗試了HXI和STIX立體觀測三維形態(tài)診斷研究，當時ASO?S和SolO觀測的夾角為31.5°，如此大的夾角足以反映立體探測形態(tài)上的差異。圖9顯示了HXI和STIX各自成像的結果（圖9（a）），圖9（c）是卡通式解釋兩者觀測結果在三維結構上的一致性，即HXR源所在的耀斑環(huán)并不垂直于太陽表面，兩者觀測的自洽性可以定出耀斑環(huán)真實的三維結構。

圖9 HXI 和 STIX 從不同視角同時觀測1個耀斑及推測的三維結構

Ryan等研究了HXI和STIX同時觀測到的另一個X5.0級大耀斑（SOL2023?12?31 21:55 UT），ASO?S和SolO當時觀測視角差為18°，雖然視角差不大，但HXI和STIX的觀測時間段相對完整，成像細節(jié)上的差異仍能反映出三維幾何信息，聯(lián)合HXI和STIX立體成像（圖10），精確獲取了熱環(huán)頂源和2個非熱足點源的位置，得到耀斑環(huán)為橢圓幾何形狀且與法向存在22.8°的夾角。隨著儀器交叉定標的完善，三維聯(lián)合觀測研究將呈現(xiàn)更多重要的結果。

圖10 HXI 和 STIX 觀測聯(lián)合診斷

2.4

HXI相關多波段研究

Shamsutdinova等利用西伯利亞射電日像儀（SRH）和HXI對一個C6.6級東邊緣耀斑（SOL2023?02?5 3:36 UT）的同時觀測，研究了耀斑能量釋放過程的自洽經驗模型。通過對微波和HXR能譜和成像的分析，得到耀斑主要能量釋放結構是一個致密的環(huán)，譜分析顯示耀斑早期是熱輻射，很快由加熱轉為粒子的加速，推求的微波和HXR能譜一致性說明它們來自同源的加速粒子束，且呈現(xiàn)典型的軟硬軟變化特征。圖11顯示了該耀斑SRH微波、HXI HXR及GOES SXR光變曲線的比較，以及SRH微波和HXIHXR像的比較。Kuznetsov等對SRH觀測到的一個M5.8耀斑（SOL2023?03?06 2:32 UT）以及Wu等對SRH觀測到的一個M6.5耀斑（SOL2023?05?09 03:54 UT）研究中也使用了HXI的觀測，前者闡述了耀斑與暗條爆發(fā)的關系，后者揭示耀斑加速電子起源于環(huán)頂。

圖11 HXI 與 SRH 觀測聯(lián)合診斷

Zheng等從另一個側面研究了X5.0級大耀斑（SOL2023?12?31 21:55 UT），提出了爆發(fā)日珥瓦解的“雙響鞭炮”模型，即爆發(fā)日珥的瓦解伴生了CME兩個不同的核分量。在這個圖像中，HXI光變所表征的能量釋放過程以及SCI/LST在彌補CME演化視場空缺方面發(fā)揮了一定的作用。Zhang等在對2023年9月11日暗條相互作用產生CME及II型射電暴研究中，使用了HXI光變來標定暗條的爆發(fā)。Hou等利用多波段觀測診斷耀斑電流片雙向流，以及Gou等研究一個M1.2耀斑中日冕噴流與迷你暗條的關系時，均采用了HXI觀測對耀斑進行HXR成像，以確定耀斑的源區(qū)。

Hudson等使用了包括HXI和SDI在內的觀測數(shù)據(jù)，研究了一個早期脈沖耀斑的地磁效應，該地磁效應耀斑與通常地磁效應耀斑不同，后者的電離層過電離往往與耀斑SXR時間輪廓相對應，而所研究的SOL2024?03?10（M7.4）地磁效應耀斑卻與耀斑早期脈沖高能輻射相對應。這被認為是一種新現(xiàn)象。此外，HXI觀測也被應用到太陽高能粒子（SEP）事件的研究中，F(xiàn)iroz等研究了2023年8月5日與M1.6和X1.6耀斑相對應的2個SEP事件，HXI光變和成像對判斷SEP是源于耀斑還是CME起到關鍵作用。

3 LST早期研究成果

3.1

白光耀斑研究

白光耀斑（WLF）研究應該是現(xiàn)階段ASO?S衛(wèi)星的一個標志性觀測研究成果之一。眾所周知，WLF曾經被認為是一個比較罕見的現(xiàn)象，后來隨著觀測事例逐漸增多，WLF慢慢褪去神秘的面紗，但實際上，有關WLF的觀測和研究非常有限。Jing等利用WST/LST最初約7個月的觀測數(shù)據(jù)，提取了共205個M1.0以上耀斑，從中發(fā)現(xiàn)有49個耀斑存在360 nm連續(xù)譜增強，即23.9%的M1.0級以上耀斑是WLF，這一結果給出了白光耀斑不再罕見的一個具體指標，Solar Physics主編為此推薦該文為亮點文章。此外，他們還發(fā)現(xiàn)耀斑級別越高，是WLF的概率越大，大于X1.0的7個耀斑樣本均是WLF；360 nm連續(xù)譜增強平均為19.4%；平均持續(xù)時間為10.3 min；平均增強和平均持續(xù)時間均與SXR峰值流量具有一定的相關性；連續(xù)譜增強的峰值在時間上與HXR峰值相對應；WLF呈現(xiàn)邊緣增多（圖12）且連續(xù)譜增強也臨邊變大的趨勢等。這一系列的結果，大大豐富了人們對WLF，特別是對巴爾末連續(xù)譜WLF的認識。

圖12 WST/LST 在軌 7 個月觀測到的所有 M1.0 以上耀斑

作為WLF重要成果的組成部分，Li等對WST/LST觀測到的一個C2.3級WLF（SOL2022?12?20 04:10 UT）開展個例研究，輔以CHASE和HMI觀測，獲得了在寬波段范圍連續(xù)譜的增強：

• 對白光增強區(qū)1，在360 nm、617.3 nm、656.9 nm連續(xù)譜增強分別為4.7%、3.2%、3.9%；

• 對白光增強區(qū)2，在360 nm、617.3 nm、656.9 nm連續(xù)譜增強分別為1.9%、3.0%、4.3%。

結合HXI對該耀斑的觀測，發(fā)現(xiàn)白光增強區(qū)與HXR足點在空間位置上相一致，說明是非熱電子束加熱大氣深層致連續(xù)譜增強。

圖13 WST/LST 觀測到的 X2.1 白光耀斑形態(tài)和連續(xù)譜增強（最右邊）與其他觀測的比較

除了小級別WLF個例研究，Li等研究了WST觀測到的2個X級WLF:X2.1（SOL2023?03?03 17:52 UT）和X1.5（SOL2023?08?07 20:46 UT），前者連續(xù)譜增強來自于耀斑帶（圖13），連續(xù)譜增強極大與HXR峰在時間上相對應，說明是非熱電子束直接加熱或間接加熱致連續(xù)譜增強；后者發(fā)生在日面邊緣，連續(xù)譜增強來自耀斑環(huán)，其連續(xù)譜光變與1700 ?像對應且持續(xù)到耀斑后相，與耀斑熱等離子體緊密相關。X2.1WLF連續(xù)譜平均增強為：56%（360 nm）、13%（617.3 nm）、30%（656.9 nm）。Li等在一個X6.4（SOL2024?02?22 22:08 UT）的WLF連續(xù)譜光變中還發(fā)現(xiàn)長周期的QPP現(xiàn)象，研究得出白光QPP是由于逃逸自黑子半影中慢磁聲波的調制。

2024年5月，NOAA 13664活動區(qū)連續(xù)產生了12個X級耀斑，這為研究WLF提供了非常好的樣本，Li等發(fā)現(xiàn)其中11個有白光連續(xù)譜增強，360 nm（WST/ASO?S）和617.3 nm（HMI/SDO）增強區(qū)可發(fā)生在黑子外、半影區(qū)和本影區(qū)，可來自耀斑帶和耀斑環(huán)（乃至物質噴發(fā)），且前者的持續(xù)時間、強度增強水平，甚至與HXR的關聯(lián)都比后者要顯著。圖14顯示了WST/ASO?S觀測到的這12個耀斑360 nm差分像，圖中藍色等值線（20%）是HXI/ASO?S觀測到的HXR源區(qū)。

圖14 WST/ASO?S 觀測的 2024 年 5 月 12 個 X 級耀斑 360 nm差分像

3.2

萊曼阿爾法譜線及LST有關研究

ASO?S衛(wèi)星發(fā)射前，針對LST萊曼阿爾法觀測解釋的預先研究就已經開展。例如，Zhao等利用日珥—暗腔的MHD模擬結果作為輸入，合成了日珥—暗腔萊曼阿爾法輻射，以模擬日面邊緣SCI/LST觀測視場內的爆發(fā)日珥情況，展示出LST可以觀測到從爆發(fā)日珥到CME產生，特別是CME的亮核和空洞結構，這在LST后來的觀測中得到證實。Ying等為了獲取CME的溫度，精確計算了萊曼阿爾法波段的強度，在三維MHD模擬CME和其所驅動的激波基礎上，通過合成了UV、WL像的形態(tài)研究它們與各種假設的關系，得到諸如日面萊曼阿爾法強度如何影響日冕萊曼阿爾法強度、幾何散射對日冕萊曼阿爾法強度的影響以及不同溫度假設對CME結構萊曼阿爾法強度的影響等一系列有意義的結果，這些結果可望應用到LST觀測中。

Lu等針對SDI/LST觀測如何自動識別太陽耀斑事件，提出了一個新的算法，該算法基于當?shù)氐膹姸茸兓?，可以自動提取包括事件的位置、開始時間、結束時間，特別是可以提取同時發(fā)生的不同事件。以一個月的SDI觀測為例，共識別出226個事件，與GOES同期結果相比較，M級以上事件的重合率為73%。這一差異隱含著SXR事件和萊曼阿爾法事件背后物理的不同，值得深入研究。李敬偉等展示了WST和SDI在軌平場定標的偏擺方案及獲得的平場圖像和隨時間的演化情況。

有關LST觀測數(shù)據(jù)改進的一個重要進展是數(shù)據(jù)重構，SDI/LST和WST/LST在軌結果顯示實際空間分辨率遠未達到設計和地面的測試值，這使得基于LST觀測研究日面細節(jié)困擾紛紛。Liu等采用點擴散函數(shù)和一個特別的圖像優(yōu)化方法（SPIBOA）來改善SDI的觀測數(shù)據(jù)，在無法獲取在軌點擴散函數(shù)的情況下，借鑒機器學習，估算出比較準確的點擴散函數(shù)，進而反卷積獲得校正后的SDI圖像，通過大量數(shù)據(jù)實驗，證明校正后的SDI空間分辨率可以提高3倍以上。該校正算法已經集成到SDI常規(guī)數(shù)據(jù)處理軟件中，為基于SDI觀測研究提供了一個強有力的支撐。

實際上，目前已經存在一些太陽萊曼阿爾法波段觀測，但基本上都局限于總流量觀測，Greatorex等以3個M級耀斑為例，比較了不同儀器觀測結果，發(fā)現(xiàn)不同儀器間相對流量差異有限，但流量增強等參數(shù)差異可以很大，甚至相差5倍，這可能與儀器光譜響應及波段范圍等因素有關，這一結果更加說明SDI在萊曼阿爾法波段成像的重要性。

3.3

基于LST的觀測研究

Lyα卡林頓圖可提供跨越360°經度范圍的全球日面萊曼阿爾法輻射強度分布，是日冕萊曼阿爾法輻射的關鍵輸入源，為國內外萊曼阿爾法日冕觀測設備提供更準確的入射日面輻射數(shù)據(jù)，從而精確診斷太陽爆發(fā)如日冕物質拋射、日珥爆發(fā)的相關物理過程。但之前并沒有直接的萊曼阿爾法波段輻射的卡林頓圖，有關萊曼阿爾法卡林頓圖是從30.4 nm的卡林頓圖推演出來。基于SDI/LST觀測，Li等首次獲取了直接的萊曼阿爾法卡林頓圖（圖15），這是LST的代表性成果之一。與之前用間接方法所得到的結果進行對比，發(fā)現(xiàn)有38%的差異；與磁場的卡林頓圖比較，活動區(qū)呈現(xiàn)的萊曼阿爾法輻射較強，但黑子本影處萊曼阿爾法輻射弱。

圖15 基于 SDI/LST 觀測獲得的國際上首幅萊曼阿爾法卡林頓圖

Xue等研究了2022年10月26日2個感應的失敗日珥爆發(fā)（圖16），這也是LST開機后最早觀測到的萊曼阿爾法日珥案例。2個看似無關的日珥實際上聯(lián)系緊密，南邊的日珥由于Kink不穩(wěn)定性而爆發(fā)，解扭曲過程中形成下面的耀斑帶，但隨后發(fā)生的磁重聯(lián)使得爆發(fā)失敗。南邊的日珥上方與北邊的日珥有磁流管相通，爆發(fā)帶動北面的日珥也出現(xiàn)上升，但由于南面日珥爆發(fā)出現(xiàn)的質量“真空”，使得北邊日珥的物質通過磁流管災變式向南邊日珥排放。這就提出了一個新的圖像，日珥爆發(fā)可以終止于通過磁流管的質量排放。

圖16 2022 年 10 月 26 日 2 個日珥的 SDI 和 CHASE 及 SDO 觀測

Wei等研究了SDI觀測到的一對相交的日珥（圖17），它們同時上升。下方的日珥在上升過程中上部出現(xiàn)扭曲增加并隨后消失，很可能通過重聯(lián)傳遞到上方日珥，這一扭曲的轉移導致下方日珥爆發(fā)失敗，而上方日珥開始出現(xiàn)轉動，且腿部出現(xiàn)剪切運動。這說明，扭曲的轉移和釋放在限制日珥爆發(fā)方面具有重要作用。

圖17 SDI/LST 觀測到的交叉雙日珥隨時間的演化

Shi等利用SDI觀測研究了一個X射線源在耀斑雙帶上不對稱的耀斑（C4.4，SOL2023?03?20 15:34 UT），這個耀斑熱輻射占主導，X射線輻射在一個帶上很弱（圖18）。結合AIA 304和STIX/SolO觀測結果，并通過非線性磁場外推，結果顯示環(huán)頂距離雙帶足點的距離相差很大，熱電子更容易注入距離較近的足點，從而對X射線源不對稱性給出一個解釋，即環(huán)頂距離兩足點的不對稱性是造成X射線源不對稱性的主要原因，磁鏡效應占次要因素。

圖18 2023 年 3 月 20 日 C4.4 級耀斑的 SDI 和 AIA 觀測

此外，Zhang等在多波段研究耀斑觸發(fā)的EUV波引起周邊寧靜暗條震蕩時用到SDI觀測到的光變曲線；寧靜暗條隨后失去平衡，上升到SCIUV/ASO?S觀測到的直至2.2個太陽半徑處的形態(tài)（圖19），進而形成一個典型三分量結構的CME；Chi等研究了相繼發(fā)生的3個CME及激波與CME的相互作用，其中SCIUV/ASO?S觀測到第2個CME形成早期的形態(tài)。

圖19 SCIUV/ASO?S 觀測到的寧靜暗條爆發(fā)形成 CME 的早期過程

4 展望

在ASO?S完成在軌測試和交付不到1年半的時間節(jié)點上，總結了利用ASO?S觀測數(shù)據(jù)或與ASO?S儀器性能本身有關的研究成果?；贏SO?S觀測數(shù)據(jù)所展開的研究工作呈現(xiàn)蓬勃發(fā)展之勢，其學術產出與科學影響持續(xù)擴大。隨著ASO?S數(shù)據(jù)分析中心服務功能的進一步完善，特別是ASO?S在完成HXI定標和SCI非正常觀測數(shù)據(jù)處理能力進一步提升之后，可以預期越來越多的國內外同行將使用ASO?S觀測數(shù)據(jù)開展研究，結合國際上其他先進的太陽觀測衛(wèi)星及中國的“羲和號”衛(wèi)星、“風云3號”衛(wèi)星、搭載儀器“SUTRI”以及地面觀測設備，聯(lián)合開展多波段乃至立體觀測研究，可望在“一磁兩暴”的本質及關聯(lián)性方面取得重要進展。ASO?S設計壽命為4年，期待它能在軌運行更長的時間，以完整覆蓋太陽活動25周峰年，最終實現(xiàn)ASO?S衛(wèi)星“一磁兩暴”的科學目標。

本文作者：甘為群，蘇楊，封莉，黃宇，黎輝，蘇江濤，李瑛，劉鎖

作者簡介：甘為群，中國科學院紫金山天文臺暗物質與空間天文院重點實驗室、中國科學院大學南京學院，研究員，夸父一號”衛(wèi)星首席科學家，研究方向為太陽物理。

文章來 源 ： 甘為群, 蘇楊, 封莉, 等. “夸父一號”（ASO?S）衛(wèi)星早期成果概述[J]. 科技導報, 2025, 43(16): 43?61 .

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