耀斑是太阳磁场能量释放的重要方式之一，属于太阳物理基础研究和空间天气国家需求研究的前沿. 近年来系列空间卫星和大型地面设备使耀斑环状位形的细节得以分辨，极度加深了人们对耀斑物理过程的理解. 《耀斑环物理》作者近年来基于射电、X射线等多波段数据分析，结合相关的辐射机制及电子传输理论的研究，在耀斑环亮度、偏振、频谱的时空演化，磁场和非热电子等参数的诊断，耀斑环整体行为等方面进行了系列的研究. 《耀斑环物理》着重介绍了上述以耀斑环为基本单元的观测和理论研究的最新进展，将有助于我国太阳物理工作者了解该领域的研究动态；为了方便初入门的研究者阅读此书，适当增加了射电、X射线辐射基础理论的篇幅.

　　引言
　　太阳耀斑是在我们生存的太阳系中最为激烈的爆发事件，其释放的能量范围通常在103。?1032erg(1erg=10-7J).这些能量的绝大部分表现为如下几种形式：被加热至2x107K的高温等离子体，被加速至几keV到几GeV的高能电子、质子和其他离子，以及等离子体的激烈运动[1].被加热的高温等离子体和被加速的高能粒子可由全波段的电磁辐射来体现，包括射电、光学、紫外、软和硬的X射线和GAMMA射线等波段.耀斑通常伴随所谓太阳高能粒子事件（SEP)和日冕物质抛射（CME)，并通过行星际空间的传播可能会到达地球，甚至对人造卫星的运行、导航和通信系统，乃至电网运行产生灾难性的影响[2].
　　太阳耀斑的基本元素及其最有趣和最大的信息量来自耀斑环，也可把耀斑环视为太阳耀斑的一个最基本的结构.太阳耀斑涉及的炽热和稠密的磁流管中的系列物理过程，对整个天体物理、等离子体物理和日地空间物理都是具有普遍性的问题.其中包括剧烈的能量释放、带电粒子的加速和加热、不同尺度的磁流体波、等离子体湍动的形成演化，以及非热或热辐射的产生和传播等.因而，太阳耀斑环物理对基础和应用研究都具有十分重要的意义.近年来，有关太阳耀斑的问题与具有空间、时间和频率（能量）分辨能力的望远镜的高速发展密切相关，海量的和高质量的太阳数据流为发展精细的物理机制和模型提供了极好的机遇，其结果已经应用于恒星和其他天体的研究.
　　在射电波段，今天已有下列重要的地基设备，可以提供太阳耀斑环的高空间、时间和频率分辨的数据，现扼要介绍如下：①野边山日像仪（NoRH)，由84面口径为80cm的抛物型天线组成的综合孔径（东西方向490m和南北方向220m的T型阵)，首次在17GHz成像于1992年4月，1992年6月起每天工作6h.1996年4月起在17GHz和34GHz两个频率同时成像，角分辨率分别为7arcsec和14arcsec(该空间分辨率是对于夏季正午的东西方向，南北方向则分别为8arcsec和16arcsec).稳定观测的时间分辨率1s，对爆发事件提高到0.1s[3，4].②西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT)，升级后由96面天线组成，工作于4?8GHz，空间分辨率在8GHz达到13arcsec[5，6].③中国频谱日像仪（CSRH)[7]的一期工作频率为0.4?2GHz，由40面口径4.5m的天线组成，已经投入试观测阶段，二期工作频率为2~15GHz的60面天线也将于近期建成，届时可实现多频率的太阳同时成像.
　　还有大量空间可分辨的太阳多波段数据由卫星观测提供.其中，Ramaty高能太阳谱像仪RHESSI可对3keV?20MeV范围内的光子成像，并可在X射线和GAMMA射线成像的每个像素构造光子谱.TRACE卫星是太阳过渡区和日冕探测器的缩写，通过对光球层、过渡区和日冕的观测，可以几乎同时在这些不同温度的区域成像，空间分辨率达到1arcsec.SOHO卫星主要用于观测太阳的结构、化学组成、太阳内部的动力学、太阳外部大气的结构（密度、温度和速度场）及其动力学、太阳风及其与太阳大气的关系.近期发射的太阳卫星有太阳动力学观测台SDO搭载了太阳大气成像仪（AIA)、极紫外成像仪（EVE)和日球层磁场观测仪（HMI)，对太阳内部、太阳磁场、日冕内部的高温等离子体，以及导致地球电离层产生的辐射进行观测.日出卫星Hinode搭载了口径0.5m的光学望远镜（SOT)、空间分辨率为0.2arcsec的矢量磁像仪、口径34cm的X射线望远镜（XRT)和极紫外成像摄谱仪（EIS).日地关系天文台（STEREO)由分别位于地球绕太阳公转轨道前方和后方的两颗卫星组成，首次实现了对CME的速度、轨迹和形状的三维立体观测.
　　在太阳耀斑中存在多种多样的加速机制（评述性论文[8-10])，其中包括：①直流电场加速（在电流片或扭曲磁环中)；②随机加速（等离子体波湍动和微耀斑);③激波加速（传播的磁流体激波及重联外流中的驻激波)；④电子感应加速（塌缩的磁捕获).进而导致加速电子在耀斑环不同部位的注入（如在环顶或者环足附近).而且，不同的加速机制可产生不同投射角分布的电子（各向同性，以及具有横向或平行方向的各向异性).实际上，各种机制均有可能存在于耀斑环中，只有通过观测证实在具体的耀斑事件中是何种机制起主要的作用.
　　利用NoRH观测到的空间可分辨的微波数据，已经发现了许多非常有趣和意料之外的现象.其中之一是在耀斑环顶部存在强的光学薄微波辐射源[11，12].回旋同步（GS)辐射产生于中等相对论电子，并强烈依赖于微波源中的磁场强度.问题是:如何在磁场相对较弱的环顶产生强度超过环足的GS辐射.为了回答该问题可以假设中等相对论电子集中在微波耀斑环的上部[12].如果电子具有横向投射角的各向异性分布，则有可能导致电子集中在环顶附近.最近，在两个耀斑事件里发现了高能电子投射角具有平行于磁场方向的各向异性的证据[13，14].
　　类似的问题出现在太阳耀斑环的X射线研究之中.近年来利用Yohkoh和RHESSI卫星发现，硬X射线源不仅存在于环足，而且也存在于环顶[15].现有的硬X射线和GAMMA射线辐射理论在解释日冕源时遇到困难，首先与环顶没有足够高的等离子体密度有关[16].为了克服这一困难提出下面的假设：①在环顶存在极端高密度的等离子体[15]；②电子加速和捕获发生的区域具有高度等离子体湍动的水平[17-19];③电子沿垂直于磁力线的方向注入耀斑环并被捕获[20;④中等相对论电子与软X射线和极紫外辐射的光子产生逆康普顿散射[21].
　　最近Melnikov等基于更为一般的非稳态相对论动力学方程的严格求解，发展了在不均匀磁环顶部的高能电子捕获和积累的论点，并与前述的工作进行比较[22].早些时候，该方法已经成功发展和应用于中等相对论电子的空间分布和耀斑环中的GS微波辐射的动力学分析[14，23].在Melnikov等的系列工作中[23-25]，证明了加速区的位置和辐射电子的投射角各向异性对磁环不同位置的GS辐射和自由-自由硬X射线辐射的强度、偏振和频谱属性具有强烈的影响.这些结果可以用来诊断耀斑环中加速区位置和加速电子投射角各向异性的类型，进一步可以得到对加速机制的一些新的观测约束条件.
　　Huang等选择了24个NoRH观测到的微波耀斑环，对环顶和环足的峰值时刻亮温度、偏振和光学薄谱指数等观测量的分布特性，及其与计算得到源区磁场和高能电子密度之间的关系进行了系列的统计研究[26-28]，并发现一系列有趣的结果.例如，环顶比环足更亮的事件数占有相当大的比例[26]足谱指数的演化在简单脉冲事件里呈现通常的软硬软或软硬硬特征，然而在具有多峰的复杂事件里，对于单个子峰发现了硬软硬的新特征，同时整体演化仍保持原有的软硬软或软硬硬特征[27]足足点的观测亮温度等属性存在普遍的不对称性，并难以用熟知的磁镜效应来解释，而与非热电子投射角的各向异性分布密切相关[28]。与此同时，还选择了13个RHESSI硬X射线耀斑环事件（包含28个子峰)，对环顶和环足的峰值亮度和谱指数进行统计研究[29]，发现环足和环顶谱指数之间具有非单调的关系，可以分别用厚靶和薄靶模型加上较高的低能截止来解释；对不同能段的多峰事件的谱指数演化的研究发现了与微波多峰事件类似的硬软硬特征，有趣的是该特征仅在较高能段出现，并可用回流效应解释[31]进而对微波和硬X射线频谱演化进行了深入的比较研究，发现两者均与耀斑环位置有关，硬软硬的新特征主要出现在耀斑环顶部，而微波频谱演化同样具有对频率的依赖性[31，32]，上述结果可用磁镜的捕获效应做出自洽解释[33，34].
　　在环状耀斑物理中的另一个研究热点是所谓双带耀斑，作为一种复杂现象，可能同时伴随CME和日珥喷发（评述性论文[35]).该类耀斑的基本模型是标准的磁场重联的模型，即众所周知的CSHKP模型[36-39].在该模型中，耀斑发生在包含日珥的冕弧结构，其触发因素是在上升冕弧之下的重联.由于耀斑激发的快速喷发导致冕弧磁力线的延伸，并在磁场反转线的上方形成电流片，进而产生高能粒子和耀斑重联。这一物理图像经多人发展，包括Priest[40]，Moore等[41，42]和ShibaW43-45]。该模型预期下列形态特征，如耀斑双带即足点距离的扩张和耀斑环系的发展。过去十年里，Ji等对一种新的观测现象投以关注：耀斑环在上升阶段的收缩，这是标准耀斑模型没有预期的。通常耀斑环的膨胀运动仅是发生在收缩之后，环的收缩由三种不同的观测因素组成：从硬X射线辐射测量到的足点会聚[46-50，软X射线观测到的环顶下降运动[51-54]，以及环的长度的收缩[55，56].该现象是对标准耀斑模型的挑战，从而推动耀斑模型的进一步发展和完善.
　　最近十年里太阳物理的一个最重要的进展是空间可分辨的磁流体波和日冕的振荡行为（如文献[57]).关于日冕中不同种类的磁流体波已有丰富的观测证据.某些理论预期的波模（横向和纵向扭曲和腊肠模）已经被具有高时间和空间分辨的光学、极紫外、软X射线和微波的成像和频谱数据所确认[57，58].磁流体波的特征周期从几秒到几分钟，已在太阳冕环、冕羽及其他结构的成像观测中直接测定.对日冕波和振荡的兴趣主要与其可能具有的加热日冕等离子体[1，59]，及其作为等离子体诊断的天然探针有关（如文献[57]，[58]和[60]).近期日冕磁流体波的观测和理论研究进展促进了有关知识对其他日冕振荡研究的应用，例如，耀斑环能量释放的准周期振荡（QPP)，其周期从小于1s[61-63]到几分钟[64，65]，经常在太阳耀斑的光变曲线中观测到.QPP可能存在于双带或者致密耀斑，调制深度可以达到辐射强度的100%，并无需数据处理即可辨认.最有影响的QPP与耀斑加速的非热电子在微波、硬X射线和白光等波段相关[58].QPP可能在耀斑的所有阶段，从耀斑前直至下降阶段被观测到[66].在调制深度较大的情况，该耀斑可以视为一系列周期性爆发的组成.通常，QPP在不同波段是同时看到的，例如，在硬X射线和微波段[67-69].对耀斑的QPP的研究兴趣出于以下的动机.首先，QPP是耀斑的内禀属性，从而携带了有关能量释放、过程和触发机制等信息.从日冕波动物理的视角，耀斑的高亮度特征可以用远小于1s的高时间分辨率进行观测，这就使得我们有可能分辨波的传输时间（如当波穿越等离子体的磁结构时)，这对各种日冕振荡的测量是十分重要的.进而，耀斑发生地附近很可能位于波和振荡高度激发的区域.此外，理解QPP和耀斑等离子体参数的关系可为星冕振荡和探索太阳与类太阳星冕的结构相似性等做出贡献[70].
　　随着耀斑环研究的不断深入，基于成熟的理论和观测数据进行等离子体参数的诊断已经成为耀斑环研究的一个重要组成部分，其中，最重要的参数莫过于日冕磁场.著名太阳物理学者Kundu在题为射电测量太阳磁场的评述中介绍了利用厘米波段的偏振估算色球上方的活动区磁场，利用微波段的回旋共振辐射计算活动区上方的日冕磁场强度，利用回旋谱线测量日冕磁场等方法[71].—些作者利用不均匀磁环中的回旋同步辐射诊断耀斑环中的磁场分布[72-74]，利用自由-自由机制产生的微波辐射强度和偏振测量色球和日冕磁场[75]，及利用微波偏振在横向穿越日冕磁场时的变化导出日冕磁图[76].此外还有利用各种射电精细结构及其理论反演日冕磁场的许多研究，在这里就不一一引述了.早期有关太阳磁场的射电诊断方法还可参考Gary和Keller的评述论文[77].在微波爆发源区磁场的射电诊断方面，Zhou和Karlicky[78]基于Dulk和Marsh[79]对严格的回旋同步辐射的发射和吸收系数的系列拟合公式，提出利用回旋同步辐射的流量、谱指数和峰值频率计算磁场和非热电子密度的表达式.近期Huangt8。，81;提出增加回旋同步辐射偏振的测量，可以计算回旋同步辐射与背景磁场的夹角，即得到日冕磁场在平行和垂直于视线方向的两个分量，并发现了中性线附近的横向磁场在耀斑期间的剧烈变化.
　　近年来，有包括低能截止、光球的康普顿散射等多种因素可导致观测到的X射线低能段
　　……