太阳就像是一尊神祇，在一亿五千万公里之外注视着地球文明的兴衰。地球大气循环、季节更替、昼夜轮回无一不是太阳作用的结果。当我们仰望星空，太阳无疑是天空中最温暖、亲切的天体。我们会想起夸父逐日、后羿射日等古老神话，也曾查阅到《汉书·五行志》中“日出黄，有黑气大如钱，居日中央”等关于太阳黑子的古老记载。人类对太阳最早的观测记录可追溯到四千年前，可至今我们仍然并不完全了解这个神秘的庞大“火球”。其中，太阳白光耀斑便是谜题之一。
图1：SDO卫星观测到的第24太阳活动周最强耀斑事件
什么是太阳白光耀斑？
耀斑是太阳大气中的剧烈爆发过程，可产生覆盖几乎整个电磁波段的辐射增强，是灾害性空间天气事件的源头。1859年，英国天文学家理查德·卡林顿观测到人类历史上记录的第一例太阳耀斑，史称卡林顿事件[1]。这是一个异常强的耀斑事件，它触发的地磁暴，造成了电力传输设备的损毁，是近两百年里记录到的最强太阳爆发事件之一。然而，并非所有太阳耀斑都有这么大的威力，它们差异极大，根据耀斑发生时近地轨道处测量到的软X射线辐射强度可将其从弱到强依次分为A、B、C、M和X级。除了X射线和紫外辐射，有些耀斑还会在可见光波段产生显著的连续谱辐射增强，称之为白光耀斑，通常发生于大耀斑中，是太阳物理的重要研究对象之一。卡林顿事件便是一个极强的白光耀斑，这也是在165年前仅仅通过肉眼就能观测到它的原因。 
图2：卡林顿事件的手绘图稿
在太阳耀斑中，白光耀斑是较为特殊的。与普通耀斑相比，它的空间尺度较小、持续时间较短，但释放出的能量却很高。人们提出了许多物理机制试图解释这种神秘现象，如电子束轰击、质子束轰击、辐射加热、阿尔芬波加热、色球压缩等。然而，我们至今尚不清楚究竟哪种机制真正阐明了白光耀斑的本质。根据光谱特征，白光耀斑可分为I型和II型两类[2]。其中，I型白光耀斑的光谱中有明显的巴尔末跳跃，巴尔末线既宽且强；II型白光耀斑的光谱中没有或仅有微弱的巴尔末跳跃，巴尔末线较窄且较弱。此外，I型白光耀斑的连续辐射极大时刻通常与硬X射线和微波射电暴的极大时刻相对应，而II型白光耀斑则没有这一现象。结合太阳大气模型，I型白光耀斑的色球温度显著升高，而光球温度仅略有增加；II型白光耀斑的色球温度升高较少，但光球温度显著上升。这些表明，两类白光耀斑可能由不同机制驱动的：I型白光耀斑可能是日冕磁重联产生的高能粒子轰击低层大气，并通过巴尔末连续辐射的再加热形成；而II型白光耀斑则可能是由低层大气磁重联直接引发的。 “消失”的太阳白光耀斑
太阳白光耀斑不仅神秘，而且稀少。无论是和其他波段（如X射线、紫外和射电）大量观测到的太阳耀斑相比，还是和其他遥远活跃恒星上所观测到的恒星白光耀发相比，被观测到的太阳白光耀斑数量相对都要少很多——自1859年首次被发现至本世纪初，有文献记载的太阳白光耀斑只有一百多次。样本不够多，制约了我们对太阳白光耀斑物理机制的深入研究，并限制了基于大样本的太阳与恒星白光耀斑的比较分析[3]。那么，太阳白光耀斑真的就这么少么？是否有可能它们其实很普遍，只是我们没有观测到而已？近年来关于微弱太阳白光耀斑的发现和相关的研究结果表明：所有的太阳耀斑都可能会产生白光辐射增强[4, 5, 6]。对此，我们不禁要问：“消失”的太阳白光耀斑究竟去哪儿了呢？太阳白光耀斑何处觅？
为此，我们使用太阳动力学天文台搭载的日震与磁场成像仪的全日面连续谱成像数据，对太阳耀斑所产生白光辐射的时空分布进行深入分析，并对传统的太阳白光耀斑识别方法进行优化[7]。传统识别方法大多基于差分成像技术，并通过根据宁静区背景白光波动水平来设置一个固定阈值来对信号进行筛选，从而凸显耀斑所产生的白光辐射增强信号。我们研究发现，太阳黑子区的背景波动要比周围宁静区弱很多（图3），这表明，传统方法所采用的高于宁静区背景波动的固定阈值会不可避免地导致以下缺陷：1）小的白光耀斑在黑子区产生的信号有可能弱于设置的阈值，从而无法识别；2）由活动区局部强对流所产生的与耀斑并不相关的白光辐射增强（如黑子亮桥附近的间歇性增亮）有可能超过上述阈值而被误认为白光耀斑。于是，我们提出了本征阈值的概念，即根据耀斑未发生时每个空间位置（像素点）在对流运动作用下所产生的本征波动水平来针对性地设置其自身阈值。此外，我们还发现太阳白光耀斑往往还具有以下两个典型的时空分布特征：在空间上聚集分布、在时间上反复或连续出现（图4），这为优化识别方法提供了有效的物理限制。 
图3：黑子区与宁静区由持续对流运动引起的背景波动的区别
图4：一个X级耀斑所产生的白光辐射增强信号的时空分布
为了更直观地比较传统方法和优化方案的效果，我们将两者分别应用于不同级别的白光耀斑中进行测试。如图5所示，优化方案在X1.6级耀斑覆盖主黑子的耀斑带区域识别出了大量的白光辐射增强信号，而传统方法识别出的信号则少得多。此外，优化方法获得的白光光变曲线表现出了明显的快速上升和缓慢衰减两阶段特征，而传统方法的白光光变曲线则表现出异常的波动。这些结果表明经过优化后的白光耀斑识别方法，无论是在耀斑的白光辐射信号的识别，还是在其白光光变曲线的计算上，都取得了较为明显的优势。 
图5：传统方法与优化方案应用于一个X级耀斑时的识别效果比较
将优化后的白光耀斑识别方法应用于90个耀斑(30个C级、30个M级和30个X级耀斑)，我们构建了一个中等规模的太阳白光耀斑数据库。如图6所示，C级、M级和X级耀斑中白光耀斑的占比分别为30%、60%和93.3%。显然，耀斑等级越高，白光耀斑出现的概率越大。尽管如此，我们在30个C级耀斑中也识别出了9个白光耀斑，这是迄今为止我们所知的最高的C级白光耀斑识别率(30%)。这一发现，有力地支持了太阳白光耀斑可能并不罕见这一观点。此外，我们还发现，在不同耀斑等级中，束缚耀斑中出现白光耀斑的概率均显著高于爆发耀斑。 
图6：不同能级和类型（爆发型和束缚型）耀斑中白光耀斑的占比
展望
利用优化后的太阳白光耀斑识别方法，我们将识别出更多的太阳白光耀斑，并能更准确地获取其能量和时标等物理参数。在此基础上，开展大样本的太阳白光耀斑机制的统计研究及其与恒星耀发的比较研究也成为了可能。与此同时，我们还想要强调一点：太阳白光耀斑优化识别方法的提出和使用只能部分解决我们目前所面临的问题，现有观测数据在分辨率和灵敏度上所造成的限制只能通过发展新的观测设备来突破，随着我国羲和与夸父卫星等设备的投入使用，拥有全新波段和更高时间分辨率的太阳耀斑白光观测数据将为相关研究提供前所未有的机遇。[1] Carrington, R. C. 1859, MNRAS, 20, 13[2] Fang, C., & Ding, M. D. 1995, A&AS, 110, 99[3] Namekata, K., Sakaue, T., Watanabe, K., et al. 2017, ApJ, 851, 91[4] Jess, D. B., Mathioudakis, M., Crockett, P. J., & Keenan, F. P. 2008, ApJL, 688, L119[5] Song, Y., & Tian, H. 2018, ApJ, 867, 159[6] Castellanos Durán, J. S., & Kleint, L. 2020, ApJ, 904, 96[7] Cai, Y., Hou, Y., Li, T., & Liu, J. 2024, ApJ, 975, 69蔡英杰，国家天文台在读硕士研究生，研究方向为太阳白光耀斑与恒星白光耀发的统计比较分析。侯义军，中国科学院国家天文台项目研究员，主要从事太阳黑子、太阳暗条/日珥、太阳爆发活动与恒星爆发活动等方向的研究。