太阳射电爆发是日冕高能电子激发的射电波段辐射增强现象。大部分米波射电辐射均与耀斑和日冕物质抛射物理过程相关。而其中发现最早也是发生最为频繁的一类射电爆发-- I型射电暴(I-V型射电爆发之一)，也称为噪暴（noise storm），多与处于非爆发状态的活动区有关。I型射电暴最显著的观测特征就是含有非常多杂散分布的辐射频谱亮点(I型爆发)，散布于一相对弱的连续背景(I型暴连续谱)之上。I型爆发的亮温较高(~109-1010K)，源区位于日面中心时常具有高纯度的圆偏振(可高达100 %)；持续时间很长(数小时到数天至一周)。通常认为它们是日冕中非热电子激发的等离子体基波O模辐射。
I型暴常被观测到位于活动区前导黑子上方区域，可持续数天到数周，与日冕中长时间的小尺度能量释放有关。有关过程很可能反映了长时间持续发生的日冕磁场结构的缓慢重组(或重联)过程。因此，有关过程，尽管常不伴随爆发现象，但由于持续时间很长，仍可显著改变活动区或活动区间的拓扑结构。所以，研究I型射电暴及其物理起源对于理解活动区长时间演化、太阳磁场能量的缓慢释放等具有重要意义。
I型射电暴研究中一个备受关注的课题就是导致I型射电暴的磁场活动表现。这些研究均希望能找到伴随I型射电暴的光球或日冕中的磁场活动。大概有三种不同的观点解释导致I型暴产生的磁场活动。
(1)磁浮现触发重联：新浮磁通与上方磁场结构发生磁场重联过程，从而产生高能电子，进而激发I型射电暴；(2)黑子外围移动磁结构(Moving Magnetic Features: MMFs)在向外移动的过程中驱动上方磁场结构与外围磁结构发生磁场重联，从而加速产生高能电子，激发射电爆发；(3)发生于活动区边缘的开场与闭场之间的交换磁重联(Interchange Reconnection)过程也被提出来作为辐射I型暴的高能电子的源区。这些观点均得到了一定程度的较早期(2000年之前)观测数据支持。然而，有关数据质量受限于仪器的性能，对于相应物理过程的辨认和支持其实并不充分，导致结论的争议性很大。例如，到底I型射电暴是否伴随X射线辐射增强，文献中就给出了相互矛盾的结果。在数据质量方面，如MDI/SOHO对光球磁场的观测，获得一副磁图时间分辨率(~96分钟)很低(与HMI/SDO相比)，所使用的极紫外观测数据的波段也很少，无法反映日冕过程的多温特性。
为能基于新一代太阳物理观测数据，找到对应I型射电暴的磁场活动，本工作分析了一例I型暴事件，分析了伴随的SDO-AIA多波段EUV观测数据、HMI的矢量磁场数据，NRH的I型暴射电成像数据（图1a）。我们专门选择了活动区位于日面中心附近时的观测数据，以获得更为准确的磁场数据（图2）。联合所有这些数据，我们发现I型暴爆发时，源区斜下方区域存在增强的EUV辐射增亮现象，而且这些辐射增亮呈现出非常规整的三带结构；我们发现，I型暴源区的辐射强度随时间的变化曲线与有关区域的多波段EUV辐射流量相关性高达0.7-0.8（图3b）；而且，EUV活动相应区域下方的光球磁场存在频繁向外运动的MMFs，这些磁结构的磁极分布也同样呈有规律的三区分布（有三块扁长的负极区域，见图2）。这几个观测现象是本工作给出的将I型射电暴、EUV增亮、MMFs活动三者关联在一起的关键证据。
上述发现与Bentley等人于2000年的提议“MMFs are at the origin of the observed metric noise storms”的观点基本一致。本工作还更进一步，基于更高质量的观测数据，给出了关于I型射电暴对应MMFs活动的新理解。本活动区前导负极黑子外围附近存在一正极带状区域，在二者之间存在前述的三块扁长负极区域，而MMFs中的正极磁场结构在外移过程中所发生的磁场对消(很可能对应于导致上方磁拱发生EUV增亮的磁场重联过程)就集中在这些三块扁长的负极区域附近，而非发生于Bentley等所提及的moat边界区域。而支持重联过程发生的线索，除了MMFs有关磁对消、EUV增亮外，我们还观测到几处明显的EUV增亮区域上方存在双向喷流过程。这些都说明I型暴源区附近存在小尺度磁重联过程。
为更好地阐述本文观点，结合源表面势场外推(PFSS)结果，我们给出了根据本文观测数据分析所得到的I型暴产生过程物理图景（图4）。图中展示了观测到的活动区前导黑子前方的不同极性的磁场结构，这些结构围成了多极位型。移动磁结构向外运动过程中主要与其中的三个区域的负极性磁极发生对消，驱动上方日冕磁力线重联，产生极紫外增亮、双向喷流等现象。这一过程中被加速的电子进入上方重联后的磁环(扎根于堆积的正极区)，产生了强左旋(对应于通常理解的O模辐射)的I型射电暴。
说到这里，必须指出，本I型暴为强左旋偏振，但前导黑子为负极性，根据通常理解，I型暴偏振由前导黑子极性决定，则将推得I型暴为X模辐射，这与通常将I型暴解释为等离子体基模辐射(O模)的理论不符。上述卡通图中显示的I型暴源区极性很好地解释了这一困惑。
该研究结果《EUV and Magnetic Activities Associated with Type-I Solar Radio Bursts》已被Solar Physics接受，将于近期发表，全文链接https://arxiv.org/abs/1705.01666。作者感谢国家自然科学基金和中国科学院太阳活动重点实验室的支持。
图1: 2011年7月30日I型射电暴事件。(a)不同频率NRH源区成像。(b-c) I型射电暴动态频谱。
(d)不同频率亮温变化(实线)，偏振变化(虚线，< 0为左旋)
图2: HMI/SDO观测到的光球磁场演化(2011年7月30日09:30 - 13:30 UT)。绿色箭头标示出三组负极性磁极，(g-i)表示AIA观测到的日冕活动(211 A)，白色箭头指出极紫外图像中的三条亮带，叠加于其上的是HMI视向磁场±60 G等值线，黑、红、蓝曲线为298，270，228 MHz最大亮温的90%和70%等值线，红色虚线方框为图4中时间高度图和计算辐射强度变化的区域。
图3: (a)图2红色虚线框区域的时间高度图。(b) 211 A辐射强度变化曲线(绿)，不同频率源区最大亮温变化曲线(黑: 298 MHz，红: 270MHz，蓝: 228MHz)，cc表示源区亮温曲线与辐射强度曲线之间的相关系数。
图4: (a)势场外推(PFSS)得到的活动区(AR 11260)大尺度磁场位型。红色箭头指向前导黑子的西北侧(移动磁结构活动区域)。(b)前导黑子与移动磁结构组成的四极场位型与I型暴产生示意图。黑、白区域分别表示负极、正极磁场极性，绿线表示发生磁场重联的磁力线(黄星为重联区域)，红线表示重联后产生的环，紫色区域为I型暴源区，栅栏型区域为极紫外活动区。
