与耀斑双带重合的一对共轭电流带∗

梁莎莎 梁红飞 梁周渝 段雅丹 杨丽平

(1 云南师范大学物理与信息学院 昆明 650500)

(2 云南省高校高能天体物理重点实验室 昆明 650500)

1 引言

人们普遍认为,太阳上发生的各种各样的活动来自非势磁能的耗散.所以,太阳活动区应该充满了流动的电流.因此,电流和耀斑的关系这一问题一直是太阳物理中的前沿研究课题,对这一问题的回答不仅有利于测试各种耀斑模型[1],还有利于进行太阳活动和空间天气的预报.但是,目前对这一问题还没有一个明确的答案.耀斑是太阳上最剧烈的活动现象之一,按照耀斑的基本结构和物理机制特征,人们通常把耀斑分为两种基本类型: 致密耀斑和双带耀斑[2].长期研究表明,两种类型耀斑的磁能释放机制都有可能与磁重联过程有密切关系.双带耀斑模型中的磁重联电流片结构最早见于Carmichael[3]和Sturrock[4]提出的模型,后经Hirayama[5]、Kopp和Pneuman的研究和完善[6],这个模型现在被称为双带耀斑的CSHKP(前述5位作者的姓名首字母)模型.在CSHKP模型中,耀斑爆发后从太阳向外伸展的反平行磁力线之间会形成电流片.在这个电流片的重联中释放出为太阳耀斑提供动力的磁能,同时形成耀斑后环,并且耀斑带通常与这种类型的爆发事件相关联[7–8].CSHKP模型中预测的电流片存在于日冕之中,SOHO(Solar and Heliospheric Observatory)卫星/极紫外日冕光谱仪(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer,UVCS)的观测首次证实了CME(Coronal Mass Ejection)/耀斑电流片的存在[9–10],Raymond等人注意到1998年3月23日爆发事件中磁重联电流片的踪迹[11].Ciaravella等[12]之后详细分析了该事件,确认了该狭窄高温结构就是双带耀斑和CME间的磁重联电流片.这是CME/耀斑电流片第1次在观测中被证实.然而CSHKP模型只是2维的,虽然它能够解释双带耀斑的一些特性,但是如何扩展到3维一直是一个前沿课题[13].其中一个研究方向是3维S形结构和磁绳的爆发[14–15],对这些3维S形结构和磁绳爆发的模拟和卡通演示能够解释耀斑带上的剪切(unshearing)过程.另外一个扩展的方向是D´emoulin等[16]所发展的磁准分界面(Quasi-Separatrix Layer,QSL).在磁准分界面中,理想磁流体力学条件不再适用,强电流在QSL中得以发展[17],由此,QSL和电流片有着类似的动力学行为,并在耀斑带上得到体现[18].因此,仔细分析耀斑带和电流的关系对于研究耀斑中的3维磁重联过程具有重要的意义.

长期的研究表明,耀斑前光球磁场的剪切意味着存在电流,可储存超过势场能量的自由能.Lin等[19]的研究表明在最强耀斑核点位置的垂直方向上存在明显的磁剪切,电流通过剪切横向磁场中存储的能量来维持,并且释放的能量与存储的能量成比例.Leka等[20]通过对1989年10月活动区AR5747中3个耀斑的分析,推测大部分能量释放是由于两个双极之间的相互作用而发生的,这两个双极与他们观察到的两个垂直光球电流系统相关.Sharykin等[21]发现在耀斑爆发之前,电流增强并伴有较高的磁通量变化率.除此之外,根据矢量磁图的测量,还表明了耀斑的主要变化发生在水平磁场中,水平磁场倾向平行于中性线增加,即沿中性线的磁剪切增加[22–23],同时在中性线附近的电流密度会突然发生变化[24].在极性反转线中,磁场具有非常大的梯度并且水平磁场被高度剪切,而由于磁力线呈紧绷状态的磁场中含有大量的自由能,所以在PIL(Polarity Inversion Line)附近往往会出现大量的耀斑[25].这些研究均支持了活动区电流与耀斑的高度相关性.

最新的进展来自Janvier等[26]利用HMI(Helioseismic and Magnetic Imager)磁图所得到的结果,他们发现,在耀斑脉冲相期间,J形电流带的直线部分和弯曲的钩形部分电流密度有所增加.同时,Janvier等[27]分析了SDO(Solar Dynamics Observatory)/AIA(Atmospheric Imaging Assembly)和HMI在2011年2月15日X级耀斑期间的数据发现,耀斑带的位置和形状类似于强烈的光球电流带.这些电流带是与高电流密度位置相关联的细长形结构,这些结构可以应用SDO/HMI测量的光球矢量磁图计算出来.研究结果表明,在耀斑演变过程中,耀斑带的形状变化可以与电流带的形状相关联,他们的观测支持了3维的QSL重联模型.然而,这一方面的观测支持需要对更多事例进行仔细的分析研究.另外,电流的计算牵涉到多个方面,除了横场的方向确定依赖于不同的模型之外,通常的微分算法带来的随机噪声很大,而积分形式的算法可有效降低计算所带来的噪声,从而增加了结果的可信度.因此,在这篇论文中,我们采用积分形式的算法计算活动区AR12673内的电流,然后应用SDO/AIA观测的数据检验我们推测的合理性.

2 观测和方法

2.1 观测仪器

为了获得该活动区的演化特征并探索耀斑的爆发机制,我们收集了SDO在该耀斑爆发期间观测的高分辨率数据.SDO/AIA可在10个波段对太阳表面及多层大气进行高分辨率观测,其中包括7个极紫外波段(304、335、94、131、193、171、211),两个紫外波段(1700、1600)和一个可见光波段(4500),Lemen等[28]的文章中详细介绍了这些波段各自所对应的主要离子、观测区域、响应温度,这些波段的观测范围覆盖了从太阳光球层到太阳日冕的各个大气层.在时间分辨率上,EUV(Extreme Ultraviolet)波段为12 s/帧,两个可见光波段为24 s/帧,空间分辨率均为24 s/帧.本文主要选取了SDO/AIA在1700,304,335,94这4个波段的数据进行分析研究,其中1700主要观测区域为温度极小区、光球层,304主要观测区域为色球层、过渡区,335主要观测区域为活动区日冕,94主要观测区域为耀斑日冕.这些观测数据生动展示了耀斑爆发期间活动区内不同太阳大气高度层的演化过程和精细结构.

为了探索耀斑爆发的可能机制,我们也收集了SDO/HMI测量到的矢量磁场数据,其观测的空间分辨率为0.5′′/像素,时间分辨率高达45 s/帧.HMI主要使用FeI 6173的吸收线来测量太阳光球层的多普勒速度、连续谱强度、视向磁图以及矢量磁场等信息.获得矢量磁场的具体过程如下: HMI依次在FeI 6173吸收线附近±172.5 m范围内的6个波长点上进行StokesIQUV采样,从而得到6组Stokes参数,利用这6组参数可以拟合出粗略的Stokes轮廓,最后再经过反演得出矢量磁场[29].I、Q、U、V为矢量磁场的Stokes矢量的分量,I是总强度,Q和U是线偏振强度,V是圆偏振强度.活动区的矢量磁图是应用矢量磁场的快速反演技术VFISV(Very Fast Inversion of the Stokes Vector)获得的,矢量磁图的时间分辨率为12 min/帧.VFISV技术是基于偏振辐射转移方程分析来自太阳活动区的偏振光谱来测量矢量磁场的.众所周知,在偏振辐射转移方程中求解矢量磁场的方位角存在着180◦不确定性问题,因为吸收矩阵的吸收系数是方位角2倍的函数,这就导致了方位角相反的磁场产生的偏振光谱是相同的,这种方位角180◦不确定性问题长期困扰着矢量磁场的测量工作,给矢量磁场测量工作增加了相当的难度.经过多年的发展,势场校准法[30–31],无力场近似法[32–34],最小能量法[35–36]等解决方位角180◦不确定性问题的方法先后被提出并获得完善,从而使得方位角180◦不确定性问题获得很好的解决.SDO团队在利用SDO/HMI测量的偏振信号反演矢量磁场的过程中利用能量最小法对矢量磁图进行了预处理,很好地解决了矢量磁图中的方位角180◦不确定性问题,人们可以直接利用这些矢量磁图来开展相关的研究工作.

2.2 计算方法

测量太阳大气,特别是太阳高层大气中的电流密度分布特征一直是太阳物理学中的难题.目前空间观测的技术和方法还无法直接测量到活动区内的电流分布特征,但是随着矢量磁场测量技术的快速发展,人们可以通过测量到的光球层矢量磁场分布图计算出光球层视向电流密度jz的分布,z为视线方向.通常,在利用来自太阳活动区内的偏振信号测量到活动区矢量磁图后,人们可以利用Ampere定律的微分形式,

方便地计算出活动区内的视向电流密度分布图,µ0为真空磁导率.在实际的电流密度计算中,由于矢量磁图的数据都是离散的,人们应用的是该公式的差分形式

来计算视向电流密度.其中∆By=By(x+∆x,y)−By(x,y)是观测的矢量磁图在x方向两个坐标分别为x和x+∆x的相邻测量点上磁场分量By的增加量,∆Bx=Bx(x,y+∆y)−Bx(x,y)是观测的矢量磁图在y方向两个坐标分别为y和y+∆y的相邻测量点上磁场分量Bx的增加量.从该差分公式中很容易看出,随着空间分辨率的提高,也就是∆x和∆y越小,计算出的视向电流密度的结构越精细.然而实际获得的观测数据中,不可避免会出现随机噪声引起的误差矢量即实测磁场为

其中真实的视向电流密度jz,R会随着分辨率的提高而得到更精细的结构,但是随机噪声引起的误差电流密度

在随机噪声δBx和δBy一定时,会随着∆x和∆y的减小而急剧增大,并最终将视向电流密度的真实值jz,R完全淹没.为了解决这个难题,我们采取安培定律的积分形式

3 结果

2017年9月出现在太阳表面的活动区AR12673是一个极为活跃的活动区,该活动区自浮现到太阳表面就迅速演化成一个具有βγδ磁场结构的复杂活动区[38].连续的观测显示该活动区开始于2017年8月31日出现在日面东南方向的一个小气孔(pole),该气孔在浮现后的3 d内就迅速演化成一个极为复杂的多极黑子.随着该活动区的演化,不断有耀斑在该活动区内爆发,其中爆发的X级的强耀斑就有4个,分别为2017年9月6日爆发的X2.2级和X9.3级耀斑、2017年9月7日的X1.3级耀斑、2017年9月10日的X8.2级耀斑.这一系列的强耀斑引起了人们的广泛关注,由于活动区的演化时期刚好与中国的传统节日中元节重合,因此这一事件也被命名为“中元节事件”.其中2017年9月6日爆发的两个X级耀斑在强度上存在较大的差异,爆发的时间间隔约为3 h,但是二者爆发的位置和演化过程均具有相似性.X2.2级耀斑的结构相对简单,没有出现非常明显的双带结构,而X9.3级的耀斑由于能量释放充分,耀斑发展比较完整,在可见光波段观测的图像中形成了一个典型的双带耀斑.这两个耀斑产生了非常强的X射线流.图1给出的是2017年9月6日空间飞行器GOES(Geostationary Operational Environmental Satellite)测量到的X射线流量轮廓图[38],从图中我们可以看出,在9:00 UT和12:00 UT左右X射线流量出现了猛烈的增强,这两次增强现象分别对应着这两个耀斑.在本文中我们着重研究该X9.3级耀斑的形态演化特征.

图1 2017年9月6日00:00 UT到24:00 UT的空间飞行器GOES测量到的X射线流量轮廓图,黑线表示1.0–8.0 的轮廓,蓝线表示0.5–4.0 的轮廓.图片摘自Yan等[38].Fig.1 X-ray flux profiles measured by the space vehicle GOES from 00:00 to 24:00 UT on September 6,2017,the black line represents the outline of 1.0–8.0 ,the blue line represents the outline of 0.5–4.0 .Taken from Yan et al.[38].

在耀斑爆发期间,空间望远镜SDO/AIA对该活动区进行了连续的高分辨率观测,获得了一份完整的数据.令人遗憾的是,由于该耀斑释放的能量非常强,结构非常明亮,从而导致了SDO/AIA的某些波段在观测耀斑闪耀相时图像出现了过度曝光,无法分辨出在闪耀相期间这些波段的形态结构.因此,在我们的研究工作中排除了那些曝光过度的图像,选取能够代表不同高度太阳大气层的观测数据来研究耀斑的形态结构和演化特征.这些数据分别由形成于光球层的谱线1700、形成于色球层及过渡区的谱线335以及两条形成于日冕层的谱线304和94观测获得.图2(a)和2(b)分别是SDO/AIA在1700波段观测到的两个不同时刻的活动区图像,图2(a)显示耀斑开始增亮时刻(11:55:16 UT)的形态,图2(b)是耀斑进入闪耀相阶段的图像.在这两幅图中我们可以看到两块清晰的黑子本影,图中用粉红色的“+”标示出黑子本影的中心位置,两个黑子本影中心的坐标分别为(543,−248)和(562,−242).在黑子本影的东边,出现的亮带就是我们重点关注的耀斑带.为了后面比较和分析的方便,我们用绿色的点线标记出该亮带的形状,并且用一个黑色的长方形边框圈出耀斑带的主要区域,如图2(a)–(f)所示.结合其他波段的观测数据,我们发现该耀斑形成的亮带在这些波段都具有相似的形态结构.图2(c)给出了SDO/AIA 304波段观测到的耀斑图像,比较图2(b)和(c)不难发现,在1700波段和304波段观测到的耀斑具有相似的双带结构.

图2 活动区AR12673的单色像图,矢量磁图,电流密度分布图的横纵坐标刻度为图像在日面上的坐标,单位为角秒.黑色长方形框表示耀斑带的主要区域,粉色的“+”表示两个黑子本影的中心位置,绿色点线表示耀斑带的轮廓,R-ribbon代表右侧耀斑带,L-ribbon代表左侧耀斑带,红色实线NL(Neutral line)代表中性线,p-ECS(electric current stripe)指正极电流带,n-ECS指负极电流带.图(a)和(b)表示AIA1700 波段在2017年9月6日11:55:16 UT和12:04:28 UT观测到的两个不同时刻的活动区单色像,图(c)表示AIA304 波段在2017年9月6日12:04:08 UT观测到的单色像,(d)和(e)表示SDO/HMI在2017年9月6日11:46:42 UT的视向磁图和矢量磁图,(d)左侧颜色棒代表磁场的大小,(f)表示该活动区在2017年9月6日11:46:42 UT的电流密度分布图,(f)右侧颜色棒代表视向电流密度.Fig.2 The horizontal and longitudinal coordinates of the monochromatic image,vector magnetic map and current density distribution map of the active region AR12673 are calibrated as the coordinates of the image on the solar surface in angle seconds.The black rectangular box represents the main area of the bright spot,the pink “+” indicates the central position of the two sunspot shadow,the green dotted line represents the outline of the bright spot,the R-ribbon represents the right spot,and the L-ribbon represents the left flares.The red solid line NL(Neutral line)represents the neutral line,the p-ECS(electric current stripe)indicates the positive current band,and the n-ECS refers to the negative current band.Panels(a)and(b)show the monochromatic images of the active regions observed at two different times of 11:55:16 UT and 12:04:28 UT in the AIA1700 band on September 6,2017.Panel(c)shows the monochromatic image observed at 12:04:08 UT on September 6,2017 in the AIA304 band,(d)and(e)indicate the apparent and vector magnetic maps of SDO/HMI at 11:46:42 UT on September 6,2017.The color rod on the left side of(d)represents the size of the magnetic field.(f)says the active area has a current distribution map of 11:46:42 UT on September 6,2017.The color rod on the right side of(f)represents the apparent current density.

耀斑为什么会出现在黑子本影的东边,并且具有双带结构呢? 通常认为这很可能与活动区的磁场结构有密切关系.图2(d)显示的是SDO/HMI在耀斑爆发前约10 min(11:46:42 UT)的视向磁图.从该图可以看出,磁场分布要比黑子的形态简单,整个磁图被一条S形的磁中性线分为了两部分,磁中性线的东边为负极性的磁场区,西边为正极性磁场区,主要黑子的本影位于磁中性线西边的正极性磁场区域内.对比图2(a)–(c)和2(d),很容易发现耀斑双带中右侧带与磁中性线的位置几乎重合,只是在上部区域稍有偏差,耀斑带的长度比中性线的要短一些.这种对应关系意味着耀斑是在磁中性线的位置爆发的,根据这种对应关系可以得到一种预报耀斑爆发位置的可能方法,即寻找磁中性线来确定耀斑的位置.然而,我们知道视向磁图是一种观测效应,选定不同的观测方向,视向磁图将可能发生变化,磁中性线的位置也将发生根本的改变,那么磁中性线上到底存在怎样的物理结构可以决定耀斑的爆发呢? 为了解决这个疑问,应用SDO/HMI测量出的矢量磁图,我们计算出了活动区内的视向电流密度分布图.图2(e)就是SDO/HMI测量到的矢量磁图,其中灰度图与图2(d)完全相同,均表示视向磁场的大小.而叠加在灰度图上的箭头表示横向磁场的强度,箭头的方向表示磁场的方向,箭头的长度表示磁场强度的大小.为了便于看清楚矢量磁场的结构,图中正极性区的横向磁场用蓝色箭头标出,负极性的横向磁场用红色箭头标出.基于图2(e)中的矢量磁场分布图,我们应用在第2节介绍的方法,计算出了活动区内的视向电流密度分布图,结果如图2(f)所示.从图2(f)可以看出,相对于活动区的形态以及矢量磁图的分布,视向电流的结构要更加简单.在图2(f)中,除了在长方形框定的区域内存在一条几乎与中性线重叠的S形电流带外,还有一条位于该电流带东边的长条形电流带.除了这一对共轭电流带外,其他区域电流密度非常小,几乎没有超过0.1 A/m2.为了更进一步了解耀斑带的变化特征,我们应用SDO/AIA在1700、304、335、944个波段观测的图像来进一步研究该活动区.

图3就是该耀斑爆发期间SDO/AIA在4个波段观测到的图像,该图由4列6行共24幅图组成,其中由左到右分别对应SDO/AIA 1700、304、335和944个波段,每列自上而下分别表示6个不同的观测时刻,同时每一行4幅图像的观测时间几乎相同.从第1列1700波段的图3(a1)–(a6)我们发现,在11:54:52 UT的时刻,耀斑首先在右侧电流带的上半段转折处产生几个亮点,同时在左侧电流带上也有一个小亮斑出现,这些亮斑迅速增大并沿着电流带的两端迅速延伸.约5 min后的11:58:28 UT时刻耀斑迅速增亮,但是图3(a2)和(a3)存在曝光过度的现象.在12:02:28 UT该耀斑达到最亮,耀斑进入闪耀相,随后该耀斑进入衰退期,亮度逐渐下降,在图3(a4)和图3(a5)中,可以清晰地看见两条耀斑带.从图3(a6)的时刻12:13:16 UT之后耀斑变暗并最终消失.在整个演化过程中,耀斑带的形状几乎一直与这一对共轭电流带的形状一致.在第2列图3(b1)–(b3)的过程中,可以看出耀斑首先在右侧电流带的中上段形成一条S形的耀斑带,几乎同时在左侧电流带对应的位置也快速形成了耀斑,耀斑迅速发展最后形成一对非常明亮的耀斑双带结构.在图3(b4)–(b6)的演化中双带耀斑形态尽管有些变化,但是总体保持与共轭电流带相似的形状.同时我们也可以从图3(b1)–(b6)看出304波段观测除了两条明亮的耀斑带外,在两条耀斑带之间还有纤维状的结构连接,这可能是因为在过渡区内存在连接两个电流带的磁力线约束等离子体发亮形成的.比较图3第1列(a1)–(a6)和第2列的(b1)–(b6),不难发现耀斑的形态演化具有相似的结构.这种相似性应该是由于谱线1700和谱线304的形成高度比较接近.在图3(c1)–(c6)和图3(d1)–(d6)分别显示了335和94波段观测到的耀斑演化过程,335和94两个谱线主要形成于高温的日冕层,与光球层和色球层的耀斑形态不同的是,日冕层的耀斑并没有形成两条分离的耀斑带,而是由宽的亮带覆盖在这两条共轭的电流带上,这可能是由于在耀斑爆发期间冻结冕环内的等离子体增亮,从而使连接两个电流带之间形成了亮环.综合以上4个不同波段的演化图,我们可以发现,虽然这4个波段观测的范围代表了不同太阳大气高度,但是耀斑都是从几个亮斑逐渐发展为明显的耀斑带,耀斑带的形成几乎是沿着这一对共轭电流带进行的,而且最后形成的耀斑带和之前计算出的电流带形状和位置极其相似,这说明了在太阳不同高度中均发生了与电流带相关的加热增亮现象.

图3 2017年9月6日的X9.3级耀斑在SDO/AIA 4个不同波段观测的演化图.第1列(a1)–(a6),第2列(b1)–(b6),第3列(c1)–(c6),第4列(d1)–(d6)分别表示SDO/AIA 1700 、304 、335 、94 在6个不同时刻的观测图Fig.3 The evolution maps of the X9.3 class flares observed in four different bands of SDO/AIA on September 6,2017.The first column(a1)–(a6),the second column(b1)–(b6),the third column(c1)–(c6),and the fourth column(d1)–(d6)respectively represent the SDO/AIA 1700 ,304 ,335 ,and 94 observations at six different times

图4 活动区AR12673在2017年9月6日全天的电流演化图,图(a)右侧颜色棒代表视向电流密度.左侧绿色表示正极性电流带,右侧蓝色表示负极性电流带.Fig.4 Current evolution diagrams of active area AR12673 all day on September 6,2017.The right color bar in panel(a)represents the apparent current density.The left green indicates the positive polar current band,and the right blue indicates the negative polar current band.

在图5中,实线表示活动区内正电流的总强度,虚线表示活动区内负电流的总强度.由于SDO在9月6日06:00:00—08:36:00 UT这一时间段内没有观测数据,因此电流变化曲线在相对应时间内也出现了空缺.从图5中可以看出,在9月6日的00:10:00—11:36:42 UT内,活动区电流强度虽然出现一些起伏,但总体上在4.7×1013−4.85×1013A区域内变化.在X9.3级耀斑爆发前的11:36:42 UT这一时刻,电流强度快速增加,从约4.75×1013A增加到5.05×1013A,这种增加强度显然与X9.3级耀斑存在着紧密联系.而电流快速增加的原因很可能是由于耀斑爆发引起活动区内的磁位形发生了剧烈改变,导致活动区内电流环路的电阻率显著下降,进而引起电流强度的显著增加.当然,这种电流快速增加的现象也可能是由于观测效应引起的.因为在强耀斑爆发时,耀斑带上的光强显著增加,从而导致观测仪器出现曝光过度的现象,以致CCD采集的活动区演化数据出现信号失真现象.活动区内的矢量磁场测量同样依赖来自活动区的偏振光信号,而由于耀斑的强光导致矢量磁场测量的失真现象同样不可避免,从而在此期间的矢量磁场也不可信,相应地,以此矢量磁场为基础计算出的电流强度同样不可信.但是我们可以比较耀斑爆发前和耀斑爆发后的电流强度来分析电流强度的变化特征.从图5可以看出耀斑爆发前两个时刻11:00:00:42 UT和11:24:00 UT的电流强度分别约为4.78×1013A和4.77×1013A,这表明耀斑爆发前的电流强度稳定在4.7×1013−4.8×1013A之间.同样从图5中可以看出,在耀斑爆发后的12:00:00—13:24:00 UT这段时间内,电流强度基本维持在约5.0×1013A的位置.这些表明了电流强度确实在耀斑爆发前后出现了明显的增加,而且电流强度在耀斑爆发后稳定存在了一段时间,这种稳定也表明由耀斑爆发造成电流环路形态变化的情况可能不会在短期时间内改变.

图5 活动区2017年9月6日00:00—24:00 UT的积分电流强度变化图.横坐标表示时间,纵坐标表示电流强度值.虚线表示负极电流强度,实线表示正极电流强度.Fig.5 Diagram of integral current intensity variation from 00:00 to 24:00 UT in active area on September 6,2017.The transverse coordinate represents the time,and the longitudinal coordinate represents the current intensity value.The dotted line represents the negative current intensity,and the solid line represents the positive current intensity.

4 讨论和结论

在本论文中,我们应用SDO/HMI的矢量磁图计算了活动区AR12673内的电流密度分布图及电流强度图,所用的方法是积分形式的算法,这一方法有效降低了计算所带来的噪声,从而增加了结果的可信度.我们得到的重要结果可归纳如下: 2017年9月6日爆发的X9.3级耀斑具有明显的双带结构,我们应用SDO/HMI测量到的矢量磁图计算出了活动区内的电流密度分布图.在该分布图中存在一对非常明显的方向相反的电流带,该电流带位于两个主黑子本影的东侧.其中方向为负(向下)的S形电流带几乎与磁中性线重合,而方向为正(向上)的电流带则近似与方向为负(向下)的S形电流带平行.我们可称它们为一对共轭电流带.这一对共轭电流带在耀斑发生之前、期间以及之后一直存在.该耀斑的两个亮带的位置几乎刚好与两个电流带重叠,它们之间的形状也极其相似; 尤其重要的是,耀斑初相的增亮就发生在电流带之上.我们的观测证实了Janvier等人的结果[26],但是,相比于他们的结果,我们所得到的电流分布更加清晰.这一研究结果为磁准分界面3维重联模型提供了有力的证据.高温的EUV成像观测显示,沿着耀斑带分布的耀斑后环连接了这一对共轭电流带.由于在日冕之中是无力场主导,以此可以断定,这些耀斑环其实也是电流的回路,即电流沿着这些耀斑后环从一侧流向另外一侧.电流的演化与辐射的关系将是检验QSL 3维重联模型的一个重要依据,这是一个值得进一步研究的问题,我们需要高空间分辨率和高时间分辨率的矢量磁图来研究这一问题.

另一方面,2017年9月6日全天的电流总强度演化曲线表明,电流强度在X9.3级强耀斑爆发期间出现快速增加的现象,这种现象持续了几个小时.这种耀斑爆发期间出现电流增强的现象再次给QSL 3维重联模型提供了支持.但一般认为,耀斑过后由于磁能的释放,磁场的非势性降低,这意味着电流的减小,这一现象与有些耀斑过后磁场剪切的增加是一致的.此外,在耀斑开始阶段的电流强度的快速增加也是一个值得进一步研究的课题,这一现象可能由某种不稳定性(譬如: 电阻的突然降低)引起,也有可能是某种快速的能量积累过程.如果是后者,光球上相关区域内的等离子体快速运动过程探测显得尤为重要,这将是我们未来的研究方向.与此同时,在QSL 3维重联模型中磁绳爆发与电流的关系也是一个值得进一步研究的课题,问题集中在磁绳与电流的关系.以上所有这些,均对理解耀斑过程中的3维磁场重联过程有着关键的作用.