太阳爆发:源动力之谜

作者: 产品评测  发布:2019-12-13

日冕加热是天体物理中的经典难题之一。太阳大气的温度在光球层仅为六千度左右,但到了日冕层却高达几百万度。究竟是什么形式的能量传输至日冕,以什么机制耗散,长期以来一直是天体物理学家探索的热点。目前比较流行的日冕加热机制包括阿尔芬波加热和纳耀斑加热。研究表明,阿尔芬波能够携带足够的能量至日冕,但是其中的能量耗散机制以及能量耗散的比例并不清楚。纳耀斑是通过磁重联加热,但因为规模小,在观测上难以探测。磁重联机制经常需要假设一个很高的反常电阻率,它的物理本质并不清楚。因此,解决日冕加热问题的关键是通过观测数据来直接约束能量释放的速率,而不依赖于对具体的能量释放过程及相关物理量的假设。

在目前普遍使用的标准耀斑模型里,因太阳表面运动而受到剪切作用的磁环系由于不稳定性而向上拱起,环系两侧相反的磁力线之间会形成电流片,当磁场开始在这里耗散时,磁压进一步减小,而使两侧的磁力线被“吸”进电流片重联(称为磁力线入流区),新连接的磁力线则分别从上下两端像绷紧的弦由磁张力弹出重联区(称为磁力线出流区)。向上的部分连接成一个磁绳,最终抛离太阳表面形成CME,而向下的部分形成具有较小剪切角的新磁环系(达到更稳定的低能状态,称为耀斑环或耀斑后环)。重联区和出流区使磁能释放,加速粒子并加热等离子体,形成后续的一系列大气响应过程,并产生各个波段上的辐射增强。被加速的高能电子沿耀斑环向下注入到两侧足点的低层大气,这里等离子体密度大,温度相对较低。高能电子因和本地等离子体发生大量碰撞而损失能量,从而加热大气并辐射出X射线轫致辐射(X 射线足点源)。而受到电子的轰击被快速加热的大气急剧膨胀,向上蒸发从而充满耀斑环。耀斑观测的其中一个任务,便是寻找与这些过程相关的证据。

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(2)理论上,随着计算机技术尤其是超级计算机的发展,大尺度三维磁重联的数值模拟将成为重点。尽管可能存在可调参数多、边界条件不确定、物理过程不全面等问题,数值模拟仍是结合理论和观测的重要研究工具。其意义在于,它是建立在已知的物理过程基础上的,可以直观地显示理论研究的成果,并同观测相比较。而观测能力的提高也可以提供更有物理意义的参数和边界条件。图10 中黑子的数值模拟结果同观测的比较便是一个很好的例子。

课题组提出了一种新的研究思路,利用卫星观测资料测量出活动区冕环的“非理想”速度,即冕环的实际运动相对于“冻结”在理想等离子体上所产生的额外“滑动”。这个速度正比于磁重联的速率,据此可推导出加热冕环的能流密度。在流体静力学平衡条件下,可以进一步推导出冕环的温度和密度分布,重构出整个日冕。这个方法推导出的能量耗散速率完全取决于观测物理量,即“非理想”速度,而不依赖于对磁重联中反常电阻率的假设。研究表明,基于以上的物理图像重构出的活动区日冕与实际观测的日冕无论在定性上还是定量(微分辐射度分布和亮度分布)上都非常相似。通过模型和观测的比较,确定了参与重联的磁环直径约为160公里,与近期高分辨率观测到的冕环精细结构的尺寸相吻合。该项研究证明了脉冲式的重联事件是加热活动区日冕的有效机制。

在最简单的两维磁场重联图像里(图5),相反方向的磁场线互相靠近,并在中间形成X型结构和电流片。在X型结构的中心区,磁场为零,两侧的磁力线在这里重新相连,然后在磁张力作用下如同拉满的弓弦快速由电流片的两端弹出重联区,形成重联出流。磁场重联及电流片中的耗散(欧姆加热)使磁压减小,两侧的磁力线进一步补充进来,推动重联持续进行。部分磁能在此过程中被转化为热能和粒子动能。

该论文第一作者为课题组博士生杨凯,通讯作者为丁明德教授和郭洋副教授。该项工作得到国家自然科学基金、科技部973计划、国家留学基金委的资助。

这里有必要介绍一下太阳大气的结构特点。由低到高,太阳表层大气由光球、色球和日冕组成。其中光球就是我们平时看到的太阳表面,温度约6 千度,厚度约500 千米;色球厚度约2000多千米,这里的温度上升到几万度或更高,然后快速过渡到百万度的日冕。日冕加热问题,即太阳大气温度由表面向外不降反升,被科学(Science)杂志选为天体物理八大谜题之一。

最近,我校天文与空间科学学院丁明德教授课题组与美国蒙大拿州立大学物理系Dana Longcope教授课题组合作,在日冕加热机制研究方面取得重要进展,有关成果“Observationally Quantified Reconnection Providing a Viable Mechanism for Active Region Coronal Heating”于2018年2月15日在Nature Communications上在线发表(文章链接 https://www.nature.com/articles/s41467-018-03056-8)。

在2011 年8 月17 日的爆发事件中,RHESSI充分显示出了其在X射线能段的优秀成像能力(图7)。4—10 keV 的X 射线像完美地描绘出同AIA131 Å图像一致的耀斑环,并显示出重联区附近存在热源。高一些的10—20 keV X射线像则在重联区上下两个尖角状结构处,即重联出流区观测到了X 射线源,说明这些地方确实存在能量释放。X 射线能谱显示出等离子体被逐渐加热至1700万度(图7)。所有这些都支持AIA 所记录的重联过程。实际上,类似的事例曾在2009 年由Leping Li 和Jun Zhang 观测到,但受限于仪器的数据质量以及观测角度等,该结果并未受到重视。

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(3)应用上,即在空间天气监测和预报上,主要是通过各种模型和实际观测预估高能粒子和CME在日地空间的传播过程,预报对地球空间环境的影响,其中也包括尚在起步阶段的耀斑发生预测。由于太阳爆发越来越受到重视,很多国家,包括中国,都建立了空间天气研究和预报中心。将来的模型可能更加系统化,包含从太阳爆发产生一直到抵达地球甚至其他更远行星,并和行星磁层相互作用的整个过程。

(天文与空间科学学院 科学技术处)

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图1 冕环“非理想”速度的测量和能流密度的计算

耀斑的理论研究随着观测同步发展。虽然出现过多种理论模型,但大多无法解释观测。目前的各种耀斑模型虽基于不同的磁结构,但核心都是一样的,即磁场通过重联释放能量。20 世纪40 年代和50 年代,磁场重联理论模型被提出。磁场重联最早称为磁湮灭,后来经过发展,现在常提到的模型主要是Sweet—Parker慢磁重联和Petschek 快速磁重联。

图2 实际观测的日冕与模型计算的日冕的比较

图5 磁场重联的示意图。相反走向的磁力线相互靠近,形成X 型结构,重新连接后的磁场从另外两端像绷紧的皮筋一样弹出重联区。

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日冕中的等离子体具有高温、低密度的特点。由于磁场的存在,等离子体一般情况下只能沿着磁场运动,从而形成各种日冕环,是活动区日冕的主要结构。这里的磁压一般大于气压,即磁场占主导地位。等离子体和磁场可以说是绑定的。因此,虽然磁力线是假想的,无法观测的,但幸运的是,这些日冕亮环勾勒出了磁场的位形及变化。这使我们可以从接收到的光辐射(图像)推断日冕中的磁场变化。

图6 Terry Forbes 在其评论文章中对Su 等人研究的太阳爆发所做的图解。左侧是AIA 131 Å的观测,右侧是磁场重联的示意图。红色箭头代表相对低温的入流,蓝色箭头代表高温出流,红线代表中间的电流片

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越来越多的观测显示出两维磁重联模型的局限性,因此发展更符合实际的三维磁重联是必然的。Su 等人的结果显示了三维磁重联中入流环的一些新特点,如入流不对称、加速进入重联区和入流环扩展等,这些应该在新的三维模型中考虑进去。虽然三维情况下的磁结构可能非常复杂,但幸运的是,超级计算机和数值模拟的发展或许可以帮助我们最终解决三维情况下遇到的各种难题。

虽然这一理论的提出是为解释耀斑中快速释放的巨大能量,但最先是在实验室、聚变装置和行星际空间得到大量观测的证实。这里的等离子体属性,如磁场、密度、速度等,可通过探头或卫星直接测量得到。人们已经认识到,磁重联作为磁化等离子体中一个重要基本过程存在于宇宙各级等离子体系统中。半个多世纪以来,太阳物理学家也一直在努力寻找太阳爆发由磁重联驱动的证据。然而,这个过程并不顺利。

20 世纪70 年代以后,随着一系列太阳观测卫星的升空,空间探测快速发展,获得了前所未有的太阳大气资料。耀斑中磁重联的证据也逐渐积累起来。尽管其中的大多数都只是可能与磁重联的某些过程相关,有些甚至可能是由其他过程而非磁重联造成,但它们依然对认识耀斑过程非常重要。这些证据主要包括,重联入流和出流的迹象,cusp尖角结构,电流片,日冕双X射线源等。

RHESSI(the Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager),全称是太阳高能分光成像谱仪,由加州大学伯克利分校和NASA戈达德飞行中心共同研制,于2002 年升空,使用高纯锗(Ge)探测器监测3—300 keV 的太阳耀斑X射线和高于300 keV 的γ 射线爆发。其对X射线能谱的能量分辨率可达1 keV,并可在X射线和γ 射线能量段进行成像。至2013 年12 月,RHESSI已记录到超过8万个耀斑。

3 太阳动力学观测卫星(SDO)时代

这个爆发是在2011 年8 月17 日被SDO记录到的。Su等人通过SDO/AIA 在极紫外观测到的太阳图像发现,较冷的日冕环(从几万度到百万度)不断地由南北两侧相互靠近,相遇后消失。与此同时,高温环(超过一千万度)在中间形成,并在磁张力的作用下分别向上扩张, 向下堆积,由初始的尖角状变化成能量更低更稳定的环状。同时在太阳表面,这些环的足点区因被加热而增亮(图6 和图7)。所有这些迹象都支持耀斑磁重联的经典图像,尽管这个图像中的结论大都来自两维的情况。实际上,两组环系之间发生了重联,产生新的两组闭合的环系,是三维磁重联的一种。虽然SDO已记录到了相当多的爆发,但能够看到完整重联过程的却非常少。2011年8 月17 日的爆发事件是目前最完整的一个事例。这主要是因为:(1)这个爆发级别大小合适。由于AIA的仪器灵敏度非常高,大耀斑往往造成一些像素过饱和,使得耀斑区的细节丢失。而这个C级耀斑中不存在这种问题。另一方面,该事件虽然级别不大,但空间尺度并不小,因而容易分辨其空间结构。(2)这个耀斑发生的位置和角度,使得在地球的方位可以观察到整个磁结构的演化,如入流环和出流环的运动。而其他很多事件中由于观测角度垂直于环面或位于重联区上方而无法看到完整的重联过程。

在以上这两个爆发事件中,RHESSI 在日冕重联区上下的出流区都发现了两个日冕X 射线源。这种现象是在2003 年由Sui 和Holman在另一个耀斑中首次观测到的,被解释为重联电流片两端进行能量释放的证据,是RHESSI 最重要的成果之一。但由于当时没有其他数据,这个结论无法得到验证。现在SDO和RHESSI 在极紫外和X射线的联合观测证实了这个结论的正确性,这对日冕中的磁场重联提供了强有力的支持。

图9 目前在轨和规划中的一些空间太阳观测卫星,它们主要来自美国国家航空航天局(NASA),欧洲航天局(ESA)和日本宇航局(JAXA)。图片来自美国宇航局/戈达德航天飞行中心网站(NASA/Goddard Space Flight Center)

例如,Yokoyama 等于2001 年首次观测到较为清晰的入流现象;Masuda 等于1994 年在Nature杂志首次报告,除常见的耀斑环足点X射线源,还存在位于耀斑环上方的硬X射线源,这可能是磁重联出流对环系的冲击造成的;Lin 等和Liu等分别报告了对电流片的多方面观测;Wang等发现了耀斑中的高速出流。然而,这些分散在不同事件、不同数据中的现象无法给出一个完整的磁重联图像。

图1 一架飞机掠过H-alpha 望远镜中的太阳表面。飞机左侧的亮带是一个活动区内被耀斑所加热的表层大气。图中狭长的暗带是暗条,而活动区内黑色的斑状结构是黑子。该图由奥地利格拉茨大学Kanzelhöhe天文台提供

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金沙澳门官网dkk,当前的太阳爆发研究,主要有以下三个方面的趋势值得注意:

这些研究结果的发表可以说给太阳磁重联证据的寻找之路画上了一个句号,但我们对太阳爆发的理解和掌握还远远不够。磁重联中磁能是怎样具体被转化成热能和粒子动能的?太阳爆发是如何被触发的?能否预测爆发事件的发生时间、规模和地点?太阳等离子体活动如何能帮助解决实验室等离子体和聚变装置中的问题?太阳爆发中的辐射和磁云究竟如何影响地球空间环境、气候天气、电子设备及宇航员?如何减小这些影响?这些问题都是尚未解答的。在将来的太阳物理中,磁重联的研究仍将长期占有重要一席,不仅因为太阳爆发中的重联细节尚不清楚,更因为磁重联也被认为在太阳上其他一些现象中扮演重要角色,比如暗条形成、喷流以及日冕加热等。

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图2 2013 年5 月NASA 太阳动力学天文台(SDO)观测到的一个太阳爆发事件中被抛出的等离子体磁绳(flux rope)

(1) 观测上,向更高空间、时间和能谱分辨率发展。着重利用多波段观测数据提取磁场重联及能量释放的细节特征,分析各层大气对重联所释放能量的响应过程和粒子加速过程。

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