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丁明德教授课题组在日冕加热研究方面取得重要

发布时间:2019-12-01 11:00编辑:产品评测浏览(184)

    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)。

    1 不安静的太阳

    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。

    作为当前唯一一个人类可以详细研究的恒星,太阳不仅是人类的一个天然实验室,也是一个了解其他恒星和宇宙成分的窗口。在我们的眼睛里,太阳似乎永远只是个发亮的圆盘,除了偶尔能看到上面的麻点——太阳黑子之外,再无其他变化。然而在望远镜内,那里却是另一番景象:这里的磁化等离子体无时无刻不在运动变化,它们或喷出,或落下,或震荡,或旋转,形成黑子、暗条、针状体、磁龙卷、冕洞、冕雨、冕环等各种结构。其尺度大都远远超过地球的大小。

    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。

    耀斑(solar flare) 和日冕物质抛射(coronal mass ejection,CME),是这些活动中最剧烈的现象。尽管它们可独立发生,但越来越多的研究表明,两者往往是同一爆发事件的两个方面,其所具有的能量也是相近的,因此常被统一称为“太阳爆发性事件(solar eruptive events)”。传统意义上的耀斑即是指太阳各层大气内被加热而增亮的部分(图1),CME则是被加速抛离太阳的部分(图2)。耀斑的特征是,从射电到X射线甚至g 射线的几乎全波段上的辐射全面增强。耀斑发生区的等离子体可被快速加热至几千万度,而电子和质子通常被加速到几百keV 到几十MeV,甚至更高能量。CME可将上百亿吨的等离子体磁云以每秒几百至上千公里的速度抛向行星际空间,成为影响行星磁层和空间天气状况的最主要因素。

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    图1 冕环“非理想”速度的测量和能流密度的计算

    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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    图2 实际观测的日冕与模型计算的日冕的比较

    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)

    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。

    耀斑最早是1859 年在可见光波段于一个大黑子群附近观测到的,被称为白光耀斑。但日面本身的白光辐射很强,只在少数耀斑时才能看到。系统性的观测和研究开始于1930 年。最常用的地面观测手段是利用H-alpha 等谱线和射电辐射等。而紫外线、X射线等由于受到地球大气的吸收而无法在地面接收。20 世纪70 年代以后,基于卫星的空间观测快速发展,目前已成为提供太阳观测资料的主力军。耀斑的定义标准是,引起太阳1—8 Å(1.6—12.4 keV)软X 射线流量增强的事件。根据GOES卫星(the Geostationary Operational Environmental Satellite)所记录的峰值流量的不同可划分为A,B,C,M和X几个级别,其强度以十倍递增。X级耀斑在几十分钟内释放出的总能量可达1025 J,超过上亿颗千万级核弹的总和,而且可引发日震(Sunquake,见图3)。

    (天文与空间科学学院 科学技术处)

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    图3 1996 年7 月9 日X2.6 级耀斑引起的日震,据称烈度相当于11.3 级的地震,由欧洲航天局(ESA)和美国国家航空航天局(NASA)联合研制的太阳和太阳风层探测器(Solar and Heliospheric Observatory,缩写为SOHO) SOHO/MDI 观测到。图中显示的是视线方向上(即垂直纸面)的速度场,从中可以清楚的看到震波的传播。该结果取自Kosovichev 和Zharkova 在1998 年Nature 杂志上发表的文章

    同很多其他太阳活动现象一样,太阳爆发多产生于黑子或黑子群周围的太阳活动区内,其发生频率和黑子密切相关。黑子是太阳上的强磁场区,其温度比周围要低,因而相对较暗。它周围的活动区就像漂浮在等离子体海洋里的磁岛,一生经历浮现、发展和消失等过程。其他地方虽然也有结构运动和变化,但因相对平静被称为宁静区。世界公认的最早对太阳黑子的记载出自公元前28 年中国的《汉书·五行志》。由于黑子的出现具有11 年的周期性,太阳活动区和活动现象也呈同周期变化(图4)。即在太阳活动峰年时,会有更多黑子出现,也就会有更多的爆发现象。从1755 年算起的第一周开始,我们现在(2013 年前后)正在经历第24 周的峰年。也正因为这个原因,太阳爆发曾作为元凶之一被卷入了2012 末日论。实际上,我们当前所经历的太阳活动峰年是百年来最弱的一个。

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    图4 这个图显示了太阳低层日冕在第23 太阳周内由平静到“活跃”然后又恢复平静的变化。图片来自NASA网站(SOHO/EIT,ESA,NASA)

    太阳爆发活动确实可以影响人类生活,但非末日论所宣称的。太阳爆发的产物中包括增强的辐射、高能粒子流、等离子体磁云等。其中各个频段上的太阳辐射确实可大幅增强,包括极紫外、高能X射线和g 射线,但由于辐射随距离的平方而减弱,在地球处的辐射(日地距离为1 天文单位,约1.5 亿千米)远不如在太阳表面的强度。加上地球大气层的保护,目前认为这种辐射对地面人员和设备的影响并不明显。而高能粒子流和等离子体磁云可影响地球附近的空间环境,产生磁暴,损害大型供电输电设备和卫星仪器,干扰无线电通信和GPS系统。对极地飞行的乘客和太空中的宇航员亦存在潜在威胁。因此有人称,太阳活动是现代人类社会的一种“富贵病”。随着我们的普通生活越来越依赖电能和各种电子仪器,以及航天航空的发展,空间天气研究开始受到各国重视。灾害性空间天气中最著名的一个事例是,1989年3月9日的日冕物质抛射导致3月13日加拿大魁北克的电力网络大规模断电,至少持续了9 小时,有600 万人受到影响。此外,有迹象表明,太阳活动还可能影响天气和气候。不过,好的一面是,这些爆发的磁化等离子体和地球磁场相互作用也会造成梦幻绚丽的极光。

    2 太阳爆发和磁重联

    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。

    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。

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    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。

    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。

    首先,目前还没有技术手段可以使探测器深入高温高辐射的太阳大气内直接探测等离子体,这是一个劣势,只能通过记录太阳在各个波段上的光辐射来推算等离子体的状态,这包括成像和谱线探测。对于大尺度的重联区来说,这一点相比行星际空间的探测是个优势,因为后者只能通过几个卫星探测点信息,而无法了解整个区域的总体结构。其次,太阳大气的温度分布很广,从几千度到耀斑中的千万度,其磁场结构非常复杂,且耀斑是动力学过程,对观测仪器的多温度探测能力以及时间和空间分辨率要求很高。而这些能力的提高又受限于工程技术能力的发展。

    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。

    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。

    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。

    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。

    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。

    3 太阳动力学观测卫星(SDO)时代

    在各种数据里面搜索太阳磁重联的证据,就像物理学家在云室中寻找新粒子的蛛丝马迹。而这种搜索需借助对日冕环的详细观测。2010 年,美国宇航局的太阳动力学观测卫星SDO 发射升空。这是太阳物理历史上具有标志性意义的一颗卫星。SDO载有三台仪器,其中的大气成像组件AIA(Atmospheric Imaging Assembly)可在紫外、极紫外波段的十个通道内对太阳进行全日面不间断成像,覆盖从几千度到约两千万度的温度范围。像素大小为0.6 角秒(约日面上的400 多千米),成像间隔时间约为12 秒。虽然SDO可以看作是1995 年发射的太阳与太阳风层探测器(SOHO)的一个升级版,但是它给太阳观测和研究带来的是质的提升。高时间和空间分辨率观测使SDO 的数据量异常庞大,仅一天的数据就达到1.5 Tb。因此,SDO 被置于地球同步轨道上,以便实时将观测数据以130 Mbps 的速度发回新墨西哥州的地面站。

    SDO的多波段/多温度观测能力使对耀斑磁重联证据的系统性搜寻成为可能。2013 年,Yang Su 等在Nature Physics 杂志上报告了一个C级爆发中磁场重联的详细证据。同期杂志还发表了磁重联专家Terry Forbes 的评论文章,认为该工作几乎找到了太阳爆发中磁重联的各种要素。

    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。

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