贵阳分部广州分部
网站地图联系我们所长信箱建议留言内部网English中国科学院
 
 
首页概况简介机构设置研究队伍科研成果实验观测合作交流研究生教育学会学报图书馆党群工作创新文化科学传播信息公开
  新闻动态
  您现在的位置:首页 > 新闻动态 > 学术前沿
Science:日冕磁场衰变与太阳耀斑爆发
2020-03-17 | 作者: | 【 】【打印】【关闭

  太阳耀斑是发生在太阳大气(光球层、色球层、日冕)局部区域的一种快速剧烈的能量释放过程,它可以在几分钟到几十分钟内释放出10281032erg的能量,这些能量包括辐射能、动能、热能和非热能等。耀斑主要发生在太阳的色球层和日冕,但有些大耀斑在我们肉眼可见的光球层也会发生辐射增强,被称之为白光耀斑,185991日英国天文学家理查德C.卡灵顿(Richard C. Carrington)第一次观测记录到的太阳耀斑,就是一个白光耀斑。太阳耀斑爆发时,从长波的无线电波到短波的X射线、伽玛射线,几乎整个电磁波谱的辐射都有增强,这对地球电离层产生了很大影响,特别是极紫外到X射线;此外,还会产生103-109eV的高能粒子辐射,这会对航天器等造成损伤。因此,太阳耀斑的相关研究一直是学界研究的焦点。 

  太阳耀斑能量的存储和释放过程是重要问题。标准太阳耀斑模型假设磁能是在日冕磁场中通过磁重联释放出来的,但日冕磁场无法直接测量,只能通过间接方法。传统方法是对观测的光球层磁场进行外推,该方法虽然可以获得量化的结果,但它的缺点也很明显,如外推法无法在足够短的时间尺度上对局部磁场的动态变化进行量化。 

  为解决这一难题,Fleishman et al.2020)采用微波谱拟合技术,该技术在均匀源假设的基础上,用一个考虑非热电子的回旋同步辐射和热等离子体的自由-自由辐射的物理激发模型,对耀斑期间观测到的微波谱进行拟合,由此获得日冕磁场的强度变化。基于该技术,研究人员获得了耀斑区域高时空分辨率的磁场强度及局部日冕磁场的量化动态演化特征,发现耀斑过程中由磁能衰减而转化的能量足以促使耀斑爆发,并首次准确地确定了耀斑能量释放的位置和速度,研究成果发表于Science 

  作者研究的是2017910日爆发的X8级强耀斑,该耀斑爆发于太阳西边缘的一个活动区(日面西经91度、南纬9度)。图1A显示该耀斑形态体现了标准耀斑模型的主要成分,包括一个明显的电流片和一个向上运动的嵌套磁环的尖状结构。基于扩展欧文斯谷太阳阵列(EOVSA 3.4-15.9 GHz26个微波波段(图1B中彩色区域)的高时空分辨率观测数据,通过微波谱拟合技术得到耀斑区域磁场强度随时间的演化。 

1 2017910X8级耀斑的多波段观测。A. EUV(193)波段的耀斑区域反色(颜色越暗辐射越强)图像。红色和蓝色等值线分别标示了硬X射线辐射的热成分和非热成分,绿线标示了耀斑的主要区域;B.背景图像与A图一样,彩色标示了EOVSA 3.4-15.9 GHz 26个微波波段的结果

  图2展示了不同时刻耀斑区域的二维日冕磁场图。可以看到,极尖区(图2白色方块)的磁场强度在1分钟内从约600高斯下降到约200高斯(图3A黑色圆圈),磁场衰减率约为6.6 Gs/s远离极尖区(图2红色方块)的磁场强度在2分钟内从约900 Gs下降到约 250 Gs(图3A红色圆圈),其衰减率约为5.4 Gs/s微波辐射在由磁场衰减引起的能量释放过程基本结束的时候达到峰值,这与由捕获电子引起的微波辐射理论预测基本一致。以上所得的磁场衰减率对应的电场约为20 V/cm,远大于Dreicer电场(~10-4 V/cm),这就说明几乎所有电子都能被有效加速。极尖区磁场衰减对应的电场在磁场方向上的分量(即平行电场)可以有效加速粒子产生微波辐射,并驱动观测到的加热增强    

 

2 2017910日耀斑区域日冕磁场演化图。白色和红色填充的正方形标示了用来研究磁场强度演化的位置,白色方框标示用来计算磁能密度的区域

3 磁场强度和磁能密度的演化。(A)在图2中两个位置的磁场强度演化。(B)平均磁能密度(黑圆圈)和非热电子的平均能量密度(蓝色三角形)。灰色阴影表示热能密度范围。Y轴右坐标是采用的标称耀斑体积为1028 cm3 时对应的能量

  为了定量分析耀斑过程中的磁能损失,并衡量损失的磁能是否足以提供耀斑的所有能量,研究者估算了磁能密度、非热能量密度、热能量密度和动能密度随时间的演化。磁能密度和非热能量密度都从微波谱拟合获得。基于微波谱拟合和极紫外观测数据,可以估算热能密度和动能密度。热能密度基本与非热能量密度的下边界重合。动能密度比热能密度低两个数量级。通过磁能密度与其他形式能量密度的对比,发现极尖区的磁能释放足以为耀斑爆发提供能量。这也确定了耀斑的能量转化发生在极尖区而非传统观点的电流片内部。 

  该研究加深了我们对耀斑能量转换过程的认识和理解,它首次定量化分析了耀斑区域磁场的衰减率约为5 Gs/s,确定了耀斑能量释放的确切位置是极尖区(cusp region)而非传统观点认为的电流片内部,发现磁能的衰减足以提供太阳耀斑的各种能量,包括相关的爆发、粒子加速和等离子体加热。 

  2018812日,美国宇航局(NASA)发射了帕克太阳探测器(Parker Solar Probe),不同于历史上的任何航天器,它将直接飞入太阳外层大气层日冕所在轨道上,距离太阳表面最近仅650万公里,这将是人类探测器首次如此近距离直接探测太阳大气。202029日,欧洲宇航局(ESA)和NASA联合研制太阳轨道探测器Solar Orbiter在美国成功发射升空。太阳轨道探测器将利用金星的引力随着时间的推移升高其轨道,并在越来越高的纬度上观测太阳极区,这是人类首个可以观测太阳极区的探测器,它为我们研究太阳及其发出并吹向太空的太阳风提供全新视角。帕克太阳探测器和太阳轨道探测器这两个前所未有的太阳探测器将对太阳耀斑相关过程进行不同视角的高精度联合观测,为研究太阳耀斑相关问题提供极佳的契机。     

  主要参考文献 

  Fleishman G D, Gary D E, Chen B, et al. Decay of the coronal magnetic field can release sufficient energy to power a solar flare[J]. Science, 2020, 367(6475): 278-280.链接     

  (撰稿:乐会军,闫丽梅/地星室) 

 
地址:北京市朝阳区北土城西路19号 邮 编:100029 电话:010-82998001 传真:010-62010846
版权所有© 2009- 中国科学院地质与地球物理研究所 京ICP备05029136号 京公网安备110402500032号