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

近日,中国科学院国家天文台副研究员李乐平领导的一个由中外8名学者(包括国家天文台研究员张军、副研究员陈华东,德国马普太阳系所教授Hardi
Peter、郭荔佳博士和陈枫博士,英国圣安德鲁斯大学教授Eric Priest和Duncan
Mackay等)组成的研究小组,在磁重联研究领域取得重要进展。首次对发生在太阳暗条和冕环之间的磁重联过程中的精细结构和详细演化进行了直接的观测研究。该研究成果于5月9日在线发表于国际期刊《自然·物理》[Nature
Physics
, 2016, DOI: 10.1038/NPHYS3768]。

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。

磁重联,是方向相反的磁力线相互靠近、断开再重新连接的现象。它在无垠宇宙中所有磁化等离子体系统(如日冕、恒星冕、行星磁层、磁星、吸积盘和等离子体实验室等)中扮演着十分重要的角色,是磁能爆炸式释放(如大耀斑的能量约为1025焦耳,相当于约上百亿颗百万吨级氢弹同时爆炸所释放的总能量)转化为其它形式能量的基本物理过程。在天体物理研究中,它常被用来解释多种天文现象(如太阳耀斑、暗条爆发和伽马暴等),但直接观测磁重联过程极其困难。

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。

通过分析太阳动力学天文台和日地关系天文台两颗卫星的观测数据,李乐平等人发现当爆发暗条碰到冕环时,它们相互作用,构成了典型的X型重联结构。在它们的交界处,超过10组的电流片依次形成,长度约为26000km,宽度约为900km,持续约10分钟,最高温度可达700万度(是太阳表面温度的一千倍)以上。在电流片中,有明亮的等离子体团出现,并沿着电流片向两边传播。电流片逐渐弥散并消失,爆发暗条从电流片处断开,再与相互作用的冕环重新连接到一起,最终形成新的暗条。

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如此明确和精细的观测结果再现了三维磁重联理论所预言的连续磁重联过程,证实了三维磁重联理论。磁重联过程中精细结构及其演化的发现进而将推动三维磁重联理论在耗散区演化和磁能释放等方面的研究。

图1 冕环“非理想”速度的测量和能流密度的计算

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