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    磁性的太阳,到底还有多少谜尚未揭晓?

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      诺贝尔

      美国太阳物理学家莱顿(Robert Leighton)和恒星物理学家林斯基(Jeffrey Linsky)表示,“如果没有磁场,那么太阳就会像多数天文学家认为的那样索然无趣。”

      太阳大气中冕环等磁结构的观测图像,图片来源:NASA/Goddard Space Flight Center/SDO

      撰文 | 田晖(北京大学) 张枚(中国科学院国家天文台)

      责编 | 韩越扬 吕浩然

      太阳磁场的发现

      太阳是人类最早进行观测的天体之一。早在两千多年以前,中国便有关于太阳黑子(太阳表面因强磁场而浮现的“黑点”)的目视记录。1610年前后,伽利略(Galileo Galilei)将其自制的天文望远镜指向了天空,并在西方首次观测到太阳黑子。从17世纪初到20世纪初,人类借助望远镜先后发现了太阳黑子数的11年周期(太阳活动周现象)、黑子在日面上的纬度分布规律(黑子蝴蝶图)、太阳耀斑爆发(太阳活动现象)等现象。不过,人们却一直无法理解这些神秘事件背后的物理机制。

      1908年,美国太阳物理学家、威尔逊山天文台首任台长,当今天文与空间科学领域最重要的学术期刊之一The Astrophysical Journal创刊人海尔(George Ellery Hale,图1),基于刚发现不久的塞曼效应(谱线在磁场中分裂的现象,发现者塞曼获1902年诺贝尔物理学奖),首次观测到太阳磁场,发现太阳表面黑子的磁场高达数千高斯。随后,海尔等人又发现黑子之外的太阳表面也存在磁场,其平均磁场强度比黑子磁场要弱。

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      图1 首次观测到太阳磁场的海尔,图片来源:

      http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/site/images/hale.html

      太阳磁场的发现,也开启了现代太阳物理学。从此,人类开始密集地探索太阳上各种现象背后的物理本质。一些探索还极大地推动了物理学基础理论的发展。比如1942年,在研究太阳黑子的过程中,磁流体力学的创立者、被誉为“现代等离子体物理学之父”的瑞典人阿尔芬(Hannes Olof Gosta Alfvén,1970年诺贝尔物理奖得主,图2)在理论上预言了磁流体中最重要的波动——阿尔芬波的存在,并极具前瞻性地提出了阿尔芬波对太阳物理研究可能非常重要的观点。

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      图2 磁流体力学的创立者阿尔芬,图片来源:https://fineartamerica.com/featured/hannes-alfven-emilio-segre-visual-archivesamerican-institute-of-physics.html

      通过观测太阳磁场与太阳上诸多现象之间的联系,直至20世纪下半叶,人类终于得出一个重要的结论:太阳大气中的各种结构和活动现象几乎都跟太阳磁场有紧密的联系。正是因为磁场,关于太阳的科学研究才惊喜不断,并一直长盛不衰。正如美国太阳物理学家莱顿(Robert Leighton)和恒星物理学家林斯基(Jeffrey Linsky)所说,“如果没有磁场,那么太阳就会像多数天文学家认为的那样索然无趣。”

      神秘的黑子周期——太阳表面磁场的起源

      太阳磁场是如何产生和演化的?

      在讨论这个问题之前,我们首先来了解一下太阳表面磁场的长期演化规律。早在19世纪中叶,德国天文爱好者施瓦贝(Samuel Heinrich Schwabe)便发现太阳黑子数以大约11年为周期发生变化。黑子喜欢成群结队地出现,出现后又喜欢“拉帮结派”,导致大多数黑子群中的黑子通常聚集为两簇:一簇靠西,一簇靠东。前者称为前导黑子,后者则叫后随黑子。

      20世纪初,海尔发现,前导和后随黑子的磁场极性往往相反,这种极性分布在南北半球相反(图3),并且在下一个黑子周变换极性。实际上,黑子群的磁场结构大体上沿东西方向分布,我们也称为环向磁场。

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      图3 怀柔太阳观测基地全日面磁场望远镜拍摄的光球像(左图)和光球视向磁场图像(右图,黑色和白色表示不同极性)。图片由国家天文台白先勇提供。

      20世纪中叶,随着磁场测量灵敏度的提升,人们又发现太阳两极附近的区域也存在较弱的磁场。在太阳活动谷年(黑子数少的年份),南北两极的磁场极性通常是相反的,大体上构成一个偶极场(称为极向磁场)。而在太阳活动峰年(黑子数多的年份),极区磁场的极性则发生反转(图4)。

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      图4 太阳磁场(径向分量)的纬度分布随时间的变化。蓝色和黄色表示不同极性(图片来源:http://solarcyclescience.com/solarcycle.html)。

      由此可见,黑子周期本质上是磁周期,即太阳大尺度磁场在太阳活动谷年的极向场与太阳活动峰年的环向场之间的周期性转换。要准确理解太阳磁场的起源和周期性演化,需要借助磁流体力学的发电机理论。太阳内部等离子体的运动感应放大磁场,将动能转化成磁能,太阳发电机理论便是要解释这些磁场从太阳内部产生、上浮到太阳表面、并发生周期性变化的规律。

      自20世纪60年代以来,太阳发电机理论取得了长足的进展[1]。发电机理论研究的最终目标之一是要准确预测未来的太阳黑子周强度及其峰年和谷年时间。目前,我们离这一目标还有不小差距,这很大程度上是因为我们对太阳内部一些关键过程的了解还非常不足。未来,我们需要开展对太阳的多点立体探测,来提高利用日震学方法探测太阳内部参数的可靠性,从而为发电机模型提供准确的输入。

      爆发性磁活动——空间天气的源头

      太阳磁场中储存着巨大的能量。当磁场演化到一定阶段后,太阳就像是被触怒了一样,突然将这些能量一股脑地倾泻出来。太阳上大体存在两类这种大规模的爆发性磁活动现象:耀斑和日冕物质抛射(CME)。

      耀斑是在1859年9月1日被发现的。当天,英国天文爱好者卡林顿(Richard Carrington)和天文学家霍奇森(Richard Hodgson)在用望远镜观测太阳时,发现日面上出现两道极其明亮的闪光,持续了几分钟。这些闪光后来就被称为太阳耀斑(图5左上闪亮的斑点),它是太阳大气中局部区域突然释放出巨大能量(通常为1021-1025焦耳,约相当于几千到几千万颗亿吨级的氢弹同时爆炸)的现象,通常表现为电磁辐射在几分钟到几个小时的时间尺度上急剧增强,并经常伴有强烈的高能粒子辐射。在20世纪六七十年代,一些太阳物理学家提出了标准耀斑模型,用来解释部分耀斑过程中的多波段观测特征。这类模型认为,耀斑是由磁场能量的突然释放所产生的。能量释放的过程叫做磁重联,指的是等离子体中相反方向的磁场结构相互靠近时,磁场拓扑结构发生改变,导致磁能释放出来转化成热能和动能的过程。

      而CME是大团物质(约107-1010 吨)从太阳上抛射出来并进入行星际空间的现象(图5左下深红色的抛射)。它是20世纪70年代通过空间日冕仪的观测才被人类所发现的,对其形态特征和传播规律的详细研究则在1995年欧空局发射SOHO飞船之后。SOHO飞船携带的LASCO日冕仪的高质量观测掀起了CME研究的热潮。我国许多学者参与其中,并在CME的产生机制和传播规律等方面做出了原创性的重要贡献。现有的观测和理论研究都表明,CME是由太阳磁场的演化所驱动的,涉及到的物理过程包括磁重联和多种磁流体力学不稳定性[2,3,4]。

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      图5 美国太阳动力学天文台(SDO)卫星拍摄的耀斑和日冕物质抛射,图片来源:NASA/SDO

      作为太阳系中最大规模的爆发现象,耀斑和CME对行星空间环境有着重要的影响。这一影响在现代社会显得尤其重要。比如,耀斑期间大幅增强的紫外线和X射线辐射会导致地球电离层电离度的变化,从而影响短波通讯的质量和导航定位的精度;而CME传到地球附近后会压缩地球磁场,产生地磁暴,并可能损毁电力设施;耀斑和CME过程中产生的高能带电粒子则能影响人造卫星和星载仪器的安全运行,并威胁宇航员的人身安全。

      我们将太阳的爆发性磁活动及其对地球空间环境所产生的这些影响统称为空间天气,以与地面上刮风、下雨这类的天气现象进行类比。为了防止或减轻太阳爆发对人类社会的危害,就需要对它们进行预报。

      目前,这还是个难题。我国近年建成的新真空太阳望远镜(NVST)、明安图射电日像仪(MUSER)、计划2022年前后发射的先进天基太阳天文台(ASO-S)卫星和太阳探测双超平台技术试验卫星已经或即将对这一课题的研究作出贡献。

      太阳只是一颗普通的恒星,而地球也很可能只是一颗普通的行星。因此,我们完全可以预期,空间天气的效应在太阳系之外的恒星-行星系统中也是存在的。有些恒星的磁性活动非常强,爆发性活动发生的频率和释放的能量可能比太阳的高几个数量级。对这些恒星磁活动的研究一方面推动了“比较恒星学”的发展,另一方面也导致了“空间天气宜居带”这一研究领域的兴起。后者指的是这些频繁、剧烈的恒星爆发对其周围系外行星上生命的起源和存续可能有重要影响(图6)。

      近年来,一些学者开始构建恒星磁活动影响系外行星宜居性的理论模型,来研究这一问题。然而,由于缺乏观测数据,模型结果存在很大的不确定性。未来,必须在极紫外、X射线、可见光、射电等多个波段对恒星磁活动开展长期、有效的跟踪式监测,来推动“空间天气宜居带”这一研究领域的实质性进展。

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      图6 恒星的爆发性磁活动对系外行星的宜居性有重要影响,图片来源:日本国立天文台

      小尺度磁活动——日冕温度提升的最大推手

      除了大规模的爆发性磁活动外,得益于近年来观测设备分辨率的不断提高,人们在太阳上还发现了很多小尺度的磁活动现象。目前我们倾向认为,大量的小尺度磁活动可能是日冕百万度高温形成的主要推手。

      日冕的高温是1940年前后才被人们所认知的。在1869年8月7日的日全食观测期间,人们发现日冕中存在一条非常亮的绿色发射线,波长是5303埃。人们猜测这条谱线源于一种未知的元素,并在1887年将该元素命名为“冕元素”(Coronium)。

      半个多世纪后,德国学者瓦尔特·格罗特里安(Walter Grotrian)和瑞典学者Bengt Edlén于1940年前后分别独立确认这条谱线源自于13次电离的铁离子,而非所谓的新元素。由于这一高价离子通常在一两百万度的温度下才会存在,因此这一发现表明日冕的温度高达百万度的量级(图7),远远超过太阳表面(光球)约6000度的温度。

      1958年,美国太阳物理学家帕克(Eugene N. Parker)通过理论计算提出,如此高温的日冕必定会持续往外膨胀,形成超声速的太阳风。这一预言在几年后便被前苏联和美国发射的人造卫星的观测所证实。由于太阳风是充满行星际空间的基本介质,决定了各大行星的空间环境以及我们所在的日球层(狭义的太阳系)的边界,因此高温日冕的形成机制(即日冕加热机制)成为天文与空间科学领域的一个极其重要的课题。

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      图7 2008年8月1日日全食期间拍摄的日冕图像[5]。红色表示温度约100万度的结构,绿色表示温度约200万度的结构。

      由于观测上的困难,长期以来,日冕加热的课题一直以理论研究为主。经过数十年的探讨,太阳物理界在1990年前后形成了日冕加热的两大类理论模型。第一类模型认为磁流体波,尤其是阿尔芬波加热了日冕。阿尔芬波可由小尺度的磁活动所激发,之后上传到日冕并将能量耗散在那里。而耗散的机制则众说纷纭。第二种观点是帕克最早提出的纳耀斑加热机制。这种观点认为,日冕中的磁力线是相互缠绕在一起的,称为磁“编织”。这种“编织”造成日冕中形成很多小尺度电流片,其中可能发生小尺度的磁重联事件(称为纳耀斑)。大量纳耀斑所释放出来的能量加热了日冕。

      然而理论可以有很多,但真相只有一个。迄今为止,这两类模型都还没有直接的观测证据。没有经过观测数据的充分检验,任何宣称解决了日冕加热问题的理论都只能算是自嗨。

      但观测上也并非一点进展都没有。比如,2007年以来,利用新一代太阳观测设备,人们终于在日冕中找到了阿尔芬波的倩影,并且也发现了一些疑似纳耀斑的事件。然而,我们还是没能观测到阿尔芬波的耗散加热过程,也没有发现纳耀斑普遍存在的迹象,因此仍然无法评估它们对日冕加热的贡献。

      另一方面,日冕的物质以及加热所需的能量都来自太阳低层大气(光球和色球)。因此,要正确地理解日冕加热过程,需着眼于太阳大气各层之间的耦合。2019年,中国学者领导的一个国际团队基于大熊湖天文台古迪太阳望远镜(GST)的最新观测资料,发现低层大气中普遍存在的小尺度喷流——针状物是由磁重联产生的,并观测到了针状物在传播过程中被加热到百万度的现象[6](图8)。这一发现从观测上建立了日冕加热与低层大气磁活动的联系,为日冕加热的研究提供了一个不同的思路,即我们不应只在日冕中寻找加热的蛛丝马迹,而要关注物质和能量从低层大气往外传输的完整过程。

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      图8 GST望远镜和SDO卫星对太阳大气不同层次的协同观测结果[6]。背景为SDO拍摄的日冕图像,黑色正方形代表GST的观测区域。层叠图从下往上分别是光球视向磁场、光球辐射、色球辐射和日冕辐射图。颜色均为伪彩色。

      当前,日冕加热的研究迎来了新的机遇。全球最大的太阳望远镜——美国4米口径的丹尼尔·井上太阳望远镜(DKIST)已经建成,并即将开始对太阳大气各个层次中的小尺度磁活动开展极高分辨率(最高达20公里左右)的观测。欧空局的太阳环绕器飞船(Solar Orbiter)已于2020年2月成功发射,并已获得首批观测数据,其搭载的极紫外光谱仪将能同时观测各层大气中的速度场。而美国宇航局2018年发射的帕克太阳探针飞船(Parker Solar Probe)也正在奔往日冕的途中,将在数年之后直接进入日冕,对磁场和等离子体开展实地探测。在这些大设备的支撑下,日冕加热的研究即将迎来巨大机遇,预期日冕加热将正式从以理论研究为主迈向以实测为主的阶段。

      磁场测量——必须完成的任务

      如前所述,正是太阳的磁场及其活动导致了黑子周期、太阳爆发以及日冕加热。因此,测量太阳磁场是太阳物理学者最重要的使命之一,也是必须完成的任务。一个多世纪以来,海尔所开创的利用塞曼效应测量光球磁场的方法一直被人们所沿用。今天我们已经能够对全日面的光球矢量磁场进行较高精度的测量。在中国,艾国祥院士创建的国家天文台怀柔太阳观测基地对光球磁场测量也作出了重要的贡献。这些磁场测量大大促进了我们对太阳爆发机制的理解。

      然而光球磁场测量至少还有两个未来需要追求的目标。

      第一,提高磁场测量的灵敏度和精度。现有的光球磁场测量,尤其是横向磁场分量的测量,其灵敏度和精度还有很大不足,制约了我们对日冕加热和太阳爆发等问题的研究。DKIST望远镜和我国在建的太阳磁场中红外观测系统(AIMS)有望在这方面取得突破。

      第二,测量极区磁场。在太阳活动低年,太阳两极通常被大范围的冕洞所占据,其磁场与冕洞中太阳风的起源有紧密联系;此外,极区磁场还在一定程度上决定了下一个太阳活动周的强弱。然而过去的太阳观测卫星或望远镜都是在黄道面上观测太阳,因而难以准确地观测太阳两极的磁场。而Solar Orbiter卫星的轨道面将能够与黄道面成30多度的夹角,这使其有可能对太阳两极的磁场进行比较精确的测量,从而推动太阳风起源和太阳活动周的相关研究。

      另一方面,光球之上的太阳大气,尤其是日冕,其中的磁场迄今仍难以测量。这是因为日冕磁场比光球磁场要弱很多;另外,日冕的高温导致日冕谱线的轮廓很宽,使本来就不明显的谱线分裂更难被测量出来。

      由于磁场将太阳各层大气耦合在一起,太阳爆发和日冕加热等主要物理过程跟各层大气中的磁场都是紧密相关的,因此日冕磁场测量的困难极大地制约了这些课题的研究进展。在缺乏日冕磁场测量的现实条件下,我们通常只能在一些假设下,通过模型来重构日冕磁场三维结构(图9)。但这些假设对于日冕中的有些区域并不成立,并且不同模型重构出的磁场经常有很大差异。因此,我们终归还是要迎难而上,攻克日冕磁场测量这一世纪难题。

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      图9 根据模型计算得到的太阳三维磁场结构[9]。不同颜色的线代表磁力线,中间为光球磁场在视线方向上的分量分布图,红色和蓝色代表不同极性。

      当历史的车轮驶进2020年,日冕磁场测量终于取得了阶段性的进展。年初,美国学者利用欧文斯谷太阳射电阵(Expanded Owens Valley Solar Array)的观测,获取了太阳耀斑过程中日冕磁场的二维分布及其演化[7]。

      八月,中国学者领导的一个国际团队基于日冕多通道偏振仪(CoMP)的观测数据,发展了一个基于磁流体波动观测和密度诊断的新方法,首次测得日冕磁场的全局性分布[8,9](图10)。

      年底,由美国、中国和瑞典学者组成的团队基于日本日出卫星(Hinode)的极紫外光谱观测数据,利用磁诱导跃迁这一物理原理,获得了日面上活动区日冕磁场的二维分布[10]。

      利用后两种方法,通过建造下一代的大口径日冕仪和极紫外光谱仪,我们有望实现对日冕磁场的常规测量。同时,结合DKIST、MUSER等已建成望远镜的独特观测,日冕磁场测量这一世纪难题有望在未来10-20年得到初步解决。

      而太阳磁场的真容究竟为何,我们又何时才能揭开太阳这一距我们最近的恒星的“磁性面纱”,让我们拭目以待。图片

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      图10 CoMP观测的日冕磁场(垂直于视线方向的分量)强度(左)和方向(右)分布图叠加在SDO卫星拍摄的日冕图像上[8,9]。
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