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太阳日冕中首次直接观测到扭转阿尔芬波 [复制链接]

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      太阳的核心无时无刻不在发生着聚变反应,释放出大量热能。据观测,从太阳核心到太阳表面的光球层,温度确实连续下降,从约1500万摄氏度下降到约5500摄氏度。然而,位于光球层外部的日冕层温度却骤然升高,可达百万摄氏度,十分反常。
      
      因此,日冕加热问题始终困扰着太阳物理学家们。近期,一项刊发在天文学与天体物理学的研究成果有可能会为这一悬而未决的科学问题提供解决线索。
      
      来自挪威奥斯陆大学和英国华威大学的研究人员称,他们首次在太阳日冕中直接观测到了扭转阿尔芬波,阿尔芬波一直被认为在日冕加热中起着重要作用。
      
      阿尔芬波是什么?其在日冕加热中如何起作用?若此次确实是首次在日冕中观测到阿尔芬波,为何此前人们观测不到?这次观测又有哪些创新和突破?这对于太阳物理研究有何推动作用?带着这些问题,科技日报记者采访了两位长期从事太阳物理相关研究的学者。
      
      沿磁力线行进的能量“搬运工”
      
      作为本次观测的主角,阿尔芬波是瑞典物理学家、诺贝尔物理学奖得主阿尔芬在1942年预言的一种横波,指的是磁化等离子体内沿磁场方向传播的低频波。
      
      “等离子体中的磁场扰动可产生阿尔芬波。”中国科学院云南天文台太阳物理首席科学家林隽研究员用一个形象的比喻解释了阿尔芬波的产生过程。生活中,人们拨动琴弦,琴弦震动从而发出悦耳的声音,即声波。与地球不同,太阳这颗庞大熔炉内充斥着的不是空气,而是等离子体。如果将磁场的磁力线想象成一根根琴弦,磁场周围弥漫着被磁化的等离子体,当磁场受到扰动时,磁力线这些“琴弦”也会发生振荡,并将这种振荡沿着磁场传播出去,这就是阿尔芬波。
      
      阿尔芬波在太阳大气的能量传输中能起到怎样的作用?“阿尔芬波可能在太阳大气中广泛存在,耗散后能为日冕提供能量,进而加热日冕,使其达到远高于下方光球层、色球层的百万摄氏度高温;阿尔芬波也被认为在太阳风加速的过程中起到了关键作用。”北京大学地球与空间科学学院教授、中国科学院太阳活动重点实验室主任田晖表示。
      
      林隽指出,阿尔芬波能够将太阳低层大气中的能量传递到外层的日冕中,是名副其实的能量“搬运工”。但阿尔芬波本身存在一个重要问题,即不易耗散。也就是说,阿尔芬波就像个“吝啬鬼”,不愿意与周围的等离子体“互动”,很难将能量交给等离子体,转化成等离子体的热能。这也是阿尔芬波加热日冕学说中尚未解决的争议点之一。
      
      由于太阳的磁场中充斥着各种各样的波动,而阿尔芬波通常不伴随辐射强度的变化而变化,因此学者们很难从多样的“迷惑选项”中精准找出阿尔芬波。“在此前的太阳观测中,基本没有出现受到学界公认的阿尔芬波见证者。”林隽说。
      
      可能只是其一种存在形式
      
      既然阿尔芬波难以观测,那么此次新研究是如何观测到它的?
      
      据报道,由来自挪威奥斯陆大学的佩特拉·科胡托瓦士领导的研究小组观测到了出现在太阳东侧边缘的扭转阿尔芬波。
      
      田晖指出,太阳大气中的磁场通常呈离散分布,磁力线聚集成一个个的管状结构,太阳物理学家称之为磁流管。扭转阿尔芬波便是在磁流管中传播的阿尔芬波。
      
      “扭转阿尔芬波最主要的特征是磁力线沿着磁流管横截面的圆周方向来回振荡。”田晖表示,正因如此,如果垂直于磁流管进行光谱观测,会观察到在某一时刻磁流管两侧的运动是一侧远离观测者,另一侧靠近观测者,所显示的是多普勒的红移和蓝移;过了半个周期后,磁流管两侧的运动方向就会与上一时刻相反,即多普勒特征发生了周期性倒转。
      
      在这一研究中,就是通过光谱观测,发现了磁流管两侧多普勒速度随时间变化的特征,可以解释为是扭转阿尔芬波的观测证据。
      
      为何此前一直未出现被学界公认的阿尔芬波观测事件呢?
      
      “之前的一些观测,由于仪器分辨率不够高,加之在光球和色球的观测中,磁流管本身尺度很小,因而难以分辨磁流管两侧,无法进行直接的、横跨磁流管的光谱观测。”田晖告诉科技日报记者,此次新发表的研究中,一方面磁流管本身尺度较大,另一方面所用的光谱观测仪器分辨率很高,使得这样的观测成为可能。但此次观测时间仅为1—2个周期,而且期间有些数据因为信噪比低而不可用,因此证据不算特别强。未来仍需要寻找扭转阿尔芬波的更可靠确切的观测证据。
      
      林隽也持有相似的谨慎态度,他认为此次观测到的是阿尔芬波的一种可能存在的表现形式,若想得到学界公认还需要更多的研究数据支持。
      
      验证波动加热需更多观测证据
      
      “除了首次直接观测到日冕中的扭转阿尔芬波外,我们还发现磁重联可以导致这种波的产生。”研究人员表示。
      
      磁重联如何产生阿尔芬波?
      
      首先,我们需要了解磁重联的概念。磁重联也称磁场湮灭,是等离子体中的一种物理现象,形象地说,是指磁力线“断开”再“重新连接”的过程。当极性相反的磁场相遇,便可能会引发磁重联,最终的结果是将磁能转化为热能和动能。
      
      “也就是说,磁重联过程是将磁能转化成其他能量形式的转换器,是将磁能释放的重要过程。因此,相较于阿尔芬波加热日冕学说,磁重联加热日冕学说的拥趸也不在少数。”林隽指出。
      
      “有学者认为,高频阿尔芬波是由太阳低层大气中频繁发生的小尺度磁重联导致的扰动所产生的。”田晖告诉记者,此项研究的作者认为在所观测到的位置,原本有一个日珥。日珥本质上可以认为是磁力线扭缠产生的磁绳结构。由于日珥的磁场和周围大气的磁力线发生了重联,导致磁绳的扭缠度下降,这一过程可能激发了磁绳在角向上的扰动,从而形成扭转阿尔芬波。
      
      以现有的数据来看,研究者的观测结果和相关解释尚能自圆其说。若研究者所称据实,这无疑会给阿尔芬波加热日冕理论再添一道砝码。
      
      田晖坦言,之前曾有学者对太阳低层大气中的扭转阿尔芬波进行过间接观测,这项新研究可能是首次直接观测日冕中扭转阿尔芬波的证据,算是一个突破。
      
      但是,很多问题尚未解决。“阿尔芬波加热日冕的理论要求,波动需要耗散以将能量供给日冕,对于这样的耗散过程,迄今仍没有直接的观测证据。”田晖分析,这项研究发现的是在一次太阳爆发过程中所产生的扭转阿尔芬波,而要验证波动加热日冕这一理论,仍然需要在太阳宁静区观测到广泛存在的阿尔芬波的“倩影”。
      
      来源:科技日报
      
      
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