日冕磁場衰變與太陽耀斑爆發

太陽耀斑是發生在太陽大氣（光球層、色球層、日冕）局部區域的一種快速劇烈的能量釋放過程，它可以在幾分鐘到幾十分鐘內釋放出1028～1032erg的能量，這些能量包括輻射能、動能、熱能和非熱能等。耀斑主要發生在太陽的色球層和日冕，但有些大耀斑在我們肉眼可見的光球層也會發生輻射增強，被稱之為白光耀斑，1859年9月1日英國天文學家李察·卡靈頓（Richard C. Carrington）第一次觀測記錄到的太陽耀斑，就是一個白光耀斑。太陽耀斑爆發時，從長波的無線電波到短波的X射線、伽瑪射線，幾乎整個電磁波譜的輻射都有增強，這對地球電離層產生了很大影響，特別是極紫外到X射線；此外，還會產生103-109eV的高能粒子輻射，這會對航天器等造成損傷。因此，太陽耀斑的相關研究一直是學界研究的焦點。

太陽耀斑能量的存儲和釋放過程是重要問題。標準太陽耀斑模型假設磁能是在日冕磁場中通過磁重聯釋放出來的，但日冕磁場無法直接測量，只能通過間接方法。傳統方法是對觀測的光球層磁場進行外推，該方法雖然可以獲得量化的結果，但它的缺點也很明顯，如外推法無法在足夠短的時間尺度上對局部磁場的動態變化進行量化。

為解決這一難題，弗什曼（G. D. Fleishman）研究團隊採用微波譜擬合技術，該技術在均勻源假設的基礎上，用一個考慮非熱電子的迴旋同步輻射和熱等離子體的自由-自由輻射的物理激發模型，對耀斑期間觀測到的微波譜進行擬合，由此獲得日冕磁場的強度變化。基於該技術，研究人員獲得了耀斑區域高時空分辨率的磁場強度及局部日冕磁場的量化動態演化特徵，發現耀斑過程中由磁能衰減而轉化的能量足以促使耀斑爆發，並首次準確地確定了耀斑能量釋放的位置和速度。

【圖：弗什曼；文：節錄自中國科學院地質與地球物理研究所網頁；新聞訊息由林景明提供】研究全文刊登在已經出版的《科學》期刊