近日，beat365田晖教授和Tanmoy Samanta博士等人，利用大熊湖天文台1.6米口徑太陽望遠鏡和空間太陽觀測衛星提供的數據，在日冕加熱領域取得重要進展，其研究揭示了太陽針狀物的産生機制和加熱過程，論文于2019年11月15日發表在Science雜志上，題目為Generation of Solar Spicules and Subsequent Atmospheric Heating。

日冕是太陽的外層大氣，最早是在日全食的時候被發現的。當月亮完全擋住太陽的盤面，微弱的日冕輻射就能夠被地球上的人們所觀測到。上世紀中葉，人們通過日全食的觀測發現日冕中存在高次電離的鐵離子，如Fe9+、Fe13+等，從而推斷日冕的溫度高達百萬度，比太陽表面（光球）的溫度高兩個數量級以上。由于太陽向外輻射的能量來自太陽内部核心區域的核聚變反應，按照熱力學第二定律，離太陽核心越遠溫度應該越低。打個比方，當人們烤火時，離火越遠，溫度越低。從太陽核心往外到光球層，這個規律确實是滿足的，溫度從約1500萬度下降到5700度。然而從光球往外，溫度卻反常升高，到日冕甚至達到百萬度的量級。如此高溫的日冕是如何産生和維持的？這就是日冕加熱的問題，它是太陽物理和空間物理領域長期以來未能解決的難題之一，并于2012年被Science雜志選為當代天文學的八大未解之謎之一。

圖1 2017年日全食期間，beat365拍攝的日冕紅線圖像與雲南天文台拍攝的日冕綠線圖像、美國SDO衛星拍攝的日面圖像拼接而成的日冕圖像（Chen, Tian, Su, et al. 2018, ApJ）

田晖及其合作者長期從事日冕加熱的相關研究工作。近年來，基于對地基大口徑太陽望遠鏡和空間太陽觀測衛星所獲取的高分辨率科學數據的詳細分析，他們發現，太陽低層大氣裡小尺度的普遍性噴流可能是理解日冕加熱過程的關鍵。這些普遍性噴流中，最典型的當屬位于太陽表面和日冕之間的所謂針狀物(Spicules)。這些針狀物的寬度通常隻有200千米左右（太陽半徑約70萬千米），它們間歇性地從太陽表面往外噴射到日冕中，就像噴泉一樣。任何時候，太陽表面上存在約百萬個這種針狀物。界面層成像光譜儀衛星(IRIS)的觀測表明，很大一部分針狀物至少被加熱到了10萬度左右（Tian et al. 2014）。此外，一些觀測也顯示，部分針狀物可能會被進一步加熱到百萬度的量級。這些研究表明，針狀物在日冕的物質和能量供應中起到了非常重要的作用，其産生和傳輸過程是理解日冕加熱的關鍵。

然而迄今為止，人們對針狀物的産生機制仍不了解。許多太陽物理學者根據自己的認識，提出了多種針狀物産生的圖像或理論模型，這些模型中的核心物理過程包括慢激波、阿爾芬波、中性氣體與電離氣體之間的相互作用、片狀磁場結構的扭曲、渦旋運動、相反方向磁場結構之間的磁重聯等。然而，幾乎每一種機制都沒有獲得太陽物理界的普遍認同，人們對針狀物的産生機制一直沒有共識。這主要是因為這些圖像或理論模型基本上都沒有被直接的觀測證據所支持。實際上，由于過去望遠鏡分辨率和靈敏度的局限性，觀測針狀物的産生過程極其困難。

圖2 大熊湖天文台的古迪太陽望遠鏡（曹文達教授和Philippe Henarejos提供）

大熊湖天文台新一代古迪太陽望遠鏡(GST)（Cao et al. 2010）口徑1.6米，是目前世界上正在運營的最大口徑的太陽望遠鏡 (圖2)，其得天獨厚的觀測台址和強大的觀測儀器設備，為攻克該項極具挑戰的研究課題提供了可能。在國家自然科學基金和中科院國家天文台太陽物理TAP項目等的支持下，田晖課題組與大熊湖天文台通力合作，利用GST對太陽甯靜區（除去黑子及其周圍譜斑以外的區域）針狀物的産生機制和加熱過程進行了成功的觀測（圖3）。利用氫原子Hα譜線，課題組對針狀物進行了高時間（約3.5秒）和高空間分辨率（約45千米）的成像觀測研究。通過測量鐵原子1.56微米譜線的偏振輪廓，課題組獲得了光球深處磁場演化的高質量數據，磁圖的空間分辨率達150千米左右。在詳細分析數據後，課題組發現，不同極性磁場結構之間的相互作用與針狀物的産生緊密相關。這些針狀物通常産生于太陽上一種對流單元邊界處的強磁場區域（稱為網絡組織）附近（圖4）。當網絡組織附近出現相反極性的小尺度弱磁場結構時，通常便會産生針狀物。一些相反極性的磁場結構在與網絡磁場靠近的過程中逐漸變小并最終消失，在此過程中觀測到伴随的針狀物活動。

圖3 GST望遠鏡和SDO衛星對太陽大氣不同層次的協同觀測結果（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）

圖4針狀物與磁場演化之間的關系。左圖為Hα譜線觀測的針狀物（細長的暗結構）。右圖展示了針狀物由相反極性磁場結構之間的相互作用所産生，藍色和紅色代表視向磁場分量的不同極性（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）

這些觀測結果為磁重聯驅動針狀物的觀點提供了強有力的支持。磁重聯是等離子體中磁場拓撲結構發生改變，導緻磁場的能量釋放出來加熱和加速物質的一種物理過程。太陽上普遍存在小尺度的磁流浮現（即磁場結構從太陽内部上浮到太陽大氣中）過程。當這些新浮現出來的小尺度磁場結構靠近強磁場的網絡組織，并且二者接觸面上磁場極性相反時，磁重聯便可能發生。磁重聯将位于低層大氣的物質加速往外抛出，形成針狀物。這與當前最流行的兩種針狀物産生機制（磁流體激波、中性與電離成分之間的相互作用）截然不同。

太陽動力學天文台衛星（SDO）上搭載的大氣成像望遠鏡（AIA）（Lemen et al. 2012）也對GST的觀測區域進行了觀測。該望遠鏡可對日冕的極紫外輻射進行高靈敏度的觀測。其數據顯示，針狀物上端出現了增強的171 Å輻射（主要來自Fe8+離子，産生于一百萬度左右的環境中），表明針狀物在傳播過程中被加熱到了百萬度的量級（圖5）。過去對太陽邊緣和日面活動區（黑子周圍區域）的少數觀測顯示，太陽低層大氣的噴流能導緻局地日冕的加熱（De Pontieu et al. 2011; Ji et al. 2012）。本次對日面上最普遍的甯靜區的觀測表明，針狀物被加熱到日冕溫度是一種普遍現象，研究日冕加熱不能不考慮針狀物的貢獻。

圖5針狀物被加熱到日冕溫度。圖中黑色部分為Hα譜線觀測的針狀物，黃色部分為AIA 171 Å波段觀測的日冕輻射。圖中展示的兩個例子均顯示針狀物上端出現增強的日冕輻射（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）

這一研究将太陽低層大氣中的磁活動與日冕加熱直接聯系起來，這得益于地基和空間望遠鏡對太陽大氣不同層次（不同溫度）的協同觀測。未來3年，我國的先進天基太陽天文台（ASO-S）、歐洲的太陽環繞器（Solar Orbiter）、印度的Aditya-L1等衛星将要發射，美國的4米口徑太陽望遠鏡DKIST也将于明年正式投入運營，這些大設備将在多個電磁波段對太陽大氣進行高分辨率和高靈敏度的觀測，必将幫助我們進一步深入理解日冕加熱與低層大氣磁活動的關系。由于儀器的限制，本次磁場觀測仍不足以用來研究一些更小尺度針狀物的産生機制。我國推進中的先進地基太陽天文台（ASO-G）具有極高的分辨率和靈敏度，如能成功立項，必将大大推動日冕加熱的相關研究。這一研究成果也将促進日冕加熱和磁重聯的有關理論和數值模拟研究。太陽低層大氣是部分電離的，這種環境下磁重聯的特征與完全電離環境下的磁重聯相比有何不同，仍需進一步研究。此外，針狀物在往外傳輸過程中的加熱機制仍不清楚，未來需進行理論上的探讨。

論文通訊作者和第一作者分别為田晖及其博士後Tanmoy Samanta。其他作者包括大熊湖天文台台長曹文達教授，beat365博士生陳亞傑，昆明理工大學馮松教授，以及來自美國新澤西理工學院、美國宇航局馬歇爾空間飛行中心、德國馬普學會太陽系研究所、英國謝菲爾德大學、奧地利格拉茨大學、印度天體物理研究所的多位太陽物理學者。

該工作得到了國家自然科學基金、中國科學院國家天文台太陽物理TAP項目、中國科學院天文台站設備更新及重大儀器設備運行專項經費、中科院A類戰略性先導專項、雲南省應用基礎研究重點項目、德國馬普夥伴小組等項目的聯合支持。

相關視頻（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）：

1.GST望遠鏡和SDO衛星觀測到針狀物的産生和加熱過程

http://www.bbso.njit.edu/scinews/SummaryMovie.mp4

2.GST望遠鏡和SDO衛星對太陽大氣不同層次的觀測結果

http://www.bbso.njit.edu/scinews/LayeredMovie.mp4

參考文獻：

T. Samanta, H. Tian, V. Yurchyshyn, H. Peter, W. Cao, A. Sterling, R. Erdélyi, K. Ahn, S. Feng, D. Utz, D. Banerjee, Y. Chen, Science 366, 890 (2019).

H. Tian, E. E. DeLuca, S. R. Cranmer, et al., Science 346, 1255711 (2014).

H. Ji, W. Cao, P. R. Goode, Astrophys. J. Lett. 750, L25 (2012).

B. De Pontieu, S. W. McIntosh, M. Carlsson, et al., Science 331, 55 (2011).

Y. Chen, H. Tian, Y. Su, et al., Astrophys. J. 856, 21 (2018).

W. Cao, et al., Astronomische Nachrichten331, 636 (2010).

J. R. Lemen, et al., Sol. Phys. 275, 17 (2012).