轨道仪器提示储存的磁能加热太阳大气

在太阳风中首次发现的一种现象可能有助于解开一个长期存在的关于太阳的谜团：为什么太阳大气比地表热数百万度。来自地球轨道界面区域成像光谱仪 (IRIS) 和大气成像组件 (AIA) 的图像显示低洼磁环被加热到数百万开氏度的证据。

莱斯大学、科罗拉多大学博尔德分校和美国宇航局马歇尔太空飞行中心的研究人员提出，较重的离子（如硅）在太阳风以及太阳色球层和日冕之间的过渡区域中优先加热。在那里，磁化等离子环不断地产生电弧，与上面日冕中的表亲不同。它们要小得多且难以分析，但长期以来一直被认为具有以纳米耀斑形式释放能量爆发的磁驱动机制。赖斯太阳物理学家斯蒂芬布拉德肖和他的同事也有同样的怀疑，但在 IRIS 之前没有人有足够的证据。

高飞光谱仪是专门为观察过渡区域而建造的。在 NASA 资助的这项研究中，研究人员描述了重新连接回路中的“增亮”，其中包含强烈的氧光谱特征，尤其是较重的硅离子。

Bradshaw、他以前的学生 Shah Mohammad Bahauddin 和 NASA 天体物理学家 Amy Winebarger 的团队研究了 IRIS 图像，这些图像能够解析这些过渡区域环的细节并检测超级-热等离子体。这些图像使他们能够通过它们发出的光来分析离子在环内的运动和温度，读取作为化学“指纹”的光谱线。

物理学和天文学副教授布拉德肖说：“所有物理学都印在了发射线上。” “我们的想法是了解这些微小结构是如何被加热的，并希望能说明日冕本身是如何被加热的。这可能是一种在整个太阳大气中普遍存在的机制。”

这些图像显示了热点光谱，其中的线因热效应和多普勒效应而变宽，不仅表明了纳米耀斑中涉及的元素，还表明了它们的温度和速度。在热点，他们发现重新连接的含有硅离子的喷流以每秒 100 公里的速度向（蓝移）和远离（红移）观察者 (IRIS) 移动。较轻的氧离子未检测到多普勒频移。

研究人员研究了该机制的两个组成部分：能量如何从磁场中释放出来，以及它如何实际加热等离子体。 Bradshaw 说，过渡区域只有大约 10,000 华氏度，但太阳表面的对流会影响环，扭曲和编织构成它们的细磁股，并为最终加热等离子体的磁场增加能量。 “IRIS 的观察结果表明，这个过程正在发生，我们有理由确信，第一部分的至少一个答案是通过磁重联，其中喷流是一个关键特征，”他说。

在这个过程中，等离子股的磁场在编织位点断裂并重新连接成较低的能量状态，释放存储的磁能。在这种情况下，等离子体变得过热。但直到现在，等离子体如何被释放的磁能加热仍然是一个谜。 “我们观察了这些小环结构中发生重新连接的区域，并测量了离子的发射线，主要是硅和氧，”他说。 “我们发现硅离子的谱线比氧宽得多。”

这表明硅离子优先加热。 “我们需要解释它，”布拉德肖说。 “我们进行了一番观察和思考，结果发现存在一种称为离子回旋加速器加热的动力学过程，它有利于加热重离子而不是轻离子。”他说离子回旋波是在重新连接点产生的。较重的离子携带的波更容易受到不稳定的影响，这种不稳定会导致波“破裂”并产生湍流，从而使离子散射并激发离子。这拓宽了它们的光谱线，超出了仅从等离子体的局部温度所预期的范围。在较轻离子的情况下，剩余的能量可能不足以加热它们。 “否则，它们不会超过触发不稳定性所需的临界速度，这对于较轻的离子来说更快，”他说。

“在太阳风中，较重的离子比较轻的离子要热得多，”布拉德肖说。 “这是明确衡量的。我们的研究首次表明，这也是过渡区域的特性，因此由于我们已经确定的机制（包括加热日冕）可能会在整个大气中持续存在，特别是因为太阳风是日冕的表现扩展到行星际空间。”

Bahauddin 说，下一个问题是，这种现象是否在整个太阳范围内以相同的速度发生。 “很可能答案是否定的，”他说。 “那么问题是，它们对日冕加热问题有多大贡献？它们能否为高层大气提供足够的能量，使其能够维持数百万度的日冕？