等離子體波改變太陽成分

中國原子能科學研究院 周書華 編譯自 Michael Hahn. Physics，May 22，2024

本文選自《物理》2024年第7期

2024年4月8日，日全食期間在美國達拉斯拍攝的日冕照片

日冕是由熾熱而稀薄的等離子體構成的光暈，圍繞着太陽向外延伸，通常被太陽表面或光球層的強光所掩蓋，但在日蝕期間可見。日冕中的化學元素含量與太陽其他部分不同。意大利國家天體物理研究所(INAF)的Mariarita Murabito及其同事進行的測量表明，這種差異是因爲等離子體波將太陽低層大氣中易電離的元素拖入日冕造成的。

太陽物理學家對日冕感興趣，部分原因是日冕產生太陽風(熱氣流)。太陽風引起的最明顯的現象是當其粒子被困在地球磁場中，與大氣相撞產生的極光。太陽物理中的一個重要問題是確定哪種日冕結構產生太陽風，以及太陽條件如何影響這種熱氣體流出的特性。一旦太陽風離開太陽，這種成分就不會改變。可以通過航天器對太陽風進行採樣，其元素丰度可以與從光譜學推斷的日冕丰度進行比較。

日冕中的元素丰度與光球層中的元素丰度之差別取決於每種元素的第一電離勢(FIP)，即從中性原子中除去單個外層電子所需的能量。測量表明，FIP低於10 eV的元素(如硅、鎂和鐵)在日冕中的丰度比在光球層中大幾倍。相反，FIP高於10 eV的元素(如氧、氖和氬)在日冕和光球層中的丰度相似。這種現象被稱作FIP效應。在太陽磁場形成閉環的區域，如太陽赤道附近可觀察到這種效應，在磁場開放的地方，如延伸到太空的很遠處，比如兩極，FIP效應相對較弱或不存在。此外，測量發現，慢速太陽風傾向於顯示出FIP效應，而快速太陽風則不顯示。這些觀測表明，慢速的太陽風來自赤道區，而快速的太陽風往往來自兩極。

日冕中的物質是由光球層提供的，因此兩者在成分上的差異令人費解。FIP效應的閾值10 eV與受激氫原子發射的輻射能量相匹配的現象成爲解決這個難題的線索。在色球層(光球層和日冕之間的薄層)中，低FIP元素可以被這種輻射電離，而高FIP元素則不能。這表明在色球層中有某種過程，把低FIP元素的離子推入日冕，而留下高FIP的中性原子。

Murabito和他的同事研究了引起這種過程的一個主要解釋，即所謂的阿爾芬(Alfvén)波。它是等離子體中的低頻電磁波，沿着等離子的磁場傳播，使流體和磁場一起運動。阿爾芬波的不均勻電場對帶電粒子施加一種力，稱爲有質動力，它與真空中電磁波施加的輻射壓力有關。

在日冕中，阿爾芬波沿着一個封閉的磁環移動，在磁環進入光球層的兩個腳點之間來回反彈，並在環的兩側與色球層發生碰撞。在腳點，波對等離子體中的離子施加強烈的有質動力，把它們拖入日冕。相比之下，在開放磁力線上移動的阿爾芬波遠離太陽，不會產生很強的有質動力，因此沒有FIP效應。計算表明，這種現象可以定量地再現日冕中觀測到的元素丰度。

爲驗證這一解釋，Murabito等結合了兩套數據：由Hinode衛星上的極紫外成像光譜儀對日冕中FIP效應的測量，以及由新墨西哥州Dunn太陽望遠鏡上的干涉二維光譜儀對色球層阿爾芬波的測量。他們對太陽活動區——太陽黑子上方的日冕和色球層進行了研究。在活動區的一側，Murabito等發現了明顯的FIP效應和強烈的阿爾芬波，其中一些波向着色球層往內移動。在另一邊，只看到可以忽略不計的FIP效應和微弱的阿爾芬波，正在遠離太陽。這些發現都與FIP效應的有質動力解釋一致，研究人員進行的附加的定量比較和數值模擬支持這一結論。

關於FIP效應的理論將爲了解太陽和其他恆星提供新的可能。如果已知的FIP效應是由阿爾芬波有質動力引起的，就有可能推斷出更多關於太陽風的源頭的磁性結構和阿爾芬波的更多細節。在其他恆星中也觀察到了FIP效應，因此，瞭解其機制可以深入瞭解這些恆星的色球層和日冕的結構。

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