1 引言
一个多世纪前人们通过观测就已经得出，太阳表面光球的温度只有5800 K左右，在黑子等强磁场附近区域甚至只有4300 K左右。但是，1869年，人们在日全食期间对日冕的观测中发现了一条奇怪的谱线5303 ?，它和当时已知的任何元素的谱线都不吻合，这是如何产生的呢？难道是一种未知的新元素吗？这条谱线的形成机制长期困扰着科学界。直到七十多年后的1941 年，Edlen将上述日冕辐射谱线解释为铁原子的13 次电离时产生的，这一解释很快得到人们普遍认可。但同时又产生了一个新的问题，要使铁原子产生13 次电离，日冕大气的温度必须拥有百万K以上的高温。进入20 世纪以来，人们利用各种手段在多波段进行观测，反复证实了高温日冕的存在。图1给出了从太阳表面向上到低日冕处的温度和密度的变化曲线，这是利用一系列的日全食期间光学观测、卫星的软X射线观测以及紫外和极紫外多波段观测综合分析给出的。从图1 中我们可以看出，从太阳光球表面向上，刚开始温度和大气密度均逐渐降低，到大约500 km高度处温度降到最低，约4500 K。随后温度开始缓慢抬升，到2000 km高度处温度上升到大约7900 K左右；然后，温度开始迅速上升，大约在高度为2400 km 处温度可上升到30 万K以上；到高度约5000 km以上，温度则达到百万K以上[1]。
图1 从太阳光球表面到日冕的温度和等离子体密度分布[1]
众所周知，太阳所释放的能量来源于太阳内部核心区的核聚变反应，能量从太阳内部产生并向外传播，按照热力学第二定律，太阳各层次的温度必然是从内部向外层逐渐降低的。然而，日冕的温度竟然比其下层的光球高2-3 个数量级，这是严重违背热力学第二定律的！如此高温的日冕是如何形成并长期维持的呢？这便是日冕反常加热之谜。
高温日冕的发现至今已经七十多年了，有关其形成之谜仍然是太阳物理乃至天体物理学中极为重要且悬而未决的一个老大难的问题。2012 年著名杂志Science 发表了由第29 届国际天文学联合会(IAU)大会期间来自世界各地的天体物理学家们通过反复比较筛选而列出的当代天文学的八大难题，日冕加热之谜为其中之一，与暗物质和暗能量等问题一起，成为当代天体物理领域面临的重大难题[2]。美国NASA网站上列出的太阳物理学中的三大难题(Big Questions)中，日冕加热机制为其中之一。由此可见这个问题的重要性，它直接关系到我们对太阳和恒星大气动力学过程的理解。
1948 年，Bierman 和Schwarzschild 分别独立地提出太阳表面附近的湍流运动产生的声波向上传播可能加热了日冕。但是，随后的大量观测均未找到相关的证据，比如，上世纪70 年代发射的OSO-8 搭载的紫外—极紫外探测器观测表明，从太阳表面向上传播的声波所携带的最大能流大约为104 erg·cm-2s-1，而理论分析表明日冕加热所需的最小能流为105.7 erg·cm-2s-1 [3]。可见，声波对日冕的加热贡献是很小的，无法对高温日冕的形成作出合理的解释。随后，人们又先后提出了许许多多的加热机制，这些机制可以分成两大类：
(1)波动加热机制。太阳光球层附近的湍流运动驱动磁力线扰动，激发各种波动沿磁力线向上传播，波动携带的能量在太阳色球和日冕中与等离子体相互作用而实现加热。其中最重要的加热波动模式有磁声波和阿尔芬波。人们通过分析太阳光球附近的扰动特征发现，它们激发的阿尔芬波确实能携带足够的能量向上传播。但是，还有一个重要问题无法解释清楚，那就是这些阿尔芬波的能量如何在太阳色球和日冕中有效耗散？我们知道，从太阳光球到色球再到日冕，等离子体的密度是迅速降低的，一个从磁场较强的高密度等离子体区传播出来的阿尔芬波，当它到达磁场较弱的稀薄等离子体区时，能量是很难耗散的。为此，人们提出了诸如相混合机制等来解决这个问题，但至今还没有令人信服的结果。
(2)磁场重联加热机制。太阳表面附近的各种对流运动带动磁力线产生剪切、汇聚、扭曲等运动，从而在太阳色球和日冕中激发各种尺度的磁场重联而释放能量、加热日冕[4]。这种机制也通常被称为纳耀斑模型，它指的是即使在太阳宁静区和宁静时间里，太阳大气中各个地方和时刻都在发生相比于耀斑爆发远小得多的磁场重联过程，每一次这样的重联过程即对应一次纳耀斑的爆发。纳耀斑活动如此得小，以至于我们目前的太阳望远镜还无法清楚地发现它们。人们从太阳活动周中的耀斑统计研究中发现，不同爆发强度的耀斑发生的频率服从幂律谱分布。理论研究表明，如果纳耀斑的分布谱指数大于2，那么由纳耀斑释放的能量就足够加热太阳色球和日冕大气。但是，人们利用长期观测数据进行统计分析发现，可观测的耀斑爆发分布中，M级耀斑的谱指数超过2，而X级、C级和B级耀斑的谱指数均小于2。如果按照C 级和B 级耀斑分布外推，更小的A级耀斑和纳耀斑分布的谱指数很可能是小于2 的，也就是说，在太阳大气中没有足够的纳耀斑加热日冕。
那么，除了上述两类加热机制外，是否还有别的可能呢？
2 观测方面的最新启发
近年来，随着新一代空间太阳望远镜先后投入运行，人们发现了一系列新的观测现象，例如拥有快速向上热流的II型针状体(type II spicule)[5，6]、极紫外龙卷风[7]和旋转磁结构[8]、从太阳光球表面到高层大气之间的精细结构通道[9]等。在这些观测现象中，都发现有从太阳表面快速上升的高温热流，热流的上升速度在日冕底部可达100 km/s以上，热流的温度达到百万K以上。人们推断，这些上升热流携带的高温物质很可能对日冕加热有重要贡献。
但是，到底是什么机制驱动这些高温物质向上流动呢？很显然，根据热力学第二定律，高温物质是不可能自发地从只有几千开的光球表面向上流动的，我们需要寻找一种新的机制来解释这种对热力学定律的破坏。
4.MGP机制
MGP机制是一种新的日冕加热机制，将它同现有的其他两类加热机制进行比较也是很有意义的。首先，MGP机制发生作用同波动机制和重联机制一样，都依赖于磁场，这是它们的共性。但是它们对磁场的依赖方式是不同的。MGP 机制中，磁场的梯度及其分布是至关重要的，热粒子的抽运效率完全取决于磁场梯度；波加热机制依赖于太阳光球表面附近的湍流运动，由湍流运动驱动磁场产生振荡，该振荡向上传播；重联加热机制依赖于太阳低层大气中各种对流运动驱动磁力线产生剪切、汇聚、扭曲等运动，从而激发磁场重联释放能量。从上面作用方式的差别中，我们不难看出，重联加热机制是间歇性的，很可能与太阳活动周期性有关；波动加热机制则直接与太阳表面附近的湍流运动关联，也与太阳活动有关联。MGP机制则是一个稳态连续的加热过程，其加热日冕所需的能源来自太阳内部，通过少量高能热粒子向上输运实现对日冕加热，而且其能量耗散方式也是连续进行的，无论是在活动区，还是在宁静区，这种加热机制都能发生作用。
由于目前人们对太阳磁场最可靠的观测还是利用谱线的Zeeman 效应来实现的，观测区域基本上仍然局限在太阳光球表面附近很小的区域中，对于色球和日冕磁场还没有可靠的观测数据。因此，目前我们还很难从直接观测中得到从太阳光球表面到日冕的磁场梯度分布，无法直接检验MGP机制在日冕加热的过程中的贡献大小。随着新一代宽带动态射电频谱日像仪的投入使用，我们将有可能利用射电频谱成像数据直接反演日冕磁场梯度及其分布，从而找到验证MGP机制在日冕加热过程中有效性的观测手段。很有可能，波动加热、磁场重联加热和MGP机制都对日冕加热有贡献，只不过在太阳大气的不同区域，或者太阳活动周的不同阶段，各种加热机制的贡献可能会有差别。尚需要我们通过从光学、紫外、极紫外到射电波段的多波段成像观测数据中反演太阳色球和日冕磁场，并利用数值模拟方法反复验证，才能下结论，还有许多工作要做。
我们知道，在天体物理环境中常常可以观测到各种各样的喷流现象，这些喷流是如何形成的呢？正如我们前面对太阳二型针状体的说明一样，利用开放场中的MGP机制，也可以对天体物理喷流现象给予一个适当的解释。另外，在磁约束等离子体中，如果在沿磁力线方向存在磁场梯度，那么MGP机制也将产生作用，将高能粒子向弱场区抽运，从而改变原有的密度空间分布，并激发新的不稳定性的发生。因此，利用MGP机制也可能帮助我们理解等离子体物理的一些过程，尚待进一步的深入研究。
参考文献
[1] Vernazza J E，Avrett E H，Loeser R. ApJS，1981，45：635
[2] Kerr R A. Science，2012，336：1099
[3] Athay G R，White O R. ApJ，1979，229：1147
[4] Parker E N. ApJ，1988，330：474
[5] De Pontieu B，McLntosh S W，Hansteen V M et al. ApJL，2009，701：1
[6] De Pontieu B，McLntosh S W，Carlsson M et al. Science，2011，331：55
[7] Zhang J，Liu Y. ApJL，2011，741：L7
[8] Wedemeter-Bohm S，Scullion E，Steiner O et al. Nature，2012，486：505
[9] Ji H S，CaoWD，Goode P R. ApJL，2012，750：25
[10] GelfreihkGB，PilyevaNA，Ryabov B I. Sol. Phys.，1997，170：253
[11] Aschwanden M J，Winebarger A，Tsiklauri D et al. ApJ，2007，659：1673
[12] Tan B L. ApJ，2014，795：140 · 171 ·
本文选自《物理》2016年第3期
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