天文学八大未解之谜之一，北大教授给出破解新思路
编者按
2012年，Science杂志评选出了当代天文学的八大未解之谜，包括暗物质、暗能量等等。其中一条是日冕加热之谜。近日，北大田晖教授与合作者在日冕加热领域取得重要进展，相关成果也发表在Science之上。一起来了解北大教授的“解谜思路”。
该论文于2019年11月15日发表在Science杂志上，题目为Generation of Solar Spicules and Subsequent Atmospheric Heating。（点击文末阅读原文，可查阅文章）
美国Science杂志2012年选出的天文学八大未解之谜覆盖范围极广，包含暗物质、恒星爆炸的真相等，数年间，无数顶尖科学家对其进行钻研探索。这天文学八大未解之谜分别是：
暗能量是什么？
暗能量的存在是“应需而生”的，用它可以来解释宇宙的加速膨胀，但从未被观察到或测量过，也可能永远不会被直接观测到。
暗物质是什么？
暗物质是将星系物质粘合在一起的“胶水”，也从来没有被观测到过。与暗能量不同，科学家们很可能有朝一日能切实观测到这种物质。
重子哪里去了？
“重子物质”（质子和中子等）组成了恒星、行星、尘埃、气体等可见宇宙，是宇宙中除了暗物质和暗能量的组成部分。但是有超过一半的“重子物质”到现在还没有被找到。
恒星是如何爆炸的？
当恒星内部的燃料耗尽时，有时会爆炸形成超新星。但是恒星爆炸时其内部情况到底是怎样的、爆炸又是如何展开的，科学家们仍无法回答。
是什么使宇宙再电离？
自宇宙大爆炸后几亿年，宇宙中的大部分物质又被电离，并持续至今，但截至目前尚不清楚这是为什么。
各种高能宇宙射线的源头是什么？
尽管地球的大气层能帮助我们抵挡住大多数宇宙射线，但每天仍有这些射线到达地球表面。对于这些宇宙射线中能量最高的那部分，科学家们还无法就其源头达成共识。
为什么我们的太阳系如此独特？
太阳系的每一颗行星都有着独有的特征，为了解释这些不同的特征，科学家们仍在研究行星的形成过程，试图回答太阳系是如何形成的。
为什么日冕那么热？
日冕是太阳的最外层大气，但其温度远远高于太阳表面的温度。距离我们最近的这颗恒星所拥有的这层奇怪的大气仍旧是个谜。这个问题被称为日冕加热。
八大未解之谜之“太阳的日冕为什么这么热？”
近日，北大田晖教授、Tanmoy Samanta博士、陈亚杰同学等人在“日冕加热”领域取得重大进展，相关成果也发布于Science杂志。研究成果引起各方关注。那么，什么是日冕加热之谜呢？
讨论日冕加热之谜，首先应对“日冕”有所了解。
日冕是太阳的外层大气，亮度大约是太阳表面（光球）的百万分之一。平时，日冕发出的微弱光线被光球发出的光所掩盖，所以我们无法看到日冕。当日全食发生，月亮的阴影完全挡住太阳圆盘时，我们就可以看到围绕着月亮阴影的光圈，这光圈最开始被误认为是地球大气造成的。
直到1806年6月16日的日全食，西班牙天文学家何塞·华金·费雷尔发现光圈并不是地球大气带来的，而是来自太阳大气，并把它冠以拉丁文中的“皇冠”一词，也就是我们现在常说的“日冕”。
图1 2017年日全食期间，北京大学拍摄的日冕红线图像与云南天文台拍摄的日冕绿线图像、美国SDO卫星拍摄的日面图像拼接而成的日冕图像（Chen, Tian, Su, et al. 2018, ApJ）
19世纪中叶，人们通过对日全食的观测发现日冕当中存在着一条亮绿色的谱线。由于找不到地球上的相关元素与之对应，人们便猜测这条谱线源于一种未知的元素，并在1887年将它命名为“冕元素”。
到了上世纪三四十年代，天文学家们确认这条谱线源自13次电离的铁离子，而非所谓的新元素。然而，这一铁的高价离子通常只能在超过百万度的环境下才会存在。它的存在表明，日冕的温度高达百万度的量级，远远超过光球约5770度的温度。而根据热力学第二定律，如果日冕的热量是太阳内部经由光球往外传来的，离太阳核心越远温度应该越低，那么它的温度应低于光球，事实却与这恰恰相反。
如此高温的日冕是如何产生和维持的？这就是日冕加热的问题，它是太阳物理和空间物理领域长期以来未能解决的难题之一，并于2012年和暗物质、暗能量等一起被Science杂志选为当代天文学的八大未解之谜之一。
日冕加热问题困扰学界已久。北京大学田晖教授及其合作者长期从事日冕加热的相关研究工作。近年来，基于对高分辨率太阳观测数据的详细分析，他们发现，太阳低层大气里小尺度的普遍性喷流可能在日冕和太阳风的物质和能量供应中起到了非常重要的作用。
这些普遍性喷流中，最典型的当属位于光球和日冕之间的所谓针状物(Spicules)。这些针状物的直径通常只有200千米左右（太阳半径约70万千米），它们就像喷泉一样间歇性地从太阳表面往外喷射到日冕中。
经估计，太阳表面上时时刻刻都存在着约百万个针状物，其产生和传输过程很可能是理解日冕加热的关键。
为理解针状物的产生机制，许多太阳物理学者根据自己的认识，提出了众多包含不同物理过程的理论模型。实际上，由于过去望远镜分辨率和灵敏度的限制，人们一直没有观测到针状物的详细产生过程，缺少直接观测证据，也就无法判定模型的对错。因此，对于针状物的产生机制，目前太阳物理界仍莫衷一是。
图2 大熊湖天文台古迪太阳望远镜用Hα谱线观测的针状物（细长的暗结构）
图3 大熊湖天文台的古迪太阳望远镜(曹文达教授和Philippe Henarejos提供)
为探寻日冕加热之谜需进行成功的太阳观测，而太阳观测离不开精密的强大观测仪器。
大熊湖天文台新一代古迪太阳望远镜 (GST)（Cao et al. 2010）口径1.6米，是目前世界上正在运营的最大口径的太阳望远镜 (图3)，其得天独厚的观测台址和强大的观测仪器设备，为攻克该项极具挑战的研究课题提供了可能。
在国家自然科学基金和中科院国家天文台太阳物理TAP项目等的支持下，田晖课题组与大熊湖天文台通力合作，利用GST对太阳宁静区（除去黑子及其周围谱斑以外的区域）针状物的产生机制和加热过程进行了成功的观测（图4），发现了磁活动与针状物间紧密联系。
图4 GST望远镜和SDO卫星对太阳大气不同层次的协同观测结果。由下往上分别为：光球磁场、光球辐射、色球辐射、日冕辐射 (Samanta, Tian, Yurchyshyn et al. 2019)
在与大熊湖天文台的顺利合作下，课题组利用氢原子Hα谱线，对针状物进行了高时间（约3.5秒）和高空间分辨率（约45千米）的成像观测研究。在详细分析数据后，课题组发现，不同极性磁场结构之间的相互作用与针状物的产生紧密相关。
这些针状物通常产生于太阳上一种对流单元边界处的强磁场区域（称为网络组织）附近（图5）。当网络组织附近出现相反极性的小尺度弱磁场结构时，通常便会产生针状物。
一些相反极性的磁场结构在与网络磁场靠近的过程中逐渐变小并最终消失，在此过程中观测到伴随的针状物活动。
图5 针状物与磁场演化之间的关系。左图为Hα谱线观测的针状物（细长的暗结构）。右图展示了针状物由相反极性磁场结构之间的相互作用所产生，蓝色和红色代表视向磁场分量的不同极性（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）
这些观测结果为磁重联驱动针状物的观点提供了迄今为止最强有力的支持，它表明至少一部分针状物是由磁重联过程所产生的。
太阳动力学天文台卫星（SDO）上搭载的大气成像望远镜（AIA）（Lemen et al. 2012）可在极紫外波段对日冕进行高灵敏度的观测。其数据显示，针状物的上端出现了微弱的百万度物质的辐射，表明针状物在传播过程中被加热到了百万度的量级（图6）。
过去对太阳边缘和日面活动区（黑子周围区域）的少数观测显示，太阳低层大气的喷流能导致局地日冕的加热（De Pontieu et al. 2011; Ji et al. 2012）。
本次对日面上最普遍的宁静区的观测表明，针状物被加热到日冕温度是一种普遍现象，研究日冕加热不能不考虑针状物的贡献。
图6 针状物被加热到日冕温度。图中黑色部分为Hα谱线观测的针状物，黄色部分为AIA 171 Å波段观测的日冕辐射。本图展示了针状物上端出现增强的日冕辐射（Samanta, Tian, Yurchyshyn, et al. 2019, Science）
这一研究将太阳低层大气中的磁活动与日冕加热直接联系起来，这得益于对太阳大气不同层次（不同温度）的协同观测。
未来几年，我国的先进天基太阳天文台（ASO-S）、欧洲的太阳环绕器（Solar Orbiter）、印度的Aditya-L1等卫星将要发射，美国的4米口径太阳望远镜DKIST也即将正式投入运营，这些大设备将在多个波段对太阳大气进行高分辨率和高灵敏度的观测，必将帮助我们进一步深入理解日冕加热与低层大气磁活动的关系。
此外，由于仪器的限制，本次磁场观测不足以用来研究一些较小针状物的产生机制。我国推进中的先进地基太阳天文台（ASO-G）具有极高的分辨率和灵敏度，如能成功立项，必将大大推动日冕加热的相关研究。
这一研究成果重新梳理了日冕加热的研究思路。过去，大家通常仅仅在日冕观测中寻找加热的蛛丝马迹，相关理论研究也基本全是探讨日冕中的物理过程。而这一成果表明， 日冕加热与太阳低层大气中的磁活动密切相关，要揭开日冕加热的神秘面纱，必须要关注能量和物质从低层大气往外传输的过程，亦即需要着眼于太阳各层大气之间的耦合。
这一研究成果也将促进日冕加热和磁重联的有关理论和数值模拟研究。太阳低层大气是部分电离的，这种环境下磁重联的特征与完全电离环境下的磁重联相比有何不同，仍需要进一步研究。此外，针状物在往外传输过程中的加热机制仍不清楚，未来需进行理论上的探讨。
作为唯一的一颗可以进行详细观测的恒星，太阳的观测对于理解恒星上发生的物理过程来说具有独一无二的参考价值。这一研究也为理解恒星冕层的高温提供了重要启示。
论文通讯作者和第一作者分别为田晖及其博士后Tanmoy Samanta。其他作者包括大熊湖天文台台长曹文达教授，北京大学博士生陈亚杰，昆明理工大学冯松教授，以及来自美国新泽西理工学院、美国宇航局马歇尔空间飞行中心、德国马普学会太阳系研究所、英国谢菲尔德大学、奥地利格拉茨大学、印度天体物理研究所的多位太阳物理学者。
该工作得到了国家自然科学基金、中国科学院国家天文台太阳物理TAP项目、中国科学院天文台站设备更新及重大仪器设备运行专项经费、中科院A类战略性先导专项、云南省应用基础研究重点项目、德国马普伙伴小组等项目的联合支持。
参考文献
[1] 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).
[2] H. Tian, E. E. DeLuca, S. R. Cranmer, et al., Science 346, 1255711 (2014).
[3] H. Ji, W. Cao, P. R. Goode, Astrophys. J. Lett. 750, L25 (2012).
[4] B. De Pontieu, S. W. McIntosh, M. Carlsson, et al., Science 331, 55 (2011).
[5] Y. Chen, H. Tian, Y. Su, et al., Astrophys. J. 856, 21 (2018).
[6] W. Cao, et al., Astronomische Nachrichten 331, 636 (2010).
[7] J. R. Lemen, et al., Sol. Phys. 275, 17 (2012).
更多科研新闻
来源：北京大学地球与空间科学学院、受访者、《科学》杂志网站
作者：陈亚杰
编辑：黄朝晖、潘宇涵、徐浩伦
排版：提拉米苏
责编：以栖