| 词条 | 磁重联 |
| 释义 | 太阳大气层中的突然爆炸，在短短几分钟内释放出相当于数十亿颗原子弹的能量。耀斑的起因是太阳磁场突发的重新排布。这些磁场从太阳表面向上拱起，可以通过在磁场束缚下的发光气体来追寻它们的踪迹。 2003年10月底11月初，科学家目睹了一场有记录以来最大的太阳耀斑(solar flare)爆发。这些带电粒子大规模地倾泻而出，即使在地球以及地球周围的空间里也显而易见——这里距离源头整整有1.5亿千米远。举例来说，突击到我们邻近空间中的粒子，它们的轰击有时会非常强大，以至于许多科学卫星和通信卫星不得不暂时关闭，少数还遭到永久性的损伤。同样，国际空间站的宇航员也面临着危险，不得不到空间站上防护相对较好的服务舱中寻求庇护。在地球上，定期航班避开了高空航线，因为在那里，飞行员可能会遇到无线电通讯方面的问题，乘客和乘务人员可能吸收到的辐射剂量令人担忧。电网也不得不严格监控电涌(surge)。尽管有了这些努力，瑞典南部的5万户居民还是短暂地失去了电力供应。 幸运的是，即使与最糟糕的太阳风暴狭路相逢，地球的磁场和大气层也可以保护地球上绝大多数的人免遭蹂躏。但是社会对科技的依赖日益加深，使得在某种程度上，几乎每个人都容易遭受攻击【参见《科学美国人》2001年4月号詹姆斯·L·伯奇所著《太空风暴的怒吼》一文。在大耀斑爆发的过程中，最大的潜在破坏来自那些高速射离太阳外层大气的物质——在空间物理学家的术语中，它们被称为“日冕物质抛射(coronal mass ejections)”。其中一些抛射事件会将巨量的电离气体送入与地球相撞的轨道中，就像2003年多次异常巨大的耀斑爆发那样。 尽管科学家一直想弄清楚是什么引起了耀斑爆发和日冕物质抛射(它总是伴随着众多耀斑出现)，但只有在大约最近十年中，观测才达到足够的水准，足以揭露出它们的纷繁复杂，阐明它们背后的物理机制。这多亏了20世纪90年代引入的一些新技术。结果证明，问题的关键在于磁力线突然的重新排布，这种现象被称为磁重联(reconnection)。 § 难以捉摸的磁场 地球上的天气，虽然复杂，但至少是由常见的过程——阳光加热、气压差异和风况变化产生的。因此，大部分人都能靠直觉感受到天气变化的原因。比如，为什么某天天气晴朗，第二天却会下雨。相反，太阳耀斑以及“空间天气(space weather)”的其他方面却与磁场和气体之间的相互影响有关。那些气体炽热得足以使自身电离，也就是说，组成气体的原子被剥去了电子。我们无法直接观察到这种相互作用，也难以形成图像思维；即便对专家来说，也是如此。这些玩意儿是如何产生太阳耀斑的？最主要的观点——磁重联可以追溯到20世纪五六十年代。不过支持它的观测证据却姗姗来迟，迟到如此之久，以致一些空间物理学家都要开始怀疑这种理论的价值了。 科学家基本都同意，耀斑所释放的能量最初一定被贮存在太阳的磁场之中。这个猜测来源于这样一个事实：耀斑都是从太阳表面那些所谓的“活跃区域”中爆发出来的，那里的太阳磁场远远强于平均水平。太阳黑子(sunspot)的存在使这些区域最容易被辨认出来。看似黑暗的斑块包含着太阳上最剧烈的磁场。在这些区域中，磁力线从表面延伸到太阳的外层大气——日冕(corona)之中，向上弯起，形成宽阔的磁拱(译注：磁拱，即磁力线弯成环形所构成的拱门状结构)，其中束缚着“炽热”的气体——我是说真正的炽热：高达几百万开尔文(kelvin，热力学温标，一开尔文等于一摄氏度，但开尔文温标的零点等于-273.15摄氏度)。这样的温度高得足以使被困的气体发射出远紫外线辐射和X射线【参见《科学美国人》2001年6月号博拉·N·德维韦迪和肯尼思·J·H·菲利普斯所著《太阳耀斑的矛盾》一文】。活动区域中偶尔爆发的耀斑就起源于这样的磁场构造，这种构造使磁拱中的气体温度被加热到异乎寻常的高——在1,000万到4,000万开尔文之间。 除了耀斑和强磁场之间的大致联系以外，这些活动的运作过程始终非常模糊。例如，天文学家渐渐地了解到，与耀斑牵扯在一起的磁拱和炽热气体，与活动区域其他位置的构造虽然看起来非常相似，但它们之间也许存在着相当大的差异。近14年前，这种差异的第一个标志在日本阳光号(Yohkoh)卫星所做的测量中崭露头角。阳光号所拍摄的太阳耀斑照片，探测波长可以延伸到中高能X射线的范围，这使它成为了第一艘有能力看到超炽热气体的空间探测器。在它观测的一些事件中，磁拱的顶部出现了一个奇怪的尖角，尖顶式外形就像哥特式拱门(Gothic arch)一样，而通常的磁拱顶部是圆弧形的。 在检查阳光号拍摄的照片时，当年日本东京大学的一位研究生增田智(Satoshi Masuda)发现，1992年出现的一个耀斑的尖顶区域，发出了一团异常巨大的、能量较高(波长较短)的X射线。他推断，源头是一团异常炽热的气体(温度约为1亿开尔文)，这样才会在波长较短的X射线波段中明亮地发光。或者，某些东西可能已经将这片区域中的电子加速到极快的程度，当它们撞上周围气体中的离子，突然减速时，就会发出X射线。 两种可能性中的任何一种都令人费解。如果这种气体确实那么灼热，那它是如何被限制在这么小的一个点上？假如X射线来源于被加速的电子与离子的冲撞，那为什么这些辐射会从磁拱顶部附近一个致密的源头发出，而不是刚好从气体密度最高的底部发出呢？ 为了解开这些谜题，空间物理学家需要一些测量方法，将炽热气体和被加速电子的效果区分开。而且，为了理解相应的活动是何时何地发生的，他们需要在整个X射线和伽马射线波段中，频繁地拍摄太阳辐射的照片。增田智发现那团X射线以后的近十年中，观测信息的缺乏一直阻碍着研究者，直到2002年，美国航空航天局(NASA)发射了拉马第高能太阳分光镜成像探测器(Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager，简称RHESSI)，现在它已经在某些耀斑中拍到了尖顶区域的精细图像。通过这些观测，RHESSI提供了令人信服，而且是确凿无疑的决定性证据。它证实了磁重联就是产生耀斑和日冕物质抛射的原因。 耀斑后环即耀斑出现之后的磁拱，有时会在顶部出现一个明显的尖角。发光气体的这种几何形状，反映出这部分磁场的收缩过程。这种收缩可以引发磁重联，这正是驱动耀斑爆发所必需的。它们可以在之后的几天内，一直维持着明显的形态。 § 磁力线的交错 想要理解磁重联事件确切的发生过程，首先必须大致了解一下，不可见的磁拱如何束缚住太阳大气层中的炽热气体。把这样的气体称为“等离子体”(plasma)更为恰当，因为它主要是由相互分离的电子和质子构成，这意味着它是导电的。因此，电场可以推动这些带电粒子沿着电力线运动，产生电流。磁场也会对这样的带电粒子施加作用力，使它们绕着磁力线盘旋。 尽管电子和质子都被迫以这种方式绕着磁力线旋转，但是它们可以沿着这些磁力线的延伸方向相对自由地移动。我所说的“相对”，是指假如带电粒子朝着磁力线汇聚的方向运动，就会遭遇一种阻力。举例来说，从磁拱的顶部下降到底部的过程中，当一个粒子靠近回路的“足点”(foot point，是指磁力线会聚的地方，那里的磁场更为强烈)，它的速度就会减慢。最终，越来越强的磁场会使这个电子或质子停滞下来，再将它反推回去。这个过程就好像将网球扔向床垫。床垫中的弹簧会阻止网球的下坠，最终将它反弹上去。不过在这个例子中，网球的动能会被暂时地转移给弹簧，而太阳上的带电粒子则不同，它们并没有将自身的能量转移给磁场。相反，它们向下运动的能量被转移到盘旋运动上，增加了它们围绕磁力线旋转的频率。通过这种方式，一个磁拱的两个足点就像反射镜一样，将质子和电子来回反射。对带电粒子来说，磁拱实质上已经成为一个巨大的陷阱。 让人吃惊的是，等离子体本身也可以对束缚着它的磁场产生影响。因为作为一片带电粒子的海洋，等离子体可以容纳电流。在任何存在电压差来驱动电流的地方，电流都可以出现。在更为常见的电路中，比如在一个手电筒中，电池提供了驱动电压。在太阳上，没有类似电池的东西存在，但是磁场的变化造成了电压差，由此产生电流(这里依据的原理，与使发电机运转的原理相同)。这些电流会产生新的磁场，使事情变得更加复杂。这种效应，再加上磁场足点变换不定的移动趋势，太阳大气层中高度扭曲的磁场形成了一整套的变化模式。这些磁场蕴含着可观的磁场能量，成为太阳耀斑的能量源泉。 到此为止，我们描述的还只是一些基本的物理原理，这是科学家早已了解了几十年的东西。当有人试图确切解释，这些磁场能量如何被转变为热能、加速粒子、抛射物质的时候，问题就出现了。一种可能的解释只是简单地出于对电路的考虑：任何电路都不能仅由它所携带的电流和驱动电荷流动的电压来描述，它还与其中存在的电阻有关。举例来说，灯泡中的灯丝为流经的电流提供了电阻，将电能变成光和热消耗掉。太阳的大气层也提供了电阻，因为组成电流的带电粒子有时会相互碰撞，阻碍它们运动，使物体升温。此外，驱动电流的电压也拥有一个与之相伴的电场。如果这个电场够强大，电子和离子就会被加速到某种程度，足以脱离炽热的等离子体。高温和高能粒子，这正是太阳耀斑的组成部分。 可惜，这种简洁的解释没能很好地经受住精细的检查。因为日冕中的电阻通常相当低——低到无法解释太阳耀斑增亮时的爆发速率。而且，就算电阻较高，所需的磁场能量如何能集中在一个地方，又如何在一场突如其来的爆发中释放，仍然难以解释。研究者几十年前就得出结论：一个可以驱动简单、孤立电流的电压，无法足够迅速地加热太阳大气层，或者制造出一个足以形成耀斑的被加速的粒子流。 多年来，空间物理学家提出了各式各样更为复杂的想法：他们推测，耀斑是许多不同电流汇聚的结果，或是一大团狂暴的等离子体波动和与之相伴的随机电场的产物。如此特殊的组合也许具备产生耀斑的能力，但这些机制无法解释所有的观测数据，尤其是日冕物质抛射的倾向性：它们经常与大耀斑同时出现。一个更有发展前景的理论不仅涉及电场的动力学，还与对应的磁场有关。所以，让我更详细地描述一下磁场的物理性质好了。 磁场拥有一个与生俱来的方向。例如，在一块条形磁铁周围，磁力线会从北磁极指向南磁极。如果两个平行但方向相反的磁场在等离子体中被放置在一起，电流就会在它们之间形成，形状就像一块平板。大多数人习惯于把电流想象成一维空间，比如一根电线中流动的电荷，但在太阳上，整个大气层都是导电的，没有什么能阻止电荷在二维平面中流动。由于电阻消耗了平面中的电流，这些反向磁场中蕴含的能量就会随着时间流逝而减少。 1956年，已故的彼得·艾伦·斯威特(Peter Alan Sweet)当时还在英国伦敦大学天文台工作，他意识到，如果方向相反的磁力线确实断裂开来，再在它们之间的电流片(译注：形如一块薄片的电流)中重新结合，即重新连接起来，磁场中能量的下降就会迅速得多。结果，两个相反的磁场就会在一场能量爆发中相互抵消，就好像物质与反物质的湮灭。相邻的磁场和其中包含的等离子体就会从两侧涌入电流片。这种现象的物理过程就是：由先前断开的磁力线连接而成的新磁场，将和等离子体一起，被抛出电流片的两端。20世纪50年代末60年代初，美国芝加哥大学的尤金·N·帕克(Eugene N. Parker)研究出了描述这种过程的数学方法。这一过程现在被称为“斯威特—帕克磁重联”。 但是这样的重联还是无法完全解释耀斑爆发的具体过程，因为磁力线的重新排布进行得太慢，无法说明能量释放的惊人速率。来自美国马萨诸塞州埃弗雷特市艾弗寇—埃弗雷特研究实验室的哈里·E·佩斯奇克(Harry E. Petschek)意识到了新模型的这个缺点；1963年，他致力于这个问题的研究，并确定在特定的环境下，重联发生的速度要远远超过斯威特—帕克磁重联的速度。他所分析的这种现象，现在被称为“佩斯奇克重联”或者“快重联”。相对地，斯威特和帕克最先描述的现象就被称为“慢重联”。 |
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