太阳耀斑

出处：按学科分类—自然科学总论 北京出版社《现代科技综述大辞典上》第492页（4078字）

又称耀斑爆发，是太阳大气中最激烈的一种活动现象。

由于某种不稳定过程，触发局部区域中的等离子体物质，在100～1000s的短时间内，突然释放出高达10²⁸～10³³erg的巨额能量，从而使物质粒子加速，并引发电磁波谱各个波段——从射电波、可见光到X射线、γ射线的辐射急剧增强，有时还可能伴随物质的抛射。这些粒子和电磁波的增强辐射会强烈影响日地间的空间环境，甚至会引发起诸如极光、磁暴、电离层骚扰、质子事件、气象变化等一系列的地球物理效应，还可能进而影响人类的活动。

耀斑最初是1859年9月1日由卡林顿(R．Carrington)和霍格森(R．Hodgson)发现的。那是一个用肉眼就能在日面背景上看到的突然闪亮的光片，而且还是一个罕见的白光大耀斑，它在可见光波段发出强烈的连续谱辐射。

一般来说，在可见光波段耀斑只有相应于色球层辐射的发射线光谱。因此，长期以来，耀斑也一直被认为仅是一种色球层中的现象，而被称为是色球耀斑或色球爆发。60年代之前，耀斑观测主要就是用的氢的H₂(λ6563×10^－10m)和Ca Ⅱ的H线、K线等几条谱线进行的。因而关于耀斑的尺度、形态、寿命、强度等的特征，也主要是根据色球观测资料总结或推断出来的。

在此基础上，1966年国际天文学联合会(IAU)采用了一种两参数的耀斑级别分类法，其中一个是面积的大小，另一个则是亮度的强弱。这种分类法一直沿用至今，但它只是表观性的，未能反映耀斑深刻的、真实的物理本质。

20世纪60～70年代，美国专门用于太阳观测的系列卫星轨道太阳天文台(OSO)以及天空实验室(Skylab)和国际日地探索者－3(IEEE－3)等探测器相继上天，携带了多种仪器设备对太阳活动进行了广泛的观测研究。观测的主要特点是波段扩展到了紫外、X射线等高能部分，还有高能粒子辐射的观测。

而高能辐射原先在地面基地上由于大气的阻挡是无法观测到的。1972年，OSO－7卫星的观测发现，某些耀斑还有能量极高的γ射线辐射。对耀斑的观测研究从此进入了全波段的新时代，一系列新的发现使人们对耀斑的认识有了极大的改观。

耀斑不再被简单地认为是一种色球现象，它也是日冕中的一种不稳定过程。

耀斑的基本结构是一种拱桥状的环带或环系。关于耀斑环(Loop)的概念，最早在1964年由A．Bruzek提出来的。

耀斑环的根足部位于色球层中磁场极性不同的两个区域，而顶部则耸入日冕区内。耀斑环的上部温度较高，可达10⁷K，称为高温部分，它发射出X射线等高能辐射和射电波；下部温度较低，只有10⁴K量级，称为低温部分，相应于色球耀斑，可见光辐射就是由这一部分发出的。

低温部分与高温部分有着密切的联系，但物理特性却明显不同。原先的IAU的耀斑级别分类法，主要只是反映了色球耀斑的特征。作为修改和补充，70年代又提出了X射线的和微波辐射的分类方法。

70年代末期，帕拉西维尼(R．Pallacivini)等提出，根据环系的不同，耀斑可以分为显然不同的两类，一类是单环耀斑，它们在色球Hα谱线中发亮的形态较为简单，其上空只有一个或少数几个环带。

环带在耀斑之前就已存在，在爆发过程中又是稳定的，因而被称为是静态耀斑。另一类是双带耀斑，它们在色球中的形态是两条大致平行于磁场中性线的亮带，分别位于中性线的两侧。耀斑双带只是整个耀斑体中很小的一部分，它们被一个复杂的环弧体系联结着，在耀斑过程中，环系缓慢地向日冕扩张，形成最具特征性的所谓耀斑后环；相应地，双带的位置也逐渐偏离中性线而向两侧位移。

这类耀斑又叫做动态耀斑。

研究者们也开始认识到耀斑与磁场有着密切的联系。1938年，沃尔特米欧(W．Waldmieer)等就已发现，在一个活动区的同一位置上，耀斑往往会重复地出现，而且与先前出现过的耀斑在形态上极为相似。60年代以来磁像仪的观测发现，原来耀斑的轮廓形态乃是由磁场位形决定的。磁场被冻结在太阳大气的等离子体物质中，并且随着物质的运动而渐趋复杂。当磁力线被高度扭曲、磁场发生剪切和挤压时，就有可能在中性线附近出现耀斑爆发。随后，磁力线松弛，磁场又往往会恢复到原先的位形。

Skylab的X射线观测还发现，日面上相距较远的不同的活动区还常常被一些大尺度的日冕磁环联结着。这些磁环的位形正显示了磁场的位形；同时也为日冕等离子体物质的种种扰动提供了行进和传播的通道，而使不同的活动区中可能会大致同时地出现耀斑事件。

这就是1951年理查德森(R．Richardson)早已注意到的共振耀斑或和应耀斑。这表明，耀斑事件的触发也与磁场有着密切的关系。

在太阳活动第21周(1976～1986)的峰年期间，国际上制定了一个“太阳极大年(SMY)”的计划，主要就耀斑的3个基本问题——)能量的储存、释放及其在行星际空间传播——进行世界性的联合观测研究。

这期间，许多国家动用了空间和地面的各种太阳观测设备，特别是日本专门发射了“火鸟(Hinotory)”、美国则发射了“太阳极大年使节(SMM)”等卫星，在各个波段和能段(主要还是X射线和高能粒子等高能部分)上进行了全面的观测研究。

1980～1982年期间，SMM还发现了耀斑的中子辐射。与70年代相比，这些观测的空间分辨率大有提高，达到几十甚至几个角秒；时间分辨率也达到几十甚至几毫秒的量级。

21周峰年期的观测使人们对于环弧结构的建立、初始能量释放(触发)的位置、粒子的加速及其传播过程、磁重联和电流环系在耀斑过程中的重要作用等问题的认识都上升到了一个新的台阶。从而已能勾勒出一幅较为简明的耀斑图象了。

目前一般认为，耀斑过程可以分为预相、闪光(爆发)相和主(渐变)相3个阶段。耀斑的能量来源于磁能，通过磁对消和磁重联的过程突然释放出来。由于某种其机制尚未明了的扰动触发磁环中的某处(一般在上部，但也有例外)，形成一个超高温(10⁷K)的耀斑核心。核心处的等离子体物质受到脉冲式的加速，然后沿着磁环两侧向下轰击，与磁环中各不同高度上的环境等离子体相互作用，激发起各种波长的射电波、XUV和X射线等辐射，而在环足处又形成色球的H_α光学耀斑。

耀斑现象是一种极其复杂的综合性事件。为了解释耀斑现象，研究者们已提出了许许多多的理论模型。

这些模型都和磁场的作用有关，但可以大致按磁场是起着主动的还是被动的作用而分为两类，不过迄今还没有哪一个能够全面地说明耀斑的所有特征。

自1986年以来的太阳活动第22周期间，许多国家又制订了不少峰年期的观测计划，例如国际性的“耀斑－22周(Fiare22)”、美国的“Max91”等。

进一步用空间卫星(特别是日本发射了专门的“阳光－A(Solar－A)”与地面的各种设备在各个波段和能段上进行世界性的或区域性的联测，对耀斑的几个基本问题继续进行广泛而深入的探索。与21周相比，观测的空间分辨率和时间分辨率更有提高。

现今，各国研究者正在深入地分析研究这些资料，对耀斑的许多认识已更有深化，但也发现了不少具有挑战性的新现象。而且总的说来，现今对耀斑的理论认识还远跟不上观测资料的爆炸或增长。

近年来，出现了“比较耀斑研究”的观念。观测表明，对于同一耀斑事件，虽然各个波段上的辐射都有着共同的特征，但从细节上看来，却没有哪两个波段是完全相同的，因此，只有进行全波段的观测和分析比较，才可能对耀斑有全面的了解，此外，对耀斑的研究已深入到相当细致的微过程了，因而，今后主要的方向将是全波段的高空间(≤1″)、高时间(～1ms)和高频谱、高能谱分辨率的观测研究。目前许多国家都已在积极筹划建造更加大型、更高性能的太阳仪器设备。预期在下一个太阳活动峰年期间，对耀斑的认识将会有新的突破。

。【参考文献】：

1 Smith H J,et al. Solar Flares. Macmillan,New York,1964

2 Bruzek A. in W N Hess. AAS-NASA Symp

3 Svestka Z. Solar Flares. D. Reidel Publishing Company,Dordrecht - Holland/Boston, USA ,1976

4 Pallavisini R,et al. Solar Physics, 1980,67:127

5 Sturrock P A. Solar Flares. Colo Ass Univ Press,Boulder, USA, 1980

6 Tanberg - Hanssen E, et al. The Physics of Solar Flare,1988: Cambridge Univ Press

7 章振大．太阳物理学．北京：科学出版社，1992．425～560

(紫金山天文台刘炎副研究员撰)