我实验室太阳爆发活动研究团队最新研究成果挑战传统太阳光球磁浮现理论

　　近日，太阳爆发活动研究团队段爱英副教授发表在天体物理国际期刊The Astrophysical Journal Letters上的一项新研究发现在太阳活动区磁通量增长期间，太阳光球磁场非常接近于无力状态，这对经典的太阳活动区形成理论——磁浮现的物理过程提出了挑战。该工作作为亮点研究被HMI Science Nuggets收录。

　　空间天气起源于强烈的太阳爆发活动，而太阳爆发则源于太阳活动区。活动区通常包含磁极性相反的一对太阳黑子，是由太阳内部发电机过程产生的环向（即东西方向）通量穿过太阳表面（即光球层），浮现到太阳大气中形成的。在磁浮现的经典理论图像中，太阳内部的磁流管在对流区受到磁浮力作用，不断上升，当到达对流层顶部（即光球面）时，磁浮力减弱，不足以支撑磁流管继续向上运动。随着下层磁流管不断上浮，在对流层顶部就会出现磁通量和等离子体的堆积，造成此区域的等离子体密度不断增大，直至产生磁流体的瑞利-泰勒不稳定性（又称为磁浮力不稳定性）。随着不稳定性的发生，横向磁力线发生形变，重的等离子体物质就会沿着磁力线下沉，而“卸下重担”的磁流管此时就能突破光球层，上浮到太阳大气中。

　　因此，洛伦兹力在触发磁浮力不稳定性过程中起着关键作用：只用当向上的洛伦兹力足够强，才能支撑足够多的物质，以产生足够大的密度差，触发不稳定性。所以根据理论，在磁浮现过程中，洛伦兹力应该具有较大的数值（至少与磁压力同等量级）。为了定量描述光球磁场的洛伦兹力大小，我们用（fx, fy, fz）表示洛伦兹力的归一化度量，由洛伦兹力三个分量比上总磁压力得到；同时，我们还可以计算有洛伦兹力产生的力矩，也用归一化度量（tx, ty, tz）表示，由洛伦兹力的分力矩比上总磁压力力矩计算而得。如果磁浮现理论正确的话，这些归一化参数的值应该接近1。图1（后两列）显示了两个典型的太阳磁浮现理论模拟结果，可以看出磁通量快速增长期间，（fx, fy, fz）和（tx, ty, tz）都接近1。

　　为了考察实际磁浮现过程中洛伦兹力的大小，我们统计了2010到2019年期间、太阳动力学卫星（SDO）观测的51个具有明显磁浮现的活动区的洛伦兹力和力矩的演化。图1（前两列）展示了两个典型的磁浮现活动区（AR 11158和AR 12673）的结果，可以发现他们与理论结果有显著差异：观测得到的（f_x, f_y, f_z）和（t_x, t_y, t_z）在整个磁浮现的过程中都保持在0.1附近，即相比于磁压力而言，洛伦兹力可以忽略，说明磁场非常接近无力场状态！这明显不同于理论上的极度非无力的状态。

　　图2展示了我们的统计结果，包括所有磁浮现事件（基于一共3536张矢量磁图的数据）的归一化洛伦兹力度量的柱状分布图，可以看出所有数值都在0.1左右，说明磁场接近无力场。进一步的研究表明，这些参数的大小与活动区磁通量的多少、浮现的快慢、磁场非势性的强弱都不相关，只与活动区的观测位置相关。观测位置越靠近日面中心（即观测精度越高），所得到的力和力矩都越小。由此可推断，实际的值应该比统计的结果还要小，意味着磁浮现过程的磁场将更接近无力场。

　　因此，这一观测事实与理论预测不一致，给进一步发展与改进现有的磁浮现理论和相关数值模型提出了重要的约束。

图1. 对磁浮现活动区的观测和模拟对比。从上到下分别为：总磁通量、磁浮现率、归一化的洛伦兹力和力矩。左边两图分别为：对活动区AR 11158和AR 12673的观测结果，图中同时给出了从HMI cgem.Lorentz数据库中获得的洛伦兹力数据（ε_x, ε_y, ε_z），与计算结果作对比。右边两图为Toriumi & Takasao (2017)以及Syntelis et al. (2017)的模拟结果，分别展示了三个不同光球高度(z₀, z₁, z₂) = (0.1, 0.3, 0.4) Mm处的结果。

图2. 所有磁浮现事件（总共有3536个磁矢量数据点）归一化后的洛伦兹力（f_x, f_y, f_z）（上图）和洛伦兹力矩（t_x, t_y, t_z）（下图）的柱状分布图。

文章：Duan, A. Y., Jiang, C. W., Toriumi, S., & Syntelis, P. (2020), On the Lorentz Force and Torque of Solar Photospheric Emerging Magnetic Fields, ApJL, 896, L9.

HMI Science Nuggets网址：http://hmi.stanford.edu/hminuggets/?p=3306