【汉语拼音】yaoban
【中文词条】耀斑
【外文词条】solar flares
【作者】宋慕陶尤建圻
太阳大气(很可能在色球－日冕过渡层)中一种不稳定过程﹐在短暂的时间(约10
～10
秒)内释放大量能量(10
～10
尔格)﹐引起局部区域瞬 奔尤群透髦值绱欧浜土Ｗ臃?质子﹑电子﹑中子等)的突然增强。最初是指用单色光观测到的色球的Hα单色辐射突然增强现象﹐因此又称色球爆发。图1
耀斑的光学现象 除少数例外﹐在白光中并不能观测到耀斑。在可见光波段﹐耀斑的辐射增强主要是在某些谱线上﹐其中以氢的Hα线和电离钙的H﹑K线最为突出。大多数耀斑的光学数据是用一个透过波带位于Hα中心的窄带滤光器(
λ≒0.5埃)得到的。耀斑多半是原有的某些谱斑区在几秒到几分钟的时间内突然增亮。色球耀斑中最亮区的Hα线宽度和强度快速增加的阶段称为闪光相﹐许多高能过程常在这时发生。有的耀斑中会出现一些特别明亮的耀斑核﹐其直径为3﹐000～6﹐000公里﹐在太阳硬X射线爆发前约20～30秒开始增亮﹐而在硬X射线爆发开始后20～25秒亮度达到极大值﹐持续时间比X射线爆发长二倍。耀斑核是在高能电子穿透色球时产生的。
一般把增亮面积超过3亿平方公里的称为耀斑﹐不到3亿平方公里的称为亚耀斑。耀斑分为四级﹐分别以1﹑2﹑3﹑4表示﹐在耀斑级别后加f﹑n﹑b分别表示该耀斑在H
线中极大亮度是弱的﹐普通的﹐还是强的。所以最大最亮的耀斑是4b﹐最小最暗的是1f。一年中大耀斑出现的频数随其在11年周期中的位置和活动周大小有很大不同。在1957～1958年太阳活动极大年时﹐一年中出现的超过3级的大耀斑有20～30个。而在上个极大年仅7～8个。
耀斑亮区在日面上有膨胀﹑缓慢漂移的现象﹐最常见的是暗条两侧产生的两条亮带以每秒约10公里的速度向外膨胀。耀斑往往产生于纵向磁场中性线(见磁合并)两侧。并且总是产生在活动区磁场结构复杂且快速变化的区域﹐特别是在磁场极性相反的区域。
耀斑辐射的主要形式是发射线﹐而连续辐射是罕见的。在3400～6600埃波段内中等强度以上的耀斑谱线约为90条。虽然日面耀斑亮度相差很大﹐但是它的光谱特性却不因亮度不同而产生重大差异。耀斑光谱的特点如下﹕依一定时间顺序出现发射线或吸收线﹕先是低项的几条巴耳末线和CaⅡ的H﹑K线线心强度增加﹐同时原宁静日面上看不见的氦D
线呈现为吸收线。接著巴耳末线翼加宽﹐并可见到高项巴耳末线和金属线的发射线﹐D线吸收减弱。然后巴耳末线强度继续增加﹐线翼进一步加宽﹐D线转变为发射线。通常日面耀斑的氢巴耳末线非常宽﹐金属线很窄。耀斑光谱的另一特点是耀斑发射线形状不对称。谱线中心位置不变﹐一翼变强﹐一翼变弱。通常在耀斑一开始时蓝翼较强﹐几分钟之后蓝翼减弱﹐红翼变得较强。日面耀斑的电子密度一般为每立方厘米10
个﹐边缘耀斑的电子密度有随高度增加而下 档那魇譬o其数值比日面耀斑要小一个量级。从氢线得出的电子温度为7﹐000～10﹐000K﹐而从中性氦线得出的温度则为15﹐000～20﹐000K﹐分析远紫外谱线得出的温度可达24﹐000～1﹐000﹐000K﹐这是过渡层的温度值﹐与耀斑的高温部分相对应。光谱分析推算出的耀斑色球部分几何厚度仅10～250公里﹐和横向尺度相比﹐显出色球耀斑应是一个薄壳结构。
关于色球耀斑形成的机理﹐目前大都认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应。耀斑爆发后能量以热传导﹑高能粒子流或力学方式(物质下沉﹑激波)向下传递给色球﹐导致各种色球耀斑现象。与耀斑有关的色球﹑日冕中的光学现象很多﹐主要有﹕耀斑前暗条激活﹑耀斑波(莫尔顿波)﹑冲浪﹑喷焰﹑爆发日珥和环状日珥等。
耀斑的X射线﹑远紫外线和射电辐射现象 随著射电天文学和航天技术的发展﹐观测耀斑的范围扩展到射电﹑紫外线﹑X射线﹑γ射线等波段﹐与耀斑有关的各种电磁辐射的爆发都产生在日冕或日冕-色球过渡层里﹐温度高达10
～10
K﹐常称为耀斑的高温部分。而耀斑的色球光学现象产生在色球或光球上层﹐温度较低﹐称为耀斑的低温部分。
太阳X射线爆发和紫外线爆发 太阳的软X射线爆发是热辐射或准热辐射爆发﹐绝大部分耀斑都伴随这种热辐射爆发﹐硬X射线爆发是脉冲式的非热辐射爆发。仅少数耀斑才伴随硬X射线爆发﹐所以耀斑的基本性质是热辐射性的(见热辐射和非热辐射)﹐紫外线爆发常和硬X射线爆发﹑脉冲微波爆发一起出现﹐时间轮廓彼此相符。这三种电磁辐射都是非热辐射性的﹐是粒子被加速到能量小于兆电子伏时在日冕和日冕-色球过渡层形成的(见太阳软X射线爆发﹑太阳远紫外线爆发)。
射电爆发 分为脉冲微波爆发﹑Ⅳ型爆发﹑Ⅱ型爆发﹑Ⅲ型爆发(见太阳射电爆发)。Ⅳ型爆发常和大耀斑有关﹐Ⅱ型爆发都同质子耀斑有关。统计研究发现硬X射线爆发和微波爆发到达峰值后约两分钟才出现Ⅱ型爆发﹐这表明高能质子加速过程仅在少数耀斑中发生。Ⅲ型爆发大部分与耀斑无关﹐是另一类粒子－波交互作用过程(见等离子体天体物理学)引起的。但有的大耀斑也伴随有 笮捅ⅰ：芸赡苁签s弱Ⅲ型爆发发生在日冕高层﹐和耀斑无关﹔而强Ⅲ型爆发发生在日冕低层﹐和耀斑有关。
粒子辐射 太阳高能粒子分为两类﹕第一类是持久性粒子辐射﹐与某种活动区经过日面有关。活动区从日面东边缘出现后的第二天起﹐直至转出西边缘后40°都辐射粒子。这种质子流是低能的(≒1兆电子伏)﹐第二类是与耀斑有关的偶发性粒子事件﹐分为延迟事件和即刻事件﹔后者很明显地与耀斑有关﹐它又分为质子﹑电子和中子事件(见太阳质子事件﹑太阳电子事件)。质子和电子 录且叩牧Ｗ蛹铀俟讨胁末o而中子则联系到耀斑的核反应。
耀斑中的核反应﹑中子和γ射线 产生核反应需要高能粒子(能量E>1兆电子伏)轰击原子核﹐所以这种现象和白光耀斑一样是非常稀罕的。许多人试图直接探测太阳中子但都没有成功。从大耀斑发生后测得的质子总流中估计中子通量为每平方厘米每秒10～70个。耀斑中的核反应如下﹕高能质子同氢﹑氦﹑碳﹑氮﹑氧作用产生中子﹐其中大部分逃逸﹐一部分为质子俘获产生氘核和2.23兆电子伏的γ射线谱线。高能质子同
N或α 粒子同
C作用产生正电子﹐一部分正电子缓慢降落在光球里同电子作用产生 0.511兆电子伏的γ射线谱线。高能质子或α 粒子同含量丰富的元素作用产生激发态的同位素﹐这种激发态核回到基态就发出γ射线谱线﹐如4.43兆电子伏(C)和6.14兆电子伏(
O)的谱线。这四条γ射线谱线已在1972年8 ?日大耀斑发生时观测到﹐从而间接证明了中子和核反应的存在。
耀斑的地球物理效应是多种多样的(见日地关系)﹐主要有软X射线爆发引起的突然电离层骚扰和太阳耀斑地磁效应﹐耀斑波引起的行星际激波(见日地间激波和磁流间断)﹐行星际激波引起的急始磁暴﹐粒子流引起的磁暴﹑极盖吸收效应﹑极光等。
耀斑的理论模型要说明﹕耀斑的能源﹑能量储存﹑能量在短时间(10分钟)内释放(触发机制)﹑能量引起各种热的和非热的现象。耀斑理论按磁场是起积极的或消极的作用而分为两类。前者有佩茨切克﹑斯特罗克﹑瑟罗瓦茨基等的中性片(即电流片)模型(图3
参考书目
Z.
vestka﹐ Solar flares﹐D.Reidel Publ.Co.﹐Dordrecht﹐Holland﹐1976.