（凝聚态物理专业论文）太阳耀斑产生高能γ射线的过程研究.pdf

摘要 太阳是距离地球最近的恒星，也是太阳系中唯一的恒星、唯一的能源基地。对于人 类来讲，太阳无疑是宇宙中最重要的天体。太阳是一颗普通的恒星，可以根据太阳的质 量、半径、光度、光谱来推算它的表面温度、内部结构、能源机制等；利用太阳的强光， 可以观测它的表面细节，测出微小的光度变异，求得一些极为重要的数据；推求黑子、 日珥、耀斑等日面活动客体的物理状态及其变化；直接感受太阳风的影响，从而获得日 冕和行星际物质的珍贵信息。太阳上的各种物理现象，直接或间接地通过辐射和介质波 以及高能粒子的运动，传输到地球周围，对它施加影响。 本文对太阳的基本结构和特性给予简单的介绍，并对太阳的在各种现象中的辐射过 程进行了概述。第二章主要介绍了辐射过程中产生高能伽玛射线的理论基础，第三章论 述了在太阳耀斑环境下产生高能) ，射线的条件，讨论了被加速的带电粒子与太阳大气周 围媒介物的核之间互相作用产生太阳耀斑的x 射线、】，射线及中子的过程；对几种产生 y 射线的机制进行了讨论和分析，包括核的退激发、中子俘获、正负电子湮灭和粒子衰 变等；对耀斑过程中的突然放射、渐进放射进行了讨论，分析了延长y 射线放射的两个 模型中的高能粒子的围困和粒子的延长加速；论文给出了可能的三个粒子加速模型并对 太阳耀斑的加速模型进行讨论：1 ) 对于质子来说，优先考虑随机加速机制；2 ) 而对于 电子，低于1 0 m e v 的电子可使用随机加速，高于1 0 m e v 的电子直流加速电场可能是更 好的选择；3 ) 某些耀斑的发生也说明了激波的二阶段加速机制。结论部分对现阶段耀 斑现象的理解进行了分析，指出，太阳耀斑期间的丫射线放射并不是大耀斑事件特有的 现象。 通过对羊八井a r g o 实验模拟数据结果分析，我们得到a r g o 实验的有效面积和 探测伽玛射线的角分辨能力，给出了如何利用该实验做出太阳耀斑观测的展望。 关键字：耀斑高能丫射线粒子加速机制 i h a b s 仃a c t t h es u ni st h en e a r e s ts t a rf r o mo u rp l a n e t , a n di st h eo n l ys t a ra n dt h eo n l ye n e r g yb a s e i nt h es o l a rs y s t e m f o rh u m a nb e i n g , t h es h i n i n gs u ni st h em o s ti m p o r t a n to b j e c t si nt h e u n i v e r s e h o w e v e r , t h es u ni st a k e n 嬲o n eo fo r d i n a r ys t a r s ，s ow ec a ng e ti t si n t e r n a l s t r u c t u r ea n dm e c h a n i s mo fe n e r g ya c c o r d i n gt ot h em a s s ，r a d i u s ，l u m i n o s i t ya n ds p e c t r a l a c c o r d i n gt ot h eg l a r eo ft h es u n , w ec a no b s e r v et h ed e t a i l so fs u n ss u r f a c e ，a n dm e a s u r et h e t i n yl u m i n o s i t yv a r i a b i l i t y , a n ds e e ks o m ei m p o r t a n ti n f o r m a t i o n s ot h a tw ec a nc a l c u l a t et h e p h y s i c a ls t a t eo ft h ea c t i v i t yo b j e c to nt h es u r f a c e ，s u c h 雒b l a c ks p o t s ，p r o m i n e n c e ，f l a r e s a c c o u n t sa n ds oo i lt h ev a r i o u ss o l a rp h e n o m e n o n , e i t h e rd i r e c t l yo ri n d i r e c t l y , t r a n s m i ta n d e m i s s i o nt oe a r t ht h r o u g ht h em e d i u mw a v er a d i a t i o na n dh i 班e n e r g yp a r t i c l e s i nt h i sp a p e r , w eg i v eab 鑫e fi n t r o d u c t i o no ft h eb a s i cs t r u c t u r eo ft h es u n , a n dt h e v a r i o u sp h e n o m e n ai nt h es o l a rr a d i a t i o n t h es e c o n dp a r ti sm a i n l yi nt h e t h e o r e t i c a l f o u n d a t i o no fh i g h - e n e r g yg a m m a - r a yt h e o r yp r o d u c e di nt h er a d i a t i o nc o u r s e i nt h et h i r d p a r t ，w eh a v ed i s c u s s e dt h ec o n d i t i o no fp r o d u c i n gt h eh i 曲- e n e r g yy - r a yu n d e rt h es o l a rf l a r e a t m o s p h e r e a n dt h ep r o c e s so fxa n d7r a d i a t i o n 笛w e l l 销n e u t r o n sp r o d u c e db yt h e i n t e r a c t i o no fa c c e l e r a t e dc h a r g e dp a r t i c l e sw i t hn u c l e io ft h ea m b i e n tm e d i u mo ft h es o l a r a t m o s p h e r ei sa l s od i s c u s s e d i nt h ef o l l o w i n g ，w eh a v ea n a l y z e dt h es e v e r a lm e c h a n i s mo f 7 - m yp r o d u c t i o n , i n c l u d i n gn u c l e a rd e - e x c i t a t i o n , n e u t r o nc a p t u r e ，p o s i t r o na n n i h i l a t i o na n d t h ed e c a yo fn e u t r a l a tt h es a m et i m e ，w eh a v ea l s oc o n s i d e r e dt h ei m p u l s i v ee m i s s i o na n d g r a d u a le m i s s i o nd u r i n gt h es o l a rf l a r e s ，a n dt h e na n a l y z e dt h et w om o d e l s ，t h et r a p p i n go f h i g h l ye n e r g e t i cp a r t i c l e sa n dt h ep r o l o n g e da c c e l e r a t i o no fp a r t i c l e s ，o fp r o l o n g e dy - r a y e m i s s i o n i nt h ef i n a l l y , t h r e ep o s s i b l ep a r t i c l ea c c e l e r a t i o nm o d e l sa r eg i v e n , a n dt h e a c c e l e r a t i o nm o d e lo fs o l a rf l a r e sa r ed i s c u s s e di nd e t a i l s t h er e s u l t ss h o wt h a t ：1 ) f o rp r o t o n , t h er a n d o ma c c e l e r a t i o nm e c h a n i s ms h o u l db ec o n s i d e r e da tf i r s t ；2 ) f o re l e c t r o n , t h er a n d o m a c c e l e r a t i o nc a nb eu s e da sio m e vb e l o w , t h ee l e c t r o n i cd i r e c ta c c e l e r a t i o nf i e l di sp r e f e r r e d a b o v eio m e v ；3 ) s o m es o l a rf l a r ea c c o u n t sf o rt h et w o - s t a g ea c c e l e r a t e dm e c h a n i s mo ft h e e x c i t e dw a v e i nt h es u m m a r y , w eg i v ead i s c u s s i o nf o rt h ep r e s e n tu n d e r s t a n d i n go ft h ef l a r e p h e n o m e n o n , a n di n d i c a t et h a t ) , - m ye m i s s i o nd u r i n gs o l a rf l a r e si sn o tau n i q u ep r o p e r t y i v c h a r a c t e r i z i n gt h el a r g e s tf l a r e se v e n t b yt h ea n a l y s i sr e s u l t so fs i m u l a t i o nd a t af r o my a n g b a j i n ga r g oe x p e r i m e n t , w eo b t a i n st h e e f f e c t i v ea r e ao fa r g oe x p e r i m e n ta n da n g u l a rr e s o l u t i o nt og a m m ar a yf r o md i f f e r e n te n e r g y ,a n da t l a s tw cg i v et h ef o r e c a s to fs o l a rf l a r eo b s e r v a t i o nw i t ht h i se x p e r i m e n t v k e yw o r d s ：s o l a rf l a r e , h i g h - e n e r g yt - r a y , p a r t i c l ea c c e l e r a t e dm e c h a n i s m 学位论文原创性声明 本人所提交的学位论文太阳耀斑产生高能丫射线的过程研究，是在导师的指导 下，独立进行研究工作所取得的原创性成果。除文中已经注明引用的内容外，本论文不 包含任何其他个人或集体已经发表或撰写过的研究成果。对本文的研究做出重要贡献的 个人和集体，均已在文中标明。 本声明的法律后果由本人承担。 论文作者( 签名) ：赳；1 锣拯 2 0 0 8 年3 月3 1 日 指导教师确认( 签名) ： 2 0 0 8 年3 月3 1 日 学位论文版权使用授权书 本学位论文作者完全了解河北师范大学有权保留并向国家有关部门或机构送交学 位论文的复印件和磁盘，允许论文被查阅和借阅。本人授权河北师范大学可以将学位论 文的全部或部分内容编入有关数据库进行检索，可以采用影印、缩印或其它复制手段保 存、汇编学位论文。 ( 保密的学位论文在年解密后适用本授权书) 论文作者( 签名) ：夕j 讥到匀 2 0 0 8 年3 月3 1 日 指导溯c 签孙协迥 2 0 0 8 年3 月3 1 日 引言 太阳是距离我们最近的，目前我们了解最多的恒星。而太阳耀斑过程是太阳剧烈活 动的重要表现形式。近年来，随着各国天文卫星的发射和使用，对太阳耀斑的空间观测 和研究已经取得了较大的进展。大多数观测事实从不同的角度进一步证实了耀斑爆发的 基本机制磁场重联模型的正确性。进一步的分析表明，3 0 k e v 以上的硬x 射线辐射大 多呈双源结构，分别位于磁中性线两侧，两源的辐射基本是同时的，通过分析边缘耀斑 的软、硬x 射线图像的空间对应关系，可以知道，除了双足源以外，软x 射线环顶也 会出现硬x 射线源，这个结果被认为是磁重联的间接证据。地面观测研究也取得了许多 进展。观测表明，在环顶h a 谱线可得到异常的加宽，这可能同高能粒子轰击有关。为 了更好的对探测结果进行合理解释和进行下一步观测，对于耀斑过程中的高能现象的理 解尤为重要。在耀斑过程中产生高能粒子的机制是什么? 对粒子又是怎么样的加速过 程? 其加速粒子的能量上限是多少? 等等问题一直在对太阳耀斑的研究中占有重要的 地位。由于在地球方向测得高能源辐射粒子数量一般随能量呈指数衰减变化，所以对于 耀斑的辐射现象来讲随着能量的增加，粒子数目骤然降低，再加上一般空间实验的持续 时间和视角受到仪器寿命和性能的限制，因此没有足够的实例证据给出确定的耀斑产生 高能尉线的过程。 进入新的世纪以后，尽管太阳物理学各个分支的侧重点将有所变化，但耀斑物理仍 是太阳研究的主要方向之一。近几年来所发射的空间卫星中多数的科学内容同耀斑有 关。可以预见随着世界上科技投入的加大和科技水平的迅速提高，最终将引发耀斑研究、 特别是关于耀斑的高能辐射研究又一个高潮。地面上，利用具有较高时间和空间分辨率 的观测来寻求对耀斑与高能辐射现象的关联的研究。值得一提的是，耀斑和日面物质抛 射( c m e ) 的因果关系也已经成为非常有趣的研究热点。这方面的争论己持续了多年，希 望在未来几年内取得定论。在理论方面，人们也在试图利用各种各样的耀斑发生高能丫 射线的理论模型和加速机制研究等课题上寻找突破点，高能粒子加速的研究可望取得较 大进展。 1太阳及太阳物理简介 太阳是距离我们地球最近的恒星，也是太阳系中唯一的恒星、唯一的能源基地。对 于人类来说，光辉的太阳无疑是宇宙中最重要的天体。万物生长靠太阳，没有太阳，地 球上就不可能有姿态万千的生命现象，当然也不会孕育出作为智能生物的人类。太阳给 人们以光明和温暖，它带来了日夜和季节的轮回，左右着地球冷暖的变化，为地球生命 提供了各种形式的能源。人类自从远古时代开始注意天象，由原始的对天文现象记录开 始最多的还是对太阳的讨论和研究。然而，由于人类自身科技水平和科学发展条件的限 制，使得我们对于宇宙，甚至对于太阳系本身的了解非常有限。在现代科技的推动下， 人类对于太阳系的了解越来越深化，尤其是近几十年来人们对宇宙和太阳系的认识有了 长足的进步。但是到目前为止，一些基本的物理问题，比如关于太阳耀斑过程中粒子加 速，以及太阳的活动规律的确切把握等基本问题仍然不能得到满意的解释。 1 1 太阳物理研究的主要内容 太阳物理学是用物理方法研究太阳的本质和演化的- 1 - j 学科，是天体物理学的一个 分支。太阳是一颗普通的恒星，可以根据太阳的质量、半径、光度、光谱来推算它的表 面温度、内部结构、能源机制等；利用太阳的强光，可以观测它的表面细节，测出微小 的光度变异，求得一些极为重要的数据：推求黑子、日珥、耀斑等日面活动客体的物理 状态及其变化；直接感受太阳风的影响，从而获得日冕和行星际物质的珍贵信息。太阳 上的各种物理现象，直接或间接地通过辐射和介质波以及高能粒子的运动传输到地球周 围，对它施加影响。如今人们要研究地球科学，就不能不考虑太阳的因素。 所以太阳物理学的研究范围比较广泛，而目前研究的热点问题主要集中在：太阳的 各种活动能源机制，太阳风和太阳磁场，太阳大气，太阳内部结构以及太阳中微子等领 域。 1 2 太阳特性和太阳结构， 太阳的直径约为1 4 x 1 0 8 m ，质量为2 x 1 0 3 0 k g ，含氢7 1 ，氦2 7 ，其它元素2 ， 平均密度为1 4 x 1 0 3 k g m 3 。 1 2 1 太阳分层结构 2 太阳的分层结构见图1 1 。从中心向外依次分为六层：核反应区，辐射区，对流区或 者称对流层，光球层，色球层和日冕。 图1 1 太阳分层结构 ( 1 ) 核反应区 其范围占太阳半径的1 4 ，质量占一半以上，是太阳的产能区，9 9 的太阳能量集 中于此。产能机制是氢聚变为氦的热核反应。核反应区的中心温度高达1 5 x 1 0 s k ，压强 2 5 x 1 0 1 6 p a ( 相当于地球表面大气压强的2 5 0 0 亿倍) ，密度1 6 x 1 0 s k m 3 。 ( 2 ) 辐射区 范围从1 4 到4 5 太阳半径。核反应区产生的能量以x 射线和t 射线的形式经由辐 射区向外传送。辐射区的物质吸收辐射再发出辐射，不断地将能量向外转移。 ( 3 ) 对流区或对流层 厚度约o 2 8 太阳半径。太阳物质在对流区急速地上下翻滚，形成湍流，以物质对 流的方式向外传送能量。对流区是不透明的，对流区以上有三层透明的太阳大气。 ( 4 ) 光球层 它是对流区的项层，厚度只有5 0 0 公里，是太阳的可见表层。太阳半径就是指此层 到太阳中心的距离。光球是我们凭肉眼看到的太阳圆面，它是太阳表面相对浓密的大气 底层，温度5 7 7 0 k ，向外传播的太阳可见光绝大部分是从这里发出的。由中心区产生的 x 射线和7 射线，在传送途中与太阳各层物质反复进行吸收、发射、再吸收、再发射的 过程，频率逐步降低，至光球层再向外辐射的能量的9 9 9 已降为0 2 。1 0 0 呻波段范围， 包含全部可见光和少量红外、紫外辐射。 ( 5 ) 色球层 这是太阳大气的中层，厚度约2 x 1 0 6 m ，物质稀疏透明，平时看不见，只有在日全 食时才能直接观察到，它包裹在全食太阳周围，仅为一层薄薄的玫瑰红色的辉光。此层 能量约为光球层辐射能量的几千分之一。 ( 6 ) 日冕 这是太阳最外层更加稀疏的大气。在日全食时可以看见它像戴在太阳上的一顶帽 子，发出银珠色的光芒，延伸出几倍太阳半径范围，形状不规则，太阳活动激烈时接近 圆形，太阳活动平静时接近椭圆形。 太阳黑子和“米粒组织一都在太阳光球层上。黑子是光球层上的巨大气流旋涡，大 多呈现近椭圆形，在明亮的光球背景反衬下显得比较暗黑，但实际上它们的温度高达 4 0 0 0 度左右，倘若能把黑子单独取出，一个大黑子便可以发出相当于满月的光芒。黑子 是光球表面因温度相对较低而显得“黑”的局部区域，经常成群出现，大小差别很大， 大的黑子比地球直径还要大。黑子是变化的，有时出现，有时消失，平均寿命约数月。 黑子多的时候是太阳活动激烈的时候。如图1 2 。 图1 2 太阳黑子图片 人类最早记录太阳黑子的是我国古代典籍，如汉书五行志中有“黑气大如钱， 居日中央”的记载。太阳黑子的变化存在复杂的周期现象，平均活动周期为1 1 2 年。1 9 0 4 年，英国天文学家爱德华蒙德发现了一幅奇异的景象，记录太阳黑子周期变化的图表竟 4 然呈现出一幅展翅欲飞的蝴蝶图案【2 卅，如图1 3 所示。 太阳黑子面积平均日变化 醣 ，lfi | l l l ，i | | ，幽 1 扎 i 噩【i1 ，雌 ilik liil 、 置 h 。避t 。? 龇幽。谶。-阁虬j【l ljk l瞄_iijiki雕 图1 3 太阳黑子周期变化图 光球层的大气中存在着激烈的活动，用望远镜可以看到光球表面有许多密密麻麻的 斑点状结构，很象一颗颗米粒，称之为米粒组织。如图1 4 所示。每颗“米粒”的大小约 为1 0 6 m ，温度比周围高出约3 0 0 度，寿命为几分钟。米粒组织实际上是太阳内部物质 强对流运动在太阳表面的表现。光球下的物质在米粒中上升到光球上来，上升的速度在 每秒5 0 0 m 左右，冷却后，又下沉到光球下去。光球上“米粒”的运动虽然已经这样剧烈， 但比起黑子、耀斑、日珥等等真正的太阳活动现象来，还是只能算宁静的常规运动。 图1 4 太阳光球上米粒组织图像 在色球上人们还能够看到许多腾起的火焰，这就是天文上所谓的“日珥”。日珥是 迅速变化着的活动现象，一次完整的日珥过程一般为几十分钟。同时，日珥的形状也可 5 说是千姿百态，有喷泉状、拱桥状等，一般高度可达几万公里。天文学家根据形态变化 规模的大小和变化速度的快慢将日珥分成宁静日珥、活动日珥和爆发日珥三大类最为 壮观的要属爆发日珥，它是在宁静日珥或者活动日珥基础上，把气体物质拼命往上抛射， 然后回转着返回太阳表面，形成一个环状，所以又称环状日珥，如图1 5 所示。 图1 5 日珥 太阳还有一种重要的现象为太阻耀斑，它是色球层出现的突然爆发现象，在本章的 l - 3 节中我们将详细介绍。 1 2 2 太阳辐射 太阳的辐射可分为电磁波辐射和粒子辐射两种，来自光球的0 3 - - 3 0 1 m l 的电磁波辐 射占总辐射量的9 7 ，主要是可见光和少量红外、紫外光。色球和日冕是太阳紫外和x 射线辐射源。粒子辐射又称太阳风，主要成分是质子、电子和a 粒子，大部分是从日冕 中分布着的一些深不可测的“冕洞里吹出来的。太阳直径是地球直径的1 0 9 倍，但它 ， 的大部分区域几乎都是搿空无一物一的。日冕和色球层同真空差不多，光球的稀薄程度 相当于地球最高层的大气。太阻物质主要集中在太阳深部，从l 2 半径向里，只占总体 积1 8 的中心部分占有总质量9 0 以上的物质。太阳温度从光球向中心区增高，从5 7 7 0 k 增高到1 5 1 0 7 k ，但从光球向外，也随大气层高度而增高，光球上空2 0 0 0 k m 处增至 几万开，色球层项面达到几十万开，到日冕区竞高达几百万开。这种反常增温的情况是 太阳物理学中令人困惑的问题之一嘲。 太阳辐射的总能量到底有多少? 可以从太阳常数加以计算。太阳常数就是在地球大 气层外，单位面积的日照功率。它是可以用仪器直接测量的。现代的测量值为 譬 伊1 3 6 7 1 0 3 w m 2 。据此可以计算出太阳辐射的总功率是3 8 4 5 x 1 0 筠w 。地球收到的太 阳辐射能量只占2 2 亿分之一的份额，大气层还要反射和吸收掉一半，剩下的部分传至 地面，总量相当于全球发电总功率的l o 万倍。如此巨大的辐射能量，是以消耗太阳自 身的质量为代价换来的。在太阳核反应区，质量消耗的程度是4 x 1 0 9 k g s ，天文学家的 测量和计算告诉我们，太阳能够经受得住这样的消耗至少1 0 0 亿年 6 1 。 1 3 太阳耀斑 太阳耀斑是一种最剧烈的太阳活动。般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆 发 。其主要观测特征是，日面上( 常在黑子群上空) 突然出现迅速发展的亮斑闪耀， 其寿命仅在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速，下降较慢。特别是在太阳活动峰年， 耀斑出现频繁且强度变强。 图1 62 0 0 7 年7 月1 4 日x 5 7 3 b 耀斑的色球h o t 像 别看它只是一个亮点，一旦出现，简直是一次惊天动地的大爆发。这一增亮释放的 能量相当于1 0 万至1 0 0 万次强火山爆发的总能量，或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆 炸；而一次较大的耀斑爆发，在一二十分钟内可释放巨大能量，除了日面局部突然增亮 的现象外，耀斑更主要表现在从射电波段直到x 射线的辐射通量的突然增强；耀斑所 发射的辐射种类繁多，除可见光外，有紫外线、x 射线和丫射线，有红外线和射电辐射， 还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。 1 3 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 7 在某些谱线上，其中以氢的h 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h 中心的窄带滤光器得到的。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h 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 x i 0 6 - - 6 x 1 0 6 m ，在太阳硬x 射线爆发前约2 0 3 0 s 开始增亮，而在硬x 射线爆发开始后2 0 2 5 s 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 x 1 0 1 4 m 2 的称为耀斑，不到这个尺寸的称为亚耀斑。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4 b ，最小最暗的是1 f o 一年中大耀斑出现的频数随其在1 1 年周期中的位置和活动周大小有很大不同。在 1 9 5 7 1 9 5 8 年太阳活动极大年时，一年中出现的超过3 级的大耀斑有2 0 - 3 0 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1 0 公里的速度向外膨胀。耀斑往往产生于纵向磁场中性线两侧。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。光谱分析推算出的耀斑色球 部分几何厚度仅1 o x l 0 4 2 5 x l o s m ，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。 1 3 2 耀斑的x 射线、远紫外线和射电辐射现象 随着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、 丫射线等波段。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。紫外线爆发常和硬 x 射线爆发、脉冲微波爆发一起出现，时问轮廓彼此相符。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一色球过渡层形成的。 射电爆发发分为脉冲微波爆发、型爆发、型爆发im 型爆发。型爆发常和 大耀斑有关，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i i 型爆发，这表明高能质子加速过程仅在少数耀斑中发生。 型爆发大部分与耀斑无关，是另一类粒子一波交互作用过程引起的。但有的大耀斑也伴 随有型爆发。很可能是：弱型爆发发生在日冕高层，和耀斑无关；而强型爆发发 生在日冕低层，和耀斑有关 7 1 。 1 3 3 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4 0 0 都辐射粒子。这种质子 流是低能的( i m e v ) 。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。质子和电子事件 是耀斑的粒子加速过程中产生的，而中子则联系到耀斑的核反应。 耀斑中的核反应、中子和丫射线产生核反应需要高能粒子( 能量e i m e v ) 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1 0 - - - 7 0 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 2 3 m e v 的丫射线谱线。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。 9 2 高能丫射线产生的理论模型 来自太阳方向的高能粒子辐射被称作是太阳宇宙线。太阳宇宙射线的能量一般在 k e v 到g e v ( 1 0 9 e v ) 左右，当然到几百g e v 的粒子辐射也有，但是由于实验条件和探 测仪器性能的限制，使得人们还没有得到足够多的事例样本来研究更高能的粒子。因此， 目前人们仍然对于其中高能粒子的产生和加速过程没有一个确定的结论。高能y 射线和 太阳中微子由于其不受磁场的干扰和偏转，方向性更容易把握，所以人们更多的是利用 它们来研究粒子的产生和加速过程。对中微子的研究，由于其很难和其它物质相互作用， 对实验探测的要求条件比较严格苛刻，本底比较复杂，所以更多实验还是关注高能丫射 线的探测。以实验为基础，天文学家从理论上提出过各种各样的模型来解释高能丫射线 的产生。 7 射线是高能的光子部分，一般指能量在m e v 以上。宇宙丫射线的产生过程主要有： 同步辐射、曲率辐射、韧致辐射、逆康普顿( i n v e r s e - c o m p t o n ) 散射、兀。衰变、核相互 作用和e + e 一的湮灭【引。 2 1同步辐射过程 同步辐射是相对论电子在磁场中偏转受到加速而产生的一种电磁辐射。能量为风 的电子在强度为h 的均匀磁场中，与磁力线夹角为口方向上辐射出的同步辐射光子的强 度为【9 1 ： 驴m 3 c ，：n o ，_ 、s i n ( 0 ) 专肛( 刁砌 ( 2 ) 其中，m ( 乏) 是辐射方向上单位立体角内的电子数目，e 是电子电荷，k 5 ，是第二类贝 塞尔函数，是辐射光子的频率，而v c 表示辐射的临界频率，对于比v c 更高的频率的 辐射极弱i 辐射所损耗的能量由相对论电子的动能来补充。同步辐射的临界频率依赖于 电子的速度和磁场的强度，为： 铲4 烈坩日上( 专) 2 眨忱， h 以g a u s s 为单位。目前普遍认为，大多数非热的宇宙射电辐射都是这种同步辐射。 1 0 例如，类星体、射电星体的射电发射中，甚至太阳的射电发射中也观测到同步辐射的过 程。此外，在蟹状星云，以及其它的超新星遗迹中，还观测到可见光和x 射线的同步辐 射。以上推算可知，在h 一定的条件下，同步辐射光子的能量存在截断，而且只有在极 强的磁场条件下才能辐射出研射线。 2 2 曲率辐射过程 。在非常强的磁场中，相对论电子沿弯曲磁力线运动时产生辐射，这种辐射机制被称 做“曲率辐射 。由于磁场很强，所以任何横越磁力线的运动实际上是不可能存在的， 电子只能沿磁力线运动。在磁力线本身弯曲的情况下，相对论电子将获得l 的法向 j p 加速度( p 是该点磁力线的曲率半径) 。由于其瞬间运动情况相似于磁场中沿圆轨道运动 的相对论电子，故其辐射行为与电子的同步辐射相似。其实，同步辐射与曲率辐射具有 相同的本质，只是前者是消耗相对论电子的垂直磁场的动能，而后者利用平行于磁场的 动能而已。曲率辐射常常用来说明脉冲星、类星体等高能天体的辐射现象。 2 3 韧致辐射过程 当一个电子在与正离子发生碰撞而速度突然改变时会发生辐射，这种辐射被称作韧 致辐射。能量为& 的电子在电荷量为z 的原子核库仑场中辐射出能量为目光子的微分 截面为： 仃( e ，) d e ，：4 口z ：孑鲁f ( e e , v ) ( 2 3 i ) 。t 式中，口= 笔= 上1 3 7 为精细结构常数，y = 弓巨为光子能量占电子总能量的份额i 在 不考虑核外层电子的屏蔽效应情况下： f ( 蛐) - 【1 + ( 1 叫2 一争删眦善半一三】 ( 2 3 2 ) 在韧致辐射的过程中，入射粒子有较高的几率把大部分能量转移给一个单光子。当 电子与正离子发生碰撞时，不仅可能发射光子，也有可能吸收光子，同时电子从动能较 低的自由态跃迁到动能较高的自由态。对于一个处于热平衡态的等离子体，通过计算求 得其韧致吸收的系数蛳为， = 3 7 x1 0 8t 训2 2 2 n n y 一3 ( 1 - e 制灯) g 行( c m 一1 ) ( 2 3 3 ) 式中云是一个适当的权重频率平均，其值在1 附近，l i 为等离子体密度，万。为单位体 积中的电子数。对于高频部分，h v k t ，式中指数部分可以忽略，瓯芘l ，- 3 ：对于低 频部分，h v k t , 此时 口p = 0 0 18 t - 3 i 2 2 2 n p n y - 2 9 矿 ( 2 3 4 ) 可见高频部分的吸收很弱，对于低频部分这种吸收不可忽视。由于许多的高能天体， 诸如c y g x - 1 、c e n a 、3 c 2 7 3 以及丫射线暴等，它们的辐射能谱都延伸到v h e 能段，因 而深入探讨相对论热等离子体的韧致辐射对于理解它们的辐射机制非常的重要。 2 4 逆康普顿散射 与通常所说的康普顿( c o m p t o n ) 效应相反，使低能光子通过与高能电子相互作用而获 得能量，称为逆康普顿效应。l o r e n t z 因子为f 的相对论电子与能量为韵光子通过逆康 普顿散射发射光子，平均来讲，在惯班e c 2 的条件下，经散射后的光子的平均能量为： q 枷f 2 5 0 m e v 耀斑而采用的。长的陡然下降的时间可以解释 为高镜像比例的回路和非常低的能量密度。为了避免粒子由于漂流而移动，回路必须足 够大并且成螺旋形【1 6 1 。 p o - x j k 图3 61 9 9 1 年6 月c o m p t e 【c g r o 观测的三个耀斑 的2 2 2 3 m e v 谱线的延长放射的时间概况 在动荡的耀斑回路中的粒子将频繁的散射等离子体波并且可以慢射的限制在回路 中。在紊流中包含的能量，例如在a l f v e n 波中，可以被转移到粒子上可以引起随机加速 机制带来的加速。如果紊流水平足够高，那么粒子可以被充分的加速来克服能量的丧失。 这种延长的粒子加速可以持续至紊流中所包含的能量维持在一个相当高的水平。这个模 型由r y a n 和l e e 设计，起初是为了解释1 9 8 2 年6 月3 日的耀斑事件。如果应用于1 9 9 1 年6 月的耀斑事件就必须假设非常大的回路。 粒子加速的许多短暂阶段后会有短暂的受限这一设想已经被提出。在可以进行观测 的时间规模方面这是不可能与持续作用过程相区别的，然而这个机制需要高的等离子紊 流来对粒子进行加速，但是在另一方面又需要低的紊流来实现围困。 区别这些模型的可能方法是研究在不同的光子能量上t 射线的时间轮廓，这些光子 能量是由不同的粒子产生的。在围困模型中失去能量的过程是与能量有关的，因此不同 的光谱区的下降时间是不同的。例如，核放射和介子衰变放射的产生分别来自于2 0 m e v 每核子和大于4 0 0 m e v 每核子的源粒子。对于这种粒子能量，r a m a t y 和m a n d z h a v i d z e 的围困模型分别预测其下降时间为5 5 分钟和1 4 0 分钟在这种情况下，一个4 0 0 m e v 的质子将会在耀斑回路中经历3 2 0 0 次反射，这种反射发生在他由于碰撞而被移走之前。 一个2 0 m c v 的质子仅发生4 5 0 次。但是，所有测量的数据都显示了在所有观测能量带 的丫射线放射的相似的衰变时间。而且电子导致和质子导致的放射在衰变时间上并没有 显著区别。这个结果暗示了观测的延长丫射线不能由长期的磁场围困来解释而更应解释 为持续运作的加速过程。 3 5 2 加速机制 在包含被加速粒子在内的磁场中，粒子能量的积聚和突然的释放在等离子体穿过宇 宙空间时是个普遍的过程。从一个局部的区域类似于地球和它本身的磁场到大的宇宙距 离中最远的类星体，都是一样的。对这些过程的物理理解对于天体物理学和太阳地球关 系是很重要的。 任何可行的加速机制都应该能够解释观测到的事实：观测到的电子和质子加速的时 间规模和整个时间结构，观测的能量光谱以及加速粒子的总数和比例。而且，它必须能 够将一大部分可利用的耀斑能量传输给高能粒子。目前，被普遍接受的加速过程有：激 波加速，随机加速和直流电场加速。图3 7 定性的描述了每个过程的基本机制。随后我 们将对这几个过程做个基本的解释。 哮! 嫌 ：三i 。 - oe - ，o -i 一 ! 一一 叫- 口f t = u 盎卣 ：叫眨 夸 睁蚓 l 夺 + b 厂n 龟 。 9 ：研吐x 炯两n 二d c 曰e c l t 帼 峭嘲嘲m 图3 7 预期在太阳耀斑中起作用的最可能的基本粒子加速过程 ( 1 ) 激波加速1 1 7 ，1 3 1 9 2 0 l 粒子穿过波的前锋面时可以通过费米第一加速机制来加速。能量获得与讹有关， 这里v 是震动前沿的速度，c 是光速。粒子在不均一的激波两面被多次反射，从而获得 了足够的能量，而且他们必须距激波面很近这样才能多次穿过。如图3 7 左图。 如果能量的丧失仅仅是由粒子在激波中能量的扩散而发生，而且激波的前锋面比粒 子扩散长度大得多，那么，得出的粒子光谱可以由动量空间的幂定律来实现。指数由振 动的比例，来决定。得到的粒子光谱可以有下面的公式表示： ( 尝) 。仁2 + 2 晰2 广 5 这里m o 是粒子的静止质量，r = ( ，+ 2 ) 2 ( r 一1 ) 。 有几个效应可以阻碍粒子加速从而限制了高能量光谱，例如，振动时期与粒子加速 时间可比或者振动长度与粒子扩散长度相当。如果这些影响混合在粒子加速模型中， ( 3 5 1 ) 式就变为： ( 芸) ( 芸) 。唧( 哆乞) c 3 5 2 ) 超过能量岛( 称为回转动力能) ，光谱变得陡峭。但是仍然遵循能量低于岛的幂 定律。 ( 2 ) 随机加速 如图3 7 中图。在这个方案中，粒子浸没在无序的媒介场中并且由于和等离子波之 间的多次相互作用而任意的改变其能量。从平均水平来衡量，由于运动粒子的速度前行 碰撞部分大于拖尾的碰撞，因此他们的能量随着时间而增长。但是由于第一阶段离子失 去的能量和得到的一样多，各种能量获得是在第二阶段，这里与a l f v e n 波和w h i s t l e r 波的相互作用显得非常重要【2 1 ，2 2 1 。该理论得到的粒子光谱可以由两个参数来描述，加速 度a 和平均加速时间l 我们假设两个参数都与能量无关，光谱在非相对论区域有改变 的贝瑟尔效应来描述，在极端相对论区域由幂定律来描述。在两种情况下，口丁都代表 了光谱的形状：口r 值大表示光谱硬度高。在非相对论情况下( 脚c 2 ) 和能量 d 嗲3 2 6 ( a t ) 2 m c v 每核子时，有下面的公式成寺i 2 3 j ： 护唧 - ( 赤y 5 这里芸是变化的粒子能量光谱，该量是对改变的贝瑟尔效应的一个好的估计。 ( 3 ) 直流电场加速 加速带电离子的最直接的方式是利用大范围的直流电场( 见图3 7 的右图) 。这种场 与磁场中性谱线附近的磁连接有关，粒子也可以由与磁场相似的电场来加速。 用电场来解释粒子加速的一个问题是典型相反的带电粒子在相反的方向加速并且 发生大规模的电荷分离虽然离子从电场中获得能量，但他们也从相反电性的粒子那收 到一个反方向的库仑阻力。正是这两个力的相互作用决定了电子或离子是否能被加速至 脱离团块粒子的分布。 3 5 3 太阳耀斑的加速模型 我们已经给出了粒子加速的几种可能的机制，但是他们在实际的太阳环境下是否真 的有效呢? 燃烧着的太阳是充满丫射线的天空中最明亮的物体，前面解释了高能粒子形成的特 征和丫射线可以用来研究这些粒子的加速过程。由于这个原因，加速模型可能面临很多 观测结果。它们是：除了我们这里没有讨论的太空中粒子外，有耀斑的产生的光子光谱 和在不同能量带的发展过程。光子光谱可以用来获得关于源粒子光谱的信息。 s m m g r s 数据库用来推论由丫射线谱线比例得来的质子光谱的信息。值得注意的 是在g r s 所观测的所有耀斑中，除了在一次耀斑中所发生的爆破外，基本粒子光谱在 高能级都变柔和，贝瑟尔效应可以很好地描述这种表现。并且，g r s 在两个耀斑之后记 录的种子时间概况也很好的符合基本质子的贝瑟尔效应光谱，这种类型的光谱更倾向于 随机加速作为优先的机制。 对随机加速过程的争辩来自于下面的事实：从光谱分析和粒子测量中得到，一些类 似于铁f e 核和3 h e 元素在耀斑中过量。能够解释这些元素过量的的唯一机制就是回旋 随机加速。“回旋”意味着某个离子的旋转频率是现行波频的组合。因而这些元素比其它 元素得到更高效的加速【2 4 2 5 1 。 从高于大约1 0 0 k e v 的耀斑连续谱的测量中，我们知道了光子光谱有矿9 的幂定律 斜度，它是在下面的假设下成立的：耀