太阳高能粒子的来源.doc

太阳高能粒子来源的探索 赵小全 太阳高能粒子是指来自太阳的能量大于10 kev 到能超过10GeV的高能粒子。按能量化分，太阳高能粒子事件通常分为相对论的太阳高能粒子和非相对论的太阳高能粒子事件。不同种类的太阳高能粒子的加速和传输机制也不相同。太阳高能粒子能量很高，其穿透力很强，对卫星的安全和宇航员的安全构成极大的威胁。因此，太阳高能粒子事件加速机制的研究不仅具有科学研究的意义，而且在卫星坑辐射加固、宇航员的安全和卫星的屏蔽设计方面都有很强的指导意义。为此，太阳高能粒子的加速和传输是空间天气研究的主要内容之一。太阳高能粒子事件爆发的初期，太阳高能粒子的加速地点在日冕。由于太阳高能粒子的观测主要在1 AU附近，因此，太阳高能粒子的日冕加速只能依靠综合观测的资料来推测。目前太阳高能粒子日冕加速源的研究主要通过研究太阳高能粒子的谱、太阳高能粒子的电荷态、太阳高能粒子的日冕逃逸时间，并结合多波段的观测资料等方法来展开。太阳高能粒子日冕逃逸时间的计算是研究太阳高能粒子日冕加速的重要方法之一，也是常用方法之一。在近地空间环境中，太阳高能粒子辐射主要来源包括两类，一是太阳或银河宇宙射线，二是地球辐射带捕获的粒子。其中太阳宇宙射线绝大部分是与质子组成的。光电倍增管（PMT）是空间光学探测英应用的重要探测器之一。太阳高能粒子对真空紫外PMT的影响主要有两方面。一是空间高能粒子对飞行器中真空紫外PMT的总剂量效应。对总剂量效应有贡献的高能粒子主要源于 Van Allen 带的捕获电子、捕获质子和太阳质子事件，其与物质的作用机制有碰撞（电离和激发）和次级辐射。【1】总剂量效应会导致电子元器件性能参数衰退。当累积的剂量超过期间允许剂量时，会是电子器件的性能迅速衰退，造成其功能和性能的迅速下降直至全部丧失【2】。此外高能粒子会穿过PMT窗，或穿透管壁直接轰击光阴极和第一、第二倍增极产生暗计数，导致灵敏度下降。因此，为了降低空间高能粒子带来的严重影响，保障星载真空紫外PMT的正常工作，需要对PMT采取合适的屏蔽措施。在第23太阳活动周之前, 人们认为太阳耀斑是最剧烈的太阳活动, 因此, 在1995年以前, 在太阳高能粒子加速和相对论太阳高能粒子加速机制方面, 尽管有人认为日冕物质抛射驱动的激波可能是某些太阳高能粒子事件的主要加速机制, 但多数人还是认为太阳耀斑是太阳高能粒子的主要加速源。太阳高能粒子事件主要有两种, 一是脉冲型的太阳高能粒子事件 , 二是缓变形的太阳高能粒子事件。冲型太阳高能粒子事件的太阳源主要分布在日面西半球的位置, 这类事件的日冕加速源为太阳耀斑. 太阳耀斑是非常剧烈的太阳活动现象，是发生在太阳表面局部区域中突然和大规模的能量释放过程。在其爆发过程中，磁场能量转化为等离子体的动能和热能，部分电子和粒子被加速。从磁重联区域释放并向下注入到耀斑环中的非热电子和粒子经过沉降、俘获、逃逸、碰撞、辐射、热化等过程，这些过程统称为非热粒子的动力学过程。在非热粒子动力学过程中，伴随有丰富的爆发现象，其中，高能电子产生射电爆发、硬X射线、H波段的爆发等，高能质子、离子等产生射线爆发。Takakura 和Kai通过分析微波爆发衰减相的流量曲线和流量谱的演化特征，得到了初始注入非热电子的能量分布，并且首次把磁场俘获的思想应用到太阳物理学的研究领域中。他们认为在非热电子输运过程中，大部分电子可能被磁镜俘获。非热电子的俘获模型中必然出现电子的沉降过程。非热电子的动力学过程由以下几部分组成：加速、注入、俘获、和沉降、能量损耗。其中电子加速是指电子被加速之后，非热电子从加速区域向外输运，丛耀班环的顶部进入耀斑环的过程。俘获和沉降是同时进行的，被注入的非热电子分为两部分：一部分在耀斑磁环中做自由回旋运动，另一部分被俘获，束缚在两个磁镜点之间，并且在运动过程中；由于能量损耗，从俘获区逃逸，再次沉降到色球层。当非热电子达到色球层时，与周围稠密的等离子体相互作用，辐射电磁波并被热化，最终停留在色球层 或者更底层太阳大气中。通过分析热电子在输运过程中的时间特征（加速时间、飞行时间、捕获时间等）、密度（注入电子、直接沉降电子、俘获电子、二次沉降电子等的密度）以及谱特征，可以理解耀斑过程中，电子加速、磁场结构演化、波粒相互作用、俘获电子逃逸、日冕加热等物理过程，进一步分析和研究太阳耀斑磁场结构模型提供理论和观测依据。一般认为耀斑的能量起源于日冕,耀斑的色球加热仅是次级效应。加热的途径主要有两种:非热电子/ 质子的轰击和热传导。色球加热后导致谱线内的辐射增强,但不同的加热途径所产生的光谱特征是不同的。太阳耀斑粒子的散射性。太阳高能粒子的原成分不是日冕物质而是高色球层物质。在加速去，太阳耀斑粒子与背景电子碰撞而产生电离，所以不止一种电荷态，而是有一个宽的电荷态分布。另一方面，原子的外轨道电子的不稳定性随原子量而增大，因此，离子电荷态的分布也随原子量而增宽。太阳耀斑粒子的分散性：太阳高能粒子的源成分不是日冕物质而是高色球层物质.在加速区,太阳耀斑粒子与背景电子碰撞而产生电离,所以不只一种电荷态,而是有一个宽的电荷态分布。另一方面,原子的外轨道电子的不稳定性随原子量而增大,因此离子电荷态的分布也随原子量而加宽。因为太阳高能粒子的电荷态分布是随粒子的质量而不是比值Q/A 而加宽,这就解释了在图l中给出的相关系数He外是随元素的质量的增大而减小,但不是随Q/A 的增大而减小。近十年来随着YOHKOH、SOHO 及TRACE等卫星的发射和使用对太阳报斑的空间观测和研究取得了较大的进展可以说大多数观测事实从不同的角度进一步证实了粗斑爆发的基本机制即磁场重联模型的正确性。Tsuneta等人详细分析了耀斑软X 射线环的特征，发现环的高度和两足点的距离随时间增大,其中外环的上升速度更大;环顶区域具有尖角的结构；外环具有较高的温度。这些现象同双带耀斑的磁重联模型相符。 粗斑的硬x 射线图像,发现初始时刻在磁中性线附近出现单源,随后演化成双源,间距逐渐变大。地面观测研究也取得了许多进展.己有充分的证据表明耀斑的发生同磁场的非势性密切相关,电流对耀斑的发生有较大的作用。新型CCD 的使用使得地面单色像观测的时间分辨率可达到几十毫秒量级。Wang等人探测到了脉冲相时耀斑亮点的Ha辐射存在亚秒级的快速抖动现象,在时间上同硬x 射线增强一致。也做了高时间分辨率的多波段观测发现 H 。强度的时间变化有两个分量:一个快速分量和一个缓变分量,前者同硬X 射线流量相关,后者同硬X 射线流量的时间积分相关。通过详细的数值模拟,Ding 等人提出了一个可能的解释,即耀斑由许多“元爆发”组成,每个“元爆发”对应小尺度的、短时标的高能粒子注入,它们们在时间和空间上的迭加导致了H 辐射的快速起伏。磁重联是等离子体中的磁场在有限电阻的情况下冻结效应局部破缺的过程,它能非常有效地将磁能转化为等离子体的热能和动能,并有可能导致粒子加速。磁重联理论自40 年代提出1 至今已被广泛用来解释天体物理(如吸积盘)、行星际空间(如磁尾)及实验室(如托卡马克装置)等离子体中出现的各种剧烈的演化现象。尤其对太阳大气来说,无论是光球色球磁场的对消现象同还是日冕的加热,不管是小尺度的亮点还是大尺度的耀斑、日冕物质抛射,磁重联都起着关键的作用。长期以来，人们注重的是发生在日冕（即一个稀薄的、高温的、全电离的、低的等离子体）中的磁重联。例如，太阳耀斑的传统模型是认为初始的能量释放（磁重联）发生在日冕，能量往下传输以后才加热色球。然而，近来有比较多的证据显示低层大气（色球和光球）中能直接产生磁重联，包括磁对消, UV和EUV 爆发事件, 埃勒曼炸弹, II 类白光耀斑等。磁重联是产生高能量电子的一种重要机制, 由磁重联产生的高能量电子已由卫星直接观测到一般认为, 重联电场在电子的加速过程中起着重要的作用。近年来, 有很多研究者使用自洽的全粒子模拟方法来研究磁重联中的电子加速, 取得了不少进展。研究表明, 在反平行磁重联中, 电子加速不仅可以发生在X 线附近, 也可以发生在磁力线堆积区在X 线附近的小区域内, 一部分的电子被垂直于重联平面的重联电场加速, 很容易产生相对论电子, 这些电子在离开X 点附近后, 在磁场的作用下作回旋运动, 将电子的速度方向从y 方向转换到重联平面内, 最后沿着磁力线离开X 点，在有初始强导向场的重联中, 沿着一对分界线会出现电子密度降低, 其中存在很强的平行电场. 电子在这平行电场作用下加速并形成一冷电子束流, 流入X 线附近区域, 再次被平行于磁场的重联电场加速。磁重联提供了一种将磁场能量快速地转化为等离子体动能和热能的有效机制, 电子的动力学行为在无碰撞等离子体的磁重联过程中起着重要的作用。磁重联往往伴生着多种等离子体波动, 除低混杂漂移波外, 还观察到了哨声波等。在有初始导向场的磁重联中, 重联平面内的重联电场以及磁场拓扑结构和在反平行磁重联情况下没有明显的区别。但是就如前面所提到的, 随着导向场强度的增加，重联率会